Es gibt für die Stabilität von Weißen Zwergen eine Grenzmasse, die sogenannte Chandrasekhar-Grenze bzw. Chandrasekhar-Grenzmasse. Sie hat einen Wert von etwa 1,46M☉. Beim Überschreiten dieser Grenzmasse kann der Fermi-Druck dem Gravitationsdruck nicht mehr standhalten. Die negativ geladenen Elektronen werden dabei bildlich gesprochen in die Atomkerne gedrückt, welche aus positiv geladenen Protonen und elektrisch neutrale Neutronen bestehen. Konkret reagieren die Elektronen mit den Protonen zu Neutronen. Dabei werden Neutrinos emittiert. In diesem Fall wird auch von einem inversen Beta-Zerfall gesprochen. Ein Neutronenstern ist entstanden.

Sterne mit Massen von etwa 8 bis 25M☉ enden als Neutronenstern. Allerdings unterscheidet sich der Weg dorthin deutlich von der im vorherigen Unterkapitel beschriebenen Entwicklung eines Sterns mit geringerer Masse zu einem Weißen Zwerg. Zunächst verweilen Sterne mit Massen von 8 bis 25M☉ lediglich etwa 2,5 bis 10 Millionen Jahre auf der Hauptreihe. Für einen Stern mit 15M☉ sind es etwa 9 Millionen Jahre, für einen Stern mit 25M☉ nur noch etwa 2,5 Millionen Jahre. Die Entwicklung zum Roten Riesen verläuft ebenfalls in relativ kurzen Zeiträumen. Ein Stern mit 15M☉ entwickelt sich bereits in 80.000 Jahren zum Roten Riesen. Das Heliumbrennen ist bei diesem nach etwa 900.000 Jahren erschöpft, während es bei einem Stern mit 25M☉ bereits nach 700.000 Jahren erschöpft ist. Bis auf die wesentlich kürzeren Zeiträume sind die Entwicklung zum Roten Riesen sowie das Heliumbrennen im Kern und das Wasserstoff-Schalenbrennen im Wesentlichen analog wie bei einem Stern mit geringerer Masse. Nachdem der Heliumvorrat im Kern verbraucht ist, besteht dieser überwiegend aus Kohlenstoff und zu einem Teil aus Sauerstoff. Um den Kern bilden sich wiederum zwei Schalen, in der inneren findet das Heliumbrennen und in der äußeren das Wasserstoffbrennen statt. Bis hierhin stimmt die Entwicklung mit einem Stern von geringerer Masse noch überein. Bei einem Stern mit M < 8M☉ werden nicht ausreichend hohe Drücke und Temperaturen erreicht, um das Kohlenstoffbrennen zu zünden. Im Gegensatz dazu kontrahiert der Kern eines Stern mit M > 8M☉  jetzt so weit bis Druck und Temperatur ausreichend hoch genug sind um das sogenannte Kohlenstoffbrennen zu zünden. Beim Kohlenstoffbrennen, welches bei einer Temperatur von 700 Millionen Kelvin zündet, fusionieren jeweils zwei Kohlenstoffkerne zu Magnesium, Natrium, Neon und Sauerstoff:

₆C¹² + ₆C¹² → ₁₂Mg²⁴ + γ

₆C¹² + ₆C¹² → ₁₁Na²³ + ₁H¹

₆C¹² + ₆C¹² → ₁₀Ne²⁰ + ₂He⁴

₆C¹² + ₆C¹² → ₁₂Mg²³ + ₀n¹

₆C¹² + ₆C¹² → ₈O¹⁶ + 2₂He⁴

Das beim Kohlenstoffbrennen erzeugte Helium-4 kann mit Kohlenstoff wiederum zu Sauerstoff, Neon, Magnesium und Silizium reagieren. Die oben genannte Reaktion dauert nur einige 100 Jahre an. Bei einem Stern von etwa 25M☉ sind es rund 300 Jahre. Der Kern des Sterns wird dabei mit den Produkten des Kohlenstoffbrennens angereichert, bis die Fusion zum Erliegen kommt. Infolgedessen kontrahiert der Kern, bis eine Temperatur 1,2 Milliarden Kelvin erreicht wird. Bei dieser Temperatur zündet das Neon-Brennen, welches primär Magnesium erzeugt:

