Lichte sterren evolueren langzamer en hebben hierdoor veel meer tijd nodig dan zware sterren. Lichte sterren hebben weliswaar veel minder brandstof, maar hun lichtkracht is ook veel lager, waardoor een lichte ster dus spaarzaam omgaat met zijn brandstof en het veel langer uithoudt met die brandstofvoorraad. Zo heeft een ster van 0.9 zonsmassa's (Mo) ongeveer een Hubble-tijd (de huidige leeftijd van het heelal, circa 13,6 miljard jaar) nodig om de hoofdreeks te doorlopen. Een ster van 0.8Mo is in dezelfde tijd pas halverwege de hoofdreeks (hij heeft nog de helft van de oorspronkelijke hoeveelheid waterstof in de kern) en een ster van 0.5Mo is nog nauwelijks veranderd sinds zijn ontstaan. Sterren tussen 0.08Mo en 0.5Mo worden rode dwergen of M-dwergen (naar hun spectraaltype) genoemd. Het zijn de lichtste sterren die de natuur produceert ('Sterren' lichter dan 0.08Mo hebben geen waterstofverbranding in de kern en worden daarom niet als echte sterren aangemerkt. Ze worden bruine dwergen genoemd.) en het zijn dus de sterren die het langzaamst evolueren. Iedere M-dwerg die ooit gevormd is, bestaat nu nog steeds, omdat er nog niet genoeg tijd is verstreken om de ster te laten evolueren. Zoals gezegd is het zelfs zo dat alle M-dwergen die we nu kunnen waarnemen vrijwel onveranderd zijn sinds hun ontstaan. M-dwergen zijn de meest voorkomende sterren, zowel vanwege het feit dat ze nog niet hebben kunnen verdwijnen, als vanwege het feit dat de natuur veel meer lichte dan zware sterren produceert. Doordat M-dwergen zo lichtzwak zijn, kunnen we ze niet op grote afstand waarnemen. Van de 137 sterren die het dichtst bij de Zon staan, zijn 95 (69%) M-dwergen, 19 K-dwergen, 6 G-dwergen, 1 F-subreus en 2 sterren van het spectraaltype A. Ondanks het feit dat een M-dwerg voor zijn evolutie dus meer tijd nodig heeft dan het heelal oud is, kunnen we met behulp van de theorie en computermodellen toch voorspellen hoe zo'n ster zal evolueren, als hij voldoende tijd krijgt. Figuur 1 laat een theoretisch Herzsprung-Russel-diagram zien voor een ster met een massa van 0.5Mo. Hierop zijn de oppervlaktetemperatuur en de lichtkracht van een modelster tegen elkaar uitgezet. De evolutie van een de ster begint op de Zero-Age Main Sequence, de ZAMS, in punt A, waar de waterstoffusie in de kern op gang komt en eindigt als helium witte dwerg in punt H, doordat de waterstofmantel van de ster door een sterwind is weggeblazen voordat heliumfusie op gang komt. Tabel 1 laat de verschillende eigenschappen van de ster zien op de verschillende punten. Een structuurdiagram voor het model is te zien in Figuur 2. |
 Figuur 1: Herzsprung-Russeldiagram (lichtkracht tegen effectieve oppervlaktetemperatuur) met de evolutie van een ster van 0.5Mo, van ZAMS to het witte dwerg stadium. De momenten in evolutie die in rood zijn aangegeven zijn terug te vinden in Tabel 1 en Figuur 2. De grijze gestippelde lijnen zijn lijnen van constante straal. |
| Punt | Omschrijving | Leeftijd | Massa | Straal | Lichtkracht | Teff |
| (Gjr) | (Mo) | (Ro) | (Lo) | (K) | ||
| A | Begin waterstoffusie in de kern | 0 | 0.5 | 0.46 | 0.039 | 3790 |
| B | Begin waterstoffusie in een schil | 117.31 | 0.499 | 0.68 | 0.126 | 4180 |
| C | Begin sterke sterwind | 135.23 | 0.497 | 2.06 | 1.64 | 4550 |
| D | Grootste deel van de mantel weggeblazen; ster begint te krimpen | 136.3325 | 0.418 | 68.4 | 598 | 3450 |
| E | Einde massaverlies; Planetaire nevel | 136.3350 | 0.3913 | 50.5 | 891 | 4440 |
| F | Begin koeling tot witte dwerg | 136.3352 | 0.3906 | 0.088 | 184 | 71800 |
| G | Einde laaste beetje kernfusie | 148.50 | 0.3904 | 0.0162 | 0.000048 | 3770 |
| H | Einde model: witte dwerg | 169.83 | 0.3904 | 0.0160 | 0.000008 | 2470 |
| Tabel 1: Gegevens van een ster van 0.5Mo in verschillende evolutiestadia. De punten A-H zijn terug te vinden in Figuren 1 en 2. De tijd is in gigajaren (Gjr), de massa in zonsmassa's (Mo), de straal in zonsstralen (Ro), de lichtkracht in zonslichtkrachten (Lo) en de effectieve oppervlaktetemperatuur in Kelvins. | ||||||
