De Zon

De zon is veruit het belangrijkste hemellichaam in ons zonnestelsel. Niet alleen is ze het grootste (ze bevat 99.9 % van alle massa van het zonnestelsel) maar ze was ook cruciaal in het ontstaan van het zonnestelsel en in het ontstaan en onderhouden van leven op de aarde. Niet moeilijk dat mensen van allerlei culturen vroeger en nu de zon als een godheid vereerden!

Een spectaculair zicht op de zon. [Foto: NASA]

 

De zon is een ster van middelmatige grootte en van 5 miljard jaar oud. De aanwezigheid van een heuse ster zo dicht bij de aarde is voor astronomen erg nuttig voor het begrijpen van de werking van sterren in het algemeen!

De zon in cijfers

Leeftijd 5 miljard jaar
Massa  1,991 × 1030 kg (333 000 × de aarde)
Diameter 1 392 000 km (109 × de aarde)
Volume 1,412 × 1018 km3 (1,3 miljoen × de aarde)
Oppervlaktetemperatuur 6 000 °C
Temperatuur in kern 15 000 000 °C

 

Ontstaan en levensloop

De zon is ontstaan uit het samenkrimpen van een grote interstellaire gaswolk onder invloed van haar eigen zwaartekracht. De gaswolk bestond voor het grootste deel uit waterstof (H) en helium (He), de meest voorkomende elementen in het heelal. Door het inkrimpen van de wolk werden temperatuur en dichtheid in het centrum ervan steeds hoger, tot deze zó hoog werden dat er kernfusie mogelijk werd: als waterstofatomen voldoende hevig met mekaar botsen, smelten ze samen om uiteindelijk heliumatomen te vormen. Dit is een proces waarbij veel energie vrijkomt, en deze energie wordt uiteindelijk door de zon uitgestraald onder verschillende vormen van elektromagnetische straling: X-stralen, ultraviolet licht, zichtbaar licht, infrarood licht, microgolven en radiogolven.

Op deze manier straalt de zon al 5 miljard jaar stabiel licht en warmte uit. Bovendien is er in de kern nog voldoende waterstof voorhanden voor nog eens 5 miljard jaar. Daarna zal de zon onstabiel worden, en in enkele stuiptrekkingen gasschillen afstoten, waarna de overblijvende kern zal uitdoven en achterblijven als een witte dwerg.

Het inwendige van de zon

De kern

In de kern van de zon, een dichte plasmabol (geïoniseerd gas) van zo'n 400 000 km diameter waarin de kernfusie plaatsvindt, bedraagt de temperatuur zo'n 15 000 000 °C. De waterstof wordt er stilaan omgezet in helium.

In het centrum van de zon vinden volgende kernreacties plaats:

  • twee protonen vormen deuterium (H met 1 neutron), een positron (positief geladen elektron) en een neutrino,
  • een proton en een deuterium vormen He-3 (twee protonen en een neutron) plus een foton,
  • twee He-3 vormen He-4 (twee protonen en twee neutronen) plus twee protonen.

 

85 % van de energie wordt op deze manier gevormd. De overige 15 % komt uit een andere reactie:

  • Helium-3 en Helium-4 vormen Beryllium-7 (4 protonen en 3 neutronen) plus een foton.
  • Beryllium-7 plus een elektron wordt Lithium-7 (3 protonen en 4 neutronen) plus een neutrino.
  • Lithium-7 plus een proton wordt twee He-4 atomen.

Zonne-oscillaties

Nauwkeurige waarnemingen van de zon hebben aangetoond dat ze voortdurend aan het trillen is. Deze trillingen gebeuren in bepaalde modes, aan bepaalde frequenties en met bepaalde amplitudes, zoals b.v. ook een snaar dit kan. De sterkste trillingen hebben een periode van een 5-tal minuten, en een amplitude van enkele kilometers. De studie van deze trillingen kan ons veel leren over de structuur van de zon. Hierondere zie je enerzijds verschillende vibratiemodes van een snaar (boven), en anderzijds de sterkste vibratiemode van de zon (onder).

Als we de trillingen versneld afspelen, en omzetten in geluidsgolven, kunnen we de zon horen "zingen".

