wytwarzanie neutronów, zachodzą szybkie procesy tworzenia najcięższych pierwiastków.<br> W następnym stadium po wybuchu supernowej powstają gwiazdy neutronowe. Przy dostatecznie dużej energii elektronów może nastąpić proces przechodzenia protonów w neutrony przez oddziaływania słabe (formalnie analogiczny do wychwytu EC): ((...)) Stosunek liczby protonów do neutronów zmniejsza się prawie do zera. Można policzyć promień gwiazdy neutronowej o masie Słońca, otrzymując 12,6 km przy gęstości ((...)) Liczba neutronów stanowi 99,5% nukleonów, 0,5% stanowią protony i elektrony. Częstość obrotów takiej gwiazdy jest rzędu tysięcy na sekundę.<br> Końcowe fazy ewolucji gwiazdy silnie zależą od masy początkowej. Gwiazdy masywne kończą swój żywot wybuchem supernowej, odrzucone zostają zewnętrzne