及其死亡结局的主要特性。巨大质量恒星会以激变的超新星爆发形式而终止其一生，身后留下一颗引人注目的中子星（或许是黑洞），并且不断显现出高能物理学前沿上见到的许多现象。
恒星的诞生
对于气体和尘埃缓慢自转的球体所形成的恒星，已提出一个共同的恒星诞生图像。但过程的细节尚不清楚，特别是还没有提出坍缩的稍后阶段关于行星形成的清晰理论。然而，随着巨大红外望远镜的出现使得这些过程的研究变得比较容易了，因为它能深入地看到我们银河系的朦胧部分，那里是气体和尘埃密集的区域，包含着恒星的孕育场所。那里的主要气体——氢的密度是每立方厘米约100个原子，这比星系中氢的平均密度大100倍。氢存在于巨大的云中，同尘埃和其他气体共同形成早期几代恒星。或许是由特别致密的区域播下种子，气体尘埃云在引力作用下经过坍缩而产生了称作原恒星的气体自转球体。
原恒星不会立刻变得看起来行为像太阳那样。它还不能通过核聚变产生能量，而是开始得到热能。这时气体加热是通过开尔文亥姆霍兹收缩过程进行的。就像给自行车轮胎打气时，增加胎内气压伴随着轮胎被加热一样，随着气体的坍缩原恒星的温度将持续增高。
20世纪20年代，有两位英国天文学家，A·埃丁顿（Arthur Eddington）和R·阿特金森（Robert Atkinson），他们认识到，如果原恒星中心核的密度和温度爬升到足够高的水平，将能使得两个氢原子核相碰撞的力量大到产生核反应。所需温度是超过摄氏1000万度。氢原子（由一个质子和一个绕其旋转的电子构成）在这样的温度下电子被剥离。极高温度所导致的结果是使质子获得了高速度，能以充分强大的力量克服两个荷正电粒子间极强的电斥力而相互碰撞。碰撞的结果是产生如下核反应，即沿着包括另外的碰撞在内的三步过程产生一个氦核。爱因斯坦相对论可以说明该过程中释放出能量的道理。由于氦原子核的质量与形成氦核的四个质子的质量之间有微小的差别，这部分质量就转化成能量释放出来。
恒星的中年
开始核聚变标志着从原恒星过渡到恒星。我们太阳的这一过渡发生在45亿年前，至今仍在消耗着氢的巨大贮藏。太阳的输出功率超过1026瓦，这相当于每秒钟耗去约100万吨的氢。这就使我们确信太阳当今的质量竟有2000亿亿亿吨。天文学家认为，太阳在进入下一个演化阶段之前，还能像今天这样继续供给氢的消耗，坚持另一个50亿年。我们只好寄希望于到那时我们人类的后代已经完善了星际旅行的科学！当太阳核心的氢燃料接近耗尽之时，就意味着太阳系全部生命的末日来临之日。
恒星的聚合过程锻造出许多日常生活中熟悉的元素。这种熔炉确实是这许多种元素惟一的来源。大爆炸理论告诉我们，宇宙诞生初始时，只创造出最轻的元素——氢与氦。那些参与形成地球、大气和我们身体的较重元素，是后来称作超新星的激变恒星爆发期间在星体内部形成的。这类爆发在星系周围贡献出新形成的物质，不断地以重元素丰富着星系介质。还是老话说得对，无疑我们人类是由恒星尘灰做成的。
恒星的质量越大，其核心的氢燃料消耗得越快。这是因为这些大质量恒星的中心压力（从而还有温度）极高，致使核聚变反应更加急速。在它们核心处的氢最后耗尽时，首先进入恒星演化的第二个阶段，变成红巨星。在这个新的阶段，恒星的核心由氢聚变的产物——氦组成。氦又是另一不同聚变反应的燃料，反应后形成碳和氧，并继续释放出大量的能量。然而，这种反应需具备更高的核心温度，这个条件直到氢聚变的末尾才会出现。恒星由氢供给燃料过渡到由氦供给燃料的转变时间极短，氢一经耗尽氦核反应立即开始。随之，这颗恒星的外貌显著改变。
恒星的老年——红巨星
自从这颗恒星通过聚合反应开始产生能量时起，直到这次过渡之前，恒星一直处于平衡运行活动中。巨大的向内引力由恒星核熔炉处施放的向外热压所平衡。然而，当恒星耗尽其氢燃料的供应时，则平衡消失，引力不受阻地使恒星坍缩。幸运的是，坍缩不会造成灾难，因为坍缩中恒星核变热（还是由于开尔文亥姆霍兹机制），形成足够高的温度而启动了氦聚变。
