Wie op een heldere, maanloze nacht naar de hemel kijkt, ziet een lichtgevende, witte band van horizon tot horizon. Het licht is afkomstig van de miljoenen sterren in de Melkweg, het sterrenstelsel waar ook wij ons in bevinden. De ruimte tussen de sterren in de Melkweg is enorm en alles wat zich in deze ruimte bevindt, wordt de interstellaire materie genoemd. Deze materie bestaat voor het grootste deel uit een zeer ijl gas, voornamelijk opgemaakt uit waterstof en helium, en voor ongeveer 1% (in massa) uit interstellair stof.

Sterren ontstaan uit ijle wolken

Tussen de sterren is maar weinig materiaal te vinden. De gemiddelde dichtheid van de interstellaire materie is ongeveer één atoom per kubieke centimeter (per cm³). Ter vergelijking: de lucht die wij op aarde inademen heeft een dichtheid in de orde van 10.000.000.000.000.000.000 moleculen per per cm³. De temperatuur van het gas varieert van zo’n -265^o C tot een miljoen graden Celsius. Een klein deel van het gas zit in wolken van ongeveer één tot honderden lichtjaren groot (1 lichtjaar is ongeveer 10.000 miljard kilometer). Dit gas heeft een zeer lage temperatuur (-265^o C) en bestaat voor het grootste deel uit moleculen. Deze zogeheten moleculaire wolken hebben een, wat de interstellaire ruimte betreft, hoge dichtheid (200 moleculen per per cm³) en vormen de geboorteplaatsen van sterren in de Melkweg.

Zelfs met het blote oog zijn enkele dichtbij gelegen moleculaire wolken zichtbaar als een donker silhouet tegen de heldere achtergrond van de Melkweg. Deze donkere gebieden aan de hemel werden in 1785 door Sir William Herschel (1738–1822) beschreven als gaten in de hemel. Pas aan het begin van de 20ste eeuw ontdekte Edward E. Barnard (1857–1923) in een serie fotografische opnames dat deze objecten in werkelijkheid het licht van verder weg gelegen sterren tegenhouden. Halverwege de 20ste eeuw realiseerden astronomen zich dat donkere wolken samenhangen met stervormingsgebieden. Bart J. Bok (1906–1983) beweerde naar aanleiding van deze ontdekking dat donkere wolken, later ook wel Bok globules genoemd, objecten zijn waaruit sterren ontstaan. Opmerkelijk stamt het idee dat sterren ontstaan uit ineenstortende wolken al uit 1734 Emanuel Swedenborg (1688–1772) stelde dit voor op filosofische gronden en Immanuel Kant (1724–1804) werkte het idee verder uit in 1755.

Opbouw van moleculaire wolken

Het moleculaire stadium van de interstellaire materie bestaat uit een hiërarchische structuur van moleculaire wolken. De grootste wolken zijn de zogeheten Reuze Moleculaire Wolken (bijvoorbeeld de Orion moleculaire wolk) met afmetingen tot soms wel enkele honderden lichtjaren. Een aantal van de kleinere moleculaire wolken, hooguit enkele tientallen lichtjaren groot, staat relatief dicht bij de Zon. Deze worden waargenomen als donkere wolken tegen de heldere achtergrond van sterren. Een voorbeeld van een donkere wolk is de Ophiuchus moleculaire wolk. Daarnaast kennen we ook nog de donkere globules. Dit zijn kleine, geïsoleerde moleculaire wolken, die oorspronkelijk waarschijnlijk deel uitmaakten van grotere wolken. Op kleinere schaal (van ongeveer één tot enkele tientallen lichtjaren groot) vinden we binnenin moleculaire wolken een substructuur van filamenten waarvan de deeltjesdichtheid tot wel 100 keer groter is. Deze filamenten bestaan op hun beurt weer uit nog kleinere objecten, de zogeheten proto-stellaire en proto-cluster wolken, waarvan de deeltjesdichtheid nog een factor 10 tot 100 groter is.

Van moleculaire wolk tot ster

Een ster ontstaat wanneer een proto-stellaire gaswolk ineenstort als gevolg van zijn eigen zwaartekracht. In de sterrenkunde wordt onderscheid gemaakt tussen de vorming van lage-massa sterren en hoge-massa sterren. Het is gebruikelijk om de massa van sterren uit te drukken in zonsmassa’s M_SOL, gelijk aan 2×10³⁰ kg.

