Gwiazdy o masach początkowych większych od 10 MS (MS – masa Słońca) rozpoczynają proces ewolucji, podobnie jak gwiazdy o mniejszych masach, od przetwarzania („spalania”) wodoru w hel. Czas trwania tego okresu bardzo istotnie zależy od masy gwiazdy. I tak dla gwiazd o masach początkowych zbliżonych do masy Słońca, ten etap ewolucji trwa kilka miliardów lat. Dla gwiazd o masach początkowych 10 MS i większych proces spalania wodoru w hel trwa znacznie krócej, co najwyżej kilka milionów lat. Gdy w centrum gwiazdy zabraknie wodoru, spalanie wodoru odbywa się w cienkiej warstwie otaczającej helowe jądro gwiazdy. Centralne części gwiazdy kurczą się, natomiast zewnętrzna otoczka powiększa się. Po pewnym czasie gęstość i temperatura w centrum gwiazdy wzrosną na tyle, że zacznie się proces przemiany („spalania”) helu w węgiel. To będzie końcowy etap przemian termojądrowych dla gwiazd o masach początkowych mniejszych od 10 MS. Gwiazdy o masach początkowych większych od 10 MS są w stanie w swoich centralnych częściach wytworzyć odpowiednie warunki (gęstość i temperatura) do spalania węgla i kolejno innych cięższych pierwiastków. Ten naturalny proces przemian termojądrowych kończy się, gdy w centrum gwiazdy zaczyna się gromadzić żelazo. Jądra żelaza są najsilniej związanymi jądrami atomowymi. Przemiany lżejszych jąder w cięższe aż do żelaza są zawsze związane z wydzieleniem energii, przemiana jądra żelaza w cięższe jądro wymaga wkładu energii.

Masa centralnego żelaznego jądra bardzo szybko rośnie, rośnie też jego gęstość. Termiczne ruchy jąder żelaza nie wystarczają do wytworzenia odpowiedniego ciśnienia do zrównoważenia ściskających sił grawitacyjnych, dominującą rolę zaczyna odgrywać ciśnienie zdegenerowanego gazu elektronowego. Centrum gwiazdy staje się podobne do białego karła, ale złożonego z żelaza, a nie helu lub węgla, jak w znanych i obserwowanych białych karłach. Subrahmanyan Chandrasekhar wykazał, że biały karzeł nie może być stabilny, jeżeli jego masa jest większa od 1.4 MS. Powodem pojawienia się tej niestabilności jest zmiana zależności ciśnienia od gęstości. Przy gęstości powyżej  $10^6 g/cm^3$ elektrony zaczynają się poruszać z prędkościami zbliżonymi do prędkości światła. Parametr $\gamma$ w zależności ciśnienia od gęstości $p \sim \rho^\gamma$  zmienia się z 5/3 dla nierelatywistycznych elektronów na 4/3 dla relatywistycznych elektronów powodując zmniejszenie się ciśnienia. To zapoczątkowuje cały cykl bardzo szybkich zmian, które prowadzą do wybuchu supernowej. Biały karzeł o masie zbliżonej do 1.4  MS i promieniu porównywalnym do promienia Ziemi (6380 km) w skali czasu kilku sekund (!!) kurczy się tworząc w końcu gwiazdę neutronową o masie około 1.4 MS i promieniu 10-20 km (!!). Gęstość we wnętrzu takiej gwiazdy wzrasta do $10^{14} g/cm^3$.

Podczas tego bardzo szybkiego procesu kurczenia zachodzą dwa bardzo istotne procesy, które determinują skład gwiazdy neutronowej. Gwałtownie wzrasta temperatura, pojawiają się fotony o coraz wyższej energii. W końcu energia fotonów staje się wystarczająco duża do rozbijania jąder żelaza:

$^{26}_{56}$Fe  → 13$^2_4$He  + 4 n → (n to neutron) i jąder helu:  $^2_4$He → 2 p + 2 n. Przy bardzo dużej i szybko rosnącej gęstości podczas gwałtownego kurczenia następuje też neutralizacja jąder żelaza. Okazuje się, że energetycznie korzystnym staje się proces łączenia elektronów z protonami w jądrze i zamiana protonów w neutrony p +e$^-$  → n + $\nu_e$. Ten proces zmniejsza gęstość elektronów powodując dodatkowe obniżenie ciśnienia, co przyspiesza proces kurczenia się jądra gwiazdy. W końcu w centrum kurczącego się jądra gwiazdy pojawia się ciśnienie zdegenerowanego gazu neutronowego, które jest wystarczające do zatrzymania procesu kurczenia. Powstaje gwiazda neutronowa złożona z neutronów, protonów i elektronów. Ustala się stan równowagi termodynamicznej, który determinuje skład tego niezwykłego układu.  Stosunek gęstości liczby neutronów do protonów do elektronów ustala się na $n_n : n_p : n_e$ = 8 : 1 : 1. Ta nowo powstała gwiazda neutronowa jest bardzo gorąca, jej temperatura sięga $10^{11}$K, może się obracać bardzo szybko i wytwarzać bardzo silne pole magnetyczne. Zewnętrzne warstwy gwiazdy nagle zostają pozbawione oparcia, zaczynają się zapadać. Cząstki gazu są przyspieszane do prędkości sięgających 1/3 prędkości światła. Z taką ogromną prędkością zderzają się z bardzo sztywną powierzchnią gwiazdy neutronowej. Odbijają się i w środku gwiazdy powstaje obszar, gdzie zderzają się dwa przeciwbieżne strumienie bardzo szybko poruszającego się gazu. W tym obszarze zachodzą różne reakcje jądrowe i tam powstają wszystkie pierwiastki cięższe od żelaza. Proces odrzucenia zewnętrznej otoczki gwiazdy wspiera bardzo silny strumień neutrin, które powstały w procesie neutronizacji lub podczas pierwszych faz ostygania bardzo gorącej nowo powstałej gwiazdy neuronowej. W kilkanaście godzin po zapadnięciu się centralnego jądra gwiazdy otoczka gwiazdy rozbłyskuje i zostaje odrzucona. Następuje wybuch supernowej.

Przedstawiony tu bardzo skrótowo proces końcowych faz ewolucji gwiazdy o początkowej masie od 10-20 MS został potwierdzony przez obserwacje prowadzone w całym zakresie promieniowania elektromagnetycznego wybuchu supernowej z 23 lutego 1987 roku w Dużym Obłoku Magellana. Działające w tym czasie detektory neutrinowe zarejestrowały kilkadziesiąt neutrin, potwierdzając, że podczas gwałtownego kurczenia się żelaznego białego karła powstaje bardzo silny strumień neutrin. Ostatnio astronomowie i radioastronomowie potwierdzili, że podczas wybuchu supernowej w Dużym Obłoku Magellana powstała gwiazda neutronowa.

Przekrój gwiazdy w późnej fazie ewolucji

Wybuch supernowej w Dużym Obłoku Magellana