De levensloop van de zon

Sterevolutie beschrijft de levensloop van sterren. Sterren schijnen het eeuwige leven te hebben. In de loop van een mensenleven lijkt de sterrenhemel immers niet te veranderen.

Maar alle sterren die je ’s nachts aan de hemel ziet, zijn ooit een keer geboren. En ze zullen ook allemaal een keer sterven. Sterren leven dus toch niet eeuwig! Geboren worden en doodgaan zijn wat vreemde woorden om bij sterren te gebruiken. Toch zul je ze nog wel eens tegenkomen.

Het heeft heel lang geduurd voordat de sterrenkundigen enig idee kregen over de levensloop van sterren. In dit verhaal gaan we niet uitleggen hoe ze dat allemaal hebben ontdekt.

We vertellen wel wat we tegenwoordig weten over de ster evolutie. Natuurlijk beginnen we bij de geboorte van de sterren.

Sterren worden vaak in groepjes geboren. Dat gaat niet zó maar. Sterren zijn grote bollen van gloeiend gas. Dat gas moet ergens vandaan komen. Wel, in het heelal is ontzettend veel gas aanwezig. Een mooi voorbeeld is de Orionnevel. Maar er zijn duizenden nevels. Meestal niet zo mooi als de Orion nevel, maar toch bestaan ze uit grote hoeveelheden gas. Vaak zit er ook stof tussen het gas. Zo'n gas- en stofwolk is heel ijl. Alle deeltjes zitten ver bij elkaar vandaan. In een ster zitten de deeltjes veel dichter op elkaar gepakt. Toch kunnen er uit die ijle wolken sterren ontstaan. Hoe dat gebeurt is nog steeds niet precies bekend. Wel zijn er verschillende theorieën over. Eén ervan zullen we hier bespreken.

Gas- en stofwolken staan soms in de buurt van heldere sterren.

Het licht van die sterren drukt de wolk wat in elkaar. Het klinkt gek, maar gewoon licht kan kleine deeltjes gas en stof verplaatsen. Deze lichtdruk is maar erg klein. Als je op je fiets zit en je hebt de zon tegen, heb je er heus geen last van. In het dagelijks leven merken wij er niets van.

Maar kleine gas- en stofdeeltjes in het luchtledige voelen deze druk wel. Door de lichtdruk van sterren in de buurt wordt de wolk een beetje samengeduwd. Dat gaat maar heel langzaam.

Maar op de duur is de wolk lang niet zo ijl meer. Er zijn verdichtingen in ontstaan. En de lichtdruk gaat gewoon door.

In die verdichtingen gaat nu ook de zwaartekracht een rol spelen. De deeltjes trekken elkaar aan. De zwaartekracht zorgt er dus voor dat de wolk kleiner wordt. Nu zijn er twee oorzaken waardoor de verdichtingen verder inkrimpen: de lichtdruk van sterren in de buurt en de zwaartekracht tussen de deeltjes.

De wolken worden steeds minder ijl. Het licht van sterren en nevels die er achter staan komt er haast niet meer door. Op foto's van grote gasnevels kun je soms kleine, ronde, diep zwarte wolkjes zien. Het zijn wolken van gas en stof die aan het inkrimpen zijn. Tegen de heldere achtergrond van de gasnevel vallen ze goed op. We noemen ze globulen of bol wolken. Uit die globulen ontstaan later sterren! Nu gaan we één zo'n globule wat beter bekijken. De deeltjes in de wolk zitten vrij dicht bij elkaar. Daardoor is de aantrekkingskracht tussen de deeltjes behoorlijk groot. Het inkrimpen van de wolk komt nu voornamelijk door de zwaarte kracht. De lichtdruk speelt haast geen rol meer.

