En stjernes livscyklus bestemmes af dens masse - jo større dens masse, jo kortere er dens levetid. Stjerner med høj masse har normalt fem faser i deres livscyklus.
Scene 1
En stjerne består af to gasser - brint og helium. I den første livscyklusfase for en stjerne med høj masse brænder brint i kernen, indtil kun helium er tilbage.
Trin 2
Når brintforsyningen i kernen løber ud, bliver kernen ustabil og trækker sig sammen. Manglen på brint får helium til at smelte sammen med kulstof. Når helium er væk, danner det sammensmeltede kulstof tungere grundstoffer i kernen som jern, magnesium, neon og svovl. Kernen bliver til jern, og den holder op med at brænde. Derefter begynder stjernens ydre skal, som for det meste er brint, at ekspandere.
Trin 3
I løbet af de næste millioner år eller deromkring opstår der en række nukleare reaktioner, der danner forskellige elementer i skaller omkring jernkernen.
Trin 4
Kernen kollapser derefter på mindre end et sekund og forårsager en eksplosion kaldet en supernova. Eksplosionen vil medføre en stødbølge, der eksploderer de ydre lag.
Trin 5
Hvis kernen overlever supernovaen, kan den enten blive en neutronstjerne eller et sort hul. Det afhænger af hvor mange solmasser kernen er. En solmasse er standardmetoden til at beskrive masse i astronomi (En solmasse er lig med solens masse eller ca. 1.98892 × 10 ^ 30 kg). Hvis det er mellem 1,5 og 3 solmasser, bliver det en lille, meget tæt neutronstjerne. Hvis det er større end 3, vil kernen trække sig sammen om at blive et sort hul.