Zon
Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
 |
|
| Diameter | 1.392.000 km |
| Afplatting | ~1×10–5 (~7 km) |
| Leeftijd | ~4.57 miljard jaar |
| Massa | 1,989×1030kg (= 332.946×Aarde) |
| Gemiddelde dichtheid | 1,41 g/cm3 |
| Valversnelling aan oppervlak | 274 m/s2 (=27,9×gaarde) |
| Rotatietijd | 25,38 dag (equator) 27,4 dag (45° NB/ZB) |
| Omlooptijd in melkweg | 2,25×108 jaar |
| Afstand tot centrum melkweg | 27.000 lichtjaar |
| Afstand tot aarde | 149.598.000 km |
| Uitgestraalde energie | 3,8×1026 J/s |
| Visuele helderheid | –26,8 magnitude |
| Temperatuur (oppervlak) | 5780 K (5507 °C) (K - 273 = °C) |
| Samenstelling (oppervlak) | 70 massa-% 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 centrum | 15,5×106 K |
| Dichtheid in centrum | 148 g/cm3 |
| Druk in centrum | 2×1016 Pa |
|
|
|
De zon is de ster die zich het dichtst bij de aarde bevindt en het helderste object aan onze hemel. Het is een gele dwerg, een ster uit de middelgrote klasse.
In de Griekse en Romeinse mythologie stond de zon voor de goden Helios en Sol.[1] Het symbool voor de zon is een cirkel met een stip in het midden: 
Vroeger werd de zon als planeet gezien, toen men nog dacht dat de zon rond de aarde draaide (dit heet geocentrisme). Later werd de zon zelf het middelpunt van het heelal, het zogenaamde heliocentrisme.
Inhoud |
[bewerken] Plaats van de zon in het universum
De zon bevindt zich op ongeveer 27 000 lichtjaar van het centrum van ons sterrenstelsel (dit centrum is vermoedelijk een reusachtig zwart gat), in de ongeveer 3000 lichtjaar dikke galactische schijf, op 1 AE (149,6 miljoen kilometer ofwel 8 lichtminuten) van de aarde. De zon beweegt zich met een snelheid van ongeveer 220 km/s in ongeveer 226 miljoen jaar eenmaal rond het centrum van ons sterrenstelsel. Binnen het melkwegstelsel is het een onopvallende, min of meer gemiddelde ster. Ze is met een gemiddelde diameter van zo'n 1 392 000 kilometer het grootste object in ons zonnestelsel en bevat 99,86% van de massa van ons volledige zonnestelsel. De zon bestaat voornamelijk uit waterstof, in de buitenste lagen zo'n 91 molprocent of 70 massaprocent. Het andere veelvoorkomende element is helium, zo'n 9 molprocent of 28 massaprocent. In het centrum van de zon, waar door kernreacties waterstof is omgezet in helium, is het gehalte aan waterstof vermoedelijk lager (35 massaprocent) en dat aan helium hoger (63 massaprocent). Deze waarden zijn uiteraard berekend, niet gemeten.
[bewerken] Structuur
De zon is een gele dwergster. Zij omvat ruim 99% van de massa van het zonnestelsel. De zon is een bijna perfecte bol met een afplatting die geschat is op 0,000 008 77[2] hetgeen betekent dat de pooldiameter slechts 10 km kleiner is dan de equatoriale diameter. De zon is niet vast, maar in plasmatoestand, waardoor verschillende rotatiesnelheden mogelijk zijn: de rotatiesnelheid aan de evenaar is sneller dan aan de polen. De rotatie aan de evenaar is ongeveer 25 dagen en aan de polen 35 dagen. Niettemin, door de continu veranderende positie van de aarde ten opzichte van de zon (doordat de aarde rond de zon draait), is de waargenomen snelheid van de zon rond haar evenaar ongeveer 28 dagen.
[bewerken] De zon als energiebron
De zon geeft licht en warmte in het zonnestelsel; de temperatuur aan de oppervlakte bedraagt ongeveer 5800 kelvin. De temperatuur in het centrum wordt geschat op 15,5 miljoen kelvin.
