De zon
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 1,989x1030 kg (1989 quadriljoen ton) verreweg het zwaarste object in ons zonnestelsel. 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. Het symbool voor de Zon is een cirkel met een stip in het midden:
Vroeger werd de Zon als planeet gezien, toen men nog 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.
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 vinden fusiereacties plaats waarin waterstofkernen (protonen) uiteindelijk worden omgezet tot heliumkernen (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 van gammastraling (fotonen) en neutrino's 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,[5] maar door het tunneleffect 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 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 geringe energieproductie van de zon per massa-eenheid in combinatie met het feit dat kernreacties per massa-eenheid miljoenen keren meer energie opleveren dan chemische reacties, zorgt ervoor dat het miljarden jaren duurt tegen dat de zon door haar energievoorraad heen is.
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.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
Ze is met een gemiddelde massa van zo'n 1,989x1030 kg (1989 quadriljoen ton) verreweg het zwaarste object in ons zonnestelsel. 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. Het symbool voor de Zon is een cirkel met een stip in het midden:
Vroeger werd de Zon als planeet gezien, toen men nog 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.
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 vinden fusiereacties plaats waarin waterstofkernen (protonen) uiteindelijk worden omgezet tot heliumkernen (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 van gammastraling (fotonen) en neutrino's 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,[5] maar door het tunneleffect 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 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 geringe energieproductie van de zon per massa-eenheid in combinatie met het feit dat kernreacties per massa-eenheid miljoenen keren meer energie opleveren dan chemische reacties, zorgt ervoor dat het miljarden jaren duurt tegen dat de zon door haar energievoorraad heen is.
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.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