Doordat de wolk alsmaar kleiner wordt, gaat hij steeds sneller ronddraaien. Je hebt vast wel eens een kunstschaatster gezien die een pirouette maakt. Ze draait een aantal rondjes op haar schaatsen. In het begin met gesterkte armen. Maar dan trekt ze haar armen in. En opeens draait ze veel sneller rond. Zo is het ook met de wolk. Eerst was hij erg uitgestrekt en draaide hij misschien maar héél langzaam. Maar nu hij kleiner wordt, gaat hij steeds sneller roteren. Door de snelle rotatie kan de wolk misschien wel uiteenvallen. Als de gaswolk in twee stukken uiteenvalt, ontstaat er een nauwe dubbelster. De twee sterren draaien om elkaar heen. Als de kern van de wolk snel inkrimpt kan een schijf van gas om de kern ontstaan. In die schijf kunnen ook verdichtingen voorkomen. Daaruit vormt zich een planetenstelsel. Valt de wolk niet uiteen, dan wordt er slechts één enkele ster geboren.

Hoe kan er nu uit zo'n bolwolk een fonkelende ster ontstaan? Doordat de wolk nog steeds kleiner wordt, vallen de deeltjes alsmaar sneller naar elkaar toe. Ook komen ze vaker met el kaar in botsing. Uiteindelijk bewegen de deeltjes met grote snelheden kris-kras door elkaar. Ze hebben meer bewegings energie. Door die grotere bewegingsenergie wordt de tempe ratuur van de wolk hoger. Hoe sneller de deeltjes bewegen, hoe hoger de temperatuur wordt. Helemaal binnen in de wolk bewegen de deeltjes het snelst. Daar trekken ze elkaar namelijk het sterkst aan. Binnen in de wolk wordt het daarom ontzettend heet. Zó heet, dat alle stofdeeltjes uiteindelijk overgaan in gasdeeltjes. Wat voor gas? Voor het grootste deel hetzelfde gas als waar de wolk uit bestond. Dat is waterstofgas. Aan de buitenkant is de wolk nog koud en donker. Binnenin wordt het waterstofgas alsmaar heter en heter. Het gas gaat warmte-straling geven. We noemen deze warmtestraling ook wel eens infrarode-straling. Die kunnen we niet zien.

Terwijl het binnen in de gaswolk steeds heter wordt, ziet de buitenkant er nog steeds doods en somber uit. Toch duurt het niet lang meer of er wordt een echte ster geboren! Als de wolk alleen nog maar infrarode straling geeft, noemen we hem een proto-ster. Dat betekent ongeveer «ster in wording».

Een tijd lang lijkt er niets te gebeuren. Maar dan… lang zaam maar zeker begint de proto-ster licht uit te stralen.

Eerst nog maar heel weinig. Maar iedere dag wordt het meer.

Steeds krachtiger wordt de straling, en na een maand of vier flonkert er een nieuwe ster in het heelal. Hij staat pag. 5/36 Druk op een toets voor meer informatie m = menu aan het begin van een lange levensloop. Maar hoe zal die levensloop er uit zien? Op die vraag willen we straks antwoord geven. Maar eerst gaan we het hebben over één van de belangrijkste hulpmiddelen van de sterrenkundigen. Dat hulpmiddel is het Hertzsprung Russell-diagram (HR-diagram of HRD). Zonder het Hertzsprung Russell-diagram zouden we veel minder weten over de evolutie van sterren. En zonder dit HRD zouden we er ook veel minder over kunnen vertellen.

Het Hertzsprung-Russell diagram Niet alle sterren stralen even veel licht uit. Er zijn sterren die wel tienduizend keer zo veel licht uitstralen als de zon. De ster Rigel in het sterrenbeeld Orion geeft zelfs 50.000 keer zo veel licht als de zon. We zeggen dat de lichtkracht van Rigel 50.000 is. Toch zien we de zon veel helderder dan deze ster. Weet je hoe dit komt? De zon staat veel dichterbij. Om de lichtkracht van een ster te kunnen berekenen, moeten we eerst zijn afstand weten. Pas dan kunnen we de helderheid vergelijken met die van de zon. De lichtkracht van de zon is natuurlijk 1.

De meeste sterren hebben een kleinere lichtkracht dan de zon. Ze stralen dus minder licht uit dan de zon. Soms wel honderdduizend keer zo weinig! Deze zwakke sterren kunnen we natuurlijk alleen ontdekken als ze dichtbij staan.

