De zon is altijd het middelpunt van onze kosmologische systemen geweest. Maar met de komst van de moderne astronomie zijn mensen zich bewust geworden van het feit dat de zon slechts een van de ontelbare sterren in ons heelal is. In wezen is zij een heel normaal voorbeeld van een hoofdreeksster van het G-type (G2V, ook wel “gele dwerg” genoemd). En net als alle sterren heeft hij een levensduur, die wordt gekenmerkt door zijn ontstaan, hoofdreeks en uiteindelijke dood.
Deze levensduur begon ruwweg 4,6 miljard jaar geleden, en zal nog zo’n 4,5 – 5,5 miljard jaar duren, totdat de voorraad waterstof en helium is uitgeput en de ster in elkaar zal storten tot een witte dwerg. Maar dit is slechts de verkorte versie van de levensduur van de zon. Zoals altijd zit God (of de duivel, afhankelijk van wie je het vraagt) in de details!
Om het uit te splitsen: de zon is ongeveer halverwege het meest stabiele deel van haar leven. In de loop van de afgelopen vier miljard jaar, waarin de planeet Aarde en het hele zonnestelsel zijn ontstaan, is zij relatief onveranderd gebleven. Dit zal nog vier miljard jaar zo blijven, en dan zal de waterstofvoorraad uitgeput zijn. Als dat gebeurt, zullen er drastische dingen gebeuren!
De geboorte van de zon:
Volgens de neveltheorie zijn de zon en alle planeten van ons zonnestelsel begonnen als een reusachtige wolk van moleculair gas en stof. Toen, ongeveer 4,57 miljard jaar geleden, gebeurde er iets waardoor de wolk ineenstortte. Dit kan het gevolg zijn geweest van een passerende ster of van schokgolven van een supernova, maar het eindresultaat was een ineenstorting door zwaartekracht in het centrum van de wolk.
Vanuit deze ineenstorting begonnen zakken stof en gas zich te verzamelen in dichtere gebieden. Naarmate de dichtere gebieden meer en meer materie aantrokken, zorgde het behoud van momentum ervoor dat het begon te draaien, terwijl de toenemende druk ervoor zorgde dat het opwarmde. Het grootste deel van de materie kwam terecht in een bol in het centrum, terwijl de rest van de materie afvlakte tot een schijf die eromheen cirkelde.
De bol in het centrum zou uiteindelijk de Zon vormen, terwijl de schijf van materie de planeten zou vormen. De zon was ongeveer 100.000 jaar een ineenstortende protoster voordat de temperatuur en de druk in het inwendige tot fusie in de kern leidden. De zon begon als een Tauri-ster – een zeer actieve ster die een intense zonnewind uitstraalde. En slechts een paar miljoen jaar later kwam hij tot rust in zijn huidige vorm. De levenscyclus van de zon was begonnen.
De hoofdreeks:
De zon bevindt zich, net als de meeste sterren in het heelal, in de fase van de hoofdreeks van haar leven, waarin kernfusiereacties in haar kern waterstof tot helium doen smelten. Elke seconde wordt 600 miljoen ton materie omgezet in neutrino’s, zonnestraling, en ruwweg 4 x 1027 Watt energie. Voor de zon begon dit proces 4,57 miljard jaar geleden, en sindsdien heeft zij op deze manier energie opgewekt.
Dit proces kan echter niet eeuwig duren, omdat er een eindige hoeveelheid waterstof in de kern van de zon is. Tot nu toe heeft de zon naar schatting 100 keer de massa van de aarde omgezet in helium en zonne-energie. Naarmate meer waterstof in helium wordt omgezet, blijft de kern krimpen, waardoor de buitenste lagen van de zon dichter bij het centrum komen te liggen en een sterkere zwaartekracht ondervinden.
