恒星の進化

恒星の進化とは、恒星がその一生の間に変化し、新しい恒星が誕生する過程のことである。恒星の質量によって、その寿命は最も質量の大きいもので数百万年、最も質量の小さいもので数兆年に及び、これは現在の宇宙の年齢よりもかなり長い。表は、恒星の質量に応じた寿命を示している。^{[1]すべての恒星は、}星雲または分子雲と呼ばれるガスと塵の雲が崩壊して形成される。数百万年かけて、これらの原始星は平衡状態に落ち着き、主系列星と呼ばれるものになる。

恒星はその存在期間の大半において核融合によってエネルギーを得ている。最初は主系列星の中心部で水素原子が融合することでエネルギーが生成される。その後、中心部の原子の大半がヘリウムになると、太陽のような恒星は中心部を取り囲む球状の殻に沿って水素を融合し始める。このプロセスにより恒星は徐々に大きくなり、準巨星段階を経て赤色巨星段階に達する。太陽の半分以上の質量を持つ恒星は中心部でのヘリウムの融合によってエネルギーを生成し始めることもできるが、より質量の大きい恒星は一連の同心円状の殻に沿ってより重い元素を融合することができる。太陽のような恒星が核燃料を使い果たすと、中心部は高密度の白色矮星に崩壊し、外層は惑星状星雲として放出される。太陽の約10倍以上の質量を持つ恒星は、不活性な鉄の中心部が極めて高密度の中性子星またはブラックホールに崩壊するため、超新星爆発を起こすことがある。宇宙はまだ、最小の赤色矮星が存在の終わりを迎えるほど古くはありませんが、恒星モデルによれば、赤色矮星は水素燃料を使い果たして低質量の白色矮星になるまで、ゆっくりと明るく熱くなると予想されています。^[2]

恒星の進化は、単一の恒星の一生を観察することによっては研究されません。なぜなら、恒星の変化のほとんどは、何世紀にもわたってさえ検出できないほどゆっくりと起こるからです。その代わりに、天体物理学者は、生涯のさまざまな時点で多数の恒星を観察し、コンピューター モデルを使用して恒星の構造をシミュレートすることによって、恒星がどのように進化するかを理解します。

恒星の進化は、巨大分子雲の重力による崩壊から始まります。典型的な巨大分子雲は、およそ 100 光年 (9.5 × 10 ¹⁴  km) の直径があり、最大で太陽の6,000,000 倍(1.2 × 10 ³⁷ kg ) の質量を持ちます。巨大分子雲は、崩壊するにつれて、どんどん小さな破片に砕け散ります。これらの破片のそれぞれで、崩壊するガスは重力による位置エネルギーを熱として放出します。破片の温度と圧力が上昇するにつれて、破片は原始星と呼ばれる超高温ガスの回転する球体に凝縮します。^[3] フィラメント構造は、分子雲のいたるところに見られます。高密度の分子フィラメントは、重力で結合したコアに断片化します。これが恒星の前駆物質です。ガスの継続的な集積、幾何学的な曲がり、磁場が、フィラメントの詳細な断片化方法を制御する可能性があります。超臨界フィラメントでは、観測により、フィラメントの内幅と同程度の間隔で密集したコアの準周期的な鎖と、ガス流出を伴う2つの原始星が埋め込まれていることが明らかになりました。^[4] 

原始星は分子雲からのガスと塵の集積によって成長を続け、最終的な質量に達すると前主系列星になります。その後の発達は質量によって決まります。質量は通常、太陽の質量と比較されます。1.0  M _☉ (2.0 × 10 ³⁰  kg) は 1 太陽質量を意味します。

原始星は塵に包まれているため、赤外線波長でより容易に観測できます。広域赤外線探査衛星（WISE）による観測は、多数の銀河原始星とその親星団を明らかにする上で特に重要でした。^{[5] [6]}

