Bintang bermassa besar memiliki massa beberapa kali massa matahari. Bintang-bintang ini jumlahnya lebih sedikit di alam semesta karena awan gas cenderung memadat menjadi banyak bintang yang lebih kecil. Selain itu, mereka memiliki rentang hidup yang lebih pendek daripada bintang bermassa rendah. Meskipun jumlahnya berkurang, bintang-bintang ini masih memiliki karakteristik yang sangat menonjol dan mencolok.
Umur Urutan Utama Pendek
Semua bintang ditenagai oleh fusi nuklir pada intinya. Sebuah bintang menghabiskan sebagian besar hidupnya dalam fase yang dikenal sebagai deret utama, di mana atom hidrogennya menyatu menjadi helium. Bintang bermassa tinggi akan memiliki lebih banyak hidrogen untuk dibakar dalam proses ini. Energi yang dilepaskan oleh proses ini akan mempertahankan suhu yang lebih tinggi dan bintang tersebut, pada gilirannya, akan membakar lebih banyak hidrogen daripada bintang bermassa rendah. Karenanya, bintang bermassa tinggi menghabiskan energinya lebih cepat daripada bintang bermassa rendah. Sebuah bintang dengan massa sepuluh kali matahari dapat hidup pada deret utama 20 juta tahun, sedangkan bintang bermassa rendah, seperti bintang kerdil merah, mungkin memiliki rentang hidup deret utama lebih lama dari usia alam semesta saat ini.
Kelas Spektral dan Suhu
Bintang dibagi ke dalam kelas yang berbeda sesuai dengan karakteristik spektralnya. Kelas spektral utama, dalam urutan penurunan suhu, adalah O, B, A, F, G, K, dan M. Kelas-kelas ini juga sesuai dengan massa bintang, dengan bintang kelas-O yang paling masif. Matahari adalah bintang kelas G. Bintang kelas-M memiliki massa sekitar 10 persen massa matahari dan memiliki suhu permukaan antara 2.500 hingga 3.900 K. Sebaliknya, bintang kelas-O dapat memiliki massa 60 kali lebih besar dari matahari dan memiliki suhu permukaan mulai dari 30.000 hingga 50.000 K. Kelas spektral B mencakup bintang dengan massa sekitar dua atau tiga kali massa matahari hingga sekitar 18 kali massa matahari. Suhu bintang kelas B berkisar antara 11.000 hingga 30.000 K. Kelas spektral A dan F termasuk bintang yang hanya sedikit lebih besar dari matahari.
Penggabungan Karbon-Nitrogen-Oksigen
Bintang yang setidaknya 1,3 kali lebih masif dari matahari dapat mengalami jenis fusi yang berbeda dari yang terlihat di kebanyakan bintang lainnya. Bintang yang kurang masif mengalami fusi hidrogen selama kehidupan deret utama dan fusi helium di kehidupan selanjutnya. Bintang yang lebih masif dapat menciptakan helium melalui fusi hidrogen serta proses karbon-nitrogen-oksigen. Hal ini memungkinkan bintang-bintang ini terus menyala bahkan setelah semua hidrogen dan helium habis. Pada gilirannya, bintang-bintang bermassa tinggi ini dapat memadukan unsur-unsur yang semakin besar di kemudian hari.
Supernova
Pada akhir kehidupan bintang bermassa tinggi, intinya terdiri dari besi. Besi ini stabil, dan tidak akan mengalami peleburan. Akhirnya, inti besi runtuh karena gravitasi, dan bintang tersebut dapat meledak sebagai supernova. Bergantung pada massa bintang, inti bintang bisa menjadi bintang neutron atau lubang hitam. Titik akhir ini sangat berbeda dari kebanyakan bintang lain, yang mengakhiri hidupnya sebagai bintang kerdil putih yang lebih panas.