Dit zorgt voor meer druk op de kern, die wordt weerstaan door een resulterende toename in de snelheid waarmee kernfusie plaatsvindt. In principe betekent dit dat als de zon waterstof in haar kern blijft verbruiken, het fusieproces versnelt en het vermogen van de zon toeneemt. Momenteel leidt dit tot een toename van de helderheid met 1% elke 100 miljoen jaar, en tot een toename met 30% in de loop van de laatste 4,5 miljard jaar.
Over 1,1 miljard jaar zal de zon 10% helderder zijn dan nu, en deze toename van de helderheid zal ook een toename van de warmte-energie betekenen, die door de atmosfeer van de aarde zal worden geabsorbeerd. Dit zal hier op aarde een vochtig broeikaseffect teweegbrengen dat vergelijkbaar is met de op hol geslagen opwarming die Venus veranderde in de helse omgeving die we daar nu zien.
Over 3,5 miljard jaar zal de zon 40% helderder zijn dan ze nu is. Deze toename zal de oceanen aan de kook brengen, de ijskappen permanent doen smelten en alle waterdamp in de atmosfeer naar de ruimte doen verdwijnen. Onder deze omstandigheden zal het leven zoals wij dat kennen nergens aan de oppervlakte kunnen overleven. Kortom, de planeet Aarde zal een andere hete, droge Venus worden.
Core Hydrogen Exhaustion:
Alle dingen moeten eindigen. Dat is waar voor ons, dat is waar voor de Aarde, en dat is waar voor de Zon. Het zal niet snel gebeuren, maar op een dag in de verre toekomst zal de waterstofvoorraad van de zon opraken en langzaam de dood tegemoet glijden. Dit zal beginnen over ongeveer 5,4 miljard jaar, op welk moment de zon de hoofdreeks van haar levensduur zal verlaten.
Als de waterstof in de kern is uitgeput, zal de inerte heliumas die zich daar heeft opgebouwd onstabiel worden en onder zijn eigen gewicht instorten. Hierdoor zal de kern opwarmen en dichter worden, waardoor de zon in omvang toeneemt en in de rode-reuzenfase van haar evolutie terechtkomt. Men heeft berekend dat de uitdijende Zon groot genoeg zal worden om de banen van Mercurius, Venus, en misschien zelfs de Aarde te omvatten. Zelfs als de Aarde overleeft, zal de intense hitte van de rode zon onze planeet verschroeien en het voor leven volkomen onmogelijk maken om te overleven.
Eindfase en dood:
Als de Zon eenmaal de fase van de Rode Reus (RGB) heeft bereikt, zal zij nog ongeveer 120 miljoen jaar actief leven hebben. Maar in die tijd zal er veel gebeuren. Eerst zal de kern (vol ontaard helium) hevig ontbranden in een heliumflits – waarbij ongeveer 6% van de kern en 40% van de massa van de zon binnen enkele minuten in koolstof zal worden omgezet.
De zon zal dan krimpen tot ongeveer 10 maal haar huidige omvang en 50 maal haar lichtkracht, met een temperatuur die iets lager is dan vandaag. De komende 100 miljoen jaar zal zij helium blijven verbranden in haar kern, totdat deze is uitgeput. Tegen die tijd bevindt zij zich in de Asymptotische-Giant-Branch (AGB)-fase, waarin zij weer uitdijt (dit keer veel sneller) en helderder wordt.
In de loop van de komende 20 miljoen jaar wordt de zon dan instabiel en begint zij massa te verliezen door een reeks thermische pulsen. Deze zullen ongeveer elke 100.000 jaar plaatsvinden en elke keer groter worden, waardoor de zon 5.000 keer zo helder wordt als nu en een straal van meer dan 1 AE zal hebben.
Op dat moment zal de zon de aarde omvatten, of haar geheel onherbergzaam maken voor leven. Planeten in het buitenste zonnestelsel zullen waarschijnlijk drastisch veranderen, naarmate meer energie door de zon wordt geabsorbeerd, waardoor hun waterijs zal sublimeren – en misschien een dichte atmosfeer en oceanen aan het oppervlak zullen vormen. Na ongeveer 500.000 jaar zal nog maar de helft van de huidige massa van de zon over zijn en zal haar buitenste omhulsel een planetaire nevel beginnen te vormen.
