Le cycle de vie d'une étoile est déterminé par sa masse: plus sa masse est grande, plus sa vie est courte. Les étoiles de grande masse ont généralement cinq stades dans leur cycle de vie.

Etape 1

Une étoile est constituée de deux gaz: l'hydrogène et l'hélium. Pendant la première phase du cycle de vie d'une étoile de grande masse, l'hydrogène du cœur brûle jusqu'à ce qu'il ne reste plus que de l'hélium.

Etape 2

Quand l'alimentation en hydrogène dans le cœur est épuisée, le noyau devient instable et se contracte. Le manque d'hydrogène provoque la fusion de l'hélium en carbone. Lorsque l'hélium est parti, le carbone fondu forme des éléments plus lourds dans le noyau tels que le fer, le magnésium, le néon et le soufre. Le noyau se transformera en fer et il cessera de brûler. Ensuite, la couche externe de l'étoile, qui est principalement de l'hydrogène, commence à se développer.

Étape 3

Au cours du prochain million d'années, une série de réactions nucléaires se produisent, formant différents éléments coquilles autour du noyau de fer.

Étape 4

Le noyau s'effondrera ensuite en moins d'une seconde, provoquant une explosion appelée supernova. L'explosion provoquera une onde de choc qui fera exploser les couches externes.

Etape 5

Si le noyau survit à la supernova, il peut soit devenir une étoile à neutrons, soit un trou noir. Cela dépend du nombre de masses solaires du noyau. Une masse solaire est la façon standard de décrire la masse en astronomie (une masse solaire est égale à la masse du Soleil, soit environ 1,98892 × 10 ^ 30 kg). Si elle est comprise entre 1,5 et 3 masses solaires, elle deviendra une minuscule étoile à neutrons très dense. Si elle est supérieure à 3, le noyau se contractera pour devenir un trou noir.