Zachowanie gwiazd framed|Rodzaj supernowej w zależności od masy gwiazdy i jej metaliczności. Pomarańczowy - niestabilność par prowadzi do czarnej dziury, różowy - niestabilność par prowadzi do wybuchu bez pozostałości. Kilka źródeł opisuje zachowania dużych gwiazd, w których rozważa się niestabilność gwiazdy wywołaną tworzeniem par elektron-pozyton. Masywna gwiazda przed etapem supernowej składa się z helowego jądra oraz otoczki, która może zawierać wodór. Ewolucja masywnej pojedynczej gwiazdy zależy głównie od jej masy ale także od metaliczności oraz szybkości obrotu. Gwiazdy o mniejszej metaliczności w mniejszym stopniu rozpraszają masę z otoczki, co w pewnym stopniu decyduje o rodzaju powstałej później supernowej, mają także większe jądro helowe oraz otoczkę zawierającą wodór.
Gwiazdy o masie mniejszej niż 100 mas Słońca Promienie gamma wytwarzane przez gwiazdy o masie mniejszej niż 100 mas Słońca nie ma wystarczającej energii, aby wytwarzać pary elektron-pozytron. Niektóre z tych gwiazd będą supernowymi pod koniec ich życia, ale mechanizmy nie są związane z niestabilnością wywołaną tworzeniem par.