質量がおよそ0.08 M _☉ (1.6 × 10 ²⁹  kg)未満の原始星は、 水素の核融合が始まるほどの温度に達することはありません。これらは褐色矮星として知られています。国際天文学連合は、褐色矮星を、その生涯のある時点で重水素を融合できるほど重い恒星（13木星質量( M _J )、2.5 × 10 ²⁸  kg、または0.0125  M _{☉ ）と定義しています。13} M _Jよりも小さい天体は亜 褐色矮星に分類されます（ただし、別の恒星の周りを公転する場合は惑星に分類されます）。^[7]重水素燃焼の有無にかかわらず、どちらのタイプも暗く輝き、ゆっくりと消えていき、数億年かけて徐々に冷えていきます。

より質量の大きい原始星の場合、中心核の温度は最終的に 1000 万ケルビンに達し、陽子-陽子連鎖反応が開始され、水素が核融合して最初に重水素に、次にヘリウムになります。 1 M _☉ (2.0 × 10 ³⁰ kg)をわずかに超える程度の恒星では  、炭素-窒素-酸素核融合反応 ( CNO サイクル) がエネルギー生成の大部分を占めます。 核融合の開始により、比較的速やかに静水力平衡に達します。この平衡では、中心核から放出されたエネルギーによって高いガス圧が維持され、恒星の物質の重量が均衡して、それ以上の重力崩壊が防止されます。 このように、恒星は急速に安定状態へと進化し、進化の 主系列段階が始まります。

新しい恒星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図の主系列上の特定の点に位置し、主系列のスペクトル型は恒星の質量によって決まります。小型で比較的低温で低質量の赤色矮星は、水素をゆっくりと融合し、数千億年以上主系列に留まりますが、大質量で高温のO型恒星は、わずか数百万年で主系列を離れます。太陽のような中型の黄色矮星は、約100億年間主系列に留まります。太陽は主系列の寿命の真ん中にあると考えられています。

恒星は原始惑星系円盤を形成し、それがさらに惑星系へと発展することもあります。

最終的に、恒星の核の水素供給が枯渇し、恒星は主系列から外れ始めます。重力に対抗する水素の融合によって生成される外向きの放射圧がなければ、電子の縮退圧が重力に対抗するのに十分になるか、核がヘリウム融合が始まるのに十分高温（約 100 MK）になるまで、核は収縮します。どちらが先に起こるかは、恒星の質量によって異なります。

低質量の星が核融合によるエネルギー生成を停止した後に何が起こるかは直接観測されていない。宇宙の年齢は約 138 億年であり、これはそのような星で核融合が停止するのにかかる時間よりも短い (場合によっては数桁短い)。

最近の天体物理学モデルによれば、0.1  M _☉の赤色矮星は、温度と光度が徐々に増加しながら、約 6 兆年から 12 兆年の間主系列にとどまり、さらに数千億年かけてゆっくりと崩壊して白色矮星になると考えられています。^{[9] [10]} このような恒星は、恒星全体が対流領域であり、水素を燃焼する殻を持つ縮退したヘリウム核を発達させないため、赤色巨星にはなりません。代わりに、水素の融合が進み、恒星のほぼ全体がヘリウムになります。

わずかに質量が大きい恒星は赤色巨星に膨張するが、そのヘリウム核はヘリウムの融合に必要な温度に達するほど大きくないため、赤色巨星枝の先端に到達することはない。水素殻の燃焼が終了すると、これらの恒星は後期漸近巨星枝(AGB) 恒星のように赤色巨星枝から直接移動するが、光度は低下し、白色矮星になる。^[2] 初期質量が約 0.6  M _☉の恒星はヘリウムを融合できるほど高い温度に達することができ、これらの「中型」の恒星は赤色巨星枝を越えて進化のさらなる段階に進む。^[11]

およそ 0.6～10  M _{☉の恒星は}赤色巨星になります。赤色巨星は、恒星分類K 型または M 型の大型非主系列恒星です。赤色巨星は、その赤い色と大きな明るさのため、ヘルツシュプルング・ラッセル図の右端に沿って位置します。例としては、おうし座のアルデバランやうしかい座のアークトゥルスなどがあります。

中型の恒星は、主系列進化後の2つの異なる段階で赤色巨星である。赤色巨星分岐星は、ヘリウムと水素燃焼殻でできた不活性コアを持ち、漸近巨星分岐星は、水素燃焼殻の中に炭素とヘリウム燃焼殻でできた不活性コアを持つ。^{[12]これら2つの段階の間に、星はヘリウム融合コアを持つ}水平分岐 上で一定期間過ごす。これらのヘリウム融合星の多くは、K型巨星として水平分岐の冷たい端に向かって集まり、赤色塊巨星と呼ばれている。

