Nagy tömegű csillagok

Nagy tömegű ($M > 3$ $M_{\odot }$) csillagokban a fenti kép azért módosul, mert a He-mag még azelőtt elkezd fuzionálni, mielőtt degenerált állapotba kerülhetne. Így a csillag nem a horizontális ágra kerül, hanem csak kissé eltávolodik a Hayashi-vonaltól a magasabb hőmérsékletek felé (kék hurkok). A kék hurkokról idővel ismét az óriáságra kerül a csillag, az inaktív mag összehúzódik, a burok kitágul.

A $3 < M < 8$ $M_{\odot }$ között a kialakuló, szénből és oxigénből álló mag jórészt inaktív marad, és az elektronok elfajulása után stabil egyensúlyi állapotba kerül. Ezután a csillag az óriáság tetején a termális pulzusok hatására megszabadul a külső buroktól. A csillagmag szén-oxigén fehér törpeként fejezi be életét.

Ha a tömeg 8 $M_{\odot }$-nél nagyobb, a számítások szerint nemcsak a szén, hanem a neon fúziója is beindul a magban. Ekkor ismét egy kék hurokra kerül a csillag. A szén fúzióját követően újabb és újabb, egyre nehezebb elemek fúziója indul be a magban. Mivel a nehéz elemek fúziója egyre kisebb energiahozamú, az egyensúly fenntartása érdekében a fúziós rátának egyre nagyobbá kell válnia. A csillag ezért egyre gyorsabban égeti el a nukleáris tüzelőanyagát. Az utolsó folyamat, a Si $\rightarrow$ Fe fúzió karakterisztikus ideje kb. 2 nap.

Végeredményként egy tisztán vasból álló mag jön létre. A vasmag feletti burok kémiai összetétele nagyon inhomogén lesz, jellegzetes hagymahéj-szerkezet jön létre, kifelé egyre csökkenő tömegű elemekkel (2.4. ábra).

2.4. Ábra: A nagy tömegű csillagok fősorozat utáni fejlődésének végén kialakuló, jellegzetes hagymahéj-szerkezet (forrás: en.wikipedia.com).

A vasmag kialakulása után a csillag sorsa meg van pecsételve: a vasmag tömege egyre hízik, de további fúzióra immár nem képes. Ez addig tart, amíg el nem éri a Chandrasekhar-tömeget (1.4.2. fejezet). Ekkor a vasmag összeroppan, a külső burok pedig heves robbanással ledobódik. Ez a folyamat a szupernóva-robbanás (lásd 2.4.2. fejezet).