Az 1054-ben felfénylett szupernóva-robbanás még ma is megfigyelhető maradványa, a Rák-köd.
John Charles Duncan 1921-ben összehasonlította az általa, és a 12 évvel korábban George Willis Ritchey által ugyanazon távcsővel a Rák-ködről készített fényképfelvételeket és azt találta, hogy a két képen látható csillagközi felhő mérete változik, növekszik. A por és gázköd tágulását időben visszafelé követve körülbelül 900 évvel azelőtt átmérője gyakorlatilag nulla volt. Ekkor kezdődött a felhő tágulása, azaz ekkor robbanhatott fel a Rák-köd szülőcsillaga. Abból, hogy a Rák-köd a Bika csillagkép azon helyének közelében található, ahol a kínai csillagászok látni véltek egy vendégcsillagot, arra következtettek, hogy a Rák-köd az 1054-ben feltűnt szupernóvának még ma is táguló maradványa. Az 1054-es szupernóva-robbanásról szóló feljegyzések alapján maximális fényessége elérhette a -18 magnitúdót, a Nap fényességének nagyjából 1.6 milliárdszorosát. A szisztematikus észlelések megkezdése óta évente 10-20 szupernóvarobbanást is felfedeznek távoli extragalaxisokban, míg a Tejútrendszerben átlagosan csak 100 évente jelenik meg egy. Közel minden második szupernóva-robbanás az I. típustól eltérő jellegzetességekkel bír. Ellentétben az I. típusúval, a II. típusú robbanás spektrumában hidrogénvonalak is láthatóak. A II. típus halványabb kifényesedést produkál, fényessége egy nagyságrenddel kisebb, mint az I. típusé.
A nagytömegű (8 naptömegnél nagyobb) csillagok magjában a szilícium elfogytával további energiatermelő magreakció már nem tud létrejönni. Az energiatermelő magreakciók hiánya következtében a sugárzás okozta nyomás megszűnik, és a hidrosztatikai egyensúly a továbbiakban, már nem tud fennmaradni. Egy masszív, 10 naptömegű csillagban már 10 millió év alatt kifogy a nukleáris tüzelőanyag. A csillagtörzsben kialakulnak a vas körüli elemek. A középpontból kifelé haladva az egyre könnyebb elemek hagymahéjszerű rétegei veszik körül a magot. A hidrosztatikai egyensúly megszűntekor a csillag saját gravitációs tere hatására zsugorodni kezd. Így a csillag vasmagja egy összeomló, forró, fehér törpeszerű állapotba kerül.
A csillag magja felé haladva az egyre nehezebb elemek koncentrációja megnő, és hagymahéjszerű belső szerkezet alakul ki.
Az összeomló csillagtörzs nyomását ekkor még az elfajult csillagmag elektronjai határozzák meg. A felszabaduló gravitációs potenciális energia a csillaganyag belső energiáját növeli mindaddig, amíg magfizikai folyamatokban keletkező részecskék nem tudják ezt az energiát elszállítani. Az összeomlás miatt növekszik a hőmérséklet, a vasmagok kis része felhasad, ami növeli a nyomást. A vasmagok széthasításához energia kell, így az anyag belső energiája csökkenni fog. A vasmagok felhasadásakor keletkezett pozitronokból elektron befogás során neutronok és neutrínók keletkeznek, aminek következtében csökken az elektrongáz nyomása és az összeomlás felgyorsul. Az elektronbefogás során keletkezett neutrínók ekkor még kijutnak a csillagból. Az összeomlás akkor lassul le, ha a sűrűségnövekedés miatt a neutrínók már kölcsönhatnak az elektronokkal, meggátolva azok befogódását. Ezzel a csillag gravitációs kollapszusának első szakasza befejeződik.
A kollapszus tovább folytatódik egészen addig, amíg a csillagtörzs centrális sűrűsége el nem éri az atommagok sűrűségét, 2.7*1014 g/cm3 értéket. A vasmagok ekkor szétolvadnak, és maganyag keletkezik. A csillagtörzs ekkor olyan, mint egy hatalmas atommag. Ez az anyag már nem tud tovább összenyomódni, a beáramló anyag hírtelen megáll és visszapattan a törzs felületéről, lökéshullám keletkezik. A lökéshullám a csillagtörzsben feltöri a vasmagokat, eközben a felületéig jutva elveszti energiáját és lelassul.