Sterren die zoveel wegen als de Zon of iets minder, worden lage-massa sterren genoemd. Hoge-massa sterren hebben een massa groter dan 8 M_SOL. Een ster met een massa tussen de 1M_SOL en 8M_SOL behoort tot de middenklasse. Voor zover bekend ontstaan hoge-massa sterren vrijwel altijd in groepen, zogenaamde sterclusters. Hierin ontstaan ook veel lage-massa sterren.

De vorming van een stercluster in een proto-cluster wolk wordt nog niet goed begrepen, mede omdat er nog onvoldoende astronomische waarnemingen van de vroege stadia van sterclusterformatie zijn gedaan.

Eenzame lichte sterren

Geïsoleerde lage-massa sterren ontstaan uit een proto-stellaire wolk. In het begin van het ontstaansproces zorgen draaiing, interne bewegingen en magneetvelden in de wolk ervoor dat het gas en stof slechts langzaam door de zwaartekracht naar het centrum worden getrokken. Op een gegeven moment wordt de dichtheid van gas en stof in het centrum echter zo groot, dat de zwaartekracht overwint en de kern ineenstort. In het centrum van de gaswolk vormt zich een proto-ster. De draaiing die aanwezig is in de wolk versnelt door de ineenstorting, net zoals een kunstschaatser die sneller om zijn as draait als hij zijn armen intrekt. Daardoor wordt het overgebleven gas en stof niet direct naar het centrum getrokken, maar vormt het een schijf om de proto-ster. Langs de polen van de draaias blaast de sterrenwind gas en stof weg. De temperatuur in de proto-ster stijgt tot ongeveer 10 miljoen graden. Vanaf dat moment zijn de dichtheid en temperatuur hoog genoeg om waterstofatomen te fuseren tot helium en spreken we van een main sequence ster. De omliggende wolk van gas en stof is nagenoeg verdwenen en het is mogelijk dat er planeten in de schijf zijn ontstaan.

Clusters van zware jongens

Hoge-massa sterren ontstaan in sterclusters. Het ontstaansproces van hoge-massa sterren is veel minder goed bestudeerd dan dat van lage-massa sterren. Hiervoor zijn verschillende redenen. Allereerst ontstaan hoge-massa sterren in clusters. Vanzelfsprekend ligt de oorsprong van sterclusters in moleculaire wolken die voldoende gas en stof bevatten om veel sterren te vormen. De aanwezigheid van zoveel gas en stof maakt het zeer moeilijk om de vroege stadia van hoge-massa stervorming te kunnen waarnemen. Het zicht erop is simpelweg geblokkeerd. In de tweede plaats komen hoge-massa sterren veel minder vaak voor dan lage-massa sterren. Doordat ze zo zeldzaam zijn staan de meeste hoge-massa sterren ver van ons verwijderd en zijn dus moeilijk te bestuderen. Een derde reden is, dat het ontstaan van hoge-massa sterren slechts enkele miljoenen jaren duurt. Dit is een factor 10 korter dan de duur van het lage-massa-stervormingsproces. Er is dus veel minder tijd om de ster tijdens zijn ontstaansperiode te bekijken.

Mogelijk is het proces vergelijkbaar met het ontstaansproces van lage-massa sterren. Een hoge-massa ster vormt zich echter zo snel, dat de sterrenwind al in een vroeg stadium de omliggende wolk van gas en stof van zich af stoot. Berekeningen laten zien dat er op dat moment een ster van hooguit ongeveer 10M_SOL kan zijn ontstaan. Hogere massa sterren kunnen dus onmogelijk volgens precies hetzelfde scenario ontstaan: een ster van 30 keer zo zwaar als de zon zou zichzelf uiteenblazen voor hij compleet was gevormd. Al met al is er op dit moment nog geen sluitende theorie over het ontstaan van hoge massa sterren. Waarnemingen van zeer vroege stadia van sterclustervorming in verschillende gebieden van de Melkweg moeten uitkomst brengen.