Op grote afstanden zien we enkel nog maar sterren met een grote lichtkracht. De lichtkracht is één van de belangrijkste eigenschappen van een ster.

Een andere belangrijke eigenschap is de temperatuur. Hoe hoog de temperatuur van een ster is, kunnen we zien aan zijn kleur. Rode sterren zijn het koelst. De temperatuur aan het oppervlak is ongeveer 3000 graden Celsius (3000 °C).

Gele sterren zijn al wat heter. Witte sterren hebben een nóg hogere temperatuur. Maar blauwe sterren zijn verreweg het heetst. Zij hebben een oppervlakte-temperatuur van zo'n vijftigduizend graden! Je hoeft dus alleen maar naar de kleur van een ster te kijken om iets over zijn temperatuur te kunnen zeggen.

Helaas zijn onze ogen 's nachts niet zo gevoelig voor kleur. Daarom kunnen we alleen van de helderste sterren de kleur zien. Betelgeuze en Aldebaran zijn mooie voor beelden van rode sterren. Betelgeuze staat in het sterren Orion. Aldebaran is de helderste ster van het sterrenbeeld Stier. De heldere ster Rigel in Orion is duidelijk blauw.

De helderste ster van het sterrenbeeld Voerman, Capella, is een gele ster. Al deze sterren kun je in de winter ’s avonds hoog in het zuiden vinden.

In plaats van de kleur of de temperatuur gebruiken de sterrenkundigen vaak het spectraaltype van de sterren.

De spectraalklassen worden aangegeven met verschillende letters. De volgorde is O, B, A, F, G, K en M. Sterren van spectraalklasse O zijn het heetst. Het zijn blauwe sterren. B-sterren zijn blauw-wit van kleur en al ietsjes koeler. A-sterren zijn wit en F-sterren geel-wit van kleur.

Nog weer wat koeler dan de F-sterren zijn de G-sterren. Ze zijn geel. De zon is een mooi voorbeeld van een G-ster.

De temperatuur van de oranje K-sterren is weer wat lager. De M-sterren, de rode sterren, zijn het koelst van allemaal.

Op de volgende bladzijde zie je alles nog eens staan. De spectraalklassen, de kleur die er bij hoort, en de tempe ratuur. De lettervolgorde van de spectraalklassen is niet zo moeilijk te onthouden. Je hoeft alleen maar het volgende zinnetje uit je hoofd te leren: Onze Buurman Aantjes Fotografeert Graag Kleine Meisjes. Je ziet, dat valt nogal mee!

ONTBREKENDE TEKST

heet. Het zou ook wel erg toevallig zijn als alle B-sterren een oppervlakte-temperatuur van 16.000 graden hadden. Of alle A-sterren een temperatuur van 9.000 graden. Natuurlijk zijn er ook A-sterren met een temperatuur van 10.000 of 8500 graden. Daarom is de indeling wat verder verfijnd.

Hiervoor gebruiken we de cijfers 0 tot en met 9. Een B-ster met een oppervlakte-temperatuur van 16.000 graden krijgt het cijfer 0 achter de B. Het is een B0-ster. Is de tempe ratuur wat lager, dan spreken we van een B1-ster. Dat zijn bijvoorbeeld sterren met een temperatuur van ongeveer 15.000 graden. Een ster van spectraaltype B9 heeft een temperatuur van ongeveer 11.000 graden aan het oppervlak.

Nog wat koelere sterren hebben spectraaltype A0. Ze hebben een temperatuur van ongeveer 10.000 graden.

We hebben nu met twee belangrijke eigenschappen van sterren kennis gemaakt. De lichtkracht geeft de werkelijke hoeveelheid licht aan die een ster uitstraalt. De kleur of het spectraaltype geeft de temperatuur aan het oppervlak van de ster aan. Van zeer veel sterren is de lichtkracht en het spectraaltype bekend.

