Kosmografie
DE ZON
De zon is het belangrijkste hemellichaam in ons zonnestelsel. Ze is het grootste (bevat 99.9 % van alle massa van het zonnestelsel) en was cruciaal in het ontstaan van het zonnestelsel en in het ontstaan en onderhouden van leven op de aarde. De zon is een ster van middelmatige grootte en van 5 miljard jaar oud.
Enkele cijfers Leeftijd 5 miljard jaar Massa 1,991 × 1030 kg (1989 quadriljoen ton), 332.946 × de aarde) Diameter 1 392 000 km (109 × de aarde) Volume 1,4121027 kubieke meter (1,3 miljoen × de aarde) Oppervlaktetemperatuur 6 000 °C Temperatuur in kern 15 000 000 °C
Ontstaan en levensloop Klik hier.
De zon is ontstaan uit het samenkrimpen van een grote interstellaire gaswolk onder invloed van haar eigen zwaartekracht. De gaswolk bestond voor het grootste deel uit waterstof (H) en helium (He), de meest voorkomende elementen in het heelal. Door het inkrimpen van de wolk werden temperatuur en dichtheid in het centrum ervan steeds hoger, tot deze zó hoog werden dat er kernfusie mogelijk werd: als waterstofatomen voldoende hevig met mekaar botsen, smelten ze samen om uiteindelijk heliumatomen te vormen. Dit is een proces waarbij veel energie vrijkomt, en deze energie wordt uiteindelijk door de zon uitgestraald onder verschillende vormen van elektromagnetische straling: X-stralen, ultraviolet licht, zichtbaar licht, infrarood licht, microgolven en radiogolven.
Op deze manier straalt de zon al 5 miljard jaar stabiel licht en warmte uit. Bovendien is er in de kern nog voldoende waterstof voorhanden voor nog eens 5 miljard jaar. De zon is nu 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:
Het inwendige van de zon
Met de kern wordt, vanaf het centrum van de Zon, alles bedoeld dat binnen een afstand van 20 percent van de straal van de Zon ligt. Binnen de kern wordt 91 percent van alle energie van de Zon geproduceerd en binnen de binnenste dertig percent van de straal wordt zowat 100 percent van alle energie geproduceerd.
Energieproductie
Vóór het midden van de negentiende eeuw dacht men dat de Zon zijn energie kreeg uit het verbranden van steenkool, maar dat idee was niet langer houdbaar nadat men de leeftijd van de zon kende (circa vijf miljard jaar). Een zon uit steenkool (met een diameter van 1,3 miljoen km) zou nooit zo lang kunnen schijnen, maximaal ongeveer 100.000 jaar (indien de verbranding van koolstof in zuivere zuurstof zou gebeuren). Nu weet men dat de Zon zijn energie haalt uit <a style="cursor: pointer; text-decoration: underline;" onclick="window.open('');return false;">kernfusie door middel van de proton-protoncyclus. Per seconde worden ongeveer 3,6 × 1038 waterstofkernen omgezet in helium. De energieproductie komt overeen met deze van 3,8 × 1026 watt.
Energietransport
De energie die in het centrum geproduceerd wordt moet via convectie en straling zijn weg naar buiten vinden. Dit duurt volgens de gunstigste scenario's 17.000 jaar. Bij meer botsingen tussen deeltjes op de uitweg, kan het tot 50 miljoen jaar duren eer straling uit de kern het oppervlak bereikt.
Evenwichtstoestand
In het centrum heerst een evenwichtstoestand: er is zoveel kernfusie als 'nodig' om de zon in evenwicht te houden. Mocht de kernfusie versnellen, zou de kern zwellen en zal de fusie vertragen. Als de kernfusie vertraagt, krimpt de kern en wordt de kernfusie weer versneld.
Andere kenmerken
De temperatuur in het inwendige van de Zon is ongeveer 15 miljoen kelvin. De materie is gas dat als een plasma voorkomt. De dichtheid is er enorm hoog: ongeveer 150.000 kg/m³ (150 keer de dichtheid van vloeibaar water).
De kern Klik hier.
In de kern van de zon, een dichte plasmabol (geïoniseerd gas) van zo'n 400 000 km diameter waarin de kernfusie plaatsvindt, bedraagt de temperatuur zo'n 15 000 000 °C. De waterstof wordt er stilaan omgezet in helium.
In het centrum van de zon vinden volgende kernreacties plaats: - twee protonen vormen deuterium (H met 1 neutron), een positron (positief geladen elektron) en een neutrino
- een proton en een deuterium vormen He-3 (twee protonen en een neutron) plus een foton
- twee He-3 vormen He-4 (twee protonen en twee neutronen) plus twee protonen
85 % van de energie wordt op deze manier gevormd. De overige 15 % komt uit een andere reactie: - He-3 en He-4 vormen beryllium-7 (4 protonen en 3 neutronen) plus een foton
- beryllium-7 plus een electron wordt lithium-7 (3 protonen en 4 neutronen) plus een neutrino
- lithium-7 plus een proton wordt twee He-4 atomen
Bij deze reacties wordt massa omgezet in energie, volgens de bekende relativiteitsformule van Einstein: E=mc2.
De stralings- en convectiezone Klik hier.
De energie die in de kern wordt aangemaakt, verlaat de kern en trekt op zijn weg naar buiten eerst door de stralingszone. Daarin wordt de energie hoofdzakelijk doorgegeven door fotonen, die voortdurend geabsorbeerd en uitgestraald worden: een foton botst op een deeltje en wordt opgenomen, waarop het deeltje in een willekeurige richting een nieuw foton uitzendt, dat op zijn beurt op een ander deeltje botst en weer geabsorbeerd wordt. Tenslotte komt de energie onder de vorm van een foton aan in de convectiezone, de buitenste laag van de zon. Hier wordt de energie hoofdzakelijk door convectiestromen naar het oppervlak gebracht: stromen van heet gas die omhoog gaan terwijl afgekoeld gas weer naar beneden gaat.
De atmosfeer van de zon Klik hier.
Van wat er zich binnen in de zon afspeelt, kunnen wij natuurlijk niets zien. Alles wat we daarover weten, hebben we moeten afleiden uit wat we weten van de straling van de zon en van wat we zien gebeuren op de zon. Natuurlijk heeft de zon geen echt oppervlak waar je op kan staan: het is immers een gasbol. Wat we kunnen zien, is eigenlijk de atmosfeer. Die bestaat ook weer uit drie lagen: de fotosfeer, de chromosfeer en de corona. Verder beïnvloedt de zon het zonnestelsel door de zonnewind.
De fotosfeer Klik hier.
Op de fotosfeer, het zichtbare "oppervlak" van de zon, zijn allerlei fenomenen te observeren. Het opvallendste op de fotosfeer zijn zonnevlekken. Dit zijn plaatsen op het oppervlak waar de temperatuur minder hoog is: "slechts" zo'n 4 500 °C in plaats van 6 000 °C. Ze zijn eigenlijk helemaal niet donker, maar door het contrast met de veel helderdere omgeving lijken ze bruinachtig of zwart. Daarnaast kan je ook fakkelvelden op de zon zien: heldere vlekken op het oppervlak, die vooral goed zichtbaar zijn aan de rand van de zonneschijf. Zonnevlekken en fakkelvelden zijn een uiting van de zonneactiviteit.
