Stella neutronica
Stella neutronica est nucleus collapsus supergigantis, cuius prior erat massa inter 10 et 25 massarum solarium, vel fortasse grandior si dives erat stella metallorum, qui factus est stella degener. Exceptis foraminibus nigris et aliquîs corporibus hypotheticis (e.g. foraminibus albis, stellis quarcicis), stellae neutronicae sunt minimae et densissimae corporum stellarum. Radium habent ordine 10 chiliometrorum et massam circiter 1.4 massarum solarium. Coniunctio explosionis supergigantis cum collapsione gravitationali – quae nucleum stellarem plus quam ad densitatem pumilionum albarum et usque ad densitatem nucleorum atomicorum comprimit – stellam neutronicam gignit. Post quam stellae neutronicae creantur non alium calorem generant et lente refrigerant; possunt tamen ultro per collisiones vel accretionem evolvere. Pleraque coniectationes de his corporibus inferunt stellas neutronicas paene omnino neutronibus constare (particulis subatomicis nullo onere electrico et massa paulo grandiore quam massa protonis). Nam electrones materiei vulgaris cum protonibus extremo regimine stellarum neutronicarum miscentur ut neutrones generent. Stellae neutronicae contra ulteriorem contrationem pressione degenerationis neutronum sustinentur (effectu exclusionis principio Pauli appellato) sicut pressio degenerationis electronum pumiliones albas sustinet. Per se non sufficit tamen talis pressio ut stellam sustineat ultra 0.7 M☉, et repulsivae vires nucleares maxime interveniunt ad stellas neutronicas grandiores sustinendas. Si massa stellae excedit limitem Tolman–Oppenheimer–Volkoff duarum massarum solarium, aequabilitas pressionis et virium nuclearum insufficiens fit, et stella tum collabitur adusque foramen nigrum creatur. Stella neutronica maxima massa detecta, PSR J0952–0607, aestimatur 2.35 ± 0.17 massis solaribus.