right|thumb|320px|De Krabnevel is het resultaat van type II supernova SN 1054. right|thumb|320px|De supernovarest van SN 1987A. Deze komt van een type II supernova uit de Grote Magelhaense Wolk. Een supernova type II (meervoud: supernovae of supernova's) is een supernova die ontstaat uit de snelle ineenstorting en heftige explosie van een zware ster. Zo'n ster dient ten minste 8, maar niet meer dan 40 tot 50 maal, de zonnemassa (symbool: M☉) te bevatten om dit type explosie te kunnen produceren. Type II supernovae verschillen van andere typen supernovae door de aanwezigheid van waterstof in het spectrum. Ze worden doorgaans aangetroffen in de spiraalarmen van sterrenstelselsels en in H-II-gebieden, maar niet in elliptische sterrenstelsels.
Sterren creëren energie door kernfusie. De Zon kan alleen waterstof tot helium fuseren, maar sterren die groter en massiever zijn, kunnen ook elementen met een hogere atoommassa fuseren. Deze sterren hebben een hogere temperatuur en een hogere druk in de sterkern, waardoor hen overigens ook een korter leven beschoren is. De tegendruk van ontaarde materie en de energie afkomstig van de kernfusie zorgen ervoor dat de ster niet door zwaartekracht ineenstort: de sterren zijn in een hydrostatisch evenwicht. In dergelijke sterren ontstaan met het verloop van de tijd steeds zwaardere elementen, naarmate ze in temperatuur en druk toenemen. Sterren beginnen altijd met fusie van waterstof, waarna kernfusie van helium kan volgen. Dit kan zo blijven oplopen, als de ster massief genoeg is, volgens het periodiek systeem, totdat een sterkern van ijzer en nikkel ontstaat. Hier loopt het proces tegen een barrière op: kernfusie van ijzer of nikkel produceert namelijk geen energie meer, maar kost juist energie. Hierdoor valt de kernfusie in de kern stil en zal de naar buiten gerichte thermische stralingsdruk afnemen. De sterkern krimpt nu onder invloed van zwaartekracht ineen, tot het omringende gewicht van de ster gedragen kan worden door tegendruk van de ontaarde materie in de kern.
Als de hoeveelheid compacte massa van de niet-fuserende sterkern de Chandrasekhar-limiet van zo'n 1,4 M☉ overstijgt, is de tegendruk van ontaarde materie niet langer voldoende om de zwaartekracht tegen te houden in de ster. In een paar seconden vindt een cataclysmische implosie van de kern plaats. Nu de tegendruk van de binnenste sterkern is weggevallen, implodeert door zwaartekracht ook de buitenste kern en deze bereikt hierbij een snelheid tot 23% van de lichtsnelheid. Door deze plotselinge ineenkrimping stijgt de temperatuur in de binnenste sterkern tot 100 miljard kelvin. Neutronen en neutrino's worden gevormd door het proces van elektronenvangst, waarbij in een uitbarsting van tien seconden ongeveer 1046 joule vrijkomt. Nu wordt de implosie van de binnenste kern stopgezet door degeneratieve neutronendruk, waardoor de implosie afketst en naar buiten knalt. De energie van deze uitzettende schokgolf is voldoende om al de overliggende stermaterie uit elkaar te knallen en te versnellen naar de ontsnappingssnelheid. Dit is de supernova-explosie. De schokgolf, enorme druk en de extreem hoge temperatuur vervliegen snel, maar zijn toch lang genoeg om een korte periode van nucleosynthese plaats te laten vinden. Het is onder andere tijdens deze periode dat elementen met een hogere atoommassa dan ijzer hun oorsprong in het universum vinden. Afhankelijk van de hoeveelheid stermassa zal er ook een neutronenster of een stellair zwart gat gevormd worden samen met de supernovarest.
Er zijn een aantal categorieën van type II supernovae, die geïdentificeerd worden aan hand van de resulterende lichtkromme - een grafiek van lichtkracht tegen de tijd - na de explosie. Type II-L supernovae vertonen een vaste lineaire afname van de helderheid na de explosie. Type II-P laat een langzamere afname zien met een stabiele periode, of plateau, in de lichtkromme, waarna weer normale afname volgt. Type Ib en Ic zijn soorten supernovae waarbij de massieve ster haar buitenste sterlagen vol waterstof en helium reeds heeft verloren, waardoor deze primaire elementen niet in het spectrum van deze supernovae te vinden zijn.
