恆星的後續演化(二)

大質量恆星

對大質量恆星，在氫殼燃燒開始時，核心的質量就已經夠大，在電子簡併壓力能夠取得優勢之前，就已經足以點燃氦融合，在一開始它們就比質量較低的恆星亮許多，因此還是比質量較小的恆星形成的紅巨星明亮。這些恆星不太可能活著成為紅超巨星，取而代之的是它們將摧毀自己成為II型超新星。

質量非常大的恆星（大約超過40 M☉），它們非常明亮，也有著強烈的恆星風，並由於輻射壓力而迅速地失去質量，並傾向於在成為紅超巨星之前就剝離自己的外層，因此從在主序星階段開始，表面始終維持著極高的溫度（藍白色的顏色）。因為外層會播極端的壓力排出，當代最大的恆星質量大約在100-150 M☉。

當核心從殼層底部的氫融合獲得物質時，會變得更熱、更緻密。在所有的大質量恆星中，電子簡併壓力不足已自行阻止塌陷，然而當每種元素在核心消耗掉後，新生成得更重元素會被點燃，暫時阻擋塌陷。如果核心的質量不是太大（考慮到之前已經發生大規模的質量損失，大約小於1.4 M☉），那麼它可能會如同之前所描述的低質量恆星，形成一顆白矮星（可能被行星狀星雲包圍）。不同的是白矮星主要由氧、氖、和鎂等更重的元素組成。

質量達到某種程度時（估計大約是2.5 M☉，並且初始質量大約是10 M☉），核心的溫度可以達到氖會有部分被破壞形成氧和氦的溫度（大約是1.1GK），，而氦又會立刻和殘餘的氖融合成鎂；然後氧融合形成硫、矽和少量其他的元素。最後，溫度會高到每一種元素都會有一部分被光致蛻變的高溫，通常這些元素會釋放出能與其它元素立刻融合的α粒子（氦核）。所以，有一些核心能有效的重新組合成數量較少且較重的原子核。而且因為組成額外的重元素所釋放出的能量多於打破母原子核消耗的能量，因此淨能量是增加的。

核心質量太大，無法形成白矮星，但又不足以實現將氖燃燒持續產生氧和鎂的恆星，在融合生成更重的元素之前，就會由於電子捕獲過程，經歷核心塌陷造成核心的崩潰。無論電子捕獲造成核心加熱或冷卻，形成的都是較母元素輕的元素（如鈉和鋁），並對塌陷前不久在恆星內部產生的總能量產生重大的影響。這也可能對隨後的超新星噴出的元素和同位素的豐度產生明顯的影響。

超新星

恆星殘骸(緻密星)