Dezon is dester die het dichtst bij deaarde staat en het centrum van hetzonnestelsel vormt. De zon is eenmiddelgrote ster in een buitenste arm van hetMelkwegstelsel. Vanaf de aarde gezien is de zon verreweg het helderste object aan de hemel; de zon bepaalt dan ook het gebruikelijke onderscheid tussen dag en nacht. De zon is verantwoordelijk voor het overgrote deel van dewarmte in deaardatmosfeer en is de belangrijkste bron vanenergie voor het leven op aarde.
De zon is opgebouwd uit zeer heetplasma. Ze bevat ruim 99% van de materie van het zonnestelsel, voornamelijkwaterstof enhelium.[1] Het binnenste deel van de zon is zo heet en dicht dat erkernfusie plaatsvindt: iedere seconde wordt er ongeveer 600 miljoen ton waterstof omgezet in helium. De energie die daarbij vrijkomt, wordt grotendeels uitgestraald in de vorm van straling, waaronderzichtbaar licht. Het oppervlak van de zon vertoont een wisselend aantalzonnevlekken, die veroorzaakt worden door lokale magneetvelden die deconvectie remmen.
De zon wordt geclassificeerd als eendwergster (gele dwerg). De zon ontwikkelde zich ongeveer 4,6 miljard jaar geleden en bevindt zich nu halverwege dehoofdreeks.[2][3] Over enkele miljarden jaren zal de zon zijn volgende ontwikkelingsfase ingaan. Het waterstof binnen de zonnekern zal opraken, waardoor de kern onder zijn eigen gewicht ineenstort. De zon zal vervolgens in hitte en grootte toenemen (rode reus), en daarbijVenus enMercurius verzwelgen en de aarde onbewoonbaar maken. Aan het eind van zijn levensloop zal de zon zijn buitenste lagen loslaten (planetaire nevelfase) en transformeren in eenwitte dwerg.
De zon heeft door zijn enorme invloed op mens en natuur een grote culturele en mythologische waarde. De zon werd en wordt in sommige culturen beschouwd als een godheid:zonnegoden duiken op in veel verschillendemythologieën. Desynodische rotatie van de aarde en haar baan rond de zon vormen de basis van zonnekalenders, waaronder deGregoriaanse kalender die wereldwijd veel gebruikt wordt.[4]
Kenmerken
De afmeting van de zon ten opzichte van de aarde (het lichte vlekje links)Plaats van de zon in de MelkwegDe structuur van sterren van hetzelfde type als de zon
De zon is een middelgrotetype G hoofdreeksster (spectraalklasse G2V). Ze heeft eenmassa van zo'n 1,989 × 1030 kg (1989quadriljoen ton), gelijk aan 332.946 maal demassa van de aarde. De zon bevat 99,86% van de massa van het volledige zonnestelsel. Deze massa bestaat voornamelijk uitwaterstof, in de buitenste lagen zo'n 91molprocent of 70massaprocent. Het andere veelvoorkomende element ishelium, zo'n 9 molprocent of 28 massaprocent. In het centrum van de zon, waar doorkernfusie waterstof wordt omgezet in helium, is het gehalte aan waterstof vermoedelijk lager (35 massaprocent) en dat aan helium hoger (63 massaprocent).
Type G sterren behoren tot de 15% helderstesterren van deMelkweg: de meeste sterren zijn veel kleiner (rode dwergen).[5]
Plaats in de vroege kosmologie
Vanaf de aarde gezien lijkt de zon om de aarde te draaien; in de wetenschapsgeschiedenis heet dit idee hetgeocentrisme. Voor zover bekend was de Griekse astronoomAristarchus 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 vanPlato enAristoteles. Zij beschouwden de zon als eenplaneet (letterlijk 'dwaalster'). Vijfhonderd jaar later pastePtolemaeus de theorie van Plato en Aristoteles aan. Pas in de 18e eeuw werd hetheliocentristische model, zoals uitgewerkt doorCopernicus, algemeen erkend.