恒星は核の水素を使い果たすと主系列を離れ、核の外側の殻で水素の核融合を始める。殻がヘリウムを多く生成するにつれて、核の質量が増加する。ヘリウム核の質量に応じて、この状態は数百万年から10億年、20億年続くが、その間、恒星は主系列状態と同等かそれよりわずかに低い光度で膨張し、冷却する。最終的に、太陽程度の質量の恒星では核が縮退し、より質量の大きい恒星では外層が十分に冷却されて不透明になる。これらの変化のどちらかによって、水素殻の温度が上昇し、恒星の光度が増加し、この時点で恒星は赤色巨星の枝に膨張する。^[13]

恒星の膨張する外層は対流しており、物質は核融合領域の近くから恒星の表面まで乱流によって混ぜられている。最も低質量の恒星を除くすべての恒星では、核融合物質はこの時点まで恒星内部の奥深くに留まっていたため、対流する外層によって核融合生成物が初めて恒星の表面で見えるようになる。進化のこの段階では、結果は微妙で、最も大きな影響である水素とヘリウムの同位体の変化は観測できない。CNOサイクルの影響は、最初のドレッジアップ中に表面に現れ、¹² C/ ^{13 C比が低下し、炭素と窒素の割合が変化する。これらは}分光法で検出でき、多くの進化した恒星で測定されている。

ヘリウム核は赤色巨星枝上で成長を続けます。ヘリウム核はもはや熱平衡状態ではなく、縮退しているかシェーンベルク・チャンドラセカール限界を超えているため、温度が上昇し、水素殻の融合速度が増加します。恒星は赤色巨星枝の先端に向かって光度が増加します。縮退したヘリウム核を持つ赤色巨星枝の星はすべて、非常に似た核質量と非常に似た光度で先端に到達しますが、より重い赤色巨星はその点に達する前にヘリウム核融合を点火できるほど高温になります。

太陽の0.6～2.0倍の質量を持つ恒星のヘリウム核は、主に電子の縮退圧によって支えられており、ヘリウム融合はヘリウムフラッシュで数日のタイムスケールで点火する。より質量の大きい恒星の非縮退核では、ヘリウム融合の点火はフラッシュを伴わずに比較的ゆっくりと起こる。^[14]ヘリウムフラッシュ中に放出される核エネルギーは非常に大きく、数日間は太陽の光度の10 ^{8倍程度[13]} 、数秒間は太陽の光度の10 ^11倍（天の川銀河の光度とほぼ同じ）に達する。 ^[15]しかし、エネルギーは当初縮退していた核の熱膨張によって消費されるため、恒星の外部からは見えない。^{[13] [15] [16]}核の膨張により、上部の層での水素融合が遅くなり、総エネルギー生成が減少する。恒星は収縮しますが、主系列まで完全に収縮するわけではなく、ヘルツシュプルング・ラッセル図の水平枝に移動し、半径が徐々に縮小して表面温度が上昇します。

ヘリウムフラッシュ星は、水平枝の赤い端まで進化しますが、縮退した炭素酸素核を獲得してヘリウム殻燃焼を開始する前に、より高温に移動することはありません。これらの星は、クラスターの色等級図では赤い星の塊として観測されることが多く、赤色巨星よりも高温で明るさが低い。より大きなヘリウム核を持つより質量の大きい星は、水平枝に沿ってより高温に移動し、一部は黄色の不安定帯（RR Lyrae変光星）で不安定な脈動星になりますが、一部はさらに高温になり、水平枝に青い尾または青いフックを形成することがあります。水平枝の形態は、金属量、年齢、ヘリウム含有量などのパラメータに依存しますが、正確な詳細はまだモデル化されています。^[17]

