3 Sharley Vullers Luisa Akansu Eva Schoren Hoe ontstaan de

3
Sharley Vullers
Luisa Akansu
Eva Schoren
Hoe ontstaan de "sterren" in het heelal...?
Hoe ontstaan de sterren 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? Wat is de middelbare leeftijd van de ster? Wat doet de
proto-ster? Wat zijn thermo-neucleaire reacties? De dood van de ster? Wordt dit dan het einde van
de ster?
Wanneer atomen ver van elkaar staan hebben zij deze zogenaamde zwaartekrachtenergie. 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.
De proto-ster wordt door de enorme ijle wolk gecondenseerd en wordt zo een ster. Doordat de
aantrekkingskracht die werkt tussen waterstofatomen hen dichter bij elkaar trekt. Door het
samentrekken van de waterstofatomen, neemt de kinetische energie toe. De atomen worden heter
en gaan sneller beginnen bewegen, waardoor deze botsen op andere atomen.
Het is moeilijk in te schatten wat de middelbare leeftijd van een ster is. Het proton, dat 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 heliumisotoop (twee patronen, twee neutronen)
opgebouwd in de kern van de ster. Het hele proces duurt waarschijnlijk honderdmiljoen jaar.
Thermonucleaire reacties zijn enorme energiebronnen. Omdat, wanneer lichte elementen zich
samenvoegen er een grote energie vrijkomt. De zon is thans ongeveer halver wegen dit stadium van
haar leven. 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.
Wanneer deze gebeurtenissen sneller beginnen plaats te vinden, en de heliumatomen zich gaan
verbinden gaan er zich steeds zwaardere elementen vormen. Bij zulke hevige reacties zullen alle
grote hoeveelheden thermonucleaire energie vrijkomen. Hierdoor zal de ster vlugger heet worden en
zich sneller uitzetten. Om de reactie van energie te voorzien, leidt de samentrekking tot een snel
uiteenstorten van de ster.
Omdat een in elkaar stortende ster uiterst onstabiel is, krijgt ze in te korte tijd teveel
zwaartekrachtenergie. 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. 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.
Wat zijn de gevolgen van supernova's
Hebben sterren ook kleuren?