Inhoud
Sterren zijn voornamelijk samengesteld 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.
Geboorte
Sterren worden geboren in grote galactische 'kinderdagverblijven' genaamd nevels, een Latijns woord dat wolk betekent. Nevels zijn dichte wolken van stof en gas die honderden sterren kunnen veroorzaken. In sommige gebieden van een nevel verzamelen gas en stof zich als klonten. Een nieuwe ster ontstaat wanneer een van deze klonten zoveel massa ophoopt dat deze instort onder de kracht van zijn eigen zwaartekracht. De verhoogde dichtheid van de condenserende wolk zorgt ervoor dat de temperatuur aanzienlijk stijgt. Uiteindelijk wordt de temperatuur zo hoog dat kernfusie optreedt, waardoor een 'baby'-ster wordt gevormd die een protoster wordt genoemd.
Hoofdreekssterren
Zodra een protostar 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 miljarden jaren in deze fase bestaan. Onze zon bevindt zich momenteel in de hoofdfase.
De helderheid van een ster hangt sterk af van zijn massa. Hoe massiever een hoofdreeksster, hoe meer helderheid deze 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.
Rode reuzen
Na miljarden jaren te hebben verbrand, zal een ster uit de hoofdreeks uiteindelijk zijn brandstoftoevoer opgebruiken, omdat het grootste deel van zijn waterstof door kernfusie in helium wordt omgezet. Het overtollige helium zal dan de temperatuur van de ster doen stijgen. Wanneer dit gebeurt, zal de ster zich uitbreiden tot een rode reus.
Rode reuzen zijn helder rood van kleur. Ze zijn ook groter en veel helderder dan hoofdreekssterren. Terwijl de kern van de rode reus onder de zwaartekracht blijft instorten, zal deze dicht genoeg worden om zijn resterende voorraad helium in koolstof om te zetten. Dit gebeurt gedurende 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 zal dicteren, zal het ook de manier bepalen waarop een ster sterft.
Witte dwergen
Hoofdreekssterren met lagere massa's worden uiteindelijk witte dwergen. Zodra een rode reus zijn heliumvoorraad heeft doorgebrand, verliest de ster massa. De resterende kern van koolstof zal gedurende miljarden jaren blijven afkoelen en afnemen in helderheid totdat het een witte dwerg wordt. Uiteindelijk zal de witte dwergster ophouden helemaal energie te 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 slechts een lepel wit dwergmateriaal enkele tonnen zou wegen.
supernova
Hoofdreekssterren met een hogere massa zijn voorbestemd om te sterven in dramatische en gewelddadige explosies die supernova's worden genoemd. Zodra deze sterren door hun toevoer van helium zijn gebrand, 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 zijn oppervlak begint te stuiteren. Wanneer dit gebeurt, vindt er een enorme explosie plaats die een briljante lichtflits genereert die gelijk is aan de helderheid van een heel sterrenstelsel. 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.