Ha a lökéshullám vasmagokat felbontó hatását nem vennénk figyelembe, akkor a lökéshullám kijutna a vastörzsből, és levetné a csillag burkát. Valójában a lökéshullám körülbelül 100-300 km-re a középponttól leáll. A visszamaradt csillagtörzs neutroncsillaggá alakul, de ekkor még forró. A forró neutroncsillag lehűl és tovább zsugorodik, végül 1.4 naptömegű közel 30 km sugarú neutroncsillag jön létre. A forró és a hideg neutroncsillag gravitációs potenciális energiájának különbsége neutrínók formájában sugárzódik ki. Ezen neutrínóknak az anyaggal történő igen gyenge kölcsönhatása révén (minden ezredik neutrínó lép kölcsönhatásba a behulló anyaggal) újraéled a lökéshullám, ezt hívjuk neutrínófűtésnek. A neutrínók felmelegítik a neutoncsillag felszínén az anyagot, ahol konvekciós áramlások alakulnak ki. A konvekció során a behulló, alacsony energiájú anyag a kiáramló forró buborékokon keresztül jut a neutroncsillag felületére. A buborékokban felfelé áramló forró anyag energiát ad át a lelassult lökéshullámnak. Az így újra éledt lökéshullám 500-3000 km között felmelegíti az anyagot, ahol robbanásos magreakciók zajlanak. 3000 km felett a lökéshullám maga előtt szállítva a burok anyagát szabadon kijuthat a csillag felületére, és felrobbantja a csillagot.
A II. típusú szupernóvarobbanás szülőcsillaga még számottevő hidrogénburokkal rendelkezik, hiszen magjában ugyan kifogyott, de a burok teljes anyagát nagy tömege miatt nem tudta ledobni a vörös óriás állapotban. Ezért a szupernóva színképében, kezdetben abszorpciós, majd emissziós hidrogénvonalak is észlelhetők. A fenti folyamatok következtében kidobódott anyag hűlése során a hidrogén rekombinálódásakor (az ionizált hidrogén a hőmérséklet csökkenése miatt visszanyeri elektronját és semleges hidrogénatom jön létre) optikailag vékonnyá válik. A fotoszféra kezdetben a burok anyagával együtt tágul és hűl, ezért a fényesség a maximumot követő első napokban visszaesik. A rekombináció bekövetkezte után a fotoszféra a rekombinációs fronttal esik egybe, amely a kiáramló anyaghoz képest befelé mozog, így az közel állandó sugarú marad. Mivel állandó mennyiségű anyagutánpótlást kap, ezért a ledobódó fotoszféra néhány hónapig állandó fényességű marad. Végül a hidrogénben gazdag réteg kiáramlása után a front eltűnik, a fényesség pedig csökkenni kezd. A robbanáskor keletkezett nagy mennyiségű radioaktív izotóp bomlása (56Ni -> 56Co -> 56Fe) még tovább fűti a gázt, így a fényességcsökkenés exponenciális ütemű.
A Palomar Obszervatorium által a Rák-ködről, és a Hubble Űrteleszkóp által annak centrális tartományáról készített felvétel. A centrumot mutató felvételen jól látható a sugárzó szupernóva maradvány, a neutroncsillag.
Mivel a csillag összeomlásakor se a mágneses energiája, se az impulzusmomentuma nem változhat meg, a robbanásban keletkezett neutroncsillag szédítő sebességgel forog, és óriási mágneses tere van. Mivel a hátramaradt neutroncsillag sugárzása révén további energiát táplál a maradványködbe, az még évezredekig látható. A köd általában középen a legfényesebb és a szélei felé halványabb. Ezeket hívjuk plerion típusú ködöknek, amelyeknek legismertebb példája a már említett Rák-köd.
Összegezve az alábbi ábrákon látható, hogy hogyan alakulhat egy csillag fejlődése.
