Hier op aarde bestaan de ingrediënten voor leven om te overleven, te gedijen, te evolueren en zichzelf in stand te houden, al miljarden jaren zonder mankeren naast elkaar. Naast alle atomen en moleculen die onze planeet bezit, heeft onze wereld ook de juiste omstandigheden voor vloeibaar water aan het oppervlak, dankzij onze atmosfeer en de juiste afstand tot onze zon.

Als de zon echter aanzienlijk koeler of heter zou worden, zou er een abrupt einde komen aan die bewoonbaarheid. Alle ingrediënten die we maar kunnen bedenken, zouden niets veranderen aan het simpele feit: zonder de juiste energie-input van onze zon zou leven een onmogelijkheid zijn. Onze zon bevat 99,8% van de massa van het zonnestelsel, maar wordt elke dag lichter. Als er genoeg tijd verstrijkt, zullen de veranderingen de aarde onbewoonbaar maken. Hier ziet u hoe ze verandert.

Toen ons zonnestelsel zich voor het eerst vormde, begon een grote klomp massa gravitationeel steeds meer materie aan te trekken, waardoor zich een groeiende proto-ster vormde. Daaromheen vormde zich een protoplanetaire schijf, compleet met de kiemen van de toekomstige planeten van het zonnestelsel. Er ontstond een wedloop tussen twee concurrerende krachten: de zwaartekracht, die onze proto-ster en de planeten in de schijf deed groeien, en de straling van externe sterren en onze jonge, zich vormende zon.

Wanneer de straling het uiteindelijk wint, kunnen onze zon en de planeten niet langer groeien, en de materie die zou blijven binnenvallen wordt weggeblazen, waardoor uiteindelijk ons moderne zonnestelsel ontstaat.

Dit markeert het punt waarop ons zonnestelsel zijn piekmassa bereikt: de grootste massa die het ooit zal zijn. Dit markeert ook, niet zo toevallig, het punt waarop onze zon op haar minst energiek is. Zolang zij lichtere elementen in zwaardere verandert, zal zij nooit meer zo weinig energie afgeven.

Blijkt dit niet paradoxaal? De zon zal vanaf dit punt alleen maar minder massief worden, terwijl de hoeveelheid energie die ze afgeeft alleen maar toeneemt.

Als dit indruist tegen wat je denkt te weten over sterren, ben je niet de enige. Immers, massievere sterren branden heter en helderder, als alles gelijk is.

Er zijn eigenlijk maar een paar factoren, allemaal in combinatie met elkaar, die bepalen hoe heet een ster is. Aangezien sterren hun kracht ontlenen aan de kernfusie van lichtere elementen tot zwaardere, kunnen we in feite opsommen wat een ster ertoe brengt energie af te geven. De factoren zijn:

1. De temperatuur in de kern van de ster, want hogere temperaturen betekenen meer energie per deeltje, waardoor de kans op een fusiegebeurtenis bij een botsing van twee deeltjes groter is.
2. De grootte van het fusiegebied, want grotere gebieden waar fusie kan plaatsvinden leidt tot meer fusie in dezelfde hoeveelheid tijd.

Als we twee verschillende sterren bekijken en vergelijken, dan heeft de massievere ster de neiging om een hogere kerntemperatuur te bereiken en een groter fusiegebied te hebben. Maar als we binnenin een individuele ster kijken, zien we iets anders.

De zon, die zijn brandstof opbrandt, krijgt zijn energie door waterstof in een kettingreactie te laten samensmelten tot helium. De proton-proton keten is de manier waarop onze Zon (en de meeste sterren) aan hun energie komen, aangezien het eindproduct (helium-4) lichter en lager in massa is dan de oorspronkelijke reactanten (4 protonen). Kernfusie werkt volgens het principe van massa-energie-equivalentie, waarbij een kleine fractie van ongeveer 0,7% van de totale massa van wat wordt gefuseerd wordt omgezet in energie via Einsteins E = mc2.

Als dit gebeurt, neemt de massa van de zon langzaam af; de energie wordt naar het oppervlak getransporteerd, en het “afvalproduct” helium zakt verder naar beneden in het centrale gebied van de kern.

