和其他恒星一样， 大质量恒星会在主序阶段把氢转化为氦。有趣的是， 恒星质量越大， 寿命越短， 例如一颗相等于15 个太阳质量的恒星， 便只有一千万年的寿命。由于大质量恒星的核心比一般恒星更热和有更高的密度， 当走至生命尽头时， 核心条件足以把氦继续转化为碳， 同时在核心外围形成一个氦壳。在恒星强大质量的约束下， 核心氦聚变成碳的过程能稳定地进行， 在核心高热的煎熬下， 恒星外壳会极度膨胀﹐ 成为比红巨星更巨大的 超 红 巨 星 。
典型的超红巨星比普通红巨星大上100 倍， 虽然表面温度低， 但整体光度仍然非常高， 绝对星等可达-10 ( 太阳的绝对星等只有4.8 ) 。
情况很像燃烧氦， 强大的引力足以在核心燃点起碳， 而同时维持星体稳定。核心物质不断聚变为更重的元素， 直至成为铁。我们相信在地球上常见的重元素， 例如氧、 氦、 矽等， 其实是在遥远的过去， 在一颗恒星的内部以这个机制产生的。铁 其 实 是 热 核 反 应 的 终 站 。氢转化为氦会产生能量， 但要把铁结合成更重的元素时， 却反而要吸收能量， 这也是为什么我们把如铀等重元素分裂成较轻元素时， 可以产生能量的原因。
由于继续燃烧铁的核反应反而需要能量， 所以恒星核心产生能量的能力便会戛然而止， 核心的压力骤降。当核心积聚了足够的铁后﹐ 在百分一秒之内， 核心会毁灭性地猛烈收缩， 同时把核心温度提高。所有尚未使用的燃料会迅速核聚变成铁或镍。核心的外壳会塌缩在核心上， 电子和质子会结合成中子， 并放出 中 微 子 。中微子是亚原子粒子， 它们差不多不会和任何物质产生反应， 所以恒星对它们来说是透明的。大部分塌缩所产生的能量便是由中微子带走。
由于原子核的天然密度会成为巨大的阻力， 防止核心进一步收缩， 这时核心会猛烈反弹， 以极高速塌缩的核心外壳会和反弹中的核心碰撞， 产生强烈的冲击波， 同时产生出像铀等比铁更重的元素， 并把恒星外壳炸毁， 这便是 II 型 超 新 星 ( I 型超新星其实只是强度足以把中心白矮星炸毁的普通新星爆发) 。
超新星爆发十分激烈， 恒星的亮度可以暴增15 等， 是宇宙中最璀璨的天文现象。近年来可以用肉眼看到的超新星爆发， 发生在一个称为大麦哲伦云的小星系内的SN1987A 。可惜的是， 大麦哲伦云位于南天极附近， 结果住在香港的市民无缘得见。
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| (C) Anglo-Australian Observatory, David Malin 摄影. |
公元1054 年， 宋朝天文学家目睹在现今金牛座天区出现了一颗客星， 这颗突然出现的星异常光亮， 在随后两个月的早上也可以看见， 这颗客星便是我们所说的超新星。
当年超新星爆发出来的残迹﹐ 还形成了现今用小型望远镜都可以看得见的M1 蟹状星云。蟹状星云仍然在膨胀﹐ 最终会溶入星际物质而消散。
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| 鸣 谢﹕ STScI. |
天文学家每年会发现十数至数十颗超新星， 但大部分都位于偏远而暗淡的河外星系， 这是1994 年在M51 发现的超新星。
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| 鸣 谢﹕ STScI. |
恒星在超新星爆发后又如何呢？这便取决于恒星剩余核心的质量。在大爆炸后， 若剩余质量少于1.4 个太阳质量， 便会成为白矮星； 若质量介乎1.4 至大约3 个太阳质量， 便会成为 中 子 星 ； 若 质 量 更 大 ， 便 会 成 为 黑 洞 。下图显示了不同质量恒星的死亡路径。
中子星中95 - 99% 的成分是中子， 但仍有少量的质子和电子。一般半径约为8 至16 公里， 和香港岛的大小差不多。由于引力场实在太强大， 任何山脉高山皆会被引力荡平， 所以中子星的表面十分光滑。
我们相信中子星有一层约一公里厚由重原子核组成的外星壳， 之下是一层呈液态的中子流质， 最后可能是一个固体核心。
中子星另一个非常重要的特性是它拥有极强的磁场， 可以比地球磁场强108 至 1015 倍 。当电子以螺旋轨道绕着磁力线移动， 便会沿着两个磁极向外发射出无线电波。
通常恒星的自转轴和磁轴并不一致， 中子星亦不例外， 所以沿着磁轴向外发射的无线电波束， 在中子星自转的带动下， 便会如灯塔般向宇宙扫射， 这便是著名的 灯 塔 效 应 。当地球位于这些宇宙「 灯塔」 扫过的范围， 便会收到极端规律的无线电波讯号， 这便是 脉 冲 星 ， 在蟹状星云中心便有一颗。
当第一颗脉冲星在60 年代被发现的时候， 天文学家起初误以为这些讯号来自另一个天外文明﹐ 后来发现不对后便产生了一个更严重的问题。有 些 脉 冲 星 称 为 毫 秒 脉 冲 星 ， 其 自 转 周 期 可 短 至 0.001 秒 ！有什么物体可以如此飞快转动而不会因而解体？中子星的超强引力提供了最佳的解答。
由于中子星非常沉重， 所以它的自转周期非常规律， 有些中子星的脉冲周期可以准确至小数后十个位， 因此， 就算中子星出现轻微的异动， 天文学家亦可以观察得到。例如假若有一颗行星围绕一颗中子星运行， 它会令中子星出现摇动， 引致脉冲的间隔变长或短， 由此我们根据脉冲周期的变化， 可推断出行星的质量和轨道半径， 这亦是天文学家找出第一颗地外行星时所用的方法。
以上的讨论都是基于单星系统的， 其实宇宙中存在不少有趣的中子星双星系统。例如假若有一颗中子星的伴星为巨星， 那么物质便会由巨星流入中子星并放射出X 射线， 成为X 射线脉冲星。
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