De evolutie na de AGB zal nog sneller gaan, als de uitgeworpen massa geïoniseerd wordt om een planetaire nevel te vormen en de blootgestelde kern 30.000 K bereikt. De uiteindelijke, naakte kerntemperatuur zal meer dan 100.000 K bedragen, waarna het overblijfsel zal afkoelen tot een witte dwerg. De planetaire nevel zal na ongeveer 10.000 jaar verdwijnen, maar de witte dwerg zal nog triljoenen jaren overleven voordat hij zwart wordt.
Ultieme lotgevallen van onze zon:
Als mensen denken aan sterren die sterven, denken ze meestal aan enorme supernova’s en het ontstaan van zwarte gaten. Dit zal echter niet het geval zijn met onze zon, om de eenvoudige reden dat zij bij lange na niet massief genoeg is. Voor ons lijkt zij misschien enorm, maar de zon is een relatief lichte ster in vergelijking met sommige van de enorme zware sterren in het heelal.
Als onze zon door haar waterstofvoorraad heen is, zal zij uitdijen tot een rode reus, haar buitenste lagen afblazen en vervolgens tot een compacte witte dwergster uitgroeien, die vervolgens triljoenen jaren lang langzaam zal afkoelen. Als de zon echter ongeveer tien keer zo zwaar zou zijn als nu, dan zou de laatste fase van haar leven aanzienlijk explosiever zijn
Als de waterstof in de kern van deze superzware zon op is, schakelt hij over op de omzetting van heliumatomen en daarna koolstofatomen (net als bij ons). Dit proces zou doorgaan, waarbij de zon steeds zwaardere brandstof zou verbruiken in concentrische lagen. Elke laag zou minder lang duren dan de vorige, tot nikkel aan toe – dat slechts een dag nodig zou kunnen hebben om door te branden.
Dan zou ijzer zich gaan ophopen in de kern van de ster. Omdat ijzer geen energie afgeeft wanneer het kernfusie ondergaat, zou de ster geen uitwendige druk meer hebben in zijn kern om te voorkomen dat hij naar binnen stort. Wanneer ongeveer 1,38 maal de massa van de zon aan ijzer in de kern wordt verzameld, zou de ster catastrofaal imploderen, waarbij een enorme hoeveelheid energie vrijkomt.
In acht minuten, de tijd die het licht nodig heeft om van de zon naar de aarde te reizen, zou een onbegrijpelijke hoeveelheid energie langs de aarde razen en alles in het zonnestelsel vernietigen. De energie die daarbij vrijkomt zou genoeg kunnen zijn om het melkwegstelsel kortstondig te overschaduwen, en een nieuwe nevel (zoals de Krabnevel) zou zichtbaar zijn vanuit nabije stelsels van sterren, die zich duizenden jaren naar buiten zou uitbreiden.
Het enige dat van de zon zou overblijven zou een snel ronddraaiende neutronenster zijn, of misschien zelfs een stellair zwart gat. Maar dat zal natuurlijk niet het lot van onze zon zijn. Gezien haar massa zal ze uiteindelijk ineenstorten tot een witte ster, tot ze zichzelf opbrandt. En natuurlijk zal dit niet gebeuren voor nog eens 6 miljard jaar of zo. Tegen die tijd is de mensheid al lang dood of verder gegaan. In de tussentijd kunnen we ons verheugen op een heleboel dagen zonneschijn!
We hebben hier bij Universe Today veel interessante artikelen over de zon geschreven. Wat is de kleur van de zon, wat voor soort ster is de zon, hoe produceert de zon energie, en kunnen we de zon transformeren?
Astronomy Cast heeft ook een aantal interessante afleveringen over dit onderwerp. Bekijk ze maar eens. Aflevering 30: De zon, vlekken en alles, Aflevering 108: Het leven van de zon, Aflevering 238: Solar Activity.
Voor meer informatie, kijk op NASA’s Solar System Guide.