Os estados finais de uma estrela parte 2

Para estrelas mais maciças com massas entre seis e trinta ou mais massas solares sofrerão com um destino muito mais catastrófico.Quando o combustível nuclear dessa estrela se esgota, a força gravitacional se torna muito forte para ser mantida pela pressão dos elétrons degenerados. Então a estrela se colapsa de forma violenta em uma explosão de supernova. Em alguns casos podemos ter uma densidade muito grande, 10 elevado a 14 gramas por centímetro cúbico, no interior do núcleo de algumas estrelas remanescentes da estrela que explodiu de modo que elétrons e prótons se combinam e formam nêutrons. Se a pressão proporcionada pelos nêutrons degenerados for suficientemente grande para barrar o colapso, dá-se então a formação de uma estrela de nêutrons. Teorias colocam massa máxima de uma estrela de nêutrons entre 1,7 e 3 massas solares e raio variando de 8 a 10 km.