Wikisage, de vrije encyclopedie van de tweede generatie, is digitaal erfgoed

Wikisage is op 1 na de grootste internet-encyclopedie in het Nederlands. Iedereen kan de hier verzamelde kennis gratis gebruiken, zonder storende advertenties. De Koninklijke Bibliotheek van Nederland heeft Wikisage in 2018 aangemerkt als digitaal erfgoed.

  • Wilt u meehelpen om Wikisage te laten groeien? Maak dan een account aan. U bent van harte welkom. Zie: Portaal:Gebruikers.
  • Bent u blij met Wikisage, of wilt u juist meer? Dan stellen we een bescheiden donatie om de kosten te bestrijden zeer op prijs. Zie: Portaal:Donaties.

Zon

Uit Wikisage
Naar navigatie springen Naar zoeken springen
rel=nofollow

De Zon is de ster waar de Aarde omheen draait en het helderste object aan de hemel. De Zon is een gele dwerg, een ster uit de middelgrote klasse.

Ze is met een gemiddelde massa van zo’n 1,989×1030 kg (1989 quadriljoen ton) verreweg het zwaarste object in ons zonnestelsel. Met de Aarde in het midden van de Zon zou de Maan zich iets voorbij de helft bevinden. De Zon bevat 99,86% van de massa van ons volledige zonnestelsel. Deze massa bestaat voornamelijk uit waterstof, in de buitenste lagen zo’n 91 molprocent of 70 massaprocent. Het andere veelvoorkomende element is helium, zo’n 9 molprocent of 28 massaprocent. In het centrum van de Zon, waar door kernfusie waterstof wordt omgezet in helium, is het gehalte aan waterstof vermoedelijk lager (35 massaprocent) en dat aan helium hoger (63 massaprocent).

In de Griekse en Romeinse mythologie stond de Zon voor de goden Helios en Sol.[1] Het symbool voor de Zon is een cirkel met een stip in het midden: 16px

Vroeger werd de Zon als één van de planeten gezien. Men dacht dat de Zon rond de Aarde draaide (zie geocentrisme[2]). Voor zover we weten was de Griekse astronoom Aristarchus van Samos, de eerste die op grond van redeneringen veronderstelde dat de Zon het middelpunt van de kosmos was, maar zijn leer werd verworpen ten gunste van die van Plato en Aristoteles. 500 jaar later werd de theorie van Plato en Aristoteles aangepast door Ptolemaeus. Pas in de 17e eeuw werd het heliocentristische model, zoals uitgewerkt door Copernicus, algemeen erkend.

Grootte van de zon

De zon heeft 109 maal de diameter van de aarde en is daarmee het grootste hemellichaam in dit zonnestelsel. De aarde past er meer dan een miljoen keer in, maar in vergelijking met andere sterren is de zon helemaal niet zo groot. De diameter van de zon zou 750 keer in de diameter van de ster Betelgeuze passen.

Plaats van de Zon in de Melkweg

De Zon bevindt zich op ongeveer 27 000 lichtjaar van het centrum van ons sterrenstelsel de Melkweg (dit centrum is vermoedelijk een reusachtig zwart gat), in de ongeveer 100 000 lichtjaar brede en 3000 lichtjaar dikke galactische schijf. De Zon beweegt zich met een snelheid van ongeveer 220 km/s in ongeveer 226 miljoen jaar eenmaal rond het centrum van ons sterrenstelsel. Binnen het melkwegstelsel is het een onopvallende, min of meer gemiddelde ster.

Structuur

De Zon is een bijna perfecte bol met een afplatting die geschat is op 0,000 008 77. De pooldiameter is bijgevolg slechts 10 km kleiner dan de equatoriale diameter. De Zon is niet in een vaste toestand maar in plasmatoestand, waardoor verschillende rotatiesnelheden mogelijk zijn: de rotatiesnelheid aan de evenaar is sneller dan aan de polen. De rotatie aan de evenaar is ongeveer 25 dagen en aan de polen 35 dagen. Vanaf de noordpool van de zon gezien, draait de zon tegen de klok in, evenals de meeste objecten in het zonnestelsel. Aangezien de zon in dezelfde richting roteert als de aarde, lijkt de omwenteling vanaf de aarde gezien drie dagen langer te duren.