We hebben zonnevlekken in alle maten en vormen, de ene met een complexere magnetische structuur dan de andere, maar hoe kan je nu weten of een zonnevlek een gevaar vormt voor grote uitbarstingen? Om onderscheid te kunnen maken zijn er regels opgesteld door de Mount Wilson observatorium in Californië, elk zonnevlek zal nu onder een bepaalde klasse ingedeeld worden.
De magnetische classificatie van zonnevlekken Klik hier.
De verscheidene classificaties:- α – Alpha of A: een unipolaire groep zonder penumbra.
- β – Bèta: een zonnevlekkengroep die zowel positieve als negatieve polariteit heeft (dit noemt men bipolair), met een eenvoudige scheiding tussen de polariteiten.
- γ – Gamma: een complexe actieve regio in welke de positieve en negatieve polariteiten zo onregelmatig verdeeld zijn dat dit niet als een bipolaire zonnevlekkengroep kan geclassificeerd worden.
- β-γ – Bèta-Gamma: een zonnevlekkengroep die bipolair is maar voldoende complex is dat geen enkele lijn kan getrokken worden tussen vlekken van omgekeerde polariteit.
- δ – Delta: de umbrae van omgekeerde polariteit in één enkele penumbra.
- β-δ – Bèta-Delta: een zonnevlekkengroep met een algemene beta magnetische configuratie maar één (of meer) delta zonnevlekken bevat.
- β-γ-δ – Bèta-Gamma-Delta: een zonnevlekkengroep met een beta-gamma configuratie maar één (of meer) delta zonnevlekken bevat.
- γ-δ – Gamma-Delta: een zonnevlekkengroep met een gamma configuratie maar één (of meer) delta zonnevlekken bevat.
Meer dan de helft van de waargenomen zonnevlekgroepen zijn alpha en bèta klasses, bij de grotere zonnevlekgroepen hebben meestal een klasse bèta, bèta-gamma of delta. Het is algemeen bekend dat delta zonnevlekgroepen zeer actief zijn en grote uitbarstingen kunnen veroorzaken.
De delta klasse
Deze is het meest interessant wegens de grote activiteit dat deze kunnen teweegbrengen. Aan de hand van volgend lijstje kan men zelf bepalen of een zonnevlek een delta klasse heeft: - Delta groepen zijn meestal groot en 90 procent van de vlekken met omgekeerde polariteit hebben een hoog activiteitsniveau, vooral wanneer er zich grote zonnevlammen voordoen. Deze hebben meestal een complex, ongewone of gebroken uitzicht van de umbra.
- Delta groepen vormen zich door het bijeenvoegen van zonnevlekken met omgekeerde polariteit van diverse dipolen, welke verbonden zijn met een gedeelde magnetische veldlijnen in plaats van directe krachtlijnen. Alle vlekken bevinden zich in het penumbrale gebied.
- Delta zonnevlekken gaan zelden langer mee dan een rotatie om de zon en leven veel minder lang dan andere vlekken van dezelfde grootte. Alhoewel dat er zich nieuwe delta vlekken kunnen vormen in hetzelfde gebied.
- Delta zonnevlekkengroepen scheiden zich meestal niet, maar sterven eerder aan elkaar gesloten.
- Actieve delta gebieden stralen heldere H-alpha emissies uit. Soms kan men een filament uit de groep zien komen.
Classificatiewaardes van zonnevlekken naar Malde
Het wolfgetal is een goede methode om de zonneactiviteit te meten. Men telt het aantal zichtbare vlekken (groot of klein), dit toevoegen met het aantal zonnevlekkengroepen vermenigvuldigd met een factor van 10. Een zogenaamde k factor wordt hierbij vermenigvuldigd en wordt gebruikt voor de apparatuur waarmee men heeft waargenomen want hoe groter de diameter van de telescoop is, hoe meer vlekken men kan zien. De formulie is als volgt:
R = k x ( 10 x g + f). Waar k de k-factor is, g het aantal groepen, f het aantal zonnevlekken en R het wolfgetal.)
Het systeem heeft verscheidene nadelen. Men telt alle vlekken die men ziet doorheen de telescoop maar er wordt geen aandacht besteed aan de grootte ervan. Een kleine vlek van bijvoorbeeld 30mvh (miljoenste van de visuele hemisfeer), welke de kleinste vlek is die men kan zien met een normale telescoop,wordt geteld als 1. Een grote vlek van ongeveer 300mvh ook als 1 geteld wordt. Elke amateur of professionele waarnemer die wat afweet van de zonnefysica weet dat de potentiële activiteit in de kleine vlek vele verschillen toont met deze van de grote vlek.
Dit is dan ook de hoofdreden waarom men een beter systeem zoekt die elke zonnevlekkengroep evalueert met hun potentieel voor overleving op de schijf. Een zwakke vlek met een korte en stille levenscyclus ten opzichte van een grote groep met een veel langere levensduur en een meer eruptieve levensloop.
De classificatiemethode werd "uitgevonden" als een project op 25 juli 1978 en onderging diverse verbeteringen om vanaf 15 augustus 1981 als betrouwbare classificatie verder te gaan.
Zonnevlekkengroepen krijgen de classificatie met het Zürich systeem met de letters A, B, C, D, E, F, H, en de letters G en J (Waldmeier). De classificatie in de moderne professionele zonne-astronomie voegt de klassen G en J toe in de letters E, F en H. In 1973 ontwikkelde Patrick S. McIntosh van de NOAA (National Oceanic & Atmospheric Administration) een veelomvattend systeem, het Zürich/McIntosh-classificatie, gebouwd op de 7 gewijzigde Zürich klasses met twee extra letters (McIntosh) die de zonnevlekkengroepen omschrijft wat betreft de magnetische complexiteit, de omvang en verspreiding. Het resultaat was 60 gedefinieerde zonnevlekkengroep classificaties, elk van de drie criteria (letters) vertellen hoe een zonnevlekgebied, bijvoorbeeld DKC, eruit kan zien op de zonneschijf.
Unipolair en bipolair - Unipolaire groep:
Een enkele vlek of een enkele compacte cluster van vlekken waarbij de grootste afstand tussen twee vlekken van de cluster de drie heliografische graden (Geometrie en zonscoördinaten) niet overschrijdt. In de gewijzigde Zürich H-klasse groepen wordt deze gemeten van de buitenste penumbrale rand van de grootste vlek naar de meest afgelegen vlek in de groep. Sterke nieuwe vlekken die duidelijk jonger zijn dan de nabije H-klasse vlek (zie verder penumbra: de grootste vlek) zijn meestal leden van een nieuw opkomende bipolaire groep en dient dan een gescheiden groep genoemd te worden. - Bipolaire groep:
Twee vlekken of een cluster van meerdere vlekken die zich uitstrekt ruwweg ten oost-westen met de hoofd-as en de lengte van 3 heliografische graden overschrijdt. Een vlek van de H-klasse kan een diameter hebben van 3 graden, dus een bipolaire groep van de H-klasse moet de 5 graden in lengte overschrijden.
