De zon en haar vlekken
De zon en haar vlekken
De zon is een gloeiend hete bol die voor de aarde op exact de juiste afstand staat om onze levensvormen mogelijk te maken.
Er staan miljarden sterren in de Melkweg. De voor de aarde dichtstbijzijnde ster is de zon. Onze zon is gigantisch groot (1.392.684 km in diameter) en gigantisch zwaar (1,989 x10 tot de macht 30 kg) ). Om een vergelijking te maken; planeet aarde zou meer dan een miljoen keer passen in het volume van de zon. Het is een niet te bevatten grote loeihete bol, die door haar massa een fors zwaartekrachtveld opwekt. Meerdere planeten draaien dan ook hun rondes om de zon. Het dichtst bij de zon staat Mercurius, daarna komen Venus, Aarde en Mars.
Als Mercurius tijdens haar elliptische baan op haar dichtste stand tot de zon staat, is de temperatuur er 400 graden, op de verste stand ook nog 300 graden. Althans, de kant die naar de zon is gericht. De zijde van Mercurius waar het nacht is, kan (door het ontbreken van een dampkring en door de lange tijd, 59 dagen, waarin de planeet om zijn as draait) afkoelen tot bijna -200 graden. Venus staat veel verder van de zon, maar is wel heter dan Mercurius. Sterker nog, Venus is de heetste planeet van ons zonnestelsel. Dat komt door het op hol geslagen broeikaseffect. De atmosfeer van deze planeet bestaat namelijk voor het overgrote deel uit koolstofdioxide en dan nog 3,5 procent stikstof. Deze samenstelling, in combinatie met de ‘nabijheid’ van de zon en de zeer hoge luchtdruk, leidt ertoe dat de geschatte oppervlaktetemperatuur op Venus ongeveer 500 graden bedraagt.
Binnenste van de zon
Na Venus, vinden we de aarde. Onze planeet die precies de juiste afstand tot de zon heeft om leven mogelijk te maken. Met een atmosfeer die bestaat uit stikstof, zuurstof en een klein aandeel koolstofdioxide. Niet teveel koolstofdioxide, zodat de warmte na een dag aan de zonzijde tijdens de donkere uren weer de ruimte in kan verdwijnen. Niet te weinig koolstofdioxide, zodat we wel weelderige plantengroei hebben en de temperatuur ’s nachts niet te ver kan dalen.
In de kern van de zon vindt kernfusie plaats. Daarbij fuseren waterstofkernen onder extreem hoge druk en bij extreem hoge temperaturen tot helium. Elektronen die normaal rond atmosfeerkernen aanwezig zijn, worden onder deze omstandigheden gescheiden van hun kernen. Elke seconde wordt 600 miljoen ton waterstof omgezet in helium. De energie die hierbij vrijkomt, wordt vanuit het binnenste van de zon naar de fotosfeer getransporteerd. Dit gaat via de stralingszone en de convectiezone en daarna komt de hitte vrij in de fotosfeer.
Een doorsnede van de zon. In de kern vindt kernfusie plaats, in de stralingszone en de convectiezone wordt die energie naar de fotosfeer getransporteerd. Op het scheidingsvlak tussen de stralings- en convectiezone is het ongeveer 1 miljoen graden Celsius.
Buitenste van de zon, deel 1: de fotosfeer
De zon heeft ook een soort atmosfeer, net als de aarde. Alleen is die atmosfeer wel van een totaal andere orde dan die van ons. De zogeheten fotosfeer is de buitenste laag van de zon, ongeveer 400 kilometer dik, waar wij vanaf de aarde op uitkijken. Die, relatief gezien zeer dunne laag, bestaat uit allerlei borrelende plasmagranulen waardoor de hitte van het binnenste van de zon wordt uitgestraald in de ruimte en dus ook naar de aarde. Deze granulen, of korrels, bestaan uit lichtere en donkere markeringen. Dit zijn eenheden plasma (geïoniseerd gas) waarmee hitte uit de diepere lagen van de zon omhoog borrelt. Het heldere deel van de granulen is hete materie. Aan de rand van de fotosfeer aangekomen, geeft die warmte af en door de daarop volgende afkoeling zakt de rand van de granule weer naar beneden, de diepte in.
De fotosfeer is de zone van de zon waarvandaan wij het zonlicht te zien krijgen. Op deze 'laag' zijn zonnevlekken mogelijk.