Aan het begin van deze eeuw maakte de Deense sterrenkundige Ejnar Hertzsprung (1873-1967) een diagram van de licht kracht en het spectraaltype van sterren. Ongeveer tegelijkertijd deed de Amerikaan Henry Norris Russell (1877-1957) hetzelfde. Het diagram heet daarom het Hertzprung-Russell-diagram. We noemen het vaak kortweg HR-diagram of het HRD. In dit diagram kunnen alle sterren een plaatsje vinden. Staan ze bovenin het diagram, dan zijn ze erg helder. De sterren onderin hebben juist een lage lichtkracht. Links staan de hete blauwe sterren. Dus van spectraaltype 0. Rechts vind je de koele, rode M-sterren.

Hertzsprung en Russell zetten zo veel mogelijk sterren in hun diagram. Toen ze er mee klaar waren, zagen ze iets heel opvallends. Verreweg de meeste sterren liggen op een lange rij. Die loopt van linksboven naar rechtsonder. Dus van de hete, heldere sterren naar de koele, zwakkere sterren. Deze rij in het diagram wordt de hoofdreeks genoemd. Ook de zon heeft een plaatsje op de hoofdreeks.

Ook staan er vrij veel sterren rechtsboven deze hoofdreeks.

Die sterren zijn roodachtig van kleur, dus niet zo heet.

Maar toch erg helder. Dat betekent dat ze bijzonder groot moeten zijn. Ze worden rode reuzen genoemd. De ster Betelgeuze is er een mooi voorbeeld van.

Linksonder in het diagram komen ook wat sterren voor. Ze zijn wit van kleur, dus behoorlijk heet. Toch geven ze maar erg weinig licht. Het moeten dus wel kleine sterren zijn.

Ze worden witte dwergen genoemd. Je hebt nu al veel geleerd over het HR-diagram. We herhalen het nog eens in het kort.

Het Hertzsprung-Russell-diagram met de hoofdreeks. Linksonder vind je de witte dwergen en rechtsboven de rode reuzen.

Boven in het HRD staan de zeer heldere sterren. Onder in de zwakke. Hoe hoger je in het diagram komt, hoe groter de lichtkracht van de sterren is. Links op de hoofdreeks staan de blauwe sterren van spectraaltype O. Rechts be neden de rode M-sterren. Hoe verder je in het diagram naar links komt, hoe hoger de oppervlakte-temperatuur van de sterren. Linksonder staan kleine sterren. Rechtsboven hele grote. De meeste sterren vind je echter op de hoofdreeks.

Die loopt van linksboven naar rechtsonder. Op bepaalde plaatsen in het diagram komen dus veel meer sterren voor dan op andere plaatsen. Dat kan geen toeval zijn. De hoofdreeks, de rode reuzen, de witte dwergen.… het moet beslist iets met de sterevolutie te maken hebben.

Aan het begin van de 20e eeuw wisten de sterrenkundigen nog bijna niets af van de sterren. Er was nog te weinig onderzoek naar gedaan. Ze dachten dat sterren aan het begin van hun leven rode reuzen zouden zijn. Daarna zouden ze bovenaan de hoofdreeks terecht komen als heldere, hete sterren. In de loop van de tijd zou de temperatuur lager worden, en de helderheid kleiner. Aan het eind van zijn leven zou een ster zeer zwak en vrij koel zijn. Volgens deze theorie wandelt een ster de hele hoofdreeks af in de loop van zijn leven. We weten nu dat dit niet zo is.

De levensloop van de sterren is heel anders. En zeker niet voor alle sterren hetzelfde.

Eén ster is voor ons erg belangrijk. Dat is de zon. Zonder het licht en de warmte van de zon zou er geen leven mogelijk zijn. We gaan de levensloop van de zon eens nauwkeurig be kijken. Vanaf de geboorte van de zon, heel lang geleden, tot aan zijn dood, nog ver in de toekomst.

De levensloop van de zon; de reis naar de hoofdreeks.

Ergens diep in het heelal bevindt zich een grote wolk van stof en gas. Niemand zou vermoeden dat hieruit onze zon geboren gaat worden. Heldere sterren in de buurt drukken de wolk een beetje in elkaar. De zwaartekracht helpt hierbij een handje. De gas- en stofwolk wordt kleiner en kleiner.

