Alla nascita, cioè dopo un collasso gravitazionale, la stella di neutroni ha un nucleo di neutroni a temperatura T_c = 10¹¹ K circa, mentre il guscio di elettroni (allo stato degenere) che contiene il nucleo mantiene una temperatura superficiale T_s che è circa 100 volte più basso di T_c . Nel corso della sua vita (ogni stella di neutroni ha infatti una storia evolutiva durante la quale si raffredda e diminuisce la sua velocità di rotazione) T_c cala fino a circa T_c=10⁶ K. Come risultato, la temperatura superifciale di una stella di neutroni si mantiene sempre molto più elevata di quella del Sole, e il corrispondente picco di luminosità di corpo nero cade nella banda X invece che in quella ottica.

Esistono poi altri meccanismi di emissione di radiazione, oltre a quella di corpo nero, che chiamano in causa il campo magnetico, l'emissione di neutrini e che in genere sono attivi durante fasi particolari della vita della stella. Si possono avere anche reazioni nucleari, ma che conivolgono i singoli neutroni, protoni ed elettroni (e non più atomi) con l'effetto di emettere neutrini e quindi energia verso l'esterno.

Nel caso dei buchi neri, è il disco di accrescimento responsabile della maggior parte della radiazione luminosa che si osserva. In questo caso, un gas di elettroni-protoni-neutroni si trova in rotazione attorno al buco nero, si scalda per effetto di "frizioni" interne fino a raggiungere una temperatura sul piano equatoriale di T = 10⁴ K circa. Non si hanno invece reazioni nucleari.