Afmetingen
De zon heeft een diameter van 1.392.684 km met eenonzekerheid van 130 km.[6] Dit komt overeen met een diameter van 109 maal die van de aarde, waarmee de zon het grootste hemellichaam in het zonnestelsel is. De aarde past er meer dan een miljoen keer in.[7] Destraal van de zon is bijna twee keer zo groot als de afstand tussen de aarde en demaan. De oppervlakte van de zon bedraagt ruwweg 6,1biljoen vierkante km. Dat is 12.500 maal zoveel als de oppervlakte van de aarde.
Afstand tot de aarde
De gemiddelde afstand van de zon tot de aarde wordtastronomische eenheid (AE) genoemd; zij bedraagt ongeveer 149,6 miljoen km. Dat komt overeen met circa 8,317lichtminuten, wat inhoudt dat het zonlicht er 8 minuten en 19 seconden over doet om de aarde te bereiken.
Plaats in de Melkweg
De zon bevindt zich op ongeveer 27.000lichtjaar van het centrum van ons sterrenstelsel deMelkweg (dit centrum is vermoedelijk een reusachtigzwart gat:Sagittarius A*), in de ongeveer 100.000 lichtjaar brede en 3000 lichtjaar dikkegalactische schijf. Ten opzichte van naburige sterren beweegt de zon zich met een snelheid van 15 tot 20 km/s in de richting van deapex in hetsterrenbeeldHercules. De zonsomgeving beweegt zich op zijn beurt met een snelheid van ongeveer 220 km/s in ongeveer 226 miljoen jaar eenmaal rond het centrum van ons sterrenstelsel.
Structuur
De zon is een bijna perfecte bol met eenafplatting die geschat is op 0,000 008 77,[8] hetgeen betekent dat de pooldiameter 11 km kleiner is dan de equatoriale diameter. De zon is niet vast, maar inplasmatoestand, waardoor verschillende rotatiesnelheden mogelijk zijn: de rotatiesnelheid aan de evenaar is hoger dan aan de polen. De rotatie aan de evenaar is ongeveer 25 dagen en aan de polen 36 dagen. Gezien vanaf haar noordpool draait de zon, net als de meeste objecten in het zonnestelsel, tegen de klok in. Doordat de zon in dezelfde richting roteert als de aarde, lijkt haar omwenteling gezien vanaf de aarde drie dagen langer te duren.
Kern
ZieZonnekern voor het hoofdartikel over dit onderwerp.
Interne structuur van de zon. De verschillende lagen zijn op schaal getekend. Per laag zijn dedichtheid entemperatuur (in kelvin) aangegeven.
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 een kwart van haar straal.
De zon krijgt haar energie voornamelijk door de zogenaamdeproton-protoncyclus, mogelijk gemaakt door de enorme druk die de eigen zwaartekracht van de zon op de materie uitoefent, in de kern zo'n 2×1016pascal. De temperatuur van de kern is ca. 15 miljoenkelvin. Daar vinden fusiereacties plaats waarinwaterstofkernen (protonen) uiteindelijk worden omgezet totheliumkernen (alfadeeltjes). 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 vangammastraling (fotonen) enneutrino's.[9] De protonen vormen na enkele tussenstappenalfadeeltjes (stabiele heliumkernen, bestaande uit twee protonen en twee neutronen). 1,6% van de energie wordt geproduceerd door dekoolstof-stikstofcyclus. De temperatuur van de kern zou te laag zijn voor kernfusie,[10] maar door hettunneleffect treden er toch fusiereacties op.
De energieproductie van de zon per massa-eenheid is daardoor verrassend laag. Voor de gehele zon is dit 194 µW/kg, maar in de relatief kleine schil waar de fusie plaatsvindt is dat 150 maal zo veel. Ter vergelijking: Het menselijk lichaam produceert 1,3 W/kg. De energieproductie in het middelpunt van de zon is volgens theoretische modellen 276,5 W/m³,[11] 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 geringe energieproductie van de zon per massa-eenheid in combinatie met het feit dat kernreacties per massa-eenheid miljoenen keren zoveel energie opleveren als chemische reacties, zorgt ervoor dat het miljarden jaren duurt voordat de zon door haar energievoorraad heen is.
