W miarę wzrostu temperatury jądra gwiazdy wzrasta także energia generowanego promieniowania gamma. Gdy temperatura przekroczy 3 × 108 K kwanty promieniowania mają energię (~1 MeV) wystarczającą do przemiany fotonu w parę elektron-antyelektron (kreacja par). Utworzona para cząstek wytwarza znacznie mniejsze ciśnienie niż tworzący ją foton. Zmniejszenie ciśnienia wywołuje zapadanie się gwiazdy i wzrost temperatury w jej wnętrzu. Antyelektrony mogą łączyć się z elektronami tworząc promieniowanie. Przy niezbyt dużym nacisku zewnętrznym może ustalić się stan równowagi, ale przy odpowiednio dużej masie proces zapadania jest tak intensywny, że coraz większa część promieniowania bierze udział w procesie kreacji par.
Zewnętrzne warstwy gwiazdy kompresują jądro do coraz mniejszych rozmiarów, a po przekroczeniu granicy krytycznej gwiazda zapada się coraz szybciej, opadające warstwy zewnętrzne biorą udział w reakcjach jądrowych. Przy dostatecznie dużym ciśnieniu proces przebiega w formie eksplozji, obejmując obszary coraz bardziej odległe od centrum.