₁₀Ne²⁰ + ₀n¹ → ₁₀Ne²¹ + γ

₁₀Ne²⁰ + ₂He⁴ → ₁₂Mg²⁴ +  ₀n¹

Das Neon-21-Isotop kann mit einem Heliumkern wiederum zu Magnesium reagieren. Durch ein Gamma-Photon kann Neon wiederum in Sauerstoff und Helium aufgespalten werden:

₁₀Ne²⁰ + γ → ₈O¹⁶ + ₂He⁴

Während des Neon-Brennens hat sich das Kohlenstoffbrennen auf eine Schale um den Kern konzentriert. Darüber die Schalen mit dem Helium- und dem Wasserstoff-Brennen. Jede Schale liefert der unter ihr liegenden Schale bzw. die letzte Schale dem Kern den jeweiligen Brennstoff. Nach knapp über einem Jahrzehnt ist auch das Neon-Brennen an seinem Ende angelangt. Bei einem Stern mit 25M☉ sind es rund 10 Jahre. Der Kern kontrahiert wieder, bis eine Temperatur von 1,8 Milliarden Kelvin erreicht wird. Bei dieser Temperatur zündet das Sauerstoff-Brennen, bei dem die Elemente  Schwefel, Phosphor, Silizium und Magnesium entstehen:

₈O¹⁶ + ₈O¹⁶ → ₁₆S³² + γ

₈O¹⁶ + ₈O¹⁶ → ₁₆S³¹ + ₀n¹

₈O¹⁶ + ₈O¹⁶ → ₁₅P³¹ + ₁H¹

₈O¹⁶ + ₈O¹⁶ → ₁₄Si²⁸ + ₂He⁴

₈O¹⁶ + ₈O¹⁶ → ₁₂Mg²⁴ + 2₂He⁴

Das Sauerstoffbrennen ist noch kürzer als das Neon-Brennen und dauert nur einige Jahre. Im Stern gibt es währenddessen vier Brenn-Schalen (Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff und Neon) um den Kern, in welchem das Sauerstoffbrennen stattfindet. Wiederum liefern die Brennzonen den jeweiligen Brennstoff für die darunter liegende Brenn-Schale bzw. für den Kern. Wenn das Sauerstoff-Brennen ebenfalls zum erliegen kommt, kontrahiert der Kern weiter, bis eine Temperatur von 5 Milliarden Kelvin erreicht wird. Bei dieser Temperatur zündet das Silizium-Brennen:

₁₄Si²⁸  + ₁₄Si²⁸ →  ₂₈Ni⁵⁶  +  γ

₂₈Ni⁵⁶  →  ₂₇Co⁵⁶ + e+ + νe

₂₇Co⁵⁶ → ₂₆Fe⁵⁶ + e+ + νe

Das Silizium-Brennen dauert nur etwa 24 Stunden. In dieser Phase gibt es um den Kern, in welchem das Silizium-Brennen stattfindet, fünf Brenn-Schalen (Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff, Neon und Sauerstoff).

Beim Silizium-Brennen entsteht Eisen-56 als Endprodukt. Dieser Atomkern hat die höchste Bindungsenergie pro Nukleon (Nukleonen: Protonen und Neutonen im Atomkern). Darüber hinausgehende Fusionen wären alle endotherm (energieverbrauchend), so dass nach dem Silizium-Brennen und der Entstehung eines Eisen-Nickel-Kerns keine weiteren Fusionen mehr stattfinden können.

Der Radius des Sterns hat sich während der Brennphasen bis zum Eisen-56-Isotop etwa um den Faktor 1000 vergrößert. Seine Oberflächentemperatur liegt bei zirka 4.000 K, so dass im Ergebnis ein Roter Überriese entstanden ist. Mit dem Ende der Fusionsprozesse fällt der Strahlungsdruck weg, welcher dem Gravitationsdruck bisher entgegenwirkte. Die Gravitation gewinnt die Oberhand und der Kern schrumpft. Auch der Fermi-Druck, hervorgerufen durch entartete Elektronen, kann dem Gravitationsdruck nicht mehr entgegenwirken. Die Elektronen werden förmlich in die Atomkerne gedrückt. Es kommt zum inversen Beta-Zerfall, d.h. die negativ geladenen Elektronen reagieren mit den positiv geladenen Protonen zu elektrisch neutralen Neutronen. Bei diesem Prozess werden Elektron-Neutrinos ausgesendet:

