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헬륨이 고갈되면 별의 외부 층이 불안정 해지고, 별에서 나오는 빛에 의해 팽창하게 됩니다. 결국 내부의 밀도가 낮아지면 녹색 구름이 생겨나며, 이는 행성과 아무 관련이 없지만 행성상 성운이라고 불립니다. 2세기 전의 천문학자들은 지구에서 망원경으로 본모습이 천왕성과 해왕성의 외계 행성과 같았기 때문에 이런 이름을 붙였습니다.
적색 거성의 나머지 핵이 빠르게 냉각되고 다시 퇴화되고 나면 백색 왜성이 됩니다. 백색 왜성은 자신의 중력과 현재 구성되어있는 퇴화된 물질의 본질 사이에서 교착 상태에 도달했습니다. 단순히 온도가 식기만 하면 지구 크기 정도의 어두운 별이 될 수 있습니다.
거대한 별의 진화는 다소 다른 과정을 따릅니다. 대류 코어의 움직임 때문에 대부분의 수소 연료를 핵 화재에서 사용할 수 있습니다. 따라서 이 별들은 수소의 99.9 % 이상이 소모 될 때까지 코어 수축의 영향을 받지 않습니다. 더 많은 수소를 소비할 수 있고, 연소할 연료가 더 많더라도 질량이 낮은 별보다 훨씬 더 밝게 빛납니다. 따라서 이러한 별들의 전체 수명은 질량이 낮은 별보다 훨씬 적을 것입니다. 태양과 같은 별의 수명은 100억 년에 가까워질 수 있지만 태양 질량의 10배를 가진 별은 수명이 천만년 미만입니다.
수소 대류 코어의 고갈은 저질량 별의 경우와 마찬가지로 수축 및 외부 층의 팽창으로 이어집니다. 그러나 핵의 운명은 저질량 별의 운명과는 다소 다릅니다. 백색 왜성과 같은 퇴화 구조로 평형에 도달하기에는 핵이 너무 무거워서 헬륨 융합의 점화가 이루어질 때까지 수축이 핵을 계속 가열합니다. 헬륨 연소가 플래시와 함께 시작되는 저질량 별과 달리, 질량이 큰 별에서 헬륨 융합은 느리게 시작되어 핵을 둘러싼 수소 연소 껍질에서 체계적으로 이어집니다. 적색 거성 또는 초거성 단계를 통해 에너지 생산의 역할은 수소 연소에서 헬륨 연소로 꾸준히 전환됩니다. 결국 헬륨은 성장하는 탄소 코어 주변에서 고갈됩니다. 헬륨이 코어를 둘러싼 껍질에서 계속 융합되는 동안 탄소 융합이 점화됩니다. 퇴화된 헬륨 코어가 저질량 별에서 헬륨 플래시라고 불리는 불안정한 헬륨 점화를 일으키는 것처럼, 중간 질량 별의 퇴화 탄소 코어는 불안정한 탄소 점화를 초래할 수 있습니다. 그러나 헬륨 섬광은 질량이 낮은 별에서 빠르게 진압되는 반면, 탄소는 이 중간 질량 별의 핵에서 폭발적으로 발화합니다. 이 과정을 탄소 폭연이라고 하며, 이로 인해 별이 파괴될 수도 있습니다.
훨씬 더 무거운 별에서 탄소 연소의 과정은 통제되며, 별은 탄소 융합, 헬륨 융합, 심지어 별의 외부 영역에서 일부 수소 융합을 포함하는 여러 에너지 원의 표피를 개발합니다. 각각의 새로운 요소의 핵융합에 의한 점화는 이전보다 적은 에너지를 생성합니다. 또한 이러한 추가 자원의 핵융합에 필요한 온도 증가는 항성 광도를 증가시킵니다. 그 결과 비효율적인 에너지 원의 형성 속도가 계속해서 증가합니다. 별의 핵에서 핵융합이 철을 생산할 때, 추가 핵융합은 더 이상 에너지를 생산하지 않습니다. 대신 철의 핵융합은 주변 물질로부터 열 에너지를 빼앗아가는 에너지를 소모합니다. 이 갑작스런 코어 냉각은 붕괴를 가져오게 됩니다.
붕괴하는 코어의 밀도가 증가함에 따라 극한 온도에 의해 원자핵에서 벗겨진 자유 전자를 위한 공간이 점점 줄어 듭니다. 이 전자들은 어딘가로 가야 합니다. 그래서 원자핵의 양성자에 흡수되기 시작하여 그것들을 중성자로 만듭니다. 이 과정을 중성 자화라고 합니다. 이 반응은 일반 물질과 매우 약하게 상호 작용하므로 일반적으로 별에서 직접 탈출하는 중성미자라고 불리는 입자를 생성합니다. 중성미자에 의해 코어에서 빼앗긴 에너지는 또한 코어의 에너지 위기를 추가하고 코어 붕괴에 기여합니다.
철보다 질량이 더 큰 원소의 생성은 많은 양의 중성미자를 생성하므로 어떤 과정이 지배하든 별에서 직접 많은 에너지가 손실되어 핵의 심각한 중력 붕괴를 초래합니다. 이 경우에는 즉시 별 전체가 붕괴될 수도 있습니다. 붕괴하는 핵의 밀도가 급격히 증가하면 결국 물질이 에너지를 강탈하는 중성미자에 대해 불투명해지는 지점에 도달하고 탈출이 불가능해집니다. 붕괴하는 핵에 갑작스러운 중성미자 에너지의 침착은 붕괴를 역전시켜 전례 없는 규모의 폭발을 일으킵니다. 떨어지는 물질과 갇힌 광자는 우주로 던져져 수백만 년 동안 별이 방사 한만큼의 에너지를 몇 분 안에 해방시킵니다.
이 거대한 폭발의 잔해는 붕괴하는 별의 초기 질량에 달려 있습니다. 매우 거대한 별은 완전히 붕괴된 물질의 블랙홀을 뒤에 남길 수 있습니다. 붕괴가 더 적은 질량의 별을 포함한다면, 나머지는 백색 왜성의 붕괴로 형성된 것과 유사한 중성자 별이라고 불리는 것일 수 있습니다. 어떤 경우에는 별 전체가 폭발에 관여할 수 있으며 잔해가 전혀 없습니다. 최근 이러한 폭발의 분류를 개선하려는 시도가 있었지만, 천문학자들은 여전히 거대한 별의 폭발을 유형 II의 초신성이라고 합니다. I 형 초신성은 임계 질량을 초과한 백색 왜성의 붕괴에서 비롯된 것으로 생각됩니다. 중력의 힘과 별의 퇴화 구조 사이의 조절이 백색 왜성의 형성을 통해 달성되는 저질량 별의 진화와는 달리, 거대한 별의 진화는 격렬한 항성 폭발로 끝나야 합니다. 중력은 핵 물리학과의 싸움에서 승리하는 것처럼 보이지만, 마지막 순간에 붕괴 에너지는 폭발로 바뀌어버릴 수도 있는 것입니다.