De zon lijkt uniek omdat ze zo dichtbij staat, maar het is een vrij gewone ster tussen de honderden miljarden in de Melkweg. De dichtstbijzijnde andere ster, Proxima Centauri, staat 4,2 lichtjaar weg: ruim 260 000 keer verder dan de zon. Juist omdat de zon zo dichtbij is, kunnen we haar tot in detail bestuderen en is ze de sleutel tot ons begrip van alle andere sterren.
De zon in feiten en cijfers
| Grootheid | Waarde | Vergelijking met de aarde |
|---|---|---|
| Massa | 1,99 · 10³⁰ kg | 333 000 × de aarde |
| Straal | 696 000 km | 109 × de aarde; 1,3 miljoen aardes passen erin |
| Gemiddelde dichtheid | 1,41 g/cm³ | een kwart van de aarde (5,5 g/cm³) |
| Valversnelling aan het oppervlak | 274 m/s² | 28 × de aarde |
| Temperatuur fotosfeer | ca. 5 800 K (5 500 °C) | — |
| Temperatuur kern | ca. 15 miljoen K | kern aarde ca. 5 500 K |
| Temperatuur corona | 1 à 2 miljoen K | — |
| Lichtkracht (vermogen) | 3,83 · 10²⁶ W | — |
| Gemiddelde afstand tot de aarde | 149,6 miljoen km (1 AE) | licht doet er 8 minuten en 20 seconden over |
| Rotatieperiode | ca. 25 dagen aan de evenaar, ca. 35 bij de polen | aarde: 1 dag |
| Leeftijd | ca. 4,6 miljard jaar | even oud als de aarde |
| Spectraalklasse | G2V (gele dwerg, hoofdreeksster) | — |
Dat de zon draait met verschillende snelheden op verschillende breedten, kan alleen omdat ze geen vaste korst heeft: ze is van onder tot boven gas, of preciezer plasma, waarin de elektronen door de hoge temperatuur van hun atoomkernen zijn losgemaakt.
Waaruit bestaat de zon?
De zon bestaat vooral uit de twee lichtste elementen: waterstof en helium. Dat weten we uit het spectrum van het zonlicht, waarin elk element donkere absorptielijnen op vaste golflengten achterlaat. Helium werd in 1868 zelfs eerst in het zonnespectrum ontdekt, vóór het op aarde werd gevonden; de naam komt van het Griekse helios, zon.
| Element | % van de massa | % van het aantal atomen |
|---|---|---|
| Waterstof (H) | ca. 73 | ca. 92 |
| Helium (He) | ca. 25 | ca. 8 |
| Zwaardere elementen (vooral O, C, Ne, Fe, N) | ca. 2 | ca. 0,1 |
In de kern ligt de verhouding anders: door 4,6 miljard jaar kernfusie is daar al ongeveer de helft van de waterstof omgezet in helium. De ‘zwaardere elementen’ (astronomen noemen alles zwaarder dan helium metalen) maken maar 2 % uit, maar die 2 % is belangrijk: dezelfde soort materie vormde de aarde, en in kleine hoeveelheden ook ons lichaam. De zon is een ster van een latere generatie, ontstaan uit een wolk die verrijkt was door eerdere, ontplofte sterren.
De lagen van de zon
Van binnen naar buiten bestaat de zon uit zes lagen. De eerste drie vormen het inwendige, de laatste drie de zonneatmosfeer.
| Laag | Ligging | Temperatuur | Wat gebeurt er? |
|---|---|---|---|
| Kern | 0 – 0,25 R | ca. 15 miljoen K | kernfusie van waterstof tot helium; dichtheid ca. 150 g/cm³ |
| Stralingszone | 0,25 – 0,7 R | 7 tot 2 miljoen K | energie wordt door fotonen naar buiten gebracht, die telkens worden geabsorbeerd en weer uitgezonden |
| Convectiezone | 0,7 – 1 R | 2 miljoen tot 6 000 K | heet plasma stijgt op, koelt af aan het oppervlak en zakt weer: ‘kokende’ beweging |
| Fotosfeer | ca. 500 km dik | ca. 5 800 K | het zichtbare ‘oppervlak’; hier ontsnapt het licht; korrelige granulatie, zonnevlekken |
| Chromosfeer | ca. 2 000 km dik | tot ca. 20 000 K | roze rand, zichtbaar bij een totale zonsverduistering |
| Corona | miljoenen km | 1 à 2 miljoen K | ijle buitenatmosfeer; bron van de zonnewind |
Een foton dat in de kern ontstaat, legt in de stralingszone geen rechte weg af. Het plasma is zo dicht dat het na een fractie van een millimeter alweer wordt geabsorbeerd en in een willekeurige richting opnieuw wordt uitgezonden. Door die ‘dronkemanswandeling’ duurt het naar schatting tienduizenden tot meer dan honderdduizend jaar voordat de energie het oppervlak bereikt. Daarna doet het licht nog maar ruim 8 minuten over de reis naar de aarde.
