Ewolucja gwiazd cz.4
Gwiazdy o masie powyżej 8 mas Słońca
U gwiazd cięższych niż 8 mas Słońca, synteza cięższych jąder nie kończy się na magnezie. Wysoka temperatura oraz ciśnienie sprawiają, że te pierwiastki, które w poprzedniej grupie gwiazd były ostatecznym produktem, w przypadku gwiazd masywnych są zdolne do dalszego przyłączania helu, a także fuzji między dwoma jądrami o znacznej masie.
Najcięższym jądrem, jakie może powstać w rdzeniu masywnej gwiazdy jest izotop żelaza Fe-56. Synteza cięższych jąder wymaga dodatkowych nakładów energii. Procesy spalania zaawansowanego mają charakter warstwowy. W zewnętrznej sferze jest w dalszym ciągu obecny niespalony wodór, nieobjęty procesem fuzji (zbyt niskie ciśnienie, temperatura oraz silne rozrzedzenie materii). W głębszych warstwach gwiazdy zachodzą procesy syntezy helu, następnie węgla. A im bliżej środka gwiazdy, tym syntezowane są cięższe nuklidy. W samym centrum rdzenia tworzy się jądro żelazne, które jest w obecnych warunkach niezdolne do dalszych przemian jądrowych.
Masywne gwiazdy kończą swoje życie wybuchem supernowej. Proces ten generuje tak wielkie porcje energii, że możliwa staje się synteza pierwiastków cięższych od żelaza. Wybuch supernowej prowadzi do odrzucenia zewnętrznych warstw gwiazdy. Pozostaje niewielkie, supergęste jądro zbudowane z materii neutronowej.
Dla wyjątkowo masywnych gwiazd (ok. > 20 mas Słońca) zapadanie się jądra nie zatrzymuje się na etapie gwiazdy neutronowej. Ogromna masa kurczy się do obiektu o niezwykle małych rozmiarach. Powstaje wówczas czarna dziura, której nadzwyczaj silne pole grawitacyjne pochłania nawet fotony światła.