door Fraser Cain , Universe Today
Er is een reden voor het leven dat de aarde de enige plek in het zonnestelsel is waarvan bekend is dat er leven is en dat het goed gedijt. Wetenschappers denken dat er wellicht microbiële of zelfs aquatische levensvormen leven onder de ijzige oppervlakken van Europa en Enceladus, of in de methaanmeren op Titan. Maar vooralsnog is de aarde de enige plek die we kennen waar alle omstandigheden aanwezig zijn voor leven.
Eén van de redenen hiervoor is dat de aarde in de Habitable Zone (ook wel de “Goudlokje Zone” genoemd) van onze zon ligt. Dit betekent dat de aarde op de juiste plaats staat (niet te dichtbij en niet te ver weg) om de overvloedige energie van de zon te ontvangen, waaronder het licht en de warmte die essentieel zijn voor chemische reacties. Maar hoe produceert onze zon deze energie precies? Welke stappen worden daarbij doorlopen en hoe komt deze energie bij ons op aarde?
Het eenvoudige antwoord is dat de zon, net als alle sterren, in staat is energie te produceren omdat het in wezen een massale fusiereactie is. Wetenschappers geloven dat dit begon toen een enorme wolk van gas en deeltjes (d.w.z. een nevel) ineenstortte onder de kracht van zijn eigen zwaartekracht – wat bekend staat als de neveltheorie. Hierdoor ontstond niet alleen de grote lichtbol in het centrum van ons zonnestelsel, maar werd ook een proces in gang gezet waarbij waterstof, verzameld in het centrum, begon te fuseren om zonne-energie te creëren.
Technisch bekend als kernfusie, komt bij dit proces een ongelofelijke hoeveelheid energie vrij in de vorm van licht en warmte. Maar om die energie van het centrum van onze zon helemaal naar de aarde en verder te krijgen, zijn een paar cruciale stappen nodig. Uiteindelijk komt het allemaal neer op de lagen van de zon en de rol die elk van hen speelt om ervoor te zorgen dat de zonne-energie daar terechtkomt waar zij kan helpen leven te scheppen en in stand te houden.
De kern:
De kern van de zon is het gebied dat zich uitstrekt van het centrum tot ongeveer 20-25% van de zonnestraal. Hier, in de kern, wordt energie geproduceerd door waterstofatomen (H) om te zetten in heliumkernen (He). Dit is mogelijk dankzij de extreme druk en temperatuur in de kern, die worden geschat op respectievelijk 250 miljard atmosfeer (25,33 biljoen KPa) en 15,7 miljoen kelvin.
Het nettoresultaat is de fusie van vier protonen (waterstofkernen) tot één alfadeeltje – twee protonen en twee neutronen die zijn samengebonden tot een deeltje dat identiek is aan een heliumkern. Bij dit proces komen twee positronen vrij, alsmede twee neutrino’s (die twee van de protonen in neutronen veranderen), en energie.
De kern is het enige deel van de zon dat een noemenswaardige hoeveelheid warmte produceert door middel van kernfusie. In feite vindt 99% van de door de zon geproduceerde energie plaats binnen 24% van de straal van de zon. Bij 30% van de straal is de fusie bijna volledig gestopt. De rest van de zon wordt verwarmd door de energie die vanuit de kern door de opeenvolgende lagen wordt overgedragen, uiteindelijk de fotosfeer bereikt en in de ruimte ontsnapt in de vorm van zonlicht of de kinetische energie van deeltjes.
De zon geeft energie af met een massa-energieomzettingssnelheid van 4,26 miljoen ton per seconde, wat het equivalent oplevert van 384,6 septiljoen watt (3,846×1026 W). Om dat in perspectief te plaatsen: dit is het equivalent van ongeveer 9,192×1010 megaton TNT per seconde, of 1.820.000.000 Tsar Bombas – de krachtigste thermonucleaire bom ooit gebouwd!
Radiatieve Zone:
Dit is de zone direct naast de kern, die zich uitstrekt tot ongeveer 0,7 zonnestraal. Er is geen thermische convectie in deze laag, maar het zonnemateriaal in deze laag is heet en dicht genoeg dat thermische straling alles is wat nodig is om de intense hitte die in de kern wordt opgewekt naar buiten over te brengen. Het komt erop neer dat ionen van waterstof en helium fotonen uitzenden die een korte afstand afleggen voordat ze door andere ionen weer worden geabsorbeerd.
