De Zon – enkele feitjes

Solar Dynamics Observatory
Artist impression van het Solar Dynamics Observatory in een baan om de Aarde (NASA)

De Zon bevindt zich in het centrum van het zonnestelsel. De Zon is het allergrootste object in het zonnestelsel. De Zon vertegenwoordigd 99,8% van de massa van het zonnestelsel. Op de diameter van de Zon passen ongeveer 109 Aarde’s. De Zon kan gevuld worden met ongeveer 1 miljoen Aarde’s.

Het zichtbare gedeelte van de Zon heeft een temperatuur van 5.500°C. In de kern loopt de temperatuur op tot meer dan 15 miljoen graden Celsius. In de kern vindt kernfusie plaats. De energie die de Zon per seconde produceert komt overeen met de energie die per seconde vrijkomt als je 100 miljard ton dynamiet laat exploderen.

De Zon is één van de 100 miljard sterren in ons sterrenstelsel. De Zon bevindt zich op 25.000 lichtjaar van het centrum van ons sterrenstelsel. Ze heeft 250 miljoen jaar nodig voor één omwenteling om deze kern. De zon is een relatief jonge ster die deel uit maakt van de zogenaamde Populatie I-sterren. Dit zijn sterren die relatief rijk zijn aan elementen zwaarder dan helium. Oudere sterren worden Populatie II-sterren genoemd. Wellicht hebben er ook nog Populatie III-sterren bestaan maar hiervoor is het bewijs niet geleverd. Dergelijke sterren bestaan in theorie maar ze zijn nog niet aangetoond in waarnemingen.

Ontstaan en evolutie

De Zon is ongeveer 4,6 miljard jaar geleden ontstaan. Wetenschappers denken dat de Zon en de rest van het zonnestelsel zich uit een grote, roterende wolk van stof en gas heeft gevormd die de zonne-nevel wordt genoemd. Deze nevel is door zijn eigen zwaartekracht in elkaar gestort, daardoor sneller gaan draaien en afgeplat tot een schijf. Het meeste materiaal werd naar het centrum van deze afgeplatte schijf getrokken en werd gebruikt om de Zon te vormen.

De Zon heeft genoeg brandstof om de komende 5 miljard jaar te blijven zoals ze nu is. Na deze tijd zal ze opzwellen tot een rode reus. Nog later zal ze haar buitenste lagen afstoten en de overblijvende kern zal dan samentrekken tot een witte dwerg. Deze witte dwerg zal langzaam uitdoven waarna er uiteindelijk een zwakke koele zwarte dwerg overblijft.

Karakteristieken

Interne structuur en de atmosfeer

We kunnen de Zon en zijn atmosfeer verdelen in verschillende zones en lagen. Het binnenste van de Zon bestaat, van binnen naar buiten, uit de kern, de stralingszone en de convectiezone. De atmosfeer kunnen we van binnen naar buiten verdelen in de fotosfeer, de chromosfeer, de transitiezone en de corona. Daarbuiten hebben we nog te maken met de zonnewind die vanuit de corona de ruimte in blaast.

De kern strekt zich uit tot ongeveer 1/4-de richting de oppervlakte. Ondanks dat de kern slechts 2% van het volume van de Zon vertegenwoordigt bevat de kern wel bijna de helft van de totale massa van de Zon. Om de kern heen bevindt zich de stralingszone. De stralingszone omvat 32% van het volume van de Zon en ongeveer 38% van de totale massa. Licht vanuit de kern wordt in de stralingszone verstrooid. Een foton dat vanuit de kern ontsnapt heeft vaak meer dan een miljoen jaar nodig om door de stralingszone heen naar de oppervlakte te reizen. De convectiezone is de volgende zone. Deze zone omvat 65% van het volume van de Zon maar slechts 2% van de totale massa. In deze zone komen convecterende gasbellen voor. We kunnen die opdelen in twee types: granulaire cellen met een grootte van ongeveer 1000 kilometer en supergranulaire cellen die tot 30.000 kilometer groot kunnen zijn.

De fotosfeer vormt de onderste laag van de atmosfeer van de Zon. Deze laag zendt het licht uit dat wij kunnen zien. De fotosfeer is ongeveer 500 kilometer dik. Het meeste licht wordt uitgezonden vanuit de laagste 150 kilometer. De temperatuur in de fotosfeer varieert van 6.125° Celsius net boven het oppervlak tot 4.125° Celsius bovenin de laag. De volgende laag is de chromosfeer die een temperatuur heeft van 19.725° Celsius en die bestaat uit de zogenoemde spiculen met doorsnedes tot 1000 kilometer en hoogtes tot 10.000 kilometer. Na de chromosfeer komen we in de overgangszone. Deze zone heeft een dikte die varieert tussen enkele honderden en enkele duizenden kilometers en die wordt opgewarmd door de bovenliggende corona. Deze overgangszone straalt voornamelijk ultraviolet licht uit. De laatste zone is de corona waarin we lussen en vlammen van geïoniseerd gas kunnen waarnemen. De corona heeft een temperatuur tussen de 500.000° Celsius en 6 miljoen graden Celsius. Tijdens uitbarstingen van grote zonnevlammen kan deze temperatuur nog veel verder oplopen. Materiaal vanuit de corona wordt als de zonnewind de ruimte in geblazen.

