Der Lebenszyklus eines Sterns wird durch seine Masse bestimmt – je größer seine Masse, desto kürzer seine Lebensdauer. Massenreiche Sterne haben normalerweise fünf Stadien in ihrem Lebenszyklus.
Bühne 1
Ein Stern besteht aus zwei Gasen – Wasserstoff und Helium. Während der ersten Lebenszyklusphase eines massereichen Sterns verbrennt der Wasserstoff im Kern, bis nur noch Helium übrig ist.
Stufe 2
Wenn der Wasserstoffvorrat im Kern aufgebraucht ist, wird der Kern instabil und zieht sich zusammen. Der Mangel an Wasserstoff führt dazu, dass das Helium zu Kohlenstoff verschmilzt. Wenn das Helium weg ist, bildet der geschmolzene Kohlenstoff im Kern schwerere Elemente wie Eisen, Magnesium, Neon und Schwefel. Der Kern wird zu Eisen und hört auf zu brennen. Dann beginnt sich die äußere Hülle des Sterns, die hauptsächlich aus Wasserstoff besteht, auszudehnen.
Stufe 3
In den nächsten Millionen Jahren treten eine Reihe von Kernreaktionen auf, die verschiedene Elemente in Schalen um den Eisenkern bilden.
Stufe 4
Der Kern kollabiert dann in weniger als einer Sekunde und verursacht eine Explosion, die als Supernova bezeichnet wird. Die Explosion wird eine Stoßwelle verursachen, die die äußeren Schichten explodieren lässt.
Stufe 5
Wenn der Kern die Supernova überlebt, kann er entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch werden. Das hängt davon ab, wie viele Sonnenmassen der Kern hat. Eine Sonnenmasse ist die Standardmethode, um Masse in der Astronomie zu beschreiben (eine Sonnenmasse entspricht der Masse der Sonne oder etwa 1.98892 × 10^30 kg). Wenn er zwischen 1,5 und 3 Sonnenmassen beträgt, wird er zu einem winzigen, sehr dichten Neutronenstern. Wenn es größer als 3 ist, zieht sich der Kern zu einem Schwarzen Loch zusammen.