Het helium in het centrum kan bij deze temperaturen niet smelten, dus vindt er minder fusie per volume-eenheid plaats in de heliumrijke gebieden. Zonder fusie is er minder straling, en het heliumrijke binnendeel begint onder zijn eigen zwaartekracht samen te trekken. Maar samentrekking van de zwaartekracht geeft energie af, wat betekent dat er veel warmte/thermische energie naar buiten wordt getransporteerd.

Als de ster ouder wordt, neemt de temperatuur in het inwendige dus toe, en het gebied waar fusie kan plaatsvinden (bij temperaturen van 4 miljoen K en hoger) wordt naar buiten toe groter. Over het geheel genomen neemt de fusiesnelheid en het volume waarin fusie plaatsvindt in de loop der tijd toe. Dit heeft tot gevolg dat de zon – en alle zonachtige sterren – steeds meer energie produceert naarmate ze ouder wordt.

Op hetzelfde moment veroorzaakt de energie die naar het oppervlak wordt getransporteerd niet alleen de emissie van licht, maar ook van een aantal loshangende deeltjes aan de rand van de fotosfeer van de zon. Elektronen, protonen en zelfs zwaardere kernen kunnen genoeg kinetische energie krijgen om van de Zon te worden uitgeworpen, waardoor een stroom deeltjes ontstaat die bekend staat als de zonnewind. De geladen deeltjes verspreiden zich over het hele zonnestelsel en verlaten het overgrote deel van het zonnestelsel weer, hoewel een paar door een toevallige samenloop van geometrische omstandigheden in de atmosfeer van een van de planeten terecht zullen komen. Wanneer ze dat doen, creëren ze het effect dat bekend staat als noorderlicht, dat de mensheid door de geschiedenis heen heeft gemeten en geobserveerd.

In de afgelopen 4,5 miljard jaar is de zon heter geworden, maar ook minder massief. De zonnewind, zoals we die nu meten, is in de loop der tijd ongeveer constant gebleven. Er zijn af en toe zonnevlammen en massa-uitstoot, maar die spelen nauwelijks een rol in de snelheid waarmee de zon haar massa verliest. Evenzo is de fusie-energie-output van de zon in de loop van haar geschiedenis met ongeveer 20% toegenomen, maar ook dit is een kleine factor.

Als we de snelheid meten waarmee de zon nu massa verliest, zowel door de zonnewind als door kernfusie, dan kunnen we uitrekenen hoeveel lichter de zon wordt met elke seconde die voorbij gaat. We kunnen ook extrapoleren hoeveel massa de Zon heeft verloren in haar hele geschiedenis sinds haar geboorte: een opmerkelijke prestatie.

De zonnewind voert elke seconde ongeveer 1,6 miljoen ton massa weg, oftewel 1,6 × 109 kg/s. Dat is zeker een hoop materiaal, en het telt over lange perioden op. Elke 150 miljoen jaar verliest de zon ongeveer de massa van de aarde door de zonnewind, oftewel zo’n 30 aardmassa’s over de hele levensduur van de zon tot nu toe.

Door kernfusie verliest de zon echter nog meer massa dan dat. Het vermogen van de zon is een relatief constante 4 × 1026 W, wat betekent dat de zon elke seconde ongeveer 4 miljoen ton massa in energie omzet. Door kernfusie verliest de zon dus elke seconde ongeveer 250% van de massa die door de zonnewind wordt meegevoerd. In de loop van haar 4,5 miljard jaar durende leven heeft de zon ongeveer 95 aardmassa’s verloren door fusie: ongeveer de massa van Saturnus.

Naarmate de tijd verstrijkt, zal de hoeveelheid massa die de zon verliest toenemen, vooral als zij de reuzenfase van haar leven ingaat. Maar zelfs bij dit relatief gelijkmatige tempo betekent de groei van helium in de kern van de zon dat wij hier op aarde zullen opwarmen. Na ongeveer 1 à 2 miljard jaar zal de zon zo heet branden dat de oceanen van de aarde volledig zullen wegkoken, waardoor vloeibaar water op het oppervlak van onze planeet onmogelijk wordt. Terwijl de zon lichter en lichter wordt, zal ze tegendraads heter en heter worden. Onze planeet heeft al ongeveer driekwart van de tijd dat de aarde bewoonbaar is opgebruikt. Naarmate de zon aan massa blijft verliezen, nadert het onvermijdelijke lot van de mensheid en al het leven op aarde. Laten we deze laatste ongeveer miljarden jaren tellen.