Wat er in de zon gebeurt

Als de zon een kampvuur was, zou ze allang opgebrand zijn: bij chemische verbranding komt per gram veel te weinig energie vrij. Brandstof ter grootte van de zon zou in duizenden jaren opgebrand zijn. Maar de zon is ongeveer 4,6 miljard jaar oud en heeft ongeveer de helft van haar levensduur achter de rug.

Hier gebeurt iets anders. Het gewicht van de buitenste lagen drukt het centrum zo sterk samen dat de materie daar ongeveer 150 keer dichter is dan water en de temperatuur ongeveer 15 miljoen graden bedraagt. In een paar stappen versmelten waterstofkernen tot een heliumkern, die iets lichter is dan de som van de oorspronkelijke kernen. Het verschil komt vrij als licht: ongeveer vier miljoen ton per seconde wordt omgezet in energie.

Dat gaat langzaam. Protonen hebben dezelfde lading en stoten elkaar af, en zelfs 15 miljoen graden is niet genoeg om ze rechtstreeks op elkaar te laten botsen: fusie vindt plaats via kwantumtunneling, dus door een zeldzame toevalligheid. Een afzonderlijk proton wacht gemiddeld miljarden jaren op zijn reactie. Daarom laait de zon niet in één keer op, maar schijnt ze gelijkmatig.

Een kubieke meter van de zonnekern geeft gemiddeld ongeveer 276 watt af, ongeveer evenveel als een composthoop. De zon verblindt niet door het vermogen op één plek, maar door haar omvang: binnenin zitten zo veel van zulke kubieke meters dat ze samen een ster vormen.

Daarna moet de energie naar buiten zien te komen. De kern beslaat ongeveer een kwart van de straal, daarboven ligt de stralingszone, tot 70% van de straal, en het buitenste derde deel is convectief. Onderweg daalt de temperatuur bijna drieduizend keer.

De lagen zijn niet toevallig zo opgebouwd. Zolang de materie transparant is, wordt de warmte door straling vervoerd. Dichter bij het oppervlak koelt het gas af en wordt het ondoorzichtig, waardoor straling er niet doorheen komt. Dan beweegt het gas zelf: heet gas stijgt op, afgekoeld gas zinkt. Van buitenaf zie je dat als een korrelig patroon: elke ‘korrel’ is ongeveer duizend kilometer in doorsnee en blijft ongeveer tien minuten bestaan.

Een gammafoton uit de kern wordt bijna meteen geabsorbeerd en opnieuw uitgezonden, miljarden keren, telkens in een willekeurige richting. Schattingen van de tijd die energie nodig heeft om het oppervlak te bereiken lopen uiteen: van duizenden tot honderdduizenden jaren. De resterende 150 miljoen kilometer naar de aarde legt licht af in 8 minuten en 20 seconden.

Niemand heeft naar binnen gekeken, maar er zijn twee omwegen. Neutrino’s ontstaan bij dezelfde reacties en reageren bijna nergens mee: ze verlaten de kern in een paar seconden en bereiken detectoren op aarde, een rechtstreeks verslag uit het centrum. En de zon klinkt ook: haar oppervlak trilt, en aan de hand van het frequentiepatroon kunnen we de dichtheid en de geluidssnelheid op verschillende dieptes reconstrueren.