De meeste energie komt aanvankelijk vrij in de vorm van gammastraling. Deze straling heeft in het binnenste van de zon een zeer beperkte reikwijdte en steeds weer worden daar fotonen geabsorbeerd en opnieuw 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 gevormdezonneneutrino's niet of nauwelijks geabsorbeerd in de zon. Ze bereiken de aarde in acht minuten. Een groot probleem bij zonnemodellen was het tekort aanneutrino'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 doorneutrino-oscillatie.[12] De gevormde neutrino's veranderen vansmaak (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 vanconvectie, 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 uitBénard-cellen die zeshoekig van vorm zijn. Deze cellen vormen degranulatie 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; detachocline. Het warmtetransport door convectie is veel sneller dan het transport door radiatie. Het duurt een week voordat het hete materiaal de fotosfeer bereikt.[13]
Fotosfeer
Stralingsintensiteit van het zonnespectrum van eenzwart lichaam en boven en in de atmosfeer
Het zichtbarezonlicht dat de aarde ontvangt van de zon is afkomstig van defotosfeer, 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 absorberen. 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 eenzwart lichaam met een temperatuur van 5777 K, met daartussen zwarte lijnen die worden veroorzaakt dooratomaire absorptie in de chromosfeer. Op zeeniveau is al een gedeelte verstrooid doorRayleighverstrooiing en absorptie door watermoleculen.
Zonneatmosfeer
De zonneatmosfeer heeft een lage dichtheid en wordt daardoor overstraald door de fotosfeer. Ze veroorzaakt donkere absorptielijnen doordat 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 is om moleculen als CO en H2O te bevatten.
Chromosfeer
Daarboven ligt dechromosfeer. Deze 2000 km dikke ijle laag is direct zichtbaar als een oranje ring om de zon tijdenszonsverduisteringen, of als een flits bij het begin of einde van een zonsverduistering. In het spectrum van de chromosfeer zelf zijn de donkereFraunhoferlijnen juist lichte lijnen.
De zwarte absorptielijnen veroorzaakt door absorptie in de corona zijn van groot historisch belang geweest omdat ze het bestaan van aardse elementen op de Zon aantoonden, alsmede elementen die op aarde nog onbekend waren. In 1868 werd doorJoseph Norman Lockyer verondersteld dat de onbekende absorptielijnen werden veroorzaakt door een nieuw element dat hijhelium noemde, naar de zonnegod Helios. 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
Decorona kan goed worden waargenomen tijdens volledigezonsverduisteringen of met behulp van eencoronagraaf. De grootte wisselt met dezonneactiviteit 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 alsAlfvén-golven enmagnetische 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 dezonnewind, een stroom van geladen deeltjes die zich uitstrekt tot deheliopauze, waar ze hetinterstellair medium ontmoet. Op aarde hebben de zonnewind en het daarmee verweven elektrische veld ook invloed, ze veroorzaken botsingen tussen de geladen deeltjes in de hoge atmosfeer en daarmee hetpoollicht. Dit verschijnsel treedt op aan beide polen, doordat de deeltjes de magnetische veldlijnen van de aarde volgen. Bij groteerupties op de zon kan er een verstoring van het aardmagnetische veld plaatsvinden en kan het poollicht ook op onze breedte worden waargenomen. De zonnewind is erg variabel en daarom wordt er gesproken van zonneweer,[14] 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 röntgenstraling en radiogolven bereiken de aarde in 8 minuten.
Energiebron
De zon is een bron vanelektromagnetische straling in hetzonnestelsel. Ook ontsnapt een stroom aan geladen energierijke deeltjes, dezonnewind, 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,[15] dit wordt dezonneconstante genoemd. Van deze straling wordt circa 69% geabsorbeerd (19% door waterdamp en doorozon in deozonlaag, 4% doorwolken en 46% door het aardoppervlak). De overige 31% wordt weerkaatst (8% doorrayleighverstrooiing, 17% door wolken en 6% door het aardoppervlak).[16] Dit weerkaatsingsvermogen wordtalbedo genoemd. Op het aardoppervlak bestaat de zonnestraling hoofdzakelijk nog uitzichtbaar licht en een gedeelte nabijinfrarood en nabijultraviolet. 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 infrarodeaardse straling.
