Het is allang bekend dat sterren ontstaan uit grote donkere stofwolken. Zulke stofwolken steken bij lang belichte opnamen als donkere plekken af tegen de sterrenrijke achtergrond, omdat het licht van daarachter liggende sterren niet door de stofwolk komt. Het stof in de stofwolken is heel koud, slechts een tiental graden boven het absolute nulpunt. De stofkorreltjes in de donkere wolken bestaan voornamelijk uit silicaten (een soort zandkorreltjes) of koolstof (een soort roetkorreltjes) met een dun laagje ijs eromheen. De korrels zijn minuscuul, met doorsneden van ongeveer een tiende micrometer. Het zijn dus echte ‘stofkorreltjes’.

Behalve het stof is er natuurlijk, zoals overal in het heelal, veel waterstof en helium in gasvorm. In feite bestaat een stofwolk voor 99 procent van zijn massa uit ga en slechts voor één procent uit stofkorrels. Maar het stof absorbeert het licht zo efficiënt dat op foto’s het donkere stof het meest opvalt (fig. 1).

Donkere stofwolken kunnen zeer grote afmetingen bereiken, tot 150 lichtjaar diameter, en hun massa kan zelfs oplopen tot een miljoen zonsmassa’s. Door hun grote omvang zijn de dichtheden van zulke stofwolken — ondanks de reusachtige massa — gering: slechts ongeveer 10^-18 kg/m³ ofwel een paar honderd tot duizend atomen per vingerhoedje. Dat is nog vele tientallen malen ijler dan het best bereikbare vacuüm in laboratoria op aarde!

De stofwolken bewegen in het vlak van de Melkweg en kunnen daarbij stof en gas opvegen van sterrenwinden of van ontplofte sterren. Omdat de wolk zo koud is, wordt het opgevangen gas ook weer deels omgezet in vaste stof. Zo kan de massa van de wolken langzamerhand toenemen.

Soms worden stofwolken in elkaar gedrukt, bijvoorbeeld als in hun nabijheid een ster als supernova ontploft, of als de wolk een spiraalarm in het melkwegvlak passeert. In beide gevallen stijgt de dichtheid van de stofwolk. Als de dichtheid te groot wordt en een kritische grens overschrijdt, of als de massa groter wordt dan een kritische waarde, gaat de wolk onder invloed van zijn eigen zwaartekracht samentrekken. Die kritische waarde van de massa wordt de Jeans-massa genoemd, naar de ontdekker ervan: de Britse sterrenkundige Sir James Jeans.

Als de massa van een wolk de Jeans-massa overschrijdt, is de zwaartekracht, die het gas en stof naar het centrum trekt, groter dan de kracht van de interne gasdruk die de wolk probeert uiteen te drijven. Voor een wolk met een dichtheid van 1 atoom per cm³ en een temperatuur van 10 graden Celsius boven het absolute nulpunt, dus 10 kelvin (K), ligt de kritische massa bij 2000 zonsmassa’s. Bij een temperatuur van 100 K is de kritische massa 60.000 zonsmassa’s. De wolken waaruit sterren ontstaan zullen dus zeer zwaar zijn. Veel zwaarder dan de individuele sterren die er uit eindelijk uit gevormd worden!

