De beginfase van alle sterren, ook onze zon, begint wanneer een dichte regio in een nevel begint te krimpen en op te warmen. Dit is meestal het gevolg van een van de vele gebeurtenissen die kunnen leiden tot het ineenstorten van een moleculaire wolk door de zwaartekracht. Dit kan gebeuren door galactische botsingen of door een verwoestende supernova-explosie in de buurt, waarbij gescheurde materie met zeer hoge snelheid in de wolken terechtkomt. Elk van deze stellaire kraamkamers kan enkele tientallen tot duizenden sterren vormen.

Om een ster als onze zon te vormen, die een doorsnede heeft van 1.391.000 kilometer, is een verzameling gas en stof nodig die honderd keer zo groot is als ons zonnestelsel. Dit is nog maar het begin. Zodra zo’n grote hoeveelheid gas en stof samenklontert, vormen ze wat wij een protoster noemen. Een object wordt als een protoster beschouwd zolang er nog materiaal naar binnen valt. Voor onze zon en voor sterren met dezelfde massa zou de protosterfase na ongeveer 100.000 jaar afgelopen zijn. Daarna stopt de protoster met groeien en wordt de schijf van materiaal eromheen vernietigd door straling.

Als de protoster er niet in geslaagd is voldoende massa te verwerven, ontstaat er een bruine dwerg. Deze arme kereltjes zijn substellaire objecten die niet in staat zijn waterstoffusiereacties in hun kern in stand te houden, omdat ze niet genoeg massa hebben. Hoofdreekssterren hebben hier geen last van, maar bruine dwergen wel. Eenvoudig gezegd: een bruine dwerg is te groot om een planeet te worden genoemd, en te klein om een ster te worden genoemd. Tot 1995 waren ze slechts een theoretisch concept. Nu denkt men echter dat er voor elke zes sterren een bruine dwerg is.

Als de ster groot genoeg is om waterstofatomen tot helium te laten smelten, komt hij in de fase waarin onze zon zich bevindt, de zogeheten hoofdreeksfase. Een ster zal het grootste deel van zijn leven in de hoofdreeksfase doorbrengen. Op dat moment verandert waterstof door kernfusie in helium. De ster is alleen stabiel omdat de lichtdruk van deze energie de instorting van de zwaartekracht van de ster compenseert.

Ongeveer negen van de tien sterren in het heelal zijn hoofdreekssterren. Deze sterren kunnen variëren van ongeveer een tiende van de massa van onze zon tot wel 200 keer zo zwaar, en hoe lang een ster in de hoofdreeksfase blijft, hangt af van zijn grootte. Een ster met een grotere massa heeft misschien meer materiaal om mee te spelen, maar hij zal sneller verbranden door de hogere kerntemperaturen als gevolg van de grotere zwaartekracht. Een ster ter grootte van onze zon zal ongeveer 10 miljard jaar in deze fase doorbrengen, maar een ster die 10 keer zo groot is als de onze zal slechts 20 miljoen jaar in deze fase blijven.

Na de hoofdreeksfase wordt de ster een rode reus. Een rode reus is een stervende ster in een van de laatste fasen van de sterevolutie. Over een paar miljard jaar zal onze zon sterven en uitdijen, waarbij de binnenplaneten en misschien zelfs de aarde zullen worden opgeslokt (maak je geen zorgen; wij zullen al een paar miljard jaar eerder zijn uitgestorven. Als het ons lukt om nog een miljard jaar te overleven, zal de temperatuur van het aardoppervlak veel te heet worden voor ons mensen)

Nadat sterren stoppen met het omzetten van waterstof in helium via kernfusie, zal de zwaartekracht het overnemen. Vanaf hier gaat het alleen maar bergafwaarts, vrees ik. Rode reuzensterren bereiken een diameter van 100 miljoen tot 1 miljard kilometer, 100 tot 1.000 keer zo groot als de huidige zon. De energie van de ster wordt over een groter gebied verspreid, zoals de pixels wanneer men een rasterafbeelding uitzet. Hierdoor wordt de ster in feite koeler en bereikt slechts iets meer dan de helft van de warmte van de zon. Door deze temperatuursverandering gaan sterren meer naar het rode deel van het spectrum schijnen; hieraan dankt een rode reus zijn naam.

