De zon

gegevens | fusie in de kern | de fotosfeer | de chromosfeer | de corona | de zonnewind

Gegevens

de zon Diameter: 1,391 miljoen km
Oppervlaktetemperatuur: ± 5500°C
Kerntemperatuur: 15,6 miljoen °C
Massa: 1,989 x 1030 kg
Rotatietijd: ± 26 dagen (varieert met de afstand tot de evenaar)
Dichtheid: 1409 kg/m3 (water: 1000)
Zwaartekracht: 618 000 m/s2 (aarde: 9,81)

De zon is waarschijnlijk het meest opvallende hemellichaam dat hier op aarde zichtbaar is. Nochtans is het maar een normale gele dwergster. Ze bevat 99,8% van de totale massa van het zonnestelsel. De massa bestaat voor 75% uit waterstof en voor 25% uit helium. Zwaardere elementen als koolstof dragen maar voor 0,1% bij. Volgens het aantal atomen zijn de verhoudingen 92,1% waterstof en 7,9% helium.
De huidige leeftijd van de zon wordt geschat op 5 miljard jaar.

> naar boven

Fusie in de kern

De energie die nodig is om de zon te doen stralen, komt van een proces dat men kernfusie noemt. Hierbij worden meerdere atoomkernen samengesmolten tot een nieuwe, zwaardere kern. Dit is eigenlijk het omgekeerde van wat er bij een normale kernreactor gebeurd, waar uranium uiteenvalt in twee lichtere kernen. Om kernfusie mogelijk te maken, moeten er een zeer hoge druk en temperatuur aanwezig zijn, in de zon bv. 15 miljoen °C en enkele tientallen miljarden atmosfeer (sommige schattingen gaan tot 250 miljard). Er zijn verschillende fusiereacties die kunnen opgaan in de kern van de zon. Enkele voorbeelden zijn:
11H + 11H →12H + e- + ν

en

11H + 12H →23He + γ

Een beetje uitleg: H is waterstof, 75% van de zon bestaat hier uit. In de eerste reactie fuseren twee waterstofkernen tot een deuterium-kern, een elektron en een neutrino. De deuterium-kern fuseert dan met een andere waterstofkern verder tot een helium-kern en een γ-foton in de tweede reactie. De energie van dit γ-foton wordt dan getransporteerd naar de oppervlakte. Dit gebeurt door herhaaldelijke absorptie en uitstraling. De fotonen verliezen hierbij steeds een klein deeltje van hun energie onder de vorm van warmte. De laatste 20% van de weg wordt deze warmte getransporteerd d.m.v. convectie.
In deze zogenaamde convectiezone wordt ook het enorm sterke magnetische veld van de zon opgewekt. De zon bestaat hier immers nog atlijd uit plasma, een soep van losse elektronen en atoomkernen. De beweging van deze geladen deeltjes heeft het effect van een gigantische elektromagneet. Het magnetisch veld van de zon reikt tot buiten de baan van Pluto.
Kernfusie geeft een enorme hoeveelheid energie af in de vorm van de γ- fotonen. Een kilogram waterstof geeft evenveel energie als 20 ton steenkool.
De zon kan op het huidige tempo nog een kleine 5 miljard jaar doorgaan. Daarna is de waterstofvoorraad in de kern onvoldoende om nog verdere reacties te ondergaan. Op dat moment blaast de zon haar buitenste lagen weg. De kern krimpt op zijn beurt ineen, waardoor temperatuur en druk hoog genoeg oplopen om helium te fuseren tot lithium. In zwaardere sterren gaat dit proces zelfs nog door tot ijzer het uiteindelijke fusieprodukt wordt.
Als de zon haar nucleaire brandstof heeft opgebruikt, stort ze waarschijnlijk ineen tot een witte dwerg. Dit is een bol van enkele tientallen kilometers doorsnede, maar met een massa die in dezelfde grootte-orde ligt als de huidige zon.
> naar boven

