Hoe wordt een ster geboren?

Het heelal is een wonderbaarlijke plaats waar er zich vele processen voordoen die alle verbeelding tarten. Eén van deze magische verschijnselen is de geboorte van een ster. Hier vormen hoog energetische kernfusies de basis van dit alles.

De geboorte van een ster

• Nebulas
• Het belang van de zwaartekracht
• De nucleaire fusie
• Hoe lang zal de ster in leven blijven?

Nebulas

Nebulas zijn enorme interstellaire gas- en stofwolken, waarvan de doorsnede vele lichtjaren groot is. Zij vormen de geboorteplaats van de sterren. Ze bevatten genoeg kosmisch stof om duizenden sterren, die zo groot zijn als onze Zon, te produceren. Dit stof is voornamelijk opgebouwd uit twee moleculen: waterstof en helium. Daarnaast worden er ook grotere, en meer complexe, moleculen terug gevonden in de nebulae. Vaak zijn deze moleculen overblijfselen van oudere sterren die ontploften in een proces dat een supernova wordt genoemd.

Het belang van de zwaartekracht

Door onregelmatigheden in de densiteit van de interstellaire gaswolken gaat de zwaartekracht ter hoogte van deze regio’s een vrije rol spelen. De aanwezige gasmoleculen worden dichter naar elkaar toegetrokken, waardoor ze hun potentiële energie verliezen. Dit verlies aan energie resulteert in een stijging van de temperatuur.
Naarmate er steeds meer en meer gasmoleculen naar elkaar worden toegetrokken, zal de temperatuur blijven stijgen. Uiteindelijk zal de enorme gaswolk opgesplitst worden in kleinere nebulae, die elk aanleiding geven tot de vorming van een ster.

De nucleaire fusie

In het centrum van de gaswolken worden de deeltjes meer naar elkaar toegetrokken dan in de buitenste regionen. Dit zorgt ervoor dat de gehele wolk begint te roteren aan een exponentiële snelheid. Wanneer de temperatuur in de kern van de nebula 1727°C bereikt, vallen de waterstof moleculen uiteen in waterstof atomen. Uiteindelijk wordt er een roterende massa aan gas met een enorme temperatuur bekomen, waarvan de kern voortdurend ineenstort. Dit vroege stadium in de geboorte van een ster wordt ook wel een protoster genoemd.

De verdere evolutie van de ster is afhankelijk van de massa van de protoster. Zo zullen protosterren met een massa kleiner dan deze van de Zon nooit de temperaturen voor kernfusie kunnen bereiken. Deze sterren worden ook bruine dwergen genoemd. Wanneer hun massa echter wel groot genoeg is, zal de temperatuur in de kern uiteindelijk stijgen tot 10 miljoen graden Celsius. Bij deze temperatuur treedt er een kernfusie op van waterstof tot helium en deuterium. Deze nucleaire fusiereacties zenden energie uit die zorgt voor een gravitationele druk die de inwerking van de zwaartekracht op de ster tegenwerkt. Als gevolg hiervan treedt er een evenwicht op tussen de gravitionele druk en de zwaartekracht, waardoor de ster volledig in balans is.

Wanneer de ster terecht is gekomen in deze staat van balans, zal ze, afhankelijk zijn massa, verder evolueren. Zo zullen kleine sterren die waterstof slechts geleidelijk aan fuseren veel trager evolueren dan zware sterren.

Hoe lang zal de ster in leven blijven?

De levensduur van een ster is afhankelijk van de hoeveelheid gas die er zich in de kern bevindt. Wanneer deze gasvoorraad opraakt, is er geen brandstof meer voor de verschillende kernfusies. Bijgevolg komt er een eind aan het evenwicht tussen de gravitationele druk en de zwaartekracht, en zal de ster in elkaar storten.

Lees verder

• Wat is een multiversum?
• Wormgaten: sciencefiction of realiteit?
• Zou het universum eigenlijk niet mogen bestaan?
• De grootste objecten in het heelal