Le cycle de vie d'une étoile est déterminé par sa masse: plus sa masse est grande, plus sa durée de vie est courte. Les étoiles de grande masse ont généralement cinq étapes dans leur cycle de vie.
Étape 1
Une étoile est constituée de deux gaz: l'hydrogène et l'hélium. Au cours de la première phase du cycle de vie d'une étoile de masse élevée, l'hydrogène dans le cœur brûle jusqu'à ce qu'il ne reste plus que de l'hélium.
Étape 2
Lorsque l'approvisionnement en hydrogène dans le cœur s'épuise, le cœur 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, l'enveloppe extérieure de l'étoile, qui est principalement constituée d'hydrogène, commence à se dilater.
Étape 3
Au cours du prochain million d'années, une série de réactions nucléaires se produisent, formant différents éléments dans des coquilles autour du noyau de fer.
Étape 4
Le noyau s'effondrera alors en moins d'une seconde, provoquant une explosion appelée supernova. L'explosion provoquera une onde de choc qui fera exploser les couches externes.
Étape 5
Si le noyau survit à la supernova, il peut devenir soit 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 se situe entre 1,5 et 3 masses solaires, elle deviendra une petite étoile à neutrons très dense. S'il est supérieur à 3, le noyau se contractera pour devenir un trou noir.