Zonnevlekken
Er zijn verschillende verschijnselen te zien in deze fotosfeer, zoals bij voorbeeld zonnevlekken. Zonnevlekken uiten zich als donkere plekken op het oppervlak van de zon. De vlekken zijn soms zelfs met het blote oog te zien (nooit zonder bescherming in de zon kijken!) en met een bescheiden telescoop al goed te bestuderen. De vlekken zijn meestal tussen 1.000 en 50.000 kilometer groot, maar soms nog een viervoud groter. Het zijn eigenlijk gebieden waar het warmtetransport door zeer sterke magnetische velden wordt geblokkeerd. Vaak komen zonnevlekken voor in groepjes. Terwijl de ene groep een positief magnetisch veld om zich heen heeft, is dat bij de andere groep een negatief veld. Het magnetisme is het sterkst in de donkerste delen van de zonnevlekken, ook wel genoemd umbra. Het licht gekleurde gebied er omheen wordt de penumbra genoemd, een zone met meer radiale structuren. De umbra is ongeveer 4000 graden Celsius, de penumbra ongeveer 4800 graden en de fotosfeer in z’n algemeenheid zo’n 5600 graden. Niet te zien, maar wel gemeten: een zonnevlek bestaat uit een kuil, soms wel tot een kilometer diep.
Een detailopname van een zonnevlek. De donkere zone is minder heet dan de rest er omheen. De korrelige structuur, de granulen, zijn gemiddeld 1000 km in doorsnede en bestaan uit opborrelende en terugzakkende plasmagassen. Deze granulenstructuur is continu in beweging en met een grote telescoop is te zien dat het oppervlakte van de zon een dynamisch geheel is.
Bij weinig zonne-activiteit verschijnen geen of heel weinig zonnevlekken. Bij een zonnevlekkenmaximum kunnen er voor langere tijd meerdere groepen op de zon te zien zijn. De cycli van de zonne-activiteit zijn afhankelijk van grootschalige veranderingen in het magneetveld van de zon. Midden 19e eeuw werd ontdekt dat er een patroon zit in het aantal zonnevlekken, dat is de zonnevlekkencyclus. Ongeveer iedere 11 jaar bereikt het aantal zonnevlekken een maximum en sinds de eerste observaties van zonnevlekken bevinden we ons inmiddels in de 24e cyclus. Het begin van de huidige cyclus was in 2009 en de toen verwachte piek aan vlekken zou in de loop van het huidige jaar plaatsvinden. Echter, het lijkt erop dat we het maximum al achter de rug hebben. Het aantal zonnevlekken is momenteel namelijk al lager dan in 2011 en begin 2012. Sowieso al lag het verwachte maximum een stuk lager dan het vorige maximum, in 2000. Toen was het aantal zonnevlekken op een gegeven moment meer dan 150, de verwachte piek van deze cyclus zou rond 67 vlekken schommelen. |
Hier zijn supergranulen te zien met doppler-effect. Supergranulen zijn de veel grotere versie van granulen, en hebben doorsneden van zo'n 35.000 km. De blauwige delen bewegen van de zon af, de rodere delen naar de binnenkant van de zon toe. Een dergelijke opname verduidelijkt de dynamiek in de fotosfeer.
Een zonnevlek in detail. Het donkere gebied heet de umbra, de lijnachtige zone eromheen de penumbra. Het donkere deel is het minst heet. Beide gebieden leiden tot een echte kuil, tot ongeveer 1.000 kilometer diep.
De zonnevlekkencyclus gaat richting zijn maximum. Waarschijnlijk hebben we het maximum al achter de rug.
Het maximum lijkt geweest, als je deze grafiek bekijkt. De eerdere verwachtingen waren dat dat pas later in 2013 zou gebeuren, maar met de huidige tellingen zou het al gebeurd kunnen zijn, in het najaar van 2012.
De zonnevlekkencyclus in diagram. De blauwe lijnen zijn de waarnemingen, al sinds halverwege 18e eeuw. De rode kruisjes zijn terugberekeningen.
Buitenste van de zon deel 2: de chromosfeer
Er is nog een laag aan de buitenkant van de zon, de chromosfeer. Die bevindt zich bovenop de fotosfeer en is ongeveer 2000 tot 10.000 kilometer dik. Bijzonder is dat de temperaturen aan de basis van de chromosfeer lager zijn dan die aan de bovenzijde. De chromosfeer is alleen te zien bij een zonsverduistering of met behulp van bepaalde filters om telescopen. De fotosfeer overstraalt deze zone namelijk. Dat komt doordat de hoeveelheid deeltjes in de chromosfeer aanzienlijk lager is dan in de fotosfeer.
Buitenste van de zon, deel 3: de corona
Nog een laag: de corona. Deze bestaat uit gas met een temperatuur van enkele miljoenen graden Celsius en is alleen te zien tijdens een zonsverduistering. Een volgende keer kunnen we mogelijk daarop in gaan.
