Vlak na zonsopgang in de woestijn, 22 dec 2008.
Zon op een gewone dag, 4 nov 2004.
De witte balk toont de afstand Aarde - Maan op dezelfde schaal.
2.1 De Zon
|
Vlak na zonsopgang in de woestijn, 22 dec 2008. |
Zon op een gewone dag, 4 nov 2004. De witte balk toont de afstand Aarde - Maan op dezelfde schaal. |
Afmetingen
De ster die we het beste kennen is onze eigen zon. Dat is een heel "gewone" ster, en van de gewone sterren kunnen we er dus één in detail bestuderen.
De zon is groot: diameter 1,4 miljoen km. Vergelijk dat eens met de afstand Aarde - Maan van gemiddeld 384 400 km!
Daar past de zon niet tussen, zelfs niet als je hem drie keer zo klein denkt.
De zon staat 150 miljoen km van ons af, dus de diameter is ongeveer 1% van die afstand.
De zon heeft een massa van 2,0 .10 30 kg. Van het zonnestelsel zit 99,9 % van de massa in de zon. Van het beetje massa buiten de zon zit dan weer 98% in de planeten.
Zonnevlekken
Op de foto rechtsboven boven zie je groepen grote zonnevlekken. Dat zijn plekken waar de temperatuur lager is dan normaal.
De buitenkant van de zon is tegen de 6000 K heet. In een zonnevlek is dat ruim 4200 K. Ook heet, maar bijna 2000 K kouder. Daardoor komt er ook veel minder straling uit een zonnevlek; maar ongeveer 25%. In het zichtbare golflengte-gebied zelfs nog minder, en door het contrast lijken zonnevlekken bijna zwart.
|
Rotatie Hiernaast zie je de zon in 6 dagen bijna een kwart slag roteren. In 27,3 dagen draait hij eenmaal om zijn as, althans, van de Aarde af gezien. Ten opzichte van de sterren duurt een zonsrotatie maar 25,4 dagen. Het verschil ontstaat doordat de Aarde om de zon draait, en als de zon een volledige rotatie heeft gemaakt is de Aarde intussen weer wat verder gedraaid.
Vr. 1: Draait de Aarde in dezelfde richting om de zon als de zon om haar as? Of draait de Aarde er juist tegenin?
De rotatietijd van ruim 25 dagen geldt voor de evenaar van de zon. Naar de polen toe is de rotatieduur groter. Dat kan, omdat de zon gasvormig is. Het scheelt wel een dag of zes! Ook naar binnen toe, naar het centrum van de zon, verandert de rotatieperiode. De zon heeft een zogenaamde differentiële rotatie. Door de zonnevlekken is de rotatie van de zon gemakkelijk te volgen. |
De zon draait om zijn as. Als je met de cursor in de foto gaat staan zie je de zon steeds ongeveer een dag later. umbra.nascom.nasa.gov/images/latest.html |
|
 |
 |
|
|
Zonnevlekkengroep bij de zonsrand 2 sept 2003 |
Enkele zonnevlek, met de aarde op schaal. Rond de vlek de granulatie. 29 sept 2004 |
De schaal van de granulatie |
| Opnamen van de Dutch Open Telescope (Univ. Utrecht) op La Palma. | ||
Zonnevlekken en granulatie
Op alle foto's hierboven zie je de zogenaamde fotosfeer van de zon. Dat is de laag vanwaaruit het witte licht van de zon de ruimte instraalt. De zonnevlekken verschijnen en verdwijnen weer, en veranderen intussen van vorm. Soms zijn ze heel groot en vormen groepen. Een grote zonnevlek kan lang blijven bestaan: dagen of weken, zelfs langer dan een maand.
Vr. 2: Kan een zonnevlek die door de zonsrotatie over de zonsrand is verdwenen later weer aan de andere rand tevoorschijn komen?
Hierboven zeer scherpe opnamen van een zonnevlekkengroep en van een enkele zonnevlek (met de Aarde op schaal). De vlek bestaat uit de umbra, dat is de donkere kern, en de penumbra, dat is het draderige gebied eromheen.
Verder zie je dat de "normale" zon eromheen helemaal niet egaal is. Het lijkt op de foto's wel grint, met hoekig gevormde stenen. In werkelijkheid zijn het gasbellen die opwellen uit het hete binnenste van de zon. Eenmaal aan het oppervlak van de zon gekomen koelt het gas een paar honderd graden af en zakt weer in de diepte.