Vormingsproces miniatuur|Een zware ster met daarin lagen materie ontstaan uit kernfusieprocessen, vlak voor een supernova type II (niet op schaal) In de kern van een ster op de hoofdreeks fuseert waterstof tot helium. Hierbij komt thermische energie vrij waardoor de kern opwarmt en er een naar buiten gerichte druk ontstaat, wat voorkomt dat de ster door zwaartekracht verder ineenkrimpt. Dit is het hydrostatisch evenwicht. Het hierbij geproduceerde helium hoopt zich op in de kern. De temperaturen zijn dan nog niet hoog genoeg voor kernfusie daarvan. Uiteindelijk zal de waterstof op raken waardoor het kernfusieproces af gaat nemen; nu krijgt zwaartekracht de overhand en de ster zal ineenkrimpen. Door deze samenpersing stijgt de temperatuur verder en kan kernfusie van helium plaatsvinden. Deze levensfase, van fusie van helium in de sterkern, duurt slechts 10% van de totale levensduur van zo'n ster. Als een ster minder dan 8 zonsmassa's heeft dan kan de door kernfusie van helium gevormde koolstof nooit fuseren. Zo'n ster koelt dan langzaam af en worden uiteindelijk een witte dwerg. Mocht zo'n witte dwerg deel (gaan) uitmaken van een dubbelstersysteem, dan kan hij alsnog exploderen in een supernova type Ia.
Sterren die veel meer massa bevatten dan de Zon evolueren op complexere manieren. Zij zullen voldoende massa hebben om een temperatuur en drukniveau te bereiken waarbij de kernfusie van koolstof wel mogelijk is in de sterkern. Dit zal gebeuren wanneer de ster samen begint te trekken, aan het eind van de kernfusie van het beschikbare helium. De kernen van deze enorme sterren verkrijgen lagen materie, zoals schillen in een ui, terwijl steeds zwaardere atoomkernen worden gevormd van verschillende kernfusieprocessen. De buitenste laag of sterschil, heeft de lichtste atoomkernen, van waterstof dat fuseert tot helium. Dieper volgt de laag helium dat fuseert tot koolstof via het triple-alfaproces. Elke diepere laag hieronder heeft een element met een steeds zwaardere atoommassa. Tijdens de evolutie van deze enorm zware sterren vinden er opeenvolgende fasen plaats waarbij de kernfusie in de sterkern stopt, de kern ineenkrimpt tot het drukniveau en de temperatuur voldoende stijgt om het volgende element te kunnen fuseren. De hernieuwde kernfusie zal weer voldoende tegendruk produceren om het ineenkrimpen te doen stoppen.
{| class="wikitable" |+ Fasen van kernfusie in kern van een 25 M☉-ster !rowspan="2"| Kernfusie !rowspan="2"| Brandstof !rowspan="2"| Voornaamste product(en) !colspan="3"| Ster van 25 M☉ |- !style="font-weight: normal"| Temperatuur(K) !style="font-weight: normal"| Dichtheid(g/cm3) !style="font-weight: normal"| Tijdspanne |- || koolstof-stikstofcyclus || waterstof || helium | style="text-align:center;"| 7 × 107 | style="text-align:center;"| 10 | style="text-align:center;"| 107 jaar |- || triple-alfaproces || helium || koolstof, zuurstof | style="text-align:center;"| 2 × 108 | style="text-align:center;"| 2000 | style="text-align:center;"| 106 jaar |- || koolstoffusie || koolstof || Ne, Na, Mg, Al | style="text-align:center;"| 8 × 108 | style="text-align:center;"| 106 | style="text-align:center;"| 1000 jaar |- || neon verbranden || neon || O, Mg | style="text-align:center;"| 1,6 × 109 | style="text-align:center;"| 107 | style="text-align:center;"| 3 jaar |- || zuurstof verbranden || zuurstof || Si, S, Ar, Ca | style="text-align:center;"| 1,8 × 109 | style="text-align:center;"| 107 | style="text-align:center;"| 0,3 jaar |- || silicium verbranden || silicium || nikkel (vervalt tot ijzer) | style="text-align:center;"| 2,5 × 109 | style="text-align:center;"| 108 | style="text-align:center;"| 5 dagen