Waarom de corona honderden keren heter is dan de fotosfeer eronder, is een van de grote open vragen van de zonnefysica. Waarschijnlijk wordt energie via magnetische velden en golven naar boven getransporteerd en daar vrijgemaakt. De corona is zo fel als de volle maan en daarom alleen zichtbaar als de maan de fotosfeer volledig bedekt, tijdens een totale zonsverduistering.
Kernfusie: de pp-keten
In de kern is het zo heet en dicht dat waterstofkernen (protonen) ondanks hun onderlinge elektrische afstoting dicht genoeg bij elkaar komen om te fuseren. In de zon gebeurt dat voor ongeveer 99 % via de proton-protonketen (pp-keten):
- ¹H + ¹H → ²H + e⁺ + ν (twee protonen vormen deuterium; een proton verandert in een neutron, waarbij een positron en een neutrino vrijkomen)
- ²H + ¹H → ³He + γ (deuterium vangt een proton in; er ontstaat helium-3 en een gammafoton)
- ³He + ³He → ⁴He + 2 ¹H (twee helium-3-kernen vormen helium-4 en geven twee protonen terug)
Stap 1 en 2 gebeuren dus elk twee keer. Netto: 4 ¹H → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν + energie. Stap 1 is uiterst traag: een gemiddeld proton in de kern moet miljarden jaren wachten voordat het fuseert. Precies daardoor brandt de zon zo rustig en lang.
Rekenvoorbeeld: hoeveel energie? Vier waterstofatomen hebben samen een massa van 4 × 1,00783 u = 4,03132 u. Een heliumatoom heeft een massa van 4,00260 u. Het massaverschil is 0,02872 u, ofwel 0,7 % van de oorspronkelijke massa. Met Einsteins E = mc² (1 u komt overeen met 931,5 MeV) levert dat 0,02872 × 931,5 ≈ 26,7 MeV per gevormde heliumkern (zie ook fissie versus fusie).
Rekenvoorbeeld: hoeveel massa verliest de zon? Op aarde valt boven de atmosfeer 1361 W/m² zonlicht (de zonneconstante). Die straling is verdeeld over een bol met straal 1 AE, dus de totale lichtkracht is L = 4π · (1,496 · 10¹¹ m)² × 1361 W/m² ≈ 3,83 · 10²⁶ W. Per seconde verliest de zon daardoor een massa van L / c² = 3,83 · 10²⁶ / (3,00 · 10⁸)² ≈ 4,3 · 10⁹ kg: ruim 4 miljoen ton per seconde. Omdat dat 0,7 % van de omgezette waterstof is, fuseert de zon per seconde ongeveer 600 miljoen ton waterstof tot helium. Toch is dat over haar hele leven maar een fractie van een procent van haar massa.
De neutrino’s uit stap 1 ontsnappen vrijwel ongehinderd, recht uit de kern. Door elke vierkante centimeter van je lichaam vliegen er per seconde ongeveer 65 miljard, zonder dat je er iets van merkt. Neutrinodetectoren hebben bevestigd dat de pp-keten werkelijk in de kern plaatsvindt.
Zonnevlekken en de zonnecyclus
Zonnevlekken zijn donkere plekken in de fotosfeer met een temperatuur van ongeveer 4 000 K. Ze zijn niet zwart, alleen donkerder dan hun 5 800 K hete omgeving. Ze ontstaan waar sterke magnetische velden uit het inwendige door het oppervlak breken en de convectie, en dus de aanvoer van warmte, afremmen. Een grote zonnevlek kan groter zijn dan de hele aarde.
Het aantal zonnevlekken schommelt in een cyclus van gemiddeld 11 jaar. Bij een zonnemaximum zijn er veel vlekken en treden vaker zonnevlammen (plotselinge uitbarstingen van straling) en coronale massa-uitstoten (wolken van miljarden tonnen plasma) op. Na elke cyclus keert het magnetisch veld van de zon om, zodat de volledige magnetische cyclus 22 jaar duurt. Cyclus 25 begon eind 2019 en bereikte rond 2024–2025 zijn maximum. Tussen 1645 en 1715 waren er vrijwel geen zonnevlekken (het Maunderminimum), een periode die samenviel met de koudste fase van de Kleine IJstijd.
