Door Drew Lichtenstein • Bijgewerkt op 24 maart 2022

Stellaire eindtoestanden

Sterren met massa's variërend van ongeveer de helft van de massa van de zon tot ongeveer tien keer die grootte volgen een voorspelbaar evolutionair pad. Zowel rode reuzen als witte dwergen vertegenwoordigen de uitkomsten van een laat stadium voor deze sterren, en bieden een stillere conclusie dan de explosieve dood van de zwaarste zonnen.

Vorige evolutionaire fase

Voordat een ster kan overgaan in een rode reus of witte dwerg, moet hij het grootste deel van de waterstof in zijn kern uitputten. Waterstoffusie – waarbij vier waterstofkernen worden gecombineerd tot één heliumkern – zorgt voor de helderheid van de ster. Hoe massiever een ster, hoe sneller hij waterstof verbruikt; de zon heeft bijvoorbeeld al ongeveer 5 miljard van zijn geschatte 10 miljard jaar durende waterstofverbrandingslevensduur doorgebracht (NASA ).

Rode Reuzenfase

Zodra de waterstof in de kern is opgebruikt, ontsteekt een ster heliumfusie, waardoor zwaardere elementen zoals koolstof en zuurstof ontstaan. Deze nieuwe energiebron zorgt ervoor dat de buitenste schil dramatisch opzwelt, terwijl de kern samentrekt en opwarmt. De uitgezette buitenste lagen koelen af ​​en verschuiven de kleur van de ster naar het rode uiteinde van het spectrum, wat aanleiding geeft tot de aanduiding ‘rode reus’. Uiteindelijk wordt het buitenste materiaal de ruimte in geslingerd, waardoor een planetaire nevel ontstaat die toekomstige generaties sterren kan zaaien.

Witte dwergstadium

Nadat het omhulsel van de nevel is verdwenen, blijft er alleen nog een dichte kern ter grootte van de aarde over:een witte dwerg. Omdat de kern niet voldoende massa heeft om koolstoffusie te ontsteken, wordt hij inert, maar houdt hij enorme hitte vast, waardoor een helderwitte gloed ontstaat. Gedurende miljarden jaren zal het afkoelen en vervagen, en uiteindelijk een zwarte dwerg worden (theoretisch, aangezien dit stadium nog niet is waargenomen).

Grote sterren en supernova's

Sterren met een massa groter dan tien zonsmassa slaan de witte dwergfase over. Hun kernen gaan door met het samensmelten van zwaardere elementen totdat ijzer zich ophoopt, waarna bij fusie geen energie meer vrijkomt. De kern stort in en veroorzaakt een supernova-explosie die zware elementen door het sterrenstelsel verspreidt. Afhankelijk van de overgebleven massa kan de kern verder ineenstorten tot een neutronenster of een zwart gat, waarbij laatstgenoemde een zwaartekracht bezit die zo intens is dat zelfs licht niet kan ontsnappen.