NÖTRON YILDIZLARI
Büyük kütleli yıldızlar , ana kol üzerinde göreceli olarak az zaman harcarlar . Kütlesi 15 M. kadar olan bir yıldız ana kol üzerinde 10 milyon yıl , kütlesi 30 M. kadar olan bir yıldız ise yalnızca bir milyon yıl geçirir . Büyük kütleli yıldızların evrimleri hızlı olduğundan , helyum çekirdek çökerek yeniden nükleer reaksiyonları başlatıp yıldız kırmızı deve dönüşürken , dış kabukta hidrojen yanması için çok az zaman kalır . Helyum tüketildiğinde çekirdek yeniden çöker ve üç helyum çekirdeğinin kaynaşarak bir karbon çekirdeğine dönüştüğü üçlü alfa sürecini başlatır . Sonunda çekirdek , karbonu da yakarak oksijene dönüştürecek kadar ısınır : bu arada çevrede helyum yakan bir kabuk da vardır ve yıldızın dış katmanarı genişleyerek bir kırmızı süperdev oluştyrmuştur . Çekirdek , sıcaklığı 1 milyar derece Kelvin'e ulaşıncaya kadar yanmaya devam eder . Füzyon aksiyonları sonucunda gittikçe daha ağır elementler üretlir ve sonunda çekirdek tümüyle demire dönüşür . Demir , füzyon reaksiyonlarının son halkasıdır ; demirden daha ağır elementlerin sentezi sonucunda dışarıya enerji verilmez , tam tersine ortamdan enerji alınır . Demir çekirdek tüm füzyon (kaynaşma) ve fisyon (parçalanma) reaksiyonlarında endotermiktir (dışarıdan enerji alır) . Bu noktadan sonra , dışarıdan enerji sağlanmadıkça hiçbir nükleer süreç oluşamaz . Isı kaçarken çekirdek büzülür ve sıcaklık 1 milyar Kelvin'i aşar . Çekirdeğin kütlesi 1.4M. 'ni aştığı an , artık dejenere elektron basıncı da çökmeyi önleyemez . Çekirdek çöker ve atomların ötesinde atom çekirdeklerinin sıkıştırıldığı , maddenin çok daha yoğun olduğu bir duruma girer . Bu durumda protonlar , elektron yakalayarak nötronlara dönüşürler . Aynı zamanda maddeyle çok zayıf biçimde etkileşen ve bu nedenle de yıldızdan hemen hiç engellenmeden kaçabilen karşı nötrinolar biçiminde enerji yayınlanır . Enerji kaybı , yalnızca nötronlardan meydanma gelen dev bir atom çekirdeğinin oluşumunu hızlandırır. Nötron yıldızı çekirdek yoğunluğuna kadar sıkıştırılmış olup dejenere nötron basıncı , tarafından daha fazla çökmesi önlenen bir gaz küresidir . Dejenere nötron basıncı, nötronlar birbirine değecek kadar sıkıştırıldığında ortaya çıkan kuantum mekaniksel bir basınçtır . Ortaya çıkan nötron yıldızının yarıçapı yaklaşık 1 kilometre ve yoğunluğu da yaklaşık santimetreküpte 1 milyar tondur . Yıldız çekirdeğinin çökmesi , kırmızı süperdev evresindeki yıldızın dış katmanlarını büyük bir hızla dışarıya fırlatan bir şok dalgası oluşturur . Bu bir süpernovadır . Kalıntı nötron yıldızı çok sıcak olup x-ışınları yayar . Sıcaklığını koruyacak bir enerji kaynağı olmadığından yavaş yavaş soğur . Birkaç milyon yıl sonra en azından termal enerji bakımından gözden kaybolur . Karanlık maddeye dönüşür.