Zonneactiviteit
Protuberans (1947) Bron: US Nat. Oceanic and Atmospheric AdministrationElektromagnetische straling afkomstig van de zon (rood), het aantalzonnevlekken (blauw) en dezonnevlamactiviteit (groen) zoals gemeten tussen 1975 en 2005. Drie zonnecycli worden getoond, die gemiddeld elf jaar duren.Geschiedenis van het aantal geobserveerde zonnevlekken gedurende de laatste 250 jaar, die de 11-jarige cyclus toont
Met de juiste beschermingsfilters zijn dezonnevlekken het opvallendst. Het zijn welomschreven oppervlakken 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. De magnetische velden zijn het gevolg van bewegingen in het zonneplasma, dat uit geladen deeltjes bestaat. Immers, beweging van geladen deeltjes is elektrische stroom en kringstromen wekken magnetische velden op.Het aantal zonnevlekken die zichtbaar zijn op de zon is niet constant, maar varieert over een 11-jarige cyclus, die dezonnecyclus genoemd wordt.
Bij een typisch zonneminimum zijn er weinig zonnevlekken zichtbaar. Soms zijn er zelfs helemaal geen te zien. De eerste vlekken verschijnen op wat grotere afstand van de evenaar van de zon, op een breedte van ca. 35 graden. Tijdens dezonnecyclus stijgt hun aantal en verplaatsen ze zich in de richting van de zonne-evenaar. Dit is een verschijnsel beschreven doorde wet van Spörer.
Zonnevlekken verschijnen als paar met tegengestelde magnetisch polariteit. Demagnetische polariteit van de zonnevlekken in de oost-westrichting wisselt iedere zonnecyclus. Hierdoor zal de meest westelijke zonnevlek een magnetische noordpool hebben in één zonnecyclus en een magnetische zuidpool in de volgende zonnecyclus.
De 11-jarige zonnecyclus heeft een grote invloed op het zonneweer en heeft mogelijk ook een belangrijk effect 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) lijken verband te houden met hogere temperaturen.In de zeventiende eeuw leken de zonnecyclussen gestopt te zijn gedurende een aantal decennia. Er zijn zeer weinig zonnevlekken geobserveerd gedurende deze periode, die bekend staat als hetMaunderminimum ofKleine IJstijd. Toen waren er in Europa zeer lage temperaturen.[17]
Vroegere uitzonderlijk lage waarden zijn ontdekt via analyse van radioactieve isotopen zoalsberyllium-10 uit de lagen van het poolijs enkoolstof-14 uit organisch materiaal, dat dan gedateerd wordt met onder andereouderdomsringen vanboomstammen. De magnetische activiteit van de zon en de zonnewind schermen dekosmische straling vanuit de Melkweg deels af. Bij een actieve zon met veel zonnevlekken is er dus minder kosmische straling en ontstaan er dus minder radioactieve isotopen, zoals beryllium-10 en koolstof-14, in de atmosfeer van de aarde. Nu wordtC14-datering veel gebruikt om de leeftijd van organisch materiaal vast te stellen. Door het radioactief verval neemt de hoeveelheid koolstof-14 af in de tijd, maar de variatie in de kosmische straling door de zon is een belangrijke factor waarom op deze metingen een correctie moet worden gedaan door calibratie met onder andere boomringen. Langdurige perioden met verminderde magnetische zonneactiviteit, zoals het Maunder-minimum lijken verbonden te zijn met lager dan gemiddelde wereldwijde temperaturen, maar binnen de korte periodes van de circa elfjarige cyclus zijn de temperatuursverschillen gering.
Zonnevlammen komen het meest voor tijdens maxima in de zonnecyclus. Ze zijn verbonden met de actieve gebieden rondom de zonnevlekken. Het zijn kortstondige, zeer intensieve verschijnselen, die grote gevolgen kunnen hebben op aarde, doordat hierbij soms grote hoeveelheden actief magnetisch plasma (CME's = coronary mass ejections) kunnen vrijkomen van de zon en in de omgeving van de aarde hun invloed uitoefenen. In 1859 was er een zeer grote zonnevlam, die doorRichard Carrington werd geobserveerd, en zorgden inductiestromen voor vreemde verschijnselen in het telegrafienetwerk. Het noorderlicht was overal op aarde waarneembaar en sterk genoeg om de krant bij te lezen. Misschien zou een dergelijke verschijnsel tegenwoordig nog veel ingrijpender gevolgen hebben voor het elektriciteitsnetwerk (inductiestromen in de leidingen), ruimtestations en satellieten (röntgenstraling, geladen deeltjes), doch uitbarstingen van deze grootte treden slechts eenmaal per 500 jaar op. Kleinere uitbarstingen hebben al enkele malen aanzienlijke schade veroorzaakt.[18]
Levensloop
Vier fases
Levensloop van de zonDe evolutie van een ster als de Zon in hetHertzsprung-Russelldiagram gebaseerd op waarnemingen met de ruimtetelescoopGaia
Onze Zon is een ster vanspectraalklasseG2. 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.
