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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 masse élevée ont généralement cinq étapes dans leur cycle de vie.
Étape 1
Une étoile est composée 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 du noyau brûle jusqu’à ce qu’il ne reste plus que de l’hélium.
Étape 2
Lorsque l'approvisionnement en hydrogène dans le noyau est épuisé, le noyau 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 cessera de brûler. Ensuite, la coque extérieure de l'étoile, constituée principalement d'hydrogène, commence à se dilater.
Étape 3
Au cours du prochain million d'années environ, une série de réactions nucléaires se produisent, formant différents éléments dans des coquilles autour du noyau de fer.
Étape - 4
Le noyau va alors s'effondrer 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 une étoile à neutrons ou un trou noir. Cela dépend du nombre de masses solaires du noyau. Une masse solaire est le moyen standard pour 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 étoile à neutrons minuscule et très dense. Si sa valeur est supérieure à 3, le noyau se contractera pour devenir un trou noir.