高質量の星は太陽の数倍の質量を持っています。 ガスの雲は多くの小さな星に凝縮する傾向があるため、これらの星は宇宙ではそれほど多くありません。 さらに、それらは低質量の星よりも寿命が短い。 それらの数が減ったにもかかわらず、これらの星はまだいくつかの非常に際立った顕著な特徴を持っています。
すべての星は、その核となる核融合によって動かされています。 星は、その生命のほとんどを主系列星と呼ばれる段階で過ごします。この段階では、水素原子がヘリウムに融合します。 高質量の星は、この過程で燃焼する水素が多くなります。 このプロセスによって放出されたエネルギーはより高い温度を維持し、星は今度は低質量の星よりも多くの水素を燃焼します。 したがって、高質量の星は低質量の星よりも早くエネルギーを燃やします。 太陽の10倍の質量を持つ星は2000万年の主系列星に住むことができますが、 赤色矮星などの低質量星は、主系列星の寿命が現在の年齢よりも長い場合があります。 宇宙。
星は、そのスペクトル特性に応じてさまざまなクラスに分類されます。 主なスペクトルクラスは、温度の高い順に、O、B、A、F、G、K、Mです。 これらのクラスは星の質量にも対応しており、Oクラスの星が最も質量が大きくなっています。 太陽はGクラスの星です。 Mクラスの星の質量は太陽の約10％で、表面温度は2,500〜3,900Kです。 対照的に、Oクラスの星は太陽の60倍の質量を持ち、表面温度は30,000〜50,000Kの範囲になります。 スペクトルクラスBには、太陽の質量の約2〜3倍から太陽の質量の約18倍の質量を持つ星が含まれます。 Bクラスの星の温度は11,000から30,000Kの範囲です。 スペクトルクラスAとFには、太陽よりわずかに大きい星が含まれています。
太陽の少なくとも1.3倍の大きさの星は、他のほとんどの星に見られるものとは異なるタイプの核融合を受ける可能性があります。 質量の小さい星は、主系列星の寿命の間に水素核融合を起こし、後の寿命の間にヘリウム核融合を起こします。 より重い星は、水素核融合と炭素-窒素-酸素プロセスの両方を通じてヘリウムを生成することができます。 これにより、水素とヘリウムがすべて使い果たされた後でも、これらの星は燃え続けることができます。 次に、これらの高質量の星は、後の人生でますます大きな要素を融合させることができます。
高質量星の寿命の終わりに、そのコアは鉄でできています。 この鉄は安定しており、融着しません。 最終的に、鉄のコアは重力によって崩壊し、星は超新星として爆発する可能性があります。 星の質量に応じて、星のコアは中性子星またはブラックホールになる可能性があります。 これらのエンドポイントは、より高温の白色矮星としての寿命を終える他の大多数の星とは大きく異なります。