Ook wordt hij steeds donkerder. Maar de temperatuur binnen in stijgt langzaam maar zeker. De proto-ster gaat warmte straling uitzenden.

Nog steeds is hij aan het inkrimpen. Plotseling flitst hij op! Een ster is geboren! In drie maanden tijd wordt de zon een paar honderd keer zo helder. Maar hij lijkt nog niet op de zon zoals wij die kennen. Het licht dat hij uitstraalt is veel roder van kleur. Ook is hij nog vreselijk groot: honderd keer zo groot als tegenwoordig. Maar het inkrimpen is nog niet opgehouden! Nog altijd wordt de zon kleiner en kleiner. De temperatuur wordt alsmaar hoger. Het licht dat de zon uitstraalt wordt oranje, daarna geel van kleur. Maar de helderheid neemt weer wat af. Dat komt doordat de zon nog steeds verder inkrimpt.

Hoe lang gaat dat inkrimpen eigenlijk door? Door de zwaarte kracht stort de ster alsmaar verder in elkaar. Pas als dat ineenstorten wordt tegengehouden, wordt de ster niet meer kleiner.

Dat tegenhouden kan alleen van binnenuit gebeuren. Wat gebeurt er dan binnen in de zon? Dat is gemakkelijk gezegd: de «kachel» gaat aan. Dat gebeurt zo'n vijftig miljoen jaar nadat de zon een echte ster is geworden. De temperatuur in het binnenste is dan hoog genoeg om de zonne-kachel te ontsteken. We zullen straks uitleggen hoe die kachel werkt.

Het is natuurlijk geen echte kachel. Hij levert wel zeer veel stralingsenergie. Zó veel, dat het ineenstorten van de ster tegengehouden kan worden. De ster wil nog wel kleiner worden. De zwaartekracht werkt immers nog steeds. Maar de energie van binnenuit houdt het inkrimpen tegen.

De zon is nu zo'n vijftig miljoen jaar oud. In die tijd is hij honderd keer zo klein geworden als bij zijn geboorte.

En ook ongeveer honderd keer zo lichtzwak. Maar de tempera tuur in de kern is nu zeker vijftienhonderd keer zo hoog! De zon krimpt nu niet verder in. Hij blijft voorlopig even groot. Ook blijft hij even heet en even helder. Het lijkt alsof er niets meer aan verandert. We zeggen dat de zon een stabiele ster geworden is. En.… in het HR-diagram staat de zon nu op de hoofdreeks.

Hoe werkt de zonnekachel? De gaswolk, waar de zon uit is ontstaan, bestond voornamelijk uit waterstofgas. Dat gas komt nu nog steeds het meeste voor in de zon. Het kleinste gasdeeltje is een waterstofatoom. Het bestaat uit een proton en een elektron. Het proton heeft een positieve elektrische lading. Het vormt de kern van het waterstofatoom. Het elektron is negatief geladen. Het be weegt om het proton heen. Zo is het normaal gesproken bij waterstof. Maar in de zon is het anders. De temperatuur is er ontzettend hoog. Wel vijftien miljoen graden! Door de enorme hitte zijn de protonen en elektronen elkaar kwijt geraakt. Ze bewegen nu allemaal kris-kras door elkaar. Echte atomen zijn het dus niet meer. Toch noemen we de protonen nog waterstofkernen. Omdat er in de kern van een waterstof atoom ook één proton zit.

De protonen in het centrum van de zon bewegen zeer snel door elkaar heen. Af en toe komen twee protonen elkaar tegen.

Maar ze blijven het liefst bij elkaar uit de buurt. Ze zijn allebei positief geladen! En twee positief geladen deeltjes stoten elkaar af. Maar af en toe botsen twee protonen. Eén bepaald proton maakt dat gemiddeld één keer in de veertien miljard jaar mee. Toch komen er in ieder kubieke centimeter miljarden botsingen per seconde voor. Je zult het misschien niet geloven, maar het is echt waar. Het komt omdat er zo verschrikkelijk veel protonen in de zon zitten. In iedere kubieke centimeter maar liefst zo'n 10.000.000.000.000.000 000.000.000.000! Bij zo'n botsing van twee protonen gebeuren rare dingen. Er worden een paar deeltjes uitgezonden: een positron en een neutrino. Wat er overblijft is een proton en een neutron die samen verder door het leven gaan. Dus vóór de botsing twee protonen en na de botsing een proton en een neutron. Deze twee deeltjes zijn niet lang alleen. Binnen een paar seconden is er een proton bijgekomen. Het neutron zorgt er voor, dat de twee protonen elkaar niet meer zo sterk afstoten.

