На овој илустрацији је појашњен процес који се одвија током експлозије супернове нестабилних парова. Када је маса звезде веома велика, гама зраци произведени у њеном језгру могу постати толико енергетични да се у одређеном тренутку део те енергије потроши на стварање парова честица и античестица. Ово узрокује пад притиска унутар звезде, и тада огормна гравитација преовладава и долази до делимичног урушавања звезде. Након тога долази до незаустављиве термонуклеарне реакције, а касније и огромне експлозије, након које се сва материја звезде избацује у околни свемир.
Супернова нестабилних парова (енгл.pair-instability supernova) настаје када стварање парова, стварање слободних електрона и позитрона у сударима између атомских језгара и енергичних гама зрака, смањује термални притисак унутар језгра супермасивне звезде (хиперџина). Овај пад притиска у језгру прво узрокује делимично урушавање, а затим и значајно убрзање сагоревања које прераста у незаустављиву термонукеларну експлозију која у потпуности разара звезду, и након те експлозије не остаје чан ни остатак црне рупе.[1]Супернова нестабилних парова настаје само код звезда чије се масе крећу од 130 до 250 сунчевих маса и ниске до умерене металности (звезда поседује највише водоника и хелијума, док осталих елемената скоро и да нема). За објекте SN 2006gy, SN 2007bi,[2]SN 2213-1745 и SN 1000+0216[3], који су откривени релативно скоро, се сматра да су били супернове нестабилних парова.
^Cooke, J.; Sullivan, M.; Gal-Yam, A.; Barton, E. J.; Carlberg, R. G.; Ryan-Weber, E. V.; Horst, C.; Omori, Y.; Díaz, C. G. (2012). „Superluminous supernovae at redshifts of 2.05 and 3.90”. Nature. 491 (7423): 228—231. PMID23123848. doi:10.1038/nature11521.
