Das Universum es besteht aus viele verschiedene Arten von Sternen. Sie sehen möglicherweise nicht anders aus, wenn wir in den Himmel schauen und einfach Lichtpunkte sehen. Jeder Stern unterscheidet sich jedoch ein wenig vom nächsten und jeder Stern in der Galaxie durchläuft eine Lebensdauer, die das Leben eines Menschen im Vergleich dazu wie ein Blitz im Dunkeln aussehen lässt. Jeder hat ein bestimmtes Alter, einen Entwicklungspfad, der sich je nach Masse und anderen Faktoren unterscheidet. Ein Studienbereich in der Astronomie wird von der Suche nach einem Verständnis dafür dominiert, wie Sterne sterben. Dies liegt daran, dass der Tod eines Sterns eine Rolle bei der Bereicherung der Galaxie spielt, nachdem sie verschwunden ist.
Astronomen glauben, dass ein Stern sein Leben als Stern beginnt, wenn die Kernfusion in seinem Kern beginnt. An diesem Punkt wird es unabhängig von der Masse als a betrachtet Hauptsequenz Star. Dies ist eine "Lebensspur", in der der Großteil des Lebens eines Sterns gelebt wird. Unsere Sonne ist seit ungefähr 5 Milliarden Jahren in der Hauptsequenz und wird noch ungefähr 5 Milliarden Jahre bestehen bleiben, bevor sie sich in einen roten Riesenstern verwandelt.
Die Hauptsequenz deckt nicht das gesamte Leben des Sterns ab. Es ist nur ein Segment der Sternenexistenz, und in einigen Fällen ist es ein vergleichsweise kurzer Teil des Lebens.
Sobald ein Stern seinen gesamten Wasserstoffbrennstoff im Kern verbraucht hat, verlässt er die Hauptsequenz und wird zu einem roten Riesen. Abhängig von der Masse des Sterns kann er zwischen verschiedenen Zuständen oszillieren, bevor er schließlich entweder ein weißer Zwerg oder ein Neutronenstern wird oder in sich zusammenfällt, um ein Schwarzes Loch zu werden. Einer unserer nächsten Nachbarn (galaktisch gesehen), Betelgeuse befindet sich derzeit in der roten Riesenphase und wird voraussichtlich gehen Supernova zu jeder Zeit zwischen jetzt und den nächsten Millionen Jahren. In der kosmischen Zeit ist das praktisch "morgen".
Wenn massearme Sterne wie unsere Sonne das Ende ihres Lebens erreichen, treten sie in die rote Riesenphase ein. Dies ist eine etwas instabile Phase. Das liegt daran, dass ein Stern für einen Großteil seines Lebens ein Gleichgewicht zwischen seiner Schwerkraft, die alles ansaugen will, und der Hitze und dem Druck seines Kerns erfährt, die alles herausdrücken wollen. Wenn die beiden ausgeglichen sind, befindet sich der Stern im sogenannten "hydrostatischen Gleichgewicht".
In einem alternden Stern wird der Kampf härter. Das ÄußereStrahlung Der Druck von seinem Kern überwältigt schließlich den Gravitationsdruck des Materials, das nach innen fallen möchte. Dadurch kann sich der Stern immer weiter in den Weltraum ausdehnen.
Nach all der Ausdehnung und Zerstreuung der äußeren Atmosphäre des Sterns bleibt schließlich nur noch der Rest des Sternkerns übrig. Es ist eine schwelende Kugel aus Kohlenstoff und anderen verschiedenen Elementen, die beim Abkühlen leuchtet. Obwohl ein Weißer Zwerg oft als Stern bezeichnet wird, ist er technisch gesehen kein Stern, da er sich nicht unterzieht Kernfusion. Eher ist es ein Stern Rest, mögen ein schwarzer Loch oder ein Neutronenstern. Letztendlich ist es diese Art von Objekt, die in Milliarden von Jahren die einzigen Überreste unserer Sonne sein werden.
Ein Neutronenstern, wie ein weißer Zwerg oder Schwarzes Loch, ist eigentlich kein Stern, sondern ein Sternrest. Wenn ein massereicher Stern das Ende seines Lebens erreicht, erfährt er eine Supernova-Explosion. In diesem Fall fallen alle äußeren Schichten des Sterns auf den Kern und prallen dann in einem als "Rebound" bezeichneten Prozess ab. Das Material sprengt in den Weltraum und hinterlässt einen unglaublich dichten Kern.
Wenn das Material des Kerns fest genug zusammengepackt ist, wird es zu einer Masse von Neutronen. Eine Suppendose voller Neutronensternmaterial hätte ungefähr die gleiche Masse wie unser Mond. Die einzigen Objekte, von denen bekannt ist, dass sie im Universum mit einer größeren Dichte als Neutronensterne existieren, sind Schwarze Löcher.
Schwarze Löcher sind das Ergebnis sehr massereicher Sterne, die aufgrund der von ihnen erzeugten massiven Schwerkraft in sich zusammenfallen. Wenn der Stern das Ende seines Hauptsequenzlebenszyklus erreicht, treibt die folgende Supernova den äußeren Teil des Sterns nach außen und lässt nur den Kern zurück. Der Kern wird so dicht und vollgepackt sein, dass er noch dichter ist als ein Neutronenstern. Das resultierende Objekt hat eine so starke Anziehungskraft, dass nicht einmal Licht seinem Griff entgehen kann.