恒星が中心核でヘリウムを消費した後、炭素と酸素の高温の中心核の周りの殻で水素とヘリウムの核融合が続く。恒星はヘルツシュプルング・ラッセル図の漸近巨星分岐をたどり、元の赤色巨星の進化と並行しているが、エネルギー生成はさらに速い（持続時間は短い）。^[18] ヘリウムは殻の中で燃焼しているが、エネルギーの大部分は恒星の中心核から離れた殻で燃焼する水素によって生成される。これらの水素燃焼殻からのヘリウムは恒星の中心に向かって落下し、ヘリウム殻からのエネルギー出力が定期的に劇的に増加する。これは熱パルスと呼ばれ、漸近巨星分岐段階の終わり頃に発生し、時には漸近巨星分岐後段階にまで及ぶ。質量と組成に応じて、熱パルスは数個から数百個になることがある。

漸近巨星枝の上昇段階には、深い対流帯が形成され、炭素を核から表面に運ぶ段階があります。これは第 2 のドレッジアップとして知られており、一部の恒星では第 3 のドレッジアップが発生することもあります。このようにして炭素星が形成されます。これは非常に冷たく、強く赤化した星で、スペクトルに強い炭素線が見られます。高温底燃焼と呼ばれるプロセスにより、炭素は表面にドレッジされる前に酸素と窒素に変換される可能性があり、これらのプロセスの相互作用により、特定のクラスターの炭素星の観測される明るさとスペクトルが決まります。^[19]

漸近巨星分枝の別のよく知られたクラスはミラ変光星で、数十日から数百日の明確な周期と最大約 10 等級の大きな振幅で脈動します (可視光では、全光度の変化ははるかに小さい)。より質量の大きい星では、星はより明るくなり、脈動周期が長くなるため、質量損失が大きくなり、可視波長では星が大きく隠れます。これらの星は、赤外線で脈動し、OHメーザー活動を示すOH/IR 星として観測できます。これらの星は、炭素星とは対照的に、明らかに酸素が豊富ですが、どちらもドレッジアップによって生成されたに違いありません。

これらの中距離星は、最終的に漸近巨星分枝の先端に到達し、殻を燃やすための燃料を使い果たします。本格的な炭素核融合を開始するには質量が不十分なため、再び収縮し、漸近巨星分枝後の超風の期間を経て、非常に高温の中心星を持つ惑星状星雲を形成します。中心星はその後、白色矮星に冷却されます。放出されたガスは、星内で生成された重元素が比較的豊富で、星の種類に応じて、特に酸素または炭素に富む場合があります。ガスは、星周エンベロープと呼ばれる膨張シェル内に蓄積し、星から離れるにつれて冷却され、塵の粒子と分子が形成されます。中心星からの高赤外線エネルギー入力により、これらの星周エンベロープ内にメーザー励起のための理想的な条件が形成されます。

漸近巨星分岐後の進化が始まると熱パルスが発生し、生まれ変わった漸近巨星分岐星として知られる、さまざまな異常であまり理解されていない星が生成される可能性がある。^{[20]これにより、極端に}水平に分岐した星（準矮星B型星）、水素が不足した漸近巨星分岐後の星、変光星惑星状星雲中心星、およびRコロナ変光星が生じる可能性がある。

大質量星では、水素燃焼殻が形成された時点で核がすでに十分に大きいため、電子縮退圧力が優勢になる前にヘリウムの点火が起こります。したがって、これらの星が膨張して冷却すると、低質量星ほど劇的に明るくなりません。しかし、主系列ではより明るく、非常に明るい超巨星に進化します。核が十分に巨大になると、電子縮退によって自らを支えることができなくなり、最終的には崩壊して中性子星またはブラックホールを形成します。^[要出典]

非常に質量の大きい恒星（約40 M _☉以上 ）は非常に明るく、そのため恒星風が非常に速いため、放射圧によって質量が急速に減少し、膨張して赤色超巨星になる前に自らの外殻を剥ぎ取る傾向があるため、主系列のときから非常に高い表面温度（および青白色）を維持する。現世代の最大の恒星は、外層が極端な放射によって放出されるため、約100～150  M _☉である。低質量の恒星は通常、外層をそれほど急速には燃やさないが、伴星が膨張する際に外殻を剥ぎ取るほど十分近い連星系にある場合、または対流が中心核から表面まで広がるほど速く回転し、徹底的な混合により中心核と外殻が分離していない場合は、同様に赤色巨星または赤色超巨星になることを回避できる。^[21]

