6.6.7 Vorming van sterren en planetenstelsels

Sterren en planetenstelsels vormen zich uit dichte wolken in het interstellaire gas. Dat soort wolken heten ``moleculaire wolken'' omdat hun spectra lijnen van allerlei moleculen te zien geven. De meeste gaswolken zijn echter stabiel en trekken zich niet samen. Pas als een gaswolk een voldoende dichtheid heeft gekregen om zich onder invloed van zijn eigen zwaartekracht samen te trekken, kunnen zich sterren vormen. Dan begint al snel het impulsmoment van de wolk een overheersende rol te spelen.

De oorsprong van het impulsmoment van de wolk kan bijvoorbeeld liggen in grootschalige turbulente stromingen in het gas waaruit de wolk is ontstaan. Je kunt je ook voorstellen dat twee langzaam elkaar inhalende wolken zijn samengeklonterd; dat levert voor de resulterende wolk een netto impulsmoment op. Het is mogelijk dat aanvankelijk de deeltjes in de wolk min of meer willekeurig door elkaar heen bewegen, maar door onderlinge botsingen (wrijving in het gas) waarbij tegengestelde impulsmomenten elkaar opheffen zal er uiteindelijk een situatie ontstaan waarbij alle deeltjes dezelfde kant op draaien rondom het centrum. De wolk als geheel draait (niet noodzakelijkerwijs overal even snel) om een as, de rotatieas van de wolk. De deeltjes draaien in die situatie in evenwijdige cirkelbanen rondom die rotatieas van de wolk. (Het totale impulsmoment van de wolk verandert dus door het gekrioel en de botsingen niet, omdat impulsmoment een behouden grootheid is (§6.6.3).)

Aannemende dat externe koppels ten opzichte op de wolk te verwaarlozen zijn, is het totale impulsmoment behouden. Onder invloed van de zwaartekracht bewegen alle deeltjes in de wolk zich naar het centrum toe. Zolang een individueel deeltje zijn impulsmoment behoudt (dit hoeft niet want een deeltje kan ook impulsmoment op een ander deeltje overdragen, maar dan neemt het impulsmoment van dat andere deeltje dus toe, zie hieronder), dan geldt voor dat deeltje dus en dus . Omdat afneemt, het deeltje gaat immers naar het centrum toe, moet dus de transversale component van de snelheid evenredig toenemen. Hier is echter een grens aan! Als de snelheid gelijk wordt aan de baansnelheid van het deeltje rondom het centrum die we in het hoofdstuk over cirkelbeweging (§4.3) hebben afgeleid zal het deeltje niet meer verder naar binnen vallen, maar in een cirkelbaan blijven draaien.

Bij het berekenen van de cirkelbaan van een deeltje om de rotatieas van de wolk is de centripetale kracht de component van de zwaartekracht die naar het centrum van de cirkelbaan toe is gericht, de component loodrecht op de rotatieas dus ( Fig. 55).


[INDEX]