De gewijzigde Zürich klasse (eerste hoofdletter)- A = Een unipolaire groep zonder penumbra.
- B = Een bipolaire groep zonder penumbra (geen limiet op de omvang).
- C = Een bipolaire groep met penumbra op vlekken van één polariteit, meestal op vlekken op slechts één einde van een uitgestrekte groep. Klasse C groepen worden compacte klasse D wanneer de penumbra de 5 graden in lengtegraadomvang overschrijd. Er is geen limiet aan de lengte van C klasse groepen.
- D = Een bipolaire groep met penumbra op vlekken van beide polariteiten, meestal op vlekken aan beide einden van een uitgestrekte groep. De lengte overschrijdt niet de 10 graden van de heliografische lengtegraad.
- E = Een bipolaire groep met penumbra rond vlekken van beide polariteiten en met een lengte tussen de 10 en 15 heliografische graden.
- F = Een bipolaire groep met penumbra rond vlekken van beide polariteiten en met een lengte die de 15 heliografische graden overschrijdt.
- H = Een unipolaire groep met penumbra. Volgvlekken zijn minder dan drie heliografische graden verwijderd van de penumbra van de hoofdvlek. De principiële vlekken zijn nagenoeg altijd de leidende vlekken die overbleven van een oude bipolaire groep. Klasse H groepen kunnen compacte klasse D worden wanneer de penumbra de 5 graden in lengtegraadomvang overschrijd.
Opmerking: Merk op dat de klassen G en J (Waldmeier 1925) ontbreken. Klasse G groepen worden toegevoegd in de omschrijving van klasse E en F, klasse J groepen worden toegevoegd in klasse H.
Penumbra: De grootste vlek (tweede hoofdletter)
- X = een penumbra. De breedte van het grijze gebied dat aan de vlekken grenst moet de drie boogseconden overschrijden om geclassificeerd te worden als een penumbra.
- R = De penumbra is rudimentair (onvolledig, ongewoon). Het is meestal onvolledig, ongewoon in vorm en is zo smal als drie boogseconden. Helderdere intensiteit dan normale penumbra en heeft een granulaire of gevlekte fijne structuur. Rudimentaire penumbra stelt de overgang voor tussen fotosferische granulatie en filamentaire penumbra. De herkenning hiervan vereist fotografie of directe waarnemingen met de telescoop (geen waarneming op basis van projectie van de zon).
- S = Symmetrisch, bijna cirkelvormige penumbra met filamentaire fijne structuur en een vlekdiameter die de 2,5 heliografische graden niet overschrijd? De umbrae vormen een compacte cluster nabij het centrum van de penumbra. Alsook elliptische penumbrae zijn erg symmetrisch over een enkele umbra. Vlekken met een symmetrische penumbra veranderen erg traag.
- A = Asymmetrische of complexe penumbra met een filamentaire fijne structuur en een vlekdiameter langsheen een zonnemeridiaan die de 2,5 heliografische graden niet overschrijd. Asymmetrische penumbra is ongewoon in vorm of duidelijk ovaalvormig (niet cirkelvormig) met twee of meerdere umbrae erin versplinterd. Asymmetrische vlekken veranderen typisch van dag tot dag.
- H = Een grote symmetrische penumbra met een diameter groter dan 2,5 heliografische graden. Anders dan de grootte zijn de karakteristieken gelijk aan de S klasse penumbra.
- K = Een grote asymmetrische penumbra met een diameter groter dan 2,5 heliografische graden. Anders dan de grootte zijn de karakteristieken gelijk aan de A klasse penumbra. Wanneer de lengtegraadomvang van de penumbra de vijf heliografische graden overschrijd is het haast zeker dat beide magnetische polariteiten aanwezig zijn binnen de penumbra en de classificatie wordt dan DKC, EKC of FKC.
Zonnevlek verspreiding (derde hoofdletter)- X = Enkele vlek.
- O = Een open zonnevlekverspreiding. Het gebied tussen de leidende en volgende einden van de groep is vrij van vlekken zodat de groep duidelijk gescheiden lijkt in twee gebieden van omgekeerde magnetische polariteit. Een open verspreiding geeft een relatief laag magnetische veld aan rond de lijn waar de polariteit omkeert.
- I = Een gemiddelde vlekverspreiding. Sommige vlekken ligen tussen de leidende en volgende einden van de groep maar geen van hen bezit een penumbra.
- C = Een compacte vlekverspreiding. Het gebied tussen de leidende en volgende einden van de zonnevlekkengroep bevat vele sterke vlekken, met minstens één binnenste vlek die een penumbra bezit. Een extreme vorm van compacte verspreiding heeft de volledige vlekkengroep in een penumbraal gebied liggen. Een compacte zonnevlekverspreiding geeft een relatief sterk magnetisch veld aan langsheen de lijn waar de polariteit omkeert.
De eerste letter van de McIntosh classificatie is de Brunner classificatie met volgende uitzonderingen:
ERO, FRO, ESO, FSO, EAO, FAO, EHO, FHO, EKO, FKO = Brunner klasse G
HRX, HSX, HAX = Brunner klasse J
Het classificatiewaardesysteem (CV) na Malde systeem
Het classificatiewaardesysteem heeft als doel om het Zürich/McIntosh-classificatiesysteem met zijn 60 klasses te verbeteren door deze af te wegen met berekende getallen. Een klasse zoals de kleinste vlek AXX kan enkel als 1 geteld worden terwijl de meest complexe/best overlevende groep FHC een waarde heeft van 60. Alle klasses worden geplaatst in logische volgorde. De CV waarde geeft de perioden weer waar we vele sterke zonnevlekkengroepen hadden, of wanneer we vele maar kleine groepen hadden.
Een ander fenomeen op de fotosfeer is granulatie, het korrelig uitzicht van de fotosfeer. De granulen zijn de toppen van de convectiestromen die voorkomen in de convectiezone. Een granule is typisch een duizendtal kilometer in diameter. Met speciale technieken zijn ook grotere structuren waarneembaar: super-granulen met een diameter van 30 000 km. Deze wijzen op de convectiestructuur dieper in de zon.
Merk op dat de fotosfeer overeenkomt met de schil van de zonnegasbol die net niet meer doorzichtig is in wit licht. In andere kleuren en golflengten is het "oppervlak" van de zon iets hoger of iets dieper gelegen. De fotosfeer is trouwens enkele honderden kilometer dik. In het centrum van de zonneschijf kunnen we het diepst in de fotosfeer kijken, aan de randen van de schijf kijken we minder diep, en zien we dus hogergelegen, iets koelere lagen van de fotosfeer. Dit verklaart de randverzwakking die we kunnen waarnemen op de zonneschijf.
De fotosfeer ligt nog redelijk "diep" in de gasbol die de zon is: de krachten ten gevolge van de gasdruk overheersen er. Daarom lijkt de fotosfeer een perfecte bol, en zijn zonnefakkels en zonnevlekken erg vlakke verschijnselen.
De chromosfeer Klik hier.