Bronnen: Meteo consult, NASA, Wikipedia, boek 'Kijk op de kosmos' van dr. F. Johannes Alber
De zon is een gloeiend hete bol die voor de aarde op exact de juiste afstand staat om onze levensvormen mogelijk te maken.
Er staan miljarden sterren in de Melkweg. De voor de aarde dichtstbijzijnde ster is de zon. Onze zon is gigantisch groot (1.392.684 km in diameter) en gigantisch zwaar (1,989 x10 tot de macht 30 kg) ). Om een vergelijking te maken; planeet aarde zou meer dan een miljoen keer passen in het volume van de zon. Het is een niet te bevatten grote loeihete bol, die door haar massa een fors zwaartekrachtveld opwekt. Meerdere planeten draaien dan ook hun rondes om de zon. Het dichtst bij de zon staat Mercurius, daarna komen Venus, Aarde en Mars.
Als Mercurius tijdens haar elliptische baan op haar dichtste stand tot de zon staat, is de temperatuur er 400 graden, op de verste stand ook nog 300 graden. Althans, de kant die naar de zon is gericht. De zijde van Mercurius waar het nacht is, kan (door het ontbreken van een dampkring en door de lange tijd, 59 dagen, waarin de planeet om zijn as draait) afkoelen tot bijna -200 graden. Venus staat veel verder van de zon, maar is wel heter dan Mercurius. Sterker nog, Venus is de heetste planeet van ons zonnestelsel. Dat komt door het op hol geslagen broeikaseffect. De atmosfeer van deze planeet bestaat namelijk voor het overgrote deel uit koolstofdioxide en dan nog 3,5 procent stikstof. Deze samenstelling, in combinatie met de ‘nabijheid’ van de zon en de zeer hoge luchtdruk, leidt ertoe dat de geschatte oppervlaktetemperatuur op Venus ongeveer 500 graden bedraagt.
Binnenste van de zon
Na Venus, vinden we de aarde. Onze planeet die precies de juiste afstand tot de zon heeft om leven mogelijk te maken. Met een atmosfeer die bestaat uit stikstof, zuurstof en een klein aandeel koolstofdioxide. Niet teveel koolstofdioxide, zodat de warmte na een dag aan de zonzijde tijdens de donkere uren weer de ruimte in kan verdwijnen. Niet te weinig koolstofdioxide, zodat we wel weelderige plantengroei hebben en de temperatuur ’s nachts niet te ver kan dalen.
In de kern van de zon vindt kernfusie plaats. Daarbij fuseren waterstofkernen onder extreem hoge druk en bij extreem hoge temperaturen tot helium. Elektronen die normaal rond atmosfeerkernen aanwezig zijn, worden onder deze omstandigheden gescheiden van hun kernen. Elke seconde wordt 600 miljoen ton waterstof omgezet in helium. De energie die hierbij vrijkomt, wordt vanuit het binnenste van de zon naar de fotosfeer getransporteerd. Dit gaat via de stralingszone en de convectiezone en daarna komt de hitte vrij in de fotosfeer.
Een doorsnede van de zon. In de kern vindt kernfusie plaats, in de stralingszone en de convectiezone wordt die energie naar de fotosfeer getransporteerd. Op het scheidingsvlak tussen de stralings- en convectiezone is het ongeveer 1 miljoen graden Celsius.
Buitenste van de zon, deel 1: de fotosfeer
De zon heeft ook een soort atmosfeer, net als de aarde. Alleen is die atmosfeer wel van een totaal andere orde dan die van ons. De zogeheten fotosfeer is de buitenste laag van de zon, ongeveer 400 kilometer dik, waar wij vanaf de aarde op uitkijken. Die, relatief gezien zeer dunne laag, bestaat uit allerlei borrelende plasmagranulen waardoor de hitte van het binnenste van de zon wordt uitgestraald in de ruimte en dus ook naar de aarde. Deze granulen, of korrels, bestaan uit lichtere en donkere markeringen. Dit zijn eenheden plasma (geïoniseerd gas) waarmee hitte uit de diepere lagen van de zon omhoog borrelt. Het heldere deel van de granulen is hete materie. Aan de rand van de fotosfeer aangekomen, geeft die warmte af en door de daarop volgende afkoeling zakt de rand van de granule weer naar beneden, de diepte in.
De fotosfeer is de zone van de zon waarvandaan wij het zonlicht te zien krijgen. Op deze 'laag' zijn zonnevlekken mogelijk.
