thumb|300px|’n Kunstenaar se voorstelling van die lewensiklus van ’n sontipe ster, wat begin as ’n hoofreeksster links onder en dan uitsit deur die subdwerg- en reusesterfase totdat sy buitenste lae as ’n planetêre newel verdryf word (regs bo). thumb|300px|’n Kaart van sterevolusie.
Sterevolusie is die proses waardeur ’n ster met verloop van tyd verander. Na gelang van die massa van die ster, kan sy lewensduur verskil van ’n paar miljoen jaar vir die swaarste sterre tot biljoene jare vir die ligste sterre, wat aansienlik langer as die ouderdom van die heelal is. Die lewensduur van sterre hang van hulle massa af. Alle sterre ontstaan wanneer wolke gas en stof ineenstort; dit word dikwels newels of molekulêre wolke genoem. Oor miljoene jare stabiliseer hierdie protosterre in ’n toestand van ewewig en word hulle wat ’n mens ’n hoofreeksster noem.
Kernfusie dryf ’n ster vir die grootste deel van sy bestaan aan. Die energie word aanvanklik opgewek deur die fusie van waterstofatome in die hoofreeksster se kern. Later, wanneer die meeste atome in die kern heliumatome is, begin sterre soos die Son om waterstof in ’n sferiese skil om die kern te verbrand. Dié proses veroorsaak dat die ster stadigaan groter word en deur ’n subreusefase gaan totdat dit ’n rooireus word. Sterre met minstens die helfte van die Son se massa kan ook begin om energie op te wek deur die fusie van helium in hulle kern, terwyl sterre met ’n groter massa swaarder elemente in ’n reeks konsentriese skille kan verbrand. Sodra ’n ster soos die Son al sy kernbrandstof opgebruik het, stort sy kern ineen in ’n digte witdwerg en word die buitenste lae verdryf as ’n planetêre newel. Sterre met ’n massa van omtrent 10 of meer keer dié van die Son kan as ’n supernova ontplof wanneer hulle onaktiewe kerns instort in ’n uiters digte neutronster of swartkolk. Hoewel die heelal nog nie oud genoeg is dat enige van die kleinste rooidwerge die einde van hulle bestaan bereik het nie, dui modelle daarop dat hulle stadigaan helderder en warmer sal word voordat hulle waterstof opraak en hulle witdwerge met ’n klein massa sal word.
Sterevolusie word nie bestudeer deur na die verloop van ’n enkele ster te kyk nie omdat veranderings in sterre te stadig plaasvind om waar te neem, selfs oor baie eeue. Astrofisici verstaan eerder hoe sterre evolueer deur talle sterre in verskeie fases van hulle bestaan waar te neem en deur die simulasie van sterstrukture deur middel van rekenaarmodelle.
Ontstaan van ’n ster thumb|300px|’n Eenvoudige voorstelling van die fases van sterevolusie.
Protoster Sterevolusie begin met die swaartekraginstorting van ’n reusagtige molekulêre wolk. Tipiese reusagtige molekulêre wolke is rofweg 100 ligjare in deursnee en bevat tot 6 miljoen sonmassas. Terwyl dit instort, breek dit op in al hoe kleiner dele. In elk van hierdie dele laat die instortende gas swaartekragenergie as hitte vry. Namate die temperatuur en druk toeneem, kondenseer dit in ’n roterende sfeer van superwarm gas bekend as ’n protoster.
’n Protoster hou aan groter word deur die akkresie van gas en stof van die molekulêre wolk en word ’n voor-hoofreeksster terwyl dit sy finale massa bereik. Verdere ontwikkeling word deur sy massa bepaal. Massa word gewoonlik gemeet aan die massa van die Son: 2 × 1030 kg beteken (sonmassa).
Protosterre word deur stof omhul en is dus makliker sigbaar by infrarooigolflengtes. Waarnemings met die Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) is veral belangrik om talle protosterre in die Melkweg en hul moedersterreswerms waar te neem.Majaess, D. (2013). Discovering protostars and their host clusters via WISE, ApSS, 344, 1 (VizieR catalog)
Bruindwerge en substellêre voorwerpe Protosterre met ’n massa van minder as rofweg bereik nooit temperature wat hoog genoeg is dat kernfusie van waterstof kan begin nie. Hulle is bekend as bruindwerge. Die Internasionale Astronomiese Unie definieer bruindwerge as sterre met ’n groot genoeg massa om die een of ander tyd in hul bestaan deuterium (waterstof-2) te verbrand (13 jupitermassas, 2,5 x 1028 kg of ). Voorwerpe kleiner as (jupitermassas) word as subbruindwerge geklassifiseer (maar as hulle om ’n ander stellêre voorwerp wentel, word hulle as planete geklassifiseer). Albei tipes, of hulle deuterium verbrand of nie, skyn dofweg en sterf stadigaan weg terwyl hulle oor honderdmiljoene jare afkoel. thumb|links|230px|’n Digte sterreveld in die Boogskutter.