Kern

De kern is het gedeelte van de Zon waar de dichtheid en de temperatuur hoog genoeg zijn om fusiereacties te veroorzaken. De kern strekt zich uit van het midden van de Zon tot ongeveer 0,25 maal de straal van de Zon.

De Zon krijgt haar energie voornamelijk door de zogenaamde proton-protoncyclus, mogelijk gemaakt door de enorme druk die de eigen zwaartekracht van de Zon op de materie uitoefent, in de kern zo’n 2×1016 pascal. De temperatuur van de kern is ca. 15 miljoen kelvin. Daar fuseert waterstof tot helium. Per seconde wordt ca. 700 miljoen ton waterstof in ca. 695 miljoen ton helium omgezet. Het verschil, 4,4 miljoen ton, wordt uitgestraald in de vorm van gammastraling (fotonen) en neutrino’s.[3] De protonen vormen na enkele tussenstappen alfadeeltjes (stabiele heliumkernen, bestaande uit twee protonen en twee neutronen). 1,6% van de energie wordt geproduceerd door de koolstof-stikstofcyclus. De temperatuur van de kern zou te laag zijn voor kernfusie,[4] maar door het tunneleffect treden af en toe toch fusiereacties op. De energieproductie van de Zon per volume-eenheid is verrassend laag. Voor de gehele Zon is dit 194 µW/kg, maar in de relatief kleine kern waar de fusie daadwerkelijk plaats vindt is dat 150 maal zo veel. Ter vergelijking: het menselijk lichaam produceert 1,3 W/kg. De energieproductie in de kern is 0,272 W/m3, veel minder dan een kaarsvlam. Voor fusiereactoren op Aarde zijn dan ook veel hogere temperaturen van het plasma nodig (150 miljoen K) en worden andere kernen gebruikt die makkelijker fuseren.

De meeste energie komt aanvankelijk vrij in de vorm van gammastraling. Deze straling heeft in het interieur van de Zon een zeer beperkte reikwijdte en steeds weer worden daar fotonen geabsorbeerd en weer uitgezonden als fotonen van iets lagere energie. De energie doet er erg lang over om de buitenste lagen van de Zon te bereiken. Schattingen variëren van 10 000 tot 170 000 jaar. Eén hoogenergetisch foton produceert tijdens dit proces uiteindelijk enkele miljoenen fotonen van lagere energie aan het oppervlak.

In tegenstelling tot de gevormde fotonen worden de tijdens kernfusie gevormde neutrino’s niet of nauwelijks geabsorbeerd in de Zon. Ze bereiken de Aarde binnen acht minuten. Een groot probleem bij zonnemodellen was het tekort aan neutrino's die op Aarde worden gedetecteerd (op grond van de uitgestraalde energie kan namelijk het aantal en de aard van de neutrino's worden afgeleid). Dit verschil blijkt veroorzaakt te worden door neutrino-oscillatie.[5] De gevormde neutrino’s veranderen van smaak (e-neutrino’s oscilleren naar mu- en tau-neutrino’s) tijdens hun reis door de Zon en worden daardoor moeilijker gedetecteerd.

Stralingszone

In de stralingszone is de dichtheid van de zonnematerie hoog genoeg voor radiatief transport van warmte naar buiten. Dit houdt in dat het warmtetransport wordt veroorzaakt door opname en afgifte van fotonen en er geen transport van materie plaatsvindt (vergelijk met de bodem van een pan). De temperatuur neemt in deze zone af van 7 miljoen kelvin naar 2 miljoen kelvin. Ze strekt zich uit van de buitenkant van de kern tot 0,75 maal de straal van de Zon.

Convectiezone

Deze zone strekt zich uit vanaf 0,75 maal de straal van de Zon tot het oppervlak. De temperatuur neemt in deze zone af van 2 miljoen kelvin naar 5300 kelvin. In deze zone is er naast radiatief transport ook sprake van convectie, doordat de dichtheid en de temperatuur niet meer toereikend zijn voor warmtetransport door alleen straling. Dit kan worden vergeleken met de waterstromen in een pan boven de hete bodem. Materie die wordt verhit door de radiatieve zone stijgt op en koelt af aan de oppervlakte. Dit systeem bestaat uit Bénard-cellen die zeshoekig van vorm zijn. Deze cellen vormen de granulatie van de Zon, zichtbaar op zonnefoto’s. Elke kolom veroorzaakt ook een eigen magnetisch veld. Het grotere magnetisch veld van de Zon wordt waarschijnlijk gevormd in de overgangslaag van de stralings- naar de convectiezone; de tachocline. Het warmtetransport door convectie is veel sneller dan het transport door radiatie. Het duurt een week voordat het hete materiaal de fotosfeer bereikt.[6]

