De Zon
De Zon - 'onze eigen ster'
Ongeveer 4,6 miljard jaar geleden is de Zon ontstaan uit een moleculaire wolk. Nadat de Zon was gevormd zijn de planeten in ons zonnestelsel gevormd.
Door haar zwaartekracht houdt de Zon de planeten in haar baan.
De Zon is een gele dwergster. Door haar temperatuur geeft de Zon 'geel' licht. Hetere zonnen geven blauw licht. Gekeken naar haar omvang is de Zon een dwergster, wat betekent dat er grotere sterren zijn.
De lagen van de Zon.
In de kern wordt waterstof omgezet in helium, waarbij licht en warmte vrijkomen. Dit noemen we kernfusie. De temperatuur is hier meer dan 10 miljoen °C is. De dichtheid is meer dan 100 maal die van water.
De stralingszone is minder dicht dan de kern. De temperatuur loopt hier terug van 7 miljoen °C (bij de kern) tot 2 miljoen °C. Licht (fotonen) die in de kern opgewekt worden hebben bijna 200.000 jaar nodig om aan de oppervlakte te komen.
De grens tussen de Stralingszone en de Convectiezone. De lagen hieronder draaien als één geheel om hun as. Daarboven draaien de lagen afhankelijk van hun ligging. De wisselende snelheden van de draaiing veroorzaken waarschijnlijk de magnetische velden en de zonnevlekken.
De temperatuur in deze zone loopt af van 2 miljoen °C naar ongeveer 5000 °C. Het plasma onderin de zone warmt snel op, waardoor het opstijgt. Bovenin de zone koelt het af en zakt het weer naar beneden. Door deze bewegingen lijkt het op kokend water.
De 'buitenkant' van de Zon. De temperatuur is ongeveer 4500-6000 °C.
De laag boven de fotosfeer waarin het plasma in dichtheid afneemt. De temperatuur stijgt hier van 4.500 tot 25.000 °C.
Dit is de buitenste laag van de Zon. De temperatuur loopt hier op tot meer dan 1 miljoen °C. Bij een zonsverduistering is dit de stralenkrans om de Zon.
Een boogvormige uitbarsting van gekruiste magnetische veldlijnen die grote hoeveelheden plasma meenemen. Aan de voet van een protuberans bevindt zich een zonnevlek.
Een explosie van plasma als gevolg van het knappen van magnetische veldlijnen (een protuberans). De in de protuberans gevangen energie komt in één keer vrij.
Op de plek waar een magnetische veldlijn (protuberans) door het oppervlak van de Zon breekt onstaat een zonnevlek. Een zonnevlek is ongeveer 1000 °C koeler dan de omgeving.
Zeer grote uitbarsting (zonnevlam) van plasma en magnetische velden.
Zonsverduistering.
Als de Nieuwe Maan tussen de Aarde en de Zon staat én de Maan zich in een 'knoop' bevindt (het punt waar de baan van de
Maan om de Aarde kruist met de baan van de Aarde om de Zon) is er sprake van een Zonsverduistering.
De schaduw van de Maan valt dan op een deel van de Aarde.
Afhankelijk van de afstand tussen de Maan en de Aarde (zie hierna) is er sprake van een volledige zonsverduistering (de Maan staat dichtbij en bedekt de Zon volledig)
of een ringvormige zonsverduistering (de Maan staat veraf en bedekt net niet de gehele Zon).
Een Zonsverduistering is niet op de hele Aarde te zien, daar is de schaduw van de Maan te klein voor.
Umbra = kernschaduw, penumbra = halfschaduw
Er zijn vier soorten zonsverduisteringen.
Deze zijn afhankelijk van de afstand van de Maan ten opzichte van de Aarde,
en de positie van de Maan ten opzichte van de Zon.
- Volledige - de Zon word volledig bedekt door de Maan
- Gedeeltelijke - de Zon word gedeeltelijk bedekt door de Maan. De uitlijning van de Aarde - Maan -Zon is niet recht.
- Ringvormige - de buitenste rand van de Zon word niet bedekt door de Maan. De Maan staat op het verste punt van de Aarde.
- Hybride - de bedekking van de Zon gaat van Ringvormig naar volledig.
Zonneactiviteit.
Bron ESA
De bewegingen van de verschillende lagen van de Zon creëren een sterk magnetisch veld.
Door het 'in de knoop raken' van magnetische lijnen ontstaat zonneactiviteit in de vorm van zonnevlekken.
