Novas
Todas las estrellas de masa igual a la del Sol evolucionarán de un modo semejante. Las estrellas de masa superior, en cambio, gastan más rápidamente su combustible nuclear, se convierten antes en gigantes rojas y empiezan antes el descenso final hacía enanas blancas.
Hay muchos casos de estrellas binarias en los que una componente es una gigante roja y la otra una enana blanca. Algunos de estos pares están tan próximos que se tocan, y una atmósfera solar incandescente fluye de la gigante roja a la enana blanca y tiende a caer en un lugar determinado de la superficie de la estrella blanca.
El hidrógeno se acumula, comprimido a temperaturas y presiones que son cada vez mayores debido a la intensa gravedad de la enana, hasta que esta atmósfera cedida por la gigante experimenta reacciones termonucleares y la estrella blanca sufre una breve erupción que la hace brillar.
Una binaria de este tipo se llama nova, y debe su energía a la fusión del hidrógeno.
Supernovas
Las supernovas en cambio, se dan en estrellas solas y deben su energía a la fusión del silicio, que genera hierro.
Una estrella de masa dos veces superior a la del Sol puede convertir establemente hidrógeno en helio durante solo unos cuantos millones de años antes de pasar a otras reacciones nucleares.
Por fusión del silicio producido en esas reacciones se genera un núcleo de hierro de gran masa. Los electrones libres del interior de la estrella, sometidos a una presión enorme, se funden con los protones de los núcleos de hierro y se anulan las cargas eléctricas.
El interior de la estrella se convierte así en un gigantesco núcleo atómico que finalmente produce la explosión de supernova que lanza al espacio una mayor parte de la materia de la estrella.
Queda un núcleo de neutrones calientes sujetos por las fuerzas nucleares formando un núcleo atómico de gran masa, una estrella de neutrones en rápida rotación, tan densa que nuestra cucharadita de té pesaría ahora lo que pesa una montaña.
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