Fotosfeer

Het zichtbare zonlicht dat de Aarde ontvangt van de Zon is afkomstig van de fotosfeer, de zone waaronder de Zon ondoordringbaar wordt voor zichtbaar licht. Boven de fotosfeer kan het zonlicht doordringen naar de ruimte, maar een gedeelte daarvan wordt nog verstrooid door de ijle chromosfeer. De verandering in doorzichtigheid wordt veroorzaakt door de afname van H-ionen, die licht gemakkelijk adsorberen. Tegelijkertijd wordt het licht dat we waarnemen voornamelijk geproduceerd door reacties van elektronen met waterstofatomen waarbij H-ionen worden gevormd.

De fotosfeer is enkele tientallen tot honderden kilometers dik. Het zonlicht dat de Aarde ontvangt komt ongeveer overeen met de straling van een zwart lichaam met een temperatuur van 5777 K, met daartussen zwarte lijnen die worden veroorzaakt door atomaire adsorptie in de chromosfeer. Op zeeniveau is al een gedeelte verstrooid door Rayleighverstrooiing en absorptie door watermoleculen.

Zonneatmosfeer

De zonneatmosfeer heeft een lage dichtheid en wordt daarom overstraald door de fotosfeer. Ze veroorzaakt donkere adsorptielijnen omdat alleen bepaalde banden geabsorbeerd worden en dan weer in willekeurige richting worden uitgezonden en ons daardoor niet meer bereiken. 500 kilometer boven de fotosfeer ligt de koelste laag van de Zon met een temperatuur van 4100 K, die koud genoeg om moleculen als CO en H2O te bevatten.

Chromosfeer

Daarboven ligt de chromosfeer. Deze 2000 km dikke ijle laag is direct zichtbaar als een oranje ring om de Zon tijdens een zonsverduisteringen, of als een flits bij het begin of einde van een zonsverduistering. In het spectrum van de chromosfeer zelf zijn de donkere Fraunhoferlijnen juist lichte lijnen.

De zwarte adsorptielijnen veroorzaakt door adsorbtie in de corona zijn van groot historisch belang geweest doordat ze het bestaan van aardse elementen op de Zon aantoonden, alsmede elementen die op Aarde nog onbekend waren. In 1868 werd door Joseph Norman Lockyer verondersteld dat de onbekende adsorptielijnen werden veroorzaakt door een nieuw element dat hij helium noemde. Pas 25 jaar later werd helium ook op Aarde geïsoleerd.

De temperatuur van de chromosfeer neemt toe vanaf de top van de koele laag tot 20 000 Kelvin aan het einde. De dichtheid neemt van beneden naar boven af met een factor 10−4 tot 10−15 g/cm3 in de hete bovenlaag. De laag waar de chromosfeer overgaat in de corona is zeer turbulent en bestaat uit een constant veranderend patroon van draden en zonnevlammen in de bovenste laag van de chromosfeer.

Corona

De corona kan prachtig worden waargenomen tijdens zonsverduisteringen. De grootte wisselt met de zonneactiviteit en ze kan zich bij de zonne-equator tot wel twee zonnediameters uitstrekken. Tijdens een zonnevlekkenmaximum strekken de stralen van de corona zich naar allerlei richtingen uit, tijdens een minimum alleen in een gebied rond de zonne-equator.

De temperatuurgradiënt in dit gebied is enorm groot. De temperatuur stijgt van 20 000 K tot enkele miljoenen kelvin binnen enkele honderden kilometers. De structuur van deze laag kan worden waargenomen door ruimtetelescopen gevoelig voor zeer kortgolvige UV-straling. De temperatuur van de corona varieert en kan oplopen tot 20 miljoen kelvin. Vooralsnog is het onduidelijk hoe deze enorm hoge temperaturen worden bereikt. Verschijnselen als Alfvén golven en magnetische recombinatie worden verantwoordelijk gehouden, maar vooralsnog bieden ze geen afdoende verklaring voor de extreme temperaturen in de corona.