e- + p⁺  → n + νe

Für diesen Prozess muss die Dichte im Kern einen Wert von etwa 1.000.000 kg/cm³ haben. Aufgrund dieser Reaktion wird die Entartung der Elektronen aufgehoben, so dass der Kern innerhalb des Bruchteils von einer Sekunde kollabiert und zu einem Neutronenstern wird. Die Neutronenmaterie ist wiederum entartet und baut wieder einen Gegendruck auf, der einen weiteren Kollaps verhindert. Bis dahin folgte die äußere Hülle einschließlich der Brenn-Schalen dem Kernkollaps. Die plötzliche Verdichtung der Materie beim Aufprall auf dem Neutronenstern bewirkt gewaltige Druckwellen. Die aufprallende Materie wird von der Oberfläche des Neutronensterns reflektiert bzw. zurückgeschleudert und erzeugt dadurch auch in der nachfolgenden Materie eine radial vom Kern weg gerichtete Stoßwelle. Zusammen mit der Stoßwelle verlassen auch die beim inversen Beta-Zerfall entstandenen Elektron-Neutrinos radial nach außen gerichtet den Neutronenstern.  Hinter den Stoßwellen dehnen sich die erhitzten Gasmassen sehr schnell aus und bewegen sich ebenfalls vom Kern weg. Der Vorgang von der Kontraktion der äußeren Hülle bis zum Aufprall auf dem Neutronenstern dauert nur wenige Stunden. Nach dem Rückschleudern wird die Hülle mit einer Geschwindigkeit von 10.000 km/s in den Weltraum geschleudert.

Im Ergebnis ist eine Supernova entstanden. Die hohe kinetische Energie der ausgestoßenen Hülle beruht nicht alleine auf den nach außen gerichteten Druckwellen. Vielmehr wird ein Teil der hohen Energie der Elektron-Neutrinos auf die Hüllen-Materie übertragen. Insgesamt wird 99 Prozent der bei einer Supernova erzeugten Energie von den Elektron-Neutrinos weggetragen. Nur 0,99 Prozent der Energie steckt in der kinetischen Energie der ausgestoßenen Sternhüllen-Materie. Ein extrem geringer Wert von nur 0,01 Prozent der Energie steckt in der kurzen und gewaltigen Leuchtkraft der Supernova. Kaum vorstellbar, dennoch kann die Helligkeit einer Supernova die Leuchtkraft eines ganzen Sternensystems (Galaxie) erreichen. Die bei einer Supernova entstandenen Neutrinos bewegen sich mit annähernder Lichtgeschwindigkeit fort und können gemessen werden.

Supernovae werden nach dem Aussehen ihres Spektrums klassifiziert. Haben sie keine Balmer-Linien des Wasserstoffs im Spektrum werden sie als Typ I bezeichnet, anderenfalls als Typ II. Im Falle des Typs I hat der Stern bereits vor der Supernova seine Wasserstoffhülle verloren. Zeigen sich noch Linien des Heliums im Spektrum wird die Supernova als Typ I-b bezeichnet. Hat der Stern auch bereits seine Heliumhülle vor der Explosion verloren, so dass sich keine Heliumlinien mehr im Spektrum zeigen, so wird diese Supernova als Typ I-c bezeichnet. Im Falle des Typs II hat der Stern vor der Supernova noch seine äußere Wasserstoffhülle besessen. Bei diesem Typ erfolgt die Unterteilung auch nach dem Aussehen der Lichtkurve. Supernova von Typ II-P zeigen eine plateauartige Phase in ihrer Lichtkurve. Ursache hierfür ist eine relativ große Menge an Wasserstoff in der Hülle, etwa 10 Millionen Sonnenmassen. Befindet sich weniger als eine Sonnenmasse Wasserstoff in der Sternhülle, zeigt sich ein linearer Verlauf der abfallenden Lichtkurve, diese Supernova wird als Typ II-L bezeichnet. Zeigt das Spektrum nur sehr wenig Wasserstoff, liegt der Typ II-n vor. Sind im Spektrum zunächst Wasserstoff-Linien vorhanden, welche während des Verlaufs der Supernova zunehmend durch markante Helium-Linien ersetzt werden, dann liegt der Typ II-b vor. Alle hier dargestellten Supernovae sind sogenannte Kernkollaps-Supernovae.