Met z'n drieën reizen ze verder door het binnenste van de zon. Zeker een paar honderdduizend jaar gebeurt er niets met dit groepje deeltjes. Maar dan komen ze in botsing met een ander groepje, dat óók uit twee protonen en een neutron bestaat. Bij elkaar dus vier protonen en twee neutronen. En weet je wat er nu gebeurt? Twee van de vier protonen laten hun makkers in de steek. Ze gaan voorlopig weer alleen door het leven. Maar de andere twee protonen Šn de twee neutronen blijven bij elkaar. Ze vormen met z'n vieren een heliumkern.

Voor het vormen van één heliumkern zijn dus zes protonen nodig. Wat er overblijft zijn twee protonen, twee positronen, twee neutrino's en één heliumkern. En het gekke is, dat die bij elkaar minder wegen dan de zes protonen waar we mee zijn begonnen. Tijdens de kernreactie is er dus wat massa verloren gegaan. Weliswaar héél erg weinig, maar toch.… Wat is er mee gebeurd? Wel, de massa die verloren ging is in straling omgezet. Massa wordt energie! En zo werkt de zonnekachel. Waterstofkernen vormen samen heliumkernen. Daar gaat wat massa bij verloren. Die massa wordt omgezet in energie. We noemen dit waterstofverbranding.

Maar pas op! Er komt geen vlammetje aan te pas! Verbranding is eigenlijk een verkeerd woord. Maar je zou wel kunnen zeggen dat de zonnekachel «gestookt» wordt met waterstof.

Je hebt net gelezen hoe lang de reacties in de zon duren.

Als je één proton in het oog houdt, kan het miljarden jaren duren voordat hij in een heliumkern terecht komt. Er is dan een héél klein beetje massa verloren gegaan. Die massa is omgezet in energie. Maar vergis je niet! Er zijn onvoorstel baar veel protonen in de zon. Uiteindelijk worden er dus vreselijk veel heliumkernen gevormd.

In totaal verliest de zon per seconde ruim vierduizend miljoen kilogram aan massa! Het klinkt ongelooflijk. Toch kan de zon het op deze manier miljarden jaren uithouden.

Per seconde komt er in totaal ook een enorme hoeveelheid energie vrij. Zóveel energie, dat er maar liefst 200.000 miljard wagonladingen steenkool nodig zijn om die energie te leveren. Dat is een trein met een lengte van bijna een half lichtjaar! En dat dan iedere seconde! Je weet nu ongeveer hoe de zonnekachel werkt. Waterstof kernen worden omgezet in heliumkernen. En daar komt energie bij vrij. We hebben één manier besproken waarop dat omzetten kan gebeuren. De serie van gebeurtenissen die daarbij plaatsvinden heet de protonencyclus.

Er is nog een andere manier voor waterstofkernen om in heliumkernen over te gaan. Die wordt de koolstofcyclus.

genoemd. Daarbij spelen koolstofkernen een belangrijke rol.

De koolstofcyclus is veel ingewikkelder dan de protonen cyclus. Daarom zullen we hem hier niet uitgebreid behandelen.

In de zon gebeurt het omzetten van waterstof op beide manieren.

De protonencyclus overheerst een beetje.

Op de hoofdreeks. Na een roerige start is de zon nu in een rustige levens periode gekomen. In het binnenste van de zon wordt waterstof omgezet in helium. De energie die daarbij vrijkomt, wordt aan de buitenkant van de zon uitgestraald. De zon wordt niet meer heter of helderder. Het inkrimpen van de zon wordt van binnenuit tegengehouden. De grootte blijft ook gelijk. De voorraad waterstofkernen is zó groot, dat de zon ongeveer tien miljard jaar op deze manier kan blijven bestaan. En toch wordt hij iedere seconde zo'n vier miljard kilogram lichter! Al vier en een half miljard jaar staat de zon op de hoofdreeks. Langzaam maar zeker verbruikt hij zijn water stofvoorraad. Maar hij houdt het nog minstens vijf miljard jaar lang vol.