Zonnewind

De buitengrens van de corona is niet scherp en ze gaat over in de zonnewind, een stroom van geladen deeltjes die zich uitstrekt tot de heliopauze, waar ze het interstellair medium ontmoet. Op Aarde heeft de zonnewind en het daarmee verweven elektrische veld ook invloed en veroorzaken botsingen van de geladen deeltjes in de hoge atmosfeer het poollicht. Dit verschijnsel treedt op aan beide polen, doordat de deeltjes de magnetische veldlijnen van de Aarde volgen. Bij grote erupties op de Zon kan er een verstoring van het aardmagnetische veld plaatsvinden en kan het Noorderlicht ook op onze breedte worden waargenomen. De zonnewind is erg variabel en daarom wordt er gesproken van zonneweer,[7] dat door satellieten wordt geobserveerd. De deeltjes van de zonnewind doen er een paar dagen over om de Aarde te bereiken. De tijdens erupties uitgezonden röntgenstaling en radiogolven bereiken de Aarde in 8 minuten.

De Zon als energiebron

De Zon is een bron van elektromagnetische straling in het zonnestelsel. Ook ontsnapt een stroom aan geladen energierijke deeltjes, de zonnewind, met name tijdens zonnemaxima en bij grote zonnevlammen.

De straling van de Zon heeft bij het bereiken van de aardatmosfeer een intensiteit van 1368 W/m²,[8] dit wordt ook wel de zonneconstante genoemd. Van deze straling wordt circa 69% geabsorbeerd (19% door waterdamp en door ozon in de ozonlaag, 4% door wolken en 46% door het aardoppervlak). De overige 31% wordt weerkaatst (8% door rayleighverstrooiing, 17% door wolken en 6% door het aardoppervlak).[9] Dit weerkaatsingsvermogen wordt ook albedo genoemd. Op het aardoppervlak bestaat de zonnestraling hoofdzakelijk nog uit zichtbaar licht en een gedeelte nabij infrarood en nabij ultraviolet. De rest van de energie, de kortgolvige ultraviolette straling en de langgolvige infraroodstraling, worden door de atmosfeer geabsorbeerd. Eenzelfde hoeveelheid energie als geabsorbeerd, wordt door de Aarde en de atmosfeer weer uitgestraald naar de ruimte als infrarode aardse straling.

Zonneactiviteit

Op de Zon vinden veel nog nauwelijks begrepen verschijnselen plaats. Zo treden zonnevlekken op, verschijnen er protuberansen en zonnevlammen, is er sprake van zonnewind, zijn er zonnebevingen en wordt er opvallend weinig straling afgegeven bij een zonneminimum.

Tijdens zonnemaxima kunnen zelfs enorme catastrofes op de Zon optreden die op aarde eveneens een catastrofe kunnen veroorzaken. In 1859 was er zo een catastrofe op de Zon zoals die door Richard Carrington werd geobserveerd[10] en zorgden inductiestromen voor vreemde verschijnselen in het telegraafnetwerk. Het noorderlicht was overal op aarde waarneembaar en sterk genoeg om de krant bij te lezen. Mogelijk zou een dergelijke catastrofe tegenwoordig nog veel ingrijpender gevolgen hebben voor het elektriciteitsnetwerk (inductiestromen in de leidingen), ruimtestations en satellieten (röntgenstraling, geladen deeltjes). Gelukkig treden uitbarstingen van deze grootte slechts één maal per 500 jaar op. Kleinere uitbarstingen hebben al enkele keren aanzienlijke schade veroorzaakt.

Met de juiste beschermingsfilters zijn de zonnevlekken het opvallendst. Het zijn welomschreven oppervlakten die donkerder lijken dan de omgeving door hun lagere temperatuur. Zonnevlekken zijn gebieden van intense magnetische activiteit die de convectie verhindert, waardoor het energietransport van de hete binnenkant naar de oppervlakte beperkt wordt. Het magnetische veld is oorzaak van sterke verwarming van de kern. Het aantal zonnevlekken die zichtbaar zijn op de Zon is niet constant, maar varieert over een elfjarige cyclus, die de zonnecyclus genoemd wordt.