De zon krijgt haar energie door de zogenaamde proton-protoncyclus. Door de enorme druk die de eigen zwaartekracht van de zon op de materie uitoefent, in de kern zo'n 2×1016 pascal, in combinatie met een temperatuur van zo'n 15 miljoen kelvin, fuseert waterstof tot helium. Per seconde wordt zo'n 700 miljoen ton waterstof in 695 miljoen ton helium omgezet. Het verschil, 5 miljoen ton, wordt uitgestraald in de vorm van elektromagnetische energie. [bron?] De energie ontstaat door het samensmelten van vier waterstofkernen om een heliumkern te vormen. Zie ook Kernfusie.
Soms wordt wel gezegd dat de zon waterstof verbrandt tot helium. Dit is niet juist, aangezien "verbranding" in scheikundige zin een oxidatiereactie is, en kernfusie een kernreactie, dus een geheel ander proces.
[bewerken] Zonneactiviteit
Op de zon vinden veel nog nauwelijks begrepen verschijnselen plaats. Zo treden zonnevlekken op, verschijnen er protuberansen en zonnevlammen, is er sprake van zonnewind, zijn er zonnebevingen en wordt er opvallend weinig straling afgegeven bij een zonneminimum.
|
|
Met de juiste beschermingsfilters zijn de zonnevlekken het opvallendst. Het zijn welomschreven oppervlakten die donkerder lijken dan de omgeving door hun lagere temperatuur. Zonnevlekken zijn gebieden van intense magnetische activiteit die de convectie verhindert, waardoor het energietransport van de hete binnenkant naar de oppervlakte beperkt wordt. Het magnetische veld is oorzaak van sterke verwarming van de kern. Het aantal zonnevlekken die zichtbaar zijn op de zon is niet constant, maar varieert over een 11-jarige cyclus, die de zonnecyclus genoemd wordt.
Bij een typisch zonneminimum zijn weinig zonnevlekken zichtbaar. Soms zijn er zelfs helemaal geen te zien. De vlekken die te zien zijn, verschijnen in de buurt van de polen. Tijdens de zonnecyclus stijgt het aantal zonnevlekken en verplaatsen ze zich in de richting van de evenaar van de zon. Dit is een verschijnsel beschreven door de wet van Spörer.
Zonnevlekken verschijnen als paar met tegengestelde magnetisch polariteit. De magnetische polariteit van de belangrijkste zonnevlek wisselt iedere zonnecyclus. Hierdoor zal hij een magnetische noordpool hebben in één zonnecyclus en een magnetische zuidpool in de volgende zonnecyclus.
De 11-jarige zonnecyclus heeft een grote invloed op het zonneweer en heeft een belangrijke invloed op het aardse klimaat. Minimale zonneactiviteit(met weinig of geen zonnevlekken) lijkt verband te houden met lage temperaturen, terwijl langer dan gemiddelde zonnecyclussen (met veel zonnevlekken) lijken verband te houden met hogere temperaturen. In de 17de eeuw leken de zonnecyclussen gestopt te zijn gedurende een aantal decennia. Er zijn zeer weinig zonnevlekken geobserveerd gedurende deze periode. Gedurende deze tijd, die bekend is als het Maunderminimum of Kleine ijstijd, waren er in Europa zeer lage temperaturen.[3]
Vroegere uitzonderlijke lage waarden zijn ontdekt via analyse van ouderdomsringen van boomstammen en lijken verbonden te zijn met lager dan gemiddelde wereldwijde temperaturen.
[bewerken] Levensloop van de zon
[bewerken] Vier fases
Onze zon is momenteel een ster van klasse G2, dat betekent dat zij een gele ster is, veel heter en zwaarder dan de gemiddelde ster, maar veel kleiner dan de blauwe reuzensterren. De berekende levensduur van een ster als de zon, dat wil zeggen de tijd waarin kernreacties haar van energie voorzien, bedraagt 10 miljard jaar.