De temperatuur daalt in deze laag, van ongeveer 7 miljoen kelvin dichter bij de kern tot 2 miljoen op de grens met de convectieve zone. Ook de dichtheid neemt in deze laag honderdvoudig af van 0,25 zonnestraal tot de top van de stralingszone, van 20 g/cm3 het dichtst bij de kern tot slechts 0,2 g/cm3 aan de bovengrens.
Convectieve zone:
Dit is de buitenste laag van de zon, die alles omvat wat voorbij 70% van de binnenste zonnestraal ligt (of vanaf het oppervlak tot ongeveer 200.000 km daaronder). Hier is de temperatuur lager dan in de stralingszone en zijn de zwaardere atomen niet volledig geïoniseerd. Als gevolg hiervan is het radiatieve warmtetransport minder effectief en is de dichtheid van het plasma laag genoeg om convectieve stromingen tot ontwikkeling te laten komen.
Om deze reden voeren opstijgende thermische cellen het grootste deel van de warmte naar buiten, naar de fotosfeer van de zon. Zodra deze cellen tot net onder het fotosferische oppervlak stijgen, koelt hun materiaal af, waardoor hun dichtheid toeneemt. Hierdoor zakken ze weer naar de basis van de convectiezone – waar ze meer warmte opnemen en de convectieve cyclus doorgaat.
Aan het oppervlak van de zon daalt de temperatuur tot ongeveer 5700 K. De turbulente convectie van deze laag van de zon is ook de oorzaak van een effect dat overal op het oppervlak van de zon magnetische noord- en zuidpolen veroorzaakt.
Op deze laag komen ook zonnevlekken voor, die er in vergelijking met het omringende gebied uitzien als donkere vlekken. Deze vlekken komen overeen met concentraties in het magnetische fluxveld die de convectie afremmen en ervoor zorgen dat de temperatuur in de gebieden aan het oppervlak daalt ten opzichte van het omringende materiaal.
Fotosfeer:
Ten slotte is er de fotosfeer, het zichtbare oppervlak van de zon. Hier verspreiden het zonlicht en de warmte die naar het oppervlak wordt gestraald en convecteert, zich in de ruimte. De temperaturen in deze laag liggen tussen 4.500 en 6.000 K (4.230 – 5.730 °C; 7646 – 10346 °F). Omdat het bovenste deel van de fotosfeer koeler is dan het onderste deel, lijkt een beeld van de zon in het midden helderder dan aan de rand of de rand van de zonneschijf, een verschijnsel dat limb darkening wordt genoemd.
De fotosfeer is tientallen tot honderden kilometers dik, en is ook het gebied van de zon waar hij ondoorzichtig wordt voor zichtbaar licht. Dit komt door de afnemende hoeveelheid negatief geladen waterstofionen (H-), die het zichtbare licht gemakkelijk absorberen. Omgekeerd wordt het zichtbare licht dat wij zien geproduceerd als elektronen met waterstofatomen reageren tot H-ionen.
De energie die door de fotosfeer wordt uitgestraald, verspreidt zich vervolgens door de ruimte en bereikt de atmosfeer van de aarde en de andere planeten van het zonnestelsel. Hier op aarde filtert de bovenste laag van de atmosfeer (de ozonlaag) een groot deel van de ultraviolette (UV) straling van de zon, maar geeft een deel door aan het oppervlak. De ontvangen energie wordt vervolgens geabsorbeerd door de lucht en de korst van de aarde, waardoor onze planeet wordt verwarmd en organismen van een energiebron worden voorzien.
De zon staat centraal in de biologische en chemische processen hier op aarde. Zonder de zon zou de levenscyclus van planten en dieren eindigen, zou het circadiane ritme van alle wezens op aarde worden verstoord en zou op den duur al het leven op aarde ophouden te bestaan. Het belang van de zon wordt al sinds de prehistorie erkend, en veel culturen beschouwen haar als een godheid (vaker wel dan niet als de belangrijkste godheid in hun pantheon).
Maar pas in de afgelopen eeuwen is men meer te weten gekomen over de processen die de zon aandrijven. Dankzij voortdurend onderzoek door natuurkundigen, astronomen en biologen begrijpen wij nu hoe de zon energie produceert en hoe zij die doorgeeft aan ons zonnestelsel. De studie van het bekende heelal, met zijn verscheidenheid aan stersystemen en exoplaneten – heeft ons ook geholpen vergelijkingen te trekken met andere soorten sterren.
Aangeleverd door Universe Today