Boven de fotosfeer bevindt zich de chromosfeer, eigenlijk de echte atmosfeer van de zon. De temperatuur loopt hier op tot 12 000 °C, een gevolg van uitbarstingen op de fotosfeer, spicules genoemd, die hete gasdeeltjes in de chromosfeer brengen. De chromosfeer toont ook regelmatig uitbarstingen onder de vorm van protuberansen.
In de chromosfeer is de gasdruk een stuk lager dan in de fotosfeer. De structuren in de chromosfeer worden er hoofdzakelijk bepaald door de magnetische krachten. Vandaar dat sterke afwijkingen van de bolvorm, zoals protuberansen, er mogelijk zijn.
Spicule Klik hier.
Een spicule is een dynamische straal van ongeveer 500 km diameter op de zon. Hij beweegt naar boven op ongeveer 20 km / s van de fotosfeer. Ze werden ontdekt in 1877 door pater Angelo Secchi van de Vaticaanse Observatorium in Rome. Spicules bestaan voor ongeveer 5-10 minuten. Op een bepaald moment zijn er ongeveer 60.000 tot 70.000 actieve spicules op de zon, een individuele spicule bereikt 3.000-10.000 km hoogte boven de fotosfeer.
De corona Klik hier.
In de ruime omgeving van de zon tenslotte vinden we de corona. Deze reikt vele miljoenen kilometers de ruimte in, en is gemakkelijk vijf keer zo groot als de zon zelf. De corona is extreem heet, zo'n 2 miljoen graden, maar ook heel erg ijl. Hij is ook spectaculair mooi, maar wordt meestal door de zon overstraald. Slechts bij een totale zonsverduistering, als het licht van de zon wordt geblokkeerd door de maan, kunnen we de corona zien.
De corona is niet gelijkmatig verdeeld om de zon. Hij vertoont jets, en heeft een structuur die verandert naargelang het tijdstip in de zonnecyclus. Bovendien vertoont hij soms grote gaten, waar schijnbaar geen corona is. Coronale gaten zijn gebieden waar de magnetische veldlijnen van de zon niet terugkeren naar de zon, maar rechtstreeks de interplanetaire ruimte intrekken. Deeltjes zitten er dus niet gevangen in de coronale structuur, en kunnen rechtstreeks de interplanetaire ruimte intrekken. Op die manier versterken coronale gaten de zonnewind.
De zonnewind Klik hier.
Deeltjes uit de buitenste delen van de corona ontsnappen aan de aantrekking van de zon, en worden de interplanetaire ruimte ingestuurd onder de vorm van de zonnewind. Daarnaast zijn er nog een aantal verschijnselen die voor extra zonnewind kunnen zorgen, zoals coronale gaten, CME's, of flares.
Coronale gaten Klik hier.
Zijn "donkere" coronale gebieden van de Zon met open magnetische veldlijnen. Gedurende het minimum van de zonnecyclus zijn ze beperkt tot de poolgebieden van de Zon terwijl ze tijdens het maximum op alle breedtegraden kunnen voorkomen. De snelle zonnewinden (tot 900 km/seconde) zijn afkomstig van de coronale gaten en worden als de voornaamste oorzaak van het 'zich herhalend' type van geomagnetische activiteit beschouwd (Heeft te maken met de zonnerotatie in ongeveer 27 dagen. De Zon kent een differentiële rotatie. Aan de polen duurt een rotatie ongeveer 35 dagen.).
Coronale Massa-Emissie (Coronal mass ejection (CME)) Klik hier.
Zijn reusachtige bellen van elektrisch geladen gas (plasma) die vanuit de zonnecorona in een tijdspanne van verscheidene uren worden uitgestoten. Ze kunnen snelheden halen van 20 tot 2000 km per seconde. De massa die tijdens een CME wordt uitegestoten is in de orde van een miljard ton. Ze ontstaan waarschijnlijk wanneer de magnetische veldlijnen geassocieerd met een zonnevlek verstrengeld raken en energie vrijmaken via magnetische 'reconnectie'. CME's die gericht zijn op de Aarde veroorzaken magnetische stormen bij de interactie met het magnetisch veld van de Aarde. Het magnetisch veld wordt meer uitgerekt en elektrisch geladen deeltjes die zijn gevangen in het magnetisch veld, worden versneld. Tijdens het maximum van de zonnecyclus zijn er ongeveer vijf keer meer CME's dan tijdens het minimum. De meeste geomagnetische stormen zijn ontstaan door CME's die in op de Aarde zijn gericht.
Flares of zonnevlammen
Wanneer een sterke magnetische structuur ten gevolge van vervormingskrachten het plots begeeft, doet er zich een soort ontploffing voor, waarbij de temperatuur kan oplopen tot 40 000 000 °C en er kortstondig kernreacties kunnen plaatsvinden. Zo'n flare kan een portie zonnematerie aan hoge snelheid de ruimte inslingeren.
De snelheid en dichtheid van de zonnewind hangt hierdoor sterk af van de zonneactiviteit. De deeltjes in de zonnewind zijn elektrisch geladen (vooral protonen en elektronen), wat bepalend is voor hun invloed in het zonnestelsel. Zo zal de zonnewind komeetstaarten wegduwen, zodat deze van de zon weg wijzen. Wanneer de zonnewind in snelheid en dichtheid toeneemt, kan dit ook voor de aarde en andere planeten een effect hebben. De deeltjes worden namelijk ingevangen door het magnetisch veld van de planeten, en naar de planeetpolen geleid. Wanneer ze daar in de atmosfeer geschoten worden, ontstaat poollicht.
Zonnebeving
De zon is onderhevig aan zonnebevingen zoals de aarde haar aardbevingen kent, maar de oorsprong is anders. Dat de zon beeft, werd in 1973 ontdekt door Robert H. Dicke die trachtte te achterhalen of de Zon enige afplatting vertoonde. De equator zet uit en krimpt in terwijl de polen afplatten en uitstulpen met maximum 5 km met een snelheid van 10 kilometer per seconde. Daardoor zijn metingen van de afplatting zeer moeilijk en foutgevoelig.
Magnetisch veld van de zon
Evenals onze planeet heeft de zon een magnetisch veld. Omdat de polen van dit veld zich op aarde langdurig op dezelfde plek bevinden is het kompas een betrouwbaar instrument. De magnetische polen van de zon wisselen echter ruwweg om de elf jaar van plaats. Tijdens de periode waarin deze verandering plaatsvindt is er sprake van een hoge zonneactiviteit. Die uit zich in de aanwezigheid van zonnevlekken, energierijke uitbarstingen en een hoge snelheid van de 'zonnewind'.
De zon heeft een enorme rotatiesnelheid: aan de equator maakt zij in iets minder dan een maand één omwenteling. De aarde doet dit in slechts 24 uur!. De diameter van de zon is echter bijna 1000 keer die van de aarde waardoor aan het oppervlak van de ster een enorme snelheid wordt bereikt. Dit 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.
Als gevolg van het verwikkelen 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 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 energietoevoer vanuit het binnenste gedeeltelijk blokkeren.
Deze 'zonnevlekken' transporteren zuidgerichte velden naar de noordpool en noordgerichte velden naar de zuidpool. Hierdoor wordt het veld onstabiel, wat zich uiteindelijk uit in het omwisselen van de twee polen. Het magnetisch veld van onze ster is uit de war gehaald en het hele proces begint weer van voren af aan.