Bij een typisch zonneminimum zijn weinig zonnevlekken zichtbaar. Soms zijn er zelfs helemaal geen te zien. De vlekken die te zien zijn, verschijnen in de buurt van de polen. Tijdens de zonnecyclus stijgt het aantal zonnevlekken en verplaatsen ze zich in de richting van de evenaar van de Zon. Dit verschijnsel is beschreven door de wet van Spörer.

Zonnevlekken verschijnen als paar met tegengestelde magnetische polariteit. De magnetische polariteit van de belangrijkste zonnevlek wisselt iedere zonnecyclus. Hierdoor zal hij een magnetische noordpool hebben in één zonnecyclus en een magnetische zuidpool in de volgende zonnecyclus.

De elfjarige zonnecyclus heeft een grote invloed op het zonneweer en heeft een belangrijke invloed op het aardse klimaat. Minimale zonneactiviteit (met weinig of geen zonnevlekken) lijkt verband te houden met lage temperaturen, terwijl langer dan gemiddelde zonnecyclussen (met veel zonnevlekken) verband lijken te houden met hogere temperaturen. In de 17e eeuw leken de zonnecyclussen een aantal decennia gestopt te zijn. Er werden toen zeer weinig zonnevlekken geobserveerd. Gedurende deze tijd, die bekend is als het Maunderminimum of de Kleine ijstijd, waren er in Europa zeer lage temperaturen.

Vroegere uitzonderlijke lage waarden zijn ontdekt via analyse van ouderdomsringen van boomstammen en lijken verbonden te zijn met lager dan gemiddelde wereldwijde temperaturen.

Levensloop van de Zon

Vier fases

Onze zon is momenteel een ster van spectraalklasse G2. Dat betekent dat zij een gele ster is, veel heter en zwaarder dan de gemiddelde ster, maar veel kleiner dan de blauwe reuzensterren. De berekende levensduur van een ster als de Zon, dat wil zeggen de tijd waarin kernreacties haar van energie voorzien, bedraagt 10 miljard jaar.

De levenscyclus van de Zon is grofweg te verdelen in vier fases. In elk van die fases ziet de Zon er heel anders uit en verkrijgt zij haar energie uit een andere bron:

  1. ontstaan: protoster;
  2. hoofdreeksster;
  3. rode reus;
  4. witte dwerg.

Ontstaan van de Zon

Hoofdartikel.png Zie Zonnenevel voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

Net als andere sterren is ook de Zon uit een moleculaire waterstofnevel ontstaan. Deze nevel bevatte al resten van eerder gevormde en weer geëxplodeerde grotere sterren, wat de aanwezigheid van zware metaalkernen in het zonnestelsel verklaart. Een dergelijke nevel kan door zijn eigen gravitatie gaan samentrekken, hoewel deze samentrekking ook een gevolg kan zijn van een drukgolf van bijvoorbeeld een supernova die door de wolk beweegt en daarmee voor lokale verschillen in dichtheid zorgt. Hoe dichter de deeltjes bij elkaar komen, hoe groter de gravitatie en dus hoe sneller het proces verloopt. Afhankelijk van lokale dichtheidsverschillen zullen de meeste deeltjes zich in één of meerdere centrale punten concentreren. De Zon ontstond uit de middelste van deze verdichtingen in het zwaartepunt van de nevel en wordt in deze fase een protoster genoemd. Door de massatoename verhoogt de druk binnenin de protoster; dit heeft een temperatuursverhoging tot gevolg, vanwege de algemene gaswet:

pV = nRT

Waarin p de druk is, V het volume, n de hoeveelheid deeltjes, T de temperatuur en R de gasconstante (R = 8,3145 J/mol K). Als er niet genoeg materie in de buurt is, zal de samenballing van massa niet doorgaan en zal de protoster langzaam inkrimpen tot een bruine dwerg. Als er wel genoeg materie is, zal de temperatuur binnenin de protoster uiteindelijk zo hoog worden dat er nucleosynthese (kernfusie) plaatsvindt. Er worden dan telkens vier waterstofatomen omgezet naar een heliumatoom, waarbij energie vrijkomt. Ten gevolge van de kernfusie ontstaat er een stralingsdruk even groot als de gravitatiekracht ten gevolge van de massa. De protoster stopt met krimpen en begint licht uit te stralen. De ster gaat dan over naar haar hoofdreeksfase. Voor een ster vergelijkbaar met de Zon gebeurt dit al na ongeveer 100 000 jaar.