Waar een ster vanaf dit punt heen gaat, hangt af van zijn grootte. Laten we beginnen met de minder gewelddadige optie. Kleinere sterren, tot ongeveer acht keer de massa van onze zon, kunnen een witte dwerg worden. Deze oude stellaire overblijfselen zijn ongelooflijk dicht. Een theelepel van hun materie zou op aarde evenveel wegen als een olifant – dat is 5,5 ton in één ongelooflijk sterke theelepel. De straal van een witte dwerg is slechts 0,01 maal die van onze zon, maar de massa is ongeveer even groot. Door te schatten hoe lang een witte dwerg al afkoelt, krijgen astronomen meer inzicht in hoe oud het heelal eigenlijk is.

Na een onvoorstelbare hoeveelheid tijd – tientallen of zelfs honderden miljarden jaren – koelt een witte dwerg af tot hij een zwarte dwerg wordt, die onzichtbaar zijn omdat ze uitzenden bij dezelfde temperatuur als de microgolfachtergrond. Gezien de leeftijd van het heelal en wat we weten over zijn oudste sterren, zijn er geen zwarte dwergen bekend.

Aternatief zal een ster met ten minste acht zonsmassa’s een veel gewelddadiger, maar veel mooiere dood sterven. Massieve sterren kunnen een supernova creëren als hun brandstof op is. Voor hen is het beter om met een knal te sterven dan te verdwijnen. Wanneer supernova’s exploderen, slingeren ze hun ingewanden de ruimte in met snelheden van 9000 tot 25.000 kilometer per seconde.

Deze ontploffingen produceren een groot deel van het materiaal in het heelal, waaronder een aantal zware elementen zoals ijzer, die helpen om zowel onszelf als onze planeet te vormen, dus dragen wij allemaal de overblijfselen van deze explosies in ons lichaam. Zoals Neil deGrasse Tyson het zegt: “Het is letterlijk waar dat we sterrenstof zijn.” De cyclus begint opnieuw, met een nieuwe generatie sterren, en uit het achtergebleven sterrenstof worden op dezelfde manier nieuwe sterren geboren.

Dat betekent niet dat het einde van de weg is voor wat er van de ster overblijft. Na de supernova-explosie blijft de kern van de ster achter in de vorm van een zwart gat of een neutronenster, die beide ongelooflijk destructief en gewelddadig mooi zijn. Neutronensterren zijn moeilijk te vinden en zijn zeer mysterieuze objecten. Ze zijn misschien maar zo groot als een stad, maar laat dat je niet misleiden, met deze objecten valt niet te spotten. Ze zijn extreem dicht: als je de massa van onze zon neemt, die verdubbelt en dan krimpt tot de grootte van Los Angeles, dan is dat ongeveer hoe dicht een neutronenster is. Een kubieke meter van een neutronenster zou iets minder dan 400 miljard ton wegen. Al die dichtheid maakt hun oppervlaktezwaartekracht werkelijk immens.

Aternatief kan wat overblijft na de supernova een zwart gat worden. Zwarte gaten trekken letterlijk de ruimte om zich heen naar zich toe. Ze moeten een enorme hoeveelheid massa in een ongelooflijk kleine ruimte hebben om de vereiste zwaartekracht te hebben om licht naar zich toe te trekken. Om dit in perspectief te plaatsen: om van de aarde een zwart gat te maken, zou de hele planeet moeten worden samengeperst tot de grootte van een erwt! Deze mysterieuze en angstaanjagende objecten kunnen de tijd vertragen en je in stukken scheuren en niets kan ontsnappen aan de greep van een zwart gat wanneer het zijn event horizon bereikt. Alle materie die op zijn pad komt, wordt nooit meer gezien. Ze zijn de speelplaatspestkoppen van het heelal, maar anders dan speelplaatspestkoppen, zijn we misschien van ze afhankelijk om te leven. Sommige onderzoekers denken dat zwarte gaten helpen bij het maken van de elementen, omdat ze materie afbreken tot subatomaire deeltjes.

Uw en ik, en alles om ons heen, zijn opgebouwd uit deze deeltjes. We danken ons leven aan de sterren. Of ze nu groot of klein, jong of oud zijn, je kunt niet ontkennen dat sterren tot de mooiste en meest poëtische objecten van de hele schepping behoren. De volgende keer dat je naar de sterren kijkt, bedenk dan dat ze allemaal zo zijn geschapen en zo zullen sterven.