De vorming van sterren uit donkere wolken

Als een stofwolk eenmaal is begonnen met samentrekken, is er geen houden meer aan: hij krimpt steeds verder en de dichtheid blijft daarbij steeds toenemen. Als de wolk perfect homogeen was, zou er uiteindelijk één heel sterke concentratie ontstaan precies in het centrum van de wolk. Maar stofwolken zijn nooit helemaal homogeen, er zijn altijd klonters en wervelingen. Daardoor breekt de wolk bij het inkrimpen op in kleinere delen. Elk van die delen kan dan zelf verder samentrekken en daarbij weer verder opdelen. Dit ‘fragmenteren’ kan optreden, doordat de kritische massa die een wolk moet hebben om door zijn eigen zwaartekracht samen te trekken afneemt naarmate de dichtheid groter wordt (fig. 2). Het fragmentatieproces kan doorgaan totdat er uiteindelijk klonters van gemiddelde stermassa’s ontstaan, d.w.z. van ongeveer 0,1 tot 100 zonsmassa’s. Elk van die klonters trekt samen tot de temperatuur en dichtheid in het centrum hoog genoeg is voor kernfusie. Dan zijn het sterren geworden. Zo kunnen uit een stofwolk van ongeveer 100.000 zonsmassa enkele honderdduizenden sterren ontstaan. De meeste daarvan zijn heel licht, lichter dan een zonsmassa. Maar er zijn ook zwaardere sterren. In feite worden sterren gevormd over het hele massabereik van 0,1 tot 100 zonsmassa’s.

In een stofwolk ontstaan de zware sterren het eerst. Dat komt doordat het samentrekken van een fragment van een wolk sneller gaat naarmate dat fragment zwaarder is. Als de zwaarste sterren eenmaal zijn gevormd, gaat er in de stofwolk iets veranderen. Zware sterren zijn heet en zeer helder als ze jong zijn: een jonge ster van meer dan dertig zonsmassa’s heeft een helderheid van meer dan honderdduizend maal die van de zon en een oppervlaktetemperatuur boven de 35.000 K. Het grootste deel van hun straling wordt in het ultraviolet (UV) uitgezonden. Door de grote stralingshelderheid worden de stofdeeltjes van de stofwolk in de omgeving van zo’n ster afgebroken tot moleculen en vervolgens worden die moleculen afgebroken tot atomen. Die atomen worden dan door de UV-fotonen geïoniseerd, verhit en tot lichten gebracht (fig. 3).

Dus als een zware ster eenmaal is gevormd, creëert hij een holte met heet stralend gas om zich heen. Naarmate de tijd verstrijkt wordt de hete gasbel rondom de ster steeds groter. Dat komt enerzijds doordat er steeds meer stof wordt omgezet in gas en anderzijds omdat de zo gevormde hete gasbel gaat uitzetten (fig. 4).

De Adelaarnevel: erosie op kosmische schaal

De Hubble-ruimtetelescoop heeft het proces van omzetting van koud stof tot heet gas op een zeer fraaie wijze aan het licht gebracht. Figuur 5 toont de Adelaarnevel, ook wel M16 genoemd. Dit is een complex van lichtende gaswolken en donkere stofwolken op een afstand van 7000 lichtjaar. Het gas straalt een diffuus licht uit, terwijl de stofgebieden donker afsteken tegen de heldere achtergrond. Het meest opvallend zijn de drie ‘stofzuilen’. De grootste heeft een lengte van 10 lichtjaar en een breedte van 2 tot 3 lichtjaar en bevat ongeveer duizend zonsmassa’s aan materie. Hiervan is slechts één procent stof en de rest gas. Het is opvallend dat de drie stofzuilen in dezelfde richting wijzen en bovendien dat de toppen van de stofzuilen het helderst zijn. Dat is geen toeval!

Laten we daarvoor eerst eens kijken naar een opname van een groter gebied van de Adelaarnevel, gemaakt vanaf de aarde. We zien een gebied met veel diffuus stralend heet gas en donker stof dat zich uitstrekt over ongeveer 30 lichtjaar groot gebied. In het midden herkennen we de drie stofzuilen van figuur 5. Verder zien we veel heldere sterren. Oorspronkelijk moet dit hele gebied een enorme donkere stofwolk zijn geweest (groter dan het gebied van de foto), die door zijn eigen zwaartekracht begon samen te trekken. Door fragmentatie ontstonden er sterrenhopen met als eerste de zware, hete sterren.