De atmosfeer van de zon

Van wat er zich binnen in de zon afspeelt, kunnen wij natuurlijk niets zien. Alles wat we daarover weten, hebben we moeten afleiden uit wat we weten van de straling van de zon en van wat we zien gebeuren op de zon. Natuurlijk heeft de zon geen echt oppervlak waar je op kan staan: het is immers een gasbol. Wat we kunnen zien, is eigenlijk de atmosfeer. Die bestaat ook weer uit drie lagen: de fotosfeer, de chromosfeer en de corona. Verder beïnvloedt de zon het zonnestelsel door de zonnewind.

De fotosfeer

De zon ziet er niet uit als een saaie gele bol. Op de fotosfeer, het zichtbare "oppervlak" van de zon, zijn allerlei interessante fenomenen te observeren.

Het opvallendste op de fotosfeer zijn zonnevlekken. Dit zijn plaatsen op het oppervlak waar de temperatuur minder hoog is: "slechts" zo'n 4 500 °C in plaats van 6 000 °C. Ze zijn eigenlijk helemaal niet donker, maar door het contrast met de veel helderdere omgeving lijken ze bruinachtig of zwart. Daarnaast kan je ook fakkelvelden op de zon zien: heldere vlekken op het oppervlak, die vooral goed zichtbaar zijn aan de rand van de zonneschijf. Zonnevlekken en fakkelvelden zijn een uiting van de zonneactiviteit.

Links naar rechts: een kleine zonnevlek, een close-up van granulatie en zonnefakkels rond een grotere zonnevlek.

Een ander fenomeen op de fotosfeer is granulatie, het korrelig uitzicht van de fotosfeer. De granulen zijn de toppen van de convectiestromen die voorkomen in de convectiezone. Een granule is typisch een duizendtal kilometer in diameter. Met speciale technieken zijn ook grotere structuren waarneembaar: super-granulen met een diameter van 30 000 km. Deze wijzen op de convectiestructuur dieper in de zon.

Merk op dat de fotosfeer overeenkomt met de schil van de zonnegasbol die net niet meer doorzichtig is in wit licht. In andere kleuren en golflengten is het "oppervlak" van de zon iets hoger of iets dieper gelegen. De fotosfeer is trouwens enkele honderden kilometer dik. In het centrum van de zonneschijf kunnen we het diepst in de fotosfeer kijken, aan de randen van de schijf kijken we minder diep, en zien we dus hogergelegen, iets koelere lagen van de fotosfeer. Dit verklaart de randverzwakking die we kunnen waarnemen op de zonneschijf.

De fotosfeer ligt nog redelijk "diep" in de gasbol die de zon is: de krachten ten gevolge van de gasdruk overheersen er. Daarom lijkt de fotosfeer een perfecte bol, en zijn fakkels en zonnevlekken erg vlakke verschijnselen.

De chromosfeer

Boven de fotosfeer bevindt zich de chromosfeer, eigenlijk de echte atmosfeer van de zon. De temperatuur loopt hier op tot 12 000 °C, een gevolg van uitbarstingen op de fotosfeer,spicules genoemd, die hete gasdeeltjes in de chromosfeer brengen. De chromosfeer toont ook regelmatig uitbarstingen onder de vorm vanprotuberansen.

Afbeelding: Spicules

Afbeelding: grote protuberans

 

In de chromosfeer is de gasdruk een stuk lager dan in de fotosfeer. De structuren in de chromosfeer worden er hoofdzakelijk bepaald door de magnetische krachten. Vandaar dat sterke afwijkingen van de bolvorm, zoals protuberansen, er mogelijk zijn.

De corona

In de ruime omgeving van de zon tenslotte vinden we de corona. Deze reikt vele miljoenen kilometers de ruimte in, en is gemakkelijk vijf keer zo groot als de zon zelf. De corona is extreem heet, zo'n 2 miljoen graden, maar ook heel erg ijl. Hij is ook spectaculair mooi, maar wordt meestal door de zon overstraald. Slechts bij een totale zonsverduistering, als het licht van de zon wordt geblokkeerd door de maan, kunnen we de corona zien.

