Iedereen hoorde wel al eens van zwarte gaten of rode reuzen of neutronensterren of… Dit zijn allemaal mogelijke eindstadia van sterren. Het eindstadium van een ster hangt bijna volledig af van zijn massa. Zo zullen zware sterren heel andere gedaantes aannemen dan lichte sterren. Een ster bereikt zijn eindstadium wanneer de brandstof in de ster opgebruikt is. In het begin is die brandstof waterstof, dan helium, en nog later de zwaardere elementen. Dit proces duurt tot de ster niet genoeg hitte meer produceert om voor kernreacties te zorgen. Dat is het moment waarop een ster 'sterft'.
Het einde van lichte sterren
Rode dwergen zijn sterren met een massa tussen 0,08 en 0,8 van die van de zon. Doordat ze zo'n kleine massa hebben, gebeurt de kernreactie van waterstof naar helium heel traag en weet eigenlijk nog niemand wat het eindstadium van deze sterren zal zijn. De levensduur van rode dwergen wordt geschat op zo’n 100 miljard jaar. Ze zijn niet met het blote oog zichtbaar.
Het einde van sterren met een massa zoals onze zon
Sterren met een massa tussen 0,8 en 3,5 keer die van onze zon kennen een heel ander verloop. Wanneer bij zo'n sterren al de waterstof in de kern verbrand is, begint de kern te krimpen. Daarbij komt veel energie vrij en de ster gaat feller stralen. De buitenste lagen van de ster zwellen op, en de ster wordt een rode reus. Dit is een periode waarbij de buitenste lagen van de ster heet genoeg zijn om koolstof te verbranden. Deze periode duurt zo’n 1 miljard jaar.
Wanneer in de kern alle helium is opgebrand, wordt de ster erg instabiel en worden de buitenste lagen weggeblazen. Op die manier ontstaat een planetaire nevel. De kern die overblijft, wordt een witte dwerg. Langzaamaan stoppen alle processen in deze witte dwerg, en wordt de ster een zwarte dwerg.
Het einde van zware sterren
Bij grote sterren van zo'n 10 zonmassa's, is de koolstofverbranding niet het einde. Deze sterren doven niet zomaar. Doordat steeds zwaardere elementen verbrand worden, loopt de temperatuur in de kern hoog op. Hierbij wordt de koolstof verbruikt voor de productie van verschillende elementen, zoals ijzeratomen in de kern. Deze kernreacties verbruiken meer energie dan ze voortbrengen. Ten gevolge hiervan zal de ster exploderen. De ster zal 100 miljoen maal helderder worden en meer dan de helft van de materie wordt de ruimte ingeslingerd. Dit is een supernova, waarbij er ook een nevel ontstaat (supernovaerest). Uit deze supernovaerest kan dan opnieuw een planeet of een ster ontstaan. De laatste supernovae die met het blote oog zichtbaar was, dateert van 1987 in de Grote Magelaanse wolk (GMW).
Na de supernova blijft er een compacte kern over. Deze implodeert door de explosie en interne zwaartekracht. De comprimerende krachten zijn zo groot dat de elektronen in de kern worden geperst en enkel nog neutronen overblijven. Dit eindstadium is een neutronenster. De massadichtheid van een neutronenster is zo groot dat een koffielepel materie 10 000 miljoen ton zou wegen. In 1930 werd het bestaan van neutronensterren al voorspeld maar pas in 1967 werden deze pas waargenomen. Astronomen ontdekten een reeks snel trillende radiobronnen, die pulsars werden genoemd. Later bleek dat deze pulsars niets anders waren dan snel ronddraaiende neutronensterren.
Bij nog zwaardere sterren van zo'n 50 zonmassa's gebeurt er nog iets anders. Hierbij implodeert de ster, maar de hoeveelheid materie blijft behouden. Bij het kleiner worden, wordt de zwaartekracht aan het oppervlak van de ster steeds groter en op een bepaald moment kan niets deze zwaartekracht nog tegenhouden. De ster implodeert tot een oneindig klein punt met een oneindige zwaartekracht en een oneindig grote massa. Dit stadium noemen we een zwart gat. Het is onmogelijk om een zwart gat direct te zien omdat er door de oneindige zwaartekracht geen licht uit kan ontsnappen. Er zijn echter goede redenen om te geloven dat zij bestaan.