Der Typ I-a ist eine sogenannte thermonukleare Supernova, welche sich von den bisherigen Typen unterscheidet. Im Spektrum dieses Supernova-Typs zeigen sich starke Silizium-Linien. Der Ausgangsstern ist ein Weißer Zwerg. Wird durch den Weißen Zwerg Masse von einem Begleitstern (z.B. ein Roter Riese) akkretiert (aufgenommen), so steigt seine Masse an. Wird die Chandrasekhar-Grenzmasse von 1,46M☉ überschritten, setzen explosionsartig das Kohlenstoffbrennen und die darauf aufbauenden Kernfusionen ein, bis am Ende Silizium entstanden ist. Allerdings wird der Weiße Zwerg bei diesem Vorgang zerstört, so dass weder ein Neutronenstern noch ein stellares Schwarzes Loch entsteht. Aufgrund der scharfen Grenzmasse, bei welcher der Vorgang einsetzt, haben Supernovae vom Typ I-a in etwa alle die gleiche Leuchtkraft und eignet sich daher für die Entfernungsbestimmung von weit entfernten Objekten (z.B. Galaxien). Aufgrund ihrer Leuchtkraft sind sie noch in großer Entfernung zu sehen. Ein Problem dieses Modells ist allerdings, dass in der Regel die beobachteten Massen von Weißen Zwergen nicht größer als 1,25M☉ sind und daher das Erreichen der Chandrasekhar-Grenzmasse relativ unwahrscheinlich sein könnte. Allerdings sind größeren Massen bei Weißen Zwergen nicht ausgeschlossen. Alternativ könnte die Chandrasekhar-Grenzmasse auch bei der Verschmelzung von zwei Weißen Zwergen erreicht werden, wobei in diesem Fall die Grenzmasse mit größerer Wahrscheinlichkeit erreicht wird.

Ein Neutronenstern hat nur noch einen Durchmesser von einigen zehn Kilometern. Interessant ist hier bereits der Einfluss von quantenmechanischen Gesetzmäßigkeiten. Die Stabilität eines Weißen Zwerges beruht auf entartetem Elektronengas. Bei einem Neutronenstern ist es entartete Neutronenmaterie, welche einen weiteren Gravitationskollaps verhindert. In beiden Fällen gleicht der Entartungsdruck den Gravitationsdruck aus. Des Weiteren kann jedem Teilchen mit der Masse m eine sogenannten Compton-Wellenlänge λ_c zugeordnet werden:

λ_c = h/(mc)

Die Konstante h heißt Planck´sches Wirkungsquantum und hat den Wert h = 6,636.10^-34 Js. Sie ist in der Quantenphysik eine grundlegende Größe. Die Größe c ist wiederum die Lichtgeschwindigkeit. Das Verhältnis der Compton-Wellenlänge von einem Elektron und einem Neutron entspricht dem Verhältnis der Durchmesser eines Weißen Zwerges und eines Neutronensterns. Die Compton-Wellenlänge eines Neutrons ist etwa um den Faktor 1.000 kleiner als die des Elektrons. Der Durchmesser eines Neutronensterns ist wiederum auch um den Faktor 1.000 kleiner als der des Weißen Zwerges. Die Übereinstimmungen dieser Verhältnisse sind keine Zufälle, sondern beruhen auf quantenmechanische Gesetzmäßigkeiten.

Von einem Stern mit 25M☉ bleibt lediglich ein Neutronenstern übrig, dessen Durchmesser weniger als 50 km misst und eine Masse von etwa 3M☉ nicht überschreiten darf. Ein Kubikzentimeter Materie von einem Neutronenstern wiegen rund 100 Millionen Tonnen.

