Perseïden 2017   –   Google Play SterHemel  app  MijnHemel App Store   –   Hemel vannacht   –   Weer   –   Meer vragen over de Zon   –   FAQ   –   De Zon   –   Zon en Maan   –   Op/onder   –   Astrokalender   –   Hemelkaart   –   Maanfasekalender     Naar de hoofdpagina Contact HemelApps FAQ Google Play App Store YouTube Google agenda Facebook Twitter


Logo hemel.waarnemen.com

Wanneer is de Zon opgebrand?


De Zon is een brandend hemellichaam, ooit moet zij toch volledig uitgebrand zijn? Is dit al ooit berekend?




Het ontstaan en de energieproductie van de Zon worden elders behandeld.

De Zon fuseert op dit moment waterstof in haar kern (let op: dit is een kernreactie en dus geen verbranding!). Zij is nu ongeveer halverwege dit proces, dat al zo'n 4,5 miljard jaar aan de gang is en nog ongeveer 5 miljard jaar zal duren. Gedurende deze waterstoffusie wordt helium aangemaakt, als afvalproduct van de waterstoffusie. Helium is vier keer zo zwaar als waterstof, waardoor het naar de kern van de ster zakt en deze kern langzaam compacter en zwaarder wordt, en de druk en temperatuur langzaam hoger. Hierdoor gaat de waterstoffusie sneller verlopen, zodat de Zon gedurende deze 10 miljard jaar steeds iets helderder wordt.

Figuur 1.
Figuur 1: Schematische weergave van de kern van de Zon op hoge leeftijd. De uitgestrekte buitenlagen van de Zon (rood) bevatten waterstof (H) en de temperatuur is er te laag voor kernfusie. Daarbinnen zit een schil (geel) waar waterstof wordt omgezet in helium (He). Dit helium wordt toegevoegd aan de heliumkern (groen) waar geen waterstof meer is en de temperatuur te laag om helium te fuseren. In de binnenste kern (weer geel) wordt nog helium gefuseerd tot koolstof (C) en zuurstof (O).
Na 10 miljard jaar is het waterstof in de kern op, waardoor de kern zal samentrekken en de druk en temperatuur zullen toenemen. De druk en temperatuur net buiten de kern worden nu hoog genoeg dat daar ook kernfusie kan gaan plaatsvinden. Er zal waterstof worden gefuseerd in een schil rond de kern, dus nog steeds diep in de Zon. Deze schil maakt de kern weer zwaarder en dus compacter en heter. De temperatuur in het centrum is nu zò hoog, dat de Zon als het ware wordt 'opgepompt', zodat het oppervlak van de Zon verder weg van de kern komt te liggen. Het oppervlak komt zover van de hete kern te liggen, dat deze afkoelt van 6000 graden naar iets van 4000 graden. Dit type ster wordt een rode reus genoemd, in het geval van de Zon ongeveer 150 keer z'n huidige omvang en precies groot genoeg om de Aarde op te slokken (duurt nog 5 miljard jaar, dus maak je niet teveel zorgen).

Figuur 2.
Figuur 2: Betelgeuze is een rode reus in het sterrenbeeld Orion. Doordat de ster zo groot is, zijn de buitenlagen instabiel en wijkt de vorm van de ster duidelijk af van een bol.
Doordat de kern door deze schilfusie nog steeds groeit, nemen druk en temperatuur in het centrum alsmaar verder toe, waardoor op een bepaald moment helium in de kern kan gaan fuseren. Dit gaat op dezelfde manier als waterstof, eerst in de kern, later in een schil om de kern. Door de heliumfusie ontstaan koolstof (C) en zuurstof (O). Wanneer helium in een schil fuseert (om de CO-kern heen) en iets verder naar buiten waterstof fuseert in een schil, treden er instabiliteiten op in de uitgebreide mantel van de Zon. Zo'n ster zal gaan pulseren, waarbij hij soms veel helderder wordt en uitzet, dan weer kleiner en zwakker wordt. Zulke sterren hebben dus een variabele helderheid en worden ook inderdaad waargenomen. Ze worden Mira-variabelen. Door het pulseren verliest zo'n ster veel materie aan zijn omgeving. Er worden schillen gas de ruimte in geblazen. Deze schillen zien we ook bij andere zonachtige sterren en worden planetaire nevels genoemd (zie Figuur 3).

Figuur 3.
Figuur 3: Een planetaire nevel ontstaat wanneer een pulserende reuzenster zijn buitenlagen de ruimte in blaast. In het centrum is de kern van de oude ster nog zichtbaar.
De Zon (en dus iedere vergelijkbare ster) zal hierbij ongeveer 35% van haar materie de ruimte in blazen (dit getal is zeer onzeker). Deze materie zal dus ook bij de Zon een planetaire nevel vormen. De overige 65% van haar massa is en blijft in haar kern, en bestaat dus voornamelijk uit koolstof en zuurstof. Zo'n restant van de kern van een zonachtige ster wordt een witte dwerg genoemd. Deze kern is namelijk slechts ongeveer zo groot als de Aarde, maar 200.000 keer zo zwaar! De temperatuur ligt in het begin tegen de 100.000 graden. Door deze temperatuur straalt de ster wit licht uit, vandaar witte dwerg. In een witte dwerg vindt geen fusie meer plaats, en zo'n object koelt langzaam af tot deze onzichtbaar wordt. We zien veel planetaire nevels waar een hete witte dwerg (of de voorloper daarvan) in het centrum zit (zie figuur 3). Het einde van de evolutie van de Zon, komt na een leven van circa 12 miljard jaar. In totaal heeft de Zon nu dus nog ongeveer 7 miljard jaar te gaan.


Zie ook:
Hoe is de Zon ontstaan?
Hoe komt de Zon aan haar energie?
Hoe ontstaan, leven en eindigen sterren?

De Zon
Vannacht aan de hemel: zonsopkomst, -ondergang en daglicht
Opkomst en ondergang van de Zon
Zon en Maan op dit moment
Dagelijkse gegevens van de Zon


App Store       Google Play                

Perseïden 2017   –   Google Play SterHemel  app  MijnHemel App Store   –   Hemel vannacht   –   Weer   –   Meer vragen over de Zon   –   FAQ   –   De Zon   –   Zon en Maan   –   Op/onder   –   Astrokalender   –   Hemelkaart   –   Maanfasekalender     Naar de hoofdpagina Contact HemelApps FAQ Google Play App Store YouTube Google agenda Facebook Twitter


Copyright © 2004–2017   Marc van der Sluys, hemel.waarnemen.com  –  De sterrenhemel voor Nederland en België  —  gewijzigd: 12/08/2017  —  bronvermelding