Étoile à neutrons

Pour des étoiles dont la masse est supérieure à ~8 masses solaires, on assiste à la formation, durant la Séquence Principale, d'éléments plus lourds par fusion nucléaire. Ces étoiles empruntent un chemin évolutif légèrement différent des étoiles plus légères, celui des supergéantes rouges. 

Lorsque la pression de dégénérescence, force qui maintenait les naines blanches en équilibre, est insuffisante pour contenir l'effondrement gravitationnel de l'étoile, les atomes eux-mêmes, déjà poussés à leur limite, n'en peuvent plus : ils cèdent. Il se produit alors un phénomène tout à fait extraordinaire : les électrons, ne pouvant résister à une telle pression, pénètrent à l'intérieur des atomes, et s'annulent en rencontrant les protons, créant ainsi un paquet de neutrons. Tous ces atomes, après un tel procédé de neutronisation, se sont transformés en une mer de neutrons. Bien vite, la gravité reprend le dessus et comprime ceux-ci jusqu'à leur limite : il se passe alors un phénomène de dégénérescence, similaire à celui des électrons. À leur tour, les neutrons exercent une pression, et peuvent être en mesure de contraindre la force de gravité, tant que la masse de l'étoile est inférieure à une certaine masse limite, évaluée à 3,2 M_¤. Plusieurs phénomènes intéressants se produisent alors, ils sont résumés ici.