Zon




Elke dag prijkt zij weer aan het firmament. Of het nu lente, zomer, herfst of winter is; deze heldere constante bron van energie staat garant voor een belangrijke regelmaat in ieders leven. Toch is de zon, onze moederster, bij lange na geen saai en levenloos hemellichaam. Wanneer we wat dichterbij gaan kijken, blijkt dat de zon een explosief bestaan doorloopt. Grote uitbarstingen, veranderingen op het zichtbare oppervlak en andere energierijke processen zijn op deze ster aan de orde van de dag…



Ontstaan   
Meer dan viereneenhalf miljard jaar geleden ontstond de zon uit een enorme wolk van interstellair gas. Naarmate er door wisselwerking tussen de deeltjes meer gas, zoals helium en waterstof, naar het centrum werd getrokken, namen de druk en de temperatuur geleidelijk toe. Alsmaar meer materie verzamelde zich in een compacte kern, totdat de spreekwoordelijke 'druppel die de emmer deed overlopen' aan de beurt was. Wat toen volgde, kan het beste worden omschreven als een ineenstorting van materie naar het middelpunt van een 'kosmische baarmoeder'. De overschrijding van een kritieke druk in dit centrum bracht een kernfusieproces op gang waarbij een enorme hoeveelheid energie vrijkwam. Tot de dag van vandaag heeft de zon haar binnenste 'brandend' weten te houden. En met een flinke brandstofvoorraad houdt zij dit de komende vijf miljard jaar nog wel vol.

Proton-protonketen
Het meest voorkomende kernfusieproces in de zon is de netto versmelting van vier waterstofkernen (protonen) tot één enkele heliumkern. De massa die hierbij verloren gaat, wordt volgens de beroemde formule E=mc² omgezet in energie. Het verloop van bovenstaand fusieproces wordt ook wel de proton-protonketen genoemd en bestaat uit drie stappen:

waterstofatoom + waterstofatoom ---->
deuteriumatoom + positron + 1,44 MeV

waterstofatoom + deuteriumatoom ---->
helium-3-atoom + gammastraling + 5,49 MeV

helium-3-atoom + helium-3atoom ----->
heliumatoom + 2 waterstofatomen + 12,85 MeV

De pp-keten levert, naast energie, dus telkens ook weer twee waterstofatomen op. Dit voorkomt dat de waterstofvoorraad in het binnenste van de zon snel opraakt, wat de levensduur van onze ster aanzienlijk zou verkorten. Desondanks wordt in de zon per seconde maar liefst 5 miljoen ton waterstof tot helium gefuseerd!

Van gammastraling tot zichtbaar licht
De elektromagnetische straling die op deze wijze in het binnenste van de zon wordt geproduceerd, bestaat vrijwel geheel uit straling in het gammagebied van het elektromagnetisch spectrum. Toch blijft aan het oppervlak, bij een temperatuur van gemiddeld 6000 graden Celsius, vooral zichtbaar licht over. Hoe komt dit?



De twee belangrijkste factoren zijn straling en convectie. De eerste wijze waarop energie kan worden getransporteerd, is middels fotonen die door een bepaald medium bewegen. Bij convectie gebeurt dat transport door bewegende materie die de energie met zich mee voert. Dit is het geval in de buitenste laag van de zon: de zogeheten convectiezone. Hier, zo'n 200.000 kilometer onder de fotosfeer (het zichtbare oppervlak van de zon), is de aanwezige materie niet 'doorzichtig' genoeg voor de gammastraling. Hierdoor ontstaan enorme stromen van heet gas die uiteindelijk het oppervlak zullen bereiken. En daar wordt de energie weer afgegeven in de vorm van straling. Maar na de ongeveer twee miljoen jaar die de energie gemiddeld over haar reis door het binnenste van de zon doet, is deze output-straling minder energetisch en bijgevolg van het gammadeel naar het optische deel van EM-spectrum teruggevallen.

De zonnecyclus   
In februari 2001 maakten wetenschappers van de Amerikaanse ruimtevaartorganisatie NASA bekend dat de zon haar maximum had bereikt. Tijdens een kijk-in-avond op de volkssterrenwacht in Bussloo diezelfde maand, vroeg een scholier aan een medewerker of dit levensgevaarlijke situaties voor mensen op aarde zou kunnen opleveren. Uiteraard was er niet veel om in paniek over te raken. En dat is maar goed ook, want anders zouden we door de zogeheten 'zonnecyclus' om de elf jaar de schuilkelders kunnen opzoeken...

De periodiek hoge zonneactiviteit wordt veroorzaakt door een complex proces in het magnetisch veld van onze moederster. In feite komt het
op het volgende neer: noord wordt zuid en omgekeerd.

Evenals de aarde heeft de zon een magnetisch veld. Omdat de polen van dit veld zich op onze planeet langdurig op dezelfde plek bevinden, is het kompas een betrouwbaar instrument. De magnetische polen van de zon, daarentegen, wisselen ruwweg om de elf jaar van plaats. Precies tijdens de periode waarin deze omwisseling plaatsvindt, is er sprake van een hoge zonneactiviteit. Die uit zich in de aanwezigheid van zonnevlekken, energierijke uitbarstingen en een hogere snelheid van de zonnewind.

