La formación del colapso gravitacional

Después de que la región central de la estrella ha pasado por la etapa de reacción nuclear de combustión de oxígeno, si su masa es mayor que el límite de Chandrasekhar y está compuesta por nucleidos del grupo hierro, su índice poligonal equivalente γ está cerca al valor crítico 4/3 (Ver Equilibrio y Estabilidad de la Esfera Estelar). En este momento, la temperatura central de la estrella es de aproximadamente 6 × 10 K y sufrirá un proceso de colapso gravitacional. En esta etapa, la temperatura en el centro de la estrella es muy alta y varios procesos de producción de neutrinos (como el proceso de neutrinos fotogenerados, el proceso de aniquilación de pares de electrones, la radiación de neutrinos Bremsstrahlung, etc.) harán que los neutrinos destruyan el centro de la estrella. La energía se elimina rápidamente, lo que hace que el área central de la estrella se enfríe rápidamente, de modo que la presión de radiación no es suficiente para resistir el efecto de la autogravedad, lo que provoca un colapso gravitacional.