Le stelle con massa iniziale compresa tra 8 e 25 masse solari concludono la loro evoluzione come oggetti eccezionalmente densi: le stelle di neutroni (NS). Per avere un'idea della loro densità basti pensare che un cm³ di stella di neutroni contiene in media una massa pari a quella di un km³ di acqua, cioè di un miliardo di tonnellate.
Una stella produce energia per mezzo di reazioni termonucleari trasformando l'idrogeno e l'elio iniziali in elementi sempre più pesanti: 4 protoni si trasformano in un nucleo di He, tre nuclei di elio in uno di carbonio, 2 nuclei di carbonio in uno di magnesio, fino ad arrivare al ferro che, essendo l'elemento con la minima energia nucleare, non può trasformarsi in altri elementi senza assorbire energia. Poiché le reazioni termonucleari che coinvolgono elementi più pesanti avvengono a temperature maggiori e la temperatura cresce verso l'interno, la stella viene ad assumere una struttura a strati simile a quella di una cipolla, avendo il ferro al centro e l'idrogeno in superficie.
Quando le reazioni termonucleari non sono più in grado di fornire l'energia necessaria per mantenere la stella in equilibrio, le regioni più interne della stella iniziano a contrarsi rapidamente. La contrazione è accelerata da due processi:
- i nuclei di ferro sottoposti, all'urto di fotoni gamma estremamente energici, si spezzano in neutroni e nuclei di elio, che successivamente si spaccano in protoni e neutroni;
- i protoni assorbono gli elettroni, producendo neutroni e neutrini; vengono così eliminati gli elettroni che sostenevano la struttura del nucleo.
Come conseguenza la parte centrale della stella collassa in un tempo molto rapido (50 ms). Il collasso è accompagnato dalla liberazione di un'ingentissima quantità di energia (10⁵³ erg), principalmente sotto forma di neutrini emessi in pochi secondi. Il fenomeno esplosivo è chiamato supernova di tipo II (SN II).
 

Fig. 1: Foto presa con il telescopio VLT di 8.2 metri della Crab Nebula; tale oggetto è il risultato dell'esplosione di una SN II apparsa nella costellazione del Toro nel 1054. (Credit: Foto ESO)

Una gran quantità di materia viene dispersa nello spazio a velocità di circa 15 mila km/s e si formano degli anelli in espansione (vedi Fig 2), che sono molto più vistosi di quelli dovuti a stelle con la massa del sole.

Fig. 2: Foto della supernova 1987a presa nel 1995 dal telescopio Hubble. (Credit: Foto Nasa, STScI; 21/06/1995)	Fig. 3: Filmato ottenuto componendo le immagini più significaticative della supernova 1987a prese dal telescopio Hubble fra il 24 settembre 1994 e il 28 novembre 2003. Si nota l'affievolimento della parte centrale mentre l'anello diventa più brillante. (Credit: Foto e filmato Nasa, STScI)

Nel nucleo centrale resta parte della materia: se la massa del nucleo non supera 3 volte la massa del Sole, la contrazione gravitazionale può essere fermata dalla pressione dei neutroni e si forma un oggetto molto denso chiamato: "stella di neutroni".
Già intuita nel 1934 da Baade e Zwicky, due anni dopo la scoperta del neutrone, l'esistenza di stelle di neutroni fu prevista matematicamente da Oppenheimer e Volkoff nel 1939. Esse furono osservate per la prima volta da Bell e Hewish nel 1969 come sorgenti di onde radio pulsanti periodiche: le pulsar

Fig. 4a: Modello di stella di neutroni: cliccando sull'immagine si possono vedere gli strati in cui è stata divisa: nucleo interno, nucleo esterno, crosta, superficie e atmosfera. (Credit: D. P. Page (UNAM))	Fig. 4b: Modello di pulsar: una stella di neutroni con un forte campo magnetico inclinato rispetto all'asse di rotazione. Il fascio di radiazione viene emesso lungo l'asse magnetico generando l'effetto faro, illuminando l'osservatore due volte per ogni giro. (Credit: Dal libro "Hight Energy Astrophysics" di M. S. Longair)

Questo nome può trarre in inganno, infatti in realtà le stelle di neutroni non pulsano, ma ruotano rapidamente su se stesse, producendo una specie di "effetto faro": solo quando il fascio di luce è diretto verso la Terra, si osserva un breve impulso di onde radio (a volte anche nella banda ottica e X).
Contrariamente ad ogni aspettativa il raggio delle stelle di neutroni diminuisce all'aumentare della massa. Dal punto di vista teorico la massa può essere compresa fra 0.1 e 3 masse solari, tuttavia per ora sono state osservate masse solo nell'intervallo 1.25 - 1.8 masse solari.
Alla fine del 2003 un gruppo internazionale di scienziati guidato dagli italiani A. Possenti (Università di Cagliari) e M. Burgay (Università di Bologna) ha scoperto la pulsar doppia PSR J0737-3039, un sistema di due stelle di neutroni vicini (Fig. 5), di periodo orbitale molto breve (2h 30m).
Se la massa coinvolta nel collasso supera 3 masse solari, invece di una stella di neutroni si forma un buco nero.
 

Fig. 5: Visione e filmato artistici del sistema delle due pulsar PSR J0737-3039. (Credit: Animazione INAF)