De heetste sterren staan in een groepje boven in beeld. Dat is een jonge sterrenhoop (NGC 6611) met een leeftijd van ca. 2 miljoen jaar. De helderste sterren van het groepje zijn een miljoen maal zo helder als de zon! Deze sterren zenden zoveel UV-licht uit, dat zij verantwoordelijk zijn voor de afbraak van het meeste stof en de verhitting van het gas in het hele gebied! Het hete gas was oorspronkelijk alleen maar aanwezig rondom dat groepje hete sterren, maar het breidde zich geleidelijk over de hele nevel uit. Als een soort ‘erosie’ werd het stof overal afgebroken en tot gas omgevormd. (In de natuurkunde heet dit proces sublimatie.) Die erosie ging kennelijk niet overal even snel. De stofwolk bevatte grote ‘klonters’ die zich wat minder makkelijk lieten afbreken. De toppen van de drie stofzuilen zijn zulke klonters. Daar is de erosie langzamer gegaan. Door die klonters zat het stof daaronder ‘in de schaduw’ van de straling van de heldere sterrenhoop en werd dus ook nauwelijks afgebroken. Het stof dat zich op dezelfde afstand van de hete sterren bevond maar niet in de schaduw van een stofklont, is wel afgebroken. Zo bleven de stofzuilen langer beschermd tegen de erosie door de sterstraling. Dit proces is vergelijkbaar met het ontstaan van de grote rotspilaren in sommige Amerikaanse parken, bijv. in Monument Valley, onder invloed van winderosie (zie fig. 7).

Aan de toppen van de kolommen kunnen we de afbraak (sublimatie) van het stof mooi zien. Figuur 8 toont de top van de linker stofkolom uitvergroot. We zien duidelijk dat de top een onregelmatige vorm heeft en uit klonters bestaat. Het licht van de sterrenhoop NGC 6611 beschijnt de top. Door die straling wordt het stof afgebroken tot atomen die vervolgens door de UV-straling verhit worden. Het verhitte gas zet uit en vliegt weg. We kunnen die ‘verdamping’ zien als de streperige structuur, die aangeeft dat het gas vanaf de top van de stofzuil weg vliegt. De afbraak van interstellair stof is nog nooit zo duidelijk in beeld gebracht als op deze Hubble-opname!

Wat zal er uiteindelijk met de stofzuilen gebeuren? Langzaam maar zeker zullen ook zij door de straling van de hete sterren worden omgezet in gas. Maar heel waarschijnlijk worden er in die stofkolommen ondertussen sterren gevormd uit kleine concentraties die zich samentrekken. De straling van die sterren zou de stofzuilen ook van binnenuit kunnen afbreken, tenminste als er zware hete sterren worden gevormd in de stofzuilen. Nu is dat laatste niet zo waarschijnlijk. Als de condities in de stofzuil zo waren dat er zware sterren konden ontstaan, dan waren die al gevormd, want de zware sterren ontstaan het eerst. Dus waarschijnlijk zijn nu in de stofzuilen lichtere sterren aan het ontstaan. Als over een paar miljoen jaar de stofzuilen en de andere stofgebieden in de Adelaarnevel zullen zijn omgezet in heet gas, zal de nevel zijn veranderd in een heel grote lichtende gasnevel, met daarin een groot aantal sterren van allerhande massa’s.

De Orionnevel: een grot in een stof wolk

Laten we nu eens kijken naar een stervormingsgebied waarin het stof al grotendeels verdwenen is: de Orionnevel. Figuur 9 toont de Orionnevel zoals we die kennen uit opnamen met grote telescopen vanaf de aarde. De rode nevel is een groot gebied van heet gas, met een temperatuur van ca. 10.000 K, met een diameter van 16 lichtjaar. In het hart van de nevel, in het heldere deel onderin, zit een klein groepje heel zware en hete sterren: de Trapezium sterrenhoop. Deze is, met zijn leeftijd van 300.000 jaar, een van de jongste sterrenhopen die we kennen. Een van die sterren, theta-1 Orionis C genaamd, is zo heet en zendt zoveel UV-straling uit dat hij bijna in zijn eentje verantwoordelijk is voor het tot lichten brengen van de hele nevel!