Het patroon dat we zo te zien krijgen heet de granulatie ("korreligheid"). Het granulatiepatroon is voortdurend in beweging, en is na een minuut of tien onherkenbaar veranderd.
Een granule ("korrel") is groter dan een groot Europees land!
Vr. 3: Als een granule ter grootte van bijv. Frankrijk of Spanje in 10 minuten verdwijnt, dan beweegt het gas in granules dus met grote snelheden. Maak een (berekende) schatting van die snelheid.
Met de Dutch Open Telescope, kortweg DOT, van de Universiteit Utrecht, die op La Palma staat, zijn prachtige scherpe foto's en films opgenomen van granulatie en zonnevlekken. Granulatie kun je hier zien. De gedetailleerde opnamen hierboven zijn er ook mee gemaakt.
|
Magneetvelden In een zonnevlek komen geen grote hete gasbellen naar boven. Het gas wordt afgeremd door plaatselijk sterke magneetvelden. Gas kan door magneetveld worden gestuurd of geremd als het uit ionen en elektronen bestaat (dan is het een plasma). Deze geladen deeltjes ondervinden in magnetische velden lorentzkrachten. Dikke bundels magnetisch veld steken vanuit diepere lagen in de zon naar buiten, of juist weer naar binnen. Boven het zonsoppervlak zijn de veldlijnen in grote lussen, op soms ingewikkelde wijze, met elkaar verbonden. De tekening laat een eenvoudig geval zien. Dan zie je meteen dat één vlek als magnetische Noordpool fungeert, en de andere als Zuidpool. De foto eronder laat bogen gas zien dat zich langs veldlijnen boven de fotosfeer verheft. De foto is gemaakt door TRACE, een NASA satelliet. De bogen kunnen soms hoog oprijzen. Ze kunnen ook openbreken. Dan kunnen de veldlijnen zich verbinden met veldlijnen van andere vlekken of met het interplanetaire magnetische veld. Daarbij kunnen wolken gas die in het magnetisch veld zijn opgesloten grote snelheden krijgen en ver van de zon komen, of de ruimte ingeschoten worden. De structuur hiernaast heet een protuberans (Eng.: prominence) |
 |
 |
Atmosfeer van de zon
Boven de fotosfeer ligt een relatief dunne laag veel ijler gas. Dit is de chromosfeer, ongeveer 3000 km dik. Onderin, vlak boven de fotosfeer is de temperatuur ca 4000 K, naar boven toe loopt die op tot ca 20 000 K. De chromosfeer zien we normaal niet, omdat hij ijl is, en we er doorheen de felle fotosfeer zien. Het licht dat de chromosfeer toch wel uitzendt is voornamelijk rood, afkomstig van een emissielijn van waterstof (de Hα lijn).
Met filters die speciaal straling van de chromosfeer doorlaten, kunnen we de chromosfeer bestuderen.
Bij een zonsverduistering, als de maan de fotosfeer afdekt, zien we de chromosfeer ook even van opzij, zolang die buiten de maansrand uitsteekt.
 |
 |
|
De chromosfeer tijdens de zonsverduistering op 1 aug 2008. http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap080807.html Linker- en rechterrand van de zon zijn niet gelijktijdig gefotografeerd, maar met een kort tijdsverschil. Je ziet behalve de dunne chromosfeer ook protuberansen buiten de rand van de maan uitsteken. Ze kunnen hoog boven de chromosfeer uit steken tot soms honderdduizenden kilometers hoogte. Links en rechts zie je een paar heldere lichtpunten. Dat is licht van de heldere fotosfeer, dat hier en daar nog net langs de maansrand komt. De maanhorizon is daar misschien iets lager door een dal tussen de kraters of bergen. |
De chromosfeer boven
een zonnevlek. Het is dezelfde vlek die hierboven in wit licht
(fotosferisch licht) te zien is, van 20 sept. 2004.
Opname DOT. Voor deze opname is een filter gebruikt dat alleen het licht van de Hα-emissielijn van waterstof doorlaat. Daarvan zendt de chromosfeer juist veel meer uit dan de fotosfeer. Zo zien we de hoge lagen van de chromosfeer. Het waterstofgas laat nu zien hoe de magnetische veldlijnen vanaf de zonnevlek lopen. Onderstaand filmpje laat het verband zien tussen de twee opnamen. http://apod.nasa.gov/apod/ap050216.html http://dot.astro.uu.nl/albums/movies/2004-09-29-AR10675-morph-color.mov |
