Sterren zijn voornamelijk samengesteld uit waterstof- en heliumgassen. Ze variëren enorm in grootte, helderheid en temperatuur en leven voor miljarden jaren, waarbij ze door verschillende fasen heen gaan. Onze eigen zon is een typische ster, een van de honderden miljarden die de melkweg bezaaien.

Geboorte van de sterren

Sterren worden geboren in grote galactische "kinderdagverblijven" die nevels worden genoemd, een Latijns woord dat cloud betekent . Nevels zijn dichte wolken van stof en gas die honderden sterren kunnen veroorzaken. In sommige gebieden van een nevel zullen gas en stof samenkomen als bosjes. Een nieuwe ster ontstaat wanneer een van deze klompjes zoveel massa verzamelt dat deze onder de kracht van zijn eigen zwaartekracht ineenstort. De verhoogde dichtheid van de condensatiewolk zorgt ervoor dat de temperatuur aanzienlijk stijgt. Uiteindelijk wordt de temperatuur zo hoog dat er kernfusie optreedt, waardoor een 'baby'-ster wordt gevormd die een protoster wordt genoemd.

Hoofdreekssterren

Zodra een protoster genoeg massa heeft verzameld uit het omringende gas en stof wolken, wordt het een hoofdreeksster. Hoofdreekssterren smelten waterstofatomen samen tot helium in een proces dat bekend staat als kernfusie. Sterren kunnen in deze fase miljarden jaren bestaan. Onze zon bevindt zich momenteel in de hoofdreeksfase.

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

Rode reuzen

Na miljarden jaren te hebben verbrand, zal een hoofdreeksster uiteindelijk zijn brandstoftoevoer uitputten, aangezien de meerderheid van zijn waterstof wordt door kernfusie omgezet in helium. Het teveel aan helium zal dan de temperatuur van de ster doen stijgen. Wanneer dit gebeurt, wordt de ster uitgevouwen tot een rode reus.

Rode reuzen zijn fel rood van kleur. Ze zijn ook groter en veel lichter dan hoofdreekssterren. Naarmate de kern van de rode reus blijft instorten onder invloed van de zwaartekracht, zal deze dicht genoeg worden om de resterende voorraad helium in koolstof om te zetten. Dit gebeurt over een periode van ongeveer 100 miljoen jaar, totdat het tijd is voor de ster om dood te gaan. Net zoals massa de helderheid van een ster zal dicteren, zal het ook de manier van de dood van een ster bepalen.

Witte dwergen

Hoofdreekssterren met een lagere massa worden uiteindelijk witte dwergen. Zodra een rode reus door zijn heliumtoevoer is verbrand, verliest de ster de massa. De resterende kern van koolstof zal blijven afkoelen en afnemen in helderheid over miljarden jaren totdat het een witte dwerg wordt. Uiteindelijk stopt de witte dwergster met het produceren van energie en wordt het donker om een ​​zwarte dwerg te worden. Witte dwergsterren zijn kleiner, dichter en minder stralend dan rode reuzensterren. De dichtheid van witte dwergsterren is zo groot dat slechts een lepel wit dwergmateriaal meerdere tonnen zou wegen.

Supernova's

Hoofdreekssterren die hoger massief zijn, zijn bestemd om te sterven in dramatisch en gewelddadig explosies genaamd supernova's. Zodra deze sterren zijn verbrand door hun toevoer van helium, wordt de overblijvende koolstofkern uiteindelijk omgezet in ijzer. Deze ijzeren kern zal dan instorten onder zijn eigen gewicht totdat het een punt bereikt waar materie begint af te kaatsen van zijn oppervlak. Wanneer dit gebeurt, treedt er een enorme explosie op die een schitterende lichtflits zal genereren die gelijk is aan de helderheid van een hele sterrenhemel. Tijdens sommige supernova-explosies zullen protonen en elektronen worden gecombineerd om neutronen te vormen. Dit leidt op zijn beurt tot de vorming van extreem dichte sterren die neutronensterren worden genoemd.