Un destino espectacular aguarda a las estrellas de masa superior al limite de Chandrasekhar de 1,4 veces la masa solar. En tales estrellas, una vez que el helio empieza a arder en el núcleo, las capas exteriores tienen masa suficiente para mantener la presión sobre el núcleo de forma que este siga comprimiéndose y, en consecuencia, calentándose. La temperatura aumenta tanto que se desencadenan nuevos procesos de combustión nuclear. Núcleos de carbono se funden violentamente y no tardan en sintetizar elementos aun más pesados. El interior de la vieja estrella presenta pronto capas diferenciadas, como una cebolla. En las capas exteriores hay hidrogeno y helio, los elementos más ligeros; en las medias, carbono y helio; y más al interior se encuentran ya elementos más pesados: magnesio, silicio, azufre, etc., hasta llegar al hierro, que es el elemento mas pesado que se forma en una estrella por combustión nuclear normal.

Llegamos a la fase conocida como gigante roja. Una estrella cientos de veces mas grande y voluminosa que el Sol y de temperatura mas fría: unos 3.000 grados centígrados.

El núcleo de una estrella de este tipo contiene principalmente hierro. El hierro no es el elemento mas pesado, pero tiene la propiedad especifica de no sufrir combustión nuclear. El hierro es la ceniza final de esa combustión, no habiendo medio de extraer energía de los núcleos de hierro uniéndolos hasta fundirlos. No esta claro lo que ocurre a continuación. Parece ser que una vez que se ha sintetizado cuantías lo bastante grandes de hierro en el núcleo, cesa la combustión nuclear, la presión que impedía el colapso gravitatorio de la estrella desaparece bruscamente y esta sufre un catastrófico colapso.

Se produce entonces una explosión apocalíptica, la cual en un instante destruye toda la estrella.

Todo salta por los aires: el núcleo se contrae hasta alcanzar una densidad muy alta, mientras que las capas exteriores son lanzadas al espacio a velocidades de miles de kilómetros por segundo. Nace entonces una supernova. Se ha liberado tanta energía que durante varias semanas la supernova brilla tanto como miles de millones de estrellas normales. Su resplandor supera, al de cualquier otro objeto de naturaleza estelar, y puede compararse al flujo de emisión de toda una galaxia, e incluso superarlo, siendo uno de los acontecimientos mas impresionantes y espectaculares de todo el Universo. Su inmensa masa que no había podido colapsarse hacia su centro durante miles de millones de años, lo hace ahora en cuestión de segundos. Toda esa energía (equivalente a la producción energética de la estrella durante los miles de millones de años de su vida anterior) se libera en cuestión de segundos. Si una de nuestras estrellas vecinas sufriese una explosión supernovica (aunque ninguna parece destinada a hacerlo salvo quizás Sirio) aparecería en el cielo como un segundo Sol tan brillante como el nuestro, y su radiación, sin duda, nos abrasaría.

¿Qué sucede durante la explosión de una supernova? Dado que nadie ha podido observar una supernova en nuestra galaxia desde 1604, cuando estallo la estrella de Kepler en la constelación de Casiopea, no hemos tenido la oportunidad de observar una de cerca con instrumentos modernos ( la ultima y mas cercana estallo en 1987 en la Gran Nube de Magallanes). Se han observado, en galaxias lejanas, unas 400 supernovas (algunas tan brillantes que eclipsaron el brillo de toda su galaxia durante semanas), pero, al no disponer, de momento, de observaciones detalladas de una supernova en nuestra galaxia los astrofísicos han elaborado programas de ordenador que reproducen al microsegundo el colapso y posterior explosión.

Cuando se colapsa una estrella de gran masa se crean condiciones extremas tanto en temperatura como en presión, las cuales son tan enormes que después del colapso se producen, por transmutaciones nucleares en la corteza de la materia en explosión, elementos más pesados que el hierro. Todos los elementos metálicos a los que damos tanto valor (níquel, plata, oro y uranio) se crearon en estas supernóvicas explosiones y fueron lanzados al espacio, convirtiéndose algunos con el tiempo, en parte de nuevas estrellas.