 Figuur 2: Structuurdiagram voor de evolutie van een ster van 0.5Mo. Horizontaal staat de tijd uitgezet in gigajaren (Gjr, miljarden jaren). Let op de sprongen bij 131 en 137 Gjr. Verticaal is de massacoordinaat in de ster uitgezet, 0 is het centrum van de ster, de witte lijn die op 0.5Mo begint geeft het oppervlak weer. We zien dus een doorsnede van de ster voor ieder moment in de evolutie. Grijze gebieden zijn convectiezones; gebieden waar opstijgende hete gasbellen voor het energietransport zorgen. Als gevolg hiervan wordt het gas daar grondig gemengd en heeft het gas een homogene samenstelling. De groene lijn geeft de grens van de heliumkern aan. Rode gearceerde gebieden zijn gebieden waar kernfusie plaatsvindt. De waterstoffusie in de kern tijdens de hoofdreeks is zo gering dat deze niet te zien is. Pas als zich een heliumkern gevormd heeft is de waterstoffusie in de schil zo grootschalig dat deze duidelijk zichtbaar wordt. De tijdstippen A-H in rood corresponderen met die van Figuur 1 en Tabel 1. Punten D, E en F vallen samen in deze figuur. |
|
Het is duidelijk uit de Figuren en Tabel dat het hier om een theoretische ster moet gaan, uit de totale levensduur
van het model: 170 gigajaar (Gjr, miljard jaar), meer dan tien keer de huidige leeftijd van het heelal. De evolutie van
de ster is als volgt: In punt A komt de waterstoffusie op gang en begint de evolutie van de ster. De ster heeft
oorspronkelijk dezelfde samenstelling als de Zon: 70% waterstof, 28% Helium en 2% overige stoffen, in de sterrenkunde
metalen genoemd. Zolang waterstof in de kern wordt gefuseerd tot helium bevindt de ster zich op de Hoofdreeks,
tussen punt A en B. In B raakt het waterstof in de kern op, de kern krimpt en waterstoffusie in een
schil om de heliumkern komt op gang. Met de waterstofschilfusie groeit de heliumkern en wordt de fusieschil steeds
dunner. De ster zet uit en neemt toe in lichtkracht: de ster evolueert de rode-reuzentak op. Als gevolg van de hoge
lichtkracht en lage oppervlaktezwaartekracht onstaat een sterke sterrenwind (C) die een groot deel van de waterstofmantel
van de oorspronkelijk 0.5Mo zware ster wegblaast. De precieze sterkte van deze wind
is een van de grote onzekerheden in de sterevolutie. De hier gekozen sterrenwind reduceert de massa van de ster tot
0.39Mo. Als vrijwel de gehele mantel van de ster is weggeblazen, blijft weinig meer dan de heliumkern over
D, waardoor de ster flink krimpt. Doordat het oppervlak van de ster dichter bij de kern komt, wordt dit ook veel
heter; in slechts 3 miljoen jaar krimpt de ster van 70Ro tot 0.1Ro. De temperatuur stijgt hierbij
van de 3500 graden van een rode reus tot de 72000 graden van een (lichte) centrale ster van een planetaire nevel (F).
Door de hoge temperatuur zendt de ster veel UV-straling uit. Dit UV doet de voormalige waterstofmantel, die nog om de
ster heen hangt, oplichten en we zien de ex-mantel als een planetaire nevel (E). De centrale ster koelt nu af,
ondanks dat er nog heel weinig waterstoffusie plaatsvindt tot G, in het begin snel, daarna steeds langzamer.
De structuur van de ster verandert niet meer. Figuur 1 laat zien dat het koelen van de witte dwerg bij constante straal
gebeurt.
De evolutie van een M-dwerg lijkt op die van de Zon, maar is vooral langzamer. Ook wordt de temperatuur in het centrum van een M-ster nooit hoog genoeg (maximaal 60 miljoen graden) om heliumfusie op gang te brengen waaruit dan koolstof en zuurstof gevormd worden. De minimumtemperatuur hiervoor ligt rond de 200 miljoen graden, en het centrum van de Zon zal ooit zo heet worden dat dit proces wel kan plaatsvinden. De Zon zal nog een extra lus door het HR-diagram maken, waarbij helium gefuseerd wordt in de kern, en een tweede maal de reuzentak opklimmen (deze keer de asymptotische reuzentak, asymptotic giant branch, AGB) tijdens de heliumschilfusie, alvorens de waterstof- en heliumverbrandingsschillen erg dicht bij elkaar komen, waardoor een instabiliteit wordt veroorzaakt die de ster zal later pulseren. Ook de Zon werpt haar waterstofmantel af, vormt een planetaire nevel en eindigt als een witte dwerg. Waar de M-dwerg een helium-witte dwerg oplevert, zal dat bij de Zon een koolstof-zuurstof-witte dwerg zijn. Stof voor later eens een pagina als deze over een 1Mo-ster. Waarschijnlijk ziet de evolutie van alle M-dwergen er zo uit, met als verschil dat we hier de meest massive en dus snelst evoluerende M-dwerg als voorbeeld hebben genomen. Sterren met lagere massa doen dus kwalitatief hetzelfde, zijn minder lichtsterk en hebben dus (nog) veel meer tijd nodig. |