Bedenk eens hoe de kleur van een stuk metaal verandert met de temperatuur. Een gloeispiraal van een elektrisch fornuis begint zwart, maar met meer warmte begint hij dof rood te gloeien. Met meer warmte wordt de gloeispiraal helderder rood, dan oranje. Bij extreem hoge temperaturen wordt de gloeispiraal geelwit, of zelfs blauwwit (het is moeilijk voor te stellen dat een gloeispiraal van een fornuis zo heet wordt). De kleur van een ster wordt ook bepaald door de temperatuur van het oppervlak van de ster. Relatief koele sterren zijn rood, warmere sterren zijn oranje of geel, en extreem hete sterren zijn blauw of blauwwit.Kleur is de meest gebruikelijke manier om sterren in te delen. In de onderstaande tabel is het classificatiesysteem weergegeven. De klasse van een ster wordt aangegeven met een letter. Elke letter komt overeen met een kleur, en ook met een temperatuurbereik. Merk op dat deze letters niet overeenkomen met de kleurnamen; ze zijn overgebleven van een ouder systeem dat niet meer wordt gebruikt. Voor de meeste sterren houdt de oppervlaktetemperatuur ook verband met de grootte. Grotere sterren produceren meer energie, dus zijn hun oppervlakken heter. Deze sterren neigen naar blauwachtig wit. Kleinere sterren produceren minder energie. Hun oppervlak is minder heet en dus neigen ze naar gelig.

Zoals NASA opmerkt, hebben sterren een levenscyclus die vergelijkbaar is met de levenscyclus van een levend wezen: ze worden geboren, groeien, veranderen in de loop van de tijd en sterven uiteindelijk. De meeste sterren veranderen tenminste één keer in hun leven van grootte, kleur en klasse. Wat sterrenkundigen weten over de levenscyclus van sterren is te danken aan gegevens die zijn verzameld met visuele, radio- en röntgentelescopen. Klik hier voor meer informatie over stervorming van de Europese Ruimtevaartorganisatie (ESA).

De hoofdreeks

Tijdens het grootste deel van het leven van een ster wordt door kernfusie in de kern helium uit waterstof gemaakt. Een ster in deze fase is een hoofdreeksster. Deze term komt van het Hertzsprung-Russell-diagram dat hier is afgebeeld. Bij sterren op de hoofdreeks staat de temperatuur in direct verband met de helderheid. Een ster bevindt zich op de hoofdreeks zolang hij in staat is de inwaartse kracht van de zwaartekracht in evenwicht te houden met de uitwaartse kracht van de kernfusie in zijn kern. Hoe massiever een ster, hoe meer waterstofbrandstof hij moet verbranden om instorting door zwaartekracht te voorkomen. Omdat ze meer brandstof verbranden, hebben massievere sterren hogere temperaturen. Massieve sterren hebben ook sneller geen waterstof meer dan kleinere sterren. Onze zon is al ongeveer 5 miljard jaar een hoofdreeksster en zal nog ongeveer 5 miljard jaar op de hoofdreeks blijven. Zeer grote sterren blijven misschien maar 10 miljoen jaar op de hoofdreeks. Zeer kleine sterren kunnen tientallen tot honderden miljarden jaren meegaan.

Rode reuzen en witte dwergen

Als een ster zijn waterstof begint op te gebruiken, smelt hij heliumatomen samen tot zwaardere atomen, zoals koolstof. Een blauwe reuzenster heeft zijn waterstofbrandstof opgebruikt en bevindt zich in een overgangsfase. Wanneer de lichte elementen grotendeels zijn opgebruikt, kan de ster de zwaartekracht niet langer weerstaan en begint hij naar binnen in te storten. De buitenste lagen van de ster groeien naar buiten en koelen af. De grotere, koelere ster wordt rood van kleur en wordt daarom een rode reus genoemd. Uiteindelijk verbrandt een rode reus al het helium in zijn kern. Wat er daarna gebeurt, hangt af van hoe massief de ster is. Een typische ster, zoals de zon, stopt helemaal met fuseren. Door de ineenstorting van de zwaartekracht krimpt de kern van de ster tot een wit, gloeiend object ter grootte van de aarde, dat een witte dwerg wordt genoemd. Een witte dwerg zal uiteindelijk uitsterven.

Superreuzen en Supernova’s

Een ster die geen helium meer heeft, zal zijn leven op veel dramatischer wijze beëindigen. Wanneer zeer massieve sterren de hoofdreeks verlaten, worden ze rode superreuzen. In tegenstelling tot een rode reus, gaat de fusie in een rode superreus door wanneer al het helium op is. Lichtere atomen smelten samen tot zwaardere atomen, tot ijzeratomen aan toe. Het ontstaan van elementen zwaarder dan ijzer door fusie kost meer energie dan het oplevert, dus vormen sterren normaal gesproken geen zwaardere elementen. Wanneer de ster geen elementen meer kan smelten, bezwijkt de kern onder de zwaartekracht en stort in, waarbij een hevige explosie ontstaat die een supernova wordt genoemd. Een supernova-explosie bevat zoveel energie dat atomen kunnen samensmelten tot zwaardere elementen, zoals goud, zilver en uranium. Een supernova kan gedurende korte tijd even helder schijnen als een heel sterrenstelsel. Alle elementen met een atoomnummer hoger dan dat van lithium zijn ontstaan door kernfusie in sterren.

Nutronensterren en zwarte gaten

Na een supernova-explosie is het overgebleven materiaal in de kern extreem dicht. Als de kern minder dan ongeveer vier keer zo zwaar is als de zon, wordt de ster een neutronenster. Een neutronenster bestaat bijna volledig uit neutronen, relatief grote deeltjes die geen elektrische lading hebben.Als de kern die overblijft na een supernova meer is dan ongeveer vijf keer de massa van de zon, stort de kern in elkaar tot een zwart gat. Zwarte gaten zijn zo dicht dat zelfs licht niet aan hun zwaartekracht kan ontsnappen. Omdat er geen licht is, kan een zwart gat niet rechtstreeks worden waargenomen. Maar een zwart gat kan wel worden geïdentificeerd aan de hand van het effect dat het heeft op voorwerpen eromheen, en aan de hand van straling die aan de randen naar buiten lekt. De video linksonder laat zien hoe het zou zijn om een supernova waar te nemen, terwijl de andere TED Talk gaat over de jacht op zwarte gaten.