Hoe kunnen sterren ontstaan in het heelal?

Sterren worden geboren als enorme gaswolken, die bijna helemaal bestaan uit waterstof. Omdat het gas uiterst ijl is, is de doorsnede van de wolk in het begin ongeveer één lichtjaar (9.470.000.000.000 km). Tussen de atomen onderling is er een aantrekkingskracht die de enorme waterstofwolk steeds dichter bij elkaar brengt. Zo wordt de proto-ster geleidelijk aan kleiner. en het leven van de ster is begonnen.

Vanwaar komt deze energie?

Wanneer atomen ver van elkaar staan hebben zij deze zogenaamde zwaartekracht-energie. Dit is een soort energie die verdwijnt wanneer de atomen dichter op elkaar worden gedrukt. Energie kan steeds worden omgezet in andere energie, maar er zal nooit energie verloren gaan.

In zo'n geval wordt er kinetische energie gegeven aan de atomen, om hen sneller te doen bewegen. Deze bewegen in het begin zo snel dat hun temperatuur overeen komt van 10.000° C. Omdat er niets is tussenin de grote ruimten, is het verhittingseffect zeer klein, omdat deze beperkt is tot de atomen.

Wat doet de proto-ster?

De proto-ster wordt door de enorme ijle wolk gecondenseerd en wordt zo een ster. Doordat de aantrekkingskracht die werkt tussen waterstof-atomen hen dichter bij elkaar trekt. Door het samentrekken van de waterstof-atomen, neemt de kinetische energie toe.

De atomen worden heter en gaan sneller beginnen bewegen, waardoor deze botsen op andere atomen. Zoals de proto-ster zich samentrekt tot een veel dichtere waterstofwolk, die een bol werd van slechts 1.300.000 km, en zo uitgroeiden tot de zon...

Op dat moment was zij ongeveer 70 miljoen jaar oud. Zij had waarschijnlijk ondertussen het leven gegeven aan vele planeten, die zouden worden gevormd uit delen van de gaswolk.

Na de zojuist samengetrokken atomen in de kern van de ster, zijn deze zo energierijk dat hun temperatuur een miljoen graden nadert. Nu legt de ster zich neer bij een gelijkmatige en veel langzamere ontwikkeling, die zoals 90% van haar actieve leven zal beslaan.

Zo worden de waterstof-atomen geleidelijk opgebouwd tot zwaardere elementen in thermo-neucleaire reacties

Wat is de middelbare leeftijd van de ster?

Dit is moeilijk in te schatten. Het proton, dat de de kern is van de waterstof-atoom en tevens de belangrijkste bouwsteen waaruit de kernen van alle elementen kunnen worden gemaakt.

De waterstofgas is geïoniseerd bij de enorm hoge temperatuur in de kern van de ster: de protonen zijn gescheiden van de elektronen. Doordat enkele patronen elkaar voldoende aantreffen, kunnen deze aan elkaar vastzitten.

Hierdoor zenden ze een positief elektron uit en worden ze tot zware waterstof of deuterium (een proton en een neutron). Een proton kan in een neutron veranderen in kernprocessen, onder uitzending van een positief elektron (een poriton).

Dan wordt er voorraad van het zwaardere helium-isotoop (twee patronen, twee neutronen) opgebouwd in de kern van de ster. Heel langzaamaan volgen er dan weer reacties. Het hele proces duurt waarschijnlijk honderd miljoen jaar.

Wat zijn thermo-neucleaire reacties?

Thermo-neucleaire reacties zijn enorme energiebronnen. Omdat, wanneer lichte elementen zich samenvoegen er een grote energie vrijkomt.

De zon is thans ongeveer halverwege dit stadium van haar leven. Hierbij heeft ze al enkele miljarden jaren een grote hoeveelheid energie uitgestraald, maar heeft toch slechts nog maar en klein gedeelte van haar waterstof-brandstof opgebruikt om deze energie te produceren.

De eerste energie van de ster wordt uitgestraald in de ruimten. Ze blijft altijd een klein beetje behouden, waardoor de ster alsmaar beter wordt en dat de temperatuur in haar kern stijgt tot 100.000.000° C.

Wanneer deze temperatuur wordt bereikt, wordt er ongeveer zo'n 10% van haar waterstof omgezet in helium, waarvan bijna alles zit in het centrum. Het deel van de ster waar helium wordt gevormd door het verbranden van waterstof.

Dit is bepaalt tot een dunne laag of schil rondom het centrum heen, zodat de ster zich in haar geheel langzaam uitzet

De dood van de ster?

Wanneer deze gebeurtenissen sneller beginnen plaats te vinden, en de helium-atomen zich gaan verbinden gaan er zich steeds zwaardere elementen vormen. Bij zulke hevige reacties zullen alle grote hoeveelheden thermo-neucleaire energie vrijkomen.

Hierdoor zal de ster vlugger heet worden en zich sneller uitzetten. Zwaardere elementen worden snel opgebouwd, zodat ijzer met atoom-gewicht 56. wordt gevormd. In enkele sterren verlopen deze opeenvolgende reacties te snel.

De meest stabiele elementen zijn ijzer en helium. En om deze stabiele bestanddelen te laten bestaan, geeft alle materie er de voorkeur aan. De ster heeft dan een stabiel ijzer en helium opgebouwd.

Maar dan onder bepaalde omstandigheden, vindt het omgekeerde proces plaats. Om ijzer te doen uiteenvallen in helium, is er een grote snelle energie nodig.

De enige snel beschikkende energiebron is de zwaartekracht-energie, die de ster langzamerhand heeft opgebouwd als gevolg van haar uitzetting. Om deze energie vrij te maken moet de ster zich samentrekken.

Om de reactie van energie te voorzien leidt de samentrekking tot een snel uiteen storten van de ster

Wordt dit dan het einde van de ster?

Omdat een in elkaar stortende ster uiterst onstabiel is, krijgt ze in te korte tijd teveel zwaartekracht-energie. Wanneer de ster explodeert, komt de ineenstorting tot stilstand, in de vorm van een supernova, waarbij het grootste deel van haar materie wordt uitgeworpen in de ruimten.

Supernova's zijn echter zeer zeldzame gebeurtenissen. Dit stadium kunnen de meeste sterren vermijden, door een concentratie van zware elementen op te bouwen. Nadien zetten zij zich uit en worden grote reuzen, om later een deel van hun buitenste gaslagen kwijt te raken in de ruimten.

Wanneer de ster de helft van haar materie afstoot, wordt zij een nova en lijkt dan veel helderder. Dan heeft de ster het meeste van haar brandstof opgebruikt. Wat er precies daarna gebeurt is nog niet duidelijk. Het meest waarschijnlijke is, dat ze zich opnieuw gaat samentrekken om haar warmte te bewaren.

Deze laatste samentrekking maakt van haar een dichte witte dwerg. Deze witte dwergen zijn zo klein dat hun afmetingen kunnen worden vergeleken met die van de grotere planeten van het zonnestelsel.

Door de enorme samengeperste massa van de ster, heeft zij naar verhouding maar een klein volume. De dichtheid van deze ster is dan veel hoger dan deze van enige reeds bekende substanties op de aarde.

Vergelijkbaar met een luciferdoosje vol met materie uit het centrum van de witte dwerg heeft een gewicht van enkele tonnen. Deze ster is nu ruw geschat 5.000.000.000 jaar oud.

Nu er geen brandstof meer bestaat om energie te leveren, zal de ster geleidelijk afkoelen en wordt steeds zwakker, te zwak om nog gezien te worden en sterft tenslotte.