De Zon

Zon versus Aarde

De grootte van de Zon vergeleken met die van de Aarde

De Zon bevindt zich in het centrum van het zonnestelsel. Het is veruit het grootste object. De Zon vertegenwoordigt 99,8% van de totale massa van het zonnestelsel en heeft ongeveer 109 maal de diameter van de Aarde. Er passen ongeveer 1 miljoen Aardes in de Zon.

Het zichtbare deel van de Zon heeft een temperatuur van ongeveer 5500 °Celsius. De temperatuur in de kern kan als gevolg van kernfusie-processen, oplopen tot meer dan 15 miljoen °C. Om de hoeveelheid energie die de Zon per seconde produceert te evenaren zou je 100 miljard ton dynamiet per seconde moeten laten ontploffen.

De Zon is één van de meer dan 100 miljard sterren in ons sterrenstelsel. Ze draait op een afstand van 25000 lichtjaar om het centrum van ons zonnestelsel en ze heeft daar 250 miljoen jaar voor nodig. De Zon is een relatief jonge ster die tot de populatie I sterren wordt gerekend. Deze sterren zijn relatief rijk aan zwaardere elementen dan helium. Oudere sterren worden populatie II-sterren genoemd. Mogelijk heeft er ook nog een populatie III bestaan maar dit is puur theoretisch omdat sterren van deze populatie niet meer bestaan.

Ontstaan en evolutie

De Zon is ongeveer 4,6 miljard jaar geleden ontstaan. Veel wetenschappers denken dat de Zon en de rest van het zonnestelsel zijn ontstaan uit een gigantische roterende wolk van gas en stof die de zonnenevel wordt genoemd. Deze nevel is sneller en sneller gaan draaien doordat hij onder invloed van zijn eigen zwaartekracht begon samen te trekken. Hierdoor ontstond de schijf vorm. Het meeste materiaal werd naar het centrum getrokken om zo de Zon te vormen.

De Zon heeft voldoende nucleaire brandstof om nog gedurende 5 miljard jaar te blijven zoals ze nu is. Daarna zal ze opzwellen tot een rode reus die uiteindelijk zijn buitenste lagen zal afstoten. De resterende ster zal ineenstorten tot een witte dwerg. Deze witte dwerg zal heel langzaam verder afkoelen en uiteindelijk eindigen als een zwarte dwerg. De weggeblazen lagen zullen een planetaire nevel vormen.

Interne structuur en atmosfeer

De Zon en zijn atmosfeer worden in verschillende lagen verdeeld. Het binnenste van de Zon bestaat uit de kern, de radiatie zone en de convectiezone. Hierboven bevindt zich de atmosfeer die wordt opgedeeld in de fotosfeer, de chromosfeer, een transitiezone en de corona. Voorbij de corona kennen we nog de zonnewind als het gas dat vanuit de corona de ruimte instroomt.

De kern van de Zon trekt zich uit tot ongeveer een-vierde van de afstand tot het oppervlak. De kern vertegenwoordigt 2% van het volume van de Zon maar wel bijna de helft van de totale massa. De dichtheid van de kern is vijftien maal die van lood. Om de kern bevindt zich de radiatiezone die zich vanaf de kern uitstrekt tot ongeveer 70% van de afstand tot het oppervlak. De radiatiezone vertegenwoordigt 32% van het volume van de Zon en ongeveer 48% van de totale massa van de Zon. Licht vanuit de kern wordt in de radiatiezone verstrooid. Hierdoor heeft een enkel foton een miljoen jaar nodig om aan het oppervlak te komen.

De convectiezone strekt zich uit tot aan het oppervlak van de Zon en omvat 66% van het volume van de Zon maar slechts 2% van de totale massa van de Zon. Deze zone wordt gedomineerd door convectiecellen. Er worden twee typen cellen onderscheiden: granulatie cellen met een doorsnede tot 1000 kilometer en super-granulatie cellen met een diameter tot 30.000 kilometer.

De fotosfeer vormt de onderste laag van de atmosfeer van de Zon. Deze zone straalt het licht uit dat wij kunnen zien. De fotosfeer is ongeveer 500 kilometer dik, alhoewel het meeste licht afkomstig is uit de onderste 300 kilometer. De temperatuur van de fotosfeer varieert van 6125 °C aan de onderzijde tot 4125 °C aan de bovenzijde. Boven de fotosfeer bevindt zich de chromosfeer. Deze zone is met een maximale temperatuur van 19.725 °C veel heter. De chromosfeer bestaat vermoedelijk geheel uit staafvormige structuren die een doorsnede van 1000 kilometer kunnen hebben en een lengte van 10.000 kilometer. We noemen deze structuren spicules.
Boven de chromosfeer bevindt zich de transitiezone. Deze zone is enkele honderden tot enkele duizenden kilometers dik en wordt verwarmd door de corona die zich er boven bevindt. De transitiezone straalt voornamelijk ultraviolet licht uit. De buitenste laag van de atmosfeer is de corona die een temperatuur heeft die varieert van 500.000 °C tot 6 miljoen °C. In gebieden waar een zonnevlam optreedt kan de temperatuur tijdelijk oplopen tot enkele tientallen miljoenen graden. De corona stoot materie uit in de vorm van de zonnewind.