水素が枯渇した領域として定義される大質量星の核は、核の外側で水素が融合してできた物質を集積するにつれて、より高温で高密度になります。十分に質量の大きい星では、核の温度と密度が十分に高くなり、アルファ過程を経て炭素とより重い元素が融合します。ヘリウムの融合が終わると、星の核は主に炭素と酸素で構成されます。約 8  M _☉より重い星では、炭素が発火して融合し、ネオン、ナトリウム、マグネシウムを形成します。やや質量の小さい星では、炭素が部分的に発火するかもしれませんが、電子の縮退が始まる前に炭素を完全に融合することはできず、これらの星は最終的に酸素・ネオン・マグネシウムの白色矮星を残します。^{[22] [23]}

炭素が完全に燃焼する正確な質量限界は、金属量や漸近巨星枝で失われる詳細な質量など、いくつかの要因によって異なりますが、およそ 8～9  M _☉です。^[22] 炭素燃焼が完了すると、これらの星の中心核は約 2.5  M _☉に達し、より重い元素が融合できるほど高温になります。酸素が融合し始める前に、ネオンが電子を捕獲し始め、ネオン燃焼を引き起こします。およそ 8～12 M _☉の範囲の星では 、このプロセスは不安定で、暴走核融合を引き起こし、電子捕獲型超新星を引き起こします。^{[24] [23]}

より質量の大きい恒星では、ネオンの核融合は暴走爆燃を起こさずに進行する。これに続いて酸素とシリコンが完全に燃焼し、主に鉄をピークとする元素からなる核が形成される。核の周囲には、まだ核融合が進行中のより軽い元素の殻がある。炭素核が鉄核に完全に融合するまでのタイムスケールは非常に短く、数百年しかないため、恒星の外層は反応できず、恒星の外観はほとんど変化しない。鉄核は、相対論的効果、エントロピー、電荷、および周囲の外層に対するさまざまな補正により、公式チャンドラセカール質量よりも高い有効チャンドラセカール質量に達するまで成長する。鉄核の有効チャンドラセカール質量は、最も質量の小さい赤色超巨星での約 1.34  M _☉から、より質量の大きい恒星での1.8 M _☉以上まで 変化する。この質量に達すると、電子は鉄ピーク核に捕獲され始め、核は自らを支えることができなくなります。核は崩壊し、星は超新星爆発かブラックホールへの直接崩壊のいずれかで破壊されます。^[23]

大質量星の中心核が収縮すると、中性子星が形成される。中心核がトールマン・オッペンハイマー・フォルコフ限界を超えると、ブラックホールが形成される。この中心核の収縮によって解放された重力による位置エネルギーの一部は、完全には解明されていない過程を経て、Ib型、Ic型、またはII型の超新星に変換される。超新星SN 1987Aで観測されたように、中心核の収縮によって大量のニュートリノが発生することが分かっている。極めてエネルギーの高いニュートリノは一部の原子核を分裂させ、そのエネルギーの一部は中性子などの核子を放出するのに消費され、一部は熱と運動エネルギーに変換されて、中心核の収縮によって落下する物質の一部が跳ね返って発生する衝撃波を増強する。落下する物質の非常に密度の高い部分での電子捕獲によって、追加の中性子が生成されることもある。跳ね返った物質の一部は中性子の衝撃を受けるため、その原子核の一部が中性子を捕らえ、ウランまでの（おそらくウランを超える）放射性元素を含む鉄より重い物質のスペクトルが作られる。^[25]爆発しない赤色巨星は、以前の核反応の副反応で放出された中性子を使用して、鉄より重い元素を大量に生成することができるが、そのような反応で生成される鉄より重い元素（特に、複数の安定同位体または長寿命同位体を持つ元素の特定の同位体）の存在量は、超新星で生成されるものとはかなり異なる。どちらか一方のみの存在量では太陽系で見られる量と一致しないため、観測される重元素とその同位体の豊富さを説明するには、超新星と赤色巨星からの元素の放出の両方が必要である。

