Per rispondere consideriamo alcuni aspetti della struttura e del bilancio energetico delle stelle, nella fase immediatamente precedente l'esplosione di supernova. In queste condizioni le stelle, con massa iniziale superiore a circa 10 masse solari, sono costituite da un nucleo crescente di ferro circondato da un inviluppo di strati di composizione diversa, separati da fronti di bruciamento che trasformano le specie nucleari più leggere dello strato sovrastante in quelle più pesanti dello strato sottostante. Il nucleo di ferro deve necessariamente contrarsi – tutti i nuclei stellari inerti lo fanno, prendendo dal loro budget di energia gravitazionale quello che serve a rifornire le perdite verso gli strati esterni – riducendosi alle dimensioni di una nana bianca, con la pressione degenere degli elettroni in grado di contrastare la gravità (questa pressione trova la sua origine, piuttosto che nella temperatura, nei principi di indeterminazione e di esclusione della meccanica quantistica).

Dal momento però, che la massa del nucleo aumenta a causa della "pioggia" di ferro che proviene dallo strato sovrastante dove è ancora in corso la produzione di ferro, la situazione non è stabile. Infatti, quando la massa del nucleo di ferro supera la massa limite di Chandrasekhar, la pressione degenere degli elettroni non è più sufficiente a bilanciare la gravità e il nucleo si contrae rapidamente. Durante la contrazione avvengono fenomeni che accelerano la contrazione stessa.
La disintegrazione, a opera di fotoni molto energetici (fotodisintegrazione), prima dei nuclei di ferro in nuclei di elio e neutroni e, successivamente, la disintegrazione dei nuclei di elio in protoni e neutroni. Queste reazioni sono endotermiche e assorbono energia. La perdita di energia è tanto significativa da trasformare il collasso quasi in una caduta libera. La densità diviene sufficientemente alta da consentire ai protoni di catturare elettroni liberi e trasformarsi in neutroni. Non solo questo processo assorbe energia, ma riduce anche il numero di particelle. Quindi la pressione cala ulteriormente e il collasso nucleare continua. Alla fine, il gas di neutroni, per molti versi simile al gas di elettroni delle nane bianche, diviene degenere e genera una pressione sufficiente a fermare il collasso. Si è così creato un nucleo di neutroni, con una densità simile a quella di un nucleo atomico e un raggio di circa 20 km.

La contrazione del nucleo mette a disposizione della stella (e del suo inviluppo) energia gravitazionale. Infatti l'energia gravitazionale del nucleo dipende dalla sua massa e dalle sue dimensioni e corrisponde alla energia necessaria a disporre le varie parti del nucleo alle distanze a cui si trovano. A dimensioni maggiori del nucleo, corrisponde maggiore energia potenziale, e quindi una contrazione implica una liberazione di energia potenziale. Il nucleo della supernova passando dalle dimensioni di una nana bianca a quelle di una stella di neutroni libera una enorme quantità di energia.

Se consideriamo l'energia assorbita nei processi nucleari avvenuti durante la contrazione, l'energia necessaria ad allontanare dal nucleo i materiali dell'inviluppo, l'energia necessaria ad impartire ad essi le enormi velocità osservate, l'energia necessaria a produrre tutta la luminosità tipica delle supernovae e infine l'energia cinetica di rotazione del nucleo (che sarà poi alla base delle emissioni delle pulsar), raggiungiamo un totale che è tra il 15 ed il 20 per cento di tutta l'energia gravitazionale liberata dal collasso del nucleo. Sorgono immediatamente due domande, la prima è: dove va la maggior parte dell'energia liberata nella contrazione del nucleo? La seconda domanda, che è poi la domanda del lettore: qual è il meccanismo che consente il trasferimento all'inviluppo esterno dell'energia necessaria?

Le risposte a queste due domande sono collegate e coinvolgono uno dei più importanti fattori che influenzano l'intero processo di supernova, e cioè la produzione di neutrini. Quando il nucleo di ferro si trasforma, essenzialmente, in un nucleo di neutroni, tutti i protoni subiscono una interazione debole, processo accompagnato dall'emissione di neutrini. Un enorme flusso di neutrini si allontana dal nucleo in contrazione, trasportando via il grosso dell'energia liberata dalla contrazione. La seconda domanda diventa quindi come trasferire una parte dell'energia dei neutrini all'inviluppo che circonda il nucleo in rapida contrazione. Questo si è dimostrato un punto molto difficile, tenendo presente che la materia è di norma quasi del tutto trasparente ai neutrini. Dato comunque, l'enorme flusso di neutrini e le altissime densità raggiunte, risulta che i materiali dell'inviluppo diventano parzialmente opachi ai neutrini, e questo consente a una piccola frazione dell'energia trasportata via dai neutrini, di depositarsi nell'inviluppo, che può quindi allontanarsi a grande velocità.

Per ciò che concerne la seconda parte della domanda è da dire che le stelle con massa fino a 7 masse solari e, forse addirittura fino a 9 masse solari, terminano la loro vita come nane bianche. L'idea che questo debba succedere solo per stelle fino a 1.44 masse solari, sottolinea semplicemente l'errore della nostra ipotesi relativa alla conservazione della massa stellare durante l'evoluzione. Sia ragioni teoriche che considerazioni legate alle osservazioni suggeriscono che le stelle debbano perdere massa durante la loro evoluzione. Per esempio, si osservano nelle vicinanze solari diverse nane bianche con masse determinate accuratamente e inferiori a 0.4 masse solari. Se le stelle conservassero la massa, ne seguirebbe che la Galassia deve avere un'età sufficiente affinché stelle con masse inferiori a 0.4 masse solari si siano evolute allontanandosi dalla sequenza principale. Questo comporterebbe un'età per la Galassia molto maggiore di quella di tutti gli ammassi stellari noti all'interno della nostra galassia ed è molto difficile spiegare perché tutti gli ammassi stellari debbano essere molto più giovani della Galassia all'interno della quale risiedono. È di gran lunga più naturale assumere che la Galassia ha all'incirca la stessa età dei suoi ammassi più vecchi, e questo ci spinge a concludere che le stelle perdono massa, in particolare dopo che hanno abbandonato la sequenza principale, e a cercare meccanismi per mezzo dei quali una stella evoluta di grande massa possa perdere una frazione significativa della propria massa (si parla per esempio di superventi). Quindi le stelle in questo intervallo di masse terminano la propria vita nella fase di nana bianca. Nane bianche di elio con massa all'incirca di 0.4 masse solari, quelle partite con masse tra 0.7 e 1 massa solare. Nane bianche di carbonio-ossigeno con massa di circa 0.8 masse solari, quelle con masse iniziali comprese tra circa 1 e 9 masse solari.

Infine, per quanto riguarda la terza domanda del lettore è possibile affermare che anche l'identificazione delle pulsar con le stelle di neutroni, è corroborata sia da ragioni teoriche che osservative. Per esempio, dal numero noto di pulsar e dalla stima della loro vita media, è possibile derivare un tasso medio di formazione per le pulsar, che risulta essere molto prossimo al tasso di esplosione delle supernovae.