Als je naar de nachtelijke hemel kijkt en de sterren ziet flonkeren, denk je misschien dat ze nooit veranderen en dat ze weinig met jou te maken hebben. In werkelijkheid veranderen ze aanzienlijk, maar miljoenen tot miljarden jaren. Sterren worden gevormd, ze verouderen en ze veranderen in cycli. Door de levenscyclus van sterren te bestuderen, kun je beter bekend raken met de aard van materievorming en het proces waar onze eigen zon doorheen gaat.

Begin van het leven

Alle sterren hebben dezelfde levensstadia tot de ster bereikt het rode-reuzetrap. Omdat 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 schitteren. Naarmate de ster ouder wordt, wordt waterstof in de kern omgezet in helium door het fusieproces. Wanneer de waterstofvoorraad op raakt, wordt de kern van de ster onstabiel en trekt samen als de buitenste schil uitzet. Als het op deze manier afkoelt en uitzet, begint het rood te gloeien. Op dit punt heeft de ster de rode-reuzefase bereikt.

Lage-massa sterren

Sterren die ongeveer 10 keer groter zijn dan de zon of kleiner, worden sterren met een lage massa genoemd. Nadat helium is gesmolten tot koolstof, stort de kern van de ster opnieuw ineen. Als 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 afkoelt, kan het een zogenaamde zwarte dwerg vormen.

Massa-sterrensterren

Naarmate grotere sterren de rood-reuzefase bereiken, neemt hun temperatuur toe naarmate helium wordt gefuseerd koolstof. De kerntemperatuur neemt toe, waarbij fusie zuurstof, stikstof en ijzer vormt. Wanneer de stervorm wordt omgezet in ijzer, houdt de fusie op. IJzer is te stabiel en het kost meer energie om ijzer te smelten dan wordt bevrijd. Nadat de fusie is gestopt, stort de ster ineen. De temperaturen overschrijden 100 miljard graden en de expansieve krachten overwinnen de contracterende. Het hart van de ster explodeert naar buiten en vormt een explosie die bekendstaat als een supernova. Terwijl deze explosie door de buitenste omhulsels van de ster scheurt, vindt fusie opnieuw plaats. Door deze vrijgave 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 om drie zonnemassa's gaat, eindigt de ster zijn leven als een zwart gat.

The Sun

De zon is een ster met een lage massa. Het werd gemaakt van condenserend gas en stof in een nevel ongeveer 4,5 miljard jaar geleden. Over ongeveer vijf miljard jaar zal het een rode reus worden en alle binnenplaneten, inclusief de aarde, omhullen. Het zal uiteindelijk een wit-dwergster worden.