De levenscyclus van de zon is grofweg te verdelen in vier fases. In elk van die fases ziet de zon er heel anders uit en verkrijgt zij haar energie uit een andere bron:
- ontstaan: proto-ster;
- hoofdreeksster;
- rode reus;
- witte dwerg.
[bewerken] Ontstaan van de zon
 Zie zonnenevel voor het hoofdartikel over dit onderwerp. |
Net als andere sterren is ook de zon uit een nevel ontstaan. In deze nevel heerste een evenwicht tussen de gas- en stofdeeltjes. Elk deeltje oefent een even grote aantrekkingskracht uit, waardoor er eigenlijk niets gebeurt. Als dit evenwicht verbroken wordt, door bijvoorbeeld een supernova enkele lichtjaren verder, zullen de deeltjes naar elkaar toe beginnen te bewegen. Hoe meer massa, hoe groter de gravitatie en dus hoe harder de nabije elementen worden aangetrokken. De meeste deeltjes zullen zich in één of meer centrale punten concentreren. De zon ontstond uit de middelste van deze zwaartepunten en wordt in deze fase een protoster genoemd. Door de massatoename zal de druk binnenin de protoster verhogen en dit heeft een temperatuursverhoging tot gevolg, vanwege de gaswet:
- pV = nRT
Waarin p de druk is, V het volume, n de hoeveelheid deeltjes, T de temperatuur en R de gasconstante (R = 8.3145 J/mol K). Als er niet genoeg materie in de buurt is, zal het de samenballing van massa niet doorgaan en zal de protoster langzaam inkrimpen tot een bruine dwerg. Als er wel genoeg materie is, zal de temperatuur binnenin de protoster uiteindelijk zo hoog worden dat er nucleosynthese (kernfusie) plaatsvindt. Er worden dan telkens vier waterstofatomen omgezet naar een heliumatoom, waarbij energie vrijkomt. Ten gevolge van de kernfusie ontstaat er een stralingsdruk even groot als de gravitatiekracht ten gevolge van de massa. De protoster stopt met krimpen en begint licht uit te stralen. De zon gaat over naar zijn hoofdreeksfase.
[bewerken] De zon als hoofdreeksster
In de hoofdreeksfase is de zon min of meer stabiel. Ze groeit of krimpt niet met extreme waarden. Aangezien de zon een deel van haar massa omzet in energie, verliest ze een deel van haar massa. Daardoor wordt de gravitatie kleiner ten opzichte van de stralingsdruk, waardoor de zon zeer langzaam groeit. De baan van de aarde zal zichzelf aanpassen door deze massaverandering door groter te worden. De centripetale kracht moet gelijk zijn aan de gravitatie die de zon uitoefent. De zon zit ongeveer in de helft van haar hoofdreeksfase. Ze is al ongeveer 4,5 miljard jaar hoofdreeksster en zal dit nog zo'n 5,5 miljard jaar blijven. Daarna gaat ze over naar de fase van rode reus.
[bewerken] Rode reus
Deze fase treedt in nadat - over circa vijf miljard jaar - vrijwel alle waterstof in de kern van de zon verbruikt is. De stralingsdruk door de kernfusie neemt dan af en de gravitatie zorgt ervoor dat de kern instort. In de buitenste lagen waar nog niet alle waterstof is omgezet, gaat de kernfusie verder, waardoor de buitenste schil van de zon enorm gaat uitzetten. Hierbij slokt ze Mercurius, Venus en misschien ook de aarde op. Indien de aarde niet opgeslokt wordt zal ze toch opwarmen tot een bol lava, waar elke vorm van leven onmogelijk is. De buitenste lagen van de zon koelen ook af, waardoor het licht dat ze uitstralen naar het rode spectrum verschuift. Daarom krijgt deze evolutiefase de naam rode reus, ofwel RGB (Red Giant Branch). Door het instorten van de kern zal de druk uiteindelijk weer zo groot zijn dat de temperatuur weer hoog genoeg is voor kernfusie. Hierbij zal het gevormde helium worden omgezet in koolstof en zuurstof. Hierna komt er nog een fase (Assymptotic Giant Branch) waarbij de schillen beurtelings actief worden. Er komt ook een proces dat men dredge-up noemt, waarbij zwaardere stoffen naar de oppervlakte van de zon worden gebracht. Door neutronenvangst ontstaan daarbij ook zwaardere elementen zoals ijzer en silicium. Er ontstaat ook een sterrenwind waarbij de zon haar materie de ruimte in spuwt. Het einde van die fase noemen we de post-AGB-fase.
