Jabarkan Bintang masif dari Evolusi najam dalam bahasa melayu

Teras bintang-bintang masif cukup besar bagi membolehkan pencucuhan helium sebelum tekanan kemerosotan elektron menjadi meluas. Justeru, apabila bintang ini mengembang dan menyejuk, ia tida menjadi secerah bintang yang berjisim rendah; namun, bintang masif ini dari mula lagi memang lebih cerah daripada bintang kecil, dan oleh hal demikian, bintang masif lebih cerah daripada gergasi merah yang terbentuk daripada bintang kecil. Bintang-bintang masif tidak mungkin kekal sebagai superraksasa dan sebaliknya akan musnah sebagai supernova jenis II.

Bintang yang amat masif (lebih daripada sekitar 40 jisim suria), yang lebih berkilauan dan seterusnya memiliki angin najam yang deras, kehilangan jisim dengan begitu pantas akibat tekanan sinaran sehinggakan bintang ini lazim mengupas envelop mereka sebelum sempat mengembang menjadi superraksasa merah. Kerana itu, bintang masif ini mengekalkan suhu ekstrem di permukaannya (dan warna biru-putih) bermula dengan masa ia berada dalam jujukan utama.  Bintang-bintang tidak boleh besar daripada 120 jisim suria (had Eddington) oleh sebab lapisan luaran akan dibuang akibat sinaran ekstrem. Walaupun bintang berjisim rendah lazimnya tidak membakar lapisan luarannya dengan sedemikian pantas, ia dapat juga mengelak daripada menjadi superraksasa merah sekiranya berada dalam sistem dedua yang cukup rapat sehingga membolehkan bintang pendamping mengupas envelop semasa ia mengembang, atau jika ia berputar dengan cukup deras sehinggakan perolakan meluas dari teras hingga ke permukaan bintang dan menyebabkan kehilangan lapisan teras dengan envelop yang disebabkan percampuran betul-betul kedua-duanya.

Teras menjadi bertambah panas dan mampat seiring dengan penambahan bahan akibat lakuran hidrogen di lapisan dasar envelop.  Di dalam semua bintang masif, tekanan kemerosotan elektron tidak mencukupi bagi memberhentikan keruntuhan, jadi semasa setiap unsur utama digunakan di bahagian pusat, unsur yang lebih berat mula tercucur dan ini dapat menghentikan keruntuhan untuk beberpa ketika.  Jikalau teras bintang tidak begitu masif (kurang daripada 1.4 jisim suria, selepas mengambil kira kehilangan jisim yang telahpun berlaku pada masa itu) ada kemungkinan ia akan membentuk kerdil putih (berkemungkinan diselubingi oelh nebula planet) seperti yang berlaku dengan bintang yang kuran masif; bezanya ialah dalam kes ini kerdil putih terdiri daripada oksigen, neon dan magnesium.

Pada tahap yang mengatasi jisim tertentu (dianggarkan lebih kurang 2.5 jisim suria dan progenitor bintang lebih kurang 10 jisim suria), kepanasan teras akan mencapai suhu (lebih kurang 1.1 gigakelvin) pada mana neon mengurai menjadi oksigen dan helium.  Helium yang dibentuk ini kemudiannya melakur dengan neon yang masih terdapat menjadi magnesium. Kemudian oksigen melakur dan membentuk belerang, silikon, dan sedikit unsur-unsur lain. Akhirnya suhu menjadi cukup panas sehingga apa jua nukleus terurai separa, lazimnya melepaskan zarah alfa (nukleus helium) yang dengan segera melakur dengan nukleus lain supaya beberapa nukleus diatur semula dalam kelompok aturan nukleus yang lebih berat.  Proses ini melepaskan tenaga kerana penambahan serpihan nukleus kepada nukleus melebihi tenaga yang diperlukan bagi menyerpihkan nukleus induk.

Sebuah bintang yang terasnya terlalu besar bagi membentuk kerdil putih, tetapi tidak cukup besar bagi menampung perubahan neon kepada oksigen dan magnesium secara berpanjangan, akan menjalani keruntuhan teras sebelum unsur-unsur beratnya melakur. Kedua-dua pemanasan dan penyejukan akibat penangkapan elektron pada unsur juzuk kecil (seperti aluminium dan sodium) sebelum keruntuhan mungkin mempengaruhi penjanaan tenaga tuntas di dalam bintang sejurus sebelum keruntuhan. Ini mungkin mempengaruhi jumlah unsur dan isotop yang dibuang dalam supernova berikutan keruntuhan.