Todo comienza con una estrella masiva, que tiene unas 10 veces más masa que nuestro propio sol. Esta estrella está quemando su combustible nuclear a un ritmo prodigioso y produce mucho calor y luz. A medida que la estrella envejece, comienza a expandirse y enfriarse. Esta expansión hace que las capas exteriores de la estrella se vuelvan menos densas.

2. Colapso del núcleo

Cuando las capas exteriores de la estrella están lo suficientemente enrarecidas, el núcleo de la estrella comienza a colapsar. El colapso hace que el núcleo de la estrella se vuelva muy denso y caliente. Esta combinación de densidad y temperatura conduce a reacciones de fusión, pero la energía de las reacciones de fusión no es suficiente para soportar el peso del material superpuesto. El núcleo continúa colapsando.

3. Explosión de supernova

Cuando el núcleo de la estrella colapsa, se crea una onda de choque. La onda de choque se propaga a través de las capas exteriores de la estrella y, finalmente, hace que la estrella explote. La explosión de la supernova es extremadamente poderosa. Puede liberar más energía de la que producirá el sol en toda su vida.

4. Formación remanente

Después de la explosión de una supernova, el núcleo de la estrella queda atrás. El núcleo es extremadamente denso y caliente y se le conoce como enana blanca. La enana blanca puede enfriarse gradualmente y convertirse en una enana negra, o puede detonar en una futura supernova de Tipo Ia.

Las capas exteriores de la estrella son expulsadas al espacio por la explosión de una supernova. Estas capas se calientan a temperaturas muy altas y emiten una amplia gama de radiación electromagnética, incluida la luz visible, la luz ultravioleta y los rayos X. Los remanentes de supernova pueden durar miles o incluso millones de años.