Volledige levenscyclus van een ster

Sterren bestaan ​​voornamelijk uit waterstof- en heliumgassen. Ze variëren enorm in grootte, helderheid en temperatuur, en leven miljarden jaren, waarbij ze verschillende stadia doorlopen. Onze eigen zon is een typische ster, een van de honderden miljarden die de Melkweg bezaaien.

De levenscyclus van een ster bestaat uit een aantal goed gedefinieerde fasen.

Sterren worden geboren in grote galactische 'kraamkamers', nevels genaamd, een Latijns woord dat wolk betekent. Nevels zijn dichte wolken van stof en gas waaruit honderden sterren kunnen ontstaan. In sommige delen van een nevel zullen gas en stof zich als klonten verzamelen.

Een nieuwe ster ontstaat wanneer een van deze klonten zoveel massa ophoopt dat hij onder invloed van zijn eigen zwaartekracht instort. De verhoogde dichtheid van de condenserende wolk zorgt ervoor dat de temperatuur aanzienlijk stijgt. Uiteindelijk wordt de temperatuur zo hoog dat kernfusie plaatsvindt, waardoor een "kinderster" wordt gevormd die een protoster wordt genoemd.

Zodra een protoster voldoende massa heeft verzameld uit de omringende gas- en stofwolken, wordt het een hoofdreeksster. Hoofdreekssterren smelten waterstofatomen samen om helium te creëren in een proces dat bekend staat als kernfusie. Sterren kunnen in dit stadium miljarden jaren bestaan. Onze zon bevindt zich momenteel in de hoofdreeksfase.

De helderheid van een ster hangt sterk af van zijn massa. Hoe massiever een hoofdreeksster, hoe meer helderheid hij zal vertonen. De kleur van een hoofdreeksster is een indicatie van de temperatuur van de ster. Hetere sterren verschijnen blauw of wit en koelere sterren verschijnen rood of oranje. De massa van een ster zal ook zijn levensduur beïnvloeden. Hoe meer massa een ster heeft, hoe korter de levensduur zal zijn.

Na miljarden jaren te hebben gebrand, zal een ster in de hoofdreeks uiteindelijk zijn brandstofvoorraad opraken, aangezien het grootste deel van zijn waterstof door kernfusie wordt omgezet in helium. Op dit punt in de levenscyclus van een ster zorgt het overtollige helium ervoor dat de temperatuur van de ster stijgt. Wanneer dit gebeurt, zal de ster uitzetten en een rode reus worden.

Rode reuzen zijn felrood van kleur. Ze zijn ook groter en veel helderder dan hoofdreekssterren. Terwijl de kern van de rode reus blijft instorten onder de zwaartekracht, zal hij dicht genoeg worden om zijn resterende voorraad helium om te zetten in koolstof. Dit gebeurt over een periode van ongeveer 100 miljoen jaar, totdat het tijd is voor de ster om te sterven. Net zoals massa de helderheid van een ster dicteert, bepaalt het ook de manier waarop een ster sterft.

Hoofdreekssterren met een lagere massa worden uiteindelijk witte dwergen. Zodra een rode reus zijn heliumvoorraad heeft opgebrand, zal de ster massa verliezen. De resterende koolstofkern zal gedurende miljarden jaren blijven afkoelen en in helderheid afnemen totdat het een witte dwerg wordt.

Uiteindelijk zal de witte dwergster helemaal geen energie meer produceren en donkerder worden om een ​​zwarte dwerg te worden. Witte dwergsterren zijn kleiner, dichter en minder lichtgevend dan rode reuzensterren. De dichtheid van witte dwergsterren is zo groot dat een enkele lepel witte dwergstof enkele tonnen zou wegen.

Hoofdreekssterren met een hogere massa zijn voorbestemd om te sterven in dramatische en gewelddadige explosies die supernova's worden genoemd. Zodra deze sterren hun heliumvoorraad hebben opgebrand, wordt de resterende koolstofkern uiteindelijk omgezet in ijzer. Deze ijzeren kern zal dan onder zijn eigen gewicht instorten totdat het een punt bereikt waarop materie van het oppervlak begint te stuiteren.

Wanneer dit gebeurt, vindt er een enorme explosie plaats die een schitterende lichtflits zal genereren die soms de helderheid van een heel sterrenstelsel kan evenaren. Tijdens sommige supernova-explosies zullen protonen en elektronen zich combineren om neutronen te vormen. Dit leidt op zijn beurt tot de vorming van extreem dichte sterren die neutronensterren worden genoemd.