Magneetveld

Het magneetveld van de Zon is gemiddeld maar twee maal zo sterk als het Aardse magneetveld echter het kan zich concentreren in kleine gebieden waar het meer dan 3000 maal zo sterk kan worden als normaal. Deze knikken en wendingen in het magneetveld kunnen zich ontwikkelen doordat de Zon aan de evenaar veel sneller ronddraait dan aan zijn polen en ook omdat de binnenste delen van de Zon sneller ronddraaien als het oppervlak. Deze verstoringen leidden tot de zonnevlekken en spectaculaire uitbarstingen die bekend staan als zonnevlammen en coronal mass ejections. Zonnevlammen zijn de meest spectaculaire uitbarstingen in ons zonnestelsel. Coronal Mass Ejections (CME’s) zijn minder spectaculair maar hierbij wordt wel veel meer materie de ruimte in geworpen. Een enkele CME kan meer dan 18 miljard ton materie de ruimte in werpen.

Chemische samenstelling

Net zoals de meeste andere sterren bestaat de Zon voornamelijk uit waterstof gevolgd door helium. De overige materie bestaat uit zeven elementen: zuurstof, koolstof, neon, stikstof, magnesium, ijzer en silicium. Voor iedere 1 miljoen atomen waterstof in de Zon zijn er 98.000 atomen helium, 850 atomen zuurstof, 360 atomen koolstof, 110 atomen stikstof, 40 atomen magnesium, 35 atomen ijzer en 35 atomen silicium. Omdat waterstof het lichtste element is vertegenwoordigt het 72% van de totale massa. Helium is goed voor ongeveer 26% van de totale massa.

Zonnevlekken en de zonnecyclus

Zonnevlekken zijn relatief koele donkere structuren aan het oppervlak van de Zon die meestal ruwweg cirkelvormig zijn. Ze komen voor in gebieden waar compacte bundels van magnetische veldlijnen vanuit het binnenste van de Zon door het oppervlak heen breken.

Het aantal zonnevlekken varieert met de magnetische activiteit van de Zon. De verandering in het aantal zonnevlekken van nagenoeg geen vlekken in het minimum tot grote groepen tijdens het maximum staat bekend als de zonnecyclus. Deze cyclus heeft een periode van ongeveer 11 jaar waarbij op het einde van de cyclus het magneetveld van de Zon heel snel om klapt.

Waarnemen en geschiedenis

Oude culturen bouwden vaak kunstmatige rotsformaties om de bewegingen van de Zon en de Maan vast te leggen. Op deze manier werden seizoenen in kaart gebracht en ontstonden kalenders en kon men bedekkingen voorspellen. In het verleden werd algemeen aangenomen dat de Zon om de Aarde draaide. Dit geocentrische model werd in 150 voor Christus door de Griekse wijsgeer en astronoom Ptolemeus geformaliseerd. In 1543 beschreef de astronoom Nicolas Copernicus een heliocentrisch model waarbij de Zon in het centrum staat en in 1610 leidde de ontdekking van de vier grootste manen van Jupiter door Galileo Galilei tot het besef dat niet alle hemellichamen om de Aarde draaien.

Om meer over de werking van de Zon en andere sterren te leren bestuderen astronomen de Zon vanuit een baan om de Aarde. De NASA lanceerde tussen 1962 en 1971 8 satellieten onder het Orbiting Solar Observatory programma. Zeven van deze satellieten waren succesvol en bestudeerden de Zon in röntgenlicht en ultraviolet licht. Daarnaast fotografeerden ze de super hete corona en deden ze ander onderzoek.

In 1990 lanceerden de NASA en de ESA gezamenlijk de Ulysses-sonde die in een polaire baan om de Zon werd gebracht. In 2004 bracht de Genesis-sonde deeltjes van de zonnewind terug naar de Aarde en in 2007 maakten de STEREO-sondes van de NASA het eerste drie dimensionale beeld van de Zon.

Een andere belangrijke zonne-observatiesatelliet is de SOHO die werd ontworpen voor het waarnemen van de zonnewind en de buitenste lagen van de Zon maar ook het binnenste van onze ster. De SOHO heeft een belangrijke bijdrage geleverd aan onze kennis over zonnevlekken en de versnellingen in de zonnewind. SOHO ontdekte coronale golven en tornado’s op de Zon. Ook ontdekte de SOHO meer dan 1000 kometen. Dankzij de SOHO kunnen we tegenwoordig het weer in de ruimte veel beter voorspellen. De SOHO is opgevolgd door het Solar Dynamics Observatory (SDO). Deze sonde maakt ongekend scherpe opnames van de Zon in verschillende golflengtes.

 

Eerste publicatie: 25 november 2012
Laatste keer bewerkt op: 12 augustus 2017

 

Berichten: