sterren

Interstellair waterstofgas wordt niet overal in het heelal gelijkmatig gevonden, maar in plekken met hoge concentraties, omdat de zwaarte het gas bij elkaar trekt.
Dit zijn moleculaire wolken, een wieg voor nieuwe sterren.
Na miljoenen jaren verstoort een nog onbekende kracht de wolk; die valt daardoor in nog kleinere wolken ineen en daardoor wordt een nieuwe proto-ster* geboren.
*Een zwaarder gebiedje in zo’n gaswolk.

De proto-ster is de fase waarin een ster wordt gevormd, waarin naar een evenwicht wordt gestreefd tussen de zwaartekracht en de interne krachten.
Proto-sterren zijn doorgaans moeilijk in lichtstralen waar te nemen, omdat ze verborgen gaan onder dikke lagen gas en stof.
Ze kunnen 100.000 tot 10 miljoen jaar blijven bestaan.
In deze periode draait de proto-ster heel snel, wat een intense hitte en hoge druk veroorzaakt, waardoor de wolk nog meer in elkaar klapt en er nog meer waterstof in de kern wordt opgeslagen.
Uiteindelijk wordt de druk en de temperatuur in de proto-ster zo hoog dat er waterstof-fusie kan beginnen. Zo wordt de echte ster geboren.

Voordat fusie begint, trekt de proto-ster samen door de druk die de zwaartekracht erop uitoefent.
Aanvankelijk kan een proto-ster enorm groot zijn; sommige hebben een middellijn van miljarden kilometers.
Als fusie eenmaal is begonnen, begint de ster elektromagnetische straling uit te zenden, die een tegenwicht biedt voor de zwaartekracht.
Hierdoor begint de ster uit te zetten.
Als de ster te veel massa krijgt, is de straling niet meer sterk genoeg en krijgt de zwaartekracht weer de overhand.
De ster trekt samen en de afmeting van het oppervlak wordt zodanig dat de stralingskracht weer groter wordt dan de zwaartekracht.
Dit proces herhaalt zich vele jaren tot de ster eindelijk evenwicht bereikt; de zwaartekracht, de externe kracht, is in balans met interne krachten.
De onstabiele periode wordt de T Tauri-fase van de ster genoemd, omdat de ster T Tauri toen deze werd ontdekt met dit proces bezig was.
Zoiets kan worden gemerkt doordat de uitgezonden energie van de ster aanzienlijk in de tijd varieert.

Soms wordt de proto-ster nooit zo heet dat het tot waterstuffusie komt.
Dergelijke sterren heten bruine dwergen vanwege hun doffe roodbruine kleur.
De temperatuur en druk zijn er nooit hoog genoeg geworden om kernfusie van start te laten gaan.
De massa van een bruine dwerg is max. 80 maal die van Jupiter; bij een grotere massa zou kernfusie kunnen plaatsvinden.
De meeste straling zenden sterren pas uit als kernfusie is begonnen, maar als de ster samentrekt onder invloed van de zwaartekracht zendt hij al infraroodstraling uit.
Via die infraroodstraling kwamen onderzoekers op het spoor van bruine dwergen, want binnen de zichtbare golflengten, alle kleuren, zijn ze nauwelijks te zien.
De eerste ontdekking van een bruine dwerg, Gliese 229B, was vrij kort geleden: in 1995. Sindsdien zijn er veel meer gevonden.

Het is echter vaak moeilijk om het bestaan van bruine dwergen bevestigd te krijgen, omdat ze om elkaar heen draaien als dubbelsterren.
De vraag is dan of het inderdaad een bruine dwerg is, of gewoon een heel grote planeet.
Het belangrijkste verschil is hoe deze objecten worden gevormd; een ster condenseert uit een nevel en een planeet ontstaat door de accretie* van kleinere deeltjes die zich rond die nieuwe ster vormen.
*Het aantrekken van stukjes gas en puin die zich aan het oppervlak hechten.

Als de temperatuur in de kern eenmaal hoog genoeg is, begint waterstoffusie.
Bij dit proces klonteren waterstofkernen samen tot heliumatomen.
Bij het maken van een dergelijk atoom komt een kleine hoeveelheid energie vrij.
In de kern van een ster gebeurt dit miljoenen malen per seconde en er worden dus ongelooflijke hoeveelheden energie gegenereerd.
Onderzoekers Henry Russell en Ejnar Hertzsprung gingen onafhankelijk van elkaar met deze informatie aan het werk.
In een grafiek plaatsten ze de temperatuur tegenover de helderheid; daarbij bleek dat de sterren die hun energie via waterstoffusie produceerden zich allemaal in een band in het midden van de grafiek bevonden.
Deze band werd de hoofdreeks genoemd; alle sterren in de fase van waterstoffusie horen erbij.

De meeste sterren die we aan de hemelbol zien, bevinden zich in de hoofdreeks.
Het is de langste en stabielste periode in het leven van een ster. De massa van een ster bepaalt hoe lang de ster in de hoofdreeks blijft.
Sterren met de hoogste massa leven snel en sterven jong; ze gaan rap door hun waterstofvoorraad heen, terwijl sterren met minder massa veel langer over waterstoffusie doen.
Rode dwergen zijn sterren die zo lang over fusie van hun waterstof doen, dat ze nog nooit de hoofdreeks hebben kunnen verlaten omdat nog niet genoeg tijd is verstreken sinds het begin van het heelal.
Behalve voor de levensduur heeft de massa ook gevolgen voor de temperatuur.
Sterren met de minste massa hebben temperaturen van minder dan 3000 °C maar bij de zwaarste sterren kan de temperatuur oplopen tot meer dan 30.000 °C.
Onze zon heeft een relatief lage massa, met kern temperaturen van rond 6000 °C.
De temperatuur van een ster beïnvloedt de kleur.
De heetste sterren gloeien blauw en wit terwijl de koelste rood lijken.
Sterren met gematigde temperaturen, zoals onze zon, zijn geel en oranje.


Satellietbeeld van de rode dwerg Proxima Centauri. Explosieve erupties (vlammen, rood) treden bijna permanent op hoog in de atmosfeer van de ster. Deze vlammen worden veroorzaakt door de lage massa van de ster, die een tiende van die van onze zon is. Kernfusie van waterstof tot helium verloopt in Proxima Centauri behoorlijk traag. Dat veroorzaakt een wervelende convectie-stroming (stormwind) door het hele binnenste van de ster. Deze beweging slaat magnetische energie op, die vervolgens explosief vrijkomt. Opname gemaakt op 7 mei 2000 door de Advanced CCD Imaging Spectro-meter (ACIS) aan boord van NASA’s Chandra X-ray Observatory.

Wilt u ons contacteren dan kan dat