Magneetveld

Het magneetveld van de Zon is slechts tweemaal zo sterk als het magneetveld van de Aarde. Echter, het magneetveld van de Zon treedt geconcentreerd op in kleinere gebieden waardoor het tot 3.000 maal zo sterk kan zijn als gemiddeld. Dit gedrag van het magneetveld wordt veroorzaakt doordat de Zon aan de evenaar sneller draait dan aan de polen en omdat de binnenste lagen van de Zon sneller draaien dan de oppervlakte. Deze verstoringen zorgen ervoor dat we zonnevlekken, flares en uitbarstingen van de corona kunnen waarnemen. De flares zijn de sterkste uitbarstingen die we kennen in het zonnestelsel. De uitbarstingen aan de corona zijn minder heftig maar er worden dan wel ongekende hoeveelheden massa de ruimte in gestoten. Een enkele uitbarsting van de corona kan tot 18 miljoen ton materie de ruimte in blazen.

Chemische samenstelling

Net zoals alle andere sterren bestaat de Zon voornamelijk uit waterstof en helium. De rest van de materie bevat uit de zeven elementen zuurstof, koolstof, neon, stikstof, magnesium, ijzer en silicium. Tegen 1 miljoen waterstofatomen in de zon komen er 98.000 atomen helium, 850 atomen zuurstof, 360 atomen koolstof, 120 atomen neon, 110 atomen stikstof, 40 atomen magnesium, 25 atomen ijzer en 35 atomen silicium voor. Waterstof is het lichtste element, gevolgd door helium. Uitgedrukt in massa bestaat de Zon voor 72% uit waterstof en 28% uit helium.

Zonnevlekken en de zonnecyclus

Zonnevlekken zijn koudere gebieden op de Zon die vaak min of meer cirkelvormig zijn. Ze ontstaan op plaatsen waar compacte bundels van het magneetveld van de Zon vanuit het binnenste door de oppervlakte heen breken. Het aantal zonnevlekken varieert met de activiteit van dit magneetveld – in een minimum zijn er geen vlekken zichtbaar terwijl er in een maximum wel 250 zonnevlekken zichtbaar kunnen zijn. Deze zonnevlekken-cyclus kent een gemiddelde periode van 11 jaar waarbij aan het eind van iedere cyclus het magneetveld ineens wisselt van polariteit.

Zonnevlekken op de zon
Zonnevlekken op de zon (ESA)

Waarnemingen

Oude culturen maakten aanpassingen aan natuurlijke rotsformaties of bouwden stenen monumenten om de bewegingen van de Zon en de maan vast te leggen, seizoenen af te bakenen, kalanders te maken en bedekkingen te volgen. Velen geloofden duizenden jaren geleden dat de Zon om de Aarde draait. De Griekse wetenschapper Ptolemeus legde dit in het jaar 150 formeel vast in zijn geocentrische model. Het duurde tot 1543 toen Copernicus een heliocentrisch model – met de zon als middelpunt – beschreef. In 1610 ontdekte Galileo Galilei de manen van Jupiter waardoor duidelijk werd dat niet alle hemellichamen om de Aarde draaien.

In modernere tijden gebruiken wetenschappers satellieten in een baan om de Aarde om de Zon waar te nemen. Tussen 1962 en 1971 lanceerde de Amerikaanse NASA een serie van 8 satellieten in het kader van het Orbiting Solar Observatory programma. Zeven satellieten waren succesvol; ze namen de Zon waar in ultraviolet en röntgen-licht en ze maakten opnames van de hete corona.

In 1990 lanceerden de NASA en de Europese ESA de Ulysses-sonde die als eerste de polen van de Zon bestudeerde. In 2004 was het de Genesis-sonde die deeltjes van de zonnewind terugbracht naar de Aarde. In 2007 werden de twee satellieten van de Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) gelanceerd. Deze twee satellieten maakten driedimensionale opnames van de Zon.

Artist impression van de beide STEREO-satellieten die de zon bestuderen (NASA)
Artist impression van de beide STEREO-satellieten die de zon bestuderen (NASA)

Eén van de belangrijkste missies naar de Zon is echter het Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Deze satelliet werd ontworpen om de zonnewind, de buitenste lagen van de zon en de interne opbouw te bestuderen. De SOHO heeft de structuur van zonnevlekken aan het oppervlak bestudeerd, de versnelling van de zonnewind gemeten, golven in de corona ontdekt en tornado’s op de zon waargenomen. Daarnaast heeft de SOHO ondertussen (in 2013 is de sonde nog steeds actief) meer dan 1000 kometen ontdekt. SOHO heeft ook een hele belangrijke bijdrage geleverd aan het voorspellen van het weer in de ruimte.

Artist impression van de SOHO-satelliet (NASA)
Artist impression van de SOHO-satelliet (NASA)

Daarnaast is momenteel (2013) het Solar Dynamics Observatory (SDO) actief. Deze sonde kan met ongekend detail zonnevlekken waarnemen in inzoomen op activiteit op de Zon in verschillende golflengtes die vanaf de Aarde niet zichtbaar zijn.

Artist impression van het Solar Dynamics Observatory in een baan om de Aarde (NASA)
Artist impression van het Solar Dynamics Observatory in een baan om de Aarde (NASA)

Meer artikelen over de Zon:

Eerste publicatie: 14 juli 2013
Laatste keer bewerkt op: 30 september 2017