Los modelos detallados de lo que sucede después del colapso discrepan. Según el propuesto por Hans Bethe, el núcleo colapsado lanza al espacio el material de la parte exterior de la estrella. Sterling Colgate, elaboró un modelo distinto en el que una explosión de neutrinos energéticos (partículas subatómicas creadas por las reacciones nucleares del núcleo que se colapsa) lanzan literalmente las capas exteriores de la estrella junto con el viento de neutrinos que brota del núcleo. Es posible que ambos mecanismos (lanzamiento y viento de neutrinos) colaboren para la dispersión de la capa externa.

Pero lo que predicen todos los modelos es que en el núcleo, que es el residuo de la supernova, la materia adopta un nuevo estado: es el de una estrella de neutrones. Allá por 1933, varios astrofísicos postularon teóricamente la existencia de objetos de este tipo. Pero, ¿qué es una estrella de neutrones realmente?

Lo que frena el colapso gravitatorio de una enana blanca es la presión de Fermi de los electrones. Pero si la gravedad es lo bastante fuerte (como en las estrellas que estallan en supernovas) los electrones se comprimen hasta desplomarse sobre los protones (partícula que se halla en el núcleo atómico) y los convierte en neutrones (otro elemento constituyente del núcleo). Los neutrones, al igual que los electrones, obedecen al principio de exclusión de Pauli: no se pueden poner dos neutrones en el mismo estado uno encima de otro. Lo que compensa la fuerza gravitacional y estabiliza la estrella de neutrones es la presión neutrónica de Fermi resultante.

Las estrellas de neutrones no son objetos ordinarios y sus propiedades desafían la imaginación. Su densidad es 1.000.000.000 de veces superior a la ya increíblemente alta de las enanas blancas, con una densidad calculada de 10000 gm/cm3, es decir, unos mil billones de veces superior a la densidad del agua. Una pulgada cúbica de materia nuclear de una estrella de este tipo pesaría unos 1.000 millones de toneladas. El término "estrella" resulta un poco inapropiado, dado que estos objetos no son verdaderas estrellas. Son esferas con un diámetro de 12 km., es decir, del tamaño de una ciudad. Pero no es un lugar muy adecuado para ir de vacaciones.

Físicos teóricos, de la Columbia University, utilizando las leyes de la física de partículas elementales, construyeron modelos de estrellas neutrónicas. Según ellos, en la superficie de la estrella hay una especie de caparazón sumamente liso y de un metro de espesor con una rigidez millones y millones de veces superior a la del acero. En la corteza o caparazón puede haber pequeñas "montañas" de una millonésima de centímetro de altura. Sin embargo, para "escalar" una de estas montañas haría falta la energía que consume una gran ciudad en un año, debido a que la gravedad es enorme (hay que pensar que la velocidad de escape para podernos alejar de la estrella es de unos 160.000 km/s.) Casi todo el interior de una estrella de neutrones, pasada la corteza, lo forman núcleos y partículas atómicas comprimidos hasta alcanzar la densidad de la materia en los núcleos atómicos para formar un "cristal" sólido de materia nucleica. Pero los físicos sospechan que a unos cuantos kilómetros por debajo de la corteza, la materia adquiere otra propiedad: se hace superconductora, es decir, conduce la electricidad sin resistencia. Así, pues, en el interior de las estrellas neutrónicas pueden circular sin pérdida algunas corrientes eléctricas inmensas, corrientes que producen, claro, campos magnéticos inmensos ( del orden de unos 10.000 millones de gauss), que desempeñan un papel importante en la generación de esas pulsaciones que, según se ha comprobado, las estrellas neutrónicas emiten (son los objetos conocidos como pulsar).

Algunos físicos creen que el centro de una estrella de neutrones lo forma un condensado piónico, un nuevo estado de la materia. Los piones son partículas subnucleares detectadas en los laboratórios de aceleración y que pueden concebirse como la cola que mantiene pegado el núcleo atómico. En condiciones extremas como las que se dan en estos núcleos, los piones se condensan formando una especie de gas capaz de sustentar el peso enorme. Las condiciones extremas que se dan en el interior de estas estrellas llevan a los físicos a los límites mismos de sus conocimientos de la física subnuclear. Algunos sospechan que estos núcleos están formados por elementos quarquicos, constitutivos de las partículas nucleares. Aún cuando sus características siguen siendo tema de discusión, a los físicos este tipo de estrellas les sirve como una especie de "laboratorio natural estelar" para poner a prueba sus nuevas ideas sobre el mundo subnuclear.