|
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 in ultraviolet licht, waargenomen
vanuit Skylab. [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.
|
|
De kernreacties in de zon
|
|
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:
- He-3 en He-4 vormen beryllium-7 (4 protonen en 3 neutronen) plus
een foton.
- beryllium-7 plus een electron wordt lithium-7 (3 protonen en 4
neutronen) plus een neutrino.
- lithium-7 plus een proton wordt twee He-4 atomen.
Bij deze reacties wordt massa omgezet in energie, volgens de bekende
relativiteitsformule van Einstein: E=mc2.
|
|
|
|
De stralings- en convectiezone
De energie die in de kern wordt aangemaakt, verlaat de kern en trekt op zijn weg naar
buiten eerst door de
stralingszone. Daarin wordt de energie hoofdzakelijk doorgegeven door fotonen, die
voortdurend geabsorbeerd en uitgestraald worden:
een foton botst op een deeltje en wordt opgenomen, waarop het deeltje in
een willekeurige richting een
nieuw foton uitzendt, dat op zijn beurt op een ander deeltje botst
en weer geabsorbeerd wordt.
Tenslotte komt de energie onder de vorm van een foton aan in de
convectiezone, de buitenste laag van de zon.
Hier wordt de energie
hoofdzakelijk door convectiestromen naar
het oppervlak gebracht: stromen van heet gas die
omhoog gaan terwijl afgekoeld gas weer naar beneden gaat. Hetzelfde
effect kan je merken in een pot water die je opwarmt, waarbij
stromingen ontstaan in het water.
De energie moet dus een hele weg afleggen van de kern
tot aan het oppervlak van de zon waar ze uitgestraald
wordt. Natuurkundigen hebben berekend dat het ongeveer 100 000 tot 200 000 jaar duurt voor een foton het oppervlak bereikt!
|
|
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.
 
Verschillende vibratiemodes van een snaar (links),
en de sterkste vibratiemode van de zon (rechts).
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.
  
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 van
protuberansen.
Spicules (links) en een grote protuberans (rechts).
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 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.
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.
 
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 zonnewind
tot 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.
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 ...
- Is iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden?
Mail ons!
Verwante nieuwsberichten:
|