De Zon als hoofdreeksster

Aan sterren die vergelijkbaar zijn met de Zon, maar die zich in een andere ontwikkelingsfase bevinden, kan worden afgeleid hoe de Zon diverse stadia van haar ontwikkeling doorlopen heeft. Uit zulk vergelijkend onderzoek blijkt dat de Zon aan het begin van de hoofdreeksfase (4,5 miljard jaar geleden) meer dan tien maal zo snel om haar as draaide als nu. Volgens de dynamotheorie genereerde de Zon toen dan ook een veel sterker magnetisch veld, en vertoonde daarom ook meer zonneactiviteit dan nu. Ook straalde de Zon toen honderden malen sterkere ultraviolette en röntgenstraling uit.[11] Deze periode valt ongeveer samen met het vermoedelijke begin van het leven op Aarde, 3,7 miljard jaar geleden.

In de hoofdreeksfase is de omvang van de ster min of meer stabiel. Ze groeit of krimpt niet met extreme waarden. Aangezien de ster een deel van haar massa omzet in energie, verliest ze een deel van haar massa. Daardoor wordt de gravitatie kleiner ten opzichte van de stralingsdruk, waardoor de ster zeer langzaam groeit. De baan van planeten, zoals de Aarde, zal zichzelf aanpassen door deze massaverandering en groter worden. De centripetale kracht in de baan moet immers gelijk zijn aan de gravitatie die de ster uitoefent. De ster zit ongeveer in de helft van haar hoofdreeksfase. Ze is al ongeveer 4,5 miljard jaar hoofdreeksster en zal dit nog zo’n 5,5 miljard jaar blijven. Daarna gaat ze over naar de fase van rode reus.

Rode reus

Deze fase treedt in nadat – over circa vijf miljard jaar – vrijwel alle waterstof in de kern van de Zon verbruikt is. De stralingsdruk door de kernfusie neemt dan af en de gravitatie zorgt ervoor dat de kern instort deze instorting gaat door totdat de instorting wordt beperkt door het uitsluitingsprincipe van Pauli. De toestand van deze materie voldoet niet meer aan de algemene gaswet omdat de druk nog slechts afhangt van de dichtheid en niet meer van de temperatuur. Deze toestand wordt ontaarde materie genoemd. In een laag rond de kern waar nog niet alle waterstof is omgezet gaat de kernfusie verder. Door de snelle compressie is de temperatuur in deze lagen veel hoger dan in de oorspronkelijke kern, waardoor de straling met een factor 1000 tot 10 000 toeneemt. Door de toegenomen stralingsdruk gaat de buitenste schil van de Zon enorm uitzetten. De straal neemt toe met een factor 250. Het oppervlak van de Zon wordt groter ten opzichte van de stralingsintensiteit waardoor de temperatuur van de fotosfeer afneemt en de golflengte van het licht naar het rode gedeelte van het spectrum verschuift.

De Zon neemt vervolgens toe tot een bol met een straal van 174 miljoen km en slokt daarmee de planeten Mercurius en Venus op. Deze straal is tot buiten de tegenwoordige aardbaan. Tegen die tijd zou de Aarde door d toegenomen stralingsdruk wel verder van de Zon kunnen zijn dan nu, maar door getijdeneffecten kan de aardbaan juist weer krimpen zodat niet zeker is of de Aarde daadwerkelijk zou worden opgeslokt door de Zon. Indien de Aarde niet opgeslokt wordt, zou ze toch opwarmen tot een bol lava, waar elke vorm van leven onmogelijk is.

Als de temperatuur van de kern tot 100 000 000 K toeneemt kunnen de relatief stabiele heliumkernen fuseren tot de nog stabielere koolstofkernen en begint een nieuwe fase (Asymptotic Red Giant Branch), met een kern van koolstof omringd door een laag met helium waarin heliumkernen fuseren en daarbuiten een laag met waterstofkernen die tot heliumkernen fuseren.

