Iedereen kent wel onze ster die wij 'de zon' noemen. De zon is een bol van gas en is immens heet. Het hemelobject heeft een gewicht dat 3 000 000 maal zo zwaar en 1 miljoen maal zo groot is als de Aarde. De hitte wordt opgewekt door nucleaire reacties in de kern. In die kern wordt waterstof tot helium omgezet. Die kernfusies zorgen ervoor dat er een grote hoeveelheid energie vrijkomt.
Het oppervlak van de zon is dan ook bijzonder heet. De werkelijke temperatuur bedraagt 5 800°C, maar in het centrum van de zon is het nog veel heter. Daar loopt de temperatuur op tot 22 miljoen graden Celsius. De hoeveelheid warmte die de zon produceert is enorm. Als we aannemen dat de zon haar warmte in alle richtingen uitstraalt, is het deel daarvan dat de Aarde bereikt slechts 0.00000005%. Om de hoeveelheid warmte die de zon geeft te produceren, moet er per seconde 600 000 000 ton waterstof omgezet worden naar helium. De zon doet dit al 5 miljard jaar en heeft reeds 50% van haar waterstof verbruikt.
De binnenkant van de zon
Om te begrijpen hoe de zon precies werkt, is het goed om even te kijken naar hoe de zon precies is opgebouwd. De zon is opgebouwd uit verschillende lagen die in elkaar overlopen. De kern, of het centrum van de zon, is het gebied waar de energie van de zon wordt aangemaakt. De zon straalt energie uit. Dit fenomeen zien we als licht en warmte. De energie die aangemaakt wordt in het centrum verplaatst zich naar de buitenkant toe. Het reist eerst doorheen de stralingszone, waar deeltjes van licht (fotonen) de energie dragen. Het duurt miljoenen jaren vooraleer een foton zich verplaatst naar de volgende laag, de convectiezone. In die convectiezone wordt de energie sneller getransporteerd. Ditmaal is het de beweging van de gassen in de zon die de energie naar buiten toe doet bewegen. In deze fase gebeuren turbulente convectie bewegingen, net zoals een kokende pot water. De overdraaiende beweging (bellen) binnenin de zon is verantwoordelijk voor de granulatie op het oppervlak van de zon.
De atmosfeer van de zon
De visuele zonneatmosfeer bestaat uit drie regio's: de fotosfeer, de chromosfeer en de corona. Het meeste van het zichtbare (witte) licht komt van de fotosfeer, dit is het deel dat we zien van de zon. De chromosfeer en de corona stralen ook wit licht uit. Deze kunnen meestal gezien worden wanneer het licht van de fotosfeer tegengehouden wordt (tijdens een totale zonsverduistering). De zon straalt ook elektromagnetische straling uit op vele andere golflengtes. Verschillende soorten radiatie (zoals radio, ultraviolet, röntgen- en gammastralen) komen vanuit verschillende delen van de zon. Wetenschappers gebruiken speciale instrumenten om deze radiatie te detecteren en om de diverse delen van de zonneatmosfeer te onderzoeken. De fotosfeer wordt omringd door de chromosfeer, een ijl omhulsel van karmozijnrood gas, dat alleen duidelijk te zien is bij een totale zonsverduistering. De chromosfeer en de corona stralen ook wit licht uit, deze kunnen meestal gezien worden wanneer het licht van de fotosfeer tegengehouden wordt, bij een totale zonsverduistering is dit het geval. Vanop het oppervlak van de zon worden verschillende zonnevlammen de ruimte in geschoten, deze vlammen worden ook wel protuberansen genoemd. Deze vlammen kunnen tot ver buiten de chromosfeer uit komen. Buiten de chromosfeer bevindt zich de de corona. Dit is een felle witte ring van uiterst ijle gassen. Ook de corona is enkel te zien bij een totale zonsverduistering. De zonneatmosfeer is zo heet dat de gassen voornamelijk in plasmavorm te vinden zijn. Elektronen worden niet langer meer verbonden aan atoomkernen en het gas bestaat uit geladen deeltjes (meestal protonen). In deze geladen vorm wordt de zonneatmosfeer beïnvloed door sterke magnetische velden die erdoor geweven zijn. Deze magnetische velden en de buitenste zonneatmosfeer (de corona) steken zich ver buiten de zon uit als deel van de zonnewind.
