a). Leg in 1 of 2 zinnen uit wat "hydrostatisch evenwicht"
betekent.
Voor hydrostatisch evenwicht geldt:
We gaan nu een versimpelde aanname maken om de druk P als functie van de massa M en de straal R van een ster te bepalen:
We kunnen een ster voorstellen als een bol die bestaat uit een aantal opeen gestapelde schillen. De buitenste schillen drukken door hun zwaartekracht op de verder naar binnen gelegen schillen, die weer op die daaronder, enz., tot aan het centrum van de bol. De bol kan in evenwicht blijven als er voldoende tegendruk is. Om het beeld nog wat verder te versimpelen splitsen we de bol in twee delen op: een schil en een pit, allebei met dezelfde dikte en massa (zie figuur).
De bol is nu dus verdeeld in 2 concentrische helften: een deel tussen straal r=0 (het centrum) en straal r=R/2, en een deel van r=R/2 tot r=R (het oppervlak). We nemen aan dat de massa van de binnenste bol gelijk is aan de massa van de schil. Ze trekken elkaar aan met een kracht
(zwaartekrachtwet van Newton)
Je weet dat geldt: "de druk is de kracht die per oppervlakteaanheid wordt uitgeoefend", ofwel
P = F / A
b). Leid af dat voor de totale druk die de buitenschil op de binnenbol uitoefent geldt:
c). Leid af dat voor de dichtheid in de binnenbol geldt:
d). De ideale gaswet luidt:
met k = constante van Boltzman
= gemiddeld moleculair gewicht
mH = massa waterstof
atoom
Vraag: Met wat je weet uit vraag b) en c), leid af dat voor de inwendige temperatuur geldt:
e). Gegeven is: R(zon) = 6.96 x 108 m
M(zon) = 1.99 x 1030 kg
G = 6.67 x 10-11 N M2 kg2
k = 1.38 x 10-23 J/K
mH = 1.67 x 10-27 kg
= 0.6
Wat is dan de inwendige temperatuur Tin van de zon?
Let op: we hebben de bol-schil methode gebruikt als benadering; de uitkomst zal dan ook afwijken van de werkelijke waarde voor de temperatuur in de kern, nl. 16 x 106 K.
f). Welke soort kernreaktie, de proton-proton (PP) cyclus of
de CNO cyclus, zal de overhand hebben in de kern van de zon?
g). De inwendige temperatuur is dus recht evenredig met M/R:
al eerder zagen we dat
en
(hydrostatisch evenwicht)
Vraag: Leg nu in woorden uit hoe het komt dat er sterren zijn die op het eind van hun leven de hoofdreeks verlaten en in een rode reus veranderen (zoals ook staat geschetst in het HR-diagram op de volgende pagina). Vertel hierbij vooral hoe het komt dat ze een reuzenster worden en dat ze roder worden.
Schematische weergave van de evolutie van een massieve ster vanaf de hoofdreeks
tot aan de rode reuze fase.
h). Uit de wet van Stefan-Boltzman weten we ook dat geldt:
De zgn. "massa-lichtkracht relatie" zegt dat 
(met de aanname dat de dichtheid constant is in een ster en gelijk is voor
alle sterren). Deze massa-lichtkracht relatie is erg belangrijk in de sterrenkunde,
omdat op deze manier gemakkelijk de massa van stralende objecten bepaald kan
worden.
Vraag: met wat je weet uit g)., leidt deze massa-lichtkracht relatie
af.
i). Voor stralingstransport geldt:
Voor de zon geldt : Rzon= 6.96 x 108 m
We nemen voor de opaciteit en dichtheid de gemiddelde waarden voor de zon:
2.4 x 103
1400 kg/m2
De temperatuur T is in dit geval de temperatuur in het binnenste (Tin
= 16 x 106 K).
Ook kun je de versimpelde aanname maken dat geldt:
ofwel dat de temperatuur lineair toeneemt in de richting van de kern.
Verder weet je dat 
= 5.67 x 10-8 W m-2 K-4
Vraag: Bereken met deze gegevens L(Rzon), ofwel de totale hoeveelheid energie die de zon per seconde uitstraalt. Let op: je hoeft niet te gaan integreren!
(Ook in dit geval heb je een aantal benaderingen gebruikt, dus zal de uitkomst
iets afwijken van de werkelijke waarde 3.90 x 1026 W)
j). Een zekere A. Einstein heeft ooit eens gezegd:
E=mc2
Alle energie van de zon komt uit kernfusie. Simpel gezegd worden vier waterstofkernen gefuseerd tot een heliumkern:
4 1H -> 4He
1 He kern weegt net iets minder dan 4 H kernen bij elkaar. Dit massaverlies wordt omgezet in energie volgens E=mc2. De totale hoeveelheid energie die de zon uitstraalt is dus vrijgekomen uit het totale verlies aan massa in de kernreakties in het binnenste van de zon.
De massa van een atoom of molecuul wordt vaak uitgedrukt in zgn. "atoommassa". 1 atoommassa (1 u) is ongeveer, maar vanwege een of andere vage reden niet helemaal, gelijk aan de massa van een H-atoom. (1 u is nl. 1/12 van de massa van een 12C atoom.) Als je de atoommassa's van deeltjes weet, weet je dus ook hoe zwaar ze relatief gezien ten opzichte van elkaar zijn (voorbeeld: een deeltje met massa 2 u heeft een 2 maal grotere massa dan een deeltje met massa 1 u)
Hier geldt: atoommassa 1H = 1.0078 u
atoommassa 4He = 4.0026 u
Vraag: Bij de vorige vraag hebben we gezien dat Lzon = 3.90 x 1026 W. Als je weet dat de totale massa van de zon Mzon=1.99 x 1030 is en dat de zon slechts 10% van deze massa verbruikt in kernreakties, bereken dan hoeveel energie de zon in totaal tijdens zijn hele leven uitstraalt.
Tip: je hoeft niet het werkelijke gewicht van 1 atoommassa
te weten! Bekijk eerst het massaverlies van 1 reaktie (4 H -> He) en bepaal
welk percentage van de massa van de 4 H atomen wordt omgezet in energie. Als
je dit weet kun je hiermee ook bepalen welk deel van de totale massa van
de zon wordt omgezet in energie.
k). Met wat je weet uit vragen h) en i), bereken hoe lang de zon kan stralen.