Zonnevlekken
Er zijn verschillende verschijnselen te zien in deze fotosfeer, zoals bij voorbeeld zonnevlekken. Zonnevlekken uiten zich als donkere plekken op het oppervlak van de zon. De vlekken zijn soms zelfs met het blote oog te zien (nooit zonder bescherming in de zon kijken!) en met een bescheiden telescoop al goed te bestuderen. De vlekken zijn meestal tussen 1.000 en 50.000 kilometer groot, maar soms nog een viervoud groter. Het zijn eigenlijk gebieden waar het warmtetransport door zeer sterke magnetische velden wordt geblokkeerd. Vaak komen zonnevlekken voor in groepjes. Terwijl de ene groep een positief magnetisch veld om zich heen heeft, is dat bij de andere groep een negatief veld. Het magnetisme is het sterkst in de donkerste delen van de zonnevlekken, ook wel genoemd umbra. Het licht gekleurde gebied er omheen wordt de penumbra genoemd, een zone met meer radiale structuren. De umbra is ongeveer 4000 graden Celsius, de penumbra ongeveer 4800 graden en de fotosfeer in z’n algemeenheid zo’n 5600 graden. Niet te zien, maar wel gemeten: een zonnevlek bestaat uit een kuil, soms wel tot een kilometer diep.
Een detailopname van een zonnevlek. De donkere zone is minder heet dan de rest er omheen. De korrelige structuur, de granulen, zijn gemiddeld 1000 km in doorsnede en bestaan uit opborrelende en terugzakkende plasmagassen. Deze granulenstructuur is continu in beweging en met een grote telescoop is te zien dat het oppervlakte van de zon een dynamisch geheel is.
Bij weinig zonne-activiteit verschijnen geen of heel weinig zonnevlekken. Bij een zonnevlekkenmaximum kunnen er voor langere tijd meerdere groepen op de zon te zien zijn. De cycli van de zonne-activiteit zijn afhankelijk van grootschalige veranderingen in het magneetveld van de zon. Midden 19e eeuw werd ontdekt dat er een patroon zit in het aantal zonnevlekken, dat is de zonnevlekkencyclus. Ongeveer iedere 11 jaar bereikt het aantal zonnevlekken een maximum en sinds de eerste observaties van zonnevlekken bevinden we ons inmiddels in de 24e cyclus. Het begin van de huidige cyclus was in 2009 en de toen verwachte piek aan vlekken zou in de loop van het huidige jaar plaatsvinden. Echter, het lijkt erop dat we het maximum al achter de rug hebben. Het aantal zonnevlekken is momenteel namelijk al lager dan in 2011 en begin 2012. Sowieso al lag het verwachte maximum een stuk lager dan het vorige maximum, in 2000. Toen was het aantal zonnevlekken op een gegeven moment meer dan 150, de verwachte piek van deze cyclus zou rond 67 vlekken schommelen. |
Hier zijn supergranulen te zien met doppler-effect. Supergranulen zijn de veel grotere versie van granulen, en hebben doorsneden van zo'n 35.000 km. De blauwige delen bewegen van de zon af, de rodere delen naar de binnenkant van de zon toe. Een dergelijke opname verduidelijkt de dynamiek in de fotosfeer.
Een zonnevlek in detail. Het donkere gebied heet de umbra, de lijnachtige zone eromheen de penumbra. Het donkere deel is het minst heet. Beide gebieden leiden tot een echte kuil, tot ongeveer 1.000 kilometer diep.
De zonnevlekkencyclus gaat richting zijn maximum. Waarschijnlijk hebben we het maximum al achter de rug.
Het maximum lijkt geweest, als je deze grafiek bekijkt. De eerdere verwachtingen waren dat dat pas later in 2013 zou gebeuren, maar met de huidige tellingen zou het al gebeurd kunnen zijn, in het najaar van 2012.
De zonnevlekkencyclus in diagram. De blauwe lijnen zijn de waarnemingen, al sinds halverwege 18e eeuw. De rode kruisjes zijn terugberekeningen.
Buitenste van de zon deel 2: de chromosfeer
Er is nog een laag aan de buitenkant van de zon, de chromosfeer. Die bevindt zich bovenop de fotosfeer en is ongeveer 2000 tot 10.000 kilometer dik. Bijzonder is dat de temperaturen aan de basis van de chromosfeer lager zijn dan die aan de bovenzijde. De chromosfeer is alleen te zien bij een zonsverduistering of met behulp van bepaalde filters om telescopen. De fotosfeer overstraalt deze zone namelijk. Dat komt doordat de hoeveelheid deeltjes in de chromosfeer aanzienlijk lager is dan in de fotosfeer.
Buitenste van de zon, deel 3: de corona
Nog een laag: de corona. Deze bestaat uit gas met een temperatuur van enkele miljoenen graden Celsius en is alleen te zien tijdens een zonsverduistering. Een volgende keer kunnen we mogelijk daarop in gaan.
Bronnen: Meteo consult, NASA, Wikipedia, boek 'Kijk op de kosmos' van dr. F. Johannes Alber
Every cloud has a silver lining
