hviezdy, z ktorej sa biely trpaslík vyvinul v ňom bol tlak podmienený práve vysokou teplotou udržovaný jadrovým horením, je tlak potrebný k udržovaniu rovnováhy bieleho trpaslíka vyvolaný kvantovými silami; tie vznikajú medzi dostatočne tesne nakopenými elektrónmi plazmy tvoriacej hviezdu. V podmienkach, aké vo hviezde panujú, tento tlak prakticky nezávisí od jej teploty. Názov „biely trpaslík“ vznikol z toho, že nejakú dobu majú povrchové vrstvy tohoto konečného štádia hviezdy vysokú teplotu a jasne žiari bielym svetlom. Postupne táto hviezda chladne a mení sa na „červeného trpaslíka“, bez toho aby menila ďalej svoj rozmer.
Ak je počiatočná hmotnosť hviezdy väčšia ako 1,2 slnečnej hmotnosti, potom sa jej zmršťovanie nezastaví v okamžiku, keď hustota dosiahne hodnoty 10 12 kilogram na meter kubický. Pri väčších hustotách sa rozbehnú jadrové reakcie, ktoré spotrebujú značné množstvo energie; preto sa naruší rovnováha medzi tlakovou silou a gravitačnou príťažlivosťou a hviezda sa začne prudko zmršťovať.
V priebehu tohoto zmršťovania môže dôjsť k jadrové explózii, ktorú pozorujeme ako vzplanutie supernovy. Výbuch supernovy je veľmi efektný jav, pri ktorom svietivosť objektu môže po dobu niekoľkých týždňov dosiahnuť hodnoty prevyšujúce svietivosť všetkých hviezd celej galaxie dohromady. Je to jav, ku ktorému dochádza v galaxii radovo raz za sto rokov, a astronómovia ho bežne pozorujú v iných galaxiách. O vzplanutí supernovy v blízkosti Zeme, že ho bolo dobre možné pozorovať voľným okom, vieme z historických záznamov. Pri tomto výbuchu hviezda odmrští svoje vrchné vrstvy a jej jadro sa zmení na neutrónovú hviezdu. Gravitačná príťažlivosť stlačí jadro hviezdy natoľko, že v jej vnútri dosiahne hustota hodnôt zrovnateľných s hustotou atómového jadra, to znamená 10 17 až 10 18 kilogramov na meter kubický.
Neutrónová hviezda vlastne predstavuje zvláštny typ atómového jadra o priemere rovného niekoľkým desiatkam kilometrov. Jadrové častice ( nukleóny ) tvoriace hviezdu sú v nej natesnané veľmi blízko jedna vedľa druhej. Pokiaľ hmotnosť hviezdy neprevyšuje hmotnosť Slnka viac ako dvakrát, dokážu kvantové sily medzi jadrovými časticami vytvoriť dostatočný tlak, a k ďalšiemu zmršťovaniu hviezdy nedochádza. Vytvorí sa rovnovážny konečný stav vychladnutej hviezdy. Ak však hovoríme, že neutrónová hviezda je chladná, môže sa zdať z pozemského hľadiska toto označenie celkom nevhodné. V tak hustom „plyne“, ktorý tvorí neutrónovú hviezdu, nezávisí totiž tlak na teplote, i keď teplota dosahuje niekoľko sto kelvinov, preto astrofyzici často zjednodušene hovoria o neutrónovej hviezde ako o chladnej, aj keď teplota v jej vnútri dosahuje hodnoty niekoľko stoviek miliónov kelvinov a na povrchu milióny kelvinov.