和其他恒星一樣， 大質量恒星會在主序階段把氫轉化為氦。有趣的是， 恒星質量越大， 壽命越短， 例如一顆相等于15 個太陽質量的恒星， 便只有一千萬年的壽命。由于大質量恒星的核心比一般恒星更熱和有更高的密度， 當走至生命盡頭時， 核心條件足以把氦繼續轉化為碳， 同時在核心外圍形成一個氦殼。在恒星強大質量的約束下， 核心氦聚變成碳的過程能穩定地進行， 在核心高熱的煎熬下， 恒星外殼會極度膨脹﹐ 成為比紅巨星更巨大的 超 紅 巨 星 。
典型的超紅巨星比普通紅巨星大上100 倍， 雖然表面溫度低， 但整體光度仍然非常高， 絕對星等可達-10 ( 太陽的絕對星等只有4.8 ) 。
情況很像燃燒氦， 強大的引力足以在核心燃點起碳， 而同時維持星體穩定。核心物質不斷聚變為更重的元素， 直至成為鐵。我們相信在地球上常見的重元素， 例如氧、 氦、 矽等， 其實是在遙遠的過去， 在一顆恒星的內部以這個機制產生的。鐵 其 實 是 熱 核 反 應 的 終 站 。氫轉化為氦會產生能量， 但要把鐵結合成更重的元素時， 卻反而要吸收能量， 這也是為什么我們把如鈾等重元素分裂成較輕元素時， 可以產生能量的原因。
由于繼續燃燒鐵的核反應反而需要能量， 所以恒星核心產生能量的能力便會戛然而止， 核心的壓力驟降。當核心積聚了足夠的鐵后﹐ 在百分一秒之內， 核心會毀滅性地猛烈收縮， 同時把核心溫度提高。所有尚未使用的燃料會迅速核聚變成鐵或鎳。核心的外殼會塌縮在核心上， 電子和質子會結合成中子， 并放出 中 微 子 。中微子是亞原子粒子， 它們差不多不會和任何物質產生反應， 所以恒星對它們來說是透明的。大部分塌縮所產生的能量便是由中微子帶走。
由于原子核的天然密度會成為巨大的阻力， 防止核心進一步收縮， 這時核心會猛烈反彈， 以極高速塌縮的核心外殼會和反彈中的核心碰撞， 產生強烈的沖擊波， 同時產生出像鈾等比鐵更重的元素， 并把恒星外殼炸毀， 這便是 II 型 超 新 星 ( I 型超新星其實只是強度足以把中心白矮星炸毀的普通新星爆發) 。
超新星爆發十分激烈， 恒星的亮度可以暴增15 等， 是宇宙中最璀璨的天文現象。近年來可以用肉眼看到的超新星爆發， 發生在一個稱為大麥哲倫云的小星系內的SN1987A ?？上У氖牵?大麥哲倫云位于南天極附近， 結果住在香港的市民無緣得見。
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| (C) Anglo-Australian Observatory, David Malin 攝影. |
公元1054 年， 宋朝天文學家目睹在現今金牛座天區出現了一顆客星， 這顆突然出現的星異常光亮， 在隨后兩個月的早上也可以看見， 這顆客星便是我們所說的超新星。
當年超新星爆發出來的殘跡﹐ 還形成了現今用小型望遠鏡都可以看得見的M1 蟹狀星云。蟹狀星云仍然在膨脹﹐ 最終會溶入星際物質而消散。
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| 鳴 謝﹕ STScI. |
天文學家每年會發現十數至數十顆超新星， 但大部分都位于偏遠而暗淡的河外星系， 這是1994 年在M51 發現的超新星。
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| 鳴 謝﹕ STScI. |
恒星在超新星爆發后又如何呢？這便取決于恒星剩余核心的質量。在大爆炸后， 若剩余質量少于1.4 個太陽質量， 便會成為白矮星； 若質量介乎1.4 至大約3 個太陽質量， 便會成為 中 子 星 ； 若 質 量 更 大 ， 便 會 成 為 黑 洞 。下圖顯示了不同質量恒星的死亡路徑。
中子星中95 - 99% 的成分是中子， 但仍有少量的質子和電子。一般半徑約為8 至16 公里， 和香港島的大小差不多。由于引力場實在太強大， 任何山脈高山皆會被引力蕩平， 所以中子星的表面十分光滑。
我們相信中子星有一層約一公里厚由重原子核組成的外星殼， 之下是一層呈液態的中子流質， 最后可能是一個固體核心。
中子星另一個非常重要的特性是它擁有極強的磁場， 可以比地球磁場強108 至 1015 倍 。當電子以螺旋軌道繞著磁力線移動， 便會沿著兩個磁極向外發射出無線電波。
通常恒星的自轉軸和磁軸并不一致， 中子星亦不例外， 所以沿著磁軸向外發射的無線電波束， 在中子星自轉的帶動下， 便會如燈塔般向宇宙掃射， 這便是著名的 燈 塔 效 應 。當地球位于這些宇宙「 燈塔」 掃過的范圍， 便會收到極端規律的無線電波訊號， 這便是 脈 沖 星 ， 在蟹狀星云中心便有一顆。
當第一顆脈沖星在60 年代被發現的時候， 天文學家起初誤以為這些訊號來自另一個天外文明﹐ 后來發現不對后便產生了一個更嚴重的問題。有 些 脈 沖 星 稱 為 毫 秒 脈 沖 星 ， 其 自 轉 周 期 可 短 至 0.001 秒 ！有什么物體可以如此飛快轉動而不會因而解體？中子星的超強引力提供了最佳的解答。
由于中子星非常沉重， 所以它的自轉周期非常規律， 有些中子星的脈沖周期可以準確至小數后十個位， 因此， 就算中子星出現輕微的異動， 天文學家亦可以觀察得到。例如假若有一顆行星圍繞一顆中子星運行， 它會令中子星出現搖動， 引致脈沖的間隔變長或短， 由此我們根據脈沖周期的變化， 可推斷出行星的質量和軌道半徑， 這亦是天文學家找出第一顆地外行星時所用的方法。
以上的討論都是基于單星系統的， 其實宇宙中存在不少有趣的中子星雙星系統。例如假若有一顆中子星的伴星為巨星， 那么物質便會由巨星流入中子星并放射出X 射線， 成為X 射線脈沖星。
