De massa van een ster is het enige kenmerk dat het lot van dat hemellichaam bepaalt. Zijn gedrag aan het einde van zijn levensduur hangt volledig af van zijn massa. Voor lichtgewicht sterren komt de dood stilletjes, een rode reus die zijn huid afwerpt om de dimmende witte dwerg achter zich te laten. Maar de finale voor een zwaardere ster kan behoorlijk explosief zijn!
Categoriedefinitie
•••Yuriy Mazur/iStock/Getty Images
Middelgrote sterren zijn sterren die, te groot om te eindigen als witte dwergen en te klein om zwarte gaten te worden, hun stervende jaren doorbrengen als neutronensterren. Wetenschappers hebben waargenomen dat deze categorie een ondergrens heeft van iets meer dan 1,4 zonsmassa's en een bovengrens in de buurt van 3,2 zonsmassa's. (Een "zonnemassa" is een meeteenheid die ongeveer dezelfde massa heeft als onze zon.)
Protoster
•••Getty Images/Photodisc/Getty Images
De grootte van een ster wordt bepaald door de hoeveelheid materie die beschikbaar is in de moedernevel. Deze wolk van stof en gas begint door de zwaartekracht op zichzelf in te storten en vormt in het midden een steeds hetere, heldere, dichte massa: een protoster.
Hoofdreeks
•••Stocktrek-afbeeldingen / Stocktrek-afbeeldingen / Getty Images
Wanneer de protoster voldoende heet en dicht genoeg is, begint het proces van waterstoffusie in de kern plaats te vinden. Fusie produceert voldoende stralingsdruk om de zwaartekracht tegen te gaan; dus zwaartekracht ineenstorting ophoudt. De protoster is een echte ster geworden in de hoofdreeksfase. De ster zal het grootste deel van zijn levensduur in deze periode van stabiliteit doorbrengen en gedurende miljoenen jaren licht en warmte genereren via de fusie van waterstof tot helium.
Rode reus
•••m-gucci/iStock/Getty Images
Wanneer de kern van de ster geen waterstof meer heeft, heeft de zwaartekracht weer zijn zin - dat wil zeggen, tot de temperatuur hoog genoeg stijgen om heliumfusie mogelijk te maken, wat de uitwendige druk produceert die nodig is om te stabiliseren dingen. Als er geen helium meer is, begint de cyclus opnieuw. De kern oscilleert dus tussen toestanden van compressie en evenwicht naarmate fusiereacties met steeds hogere temperaturen plaatsvinden. Ondertussen zorgt de extreme hitte ervoor dat de buitenste laag van de ster, of "schil", uitzet tot een straal die vergelijkbaar is met die van de baan van de aarde. Op zo'n grote afstand van de kern zal de schaal voldoende afkoelen om rood te worden. De ster is nu een rode reus.
Supernova
•••pixelparticle/iStock/Getty Images
Kernreacties stoppen voor altijd wanneer de kern van de ster wordt gereduceerd tot ijzer; dat element smelt niet zonder extra energievoorziening. De ineenstorting van de zwaartekracht hervat catastrofaal met een kracht die sterk genoeg is om de kernen van de atomen die de kern vormen te vernietigen. Dit genereert zoveel energie dat de explosie de hemel lichtjaren lang in alle richtingen domineert. De ster is supernova geworden.
Neutronenster
•••Stocktrek-afbeeldingen / Stocktrek-afbeeldingen / Getty Images
Ondertussen is wat er over is van de ster gekrompen tot een diameter die niet groter is dan een paar kilometer - ongeveer de grootte van een stad. Bij deze dichtheid is de uitwaartse druk die wordt gegenereerd door protonen en neutronen die reageren op compressie uiteindelijk voldoende om de zwaartekracht te stoppen. De ster is zo dicht dat, als je een theelepel van zijn materiaal naar de aarde zou kunnen brengen, hij een biljoen ton zou wegen. Het roteert tot 30 keer per seconde en vertoont een zeer groot magnetisch veld. Het is een neutronenster, het laatste stadium van de levenscyclus van een middelgrote ster.