Livscyklussen for en high-massestjerne

En stjernes livscyklus bestemmes af sin masse - jo større er dens masse, jo kortere er dens liv. Højmassestjerner har normalt fem trin i deres livscyklus.

Trin 1

En stjerne består af to gasser - hydrogen og helium. I den første livscyklusfase i en højmassestjerne brænder brintet i kernen, indtil kun helium er tilbage.

Trin 2

Når hydrogenforsyningen i kernen løber ud, kernen bliver ustabil og kontrakter. Manglen på brint får helium til at smelte ind i kulstof. Når helium er væk, danner det kondenserede carbon tyngre elementer i kernen, såsom jern, magnesium, neon og svovl. Kernen bliver til jern, og den vil stoppe med at brænde. Derefter begynder den ydre skal af stjernen, som hovedsageligt er hydrogen, at udvide.

Trin 3

I løbet af de næste million år eller derom forekommer en række nukleare reaktioner, der danner forskellige elementer i skaller omkring jernkernen.

Trin 4

Kernen vil så kollapse på mindre end et sekund, hvilket forårsager en eksplosion kaldet en supernova. Eksplosionen vil forårsage en stødbølge, der vil eksplodere de ydre lag.

Trin 5

Hvis kernen overlever supernova, kan den enten blive en neutronstjerne eller et sort hul. Det afhænger af hvor mange solmasser kernen er. En solmasse er standardmåden 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, så vil kernen indgå for at blive et sort hul.