Les supernovas correspondent à la fin de vie explosive d'un certain type d'étoiles. Phénomène exceptionnellement lumineux, une supernova peut briller pendant quelques heures autant que toute les étoiles d'une petite galaxie et le dégagement d'énergie est comparable à celui qu'aura émit notre Soleil sur l'ensemble des 10 milliards d'années de son existence. Ce sont des événements rares ; dans la Voie Lactée, il ne s'en produirait que deux à trois par siècle, cachés la plupart du temps à nos regards car les poussières interstellaires nous masquent une grande portion de notre propre galaxie. Ainsi, les archives humaines n'en n'ont répertorié avec certitude que moins d'une dizaine au cours des 20 derniers siècles.

Dans le cas de la la supernova SN 2019rn, le type II décrit un supernova "par effondrement de cœur", l'effondrement de cœur étant l'un des deux principaux mécanismes de formation de supernova, l'autre étant la supernova thermonucléaire (ou type Ia). 

Ces supernovas correspondent à l'expulsion violente des couches externes des étoiles massives (à partir de 8 masses solaires) en fin de vie. Juste avant que cette explosion ne survienne, la partie la plus centrale de l'étoile se contracte ; il en résulte la formation d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir. Les différences entre supernovas de type II concernent des variations dans leurs spectres et dans leur courbe de luminosité.  En effet, certaines particularités des couches externes de ces étoiles, pré-existantes à l'explosition, vont se traduire dans le spectre électro-magnétique au moment de la supernova, ce qui va permettre de définir trois types spectraux principaux : le type II, le type Ib (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène) ou le type Ic (si l'étoile a perdu son enveloppe d'hydrogène et son enveloppe d'hélium). 

La masse maximale d'une étoile pouvant produire une supernova est estimée à environ 40 masses solaires. Au-delà de cette masse, l'étoile va directement former un trou noir sans engendrer de supernova (collapsar).

Avant le phénomène de supernova stricto sensu, une étoile massive va donc progressivement épuiser son combustible nucléaire pendant qu'elle traverse le stade de supergéante rouge et fusionner ses éléments, créant ainsi un noyau de fer. La supernova à effondrement de cœur comporte alors trois phases : l'effondrement lui-même avec la transformation du noyau de fer en matière neutronique, le rebond des couches externes de l'étoile sur la matière neutronique puis l'explosion. Selon toute vraisemblance, des étoiles comme Antarès (Scorpion) ou Bételgeuse (Orion) devraient ainsi terminer leur existence en explosion de type II

Le Type IIB est rare et semble correspondre au "chaînon manquant " entre les supernovas de type Ib/c et les sypernovas de type II proprement dites.

La luminosité lors de l'explosion d'une supernova de type II peut atteindre 10 milliards de fois la luminosité solaire, ce qui équivaut à peu près à la luminosité d'une galaxie moyenne. Cependant, la luminosité générée par la supernova équivaut à seulement 0,01 % de l'énergie libérée lors de l'explosion, 99 % de cette énergie étant émise sous forme de neutrinos et les derniers 0,99 % sous forme d'énergie cinétique (dans la matière libérée par l'étoile).

Au final, on peut retenir que les supernovas de type IIb (SN IIb) entrent dans cette catégorie générale des supernovas survenant pour des d'étoiles ayant préalablement expulsé leurs couches externes, mais qui conservent quelques dixièmes de masse solaire de leur enveloppe d'hydrogène d'origine. Les modèles suggèrent qu'une SN de type IIb se produit dans des étoiles de masse modérément élevée (d'environ 10 à 18 masses solaires), probablement dans des systèmes binaires, et que les masses des noyaux qui s'effondrent sont de plusieurs masses solaires. Leur évolution spectrale révèle des raies de Balmer significatives peu après l'explosion, mais qui s'estompent rapidement avant d'être supplantées par de fortes raies d'hélium, ce qui fait penser que la photosphère se retire à travers l'enveloppe d'hydrogène dans les couches d'hélium et les couches plus profondes. 

Après l'apparition de l'hélium, les supernovas de type SN IIb ressemblent beaucoup à de supernovas de SN Ib. Leurs courbes de lumière de SN IIb peuvent montrer une phase précoce de type "boule de feu", mais elles restent alimentées quasiment exclusivement par désintégration radioactive lors du pic d'intensité lumineuse (et après). Enfin, il existe des éléments faisant évoquer deux sous-classes de SN IIb, celles avec des enveloppes d'hydrogène radialement étendues et celles avec des enveloppes compactes. Certaines encore montrent des signes d'interaction avec la matière circumstellaire.