[bewerken] Witte dwerg
Nadat de rode reus zijn buitenlagen heeft afgestoten, blijft er enerzijds een C-O-kern over die men witte dwerg noemt en anderzijds een hoeveelheid materie daar omheen verspreid. De kern gaat krimpen en in temperatuur stijgen. In een ster met genoeg massa zal de hitte uiteindelijk groot genoeg worden om een lading energie uit te stralen, waaronder een groot deel in ultraviolet licht. Daardoor komen de atomen van de circumstellaire materie in geëxisteerde toestand en gaan licht uitstralen. Dit fenomeen noemt men een planetaire nevel. Men betwijfelt echter sterk of onze zon genoeg materie heeft om zo'n planetaire nevel te vormen. Het lot van onze zon is waarschijnlijk dat de witte dwerg licht zal uitstralen en langzaam zal afkoelen om uiteindelijk te doven en een zwarte dwerg te vormen.
[bewerken] Tabel: evolutiemodel
| tijd (miljard jaar) |
middellijn (zonnu=1) |
helderheid (zonnu=1) |
temperatuur oppervlak (K) |
centrale dichtheid (g/cm3) |
centrale temperatuur (K) |
percentage waterstof in kern |
opmerkingen |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| –0,035 | 2×106 | ~0 | 10 | 10–19 | 10 | 70,5% | koude gaswolk begint te contraheren |
| –0,034 | 2,1 | 1,6 | 4400 | 1,5 | 4×106 | 70,5% | protoster is ontstaan (T Tauri ster) |
| –0,010 | 1,0 | 1,1 | 5900 | 83 | 13×106 | 70,5% | protoster: overgang naar hoofdreeks |
| 0,0 | 0,872 | 0,769 | 5790 | 91 | 14,4×106 | 70,5% | begin als hoofdreeksster: nucleosynthese waterstof in kern |
| 1,0 | 0,905 | 0,770 | 5680 | 91 | 13,7×106 | 63,3% | |
| 2,0 | 0,927 | 0,824 | 5710 | 102 | 14,1×106 | 56,0% | |
| 3,0 | 0,952 | 0,884 | 5730 | 116 | 14,6×106 | 48,4% | |
| 4,0 | 0,982 | 0,954 | 5750 | 134 | 15,1×106 | 40,4% | |
| 4,57 (=nu) | 1,000 | 1,000 | 5770 | 147 | 15,5×106 | 35,5% | de huidige zon |
| 5,0 | 1,015 | 1,034 | 5780 | 158 | 15,8×106 | 31,9% | |
| 6,0 | 1,056 | 1,126 | 5780 | 191 | 16,6×106 | 22,7% | |
| 7,0 | 1,104 | 1,235 | 5790 | 243 | 17,6×106 | 12,7% | |
| 8,0 | 1,161 | 1,357 | 5780 | 326 | 18,6×106 | 2,9% | |
| 9,0 | 1,250 | 1,548 | 5760 | 488 | 18,9×106 | 0,09% | |
| 10,0 | 1,39 | 1,90 | 5680 | 860 | 19,4×106 | 0,00% | waterstof in kern is op |
| 11,0 | 1,6 | 2,3 | 5500 | ... | ... | 0,00% | |
| 12,0 | 5 | 12 | 4900 | ... | ... | 0,00% | |
| 12,17 | 241 | 2800 | 2700 | ... | ... | 0,00% | rode reus (Red Giant Branch); massaverlies |
| 12,25 | 11 | 60 | 4800 | ... | ~160×106 | 0,00% | heliumnucleosynthese; massa: ~0,81 Mzon |
| 12,29 | 247 | 4200 | 2960 | ... | ... | 0,00% | rode superreus (Asymptotic Giant Branch); massaverlies |
| 12,3 | 0,012 | 1,4 | 60.000 | 5×106 | 70×106 | 0,00% | witte dwerg; massa: ~0,68 Mzon |
| 13,0 | 0,012 | 0,004 | 13.000 | 5×106 | 14×106 | 0,00% | |
| 20,0 | 0,012 | 0,00013 | 5700 | 5×106 | 5×106 | 0,00% | |
