We zijn ons hele bestaan te danken aan de zon. Maar hoe zijn ze ontstaan?
Sterren beginnen als enorme wolken koude moleculaire waterstof en helium die overblijven na de oerknal. Deze enorme wolken kunnen honderden lichtjaren in doorsnee zijn en bevatten de grondstof voor duizenden of zelfs miljoenen keren de massa van onze zon. Naast de waterstof worden deze wolken gezaaid met zwaardere elementen van de sterren die lang geleden leefden en stierven. Ze worden in evenwicht gehouden tussen hun inwaartse zwaartekracht en de uitgaande druk van de moleculen. Uiteindelijk overwint een of andere kick dit evenwicht en zorgt ervoor dat de cloud instort.
Die schop kan komen van een nabijgelegen supernova-explosie, een botsing met een andere gaswolk of de drukgolf van de spiraalarmen van een sterrenstelsel die door het gebied gaan. Als deze wolk instort, breekt hij in kleinere en kleinere klonten, totdat er knopen zijn met ongeveer de massa van een ster. Naarmate deze gebieden warmer worden, voorkomen ze dat meer materiaal naar binnen valt.
In het midden van deze klonten begint het materiaal in hitte en dichtheid toe te nemen. Wanneer de uiterlijke druk tegen de zwaartekracht in trekt, wordt er een protoster gevormd. Wat er daarna gebeurt, hangt af van de hoeveelheid materiaal.
Sommige objecten verzamelen niet genoeg massa voor stellaire ontsteking en worden bruine dwergen - substellaire objecten die niet veel lijken op een echt grote Jupiter, die langzaam afkoelt over miljarden jaren.
Als een ster genoeg materiaal heeft, kan hij in zijn kern voldoende druk en temperatuur genereren om deuteriumfusie te starten - een zwaardere isotoop van waterstof. Dit vertraagt de ineenstorting en bereidt de ster voor op het ingaan van de echte hoofdreeksfase. Dit is het stadium waarin onze eigen zon zich bevindt en begint wanneer de waterstoffusie begint.
Als een protoster de massa van onze zon of minder bevat, ondergaat hij een proton-proton-kettingreactie om waterstof in helium om te zetten. Maar als de ster ongeveer 1,3 keer de massa van de zon heeft, ondergaat hij een koolstof-stikstof-zuurstofcyclus om waterstof om te zetten in helium. Hoe lang deze nieuw gevormde ster meegaat, hangt af van zijn massa en hoe snel hij waterstof verbruikt. Kleine rode dwergsterren kunnen honderden miljarden jaren meegaan, terwijl grote superreuzen hun waterstof binnen een paar miljoen jaar kunnen verbruiken en tot supernovae laten ontploffen. Maar hoe exploderen sterren en zaaien hun elementen rond het heelal? Dat is weer een aflevering.
We hebben veel artikelen over stervorming geschreven in Space Magazine. Hier is een artikel over stervorming in de Grote Magelhaense Wolk, en hier is nog een artikel over stervorming in NGC 3576.
Wil je meer informatie over sterren? Hier zijn de persberichten van Hubblesite over sterren en meer informatie van NASA's Imagine the Universe.
We hebben verschillende afleveringen van Astronomy Cast over sterren opgenomen. Hier zijn er twee die je misschien handig vindt: Aflevering 12: Waar komen babysterren vandaan en aflevering 13: Waar gaan sterren naartoe als ze sterven?
Bron: NASA
Podcast (audio): downloaden (duur: 3:03 - 2,8 MB)
Abonneren: Apple Podcasts | Android | RSS
Podcast (video): downloaden (50,5 MB)
Abonneren: Apple Podcasts | Android | RSS
