Längst in i en stjärna smälter atomkärnor samman och frigör energi i en process som kallas fusion. Vi säger i dagligt tal att den då brinner. När en stjärna "brinner ut" kan många saker hända. Det främsta är att de krafter som balanserar stjärnan hamnar i obalans och då är slutet oundvikligt.

Massiva stjärnor förbränner enorma mängder kärnbränsle i sina kärnor. Detta genererar massor av energi vilket i sin tur gör allt mycket varmt. Värme genererar tryck, och det tryck som skapas av en stjärnas kärnförbränning hindrar också stjärnan från att kollapsa av sin egen vikt.

En stjärna är i balans mellan två motsatta krafter. Stjärnans gravitation försöker pressa ihop stjärnan till en så liten och kompakt boll som möjligt. Men kärnbränslet som brinner i stjärnans kärna skapar ett starkt tryck utåt. Detta utåtriktade tryck motstår gravitationen så länge det finns bränsle kvar.

När bränslet börjar ta slut kyls stjärnan också av. Detta gör att trycket sjunker och då får gravitationen fritt spel vilket leder till att den kollapsar, från ett ögonblick till ett annat. Kollapsen är så snabb och så stark att det skapar en enorm chockvåg av energi som får den yttre delen av stjärnan att explodera. Det är vad vi kallar för en supernova.

Kvar blir ett moln av helium, kol och väte, en så kallad nebulosa, ur vilket nya stjärnor kan bildas.

Bilden visar krabbnebulosan, det som blev kvar efter att stjärnan SN 1054 exploderade i en supernova den fjärde juli år 1054. Det finns flera historiska källor som uppger att de kunde observera supernovan från jorden.