Delevenscyclus 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:
witte dwerg; eindfase tot in de zeer verre toekomst
Ontstaan van de zon
ZieZonnenevel 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 eigengravitatie samen gaan trekken, hoewel deze samentrekking ook het gevolg kan zijn van eendrukgolf van bijvoorbeeld eensupernova die door de wolk beweegt en daarmee voor lokale verschillen indichtheid 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 eenprotoster genoemd. Door de massatoename zal de druk binnenin de protoster verhogen en dit heeft een temperatuursverhoging tot gevolg, vanwege dealgemene gaswet:
pV =nRT
Waarinp de druk is,V het volume,n de hoeveelheid deeltjes,T de temperatuur enR degasconstante (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 eenbruine dwerg. Als er wel genoeg materie is, zal de temperatuur binnenin de protoster uiteindelijk zo hoog worden dat ernucleosynthese (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.
Hoofdreeksster
Ontwikkeling van de zon tijdens de hoofdreeksfase, na < 300, 650, 2000 en 4500 miljoen jaar IAU/E. Guinan
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 dedynamotheorie genereerde de zon toen dan ook een veel sterkermagnetisch veld, en vertoonde daarom ook meer zonneactiviteit dan nu. Ook straalde de zon toen honderden malen sterkereultraviolette enröntgenstraling uit.[19] Deze periode valt ongeveer samen met het vermoedelijke begin van hetleven op aarde, 3,7 miljard jaar geleden.
De zon is al ongeveer 4,5 miljard jaarhoofdreeksster en zal dit nog zo'n 5,5 miljard jaar blijven. De ster zit ongeveer op de helft van haar hoofdreeksfase. In deze hoofdreeksfase is de omvang van de ster min of meer stabiel. Ze groeit of krimpt niet met extreme waarden. Aangezien de Zon 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. Decentripetale kracht in de baan moet immers gelijk zijn aan de gravitatie die de ster uitoefent.
De zon genereert energie door middel vankernfusie, waarbij voortdurendwaterstof inhelium wordt omgezet. Momenteel is naar schatting ongeveer de helft van de waterstof in dekern van de zon opgebruikt. Naarmate de zon ouder wordt en er meer waterstof omgezet zal worden, nemen de lichtkracht en hitte die de zon uitstraalt toe. Toen de zon eenhoofdreeksster werd, was haar lichtkracht maar 70% van wat deze nu is. Gemiddeld neemt haar lichtkracht per 110 miljoen jaar met 1% toe.[20] Over 3 miljard jaar zal naar verwachting de lichtkracht van de zon met 33% zijn toegenomen ten opzichte van het heden. Wanneer over 4,8 miljard jaar de waterstof in de kern geheel opgebruikt zal zijn, zal de lichtkracht zijn toegenomen met 67%.
Rode reus
Over circa vijf miljard jaar is vrijwel alle waterstof in de kern van de zon verbruikt en verandert de zon in eenrode reus. 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 hetuitsluitingsprincipe 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 wordtontaarde 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 toegenomenstralingsdruk 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 toe tot een bol met een straal van 174 miljoen km en slokt daarmee de planetenMercurius enVenus op. Het lot van de aardeis onzeker, maar zij zal in ieder geval zo ver opwarmen dat leven onmogelijk wordt.