Hoofreeks
In ’n protoster met ’n groter massa sal die temperatuur in die kern eindelik 10 miljoen kelvin (K) bereik. Dit sal die proton-proton-kettingreaksie aan die gang sit wat waterstof laat saamsmelt, eers tot deuterium en dan tot helium. Die begin van dié kernfusie lei relatief gou tot ’n hidrostatiese ewewig waarin energie wat deur die kern vrygestel word, ’n hoë gasdruk handhaaf wat die gewig van die ster se materie sal uitbalanseer en verdere swaartekraginstorting sal verhoed. Die ster ontwikkel dus vinnig tot ’n stabiele toestand, en daarmee begin die hoofreeksfase van sy sterevolusie.
’n Nuwe ster sal op ’n spesifieke punt op die hoofreeks van die Hertzsprung-Russell-diagram lê, met sy spektraalklas wat afhang van sy massa. Klein, relatief koue rooidwerge met ’n klein massa sal waterstof stadig verbrand en honderdmiljarde jare of langer in die hoofreeks bly, terwyl swaar, warm O-tipe sterre die hoofreeks ná net ’n paar miljoen jaar sal verlaat. ’n Mediumgroot G-tipe ster soos die Son sal sowat 10 miljard jaar in die hoofreeks bly. Die Son is vermoedelik in die helfte van sy hoofreeksbestaan.
duimnael|300px|Die evolusiespore van sterre met verskillende aanvanklike massas op die Hertzsprung-Russell-diagram. Die spoor begin sodra die ster na die hoofreeks geëvolueer het en eindig wanneer kernfusie eindig (vir swaar sterre) of aan die einde van die rooireusetakfase (vir sterre van 1 of minder sonmassa). Die Son sal ’n rooireus (RR) word nadat sy hoofreeksfase geëindig het voordat dit verder uitsit met die asimptotiese reusetak (ART) langs; dit sal die laaste fase wees waarin die Son fusie ondergaan.
Ontwikkelde sterre Eindelik sal die waterstof in die ster se kern uitgeput wees en sal die ster weg van die hoofreeks af begin evolueer. Sonder die uitwaartse druk wat deur die fusie van waterstof teweeggebring word en swaartekrag teenwerk, sal die kern inkrimp totdat óf die druk van elektronontaarding groot genoeg word om die swaartekrag teen te werk óf die kern warm genoeg word (sowat 100 MK) sodat heliumfusie kan begin. Watter een van dié twee plaasvind, hang van die ster se massa af.
Sterre met ’n klein massa Wat gebeur wanneer ’n ster met ’n klein massa ophou om energie deur fusie op te wek is nog nie regstreeks waargeneem nie; die heelal is sowat 13,8 miljard jaar oud, wat korter is as die tyd wat nodig is dat fusie in sulke sterre ophou.
Onlangse astrofisiese modelle dui daarop dat rooidwerge van van 6 biljoen tot 12 biljoen jaar in die hoofreeks kan bly terwyl hulle stelselmatig warmer en helderder word. Dit sal verskeie honderdmiljarde jare duur voordat hulle stadig in ’n witdwerg begin instort. Sulke sterre sal nie rooireuse word nie omdat die hele ster ’n konveksiesone is en dit nie ’n ontaarde (gedegenereerde) heliumkern sal ontwikkel met ’n skil wat waterstof verbrand nie. In plaas daarvan sal waterstoffusie voortduur totdat feitlik die hele ster uit helium bestaan.
230px|links|thumb|Die interne struktuur van hoofreekssterre. Konveksiesones se siklusse word met pyle aangedui en stralingsones met rooi blitse. Van links af is ’n rooidwerg met ’n klein massa; ’n mediumgroot geeldwerg; en ’n swaar blouwit hoofreeksster.