Meer gegevens over de zon:
Wikipedia. Klik hier en Klik hier.
Hemel waarnemen. Klik hier.
| Enkele cijfers | |
| Leeftijd | 5 miljard jaar |
| Massa | 1,991 × 1030 kg (1989 quadriljoen ton), 332.946 × de aarde) |
| Diameter | 1 392 000 km (109 × de aarde) |
| Volume | 1,4121027 kubieke meter (1,3 miljoen × de aarde) |
| Oppervlaktetemperatuur | 6 000 °C |
| Temperatuur in kern | 15 000 000 °C |
Ontstaan en levensloop Klik hier.De zon is ontstaan uit het samenkrimpen van een grote interstellaire gaswolk onder invloed van haar eigen zwaartekracht. De gaswolk bestond voor het grootste deel uit waterstof (H) en helium (He), de meest voorkomende elementen in het heelal. Door het inkrimpen van de wolk werden temperatuur en dichtheid in het centrum ervan steeds hoger, tot deze zó hoog werden dat er kernfusie mogelijk werd: als waterstofatomen voldoende hevig met mekaar botsen, smelten ze samen om uiteindelijk heliumatomen te vormen. Dit is een proces waarbij veel energie vrijkomt, en deze energie wordt uiteindelijk door de zon uitgestraald onder verschillende vormen van elektromagnetische straling: X-stralen, ultraviolet licht, zichtbaar licht, infrarood licht, microgolven en radiogolven.
Op deze manier straalt de zon al 5 miljard jaar stabiel licht en warmte uit. Bovendien is er in de kern nog voldoende waterstof voorhanden voor nog eens 5 miljard jaar. De zon is nu 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:
Het inwendige van de zon
Met de kern wordt, vanaf het centrum van de Zon, alles bedoeld dat binnen een afstand van 20 percent van de straal van de Zon ligt. Binnen de kern wordt 91 percent van alle energie van de Zon geproduceerd en binnen de binnenste dertig percent van de straal wordt zowat 100 percent van alle energie geproduceerd.
Energieproductie
Vóór het midden van de negentiende eeuw dacht men dat de Zon zijn energie kreeg uit het verbranden van steenkool, maar dat idee was niet langer houdbaar nadat men de leeftijd van de zon kende (circa vijf miljard jaar). Een zon uit steenkool (met een diameter van 1,3 miljoen km) zou nooit zo lang kunnen schijnen, maximaal ongeveer 100.000 jaar (indien de verbranding van koolstof in zuivere zuurstof zou gebeuren). Nu weet men dat de Zon zijn energie haalt uit <a style="cursor: pointer; text-decoration: underline;" onclick="window.open('');return false;">kernfusie door middel van de proton-protoncyclus. Per seconde worden ongeveer 3,6 × 1038 waterstofkernen omgezet in helium. De energieproductie komt overeen met deze van 3,8 × 1026 watt.
Energietransport
De energie die in het centrum geproduceerd wordt moet via convectie en straling zijn weg naar buiten vinden. Dit duurt volgens de gunstigste scenario's 17.000 jaar. Bij meer botsingen tussen deeltjes op de uitweg, kan het tot 50 miljoen jaar duren eer straling uit de kern het oppervlak bereikt.
Evenwichtstoestand
In het centrum heerst een evenwichtstoestand: er is zoveel kernfusie als 'nodig' om de zon in evenwicht te houden. Mocht de kernfusie versnellen, zou de kern zwellen en zal de fusie vertragen. Als de kernfusie vertraagt, krimpt de kern en wordt de kernfusie weer versneld.
Andere kenmerken
De temperatuur in het inwendige van de Zon is ongeveer 15 miljoen kelvin. De materie is gas dat als een plasma voorkomt. De dichtheid is er enorm hoog: ongeveer 150.000 kg/m³ (150 keer de dichtheid van vloeibaar water).
De kern Klik hier.
In de kern van de zon, een dichte plasmabol (geïoniseerd gas) van zo'n 400 000 km diameter waarin de kernfusie plaatsvindt, bedraagt de temperatuur zo'n 15 000 000 °C. De waterstof wordt er stilaan omgezet in helium.
In het centrum van de zon vinden volgende kernreacties plaats:
- twee protonen vormen deuterium (H met 1 neutron), een positron (positief geladen elektron) en een neutrino
- een proton en een deuterium vormen He-3 (twee protonen en een neutron) plus een foton
- twee He-3 vormen He-4 (twee protonen en twee neutronen) plus twee protonen
85 % van de energie wordt op deze manier gevormd. De overige 15 % komt uit een andere reactie:
- He-3 en He-4 vormen beryllium-7 (4 protonen en 3 neutronen) plus een foton
- beryllium-7 plus een electron wordt lithium-7 (3 protonen en 4 neutronen) plus een neutrino
- lithium-7 plus een proton wordt twee He-4 atomen
Bij deze reacties wordt massa omgezet in energie, volgens de bekende relativiteitsformule van Einstein: E=mc2.
De stralings- en convectiezone Klik hier.
De energie die in de kern wordt aangemaakt, verlaat de kern en trekt op zijn weg naar buiten eerst door de stralingszone. Daarin wordt de energie hoofdzakelijk doorgegeven door fotonen, die voortdurend geabsorbeerd en uitgestraald worden: een foton botst op een deeltje en wordt opgenomen, waarop het deeltje in een willekeurige richting een nieuw foton uitzendt, dat op zijn beurt op een ander deeltje botst en weer geabsorbeerd wordt. Tenslotte komt de energie onder de vorm van een foton aan in de convectiezone, de buitenste laag van de zon. Hier wordt de energie hoofdzakelijk door convectiestromen naar het oppervlak gebracht: stromen van heet gas die omhoog gaan terwijl afgekoeld gas weer naar beneden gaat.
De atmosfeer van de zon Klik hier.
Van wat er zich binnen in de zon afspeelt, kunnen wij natuurlijk niets zien. Alles wat we daarover weten, hebben we moeten afleiden uit wat we weten van de straling van de zon en van wat we zien gebeuren op de zon. Natuurlijk heeft de zon geen echt oppervlak waar je op kan staan: het is immers een gasbol. Wat we kunnen zien, is eigenlijk de atmosfeer. Die bestaat ook weer uit drie lagen: de fotosfeer, de chromosfeer en de corona. Verder beïnvloedt de zon het zonnestelsel door de zonnewind.
De fotosfeer Klik hier.
Op de fotosfeer, het zichtbare "oppervlak" van de zon, zijn allerlei fenomenen te observeren. Het opvallendste op de fotosfeer zijn zonnevlekken. Dit zijn plaatsen op het oppervlak waar de temperatuur minder hoog is: "slechts" zo'n 4 500 °C in plaats van 6 000 °C. Ze zijn eigenlijk helemaal niet donker, maar door het contrast met de veel helderdere omgeving lijken ze bruinachtig of zwart. Daarnaast kan je ook fakkelvelden op de zon zien: heldere vlekken op het oppervlak, die vooral goed zichtbaar zijn aan de rand van de zonneschijf. Zonnevlekken en fakkelvelden zijn een uiting van de zonneactiviteit.