Über den konkreten Aufbau von Neutronensternen ist experimentell natürlich nichts bekannt, doch können Modellberechnungen durchgeführt und Modelle vom Aufbau eines Neutronensterns erstellt werden. Demnach hat ein Neutronenstern eine etwa einen Kilometer dicke Kruste. Diese wird von einem kristallinen Gitter aus neutronenreichen Kernen wie Nickel, Eisen und Krypton gebildet. Des Weiteren dürfte auch noch entartetes Elektronengas vorhanden sein. Unterhalb der äußeren Kruste befindet sich eine ebenfalls etwa einen Kilometer dicke innere Kruste, welche aus Elektronen, Protonen und freien Neutronen besteht. Die Materie wird umso reicher an Neutronen, je tiefer in den Neutronenstern eingedrungen wird. Aufgrund fehlender freier Quantenzustände in der sehr dichten Materie gibt es jedoch neben freien Neutronen auch noch Elektronen und Protonen. Jedoch überwiegt die Anzahl der Neutronen signifikant. Der innere Bereich eines Neutronensterns besteht aus einem äußeren und einem inneren Kern. Der äußere Kern soll nach den Modellen aus einer super-fluiden (ohne Reibung) Flüssigkeit von Elektronen, Protonen und Neutronen bestehen, während der innere Kern aus einem Kristallgitter von Neutronen bestehen soll. Allerdings erlauben die im inneren Kern vorhandenen energetischen Zustände auch die Existenz von freien Quarks, welche stattdessen ein Kristallgitter bilden könnten. Quarks sind die Bestandteile der Protonen und Neutronen und gelten als Elementarteilchen, welche nach gegenwärtigem Stand in der Wissenschaft nicht weiter unterteilbar sind. Es wird auch gemutmaßt, ob es im Massenbereich zwischen einem Neutronenstern und einem Schwarzen Loch nicht auch sogenannte Quarksterne als Endprodukt in der Sternentwicklung geben könnte. Nachgewiesen wurden solche Sterne bisher allerdings nicht. Die Modelle zu Neutronensternen sind mit großen Unsicherheiten behaftet, welche vom Aufbau der Kruste bis zu dem des Kerns zunehmen.

Das ursprüngliche Magnetfeld des Sterns bleibt bei den Prozessen erhalten und verdichtet sich dabei extrem. Das Produkt aus Magnetfeldstärke und Querschnitt eines Sterns ist konstant. Ein kleiner Querschnitt bedeutet also eine höhere magnetische Feldstärke. Während ein Zwergstern wie die Sonne eine Magnetfeldstärke von einem Gauß hat, ist es bei einem gewöhnlichen Neutronenstern 10¹² Gauß. Auch der ursprüngliche Drehimpuls des Sterns bleibt erhalten. Bei einem kleineren Radius muss zwangsläufig die Rotationsgeschwindigkeit des Sterns zunehmen. Ein Neutronenstern rotiert daher in Bruchteilen einer Sekunde um seine Achse. Einen gewöhnlichen Stern hätte eine solch hohe Rotationsgeschwindigkeit bereits zerrissen. Die hoch komprimierte Materie eines Neutronensterns hält dies jedoch aus. Umgeben ist der Neutronenstern von einer Hülle aus Gas, welches bei der Supernova-Explosion herausgeschleudert wurde. Hierbei wird von einem sogenannten Supernovaüberrest gesprochen.

An den vom Neutronenstern austretenden Magnetfeldlinien bewegen sich mit sehr hohen Geschwindigkeiten Elektronen entlang. Die magnetischen Felder induzieren wiederum auch elektrische Felder. An den magnetischen Polen verlassen die Elektronen, welche durch elektrische Felder beschleunigt werden, den Neutronenstern. Beschleunigte Elektronen senden in Bewegungsrichtung elektromagnetische Strahlung aus, z.B. Radiostrahlung. Im Ergebnis wird so an den Polen des Neutronensterns elektromagnetische Strahlung ausgesandt. Fallen die Achse der elektromagnetischen Emission und die Rotationsachse nicht zusammen kann dies einen Leuchtturmeffekt bewirken. Zeigen dabei die Emissionsgebiete in Richtung eines Beobachters auf der Erde, so gibt es aufgrund der extrem hohen Rotation eines Neutronensterns einen sehr regelmäßigen Puls von elektromagnetischer Strahlung. In diesem Fall wird von einem sogenannten Pulsar gesprochen. Das Pulsieren erfolgt mit der Rotationsgeschwindigkeit des Neutronensterns, also in Bruchteilen einer Sekunde. Von einem Magnetar wird gesprochen, wenn das Magnetfeld eines Neutronensterns etwa um den Faktor 1.000 größer ist als das eines gewöhnlichen Neutronensterns. Die Pulse eines Neutronensterns sind so regelmäßig, dass zunächst an einen unnatürlichen Ursprung, also eine mögliche außerirdische Herkunft gedacht wurde. Nach der Entdeckung des ersten Pulsars im Jahre 1968 wurden jedoch bald zahlreiche weitere gefunden, so dass die Hypothese eines künstlichen Ursprungs schnell wieder verworfen werden konnte. Des Weiteren verstehen wir heute die Prozesse, die zur Entstehung eines Pulsars führen.