Bereikt een coronale massa-uitstoot de aarde, dan ontstaat een geomagnetische storm. Het aardmagnetisch veld leidt de geladen deeltjes naar de poolgebieden, waar ze de atmosfeer laten oplichten: poollicht. Bij sterke stormen, zoals in mei 2024, is poollicht zelfs in Nederland en België te zien. Zware stormen kunnen satellieten, gps en stroomnetten verstoren. Ook in rustige tijden blaast de zon een continue zonnewind van geladen deeltjes uit, met 400 tot 800 km/s.
De levensloop van de zon
De zon ontstond ongeveer 4,6 miljard jaar geleden toen een wolk van gas en stof onder haar eigen zwaartekracht samentrok. Het midden werd zo heet en dicht dat kernfusie begon. Sindsdien is de zon een hoofdreeksster (zie het Hertzsprung-Russell-diagram), in een stabiel evenwicht tussen de zwaartekracht naar binnen en de gasdruk naar buiten. Ze is nu ongeveer halverwege die fase, die in totaal zo’n 10 miljard jaar duurt.
- Over ca. 1 miljard jaar: de zon wordt langzaam feller, ongeveer 10 % per miljard jaar. De aarde wordt dan zo warm dat de oceanen verdampen.
- Over ca. 5 miljard jaar: de waterstof in de kern raakt op. De kern krimpt en wordt heter, in een schil eromheen gaat de waterstoffusie door, en de buitenlagen zwellen op. De zon wordt een rode reus, mogelijk tot ongeveer de huidige baan van de aarde. Mercurius en Venus worden opgeslokt.
- Heliumfusie: bij ongeveer 100 miljoen K begint de kern helium te fuseren tot koolstof en zuurstof.
- Einde: de zon stoot haar buitenlagen af als een planetaire nevel. Wat overblijft, is een witte dwerg: een kern van koolstof en zuurstof met ongeveer de helft van de huidige zonsmassa, zo groot als de aarde, die in miljarden jaren afkoelt.
De zon is te licht om als supernova te ontploffen of een neutronenster of zwart gat te worden; daarvoor is minstens ongeveer 8 zonsmassa nodig. Meer over de verschillende routes lees je bij de levensloop van een ster.
Veelgestelde vragen
Is de zon een ster?
Ja. De zon is een ster: een bol van heet plasma die door haar eigen zwaartekracht bij elkaar wordt gehouden en energie opwekt door kernfusie van waterstof tot helium. Het is een gele dwerg van spectraalklasse G2V, een gemiddelde hoofdreeksster. Ze lijkt alleen veel groter en feller dan andere sterren omdat ze zo dichtbij staat.
Uit welk element bestaat de zon vooral?
Vooral uit waterstof: ongeveer 73 % van de massa en ruim 90 % van de atomen. Daarnaast bestaat de zon voor ongeveer 25 % uit helium en voor ongeveer 2 % uit zwaardere elementen zoals zuurstof, koolstof, neon en ijzer.
Hoe heet is de zon?
Het zichtbare oppervlak, de fotosfeer, is ongeveer 5 800 K (5 500 °C). In de kern is het ongeveer 15 miljoen K. De ijle buitenste laag, de corona, is met 1 à 2 miljoen K veel heter dan het oppervlak.
Hoe maakt de zon energie?
Door kernfusie in de kern, vooral via de proton-protonketen. Daarbij worden netto vier waterstofkernen omgezet in één heliumkern. Het massaverschil van 0,7 % komt vrij als energie volgens E = mc², ongeveer 26,7 MeV per heliumkern.
Hoe groot is de zon vergeleken met de aarde?
De straal van de zon is 696 000 km, 109 keer die van de aarde. Er passen ongeveer 1,3 miljoen aardes in. De massa is 333 000 keer zo groot als die van de aarde.
Wat zijn zonnevlekken?
Zonnevlekken zijn koelere, donkere plekken van ongeveer 4 000 K op het zonsoppervlak, waar sterke magnetische velden de aanvoer van warmte afremmen. Hun aantal schommelt in een cyclus van gemiddeld 11 jaar.
Hoe lang blijft de zon nog schijnen?
De zon is ongeveer 4,6 miljard jaar oud en blijft nog ongeveer 5 miljard jaar een stabiele hoofdreeksster. Daarna wordt ze een rode reus en eindigt ze als witte dwerg. Wel wordt ze langzaam feller, waardoor de aarde over ongeveer een miljard jaar te heet wordt voor oceanen.