De corona is niet gelijkmatig verdeeld om de zon. Hij vertoont jets, en heeft een structuur die verandert naargelang het tijdstip in de zonnecyclus. Bovendien vertoont hij soms grote gaten, waar schijnbaar geen corona is. Coronale gaten zijn gebieden waar de magnetische veldlijnen van de zon niet terugkeren naar de zon, maar rechtstreeks de interplanetaire ruimte intrekken. Deeltjes zitten er dus niet gevangen in de coronale structuur, en kunnen rechtstreeks de interplanetaire ruimte intrekken. Op die manier versterken coronale gaten de zonnewind. Coronale gaten zijn voor het eerst waargenomen vanuit het Skylab ruimtestation.

De zonnewind

Deeltjes uit de buitenste delen van de corona ontsnappen aan de aantrekking van de zon, en worden de interplanetaire ruimte ingestuurd onder de vorm van de zonnewind. Daarnaast zijn er nog een aantal verschijnselen die voor extra zonnewind kunnen zorgen, zoals coronale gaten, CME's, of flares. De snelheid en dichtheid van de zonnewind hangt hierdoor sterk af van dezonneactiviteit.

De deeltjes in de zonnewind zijn elektrisch geladen (vooral protonen en elektronen), wat bepalend is voor hun invloed in het zonnestelsel. Zo zal de zonnewind komeetstaarten wegduwen, zodat deze van de zon weg wijzen.

Wanneer de zonnewind in snelheid en dichtheid toeneemt, kan dit ook voor de aarde en andere planeten een effect hebben. De deeltjes worden namelijk ingevangen door het magnetisch veld van de planeten, en naar de planeetpolen geleid. Wanneer ze daar in de atmosfeer geschoten worden, ontstaat poollicht.

Rotatie

De zon draait in ongeveer 27 dagen om haar as. Wel vertoont de zon differentiële rotatie, wat betekent dat ze aan de evenaar sneller draait dan aan de polen: de omloopstijd bedraagt zo'n 25 dagen aan de evenaar tegen 36 dagen rond de polen.

De zonneactiviteit en magnetisme

Magnetisme speelt een belangrijke rol op de zon. Ten eerste heeft de zon een sterk magnetisch veld, dankzij haar enorme geleidende gasvormige binnenkant. Bovendien zijn de deeltjes in de zon en de zonneatmosfeer heel erg gevoelig voor magnetische velden, omdat ze elektrisch geladen zijn. Magnetische storingen en structuren liggen aan de basis van de zonneactiviteit, een reeks verschijnselen die de rust van de zon verstoren.

Zonnevlekken en fakkels

Sterke magnetische storingen op gegeven plaatsen in de hoge convectiezone verhinderen dat warmte uit de binnenkant van de zon de fotosfeer kan bereiken. Hierdoor koelen deze stukken van de fotosfeer af, waardoor ze minder licht gaan uitzenden. Dit is hoe zonnevlekken ontstaan.

Zonnevlekkenstructuren vertonen vaak twee polen: een magnetische noordpool en een magnetische zuidpool. Op hetzelfde halfrond zijn alle zonnevlekkenstructuren op dezelfde manier georiënteerd. Zonnevlekken op het andere halfrond tonen een omgekeerde polariteit.



Afbeelding: Visueel beeld en magnetogram van de zon op hetzelfde moment. Op het visuele beeld zijn duidelijk
de zonnevlekken en fakkels te zien, het rechterbeeld toont de magnetische polariteit van de actieve gebieden. [Foto's: SOHO]

Op sommige plaatsen stimuleert het magnetisch veld dan weer het opstijgen van materie en warmte in de fotosfeer. Op die plaatsen zijn fakkels waarneembaar.

Zonnevlammen

Boven de ganse fotosfeer vinden we kleine jets van hete materie, spicules genaamd, die in H-α zichtbaar zijn als een soort "gras" op het zonsoppervlak (zie foto). Deze spicules leven niet langer dan een tiental minuten, maar voeden hierbij de corona met energie.

