“小夢，你有沒有聽說過不對稱性？關于超新星的。”華楓在早飯后問起云夢。
    看著云夢有些迷惑，華楓隨即解釋起來。一上午的時間就在這樣的問答中很快過去。
    他知道質量不小于九倍太陽質量的大質量恒星具有相當復雜的演化風格。在恒星內核中的氫元素不斷地通過核聚變產生氦元素，其中釋放的能量會產生向外的輻射壓，從而保證了內核的流體靜力學平衡而避免恒星自身巨大的引力導致的坍縮。
    而當恒星內核的氫元素消耗殆盡而無法再產生足夠的輻射壓來平衡引力時，內核的坍縮開始，這期間會使內核的溫度和壓力急劇升高并能夠將氦元素點燃。由此恒星內核的氦元素開始聚變為碳元素，并能夠產生相當的輻射壓來中止坍縮。
    這使得內核膨脹并稍微冷卻，此時的內核具有一個氫聚變的外層和一個更高溫高壓的氦聚變的中心。（其他元素如鎂、硫、鈣也會產生并在某些情形下在后續反應中燃燒。）
    上述的過程會反復幾次，每一次的內核坍縮都會由下一個更重的元素的聚變過程而中止，并不斷地產生更高的溫度和壓力。
    星體由此變成了像洋蔥一樣的層狀結構，越靠近外層的元素越容易發生聚變反應。每一層都依靠著其內部下一層的聚變反應所產生的熱能和輻射壓力來中止坍縮，直到這一層的聚變燃料消耗殆盡；并且每一層都比其外部一層的溫度更高、燃燒更快——從硅到鎳的燃燒過程只需要一天或幾天左右的時間。
    在這樣過程的后期，不斷增加的重元素參與了核聚變，而生成的相關元素原子的結合能也在不斷增加，從而導致聚變反應釋放的能量不斷減少。
    并且在更高的能量下內核會發生光致蛻變以及電子俘獲過程，這都會導致內核的能量降低并一般會加速核聚變反應以保持平衡。這種重元素的不斷合成在鎳-56處終止，這一聚變反應中不再有能量釋放（但能夠通過放射性衰變產生鐵-56）這樣的結果導致了這個鎳-鐵成分的內核無法再產生任何能夠平衡星體自身引力的向外的輻射壓，而唯一能夠起到一定平衡作用的是內核的電子簡并壓力。
    如果恒星的質量足夠大，則這個內核的質量最終將有可能超過錢德拉塞卡極限，這樣電子簡并壓力也不足以平衡引力坍縮。最終在星體自身強大的引力作用下，內核最內層的原本將原子核彼此分開的力也無法支撐，星體由此開始毀滅性的坍縮，并且此時已沒有任何聚變反應能夠阻止坍縮的發生。
    內核坍縮：
    超新星內核的坍縮速度可以達到每秒七萬千米（約合0.23倍光速），這個當原始恒星的質量低于大約20倍太陽質量（取決于爆炸的強度以及爆炸后回落的物質總量），坍縮后的剩余產物是一顆中子星；對于高于這個質量的恒星，剩余質量由于超過奧本海默-沃爾科夫極限會繼續坍縮為一個黑洞（這種坍縮有可能是伽瑪射線暴的產生原因之一，并且伴隨著大量伽瑪射線的放出在理論上也有可能產生再一次的超新星爆發），理論上出現這種情形的上限大約為40-50倍太陽質量。
    對于超過50倍太陽質量的恒星，一般認為它們會跳過超新星爆發的過程而直接坍縮為黑洞，不過這個極限由于模型的復雜性計算起來相當困難。
    但據最近的觀測顯示，質量極高（140-250倍太陽質量）并且所含重元素（相對氦元素而言）比例較低的恒星有可能形成不穩定對超新星而不會留下黑洞遺跡。這類相當罕見的超新星的形成機制可能并不相同（而可能部分類似于Ia型超新星爆發），從而很可能不需要鐵核的存在。這類超新星的典型代表是II型超新星SN2006gy，據估計它具有150倍太陽質量，對它的觀測表明如此巨大質量恒星的爆炸與先前的理論預測有著基礎性的差異。
    過程會導致內核的溫度和密度發生急劇增長。內核的這一能量損失過程終止于向外簡并壓力與向內引力的彼此平衡。在光致蛻變的作用下，γ射線將鐵原子分解為氦原子核并釋放中子，同時吸收能量；而質子和電子則通過電子俘獲過程（不可逆β衰變）合并，產生中子和逃逸的中微子。
    在一顆典型的II型超新星中，新生成的中子核的初始溫度可達一千億開爾文，這是太陽核心溫度的六千倍。如此高的熱量大部分都需要被釋放，以形成一顆穩定的中子星，而這一過程能夠通過進一步的中微子釋放來完成。這些“熱”中微子構成了涵蓋所有味的中微子-反中微子對，并且在數量上是通過電子俘獲形成的中微子的好幾倍。
    大約1046焦耳的引力能量——約占星體剩余質量的10%——會轉化成持續時間約10秒的中微子暴，這是這場事件的主要產物。中微子暴會帶走內核的能量并加速坍縮過程，而某些中微子則還有可能被恒星的外層物質吸收，為其后的超新星爆發提供能量。
    內核最終會坍縮為一個直徑約為30千米的球體，而它的密度則與一個原子核的密度相當，其后坍縮會因核子間的強相互作用以及中子簡并壓力突然終止。向內坍縮的物質的運動由于突然被停止，物質會發生一定程度的反彈，由此會激發