Infrarode donkere wolken

Halverwege de jaren ’90 van de vorige eeuw werd er een belangrijke ontdekking gedaan met behulp van twee satellieten, MSX (Midcourse Space Experiment) en ISO (Infrared Space Observatory), die de hemel observeerden in infrarode straling. MSX en ISO zagen vele duizenden donkere objecten tegen een achtergrond van heldere, diffuse infraroodstraling. Die infraroodstraling is afkomstig van zeer kleine stofdeeltjes in de Melkweg. Gedetailleerde vervolgstudies hebben aangetoond dat de donkere voorwerpenver weg gelegen moleculaire wolken zijn op meer dan 3000 lichtjaar afstand. In deze wolken is zóveel gas en stof aanwezig, dat zelfs infrarode straling er niet of nauwelijks doorheen schijnt. Ze kregen dan ook de naam infrarode donkere wolken. De massa van deze wolken varieert tussen de 500 en 10.000M_SOL, terwijl de deeltjesdichtheid vergelijkbaar is met die van proto-stellaire wolken (meer dan 10.000 deeltjes / per cm³). Inmiddels weten sterrenkundigen vrijwel zeker dat deze wolken de langgezochte, zeer vroege stadia van sterclustervorming zijn. Vanwege de grote afstand tot de wolken is het tot nu toe nog niet mogelijk om in te zoomen op individuele proto-stellaire wolken.

De buitenste delen van de Melkweg

Infrarode donkere wolken zijn met MSX en ISO alleen waargenomen in de richting van het centrum van de Melkweg. Frieswijk onderzocht of ze ook te vinden zijn in de buitendelen van de Melkweg. Deze buitenste delen bevinden zich op een afstand van meer dan 28 000 lichtjaar van het centrum van de Melkweg. Met andere woorden, buiten de baan die de Zon aflegt om het Melkwegcentrum. In deze buitenste delen waren tot voor kort gee infrarode donkere wolken zichtbaar, vanwege een te zwakke infrarode achtergrond. Er bevindt zich namelijk veel minder gas en stof in deze gebieden. Astronomen vermoeden echter wel, dat de zeer vroege stadia van sterclustervorming ook in dit gebied aanwezig zijn.

De buitenste gebieden van de Melkweg zijn zeer interessant om stervormingsgebieden in te bestuderen. De regio ligt namelijk relatief dichtbij de Zon en de begincondities voor het ontstaan van sterren zijn er toch anders dan in de binnenste delen van de Melkweg. Zo zijn er verschillen in de hoeveelheid zware elementen in de interstellaire materie of aan de sterkte van de straling van omringende sterren (waaronder zichtbaar licht en infraroodstraling). Het is van groot belang om de invloed van deze begincondities op het stervormingsproces te begrijpen.

Frieswijk heeft in zijn proefschrift laten zien dat de geboortewolken van sterclusters ook te vinden zijn in de buitenste delen van de Melkweg. Het opsporen van zulke infrarode wolken is een tijdrovende zaak. Dat gebeurde onder andere met zeer gevoelige waarnemingen in het mid-infrarood, afkomstig van de Spitzer ruimtetelescoop. Het eerste verre doelwit in de zoektocht naar een massieve donkere wolk is G111.80+0.58. De astronoom bekeek de massa op verschillende golflengtes en legde zo de samenstelling bloot door sporen van verschillende moleculen te vinden. Het blijkt hier te gaan om een moleculaire wolk. De structuur, massa, temperatuur, dichtheid en energie lijken sterk op die van infrarode donkere wolken in de binnenste delen van de Melkweg. Ook zijn er meerdere aanwijzingen die wijzen op zeer jonge stadia van stervorming in deze wolk. In sommige delen van de wolk zijn waarschijnlijk hele clusters van sterren aan het ontstaan. Andere delen van de wolk vertonen geen enkele stervormingsactiviteit. De wolk lijkt in zeer vroeg stadium van stervorming te zijn.

Een nieuwe generatie telescopen zal in de nabije toekomst waarnemingen in het infrarood- en radio-golflengte gebied kunnen doen die veel gedetailleerder zijn dan tot nu toe mogelijk was. Met name instrumenten aan boord van de Herschel ruimtetelescoop (HIFI, PACS en SPIRE) en de Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array (ALMA) zullen aanzienlijk bijdragen aan de kennis op het gebied van stervorming. HIFI heeft de mogelijkheid om duizenden frequenties van straling zeer nauwkeurig waar te nemen. Dit biedt de unieke mogelijkheid om de gasbewegingen en de fysische omstandigheden in stervormingsgebieden in detail te observeren. ALMA kan over een paar jaar hoge-massa stervorming ongekend scherp waarnemen. Dit zal uiteindelijk leiden tot een beter inzicht in stervorming in onze Melkweg, andere melkwegstelsels en in het vroege Universum.