Opvallender zijn de protuberansen. Verschillende mechanismen in de zonneactiviteit veroorzaken uitbarstingen in de chromosfeer, waardoor zonnematerie omhooggeslingerd wordt. Als de uitbarstingen aan de zonnerand plaatsvinden, zijn ze met coronografen zichtbaar als heldere vlammen tegen de hemelachtergrond: protuberansen. Op de zonneschijf zijn ze in H-α zichtbaar als donkere filamenten. Dankzij magnetische structuren kunnen protuberansen soms ettelijke weken blijven bestaan. Andere zijn echte uitbarstingen, en verdwijnen na enkele uren. Protuberansen-uitbarstingen kunnen aanleiding geven tot uitstoot van coronale massa (CME, Coronal Mass Ejection).

Flares

Wanneer een sterke magnetische structuur ten gevolge van vervormingskrachten het plots begeeft, doet er zich een soort ontploffing voor, waarbij de temperatuur kan oplopen tot 40 000 000 °C en er kortstondig kernreacties kunnen plaatsvinden. Zo'n flare kan een portie zonnematerie aan hoge snelheid de ruimte inslingeren. Hierbij ontstaan grote protuberansen, en CME's (coronale massa ejecties) met een aanzienlijke versterking van de zonnewindtot gevolg.

De zonnecyclus

Men ontdekte reeds vroeg dat de hoeveelheid zonnevlekken op de zon sterk kon variëren, en in 1844 ontdekte Schwabe een 11-jarige cyclus in het aantal zonnevlekken. Even later merkte men ook dat vlekken in het begin van een cyclus ver van de zonne-evenaar staan, en tegen het einde ervan een stuk dichterbij. De verschillende symptomen van activiteit blijken deze 11-jarige cyclus te volgen.

Afbeelding: De zonneactiviteit tussen 1940 en 2000. De evolutie van de breedteligging van zonnevlekken doorheen de zonnecyclus tussen 1940 en 2000.

Het gaat in feit om een ietwat onregelmatige 22-jarige cyclus, waarbij het magnetisch veld van de zon na ongeveer 11 jaar telkens weer ompoolt: magnetische noordpool wordt magnetische zuidpool en omgekeerd.

Exploratie

Vanop aarde is het waarnemen van de zon enkel mogelijk in zichtbaar licht en via radiostraling. Nochtans zijn andere golflengten ook erg interessant, gezien ze toelaten op andere diepten in de zon of zonneatmosfeer te kijken. Bovendien is waarnemen van de corona vanop aarde enkel mogelijk tijdens zonsverduisteringen, door de verstrooiende werking van de atmosfeer. Het zal dan ook niet verbazen dat ruimtesondes worden gebruikt voor het waarnemen van de zon.

Veel satellieten verrichten waarnemingen van bijvoorbeeld de zonnewind. Hieronder geven we enkel de meest bekende missies die zich concentreren op de zon zelf.

Skylab

Skylab was het eerste ruimtestation van de Amerikanen, en was bemand in 1973 en 1974. Het werd voor allerlei experimenten gebruikt, maar de nadruk lag op het waarnemen van de zon. De uitgebreide waarnemingen in verschillende golflengten wierpen een totaal nieuw licht op onze ster. Zo werden coronale gaten vanuit Skylab ontdekt.

Ulysses

De Ulysses-missie is een gezamelijk project van ESA en NASA, en heeft als doel de zon eens vanuit een andere richting te bekijken. De sonde werd in 1990 door de shuttle gelost, en werd in een polaire baan om de zon geplaatst, wat betekent dat ze in haar baan over de noord- en zuidpool van de zon vliegt.

SOHO

SOHO (Solar Heliospheric Observatory) is een gezamelijk project van ESA en NASA, en maakt deel uit van een reeks satellieten en waarnemingsprogramma's voor het onderzoek van de zon en haar effecten op de aarde. De satelliet is in 1995 gelanceerd, en bevindt zich tussen de aarde en de zon in, op het Lagrangepunt L1. De sonde stuurt continu een hele reeks beelden en metingen van de zon door. Deze zijn on line te bekijken op de SOHO website.

Verwante links

  • Sterren: De zon is een ster, en deze sectie op onze site vertelt hier meer over.
  • Zonsverduisteringen: wanneer de maanschijf de zonneschijf bedekt ...
  • Space Weather: de huidige toestand voor wat betreft zonneactiviteit, flares, zonnewind en poollicht.

 

Is er iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden? Mail ons!