Door Karen Adams, bijgewerkt op 24 maart 2022

De dood van een ster is geen definitief einde, maar een transformatie die nieuwe kosmische structuren zaait. Omdat het heelal nog jong is, vertrouwen astronomen op modellen en observaties om de levenscyclus van sterren in kaart te brengen.

Zonnemassa's

Sterren met een massa tot ongeveer 0,5M☉ (de helft van de massa van de zon) voorkomen dat de kern instort. Nadat ze waterstof en helium hebben uitgeput, werpen ze hun buitenste lagen af en laten ze een dichte, elektronengedegenereerde kern achter:een witte dwerg.

Witte dwerg

Een witte dwerg is het overblijfsel van een ster met een lage massa. De kern, die voornamelijk bestaat uit koolstof en zuurstof, wordt ondersteund door de druk van elektronendegeneratie. Hoewel het geen brandstof kan samensmelten, koelt het geleidelijk af in de loop van miljarden jaren, waarbij de restwarmte de ruimte in wordt uitgestraald.

Rode Reus

In de rode reuzenfase trekt de kern van een ster samen, terwijl de buitenste schil uitzet. Heliumfusie in de kern produceert koolstof en zuurstof, en de buitenste lagen van de ster worden uiteindelijk verdreven, waardoor een gloeiende planetaire nevel ontstaat en een nieuwe witte dwerg achterblijft.

Onder de Chandrasekhar-limiet

De Chandrasekhar-limiet – 1,4M☉ – definieert de maximale massa die een witte dwerg kan dragen. Sterren onder deze drempel eindigen hun leven als witte dwergen. Zwaardere sterren overschrijden deze limiet, storten in tot neutronensterren en kunnen, als ze ongeveer 5M☉ of meer bereiken, exploderen als supernovae die in de kern instort, waarbij neutronensterren of zwarte gaten achterblijven.