De levenscyclus van een ster

Inleiding

De levensloop van een ster is afhankelijk van de massa. Hoe meer massa zij heeft, des te eerder zal haar brandstof op zijn. Om deze reden spreken we van lichte en zware sterren. Beide worden hieronder nader toegelicht.

Het ontstaan

Voor zover wij weten worden sterren uitsluitend in moleculaire wolken gevormd. Deze wolken bestaan hoofdzakelijk uit moleculair waterstof. Elk gasdeeltje in zo’n wolk trekt andere deeltjes in haar omgeving aan waardoor een deel van de gaswolk samentrekt tot een gasbol. Doordat deze deeltjes steeds dichter op elkaar gaan zitten stijgt de temperatuur. Als de temperatuur in het centrum de 10 miljoen Kelvin overschrijdt, ontstaan er kernreacties (waterstofdeeltjes worden omgevormd tot heliumdeeltjes). De uit kernreacties geproduceerde energie zorgt er tevens voor dat de gasbol niet verder inkrimpt.

Het einde van lichte sterren zoals de Zon

Na verloop van tijd raakt de waterstofvoorraad op. De kern krimpt en de kernreacties zetten zich voort in een schil rondom de kern waar nog voldoende waterstof is. De buitenlagen zwellen geleidelijk op en de ster verandert in een rode reus. Ondertussen stijgt de temperatuur in de kern. Wanneer de temperatuur in de kern de 100 miljoen Kelvin heeft bereikt ontstaan er nieuwe kernreacties waarbij helium wordt omgezet in koolstof.
Na de vorming van koolstof in de kern, volgt opnieuw een fase van kernfusie in de schillen rondom de kern. Deze keer ondergaan naburige helium- en waterstoflagen afwisselend kernfusiereacties wat leidt tot een zeer onstabiele toestand waarbij de ster periodiek uitzet en terug inkrimpt.
Uiteindelijk zullen de buitenlagen van de ster worden weggeblazen waardoor een planetaire nevel wordt gevormd.

Witte dwerg

Wat er van de ster overblijft is de kern. De kern bestaat voor een groot deel uit de totale massa van de oorspronkelijke ster, maar omdat ze zo sterk is samengetrokken is zij vaak kleiner dan de Aarde.
Dit noemen we een witte dwerg. Uiteindelijk zal zij uitdoven totdat we het niet meer kunnen waarnemen.

Het einde van zware sterren

Grote sterren met een zonsmassa van twee of meer stoppen niet met hun fusie bij koolstof. De atomen binnenin de ster fuseren hierna verder tot silicium. Tijdens dit proces is de ster een blauwe superreus of een rode superreus. Vervolgens fuseert ze verder tot ijzer. Hierna houdt het op. IJzerfusie kost energie en is dus geen energiebron. Op het moment dat het ijzer het stermateriaal domineert, implodeert de kern van de ster.
Hierdoor ontstaat een supernova. De implodeerde kern vormt een neutronenster. Neutronensterren zijn nog compacter dan witte dwergen.

Het restant van een ster met een zonsmassa van acht of meer kan nog compacter worden. Zo compact, dat zelfs licht er niet uit kan ontsnappen.
Er ontstaat een zwart gat:

Zwart gat

* Deze informatie is gedeeltelijk afkomstig van Wikipedia / Kennislink en is gedeeltelijk herschreven.