コアの崩壊から跳ね返る物質に伝達されるエネルギーは、重元素を生成するだけでなく、脱出速度をはるかに超える加速をもたらし、Ib型、Ic型、またはII型超新星を引き起こします。このエネルギー伝達に関する現在の理解はまだ十分ではありません。Ib型、Ic型、およびII型超新星の現在のコンピュータモデルはエネルギー伝達の一部を説明していますが、観測された物質の放出を生み出すのに十分なエネルギー伝達を説明することはできません。^[26]しかし、ニュートリノ振動は、特定のフレーバーのニュートリノで利用可能なエネルギーに影響を与えるだけでなく、ニュートリノに対する他の一般相対論的効果を通じても影響を与えるため、エネルギー伝達問題で重要な役割を果たす可能性があります。^{[27] [28]}

中性子連星（このような超新星が2つ必要）の質量と軌道パラメータの分析から得られたいくつかの証拠は、酸素・ネオン・マグネシウム核の崩壊によって、鉄核の崩壊によって生成される超新星とは（大きさ以外の点で）観測可能なほど異なる超新星が発生する可能性があることを示唆している。^[29]

現在存在する最も質量の大きい恒星は、その重力結合エネルギーを大幅に超えるエネルギーを持つ超新星爆発によって完全に破壊される可能性がある。このまれな現象は対不安定性によって引き起こされ、ブラックホールの残骸は残らない。^{[30]宇宙の過去の歴史では、いくつかの恒星は現在存在する最大の恒星より​​もさらに大きく、}光崩壊により、その寿命の終わりにすぐにブラックホールに崩壊した。

恒星が燃料を使い果たした後、その残骸は、その生涯の質量に応じて 3 つの形態のいずれかになります。

質量が 1 M _☉の恒星の場合 、白色矮星の質量は約 0.6  M _☉となり、地球とほぼ同じ体積に圧縮されます。白色矮星が安定しているのは、重力の引力が恒星の電子の縮退圧と釣り合っているためです。これはパウリの排他原理によるものです。電子の縮退圧は、それ以上の圧縮に対してかなり緩やかな制限を与えます。そのため、化学組成が同じであれば、質量が大きい白色矮星の体積は小さくなります。燃焼する燃料がなくなったため、恒星は数十億年にわたって残りの熱を宇宙に放射します。

白色矮星は、形成された当初は非常に高温で、表面温度は10万Kを超え、内部はさらに高温です。白色矮星は非常に高温であるため、誕生後1000万年間はニュートリノの形で多くのエネルギーが失われ、10億年後にはエネルギーのほとんどを失っていることになります。^[31]

白色矮星の化学組成はその質量によって決まる。約8～12太陽質量の恒星は炭素核融合を起こしてマグネシウム、ネオン、および少量の他の元素を形成し、その結果、酸素、ネオン、マグネシウムを主成分とする白色矮星となる。ただし、チャンドラセカール限界（下記参照）を下回るだけの質量を失うことができ、炭素の核融合が超新星爆発で恒星を吹き飛ばすほど激しくないことが条件である。^[32]太陽と同程度の質量の恒星は炭素核融合を起こすことができず、炭素と酸素を主成分とする白色矮星となる。白色矮星の質量は、後で物質を追加しない限り崩壊しないほど小さい（下記参照）。太陽の約半分以下の質量の恒星はヘリウム核融合を起こすことができず（前述の通り）、ヘリウムを主成分とする白色矮星となる。

最後に残るのは、黒色矮星と呼ばれることもある冷たい暗黒の塊だけです。しかし、宇宙はまだ黒色矮星が存在するほど古くはありません。

白色矮星の質量がチャンドラセカール限界（主に炭素、酸素、ネオン、マグネシウムで構成される白色矮星の場合、1.4  M _{☉）を超えて増加すると、}電子捕獲により電子縮退圧が失われ、恒星は収縮する。中心部の化学組成と収縮前の温度に応じて、中性子星への収縮または炭素と酸素の暴走点火のいずれかが発生する。重い元素は、これらの元素とその核融合生成物への電子捕獲が容易であるため、発火するためにより高い温度を必要とするため、コアの収縮が継続しやすくなる。一方、コアの温度が高いと暴走核反応が促進され、コアの収縮が停止してIa型超新星につながる。^[33]これらの超新星は、後者の総エネルギー放出が大きいにもかかわらず、大質量星の死を示すタイプII超新星よりも何倍も明るいことがある。この崩壊不安定性は、約 1.4 M _☉を超える質量の白色矮星は 存在できないことを意味します (回転による遠心力が物質の重量を部分的に相殺する、非常に高速で回転する白色矮星の場合は、小さな例外となる可能性があります)。連星系における質量移動により、最初は安定していた白色矮星がチャンドラセカール限界を超える可能性があります。