De Orionnevel maakt deel uit van een veel groter stoffig gebied. Dat zien we op de foto, want links onder zijn op deze lang belichte opname slechts heel weinig sterren te zien, alleen de sterren die voor de stofwolk staan. De ware aard van de Orionnevel is mede dankzij Hubble-opnamen duidelijk geworden. Figuur 10 toont de Hubble-opname van het centrale deel van de nevel: het gebiedje rondom de Trapezium-sterren. Op het eerste gezicht is het een beetje een rommelige opname, maar als we hem goed bekijken blijkt het een fantastisch rijk beeld van een stervormingsgebied op te leveren. We kijken namelijk recht in een diepe ‘kuil’ van een grote stofwolk waarin sterren geboren zijn!

De Trapezium-sterren zijn net als de hete sterren van de Adelaarnevel ontstaan uit een groot donker stofgebied. Deze grote stofwolk, waarvan we in figuur 9 nog een klein stukje linksonder kunnen zien, heeft een diameter van ongeveer honderd lichtjaar en een totale massa van een paar honderdduizend maal die van de zon. Toen deze wolk begon samen te trekken ontstonden eerst de zware sterren. Toevallig ontstond een groepje zware sterren net onder de rand van de wolk: dat zijn de Trapezium-sterren. Toen die heldere, hete sterren eenmaal gevormd waren, begon hun straling meteen het stof eromheen af te breken. Zo ontstond er rondom die sterrenhoop een hete gasbel die zich langzaam uitbreidde. Toen hij de rand van de stofnevel bereikte, barstte hij open en kon een deel van het hete gas ontsnappen. Hij liet een holte — een soort grot — in de stofwolk achter waarin de sterren die gevormd waren tussen de rest van het hete gas zweefden. We kijken bij deze Hubble-opname dus recht in de ‘grot’!

Het eerste wat opvalt in figuur 10 is de scherpe grens tussen licht en donker aan de rechterkant. Dat is de steile ‘wand’ van de grot waarlangs we naar binnen kijken. We zien daar ook veel lichte slierten: dat is heet gas dat over de rand van de grot borrelt. Verder zien we een zeer onregelmatige achtergrond van de nevel met randen en kuilen. Daar kijken we tegen het ‘plafond’ van de grot. Dat plafond is onregelmatig, en door de belichting van de Trapezium sterren die in de grot zweven zien we hobbels en kuilen met hun schaduwen. In de Hubble-opname van de Orionnevel zien we dus de kraamkamer van stervorming nadat de sterren geboren zijn!

Planetenstelsels in wording?

De grote verrassing van de Hubble-opname van de Orionnevel was de ontdekking van tientallen sterren die omringd zijn met stofschijven. In totaal heeft men 110 sterren gevonden die in de grot zweven. Ongeveer de helft daarvan is omringd door een heldere afgeplatte structuur. Dat blijken stofschijven te zijn (zie fig. 10 en 11).

Die stofschijven worden proplyds genoemd, een samentrekking van proto-planetary disks (proto-planetaire schijven), omdat het planetenstelsels in wording lijken. Zij bestaan uit het stof dat bij de vorming van de ster is achtergebleven. Als het fragment van de stofwolk waaruit de ster ontstond roteerde, en niet alle stof in de ster terecht is gekomen, zal het overgebleven stof door de centrifugale kracht in een schijf rondom de ster gaan draaien. Dat zien we als een proplyd.

In de meeste gevallen steken de proplyds helder af tegen de zwakke diffuse straling van het hete gas. Aan de opnamen van figuur 11 zien we dat de meesten van de zijkant worden verlicht. Het blijkt dat ze worden verlicht door de Trapezium-sterren, want ze zijn het helderst aan de kant van die sterrenhoop. Bovendien laten nauwkeurige metingen zien dat de proplyds helderder zijn naarmate ze dichter bij de Trapezium-sterren staan.