De kern van een rode ARGB-ster bestaat uit ontaarde materie, waarvan de druk hoofdzakelijk afhangt van de dichtheid en nauwelijks van de temperatuur. Dit veroorzaakt een explosief reactiemechanisme, omdat er na contractie van de ster weer helium van de meer naar buiten gelegen lagen beschikbaar komt voor kernfusie. De temperatuur kan toenemen zonder dat de kern expandeert zodat de fusie nog sneller gaat. Dit proces gaat door doordat tijdens de temperatuurtoename de druk nauwelijks groter wordt. Dit resulteert in een kortdurende fase enkele waarin de fusiesnelheid met een factor van 100 biljoen toeneemt. Pas als de temperatuursafhankelijke druk (veroorzaakt door de druk van de kernen) weer belangrijker wordt dan de gedegenereerde druk (door de elektronen) begint de kern weer uit te zetten en gaat de fusie van Helium weer door in het normale tempo. (Sterren die groter zijn dan 2,5 keer de Zon hebben heliumfusie voordat de kern gedegenereerd is en maken deze fase niet door.)

In rode reuzen treedt een sterke convectie op, wat resulteert in het transport van voornamelijk helium en 15N naar de oppervlakte van de ster. Door neutronenvangst ontstaan daarbij ook zwaardere elementen zoals ijzer en silicium. In de rode-reusfase is de sterrenwind veel substantiëler dan in de fase waarin de Zon nu verkeert en verliest de Zon in totaal een derde van haar massa. Het einde van die fase noemen we de post-AGB-fase.

Witte dwerg

Nadat de rode reus zijn buitenlagen heeft afgestoten, blijft er enerzijds een C-O-kern over die men witte dwerg noemt en anderzijds een hoeveelheid materie daar omheen verspreid. De kern gaat krimpen en in temperatuur stijgen. In een ster met genoeg massa zal de hitte uiteindelijk groot genoeg worden om een lading energie uit te stralen, waaronder een groot deel in ultraviolet licht. Daardoor komen de atomen van de circumstellaire materie in geëxciteerde toestand en gaan licht uitstralen. Dit fenomeen noemt men een planetaire nevel.

Men betwijfelt echter sterk of onze Zon genoeg materie heeft om zo’n planetaire nevel te vormen. Het lot van onze Zon is waarschijnlijk dat de witte dwerg licht zal uitstralen en langzaam zal afkoelen om uiteindelijk te doven en een zwarte dwerg te vormen.

Tabel: evolutiemodel

Een berekend model voor de evolutie van de Zon
tijd
(miljard jaar)
middellijn
(Zonnu=1)
helderheid
(Zonnu=1)
temperatuur
oppervlak
(K)
centrale
dichtheid
(g/cm3)
centrale
temperatuur
(K)
massapercentage
waterstof
in kern
opmerkingen
–0,035 2×106 ~0 10 10−19 10 70,5% koude gaswolk begint te contraheren
–0,034 2,1 1,6 4400 1,5 4×106 70,5% protoster is ontstaan (T Tauri ster)
–0,010 1,0 1,1 5900 83 13×106 70,5% protoster: overgang naar hoofdreeks
0,0 0,872 0,769 5790 91 14,4×106 70,5% begin als hoofdreeksster: nucleosynthese waterstof in kern
1,0 0,905 0,770 5680 91 13,7×106 63,3%  
2,0 0,927 0,824 5710 102 14,1×106 56,0%  
3,0 0,952 0,884 5730 116 14,6×106 48,4%  
4,0 0,982 0,954 5750 134 15,1×106 40,4%  
4,59 (=nu) 1,000 1,000 5770 147 15,5×106 35,5% de huidige Zon
5,0 1,015 1,034 5780 158 15,8×106 31,9%  
6,0 1,056 1,126 5780 191 16,6×106 22,7%  
7,0 1,104 1,235 5790 243 17,6×106 12,7%  
8,0 1,161 1,357 5780 326 18,6×106 2,9%  
9,0 1,250 1,548 5760 488 18,9×106 0,09%  
10,0 1,39 1,90 5680 860 19,4×106 0,00% waterstof in kern is op
11,0 1,6 2,3 5500 ... ... 0,00%  
12,0 5 12 4900 ... ... 0,00%  
12,17 241 2800 2700 ... ... 0,00% rode reus (Red Giant Branch); massaverlies
12,25 11 60 4800 ... ~160×106 0,00% heliumnucleosynthese;
massa: ~0,81 MZon
12,29 247 4200 2960 ... ... 0,00% rode superreus (Asymptotic Giant Branch); massaverlies
12,3 0,012 1,4 60 000 5×106 70×106 0,00% witte dwerg;
massa: ~0,68 MZon
13,0 0,012 0,004 13 000 5×106 14×106 0,00%  
20,0 0,012 0,000 13 5700 5×106 5×106 0,00%  
1000,0 0,012 1,4×10−7 1000 5×106 0,8×106 0,00% koelt verder af
Bronnen:
  • P. Bodenheimer, 'Stellar structure and evolution', in: R.A. Meyers (red.), Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics (1989) p. 689-721 (protoster);
  • S. Turck-Chieze et al., Revisiting the standard solar model, Astrophysical Journal, vol. 335, pp. 415–424, 1988 (hoofdreeks).
  • P. Schröder e.a. (2001) (rode reus);
  • M. Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars (1959) Ch. VII (witte dwerg)

