25 januari 2021

Hoe werkt de Zon

Polly Translate
Voiced by Amazon Polly





Fr?d?ric vraagt: hoe werkt de
hallo ik ben Fr?d?ric ik ben 17 jaar oud.
ik weet al dat er kernfusie op de zon plaatst vind (waterstof wordt helium). maar hoe komt het dat deze reactie plaats vind, op vlak van de kern van die atomen en zelfs kleiner als het moet.
Ok?, dat is een heel verhaal. Het draait allemaal om kernfusie, maar dat vermoede je al. Klik snel op meer over dit onderwerp.

Ok?, Fr?d?ric we zullen eerst een globale omschrijving geven en daarna er dieper op in gaan. Zoals je waarschijnlijk al weet ontstaan er in de ruimte constant nieuwe sterren. Er sterven ook sterren uit. De ruimte is gevuld met nog geen procent aan waterstof (wordt geschat) dus over lekker gevuld is geen sprake. Maar er bestaan wolken van waterstof die wat dichter zijn. Volgens de chaos theorie begint het samen klonteren van de wolk. ??n stuk wordt dichter en trekt hierbij andere flarden aan. Hoe groter de wolk wordt des te meer zwaartekracht. En zal nog veel meer gas worden aangetrokken. De samengetrokken wolk begint al een aardige omvang te bereiken. Zo’n 1.990.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kg, door deze enorme wordt de druk in de kern ontzettend hoog, ook de temperatuur begint aardig op te lopen. De druk loopt op tot 250 miljard atmosfeer. (1 atmosfeer = luchtdruk op ) dichtheid in de kern wordt 150 X die van . Als de temperatuur wordt bereikt van zo’n 2 miljoen graden Celsius, start spontaan de kernfusie van waterstof. Uiteindelijk zal de temperatuur oplopen naar 15 miljoen graden Celsius. De buitenkant wordt “slechts” 6000 graden Celsius. Denk nu niet dat de zon zo rustig is. Als je de zon van dichtbij zou kunnen zien is het een gefriemel van jewelste. Het oppervlak is ??n kokende massa. Vlammen van miljoenen kilometers worden de ruimte in geslingerd. 


De zon heeft ook nog een corona. Een soort atmosfeer zeg maar. De temperatuur in de corona kan tot 1.000.000 Celsius bedragen. Het magnetisch veld van de zon is zeer sterk en wisselt complex. De magnetosfeer reikt tot voorbij Pluto. Ook verschijnen er om de ongeveer 11 jaar zonnevlekken. Dit zijn minder warme gebieden die terugzakken in temperatuur tot 5500 graden. Op het ogenblik is de zon vrij actief. Het gekke is dat dan juist de zonnevlekken ontstaan. Dus veel vlekken betekent, veel . In 1700 waren er bijna geen zonnevlekken, dus dit is ook weer aan veranderingen onderhevig. We hadden dan ook rond 1700 een kleine ijstijd. Toeval? 


Dan stoot de zon ook nog eens een zogenaamde zonnewind uit, deze bestaat uit elektronen, protonen en neutrino’s. Neutrino’s zijn zeer klein, en met zeer vele dwars door de aarde heen zonder een aards atoom te raken. Is dit klein of niet? Het heeft daarom veel moeite gekost om het bestaat ervan aan te tonen. Uiteindelijk is dit gelukt diep in de grond, door gebruik te van een zogenaamd bellenvat. Dat komt hier op neer dat een elementair deeltje een ionisatiespoor achterlaat in een waterstof omgeving. Door de reacties die dan volgen, kan iemand die daar verstand van heeft zeggen. Ja dat was een neutrino. Gaat een beetje ver om dit verder te behandelen, maar als je het leuk vind kunnen we daar verder op in gaan. Elementaire deeltjes zijn de deeltjes waaruit een atoom is opgebouwd. Inderdaad het atoom is niet het kleinste deeltje. 


Deze zonnewind kan schade veroorzaken aan satellieten, en ook kunnen radio en tv’s worden gestoord. De snelheid is enorm, 450 Km per seconde.


De Zon bestaat, op dit ogenblik, uit ongeveer 75% waterstof en 24,9% helium en 0,1 % metalen.


Waterstof atomen smelten letterlijk met elkaar samen en er ontstaat een nieuw atoom. Er worden een of meer nieuwe atoomkernen gevormd met iets minder massa dan de gezamenlijke massa van de oorspronkelijke kernen. Dit geeft enorm veel energie af. Dit is de zogenaamde bindingsenergie.


1H + 1H –> 2H + positron + neutrino
1H + 2H –> 3He + foton
3He + 3He –> 4He + 1H + 1H


Onderstaande reacties spelen zich af in het centrum van de zon. Verschil in massa wordt omgezet in energie. Dit is de fameuze wet E = m*c**2 van Einstein. De energie die de zon verlaat is  386 miljard miljard megawatt per seconde.


2H + 2H –> 3He (0,82 MeV) + n (2,45 MeV)
2H + 2H –> 3H (1,01 MeV) + 1H (3,02 MeV)
2H + 3H –> 4He (3,5 MeV) + n (14,1 MeV)



De gamma straling straalt de omgeving aan. Gedurende de reis naar het oppervlak, wordt steeds nieuw gas aangestraald tot het aan de oppervlakte komt. Het bestaat dan nog bijna alleen uit zichtbaar licht. 20 % gebeurd door convectie. Het duurt meer dan 50 miljoen jaar voordat een foton de oppervlakte bereikt.


Een middelmatige zon zoals de onze zal er 8 a 12 miljard jaar over doen om op te branden. De stralingsdruk die op het ogenblik in de zon heerst. (kern) zorgt ervoor dat de zon nu stabiel is. Als de waterstof op begint te raken valt deze stralingsdruk weg, en zal de buitenste laag. Door de zwaartekracht naar de kern worden getrokken. Dit geeft een flinke opleving van de zon.



En zal met gemak even dubbel zoveel gaan stralen als zij nu doet. Je begrijpt dat dan alle leven op aarde al reeds teneinde is. Als ook de buitenste laag is opgebrand gaat het hard. Maar de fusie gaat door, en er worden alweer nieuwe stoffen gemaakt. Zoals metalen. Als dit gebeurd zwelt de zon op en verslind al de planeten rond haar. Dit gebeurd met een pulserende zon. Van stabiliteit is al lang geen sprake meer. Als ook dit is omgezet, zal de zon in een laatste zieltoog zijn buitenste schil afstoten. Dit gebeurd met een ongelofelijke energie explosie. De overgebleven massa krimpt ineen en koelt heel langzaam af. Wat overblijft is een zogenaamde “witte dwerg” Hopelijk hebben wij dan al een ander leefbaar zonnestelsel ontdekt. Als onze zon groter was geweest, was het einde veel spectaculairder geweest. Dan was er een supernova ontstaan. Bijna de complete ster wordt dan de ruimte in geblazen. Wat overblijft is een klein zeer compact bolletje. Een zogenaamde neutronenster, die heel langzaam zijn energie verliest.