沖擊波就把那星體炸成粉碎，這與新星產生的機制很相似，只是新星所對應的白矮星未達錢德拉塞卡極限，不會發生碳氧核反應，爆發所產生的能量是來自積聚在其表面上的氫或氦的融合反應。

亮度的突然增加是由爆發中釋放的能量所的，爆發以后亮度不會即時消失，而是會在一段長時間中慢慢地下降，那是因為放射性鈷衰變成鐵而放出能量。

ib超新星有氦的吸收線，而ic超新星則沒有氦和硅的吸收線，天文學家對它們產生的機制還是不太清楚。一般相信這些星都是正在結束它們的生命（如ii型），但它們可能在之前（巨星階段）已經失去了氫（ic則連氦也失去了），所以它們的光譜中沒有氫的吸收線。ib超新星可能是沃爾夫－拉葉型恒星塌縮的結果。

如果一顆恒星的質量很大，它本身的引力就可以把硅融合成鐵。因為鐵原子的比結合能已經是所有元素中最高的，把鐵融合是不會釋放能量，相反的能量反而會被消耗。當鐵核心的質量到達錢德拉塞卡極限，它就會即時衰變成中子并塌縮，釋放出大量攜帶著能量的中微子。

中微子將爆發的一部份能量傳到恒星的外層。當鐵核心塌縮時候所產生的沖擊波在數個小時后抵達恒星的表面時，亮度就會增加，這就是ii型超新星爆發。而視乎核心的質量，它會成為中子星或黑洞。

ii型超新星也有一些小變型如ii型和iil型，但這些只是描述了光度曲線圖的不同（ii的曲線圖有暫時性的平坦地區，iil則無），爆發的基本原理沒有太大差別。

還有一類被稱為“超超新星”的理論爆發現象。超超新星指一些質量極大恒星的核心直接塌縮成黑洞并產生了兩股能量極大、近光速的噴流，發出強烈的伽傌射線。這有可能是導致伽瑪射線暴的原因。

i型超新星一般都比ii型超新星亮。

這一類的超新星的形成途徑有多種，但這些途徑都共有一個相同的內在機制如果一個以碳氧[nb 2]為主要成分的白矮星吸積了足夠多的物質并達到了約為138倍太陽質量的錢德拉塞卡極限（對于一個不發生自轉的恒星而言），它將無法再通過電子簡并壓力來平衡自身的引力從而會發生坍縮。

不過，當今天體物理學界普遍認為在一般情形下這個極限是無法達到的在坍縮發生之前隨著白矮星內核溫度和密度的不斷上升，在白矮星質量達到極限的1時就會引爆碳燃燒過程。在幾秒鐘之內白矮星的相當一部分物質會發生核聚變，從中釋放足夠的能量（12x1044焦耳）而引起超新星爆發。

一束向外擴散的激波會由此產生并可達到500020000千米秒的速度，其大約相當于光速的3。同時恒星的光度會有非常顯著的增加，絕對星等可達193等（相當于比太陽亮五十億倍），并且這一光度幾乎不會變化 。

研究此類超新星形成的模型之一是一個密近雙星系統。雙星中質量較大的一顆恒星在演化過程中會更早地離開主星序并膨脹為一顆紅巨星。

隨著雙星的共同軌道的逐漸收縮，紅巨星最終將其絕大多數外層物質向外噴射，直到它內部不能繼續進行核聚變。此時它演化為一顆主要由碳和氧構成的白矮星。

其后系統中的另一顆恒星也將演化為紅巨星，并且這顆紅巨星的質量會被臨近的白矮星吸積，使后者質量不斷增長。在軌道足夠接近的情形下，白矮星也有可能從包括主序星在內的其他類型的伴星吸積質量。

ia型超新星爆發形成的另一種模型是兩顆白矮星的合并，屆時合并后的質量將有可能超過錢德拉塞卡極限，但此類情形較前者發生幾率較低。

ia型超新星具有特征性的光度曲線，在爆炸發生后它的光度是時間的函數。它所發出的光輻射來自內部從鎳56經鈷56到鐵