Để xem một ngôi sao sụp đổ hoàn toàn, xem lỗ đen có khối lượng sao

Lõi của hypernova sụp đổ trực tiếp thành một lỗ đen, và hai luồng plasma cực mạnh được phóng ra với tốc độ gần bằng tốc độ ánh sáng từ hai cực quay tròn của nó. Những luồng plasma này phát ra các tia gamma mãnh liệt và là một lời giải thích có thể đúng cho các chớp gamma thời gian dài. Tuy nhiên, hypernovas không thể dùng để giải thích cho các chớp gamma thời gian ngắn, mà dường như không có liên quan gì với các ngôi sao lớn, vì một số vụ chớp ngắn xuất hiện trong những khu vực không có sự hình thành sao mới - một điều cần thiết bởi vì các ngôi sao khổng lồ có thời gian sống ngắn và do đó chắc phải vừa được sinh ra.

Năng lượng sinh ra từ hypernova của một ngôi sao lớn, cùng với hiệu ứng sáng chói, là cần thiết để giải thích độ sáng và khoảng cách cực kì lớn (trên 10 năm ánh sáng, được đo bởi sự chuyển dịch đỏ của afterglow ionization) của những chớp gamma thời gian dài (>2 giây), trong đó cần sự phát xạ gamma trên 1044 J là cần thiết. Cơ chế chính là khi các luồng năng lượng mạnh mẽ được taọ thành tại trục quay của lỗ đen, các vụ nổ bức xạ năng lượng cao sẽ xuất hiện cho người quan sát trên đường đi của luồng plasma naỳ, thậm chí ở một khoảng cách xa đến phần rìa vũ trụ có thể quan sát được. Đến nay, hypernova và các chớp gamma dài đã được nhìn thấy trong thiên hà khác, nhưng vẫn chưa được quan sát thấy trong thiên hà của chúng ta.

Bởi vì các ngôi sao đủ lớn để sụp đổ trực tiếp vào một lỗ đen là khá hiếm, do đó hypernova sẽ rất hiếm gặp, nếu chúng thực sự xảy ra. Ước tính rằng một cứ mỗi 200 triệu năm hypernova sẽ xảy ra trong thiên hà của chúng ta.

Trong những năm gần đây, một lượng lớn dữ liệu quan sát về các chớp gamma thời gian dài đã gia tăng đáng kể sự hiểu biết của chúng ta về những sự kiện này và làm rõ là các mô hình sụp đổ tạo ra các vụ nổ chỉ khác nhau cụ thể nhiều hơn hay ít hơn giữa các siêu tân tinh thông thường. Tuy nhiên, đôi khi chúng nhắc đến trong các tài liệu là hypernovae. Từ hypernova được đặt ra chính bởi S.E. Woosley.[5]

Collapsar hiện đang được sử dụng là tên của một mô hình giả định nơi mà một ngồi sao Wolf-Rayet quay tốc độ nhanh với một lõi lớn (lớn hơn 30 lần khối lượng mặt trời) sụp đổ để hình thành một đen quay tròn lớn, hút tất cả các vật chất xung quanh với tốc độ tương đối với hệ số Lorentz ở khoảng 150. Tốc độ khiến collapsar trở thành những thiên thể nhanh nhất từng được biết đến. Chúng có thể được coi là các siêu tân tinh loại Ib và Ic bùng nổ "thất bại".

Một ví dụ có thể có của collapsar là siêu tân tinh Sn1998bw khác thường, cùng với chớp gamma GRB 980425. Siêu tân tinh này đã được phân loại là một siêu tân tinh loại Ic do tính chất quang phổ đặc trưng của nó trong phổ vô tuyến, cho thấy sự hiện diện của vật chất tương đối.

Một loại hypernova nữa là siêu tân tinh đôi bất ổn, trong đó có siêu tân tinh 2006gy đã có thể là ví dụ đầu tiên được quan sát. Siêu tân tinh được quan sát thấy trong một thiên hà cách Trái Đất khoảng 240 triệu năm ánh sáng (72.000.000 parsec). Trong một siêu tân tinh đôi bất ổn, sự sản xuất cặp gây ra sự giảm áp suất đột ngột trong lõi của ngôi sao, dẫn đến sự sụp đổ cục bộ nhanh chóng, gây ra sự tăng mạnh về nhiệt độ và áp suất dẫn đến một đốt nhiệt hạch và nổ tung hoàn toàn của ngôi sao.