En stjernes livssyklus bestemmes av massen - jo større masse, jo kortere livstid. Stjerner med høy masse har vanligvis fem stadier i livssyklusen.
1. stadie
En stjerne består av to gasser - hydrogen og helium. I løpet av den første livssyklusfasen til en stjerne med høy masse, brenner hydrogenet i kjernen til bare helium er igjen.
Trinn 2
Når hydrogentilførselen i kjernen tar slutt, blir kjernen ustabil og trekker seg sammen. Mangel på hydrogen fører til at helium smelter sammen med karbon. Når heliumet er borte, danner det smeltede karbon tyngre grunnstoffer i kjernen som jern, magnesium, neon og svovel. Kjernen vil bli til jern og den vil slutte å brenne. Så begynner det ytre skallet av stjernen, som for det meste er hydrogen, å utvide seg.
Trinn 3
I løpet av de neste million årene oppstår en rekke kjernefysiske reaksjoner som danner forskjellige elementer i skall rundt jernkjernen.
Trinn 4
Kjernen vil da kollapse på mindre enn et sekund, og forårsake en eksplosjon kalt en supernova. Eksplosjonen vil forårsake en sjokkbølge som vil eksplodere de ytre lagene.
Trinn 5
Hvis kjernen overlever supernovaen, kan den enten bli en nøytronstjerne eller et svart hull. Det avhenger av hvor mange solmasser kjernen er. En solmasse er standard måte å beskrive massen i astronomi på (En solmasse er lik solens masse, eller omtrent 1.98892 × 10 ^ 30 kg). Hvis det er mellom 1,5 og 3 solmasser, vil det bli en liten, veldig tett nøytronstjerne. Hvis den er større enn 3, vil kjernen trekke seg sammen for å bli et svart hull.