Sterre met ’n effens groter massa word wel rooireuse, maar hulle heliumkerns is nie swaar genoeg om die temperatuur te bereik waar heliumfusie begin nie; hulle bereik dus nooit die bopunt van die rooireusetak nie. Wanneer waterstoffusie in ’n skil om die kern ophou, sal hierdie sterre regstreeks van die rooireusetak af wegbeweeg en ’n witdwerg word. ’n Ster met ’n aanvanklike massa van sowat sal temperature bereik wat hoog genoeg is dat heliumfusie kan begin. Hierdie "mediumgroot" sterre vorder na fases van evolusie verder as die rooireusetak.
Mediumgroot sterre thumb|links|230px|Die evolusiespoor van ’n ster met ’n massa en metaalinhoud soortgelyk aan dié van die Son, van die hoofreeks na post-ART. Sterre van rofweg tot word rooireuse, wat groot niehoofreekssterre van spektraalklas K of M is. Rooireuse lê aan die regtersy van die Hertzsprung-Russell-diagram vanweë hulle rooi kleur en groot ligsterkte. Voorbeelde sluit in Aldebaran in die sterrebeeld Bul en Arcturus in die sterrebeeld Veewagter.
Mediumgroot sterre is rooireuse gedurende twee verskillende fases van hul evolusie ná die hoofreeks: op die rooireusetak, wanneer hulle onaktiewe heliumkerns en waterstofverbrandende skille het; en op die asimptotiese reusetak, wanneer hulle onaktiewe koolstofkerns en heliumverbrandende skille binne die waterstofverbrandende skille het. Tussen dié twee fases lê sterre ’n tyd lank op die horisontale tak met ’n heliumverbrandende kern. Baie van laasgenoemde sterre neig om saam te bondel aan die koel punt van die horisontale tak as K-tipe reuse; daar word na hulle verwys as rooiklontreuse.
Subreusefase Wanneer die waterstof in ’n ster se kern uitgeput is, verlaat dit die hoofreeks en begin waterstof in ’n skil buite die kern verbrand. Die kern se massa neem toe terwyl die skil meer helium vervaardig. Na gelang van die massa van die heliumkern, hou dié proses verskeie miljoene tot een of twee miljard jaar aan terwyl die ster uitsit en afkoel tot ’n soortgelyke of effens kleiner ligsterkte as toe dit in die hoofreeks was. Eindelik ontaard die kern, in sterre van omtrent die Son se massa, of die buitenste lae koel soveel af dat hulle deursigtig word, in sterre met ’n groter massa. Enigeen van dié veranderings bring mee dat die waterstofskil se temperatuur en die ster se ligsterkte toeneem, en dan beweeg die ster na die rooireusetak.
Rooiseusetak Die uitsittende buitelae van die ster is konvektief, met die materiaal wat gemeng word deur turbulensie van naby die brandende streke na die ster se oppervlak. Tot in dié stadium het die verbrande materiaal in die meeste sterre, behalwe dié met die kleinste massa, diep in die ster se binnekant gebly; dus maak die konvekterende omhulling fusieprodukte vir die eerste keer op die ster se oppervlak sigbaar. In hierdie stadium is die resultate subtiel; die grootste gevolge is veranderings aan die isotope van waterstof en helium, wat onwaarneembaar is.
Die heliumkern hou aan groei op die rooireusetak. Dit is nie meer in termiese ewewig nie en word dus warmer, wat meebring dat die tempo van fusie in die waterstofskil toeneem. Die ster se ligsterkte neem toe terwyl dit na die bokant van die rooireusetak beweeg. Sterre op dié tak met ’n ontaarde heliumkern bereik die bopunt met baie soortgelyke kernmassas en ligsterktes, hoewel die rooireuse met ’n groter massa warm genoeg word om voor daardie punt heliumfusie te begin.
Horisontale tak In die heliumkern van sterre met ’n massa van tussen en sal heliumfusie binne dae met ’n heliumflits begin. In die nie-ontaarde kern van sterre met ’n groter massa begin heliumfusie relatief stadig, sonder ’n flits. Die kernkrag wat vrygestel word gedurende die heliumflits is baie groot, sowat 108 keer die ligsterkte van die Son vir ’n paar dae en 1011 keer die Son se ligsterkte (rofweg die ligsterkte van die Melkweg) vir ’n paar sekondes. Die energie word egter verbruik deur die termiese uitsetting van die aanvanklik ontaarde kern en kan dus nie van buite die ster gesien word nie. Vanweë die uitsetting van die kern neem die waterstoffusie in die skille en die totale energie-ontwikkeling af. Die ster krimp, hoewel nie tot die grootte van sy hoofreeksfase nie, en dit beweeg na die horisontale tak. Sy radius neem stelselmatig af en sy oppervlaktemperatuur neem toe.