We hebben zonnevlekken in alle maten en vormen, de ene met een complexere magnetische structuur dan de andere, maar hoe kan je nu weten of een zonnevlek een gevaar vormt voor grote uitbarstingen? Om onderscheid te kunnen maken zijn er regels opgesteld door de Mount Wilson observatorium in Californië, elk zonnevlek zal nu onder een bepaalde klasse ingedeeld worden.
De magnetische classificatie van zonnevlekken Klik hier.De verscheidene classificaties:
- α – Alpha of A: een unipolaire groep zonder penumbra.
- β – Bèta: een zonnevlekkengroep die zowel positieve als negatieve polariteit heeft (dit noemt men bipolair), met een eenvoudige scheiding tussen de polariteiten.
- γ – Gamma: een complexe actieve regio in welke de positieve en negatieve polariteiten zo onregelmatig verdeeld zijn dat dit niet als een bipolaire zonnevlekkengroep kan geclassificeerd worden.
- β-γ – Bèta-Gamma: een zonnevlekkengroep die bipolair is maar voldoende complex is dat geen enkele lijn kan getrokken worden tussen vlekken van omgekeerde polariteit.
- δ – Delta: de umbrae van omgekeerde polariteit in één enkele penumbra.
- β-δ – Bèta-Delta: een zonnevlekkengroep met een algemene beta magnetische configuratie maar één (of meer) delta zonnevlekken bevat.
- β-γ-δ – Bèta-Gamma-Delta: een zonnevlekkengroep met een beta-gamma configuratie maar één (of meer) delta zonnevlekken bevat.
- γ-δ – Gamma-Delta: een zonnevlekkengroep met een gamma configuratie maar één (of meer) delta zonnevlekken bevat.
Meer dan de helft van de waargenomen zonnevlekgroepen zijn alpha en bèta klasses, bij de grotere zonnevlekgroepen hebben meestal een klasse bèta, bèta-gamma of delta. Het is algemeen bekend dat delta zonnevlekgroepen zeer actief zijn en grote uitbarstingen kunnen veroorzaken.
De delta klasse
Deze is het meest interessant wegens de grote activiteit dat deze kunnen teweegbrengen. Aan de hand van volgend lijstje kan men zelf bepalen of een zonnevlek een delta klasse heeft:
- Delta groepen zijn meestal groot en 90 procent van de vlekken met omgekeerde polariteit hebben een hoog activiteitsniveau, vooral wanneer er zich grote zonnevlammen voordoen. Deze hebben meestal een complex, ongewone of gebroken uitzicht van de umbra.
- Delta groepen vormen zich door het bijeenvoegen van zonnevlekken met omgekeerde polariteit van diverse dipolen, welke verbonden zijn met een gedeelde magnetische veldlijnen in plaats van directe krachtlijnen. Alle vlekken bevinden zich in het penumbrale gebied.
- Delta zonnevlekken gaan zelden langer mee dan een rotatie om de zon en leven veel minder lang dan andere vlekken van dezelfde grootte. Alhoewel dat er zich nieuwe delta vlekken kunnen vormen in hetzelfde gebied.
- Delta zonnevlekkengroepen scheiden zich meestal niet, maar sterven eerder aan elkaar gesloten.
- Actieve delta gebieden stralen heldere H-alpha emissies uit. Soms kan men een filament uit de groep zien komen.
Classificatiewaardes van zonnevlekken naar Malde
Het wolfgetal is een goede methode om de zonneactiviteit te meten. Men telt het aantal zichtbare vlekken (groot of klein), dit toevoegen met het aantal zonnevlekkengroepen vermenigvuldigd met een factor van 10. Een zogenaamde k factor wordt hierbij vermenigvuldigd en wordt gebruikt voor de apparatuur waarmee men heeft waargenomen want hoe groter de diameter van de telescoop is, hoe meer vlekken men kan zien. De formulie is als volgt:
R = k x ( 10 x g + f). Waar k de k-factor is, g het aantal groepen, f het aantal zonnevlekken en R het wolfgetal.)
Het systeem heeft verscheidene nadelen. Men telt alle vlekken die men ziet doorheen de telescoop maar er wordt geen aandacht besteed aan de grootte ervan. Een kleine vlek van bijvoorbeeld 30mvh (miljoenste van de visuele hemisfeer), welke de kleinste vlek is die men kan zien met een normale telescoop,wordt geteld als 1. Een grote vlek van ongeveer 300mvh ook als 1 geteld wordt. Elke amateur of professionele waarnemer die wat afweet van de zonnefysica weet dat de potentiële activiteit in de kleine vlek vele verschillen toont met deze van de grote vlek.
Dit is dan ook de hoofdreden waarom men een beter systeem zoekt die elke zonnevlekkengroep evalueert met hun potentieel voor overleving op de schijf. Een zwakke vlek met een korte en stille levenscyclus ten opzichte van een grote groep met een veel langere levensduur en een meer eruptieve levensloop.
De classificatiemethode werd "uitgevonden" als een project op 25 juli 1978 en onderging diverse verbeteringen om vanaf 15 augustus 1981 als betrouwbare classificatie verder te gaan.
Zonnevlekkengroepen krijgen de classificatie met het Zürich systeem met de letters A, B, C, D, E, F, H, en de letters G en J (Waldmeier). De classificatie in de moderne professionele zonne-astronomie voegt de klassen G en J toe in de letters E, F en H. In 1973 ontwikkelde Patrick S. McIntosh van de NOAA (National Oceanic & Atmospheric Administration) een veelomvattend systeem, het Zürich/McIntosh-classificatie, gebouwd op de 7 gewijzigde Zürich klasses met twee extra letters (McIntosh) die de zonnevlekkengroepen omschrijft wat betreft de magnetische complexiteit, de omvang en verspreiding. Het resultaat was 60 gedefinieerde zonnevlekkengroep classificaties, elk van de drie criteria (letters) vertellen hoe een zonnevlekgebied, bijvoorbeeld DKC, eruit kan zien op de zonneschijf.
Unipolair en bipolair
- Unipolaire groep:
Een enkele vlek of een enkele compacte cluster van vlekken waarbij de grootste afstand tussen twee vlekken van de cluster de drie heliografische graden (Geometrie en zonscoördinaten) niet overschrijdt. In de gewijzigde Zürich H-klasse groepen wordt deze gemeten van de buitenste penumbrale rand van de grootste vlek naar de meest afgelegen vlek in de groep. Sterke nieuwe vlekken die duidelijk jonger zijn dan de nabije H-klasse vlek (zie verder penumbra: de grootste vlek) zijn meestal leden van een nieuw opkomende bipolaire groep en dient dan een gescheiden groep genoemd te worden. - Bipolaire groep:
Twee vlekken of een cluster van meerdere vlekken die zich uitstrekt ruwweg ten oost-westen met de hoofd-as en de lengte van 3 heliografische graden overschrijdt. Een vlek van de H-klasse kan een diameter hebben van 3 graden, dus een bipolaire groep van de H-klasse moet de 5 graden in lengte overschrijden.
De gewijzigde Zürich klasse (eerste hoofdletter)
- A = Een unipolaire groep zonder penumbra.
