Sterren worden geboren, leven een tijdje en sterven uiteindelijk. Dat is algemeen bekend. Zo heeft onze zon zich zo’n vijf miljard jaar geleden gevormd. Hoe dat is gebeurd en hoe onze aarde daar weer uit is ontstaan is niet alleen voor sterrenkundigen interessant. Het intrigeert, omdat het met onze eigen oorsprong te maken heeft. Op het fysieke vlak, welteverstaan.

Zo’n vijf miljard geleden groepeerde zich op een bepaalde plek steeds meer materie in de interstellaire ruimte. Die materie bestond voor het grootste gedeelte uit waterstof, het lichtste element in de ons bekende natuur. Daarnaast waren er restanten van geëxplodeerde sterren, voornamelijk koolstof, stikstof, zuurstof en ijzer. Door gravitatiekrachten trok deze materie zich steeds meer samen. Zowel druk als temperatuur namen daardoor toe. Op een gegeven moment was de temperatuur hoger dan tien miljoen graden Celsius, waarop voor het eerst kernfusie optrad. Kernfusie is het samensmelten van waterstofkernen, met de vorming van het relatief lichtere helium als gevolg. Massaverlies betekent energiewinst volgens de formule van Einstein:
                                  
                                    E = m·c²

Op dit moment is er sprake van een protoster: een ster in wording. De kernfusie zorgt voor een gasdruk naar buiten. Deze heft de naar binnen gerichte gravitatiekracht op: ze zijn in evenwicht. Zodra dit evenwicht is ontstaan, kun je spreken van een ster. De ster krimpt niet, zet niet uit, is voor zolang de brandstof niet op een stabiele factor.
Pas wanneer de brandstof op begint te raken, zal er eerst een gigantische uitzetting plaatsvinden, alvorens de ster in zal storten vanwege de wegvallende gasdruk. Zo’n grote uitgezette ster in zijn eindfase noemt men een rode reus. Een rode reus is ongeveer 250 keer zo groot als zijn oorspronkelijke omvang. Dat betekent voor onze zon, die over zo’n drie miljard zal beginnen met uitzetten, dat die 250 keer zo groot wordt als nu het geval is. De planeten Mercurius en Venus zullen geheel verbranden, de Aarde nog net niet. Maar heet zal het hier wel worden. De huidige opwarming van de aarde valt daarbij in het niet.

Onze zon zal uiteindelijk instorten tot een witte dwerg. Ze zal nog lang zichtbaar blijven, door een temperatuur van wel tienduizend graden. Pas miljarden jaren later zal ze afkoelen tot een zogenaamde zwarte dwerg.

Maar goed, hoe zit het dan met aarde? Tijdens het samentrekken van de materie die uiteindelijk tot de vorming van onze zon zou leiden, is er iets bijzonders aan de hand. Atomen bewegen uit zichzelf met grote snelheid alle kanten uit. Er is geen voorkeur voor hun richting. Maar bij elkaar opgeteld, dus voor alle atomen tezamen, is er altijd wel een bepaalde richting dominant. Een perfect evenwicht bestaat niet. Dus gemiddeld beweegt het stelsel een heel klein beetje in een bepaalde draairichting. In de natuurkunde spreekt men dan van een draai-impuls, een maat voor de hoeveel draaibeweging.
Een impuls is een hoeveelheid beweging. In formule: p = m·v
Een draai-impuls is dan een hoeveelheid draaibeweging. In formule: L = r x p

Er geldt de wet van behoud van draai-impuls. Dat wil zeggen, zo lang er geen uitwendige krachten op het systeem worden uitgeoefend is de hoeveelheid draai-impuls binnen dat systeem constant.
In de formule staat de r voor de arm: de afstand van de beweging tot het middelpunt van de draaiing. Dit is belangrijk, want hieruit is eenvoudig in te zien dat wanneer de r kleiner wordt en de totale draai-impuls L gelijk blijft, dat dan de p (= de hoeveelheid beweging) toeneemt. Met als gevolg dat toen de materie (van wat de zon zou worden) zich samentrok alles steeds sneller rond ging draaien. Om op het laatst, toen de zon een ster was geworden, met een werkelijk grote snelheid rond te tollen. Net zoals bij een centrifuge werden de zwaardere elementen binnen de zon naar de buitenkanten gedreven. Om ten slotte al rondtollend uitgestoten te worden: ze zijn immers niet in staat tot kernfusie, zijn zwaar en om die reden niet langer ‘binnenboord’ te houden.
Eén van die brokstukken die naar buiten werden geslingerd is wat nu de aarde wordt genoemd. Door de gravitatiekrachten beschrijft ze een regelmatige baan om de zon (van één jaar) en draait ze nog altijd behoorlijk snel om haar as (één keer in 24 uur). De andere brokstukken zijn de overige planeten in ons zonnestelsel: Mercurius, Venus, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Ook deze draaien allemaal om hun as, de ene wat sneller dan de ander.
Volgens het laatste model binnen de sterrenkunde is overigens ook de maan uit de aarde ontstaan. Door een gigantisch grote inslag van een hemellichaam is de aarde in zijn beginfase uiteen geslagen in twee stukken: de aarde en de maan. Waarna de maan een regelmatige omloop om de aarde is begonnen (één omloop duurt zo’n 28 dagen).

De wet van behoud van draai-impuls is eenvoudig zelf waar te nemen. Nodig is een kruk waarop het bovenste gedeelte (waarop je zit) draaibaar is. Laat iemand een slinger aan de draaikruk geven. Houd je armen gespreid terwijl je met een bepaalde snelheid ronddraait. Trek daarna je armen in. Je verkleint daarmee de afstand r. Je merkt meteen dat je een stuk sneller rond gaat draaien. Heel apart om dit zelf lijfelijk te ondervinden.
In de praktijk zie je ditzelfde patroon bij kunstschaatsers en soms ook bij balletdansers. Wanneer die een pirouette maken zie je ze zodra ze hun armen intrekken ineens veel sneller ronddraaien. Natuurkundig gemakkelijk te verklaren dat dit geen extra krachten vraagt, maar volgt uit de wet van behoud van draai-impuls.