La fusión nuclear necesita cada vez mayor temperatura y genera cada vez menos energía.
La creación de S32 requiere 1000·106 ºK y genera 7´66 Mev
La creación de Fe56 requiere 3000·106 ºK y genera 7 Mev.
Las estrellas con masa menor que 1´4 masas solares no pueden alcanzar estas temperaturas y la gravitación provoca un colapso que tritura los átomos y da lugar a una materia degenerada (núcleos atómicos y electrones) de gran densidad y rapidísima rotación. Hay muchísimos más electrones que núcleos por lo que su masa media equivale a la del deuterio independientemente de la naturaleza de los núcleos, por lo que se dice que una enana blanca es una estrella degenerada de electrones.
Los protones, neutrones y electrones son fermiones y deben cumplir el principio de exclusión de Pauli que equivale a una fuerza de repulsión que genera la llamada presión de Fermi, y esta presión de Fermi detiene el colapso. Los cálculos indican que la masa es:
¡Cuanta más masa, menos radio tiene la enana blanca!
K = 3·1012 g-3 cm4 s-2 y para el Sol M = 1, R = 2600 Km y d = 2·106 g/cm3.
Chandrasekhar calculó que existe un límite para la masa de estas estrellas, pero ¿qué pasa si la estrella añade más masa a esta masa límite?
En ocasiones, una enana blanca tiene una compañera que entra en fase de gigante roja y parte de su masa cae dentro del campo gravitatorio de la enana. La gigante acrecienta la masa de la enana y los electrones tienen que posicionarse en los estados más energéticos porque los de menos energía ya están ocupados. Llega un momento en que hay que tratarlos como partículas con velocidades cercanas a la de la luz y la enena blanca se convierte en una enana blanca relativista.
¿Qué puede impedir que una estrella de la secuencia principal con una masa mayor que 1´4 masas solares se convierta en una enana blanca cuando le llegue el colapso? Como la masa tiene un límite de 1´4 (masa de Chandrasekhar) o bien eyecta la masa sobrante como una nebulosa planetaria o bien cambia de naturaleza. Los electrones se unen a los protones (ya no hay electrones degenerados) y la estrella se convierte en una estrella de neutrones.
Como los neutrones son fermiones al igual que los electrones, el tratamiento matemático de las estrellas de neutrones es similar al de las enanas blancas; el valor de K es ahora 1840 veces más pequeño (porque el neutrón tiene una masa 1840 veces mayor que el electrón) y encontramos un nuevo límite para la masa de estas estrellas llamado límite de Oppenheimer-Volkoff que es de 2 masas solares. Su densidad es del orden de 1015 g/cm3 y el radio de la estrella de unos 10 Km.
Una estrella de neutrones con masa superior al límite de Oppenheimer eyecta la masa sobrante con una explosión de supernova, por lo que los púlsares que se encuentran en el centro de una nebulosa se interpretan como restos de una explosión de supernova, y esta explosión se hace pasando por un estado intermedio llamado estrellas de Wolf-Rayet (WR) que son poco brillantes y poco numerosas.
La velocidad de escape de las estrellas de neutrones es de 2´8·1010 cm/s, solo ligeramente inferior a la de la luz de 2´998·1010 cm/s.
Estas estrellas de neutrones eyectan por los polos magnéticos una radiación de forma continua; pero nosotros percibimos una radiación pulsante porque los polos magnéticos no coinciden con los polos geográficos y los llamamos púlsares.
La conservación del momento cinético: L = I·w (para la esfera ) hace que la velocidad de rotación de estas estrellas sea rapidísima. El Sol tiene ahora un periodo de unos 24 días, y cuando llegue a enana blanca lo tendrá de 5´5 horas. Si pudiese llegar a estrella de neutrones (que no puede por falta de masa) lo tendría de 30 segundos; y el pulsar del cangrejo, en Tauro, lo tiene de 0´033s.