Zonsverduistering

Hoofdartikel.png Zie Zonsverduistering voor het hoofdartikel over dit onderwerp.

Een zonsverduistering treedt op als als bij nieuwe maan de maan precies tussen de Zon en de Aarde staat, en het zonlicht blokkeert.

Mercuriusovergang

Als de planeet Mercurius precies voor de Zon schuift gezien vanaf de Aarde spreekt men van een Mercuriusovergang. De volgende Mercuriusovergang is in mei 2016. Dit komt 13 à 14 keer per eeuw voor.

Venusovergang

Als de planeet Venus vanaf de Aarde gezien voor de Zon schuift spreekt men van een Venusovergang. Venusovergangen waren bijvoorbeeld op 8 juni 2004 en op 6 juni 2012. Een Venusovergang is veel zeldzamer dan een Mercuriusovergang, omdat:

(1) Venus langzamer beweegt dan Mercurius, zodat er dus minder benedenconjuncties optreden;

(2) de Venusbaan een grote hoek maakt met de baan van de Aarde, zodat het samenvallen van een benedenconjunctie met het passeren van een knooppunt (wiskunde) van de twee baanvlakken zeldzamer is.

De Zon bekijken

Het bekijken van de Zon, bijvoorbeeld bij een zonsverduistering, moet met bescherming gedaan worden, aangezien direct in de Zon kijken oogbeschadiging veroorzaakt. Men gebruikt soms een lasbril (voor elektrisch lassen, nummer 13 of 14) of een speciaal daarvoor gemaakte bril (bijvoorbeeld een eclipsbril). Andere donkere materialen zoals cd’s, zwarte dia’s of fotonegatieven kunnen (onzichtbaar maar schadelijk) ultraviolet licht doorlaten. Gebruik dit dus zeker niet! Het beste gaat men naar een planetarium of sterrenwacht en koopt men een aangepaste bril.

Het spreekt voor zich dat men bij gebruik van een verrekijker of telescoop nog veel voorzichtiger moet zijn. Een vergrootglas kan in enkele seconden een stuk papier laten verkolen. Veel telescopen bundelen nog veel meer zonlicht in het brandpunt. Op deze manier kan de telescoop beschadigd worden. Erger, het glasachtig lichaam in het oog kan hard opwarmen en het netvlies kan verschroeid worden met blindheid als gevolg. De veiligste manier van waarnemen met een telescoop is het zonsbeeld door middel van oculairprojectie op een stuk wit papier of aangepast scherm te projecteren, en op die manier indirect de Zon te bekijken. Gebruik van oculairfilters alleen (die geplaatst worden bij het oculair, vlakbij het brandpunt van de telescoop) is niet veilig; door de hitte die in het filter ontstaat kan het kapotspringen. Speciaal voor zonswaarneming gemaakte objectieffilters (die vooraan op de tubus geplaatst worden) zijn, mits deugdelijk bevestigd, wel veilig. Het mooiste zicht op de Zon biedt een H-alfa-filter (een smalbandig filter dat licht van één kleur doorlaat, en wel de kleur die door de waterstof op de Zon wordt uitgestraald; de golflengte is ca. 656,3 nm).

Trivia

Zie ook

Externe links

Voetnoten

1px.pngWikimedia Commons  Zie ook de categorie met mediabestanden in verband met Sun op Wikimedia Commons.