Er zijn een paar proplyds die donker tegen de achtergrond afsteken. Dat zijn kennelijk schijven waarbij we tegen de niet verlichte achterkant aan kijken. Zij staan dus dichterbij dan de Trapezium-sterren. Een ervan zien we op zijn kant. Daar zien we duidelijk het schijnsel van het sterretje dat er middenin zit. Er zijn ook een paar proplyds waar we precies ‘van onderen’ tegen de donkere achterkant aankijken. Ook daarin kunnen we het centrale sterretje zien. De sterren in de proplyds blijken allemaal heel licht te zijn, zo rond de 0,2 zonsmassa.

Een van de intrigerendste vragen is: zijn proplyds planetenstelsels in wording? Met andere woorden: heeft ons planetenstelsel er ooit ongeveer zó uitgezien? Zullen er planeten ontstaan uit die stofschijven? De stofschijven hebben diameters van 20 tot 200 astronomische eenheden (AE = de gemiddelde afstand aarde-zon). Dat is ongeveer de afmeting van ons planetenstelsel, dat nu een diameter van 80 AE heeft. We denken dat de planeten die om de zon draaien ook ooit zijn ontstaan uit een grote afgeplatte stofwolk. Misschien leek deze wel op de proplyds die de Hubble-ruimtetelescoop in de Orionnevel heeft gevonden. Maar zit er wel genoeg materie in deze schijven om planeten te vormen? Dat is een moeilijke vraag waarop het antwoord nog niet duidelijk is. Hoe meet je namelijk de hoeveelheid materie in zo’n stofschijf? Daarvoor kunnen we de proplyds gebruiken die zich donker afteken tegen de heldere achtergrond.

Van die proplyds kunnen we meten hoeveel stof er minstens in de stofschijf zit. Men meet hoe sterk de achtergrondstraling wordt verzwakt als je door de stofschijf heen kijkt. Daaruit volgt hoeveel stof er in de stofschijf zit. De metingen laten zien dat er minstens 0,1 aardmassa aan stof in zit. Maar het zou best veel meer kunnen zijn, omdat het middendeel van de stofschijf volkomen ondoorzichtig is. Nu weten we dat de stofwolken waaruit de sterren ontstaan zijn ongeveer honderd keer zoveel gas bevatten als stof. Als dat in deze stofschijven ook nog het geval is, zouden de onderzochte proplyds dus minstens 10 aardmassa’s aan materie kunnen bevatten. Misschien zelfs veel meer, want de 0,1 aardmassa aan stof was een ondergrens! Het is dus heel wel mogelijk dat de proplyds genoeg materie bevatten om planeten te vormen.

Of dat ook echt gebeurt is echter nog maar de vraag. Er is namelijk iets gaande bij de stofschijven in de Orionnevel dat de vorming van planeten flink kan tegenwerken. Dat is de heldere straling van de ster theta-1 Orionis C. Het licht van die ster verlicht niet alleen de stofschijven, zodat we ze mooi kunnen zien, maar zijn UV-straling breekt het stof ook af tot moleculen en atomen. Het zo ontstane gas heeft een temperatuur van ongeveer 10.000 K en vliegt weg. Op Hubble-opnamen door speciale filters is dat wegvliegende gas bij sommige proplyds te zien.

De Canadese astronoom Doug Johnstone heeft berekend dat een typische proplyd binnen ongeveer een miljoen jaar al zijn stof in de ruimte ziet verdwijnen. Nu zou men kunnen denken dat het stof toch maar één procent van het materiaal in de proplyd uitmaakt, dus dat er nog 99 procent van het materiaal in gasvorm overblijft. Maar dat is niet zo. Als het stof eenmaal weg is, kan de straling van theta-1 Orionis C ook het gas verhitten en dat verdwijnt dan ook. Dus als zich uit een proplyd planeten willen vormen, moet dat ‘snel’ (binnen ongeveer een miljoen jaar) gebeuren en vooral in het binnenste van de stofschijf waar de afbraak van het stof wat langzamer gaat. Natuurlijk gaat de afbraak van het stof het snelst bij proplyds die dicht bij de Trapezium-sterren staan. De proplyds die verder weg staan ontvangen zwakkere UV-straling en daar zal het stof dus langer overleven. Dit wijst er op dat de vorming van de planeten sterk zal afhangen van de afstand tot de helderste sterren die het eerst uit de grote stofwolk ontstonden. Toen de zon ontstond en zich het planetenstelsel vormde, was er gelukkig geen hete heldere ster in de buurt!