Instorten van de sterkern Het in de sterevolutie creëren van steeds zwaardere elementen is afhankelijk van de vrijgekomen energie die uit de bindingsenergie van deze atoomkernen wordt verkregen. Terwijl steeds intensere vormen van kernfusie steeds zwaardere elementen maken, komt er steeds minder energie via kernfusie vrij uit de deeltjes. Hierbij komt dat vanaf koolstoffusie en verder, energieverlies substantieel wordt via neutrinoproductie. Dit blijft zo toenemen totdat nikkel-56 wordt gecreëerd, dat via radioactief verval verandert in kobalt-56 en daarna tot ijzer, in de loop van een paar maanden. Doordat ijzer en nikkel de allerhoogste bindingsenergie per nucleon van alle elementen hebben, kan met fusie in de sterkern van deze elementen geen energie meer worden verkregen, terwijl de kern van ijzer en nikkel groter wordt. Deze kern staat bloot aan een gigantische druk van de zwaartekracht. De ster kan nu geen hitte opwekken met kernfusie om tegendruk te geven hiervoor, de kern houdt zichzelf nu in stand door degeneratieve druk van elektronen. In deze staat van ontaarde materie is de stof zo compact, dat als de dichtheid nog verder zou toenemen, elektronen hetzelfde energieniveau zouden moeten gaan bezitten. Dit is voor identieke fermionen zoals een elektron echter volgens het uitsluitingsprincipe van Pauli onmogelijk.
miniatuur|Binnenin een zware, doorgeëvolueerde ster (a) vindt kernfusie plaats in de vele sterschillen met daarin verschillende elementen, waardoor een sterkern van ijzer en nikkel wordt gevormd (b) die de Chandrasekhar-limiet bereikt en ineen zal gaan storten. Het binnenste deel van de sterkern wordt tot neutronen samengeperst (c), waardoor de ineenstortende materie terugkaatst (d) en er een naar buiten gerichte schokgolf ontstaat (rood). De schokgolf begint vast te lopen (e), maar krijgt hernieuwde energie via interactie met neutrino's. Het steromhulsel wordt weggeblazen in de explosie (f), waarna alleen de neutronenster van ontaarde materie overblijft. Wanneer de totale massa van de sterkern de Chandrasekhar-limiet overtreft van plusminus 1,4 M☉, kan de degeneratieve druk deze niet langer in stand houden, waardoor een catastrofale ineenstorting volgt. Het buitenste deel van de kern bereikt snelheden tot 70.000 kilometer per seconde (dit is 23% van de lichtsnelheid) terwijl deze instort naar het centrum van de ster. De nu sterk krimpende sterkern stijgt in temperatuur, waarbij hoogenergetische gammastraling voorkomt. Deze straling zal atoomkernen van ijzer afbreken tot heliumkernen en vrije neutronen, door middel van fotodesintegratie. Doordat de dichtheid van de kern toeneemt, wordt het energetisch aantrekkelijk voor elektronen en protonen om te combineren via bètaverval. Hierbij worden neutronen en neutrino's gemaakt. Doordat het neutrino nauwelijks reageert met 'normale' materie, vliegt het gemakkelijk de sterkern uit. Hiermee verdwijnt energie uit de sterkern waardoor de slechts milliseconden durende ineenstorting versneld wordt. Terwijl de buitenste lagen van de ster zich losmaken van de sterkern, zullen sommige van deze neutrino's door het steromhulsel worden geabsorbeerd. Dit is het begin van de supernova-explosie.
De ingestorte sterkern heeft zo'n enorme dichtheid en heeft zoveel energie dat alleen neutrino's eraan kunnen ontsnappen. Bij het combineren van elektronen en protonen via elektronenvangst wordt het elektron-neutrino geproduceerd. In een typische type II supernova zal de nieuw gevormde sterkern van neutronen een begintemperatuur hebben van ongeveer 100 miljard kelvin, 104 maal de temperatuur van de kern van de Zon. Een groot deel van deze thermische energie moet worden verloren voordat een stabiele neutronenster gevormd kan worden, anders zouden de neutronen "eruit koken". Dit gebeurt door nog meer verlies van neutrino's. Deze 'thermische' neutrino's vormen als neutrino-antineutrinoparen van alle smaken. Het neutrinoproductiemechanisme zet de potentiële energie van zwaartekracht van de ineenstorting om in een 10 seconde durende explosie van neutrino's. Hierbij komt zo'n 1046 joule vrij.