De fotosfeer
De fotosfeer is één van de oudste gebieden op de zon (5 700°C) Hierdoor wordt slechts een kleine fractie (0,1%) van het gas geïoniseerd (in de plasma vorm). De fotosfeer is het compactste gebied in de zonneatmosfeer, maar is nog steeds dun in vergelijking met de atmosfeer van de Aarde (0,01% van de luchtmassa op zeeniveau). Op het eerste zicht lijkt de fotosfeer maar saai: een schijf met wat donkere vlekken. Die donkere vlekken zijn zonnevlekken en zijn een plaats vol sterke magnetische velden.
Granulatie op de zon - Foto: NASA
Door de vreselijke hitte die uit de kern van de zon komt, is het binnenste van de zon net onder de fotosfeer (de convectiezone) net een pot kokend water. Bellen van heet materiaal borrelen op naar de fotosfeer en worden gezien als licht heldere gebieden. Donkere gebieden doen zich voor op plaatsen waar het koelere plasma terugzinkt naar de binnenzijde van de zon. Dit constant veranderende patroon noemen we de granulatie.
De chromosfeer
Boven de fotosfeer bevindt zich de chromosfeer, een regio met een dikte van 2 500 km, zichtbaar net voor en net na het maximum van een zonsverduistering waar de chromosfeer zich voordoet als een fijne rode ring. De chromosfeer is meestal gezien in H-alpha, waar heldere gebieden en donkere filamenten zichtbaar zijn. Filamenten is de naam die gegeven werd aan protuberansen wanneer deze zichtbaar zijn op het zonneoppervlak. Spiculen zijn ook zichtbaar in de chromosfeer aan de rand van de zon. Dit zijn grote jets van plasma die uitschieten boven supergranulaten.
Corona
Boven de chromosfeer rijst de corona uit. De temperatuur stijgt naar een paar miljoen graden Celsius. De reden waarom de corona zo heet is, houdt wetenschappers de dag van vandaag sterk bezig. Dankzij de hoge temperatuur van de corona straalt deze een hoge energie uit die we kunnen observeren als X-stralen. De atmosfeer van de Aarde absorbeert deze X-stralen, maar satellieten boven de Aarde kunnen deze ook waarnemen. Nabij de polen van de zon is de corona donker voor zowel röntgenstralen als wit licht. Deze gebieden zijn coronale gaten en langsheen deze gaten ontsnapt de zonnewind naar de interplanetaire ruimte. Het verspreide witte licht toont de dichtheid van het plasma in de corona. De grote witte regio's die ver buiten de zon uitsteken, heet men de 'helmet streamers', waar het zonneplasma gevangen wordt door het magnetisch veld van de zon.
Het einde van de zon
Na 5 miljard jaar zal de waterstof in de zon zo goed als nihil zijn. Het aanwezige helium zal uiteindelijk geplet worden onder de enorme druk. Hierdoor zal het verbranden van de waterstof beginnen te versnellen. Onze ster zal dan beginnen opzwellen tot een 'rode reus' die alle binnenplaneten zal opzwelgen, inclusief de Aarde. Aangezien de helium verpletterd wordt, zal het heet genoeg worden om carbon te vormen. Tegelijkertijd kan dat helium vermengd worden met het carbon om zuurstof te vormen. Onze zon is niet immens groot ten opzichte van andere sterren. Het zal nooit heet genoeg worden om het carbon en zuurstof te verbranden. Deze elementen worden verzameld in het centrum van de ster. Uiteindelijk zal de zon haar buitenste lagen afstoten waardoor zich een planetaire nevel vormt met in het centrum het overblijfsel van onze ster, een hete witte dwerg. Zowat 99% van alle sterren in het heelal eindigen als een witte dwerg. Door het bestuderen van andere sterren kunnen we het einde van onze zon voorspellen.
Weetjes
- Afstand tot de aarde: 150 miljoen km
- Omwenteling rond eigen as: 25,4 dagen
- De naam van de god waar men hem naar noemt: Apollo
- Oppervlaktetemperatuur: 6000°C
- Temperatuur in de kern: 15 miljoen °C
