De zon, onze energiebron De zon (gegevens) Structuur van de zon

De zon (gegevens)
De zon, onze energiebron
695.500 km
109x de aarde
Afstand tot zon
149,6 miljoen
km
440x afstand tot
de maan
Vermogen
3,85 x 1026 W
Ong. 1 miljard
keer het energieverbruik van de
aarde
Straal
Onze zon is de bron van alle energie op aarde. Onze zon is een grote gasbol die voor 90% bestaat uit waterstof (H2), dit is één van de bouwstenen
van water. Deze gasbol is zo’n 4,5 miljard jaar geleden ontstaan uit een grote gaswolk tezamen met nog vele andere sterren. Deze sterren hebben zich
verspreid en de zon staat nu redelijk alleen in zijn omgeving. Uit de stofwolken rondom de zon zijn de planeten en ook onze aarde ontstaan.
(1 gloeilamp =
60 W)
Massa
Door de hoge druk en temperatuur (zo’n 15 miljoen graden) in de kern van
de zon kunnen de waterstofdeeltjes samengeperst worden tot nieuwe deeltjes, genaamd Helium. Dit proces noem je kernfusie. Hierbij komt heel veel
energie vrij die langzaam door straling en stroming van gas naar het oppervlak van de zon getransporteerd wordt. Na zo’n 100.000 jaar verlaat deze
energie het oppervlak in de vorm van licht en warmte. Nog geen 8 minuten
later komt de energie op aarde aan.
Dichtheid
De zon opgenomen in h‐alpha licht met de verenigingskijker. 2 Stralings zone
3 Stromings zone
4 Fotosfeer
5 Chromosfeer
6 Corona
7 Zonnevlekken
8 Granulatie
9 Zonnevlammen
333.000x de aarde
1400 kg/m3
1,4 x dichtheid
van water
Temperatuur
kern
15.000.000 ºC
Temperatuur
5500 ºC
oppervlak
Rotatieperiode
1 Kern
1,98 x 1030 kg
25-33 dagen
Structuur van de zon
De zon heeft een gelaagde structuur. In de kern (1) vind de energieproductie plaats en is de
temperatuur het hoogst. Daaromheen bevindt zich een laag (2) waar de energie zich in de vorm
van straling door naar buiten beweegt. De hogere laag (3) is inmiddels zo laag van temperatuur
dat daar stroming van gas plaatsvindt. De fotosfeer (4) is de laag die wij als zonsoppervlak zien.
Hier bevinden zich alle oppervlaktestructuren en de zonnevlekken (7). De fotosfeer borrelt als
een pan waarin water kookt. Dat zien we in de vorm van granulatie (8), kleine cellen borrelend
gas met een levensduur van ongeveer 20 minuten.
Vlak boven de fotosfeer bevindt zich de chromosfeer (5). Dit is de atmosfeer van de zon. Hier
vinden de zonneuitbarstingen plaats en zien we zonnevlammen (9). Hierbuiten bevindt zich de
corona (6) van de zon. Dit is de lichtgevende krans die we kunnen zien bij zonsverduisteringen.
De zon in wit licht
De zon zendt straling uit in heel veel kleuren licht. Al die kleuren samen lijken wit te zijn.
Daarom noem je het zichtbare deel noemen ook wel wit licht. Dit licht bekijk je met een
speciale zonnekijker. Je mag nooit met een kijker zonder speciale filters naar de zon
kijken! Dit licht kan je ogen namelijk onherstelbaar beschadigen. Op het oppervlak kunnen we verschillende verschijnselen waarnemen:
Granulatie
Dit zijn de hete gasbellen die omhoog komen en nadat ze hun warmte hebben afgegeven weer naar beneden zakken.
Zonnevlekken
Zonnevlekken zijn ‘koelere’ plekken op het oppervlak van de zon. De temperatuur ligt
hier zo’n 1000-2000 graden lager dan de directe omgeving. Hierdoor lijken de vlekken
bijna zwart t.o.v. de rest van het oppervlak. Dit is gezichtsbedrog. Als je alleen naar de
vlek zou kijken zou je nog verblind worden!
De vlekken ontstaan doordat sterke magnetische velden op de zon lokaal het warmtetransport tegen houden, waardoor de temperatuur lager blijft.
Elke 11 jaar is er een hoogtepunt te zien in het aantal zonnevlekken, waarna de activiteit
sterk afneemt om langzaam weer op te bouwen naar een nieuw maximum. Dit is de zonnecyclus. Het volgende maximum zal rond 2012-2013 plaatsvinden.
Fakkelvelden (Faculae)
Onderzoek van de zon
Je kunt niet zomaar naar de zon toe vliegen om wat metingen aan het oppervlak
te doen, alle apparatuur zou gelijk smelten! Toch weten we al heel veel van de
zon en kunnen we zelfs zeggen uit welke stoffen de zon bestaat. Dat kun je alleen
maar doen door te kijken naar zonlicht en daar onderzoek aan te doen. Dat gebeurt als volgt…
Als je wit licht door een speciaal stukje glas of
een waterdruppel laat vallen, dan worden alle
originele kleuren van het licht weer zichtbaar,
net zoals bij een regenboog. Die serie van verschillende kleuren noem je een spectrum. Dat
zijn alle kleuren die in de zon ontstaan zijn. Elke kleur heeft energie, maar die verschilt een beetje per kleur. Als je licht door een gas laat gaan dan kunnen de deeltjes in het gas energie opnemen, maar alleen de hoeveelheden die precies bij dat
gas horen! Er zullen dus bepaalde kleuren worden tegengehouden door het gas.
Je ziet dus niet alle kleuren meer, omdat het gas wat van de energie heeft tegengehouden. Je ziet dus een spectrum met donkere lijntjes erin. De lijntjes zijn uniek
voor het gas waar het licht doorheen is gegaan. Als je zo’n spectrum van de zon
neemt zie je heel veel van die lijntjes:
Hier is de temperatuur van de fotosfeer juist hoger dan zijn omgeving en dus zijn deze
plekken lichter van kleur. Iedere zonnevlek heeft ook fakkelvelden, maar soms komen
fakkelvelden ook los voor. Vaak zijn deze gebieden de start van een nieuwe zonnevlekkengroep.
Fakkelvelden
Zonnevlekkengroep
Granulatie
Door de lijntjes te vergelijken met metingen uit een laboratorium kun je zo precies
vertellen uit welke stoffen de zon bestaat.
Dit ga je onderzoeken met een zelfgemaakte spectrometer, waarmee je de lijntjes
van de zon zichtbaar kunt maken.
© André van der Hoeven/Emmauscollege Rotterdam
Achtergrond: opname van de zon in najaar 2010 met de 76 cm zonnetelescoop van de national solar observatory (USA)