Gwiazdy o masie 100 - 130 mas Słońca Gwiazdy o masie większej niż 100 mas Słońca i zerowej metaliczności mają jądro helowe o masie większej niż 42 mas Słońca. Po spaleniu w centrum gwiazdy helu w węgiel, rośnie w nich temperatura, a termiczne promienie gamma uzyskuje energię wystarczającą, do tworzenia par elektronowo-pozytonowych. Dla masy mniejszej od 130 mas Słońca zmniejszenie ciśnienia wynikające z tworzenia par jest niewystarczające, aby spowodować zapadanie całej gwiazdy. Tworzenie par powoduje zwiększenie aktywności termojądrowej w gwieździe, która powoduje rozprężenie materii gwiazdy i po pewnym czasie powrót do równowagi. Gwiazdy tej wielkości przechodzą serię impulsów zwiększonej aktywności tracąc w każdym część masy, w wyniku którego przechodzą do ewolucji dla gwiazd o masie poniżej 100 mas Słońca. W zależności od masy gwiazdy i siły impulsu kolejne impulsy następują po 1 – 10 000 lat, jednocześnie w jądrze gwiazdy kolejne reakcje prowadzą do kolejnych przemian aż do żelaza. Zagęszczanie jądra skutkuje w końcu wybuchem z przejściem w stan czarnej dziury.