Innhold
En stjerners livssyklus bestemmes av dens masse - jo større dens masse, jo kortere blir levetiden. Stjerner med høy masse har vanligvis fem stadier i livssyklusene sine.
Trinn 1
En stjerne består av to gasser - hydrogen og helium. I løpet av den første livssyklusfasen til en høymassestjerne, brenner hydrogenet i kjernen til det bare er helium igjen.
Fase 2
Når hydrogentilførselen i kjernen går tom, blir kjernen ustabil og trekker seg sammen. Mangelen på hydrogen får helium til å smelte sammen til karbon. Når heliumet er borte, danner det smeltede karbonet tyngre elementer i kjernen som jern, magnesium, neon og svovel. Kjernen vil bli til jern og den vil slutte å brenne. Da begynner det ytre skallet til stjernen, som for det meste er hydrogen, å ekspandere.
Fase 3
I løpet av de neste million årene, oppstår det en serie kjernefysiske reaksjoner som danner forskjellige elementer i skjell rundt jernkjernen.
Fase 4
Kjernen vil da kollapse på mindre enn et sekund, forårsake en eksplosjon kalt en supernova. Eksplosjonen vil forårsake en sjokkbølge som vil eksplodere de ytre lagene.
Fase 5
Hvis kjernen overlever supernovaen, kan den enten bli en nøytronstjerne eller et svart hull. Det avhenger av hvor mange solmasser kjernen er. En solmasse er den vanlige måten å beskrive massen i astronomi (En solmasse er lik solenes masse, eller omtrent 1.98892 × 10 ^ 30 kg). Hvis det er mellom 1,5 og 3 solmasser, vil den bli en bitteliten, veldig tett nøytronstjerne. Hvis den er større enn 3, vil kjernen trekke seg sammen og bli et svart hull.