Als je omhoog kijkt naar de nachtelijke hemel en de sterren ziet fonkelen, denk je misschien dat ze nooit veranderen en dat ze weinig met jou te maken hebben. In werkelijkheid veranderen ze aanzienlijk - maar over miljoenen tot miljarden jaren. Sterren worden gevormd, ze verouderen en ze veranderen in cycli. Door de levenscyclus van sterren te bestuderen, kun je beter kennis maken met de aard van materievorming en het proces dat onze eigen zon doormaakt.
Vroege leven
Alle sterren hebben vergelijkbare levensfasen totdat de ster het stadium van de rode reus bereikt. Terwijl het gas in een nevel condenseert, vormt het een protoster. Uiteindelijk bereikt de temperatuur ongeveer 15 miljoen graden en begint de fusie. De ster begint helder te gloeien en trekt samen. Het is nu een ster, die miljoenen tot miljarden jaren zal schijnen. Naarmate de ster ouder wordt, zet hij waterstof om in helium in zijn kern door het proces van fusie. Wanneer de waterstofvoorraad opraakt, wordt de kern van de ster onstabiel en krimpt deze samen naarmate de buitenste schil uitzet. Terwijl het op deze manier afkoelt en uitzet, begint het rood te gloeien. Op dit punt heeft de ster de rood-reuzenfase bereikt.
Sterren met een lage massa
Sterren die ongeveer 10 keer zo groot zijn als de zon of kleiner, worden lichte sterren genoemd. Nadat helium is samengesmolten tot koolstof, stort de kern van de ster opnieuw in. Terwijl het samentrekt, wordt het buitenste deel van de ster naar buiten geblazen. Dit vormt een planetaire nevel. Als het afkoelt, vormt de kern van de ster die overblijft een witte dwerg. Naarmate het verder afkoelt, kan het een zogenaamde zwarte dwerg vormen.
Sterren met een hoge massa
Naarmate grotere sterren de rood-reuzenfase bereiken, neemt hun temperatuur toe naarmate helium wordt samengesmolten tot koolstof. Kerntemperatuur stijgt, met fusie vorming van zuurstof, stikstof en ijzer. Wanneer de sterkern wordt omgezet in ijzer, stopt de fusie. IJzer is te stabiel en het kost meer energie om ijzer te smelten dan er vrijkomt. Nadat de fusie stopt, stort de ster in. Temperaturen overschrijden 100 miljard graden en de uitzettende krachten overwinnen de samentrekkende. Het hart van de ster explodeert naar buiten en vormt een explosie die bekend staat als een supernova. Terwijl deze explosie door de buitenste schillen van de ster scheurt, vindt opnieuw fusie plaats. Door deze afgifte van energie creëert de supernova zware elementen. Als het overblijfsel van de explosie groter is dan 1,4 tot drie zonsmassa's, wordt het een neutronenster. Als het ongeveer drie zonsmassa's is, zal de ster zijn leven als een zwart gat beëindigen.
De zon
De zon is een ster met een lage massa. Het is ongeveer 4,5 miljard jaar geleden ontstaan uit condenserend gas en stof in een nevel. Over ongeveer vijf miljard jaar zal het veranderen in een rode reus en alle binnenplaneten omhullen, inclusief de aarde. Het zal uiteindelijk een witte dwergster worden.