Je snapt nu waarschijnlijk ook, dat de zon stil staat op de hoofdreeks. Hij wordt niet helderder en ook niet heter.

Dan kan hij dus nooit van plaats veranderen in het HR-diagram.

Zou de zon zwaarder zijn, dan zou hij een hogere temperatuur hebben. Ook de helderheid zou dan groter zijn. Zware sterren komen dan ook hoger op de hoofdreeks terecht. Zware sterren zijn óók ontstaan uit globulen. Alleen was er toevallig wat meer gas in die bolwolken aanwezig. Het inkrimpen gaat dan sneller en de ster heeft minder tijd nodig om op de hoofdreeks terecht te komen. Als hij daar staat, is hij óók bezig met de waterstofverbranding. Net zoals de andere sterren op de hoofdreeks. Alle sterren op de hoofdreeks zijn in een rustige levensperiode beland. Gedurende miljoenen of miljarden jaren veranderen ze nauwelijks van plaats in het Hertzsprung Russell-diagram.

Hoe ziet de zon er nu van binnen uit? In het centrum is het heet genoeg om waterstof om te zetten in helium. Iets meer naar buiten toe is het niet zo heet meer. Daar gebeurt de waterstofverbranding wat langzamer. Hoe dieper we dus in de zon «kijken», hoe meer helium we tegenkomen. Meer naar buiten toe is er steeds minder helium. En in de buitenste lagen van de zon is het niet heet genoeg. Daar wordt helemaal geen waterstof verbrand. Toch komen we er ook nog helium tegen. Dat was al aanwezig bij de geboorte van de zon.

In het centrum van de zon bevindt zich dus het meeste helium. En het wordt steeds meer. De waterstofkernen blijven alsmaar nieuwe heliumkernen vormen.

We doen nu een grote stap in de toekomst. Drie miljard jaar slaan we over. De zon is nu acht miljard jaar oud. Wat er van de aarde is geworden weet niemand. Maar de zon ziet er nog steeds hetzelfde uit. Tenminste, van buiten! Als we een kijkje in het binnenste konden nemen, zouden we zien dat er véél meer helium aanwezig is dan we gewend waren. En nog steeds blijft de kachel branden.

Uiteindelijk raakt de waterstofvoorraad in de kern van de zon natuurlijk uitgeput. Helemaal in het binnenste gebeurt dat het eerst. Daar gaat de verbranding namelijk het snelst.

Het allerbinnenste van de zon bestaat dan enkel uit helium.

Daar vindt geen verbranding meer plaats. Buiten deze helium kern is er nog wel waterstof. Maar ook dat wordt omgezet in helium. De kern van helium wordt dus steeds groter.

We hebben al gezegd dat er in de heliumkern geen ver branding voorkomt. Daardoor zal hij een beetje inkrimpen.

Niet zo erg veel. Maar toch genoeg om de kern van de zon flink te verhitten. Want hoe dichter de gasdeeltjes op elkaar gepakt zitten, hoe hoger de temperatuur is.

Doordat de kern extra heet wordt, krijgen andere lagen van de zon ook een hogere temperatuur. Rondom de heliumkern komt de waterstofverbranding nu opnieuw goed op gang. In die lagen was de temperatuur eerst niet zo heel erg hoog. De waterstofverbranding ging maar langzaam. Maar nu zijn deze lagen veel heter. De verbranding gaat dan ook veel sneller.

Er komt zeer veel energie bij vrij.

Nu bestaat de kern van de zon dus uit helium. In een schil rondom deze heliumkern wordt waterstof omgezet in helium.

Deze waterstofverbranding noemen we nu schilverbranding. De schilverbranding ontstaat doordat de hete kern van helium hoofdreeks af!