- B = Een bipolaire groep zonder penumbra (geen limiet op de omvang).
- C = Een bipolaire groep met penumbra op vlekken van één polariteit, meestal op vlekken op slechts één einde van een uitgestrekte groep. Klasse C groepen worden compacte klasse D wanneer de penumbra de 5 graden in lengtegraadomvang overschrijd. Er is geen limiet aan de lengte van C klasse groepen.
- D = Een bipolaire groep met penumbra op vlekken van beide polariteiten, meestal op vlekken aan beide einden van een uitgestrekte groep. De lengte overschrijdt niet de 10 graden van de heliografische lengtegraad.
- E = Een bipolaire groep met penumbra rond vlekken van beide polariteiten en met een lengte tussen de 10 en 15 heliografische graden.
- F = Een bipolaire groep met penumbra rond vlekken van beide polariteiten en met een lengte die de 15 heliografische graden overschrijdt.
- H = Een unipolaire groep met penumbra. Volgvlekken zijn minder dan drie heliografische graden verwijderd van de penumbra van de hoofdvlek. De principiële vlekken zijn nagenoeg altijd de leidende vlekken die overbleven van een oude bipolaire groep. Klasse H groepen kunnen compacte klasse D worden wanneer de penumbra de 5 graden in lengtegraadomvang overschrijd.
Opmerking: Merk op dat de klassen G en J (Waldmeier 1925) ontbreken. Klasse G groepen worden toegevoegd in de omschrijving van klasse E en F, klasse J groepen worden toegevoegd in klasse H.
Penumbra: De grootste vlek (tweede hoofdletter)
- X = een penumbra. De breedte van het grijze gebied dat aan de vlekken grenst moet de drie boogseconden overschrijden om geclassificeerd te worden als een penumbra.
- R = De penumbra is rudimentair (onvolledig, ongewoon). Het is meestal onvolledig, ongewoon in vorm en is zo smal als drie boogseconden. Helderdere intensiteit dan normale penumbra en heeft een granulaire of gevlekte fijne structuur. Rudimentaire penumbra stelt de overgang voor tussen fotosferische granulatie en filamentaire penumbra. De herkenning hiervan vereist fotografie of directe waarnemingen met de telescoop (geen waarneming op basis van projectie van de zon).
- S = Symmetrisch, bijna cirkelvormige penumbra met filamentaire fijne structuur en een vlekdiameter die de 2,5 heliografische graden niet overschrijd? De umbrae vormen een compacte cluster nabij het centrum van de penumbra. Alsook elliptische penumbrae zijn erg symmetrisch over een enkele umbra. Vlekken met een symmetrische penumbra veranderen erg traag.
- A = Asymmetrische of complexe penumbra met een filamentaire fijne structuur en een vlekdiameter langsheen een zonnemeridiaan die de 2,5 heliografische graden niet overschrijd. Asymmetrische penumbra is ongewoon in vorm of duidelijk ovaalvormig (niet cirkelvormig) met twee of meerdere umbrae erin versplinterd. Asymmetrische vlekken veranderen typisch van dag tot dag.
- H = Een grote symmetrische penumbra met een diameter groter dan 2,5 heliografische graden. Anders dan de grootte zijn de karakteristieken gelijk aan de S klasse penumbra.
- K = Een grote asymmetrische penumbra met een diameter groter dan 2,5 heliografische graden. Anders dan de grootte zijn de karakteristieken gelijk aan de A klasse penumbra. Wanneer de lengtegraadomvang van de penumbra de vijf heliografische graden overschrijd is het haast zeker dat beide magnetische polariteiten aanwezig zijn binnen de penumbra en de classificatie wordt dan DKC, EKC of FKC.
Zonnevlek verspreiding (derde hoofdletter)
- X = Enkele vlek.
- O = Een open zonnevlekverspreiding. Het gebied tussen de leidende en volgende einden van de groep is vrij van vlekken zodat de groep duidelijk gescheiden lijkt in twee gebieden van omgekeerde magnetische polariteit. Een open verspreiding geeft een relatief laag magnetische veld aan rond de lijn waar de polariteit omkeert.
- I = Een gemiddelde vlekverspreiding. Sommige vlekken ligen tussen de leidende en volgende einden van de groep maar geen van hen bezit een penumbra.
- C = Een compacte vlekverspreiding. Het gebied tussen de leidende en volgende einden van de zonnevlekkengroep bevat vele sterke vlekken, met minstens één binnenste vlek die een penumbra bezit. Een extreme vorm van compacte verspreiding heeft de volledige vlekkengroep in een penumbraal gebied liggen. Een compacte zonnevlekverspreiding geeft een relatief sterk magnetisch veld aan langsheen de lijn waar de polariteit omkeert.
De eerste letter van de McIntosh classificatie is de Brunner classificatie met volgende uitzonderingen:
ERO, FRO, ESO, FSO, EAO, FAO, EHO, FHO, EKO, FKO = Brunner klasse G
HRX, HSX, HAX = Brunner klasse J
Het classificatiewaardesysteem (CV) na Malde systeem
Het classificatiewaardesysteem heeft als doel om het Zürich/McIntosh-classificatiesysteem met zijn 60 klasses te verbeteren door deze af te wegen met berekende getallen. Een klasse zoals de kleinste vlek AXX kan enkel als 1 geteld worden terwijl de meest complexe/best overlevende groep FHC een waarde heeft van 60. Alle klasses worden geplaatst in logische volgorde. De CV waarde geeft de perioden weer waar we vele sterke zonnevlekkengroepen hadden, of wanneer we vele maar kleine groepen hadden.
Een ander fenomeen op de fotosfeer is granulatie, het korrelig uitzicht van de fotosfeer. De granulen zijn de toppen van de convectiestromen die voorkomen in de convectiezone. Een granule is typisch een duizendtal kilometer in diameter. Met speciale technieken zijn ook grotere structuren waarneembaar: super-granulen met een diameter van 30 000 km. Deze wijzen op de convectiestructuur dieper in de zon.
Merk op dat de fotosfeer overeenkomt met de schil van de zonnegasbol die net niet meer doorzichtig is in wit licht. In andere kleuren en golflengten is het "oppervlak" van de zon iets hoger of iets dieper gelegen. De fotosfeer is trouwens enkele honderden kilometer dik. In het centrum van de zonneschijf kunnen we het diepst in de fotosfeer kijken, aan de randen van de schijf kijken we minder diep, en zien we dus hogergelegen, iets koelere lagen van de fotosfeer. Dit verklaart de randverzwakking die we kunnen waarnemen op de zonneschijf.
De fotosfeer ligt nog redelijk "diep" in de gasbol die de zon is: de krachten ten gevolge van de gasdruk overheersen er. Daarom lijkt de fotosfeer een perfecte bol, en zijn zonnefakkels en zonnevlekken erg vlakke verschijnselen.
De chromosfeer Klik hier.
Boven de fotosfeer bevindt zich de chromosfeer, eigenlijk de echte atmosfeer van de zon. De temperatuur loopt hier op tot 12 000 °C, een gevolg van uitbarstingen op de fotosfeer, spicules genoemd, die hete gasdeeltjes in de chromosfeer brengen. De chromosfeer toont ook regelmatig uitbarstingen onder de vorm van protuberansen.
