onze zon
Sterren worden gevormd uit gaswolken die zich voornamelijk in de spiraalarmen van sterrenstelsels bevinden. Een bekend voorbeeld is de Orionnevel, waarin sterren met leeftijden tussen de 500.000 en 2 miljoen jaar (0,01-0,04% van de huidige leeftijd van onze zon, dus erg jong) worden gevonden en waar de stervorming nog steeds aan de gang is. Als zo’n gaswolk samentrekt ontstaan op verschillende plaatsen in de wolk gebiedjes waar zich een beetje meer gas bevindt dan gemiddeld. Doordat zo’n gebiedje meer massa heeft, heeft het ook een sterkere zwaartekracht en zal het gas uit de omgeving aantrekken. Dit extra gas maakt het gebiedje nog zwaarder, waardoor het nog meer zwaartekracht krijgt, enzovoort. Zo’n zwaarder gebiedje in de gaswolk zal onder z’n eigen zwaartekracht gaan samentrekken, waardoor het gas wordt verdicht en de temperatuur stijgt. Dit proces gaat door, totdat de temperatuur en druk in het centrum van de verdichting voldoende hoog zijn om kernfusie te laten plaatsvinden. Waterstofkernen voegen zich samen tot heliumkernen en hierbij komt genoeg energie vrij om het gas te laten stralen. De verdichting is nu in evenwicht en trekt niet langer samen: er is een stabiele ster gevormd. Sterren waarin de energieproductie wordt verzorgd door waterstoffusie in de kern worden hoofdreekssterren genoemd.
De zon is de licht- en warmtebron van ons zonnestelsel. Behalve licht en warmte geeft hij ook zwaartekracht, tenminste hij trekt de planeten aan dus heeft hij zelf zwaartekracht. Ooit werd de zon als een uitzondering beschouwd, maar tegenwoordig is bekend dat onze zon een gewone en nogal onopvallende ster is aan de rand van een gemiddeld sterrenstelsel. Waarom veel generaties de zon aanbaden, is gemakkelijk in te zien: het is de bron van het leven op aarde. De zon verwarmt onze wereld en zorgt voor licht overdag. Ondanks dat is de zon vergeleken bij de andere sterren in het heelal niet meer dan een hoofdreeksster van middelbare leeftijd.
De energie (het licht en de warmte) van onze zon wordt geproduceerd in haar centrum. Het centrum van de zon kent een hoge dichtheid (ongeveer 150 g/cm³) en temperatuur (zo’n 16 miljoen °C). Onder deze omstandigheden kan kernfusie plaatsvinden. Bij de zon gaat het hier om waterstoffusie: bij iedere reactie smelten vier waterstofatomen samen tot één heliumatoom. Na 10 miljard jaar is het waterstof in de kern op, waardoor de kern zal samentrekken en de druk en temperatuur zullen toenemen. De druk en temperatuur net buiten de kern worden nu hoog genoeg dat daar ook kernfusie kan gaan plaatsvinden. Er zal waterstof samensmelten in een schil rond de kern, dus nog steeds diep in de zon. Deze schil maakt de kern weer zwaarder en dus compacter en heter. De temperatuur in het centrum is nu zo hoog, dat de zon als het ware wordt ‘opgepompt’, zodat het oppervlak van de zon verder weg van de kern komt te liggen. Het oppervlak komt zover van de hete kern te liggen, dat deze afkoelt van 6000 °C naar ongeveer 4000 °C. Dit type ster wordt een rode reus genoemd, in het geval van de zon ongeveer 150 keer z’n huidige omvang en precies groot genoeg om de aarde op te slokken. (duurt nog 5 miljard jaar dus maakt u zich niet teveel zorgen).

Onze zon
Wilt u ons contacteren dan kan dat