又以不同的燃料重新燃起恒星熔炉，从而使得恒星坍缩逆转。氦聚变比以往的氢核反应产生更大能量输出，重力与新热能输出之间的平衡使恒星达到一个新的稳定体积。这时恒星变成了庞大的巨星。它产生的全部能量更多了，但这时有了庞大的恒星表面会把热量辐射出去。这就出现了令人惊奇的事，尽管恒星核反应更加剧烈，但恒星的表面温度却凉下来。这时恒星呈现红色。这种红巨星继续处在稳定状态下，其中氦核聚变会稳定地进行10亿年之久。
氦核聚变的原子产物包括碳、氮和氧。红巨星核心处形成的这些元素在氦燃料贮藏耗尽后将适时变成新的恒星燃料。事实上，大部分大质量恒星将通过一个不同阶段衔接的系列，分别相继地出现更重的核燃料聚变过程，产生越来越重的元素。为了克服更重元素对聚合的顽抗，每个后继阶段都需要比前一阶段甚至更高的恒星核心温度。这依次更高的温度使核燃烧过程逐级加速，所以每个后继阶段所存在的时间就越来越短。
举例来说，观察一下比太阳质量大25倍的恒星的生命周期。由于该巨大天体内部的巨大压力，使得相对较慢的氢燃烧阶段也在700万年之内很快通过。随后是70万年的氦燃烧阶段，继之以600年的碳燃烧阶段，1年的氖燃烧阶段，6个月的氧燃烧阶段和1天的硅燃烧阶段！核反应链的最后元素产品是重而稳定的铁恒星核。铁是最稳定的原子核，它既不能参与聚变反应也不能产生裂变反应，于是恒星核的核反应过程随即终止。铁的恒星核无疑既炽热又致密。其温度高达约数10亿度，集中在约1000千米直径的体积之内，它此时的密度要比水大10亿倍。
恒星死亡与超新星
在恒星生命的整个过程中，受控制的一系列核反应活动从氢聚变直到硅聚变，释放出极其巨大的能量。同时产生出地球上生命所必需的许多元素。然而，与大质量恒星临终的暴烈活动——超新星爆发相比，前面一系列产能过程会显得不够突出。怀有惰性铁核的庞大红巨星，其中心在耗尽能源的最后时刻，引力坍缩立即开始。这时已不存在出现新的聚变反应来抗拒坍缩以恢复恒星平衡的条件。在恒星核心熔炉熄灭数秒钟之内就导致一桩桩急速相继的剧烈事件，而不是继续坍缩下去。这种超新星爆发，以多种方式释放能量，其中包括已知的像宇宙射线这类加速荷电粒子。
恒星铁核在巨大的压力下坍缩。质子和电子被挤压到一起形成中子，作为副产品释放出数万亿中微子。典型的结局是，恒星核以约每立方米1000万亿千克的与原子核相同的密度，聚集到一个30千米直径的球体之中！而该恒星的外层随着坍缩以很高的速度向内运动。向内运动的物质同固态中子核相撞，变得很热并又向外反弹出去。在气体的极端高温与从星核逃逸的中微子的联合驱动下，反弹运动同爆炸一样猛烈。高速向外运动的激波，携带上更多气体使爆炸物质达到极高的温度。高温又点燃恒星外层大气中的氢和较轻的气体，产生聚合反应。庞大外层气体整体的巨大聚合爆发，仅发生在约1秒钟的时间里，瞬间令这颗超新星剧变到1000亿颗恒星那样明亮！
灾变性的爆发之后，随着超声速激波的继续向外冲向星际空间而使越来越多的气体加热，该星能以如同2亿颗太阳那样明亮的光芒，继续闪耀两三个星期之久。由于特别明亮，有时只凭肉眼也能看到超新星爆发。公元1054年，中国古代天文学家杨，对他称之为〃客星〃的突然出现的一颗亮星作了观察记录，在整整一个月的时间里白天也能看见这颗星。我们当今知道，那就是产生金牛星座中蟹状星云的超新星爆发，这是现代天文学研究得最清楚的天体之一。