白色矮星が別の恒星と近接連星系を形成する場合、より大きな伴星からの水素が白色矮星の周囲や表面に降着し、白色矮星はチャンドラセカール限界以下であっても、表面で暴走反応を起こして融合するほど高温になることがあります。このような爆発は新星と呼ばれます。

通常、原子は体積で見ると大部分が電子雲で、中心には非常にコンパクトな原子核があります (比例的に、原子がフットボール スタジアムのサイズであれば、その原子核はダニのサイズになります)。恒星の中心核が収縮すると、圧力によって電子と陽子が電子捕獲によって融合します。原子核を分離している電子がなければ、中性子は高密度の球 (ある意味では巨大な原子核のような) に収縮し、その上に縮退物質(後で異なる組成の物質が追加されない限りは主に鉄) の薄い層が重なります。中性子は、電子縮退圧力に似ていますが、より強い方法で、 パウリの排他原理によってそれ以上の圧縮に抵抗します。

中性子星として知られるこれらの星は、半径が10 km程度と非常に小さく、大都市ほどの大きさで、密度が異常に高い。星が縮むにつれて、自転周期は劇的に短くなる（角運動量保存則による）。観測されている中性子星の自転周期は、約1.5ミリ秒（1秒間に600回転以上）から数秒の範囲である。^[34]これらの高速で回転する星の磁極が地球と一直線になっている場合、1回転ごとに放射線のパルスが検出される。このような中性子星はパルサーと呼ばれ、最初に発見された中性子星である。パルサーから検出される電磁放射線はほとんどの場合電波の形であるが、パルサーは可視光線、X線、ガンマ線の波長でも検出されている。^[35]

恒星残骸の質量が十分に大きい場合、中性子縮退圧はシュワルツシルト半径以下での崩壊を防ぐのに不十分になります。こうして、恒星残骸はブラックホールになります。これが起こる質量は正確にはわかっていませんが、現在 2 ～ 3 M _☉と推定されています 。

ブラックホールは一般相対性理論によって予測されています。古典的な一般相対性理論によれば、ブラックホールの内部から外部の観測者へ物質や情報が流れることはありませんが、量子効果によりこの厳格な規則から逸脱する可能性があります。宇宙におけるブラックホールの存在は、理論的にも天文学的観測によっても十分に裏付けられています。

超新星の核崩壊メカニズムは現時点では部分的にしか解明されていないため、目に見える超新星を生成せずに恒星が直接ブラックホールに崩壊する可能性があるのか​​、あるいは一部の超新星が最初に不安定な中性子星を形成し、それが崩壊してブラックホールになるのかはまだわかっていません。恒星の初期質量と最終的な残骸の正確な関係も完全にはわかっていません。これらの不確実性を解決するには、より多くの超新星と超新星残骸の分析が必要です。

恒星進化モデルは、恒星の形成から残骸になるまでの進化段階を計算するために使用できる数学モデルです。恒星の質量と化学組成が入力として使用され、明るさと表面温度が唯一の制約です。モデル式は、通常、静水圧平衡を仮定した恒星の物理的理解に基づいています。その後、広範なコンピューター計算を実行して、時間とともに変化する恒星の状態を決定し、ヘルツシュプルング・ラッセル図に沿った恒星の進化の軌跡やその他の進化特性を決定するために使用できるデータ表を生成します。^[36]正確なモデルを使用すると、恒星の物理的特性を、一致する進化の軌跡に沿った恒星の物理的特性と比較することで、恒星の現在の年齢を推定できます。^[37]

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• 恒星進化シミュレーター
• ピサ ステラ モデル
• MESA 恒星進化コード (恒星天体物理学実験用モジュール)
• 「星の人生」、BBCラジオ4、ポール・マーディン、ジャンナ・レビン、フィル・チャールズとの討論（In Our Time、2003年3月27日）
• 星のライフサイクル [1] [2]