Supernova por inestabilidad de pares

En estrellas calientes muy masivas con temperaturas interiores superiores a unos 300 000 000 K, los fotones producidos en el núcleo estelar se encuentran principalmente en forma de rayos gamma de muy alta energía.Los rayos gamma con energía suficientemente alta pueden interactuar con núcleos, electrones o entre sí.Cuando se detiene el colapso, los positrones encuentran electrones y la presión de los rayos gamma aumenta nuevamente.A medida las temperaturas y la energía de los rayos gamma aumentan, se absorbe cada vez más energía de rayos gamma para crear pares electrón-positrón.Esto aumenta la energía de los rayos gamma que se producen, haciéndolos más propensos a interactuar y, por tanto, aumenta la velocidad a la que se absorbe la energía en una mayor producción de pares.Esto puede evitarse mediante una alta velocidad de rotación y/o metalicidad.Las estrellas con estas características todavía se contraen a medida que cae su presión exterior, pero a diferencia de sus primas más lentas o menos ricas en metales, estas estrellas continúan ejerciendo suficiente presión exterior para evitar el colapso gravitacional.En cambio, la contracción causada por la creación de pares provoca una mayor actividad termonuclear dentro de la estrella que rechaza la presión interna y devuelve la estrella al equilibrio.El colapso procede a comprimir eficientemente el núcleo de la estrella; la sobrepresión es suficiente para permitir que una fusión nuclear desbocada lo queme en varios segundos, creando una explosión termonuclear.[5]​ Al liberarse más energía térmica que la energía de enlace gravitacional de la estrella, ésta queda completamente quebrantada; no queda ningún agujero negro ni ningún otro remanente.Se expulsa toda la masa de la estrella, por lo que se produce un remanente nebular y muchas masas solares de elementos pesados son expulsadas al espacio interestelar.