Model ten został, nieco przewrotnie, określony przez Woosleya mianem „nieudanej supernowej” (ang. failed supernova) ze względu na fakt, że fala uderzeniowa jest zbyt słaba, aby wyrzucić całą otoczkę gwiazdy na zewnątrz i jej fragment opada z powrotem, tworząc dysk akrecyjny.
Model kolapsara wymaga, aby gwiazda będąca progenitorem błysku gamma spełniła jednocześnie co najmniej trzy warunki. Po pierwsze, musi być bardzo masywna, tak aby jej jądro zapadło się podczas wybuchu supernowej do czarnej dziury, a nie tylko do gwiazdy neutronowej. Po drugie, gwiazda musi bardzo szybko rotować, aby w jej wnętrzu utrzymał się przez wystarczająco długi czas dysk akrecyjny, zasilający dżety. Po trzecie, gwiazda musi podczas swego życia pozbyć się większości swej otoczki wodorowej, tak aby dżety mogły przebić się na zewnątrz kolapsara. Utrata ta mogła nastąpić przed kolapsem, w wyniku wiatru lub oddziaływania gwiazdy z jej towarzyszem w układzie podwójnym. Prawdopodobnie, gwiazda powinna być też silnie namagnesowana, gdyż dużą rolę w przekazywaniu energii między dyskiem akrecyjnym a dżetem może odgrywać pole magnetyczne.