Gwiazdy, których początkowa masa była większa niż około 8 mas Słońca, kończą swoje życie w sposób katastroficzny. Ostatnim źródłem energii termojądrowej dla tych gwiazd jest zamiana krzemu w żelazo. Gdy zasoby krzemu w jądrze są niewystarczające, aby zapewnić gwieździe stabilność, żelazne jądro zaczyna się kurczyć pod wpływem grawitacji. W czasie kurczenia pojawia się kilka procesów, z których najważniejszym jest wychwyt elektronów przez protony tzw. neutronizacja:

W procesie neutronizacji protony znajdujące się w gwieździe ulegają przemianom w neutrony. Produkowane są w nim również neutrina elektronowe.
Innymi procesami zachodzącymi w czasie kurczenia się jądra żelaznego są procesy tzw. fotodezintegracji, czyli rozbijanie przez fotony cięższych jąder atomowych na lżejsze:

Dynamika tych procesów nie jest do końca zbadana. Liczne modele numeryczne dają w wyniku różne przewidywania. Badania trwają.

W miarę jak wzrasta gęstość jądra zapadającej się gwiazdy zmniejsza się droga jaką mogą w nim przebyć neutrina bez oddziaływania z materią. Gdy gęstość przekroczy 10¹² g/cm³ droga ta staje się krótsza niż promień jądra. Do tego momentu neutrina powstające w procesie neutronizacji wynosiły z jądra znaczną część energii. Teraz w wyniku wtórnych oddziaływań neutrin znaczna część energii zostaje w nim uwięziona. Promień jądra w tym momencie ma około 30-50 km. Kurczenie trwa do momentu, gdy gęstość przekroczy wartość około 2,7*10¹⁴g/cm³. Wtedy to tzw. zdegenerowany gaz wewnątrz jądra uniemożliwia mu dalsze kurczenie (zdegenerowany gaz jest pojęciem opisywanym przez mechanikę kwantową, mówiąc skrótowo, jest on materią, która nie może być bardziej stłoczona). Bardziej zewnętrzne warstwy jądra oraz pozostałe obszary gwiazdy nadal opadają na centrum, przy czym prędkość tego opadania jest na tyle duża, że po napotkaniu zdegenerowanego jądra warstwy te "odbijają się" od niego niemalże z prędkością światła. Zaczyna rozchodzić się od środka na zewnątrz potężna fala uderzeniowa. Fala ta napotyka kolejne warstwy opadającej materii. Jej prędkość zmniejsza się. Tworzy się lokalne zagęszczenie materii. Neutrina uwięzione w gęstym jądrze zostają wyzwolone. Dodatkowo produkują się kolejne neutrina w różnych procesach oddziaływań rozchodzącej się fali uderzeniowej. Część z tych neutrin przechodząc przez powstały zagęszczony obszar powoduje jego ponowne ogrzanie i regenerację prędkości fali. Następuje wybuch supernowej.

Neutrina pochodzące z supernowej powstają w dwu podstawowych procesach. W procesie neutronizacji opisanym powyżej powstają jedynie neutrina elektronowe. Gromadzą się one w tzw. sferze neutrinowej (gęstym jądrze), z której zostają wyzwolone w momencie wybuchu. Drugim sposobem produkcji neutrin jest generacja par e⁺e^- przez fotony, a następnie zamiana tych leptonów w pary neutrino-anty-neutrino:

W procesie tym produkują się neutrina i anty-neutrina wszystkich zapachów. Przy czym zgodnie z prawem ekwipartycji (równego podziału) energii owe neutrina powinny być produkowane w równych ilościach w każdym rodzaju. Przy czym neutrina i anty-neutrina elektronowe mogą powtórnie oddziaływać z materią wybuchającej gwiazdy:

Dla pozostałych rodzajów neutrin takie oddziaływania nie zachodzą. Możliwe jest jedynie ich rozpraszanie na składnikach materii.

Neutrina szybkie - z obszaru sfery neutrinowej - emitowane są w czasie 1 milisekundy od wybuchu. Energia przez nie niesiona nie przekracza jednego procenta całkowitej energii wynoszonej przez neutrina. Neutrina powstające w produkcji par są emitowane z supernowej w przeciągu około 10 minut. Czas ten jest potrzebny na przebicie się tych neutrin przez gęste obszary wybuchającej gwiazdy (obszar gwiazdy jest bowiem na tyle gęsty, że neutrina zanim wydostaną się na zewnątrz podlegają wielu rozproszeniom na cząstkach materii gwiazdy). Okazuje się, że około 99% całkowitej energii uwalnianej w wybuchu supernowej jest wynoszona przez neutrina!

Skoro w czasie wybuchu supernowej produkowanych jest taka ogromna ilość neutrin, to czy obserwowanie ich na Ziemi jest możliwe? Otóż tak. Jeśli tylko w niewielkiej odległości od Ziemi wybuchnie supernowa to eksperymenty poświęcone analizie neutrin pochodzących ze Słońca powinny wykryć również neutrina z supernowej. Już raz się udało - 23 lutego 1987 roku. Niestety supernowe w bliskiej odległości Ziemi nie wybuchają co dzień. Nie umiemy przewidzieć kiedy nastąpi najbliższy wybuch. Dlatego naukowcy czekają w gotowości 24 godziny na dobę, siedem dni w tygodniu.