De fotosfeer

De energie die vrijkwam onder de vorm van γ-fotonen, bereikt uiteindelijk het zonne-oppervlak, ook wel de fotosfeer genoemd. De energie wordt grotendeels getransporteerd door middel van convectie. De fotosfeer bereikt hierdoor een temperatuur van zo'n 5500°C en licht geel op. De energie die de fotosfeer afgeeft is ongeveer 6000 Watt/cm2. Voor het ganse oppervlak geeft dit een totaal van 386 x 1018 megawatt. Het duurt gemiddeld enkele honderdduizenden jaren voor een foton vanuit de kern het oppervlak bereikt.
De energie die de zon vrijgeeft is niet helemaal constant. Sinds het ontstaan van de zon is haar lichtsterkte met 40% toegenomen, over 5 miljard jaar zal ze zelfs dubbel zo helder zijn als nu. In de 17de eeuw was er een periode van lage zonne-activiteit, ook bekend als de Kleine IJstijd of het Maunder Minimum. Europa kende gedurende die periode extreem koude winters.
De fotosfeer vertoont een zogenaamde differentiële rotatie. Aan de evenaar draait de zon in 25,4 dagen om haar as, aan de polen duurt dit 36 dagen. Dit komt doordat het oppervlak geen vaste massa is. De kern van de zon draait waarschijnlijk wel rond als een vast lichaam.
De fotosfeer 'borrelt' ook door de grote temperatuur, zoals kokend water. Dit geeft de zon zijn korrelige structuur op close-up foto's. De bellen die dit veroorzaken, kunnen gemakkelijk zo groot worden als de complete Benelux. Een ander kenmerk zijn de zogenaamde 'zonnevlekken', donkere gebieden met een temperatuur van zo'n 4000°C. In feite zijn ze niet echt donker, maar ze zien er donker uit tegen het heldere oppervlak van de zon. Op deze plaatsen is het magnetisch veld van de zon verstoord. Als er veel vlekken zijn, is dit een aanwijzing dat de zon actiever is. Ze blaast dan meer geladen deeltjes de ruimte in dan normaal. Om de ± 11 jaar bereikt de zon een maximum in haar activiteit. De stroom geladen deeltjes wordt dan zo groot dat het aardmagnetisch veld indeukt, radioverbindingen gestoord worden en zelfs satellieten beschadigd kunnen raken.
> naar boven

De chromosfeer

De chromosfeer is een ijle gaswolk die de zon omringt. Tijdens zonsverduisteringen is ze zichtbaar als een rode gloed rond de zon. Opmerkelijk is dat de temperatuur in de chromosfeer terug toeneemt.
Een spectaculair fenomeen dat van tijd tot tijd plaats vind in de chromosfeer zijn de zonnevlammen. Op de foto ziet u er rechtsboven één. Ze ontstaan als er een kortsluiting ontstaat in het magnetisch veld. Er worden dan langs de verstoorde veldlijnen enorme hoeveelheden heet plasma uit de fotosfeer gekatapulteerd. Een zonnevlam kan zeer groot worden, tot enkele honderden keren de omvang van de aarde. Het plasma kan dan enkele dagen later de aarde bereiken, en hier noorderlicht veroorzaken, nog meer dan normaal. Deze vlammen worden ook wel protuberansen genoemd.
> naar boven

De corona

Dit is de laag boven de chromosfeer. Ze is nog ijler, en kan alleen waargenomen worden bij totale zonsverduisteringen en met röntgen-apparatuur. De temperatuur schiet hier zelfs nog verder omhoog, tot meer dan een miljoen °C. Dit is waarschijnlijk een gevolg van het magnetisch veld van de zon, dat hier voortdurend energie inpompt. Door deze hoge temperatuur straalt de corona in het röntgen-gebied, waardoor ze vanuit de ruimte gemakkelijk kan waargenomen worden (de aardse atmosfeer houdt röntgenstraling tegen). De vorm van de corona lijkt ook af te hangen van de activiteitsgraad van de zon.
> naar boven

De zonnewind

Naast licht en warmte zend de zon ook een stroom geladen deeltjes uit. Deze zonnewind raast met 450 km/s door het zonnestelsel. De geladen deeltjes kunnen ingevangen worden door het aardmagnetisch veld. Hier spiraliseren ze dan naar de polen en veroorzaken noorder- of zuiderlicht. De plaats waar deze wind op het interstellaire gas botst en stilvalt, wordt de heliopauze genoemd. Deze zone ligt een stuk voorbij de baan van Pluto. De beide Voyagers zijn momenteel bezig in deze zone door te dringen.
Uit metingen met de Ulysses-sonde blijkt dat de snelheid van de wind aan de polen van de zon groter is, namelijk 750 km/s. De samenstelling verschilt ook iets.
De zonnewind is ook de oorzaak van komeetstaarten. Een komeet is eigenlijk een gigantisch ijsbal, die langzaam verdampt bij het naderen van de zon. De verdampte gassen worden dan door de zonnewind van de zon weggestuwd.
> naar boven

de zon
De zon.

(foto NASA/JPL-Caltech)

doorsnede van de zon
De verschillende lagen in de zon.

» home       » site kaart       » info       » contact
Laatst aangepast: 15.2.2006
Copyright © 2000-2006, Maarten Driesen