| 1000,0 | 0,012 | 1,4×10–7 | 1000 | 5×106 | 0,8×106 | 0,00% | koelt verder af |
Bronnen:
|
|||||||
[bewerken] De zon bekijken
|
|
|
Het bekijken van de zon, bijvoorbeeld bij een zonsverduistering moet met bescherming gedaan worden, aangezien direct in de zon kijken oogbeschadiging veroorzaakt. Men gebruikt soms een lasbril (voor elektrisch lassen, nummer 13 of 14) of een speciaal daarvoor gemaakte bril. Andere donkere materialen zoals cd's, zwarte dia's of fotonegatieven kunnen (onzichtbaar maar schadelijk) ultraviolet licht doorlaten. Gebruik dit dus zeker niet! Het beste gaat men naar een planetarium of sterrenwacht en koopt men een aangepaste bril.
Het spreekt voor zich dat men bij gebruik van een verrekijker of telescoop nog veel voorzichtiger moet zijn. Een vergrootglas kan in enkele seconden een stuk papier laten verkolen. Veel telescopen bundelen nog veel meer zonlicht in het brandpunt. Op deze manier kan de telescoop beschadigd worden. Erger, het glasachtig lichaam kan hard opwarmen en het netvlies kan verschroeid worden met blindheid als gevolg. De veiligste manier van waarnemen met een telescoop is het zonsbeeld door middel van oculairprojectie op een stuk wit papier of aangepast scherm te projecteren, en op die manier indirect de zon te bekijken. Gebruik van oculairfilters alleen (die geplaatst worden bij het oculair, vlakbij het brandpunt van de telescoop) is niet veilig; door de hitte die in het filter ontstaat kan het kapotspringen. Speciaal voor zonswaarneming gemaakte objectieffilters (die vooraan op de tubus geplaats worden) zijn, mits deugdelijk bevestigd, wel veilig. Het mooiste zicht op de zon biedt een H-alfa-filter (een smalbandig filter dat licht van één kleur doorlaat, en wel de kleur die door de waterstof op de zon wordt uitgestraald; de golflengte is ca. 656,3 nm).
[bewerken] Zie ook
- Avondrood
- Avondzon
- Granulatiekorrel
- Omlooptijd
- Zonnenevel
- Sterevolutie
- Zonsverduistering
- Zonnestelsel
[bewerken] Externe links
- (en) Uitleg op So howww, NASA
- (nl) Brochure (19blz) uitgegeven door Stichting Universum t.b.v. de Jongerenwerkgroep voor Sterrenkunde.
[bewerken] Voetnoten
- ↑ Roman-empire.net: Sol
- ↑ Godier, S., Rozelot J.-P. (2000). The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface (PDF). Astronomy and Astrophysics 355: 365–374.
- ↑ Lean, J., Skumanich A.; White O. (1992). Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum. Geophysical Research Letters 19: 1591–1594.
| het Zonnestelsel |
|---|
 Zon - Mercurius · Venus · Aarde · Mars · Ceres · Jupiter · Saturnus · Uranus · Neptunus · Pluto · Haumea · Makemake · Eris |
 |
Meer afbeeldingen die bij dit onderwerp horen, zijn te vinden in de categorie Sun van Wikimedia Commons. |