De zon heeft een enorme rotatiesnelheid. Aan de equator maakt zij in iets minder dan een maand één omwenteling. U zult wel denken: "de aarde doet dit in slechts 24 uur!" Maar de diameter van de zon is bijna 1000 keer zo groot als die van de aarde, waardoor aan het oppervlak van de ster alsnog een enorme snelheid wordt bereikt. Deze snelheid, in combinatie met het feit dat het magnetisch veld van de zon, de heliosfeer, zich zo ver uitstrekt dat de baan van Pluto er met groot gemak in past, veroorzaakt als het ware een 'spiralisatie' van de magnetische veldlijnen om de rotatieas van de zon.



Als gevolg van deze verwikkeling van de magnetische veldlijnen, ontstaat er een 'gecontroleerde chaos' in de omgeving van de zon. Door de fotosfeer, het zichtbare oppervlak, steken op verschillende plaatsen magnetische veldlijnen naar buiten. In deze gebieden daalt de temperatuur met ongeveer 1500 graden ten opzichte van de 'normale' temperatuur in de fotosfeer. Dit is een direct gevolg van de aanwezigheid van de plaatselijke magnetische velden, die de energietoevoer vanuit het inwendige van de zon gedeeltelijk blokkeren.

De zojuist beschreven gebieden worden vanwege hun relatief donkere verschijning ook wel zonnevlekken genoemd. Deze 'zonnevlekken' transporteren zuidgerichte velden naar de noordpool en noordgerichte velden naar de zuidpool. Hierdoor wordt het magnetisch veld van de zon instabiel, wat uiteindelijk een omwisseling van de twee polen teweegbrengt. Het magnetisch veld van onze ster wordt daarbij 'uit de war gehaald' en het hele proces (de zonnecyclus) begint weer van voren af aan...

De invloed van de zonneactiviteit op onze planeet
Zoals gezegd is er tijdens maxima in de zonnecyclus geen enkele reden tot ongerustheid. Althans, niet voor de modale aardbewoner. Voor de ruimtevaart zijn grote zonneuitbarstingen echter rampscenario nummer één. Zo werden in 1989 diverse satellieten beschadigd tijdens een uitzonderlijk energetische zonnevlam. Ook elektriciteitscentrales kwamen in de problemen. In Canada zaten miljoenen mensen zonder stroom, omdat een aantal belangrijke transformatoren door de grote hoeveelheid energetisch deeltjes was vernietigd.

Over de invloed van de zonneactiviteit op het aardse klimaat bestaat nog veel onduidelijkheid. Wel is bijna zeker dát er een verband is. Een belangrijke aanwijzing hiervoor, is het bestaan van het zogeheten Maunder-minimum, van 1645 tot 1715. Gedurende deze periode was er nauwelijks sprake van zonnemaxim. En het was juist in dit tijdperk dat de wereldtemperatuur aanzienlijk daalde. Onder meteorologen staat dit tijdvak ook wel bekend als de 'Kleine IJstijd'.

Zonneuitbarstingen   
Zonneuitbarstingen zijn er in verschillende soorten en maten. De meest reguliere vorm, is een röntgenflare vanuit een zonnevlekkengroep. Hoe complexer de magnetische configuratie van een actief gebied in en nabij een zonnevlekkengroep, hoe groter de kans op een dergelijk verschijnsel. Een flare is in te delen in verschillende klassen. De M en X-klasse uitbarstingen vormen het grootste gevaar voor de ruimtevaart.

In de meeste gevallen gaat een grote flare eveneens gepaard met een Coronale Massa Ejectie CME). Hierbij wordt een grote hoeveelheid materie het heelal in geslingerd. Deze schokgolf van geladen deeltjes, en dus niet de röntgenlare zelf, kan na een reis van anderhalve dag tot vier dagen poollicht in de atmosfeer van onze planeet veroorzaken.

CME's kunnen ook op andere manieren worden veroorzaakt, zoals door ineenstortende gasmassa's boven het zonsoppervlak etc. Toch komt het zelden voor dat hierdoor enkele dagen later een noemenswaardige geomagnetische storm (poollicht) optreedt.

Auteur(s):     A.S.





De zon in cijfers
Diameter 1.392.000 km
Leeftijd ~4.57 miljard jaar
Massa 1,989 × 10^30 kg
Gemiddelde dichtheid 1,41 g/cm^3
Valversnelling aan oppervlak 274 m/s^2
Rotatietijd 25,38 d (equator)
27,4 d (op 45° NB/ZB)
Omlooptijd in de Melkweg 2,25 × 10^8 jaar
Afstand tot het centrum van de Melkweg 27.000 lichtjaar
Afstand tot aarde 149.598.000 km
Uitgestraalde energie 3,8×10^26 J/s
Visuele helderheid magnitude –26,8
Temperatuur (in fotosfeer) 5.780 K (5507 °C)
Samenstelling (van fotosfeer) 70 % H
28% He
0,9% O
0,4% C
0,15% Ne
0,15% Fe
0,09% N
0,08% Si
0,07% Mg
0,05% S
Temperatuur in de kern 15,5 × 10^6 K
Dichtheid in de kern 148 g/cm^3
Druk in de kern 2 × 10^16 Pa
Databron: NASA