重い星の一生の最後
軽い星の場合と同じように、太陽の8倍程度よりも重い星も中心部で核融合反応に使われる水素がなくなりヘリウムの中心核ができると、その周りで水素の核融合反応が進み、星全体がふくらんでいきます。軽い星が進化してできる赤色巨星よりも大きくて明るいので、赤色超巨星と呼ばれます。赤色超巨星の中心部ではヘリウムから炭素や酸素、さらにはケイ素や鉄が作られる核融合反応が進みますが、鉄はそれ以上核融合反応を起こさないので、そこで反応は止まってしまいます。反応が止まってエネルギーを作れなくなった鉄の中心核は次第に縮むとともに温度が上がり、およそ100億度になると一気につぶれます。中心部がつぶれるために星全体が中心部に向かって急激に縮み、中心部で跳ね返ってきた衝撃波が星全体を吹き飛ばします。これが超新星爆発です。超新星は普通の星の1,000億倍以上明るく輝き、1つの超新星の明るさはその星が属する銀河全体の明るさを上回るほどです。
中心に残される超高温超高密度の星、中性子星
爆発した星の外層部分は宇宙空間に飛び散り、超新星残骸となって広がっていきます。一方、中心部は超高温超高密度の星、中性子星として残ります。中性子星は太陽ほどの重さがありますが、その半径は10kmほどととても小さな星です。軽い星の一生の最後に残される白色矮星の密度は1cm³あたり10t程度でしたが、中性子星の場合は同じ体積でその100万～1000万倍も重いのです。中性子星は非常に高速で自転していて、規則正しい電波を出すパルサーとして観測されることがあります。たとえば1054年に爆発した超新星のなごりであるおうし座のかにパルサーは、1秒間に30回転という高速で自転しています。
X線と可視光で捉えた、かにパルサーの合成画像。中央のかにパルサー本体から噴き出すガスは、光速の半分程度にまで加速されています。 (c) NASA/HST/CXC/ASU/J. Hester et al.