In de chromosfeer is de gasdruk een stuk lager dan in de fotosfeer. De structuren in de chromosfeer worden er hoofdzakelijk bepaald door de magnetische krachten. Vandaar dat sterke afwijkingen van de bolvorm, zoals protuberansen, er mogelijk zijn.
Spicule Klik hier.
Een spicule is een dynamische straal van ongeveer 500 km diameter op de zon. Hij beweegt naar boven op ongeveer 20 km / s van de fotosfeer. Ze werden ontdekt in 1877 door pater Angelo Secchi van de Vaticaanse Observatorium in Rome. Spicules bestaan voor ongeveer 5-10 minuten. Op een bepaald moment zijn er ongeveer 60.000 tot 70.000 actieve spicules op de zon, een individuele spicule bereikt 3.000-10.000 km hoogte boven de fotosfeer.
De corona Klik hier.
In de ruime omgeving van de zon tenslotte vinden we de corona. Deze reikt vele miljoenen kilometers de ruimte in, en is gemakkelijk vijf keer zo groot als de zon zelf. De corona is extreem heet, zo'n 2 miljoen graden, maar ook heel erg ijl. Hij is ook spectaculair mooi, maar wordt meestal door de zon overstraald. Slechts bij een totale zonsverduistering, als het licht van de zon wordt geblokkeerd door de maan, kunnen we de corona zien.
De corona is niet gelijkmatig verdeeld om de zon. Hij vertoont jets, en heeft een structuur die verandert naargelang het tijdstip in de zonnecyclus. Bovendien vertoont hij soms grote gaten, waar schijnbaar geen corona is. Coronale gaten zijn gebieden waar de magnetische veldlijnen van de zon niet terugkeren naar de zon, maar rechtstreeks de interplanetaire ruimte intrekken. Deeltjes zitten er dus niet gevangen in de coronale structuur, en kunnen rechtstreeks de interplanetaire ruimte intrekken. Op die manier versterken coronale gaten de zonnewind.
De zonnewind Klik hier.
Deeltjes uit de buitenste delen van de corona ontsnappen aan de aantrekking van de zon, en worden de interplanetaire ruimte ingestuurd onder de vorm van de zonnewind. Daarnaast zijn er nog een aantal verschijnselen die voor extra zonnewind kunnen zorgen, zoals coronale gaten, CME's, of flares.
Coronale gaten Klik hier.
Zijn "donkere" coronale gebieden van de Zon met open magnetische veldlijnen. Gedurende het minimum van de zonnecyclus zijn ze beperkt tot de poolgebieden van de Zon terwijl ze tijdens het maximum op alle breedtegraden kunnen voorkomen. De snelle zonnewinden (tot 900 km/seconde) zijn afkomstig van de coronale gaten en worden als de voornaamste oorzaak van het 'zich herhalend' type van geomagnetische activiteit beschouwd (Heeft te maken met de zonnerotatie in ongeveer 27 dagen. De Zon kent een differentiële rotatie. Aan de polen duurt een rotatie ongeveer 35 dagen.).
Coronale Massa-Emissie (Coronal mass ejection (CME)) Klik hier.
Zijn reusachtige bellen van elektrisch geladen gas (plasma) die vanuit de zonnecorona in een tijdspanne van verscheidene uren worden uitgestoten. Ze kunnen snelheden halen van 20 tot 2000 km per seconde. De massa die tijdens een CME wordt uitegestoten is in de orde van een miljard ton. Ze ontstaan waarschijnlijk wanneer de magnetische veldlijnen geassocieerd met een zonnevlek verstrengeld raken en energie vrijmaken via magnetische 'reconnectie'. CME's die gericht zijn op de Aarde veroorzaken magnetische stormen bij de interactie met het magnetisch veld van de Aarde. Het magnetisch veld wordt meer uitgerekt en elektrisch geladen deeltjes die zijn gevangen in het magnetisch veld, worden versneld. Tijdens het maximum van de zonnecyclus zijn er ongeveer vijf keer meer CME's dan tijdens het minimum. De meeste geomagnetische stormen zijn ontstaan door CME's die in op de Aarde zijn gericht.
Flares of zonnevlammenWanneer een sterke magnetische structuur ten gevolge van vervormingskrachten het plots begeeft, doet er zich een soort ontploffing voor, waarbij de temperatuur kan oplopen tot 40 000 000 °C en er kortstondig kernreacties kunnen plaatsvinden. Zo'n flare kan een portie zonnematerie aan hoge snelheid de ruimte inslingeren.
De snelheid en dichtheid van de zonnewind hangt hierdoor sterk af van de zonneactiviteit. De deeltjes in de zonnewind zijn elektrisch geladen (vooral protonen en elektronen), wat bepalend is voor hun invloed in het zonnestelsel. Zo zal de zonnewind komeetstaarten wegduwen, zodat deze van de zon weg wijzen. Wanneer de zonnewind in snelheid en dichtheid toeneemt, kan dit ook voor de aarde en andere planeten een effect hebben. De deeltjes worden namelijk ingevangen door het magnetisch veld van de planeten, en naar de planeetpolen geleid. Wanneer ze daar in de atmosfeer geschoten worden, ontstaat poollicht.
Zonnebeving
De zon is onderhevig aan zonnebevingen zoals de aarde haar aardbevingen kent, maar de oorsprong is anders. Dat de zon beeft, werd in 1973 ontdekt door Robert H. Dicke die trachtte te achterhalen of de Zon enige afplatting vertoonde. De equator zet uit en krimpt in terwijl de polen afplatten en uitstulpen met maximum 5 km met een snelheid van 10 kilometer per seconde. Daardoor zijn metingen van de afplatting zeer moeilijk en foutgevoelig.
Magnetisch veld van de zon
Evenals onze planeet heeft de zon een magnetisch veld. Omdat de polen van dit veld zich op aarde langdurig op dezelfde plek bevinden is het kompas een betrouwbaar instrument. De magnetische polen van de zon wisselen echter ruwweg om de elf jaar van plaats. Tijdens de periode waarin deze verandering plaatsvindt is er sprake van een hoge zonneactiviteit. Die uit zich in de aanwezigheid van zonnevlekken, energierijke uitbarstingen en een hoge snelheid van de 'zonnewind'.
De zon heeft een enorme rotatiesnelheid: aan de equator maakt zij in iets minder dan een maand één omwenteling. De aarde doet dit in slechts 24 uur!. De diameter van de zon is echter bijna 1000 keer die van de aarde waardoor aan het oppervlak van de ster een enorme snelheid wordt bereikt. Dit 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.
Als gevolg van het verwikkelen 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 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 energietoevoer vanuit het binnenste gedeeltelijk blokkeren.
Deze 'zonnevlekken' transporteren zuidgerichte velden naar de noordpool en noordgerichte velden naar de zuidpool. Hierdoor wordt het veld onstabiel, wat zich uiteindelijk uit in het omwisselen van de twee polen. Het magnetisch veld van onze ster is uit de war gehaald en het hele proces begint weer van voren af aan.
Zie schets zonsverduistering! Het cijfer 1 is de