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 warstwy gwiazdy, pozostaje małe, supergęste jądro w postaci gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Procesy powstawania czarnych dziur jako końcowe stadia ewolucji gwiazd pozostają ciągle w sferze hipotez. Gwiazdy mniej masywne nie tracą swojej masy w wyniku gwałtownej eksplozji, lecz na skutek silnych wiatrów gwiazdowych w