相当近的一次超新星爆发事例发生于1987年11月24日的初始数小时内。有位名叫I·谢尔顿（Ian Shelton）的加拿大年轻天文学家，当时他从正在作观测的智利南部一台大型望远镜近旁走出圆顶室小憩。他注意到在我们小型比邻星系大麦哲伦星云中出现一颗〃新的〃星星。这个天体，后来命名为SN1987A，就是另一颗稀有的凭肉眼就能看见的超新星，近400年来出现的最亮的超新星。当时，从地球上埋藏在地下的两处检测器记录到少数中微子，从而我们得知这次爆发产生出这类难以检测的粒子。（因为中微子不易与物质相互作用，抵达地球的绝大部分超新星中微子仅只穿过地球而未留任何踪迹。）在这次爆发之后几乎已过去了十年的今天，我们仍然不知道这颗超新星身后遗留下什么。爆炸物质壳仍然从爆发处向外冲击，妨碍我们看清里面有什么。我们猜想，超新星激波把粒子加速到很高的能量，形成宇宙射线和其他辐射，在直到爆炸壳变得足够薄让这种辐射逃逸出来时，我们才能确切知道。另一方面，对于近千年前被中国人看到的有关蟹状星云遗迹的事件，我们却知道得很多。
死亡恒星的余烬
当今，蟹状星云爆炸区仍在发光，星云中心有个急速自转的早已死亡的恒星，已知它是一颗脉冲星。该天体从射电直到甚高能γ射线的广阔范围发出很强的辐射。什么恒星才是脉冲星，它为何发出如此广阔范围的辐射？脉冲星的发现和我们对其本性的理解在科学实践上提供了一个有意思的研究事例，导致其发现者之一于1974年获得诺贝尔奖。
故事实际上是从更早些年的20世纪30年代开始的，还须回溯到恒星聚变反应理论刚提出后。天文学家观测到超新星爆发并认识到这就是大质量恒星生命的终点。但是恒星核到底变成什么？当时流行的理论是恒星核变成了白矮星。已经知道存在着这种恒星，它的特征是具有白热表面的暗弱恒星。
有关白矮星的理论是卓越的年轻印度天体物理学家S·钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）于1931年提出的。他当时21岁，从印度奔赴剑桥大学为了取得物理学博士学位去学习，正待在旅途的船上。在漫长的旅途中，他考虑解决坍缩的恒星最终的特性问题。他提出所谓〃电子简并压力〃使恒星停止坍缩的见解。意思是说，由重元素原子核组成的恒星核湮没在群集的电子海洋中，当引力坍缩将电子〃气体〃挤压进入恒星核的尽可能最小的体积中之后，恒星就变为稳定状态。已压缩的电子气所给出的压力会支撑恒星核的重力，于是就形成了稳定的白矮星。钱德拉塞卡的计算表明，白矮星极其致密，是把太阳那样大的质量挤压进地球这样小的体积之中的一类天体。尽管这种天体令人不可思议，也不顾来自当时最著名的天体物理学家爱丁顿（Arthur Eddington）的反对，白矮星的这一理论最终还是被接受了。
钱德拉塞卡的理论发表后的30来年间，很多理论提出具有比白矮星更高密度的恒星，但这些理论被认为是不必要的。大多数天体物理学家乐于接受白矮星就是超新星爆发后的残留物的说法。不管怎样，钱德拉塞卡的理论确实包含一个预言性结论。他发现电子压力不能阻止大于14个太阳质量的恒星核的坍缩。换句话说，更大质量的恒星核在巨大引力的作用下坍缩更加急速，以至电子气体压力也会被征服。这种坍缩中的巨大质量恒星核的结局当时尚不清楚，大多数天文学家去研究其他课题了。
中子星与脉冲星
F·兹维基（Fritz Zwicky）和W·巴德（Walter Baade）两人却是例外，他们亲眼目睹了1932年发表的钱德拉塞卡的研究工作，还曾看到同一年里J·查德维克（James Chadwick）发表的关于发现中子的论文。数月之内，这两位美国天文学家提出了〃中子星〃理论，指出中子星完全由与原子核的密度相同的中子构成。他们推断，假如恒星质量过大，电子简并压力不足以阻止恒星继续坍缩，坍缩会继续进行，直到被一种新的向外的力——中子简并压力阻止，才会停下来。恒星核的最后状态将取决于构成这颗星的中子能被挤压到多小的体积。兹维基和巴德计算指出，比太阳质量大15倍的中子星的直径只有30千米。在30年代，虽然包括罗伯特·奥本海默（RobertOppenheimer）（他后来成为发展