Elke ster nu zichtbaar aan de nachtelijke hemel begon op dezelfde manier: als koude gas drijvend in een moleculaire wolk. Volgens NASA Science bestaan deze wolken meestal uit waterstof en stof, zijn koud genoeg voor gas om samen te klonteren en geven aanleiding tot dichte gebieden waar turbulentie gravitationeel instabiele knopen creëert.
Geboorte in een moleculaire wolk
Wanneer een dichte knoop in een moleculaire wolk massief genoeg wordt, stort het in onder zijn eigen zwaartekracht. Het onderwijsportaal van het Europees Ruimtevaartagentschap beschrijft nevels — de reuzenachtige gaswolken in de spiralarmen van sterrenstelsels — als het grondstof voor dit proces, stellende dat een nevel in elkaar kan storten door een externe trigger zoals een nabije supernova-uitbarsting of een botsing tussen wolken.
De observatoriumgroep Las Cumbres Observatory illustreert de betrokken schaal met een gemodelleerde moleculaire wolk van ongeveer 1,2 lichtjaar in diameter en ongeveer 10 Kelvin (-263 graden Celsius) — dicht bij het absolute nulpunt. Wanneer zo'n wolk in elkaar stort, begint het te draaien, platgeworden in een schijf met een dichte, opwarmende kern in het centrum.
Van protoster tot ware ster
Die opwarmende kern wordt een protoster genoemd. Volgens Las Cumbres Observatory straalt een protoster alleen van de warmte van zwaartekrachtcontractie — het is nog geen ster in de fusiezin. ESA's onderwijsmaterialen voegen toe dat de omringende protostellaire schijf massa blijft voeden naar de kern door accretie, terwijl het roterende magnetische veld van het jonge object uitstroomende winden en jets aandrijft die geleidelijk restgas en stof opruimen.
De protoster blijft samentrekken en opwarmen totdat de kerntemperatuur ongeveer 10 miljoen Kelvin overschrijdt. Op dat moment kunnen waterstofkernen fuseren tot helium, energie vrijgeven en verdere instorting stoppen. Zowel NASA Science als ESA identificeren dit moment — de ontsteking van aanhoudende waterstoffusie — als het punt waarop een protoster een hoofdreeksster wordt. Volgens Las Cumbres Observatory hangt de duur van deze pre-hoofdreeks-contractiefase sterk af van massa: een massieve protoster kan in ongeveer een miljoen jaar in een ster instorten, een zonnachtige protoster kost ongeveer 50 miljoen jaar en laagmassieve protosterren kunnen meer dan 100 miljoen jaar duren.
De hoofdreeks: een lang, massaafhankelijk middelbare leeftijd
Zodra fusie begint, treedt een ster de hoofdreeks in, de stabiele fase waarin het het grootste deel van zijn leven waterstof omzet in helium in zijn kern. NASA Science stelt dat alle sterren het merendeel van hun bestaan op deze manier leven, maar hoe lang die fase duurt hangt bijna volledig af van massa: meer massieve sterren branden hun waterstof veel sneller op dan kleinere sterren, hoewel ze beginnen met grotere brandstofvoorraden.
Levensduur in de hoofdreeks en waarschijnlijk lot, per stertype (ESA)| Stertype | Ongeveer massa (zonnemassa's) | Ongeveer levensduur in de hoofdreeks | Waarschijnlijk uiteindelijk lot |
|---|
| O-type | ~40 | ~1 miljoen jaar | Supernova; rest wordt neutronenster of zwart gat |
|---|
| G-type (zonnachtig) | ~1,1 | ~8 miljard jaar | Rode reus, dan witte dwerg |
|---|
| M-type (rode dwerg) | ~0,5 | ~56 miljard jaar | Nog op de hoofdreeks; witte dwergfase ligt ver voorbij de huidige leeftijd van het universum |
|---|
Deze cijfers, afkomstig uit ESA's onderwijsmaterialen over stellaire evolutie, tonen aan waarom de meest massieve, heetste sterren ook het kortst leven: een O-type ster van ongeveer 40 zonnemassa's brandt uit in ongeveer een miljoen jaar, terwijl een rode dwerg van ongeveer de helft van de Zonmassa theoretisch waterstof miljarden jaren kan fuseren, langer dan het universum heeft bestaan.
Dood: drie verschillende eindjes
NASA Science en ESA zijn het erover eens dat de massa van een ster ook bepaalt hoe het sterft. Zonnachtige en laagmassieve sterren zwellen op tot rode reuzen wanneer waterstof in de kern opraakt, vervolgens werpen ze hun buitenlagen af als een gloeiende gasschil — een planetaire nevel — laat een hete, extreem dichte kern achter die een witte dwerg wordt. ESA beschrijft witte dwergen als bereiken van dichtheden boven de 1.000 kilogram per kubieke centimeter, die zich dan langzaam afkoelen over immense tijdschalen.
Sterren met ruwweg acht of meer zonnemassa's ontmoeten een veel gewelddadiger einde. ESA's materialen beschrijven middelgrote sterren (ongeveer 8 tot 20 zonnemassa's) die opeenvolgende fusietrajecten van koolstof, zuurstof, neon, silicium en ijzer doorlopen voordat ze catastrofaal instorten in een Type II supernova en een neutronenster achterlaten. NASA Science merkt op dezelfde manier op dat sterren veel massiever dan de Zon eindigen in supernovablustochtingen die de elementen die erin gesmeed zijn terug in de ruimte verspreiden.
Voor de meest massieve sterren stelt ESA dat als de inzakkende restlichaamkern ongeveer drie zonnemassa's overschrijdt, zelfs de extreme druk die een neutronenster ondersteunt deze niet kan houden, en het zakt verder in tot een zwart gat — een object dat NASA Science beschrijft als zwaartekracht "zo intens dat zelfs licht niet kan ontsnappen".
Gerecycled in nieuwe sterren
Het materiaal dat een stervende ster vrijgeeft verdwijnt niet. NASA Science merkt op dat materie die in een supernova wordt uitgeworpen of door een stervende zonnachtige ster wordt afgestoten, terugkeert naar het interstellaire medium, het verrijkt met door fusie gesmede elementen en nieuwe sterren — en mogelijk nieuwe planetaire systemen — uit de resten vormen toestaat. Deze cyclus van instorting, fusie en verspreiding is wat astronomen gezamenlijk aanduiden als de stellaire levenscyclus.
Dit stuk is gemaakt met kunstmatige intelligentie en vóór publicatie automatisch op bronnen gecontroleerd. Ziet u een fout, vraag dan om een correctie. Correctie of weerwoord aanvragen · Hoe we dit maken