Als de temperatuur van de kern tot100 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 uitontaarde 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 enstikstof-15 naar de oppervlakte van de ster. Doorneutronenvangst ontstaan daarbij ook zwaardere elementen zoals ijzer en silicium. In de rodereusfase 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 een rode reus zijn buitenlagen heeft afgestoten, blijft er enerzijds een C-O-kern over die menwitte 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 ingeëxciteerde toestand en gaan licht uitstralen. Dit fenomeen noemt men eenplanetaire 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 eenzwarte dwerg te vormen.
M. Schwarzschild,Structure and Evolution of the Stars (1959) Ch. VII (witte dwerg)
Zonsverduistering
Een totale zonsverduistering, decorona kan worden gezien met het blote oogMercuriusovergang. Mercurius is het zwarte stipje rechtsboven. Links onder een zonnevlekDe zonZonnestralenHetzonnestelsel met zijn planeten. N.B.: Afbeelding niet op schaal.
Eenzonsverduistering treedt op als bijnieuwe maan demaan precies tussen de zon en deaarde staat, en het zonlicht blokkeert. De vierde en laatste gedeeltelijke zonsverduistering van 2011 vond plaats op 25 november 2011. Deze gebeurtenis kon worden waargenomen vanaf hooggelegen gebieden op het zuidelijk halfrond, onder andere in het zuiden van Zuid-Afrika, Antarctica, Tasmanië en het grootste gedeelte van Nieuw-Zeeland. Het was de grootste gedeeltelijke zonsverduistering van dat jaar.
Mercuriusovergang
Als deplaneetMercurius precies voor de zon schuift gezien vanaf de aarde spreekt men van eenMercuriusovergang. De vorige Mercuriusovergang was inmei2016. Dit komt 13 à 14 keer per eeuw voor.
Venusovergang
Als de planeetVenus vanaf de aarde gezien voor de zon schuift spreekt men van eenVenusovergang. De vorige Venusovergang was op6 juni2012. De volgende Venusovergang is op11 december2117.Een Venusovergang is veel zeldzamer dan een Mercuriusovergang, omdat:
Venus langzamer beweegt dan Mercurius, zodat er dus minder benedenconjuncties optreden;
de Venusbaan een grote hoek maakt met de baan van de aarde, zodat het samenvallen van een benedenconjunctie met het passeren van eenknooppunt van de twee baanvlakken zeldzamer is.
Bekijken
Het bekijken van de zon, bijvoorbeeld bij eenzonsverduistering, moet met bescherming gedaan worden, aangezien direct in de zon kijken oogbeschadiging veroorzaakt. Men gebruikt soms eenlasbril (voor elektrisch lassen, nummer 13 of 14) of een speciaal daarvoor gemaakte bril (bijvoorbeeld een eclipsbril). Andere donkere materialen zoalscd's, zwarte dia's of fotonegatieven kunnen (onzichtbaar maar schadelijk)ultraviolet licht doorlaten. Het beste gaat men naar een planetarium of sterrenwacht en koopt men een aangepaste bril.
Het spreekt voor zich dat men bij gebruik van eenverrekijker oftelescoop nog veel voorzichtiger moet zijn. Eenvergrootglas 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, hetglasachtig lichaam in het oog kan hard opwarmen en hetnetvlies kan verschroeid worden met blindheid als gevolg. De veiligste manier van waarnemen met een telescoop is het zonsbeeld door middel vanoculairprojectie 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, vlak bij 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 eenH-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).
Plaats in cultuur en religie
ZieZonnegod voor het hoofdartikel over dit onderwerp.
Van oudsher wordt de zon binnen veel culturen engodsdiensten – zoals hethindoeïsme – als eengodheid vereerd. Dit gebruik heeft zich onder meer vanuit hetOude Egypte verspreid naar een groot deel vanAzië.Ook in hetprecolumbiaanseAmerika speelde de verafgoding van de zon een belangrijke rol. In deGriekse enRomeinse mythologie stond de zon voor de godenHelios enSol.[21] Het symbool voor de zon is een cirkel met een stip in het midden:
↑De eerste stap in de proton-protoncyclus vereist dat twee protonen fuseren, maar bij deze temperatuur zijn de snelheden nog te laag om de elektrostatische afstoting te overwinnen.
↑Schröder, K.-P., Connon Smith, Robert (2008). Distant future of the Sun and Earth revisited.Monthly Notices of the Royal Astronomical Society386 (1): 155–163.DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.
.svg)
