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!

Bij de foto: Een spectaculair zicht op de zon (Foto: NASA
 

De zon in cijfers

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 4,5 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.

Deze reactie is gekend als de proton-protoncyclus, en is verantwoordelijk voor het grootste deel van de energieproductie in de kern van de zon. Daarnaast wordt er ook helium gevormd door middel van de koolstof-stikstofcyclus (of CNO-cyclus). Atoomkernen als koolstof, stikstof en zuurstof dienen hier als katalysatoren.

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, de helioseismologie, kan ons veel leren over het inwendige van de zon. Hieronder 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 is geen 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. Vaak hebben zonnevlekken de grootte van de aarde. 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.

Bij de foto: 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 granulatiecel 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 hoger gelegen, 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. Ze dankt haar naam aan haar roos-rode kleur, maar ze kan enkel tijdens een zonsverduistering of met speciaal materiaal (eeh H-alpha telescoop) gezien worden. De chromosfeer is koeler dan de fotosfeer, waardoor ze normaal gezien overstraald wordt. De chromosfeer is geen kalme plaats: elke paar minuten zijn er kleine zonnestormen die jets van warme materie, spicules genoemd, tot duizenden kilometers boven de fotosfeer blazen. De spicules komen het vaakst voor aan de randen van supergranulatiecellen.

Bij de foto: Spicules

Bij de foto: 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.
 

De corona

Bij de foto: De zonnecorona.

Boven de chromosfeer tenslotte vinden we de corona. Deze reikt ongeveer 10 miljoen kilometer de ruimte in. In de transitiezone, die zich tussen de chromosfeer en de corona bevindt, loopt de temperatuur op van 4500 °C tot meer dan 1 miljoen °C. De corona is extreem heet, zo'n 2 miljoen graden, maar ook heel erg ijl. De oorzaak van deze extreme temperatuur is nog niet gekend, maar het enorme magnetische veld van de zon speelt alleszins hierin een belangrijke rol. De corona is ook spectaculair mooi, maar wordt meestal door de fotosfeer overstraald. Slechts bij een totale zonsverduistering, als het licht van de zon wordt geblokkeerd door de maan, kunnen we de corona zien.

De vorm van de corona varieert tijdens de zonnecyclus. De draderige structuur legt het magneetveld bloot dat aan de basis ligt van zijn structuur. Bovendien vertoont hij soms grote gaten, waar schijnbaar geen corona is. Coronale gaten zijn gebieden waar de magnetische veldlijnen van de zon niet gesloten zijn. 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 (coronale massa-ejecties). De snelheid en dichtheid van de zonnewind hangt hierdoor sterk af van de zonneactiviteit.

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. De zonnewind is ook verantwoordelijk voor het poollicht.

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. 
 

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.

Bij de foto: 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.
 

Zonnevlekken en fakkels

Plaatselijk sterke magnetische storingen 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 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.

Bij de foto: 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 en protuberansen

Wanneer een sterke magnetische structuur het plots begeeft, doet er zich een soort ontploffing voor. Hierbij wordt er vaak een verhoging van het aantal X-stralen in de buurt van de aarde gemeten, een zogenaamde zonnevlam (flare).

Er kan ook een portie zonnematerie aan hoge snelheid de ruimte in geslingerd worden, gekend onder de naam protuberans. Als een deel van de materie in een protuberans aan de aantrekkingskracht van de zon kan ontsnappen, ontstaat er een coronale massa-ejectie (CME) met een aanzienlijke versterking van de zonnewind tot gevolg.
 

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 differentiële rotatie en het sterke magnetische veld liggen aan de basis van de elfjarige zonnecyclus.

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.

Cynisch genoeg was het de zonneactiviteit die ook het einde van het ruimtestation Skylab betekende. Deze zorgde er immers voor dat de buitenste laag van de atmosfeer opwarmt en uitzet. Hierdoor nam de wrijving met de atmosfeer toe, waardoor Skylab uiteindelijk in 1979 terug op de aarde viel. Grote brokstukken kwamen in de Indische Oceaan en West-Australië terecht.

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. Op 1 juli 2008 werd het ruimtevaarttuig na 17 jaar officieel buiten dienst gesteld.

SOHO

SOHO (Solar and 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. In 2016 werd een verlenging van de missie tot december 2018 goedgekeurd.
 

STEREO

STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory) is een zonneobservatorium dat bestaat uit twee identieke satellieten. Ze werden in 2006 gelanceerd en draaien nu (vanaf de aarde gezien) in omkeerde richting rond de zon. Hierdoor krijgen wetenschappers een stereoscopisch beeld van gebeurtenissen op de zon zoals coronale massa-ejecties (CME’s).
 

PROBA-2

PROBA-2 is een kleine low-cost satelliet die door een Belgisch consortium ontwikkeld werd. De satelliet werd in 2009 gelanceerd en bevindt zich in een lage aardbaan. Twee instrumenten, SWAP (een extreme UV-camera) en LYRA (een radiometer die de flux van de zonnestraling op bepaalde golflengtes meet), worden beheerd door de afdeling zonnefysica van de Koninklijke Sterrenwacht van België in Ukkel.
 

SDO

SDO (Solar Dynamics Observatory) is een NASA-missie die sinds 2010 de zon observeert. De ruimtesonde zit in een geosynchrone baan en ze maakt elke tien seconden hoge-resolutiebeelden van de zon in tien verschillende golflengtes. Dit stelt wetenschappers in staat om fenomenen op de zon beter te begrijpen.
 

Solar Orbiter

Solar Orbiter is een ESA-missie die binnenkort zal gelanceerd worden. De ruimtesonde zal om de vijf maanden zeer dichtbij de zon komen (dichter dan de baan van Mercurius). Hierbij kunnen er in-situ metingen van de binnenste regionen van de heliosfeer gedaan worden, zoals de samenstelling en eigenschappen van de zonnewind. De satelliet wordt beschermd door een innovatief hitteschild dat de instrumenten aan boord moet beschermen tegen de extreme straling.
 

Parker Solar Probe

De Parker Solar Probe is een Amerikaanse missie ontworpen om meer informatie te verzamelen over de zon. De sonde is in 2018 gelanceerd en draait in een baan rond de zon. Met behulp van de zwaartekracht van Jupiter zorgen ze ervoor dat de sonde steeds dichter bij de zon komt. Het is de bedoeling  dat in 2025 de sonde het dichtste bij de zon komt op een afstand van maar 6,15 miljoen kilometer van de oppervlakte van de zon.
 

PROBA-3

PROBA-3 is de vierde missie in de serie van low-cost satellieten van de ESA. PROBA-3 zal bestaan uit twee satellieten die op 150 meter van elkaar vliegen. De ene satelliet zorgt voor een artificiële zonsverduistering zodat de andere satelliet met een coronograaf de buitenste regio van de zonneatmosfeer observeert. De missie is gepland om gelanceerd te worden in 2020.