We zien dat de afbraak van het stof vooral bepaald wordt door de helderste sterren in de buurt; nou ja, tot op tientallen lichtjaren afstand. Speelt de ster die in het midden van de proplyd zit dan geen rol? Bij de proplyds van Orion niet. De centrale sterren van de proplyds stralen zeer zwak, n.l. 0,001 tot 0,01 maal zo zwak als de zon, en dus ongeveer 0,00000001 maal zo zwak als de ster theta-1 Orionis C. Maar wat belangrijker is, de centrale sterren van de proplyds hebben een oppervlaktetemperatuur van slechts een paar duizend graden, waardoor ze voornamelijk in het infrarood stralen. Daardoor is hun straling veel minder belangrijk voor het afbreken van het stof dan dat van de veel verder weg staande Trapezium-sterren.

Het is opvallend dat de sterren in de Orionnevel die stofschijven hebben allemaal heel lichte sterren zijn van slechts 0,2 zonsmassa. Zulke stofschijven vindt men niet bij de zwaardere sterren. Voor de zwaarste sterren, zwaarder dan ongeveer 3 zonsmassa’s, is dat geen wonder. De heldere straling van die sterren heeft het stof allang afgebroken. Maar de sterren van ongeveer één zonsmassa zouden best stofschijven kunnen hebben, maar die vinden we niet! Misschien hebben ze wel stofschijven gehad, maar zijn die al omgevormd tot planeten. De zwaardere sterren ontstonden immers sneller dan de lichtere. Wat wij nu dus zien bij de proplyds rondom de heel zwakke sterren in de Orionnevel is waarschijnlijk het staartje van de vorming van planetenstelsels, bij de sterren die daar het langst over deden. Een groot deel van de andere sterren in de Orionnevel heeft misschien al planeten. Maar die kun je zelfs met de Hubble-ruimtetelescoop niet zien!

En verder?

Hoe zal het verder gaan met de prachtige stervormingsgebieden zoals de Adelaarnevel en de Orionnevel? Over een paar miljoen jaar zal al het stof verdwenen zijn en omgezet zijn in gas. Dan zullen het heldere gasnevels zijn geworden met daarin grote aantallen sterren.

Over ongeveer tien miljoen jaar zal langzaam het gas verdwenen zijn. Dat is dan de ruimte in geblazen door de stralingsdruk van het licht van alle sterren en door de explosies van de zwaarste sterren die dan al aan het eind van hun leven zijn. Als het gas van de grote nevel verdwenen is en daardoor de zwaartekracht die alles bij elkaar hield begint af te nemen, zullen de sterren langzaam gaan afdwalen. Alleen de sterren in kleine sterhopen blijven bij elkaar. Over honderd miljoen jaar zullen de meeste sterren zover zijn afgedwaald, dat we ze niet meer herkennen als een grote ‘familie’ die ooit uit een grote stofwolk is ontstaan.

Zo is ook de zon vermoedelijk ooit ontstaan uit een grote stofwolk, samen met misschien duizenden andere sterren. Maar dat is zo lang geleden — 4,5 miljard jaar terug — dat we de broertjes en zusjes van de zon niet meer herkennen tussen al die miljarden sterren van ons Melkwegstelsel.

Overgenomen uit Zenit, september 1999, blz. 368. Originele webversie: Stichting ‘De Koepel’.