Al meer dan 200 jaar wordt het aantal zonnevlekken bijgehouden. Op basis daarvan is geconstateerd dat
de activiteit niet alle jaren gelijkmatig is. Al in 1846 werd ontdekt dat de activiteiten een cyclus
kennen van 11 jaar, de 'Zonnecyclus van Schwabe'.
Tussen twee dieptepunten zit een periode van 11 jaar.
Op het hoogtepunt kunnen bijna dagelijks zonnevlekken worden waargenomen.
Op het laagtepunt vele maanden geen enkele.
De huidige cyclus, cyclus 25, is begonnen in december 2019. De toenemende activiteit leidde in augustus 2022
tot een zonnestorm op Aarde.
Wat is het verschil tussen een zonnevlam en een coronale masse ejectie?
Bron: Eigen foto (3-9-2017)
Zonnevlekken zijn plekken op het zonne oppervlak die iets koeler zijn dan de rest van het oppervlak.
De donkere kern wordt 'umbra' genoemd, de lichtere rand de 'penumbra'.
Bron: Eigen foto (12-4-2016)
Bron: ESA
In 1996 heeft de SOHO satelliet voor het eerst een 'zonnebeving' geregistreerd. Een 'zonnebeving' wordt
veroorzaakt door een zonnevlam (de witte pluim met staart).
De golven waren 3 kilometer hoog en legden in een uur tijd een afstand af van tienmaal de diameter van de Aarde,
waarna ze uitdoofden.
De Zon dichtbij.
Op 7 maart 2022 maakte de Solar Orbiter een foto van de Zon vanaf 75 miljoen kilometer afstand, de kleinste afstand ooit.
Het ontstaan van ons zonnestelsel.
Het ontstaan van een zonnestelsel begint met de vorming van een ster.
Onze zon is een ster die ongeveer 4,5 miljard jaar geleden is ontstaan.
Het ontstaan van een zonnestelsel kent globaal 5 stappen:
- - het ontstaan van een ster
- - het ontstaan van een planetaire ring rond de nieuwe ster
- - het ontstaan van omloopbanen rond de nieuwe ster
- - het ontstaan van stabiliteit in het zonnestelsel
- - het levenseinde van een ster
Een ster ontstaat uit een moleculaire wolk bestaande uit waterstof en interstellair stof (de overblijfselen van eerdere sterexplosies, de bouwstenen van sterren en planeten).
De Orion nevel bevat meerdere moleculaire wolken.
Bron NASA
Het ontstaan van een ster.
Bewerkt van bron NASA
- - Door een beweging in de ruimte, bijvoorbeeld een supernova, wordt een deel van die nevel in beweging gebracht.
- - De deeltjes komen dichter bij elkaar en een deel van de wolk stort door zwaartekracht in.
- - Dat vormt een bol die gaat draaien. Het draaien gaat steeds sneller als de 'bol' groter wordt.
- - Hoe groter deze wordt, hoe heter de kern. De zon-in-wording wordt een proto-ster genoemd.
- - Als de druk in de kern groot genoeg is vindt kernfusie plaats. Waterstof wordt Helium. Door de vrijkomende energie (licht en warmte) gaat de zon 'aan'.
Het ontstaan van een planetaire ring.
- - Kernfusie levert druk 'naar buiten' en vormt een tegenwicht tegen de zwaartekracht.
- - Niet elke ster is even groot. We kennen dwergsterren (tot 8 x de zonsmassa) en reuzensterren
(meer dan 8 maal de zonsmassa).
- - De omringende materie (stof, gas en ijs) gaat om de draaiende bol heen draaien.
Dat noemen we proto planetaire schijven.
- - Door de zonnewind worden deeltjes rond de zon weggeblazen.
Die deeltjes kwamen in koudere gebieden terecht, ver van de zon, waar ze bevriezen.
Bron NASA
Het ontstaan van omloopbanen rond de ster.
Bron NASA
- - Door botsingen in die schijf, accretie, gaat dat gas, stof en ijs ook samenklonteren.
- - Objecten die in dezelfde baan terechtkomen trekken naar elkaar toe, botsen en vormen een planeet al dan niet met een maan.
- - Bij de botsingen, die overigens relatief traag verlopen, wordt veel materiaal de ruimte in geslingerd.
- Uit onderzoek (o.a. Malhotra en Levison) komt dat in de loop van miljoenen jaren de banen van Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus zijn 'verschoven'.
Zwaartekracht 'strijd' tussen Jupiter en Saturnus duwde Jupiter iets naar de Zon en Saturnus, Uranus en Neptunus van de Zon af. Daarnaast verschoof de baan van Neptunus als gevolg van miljoenen jaren 'wegslingeren' van planetoïden en kometen.
Deze bewegingen beïnvloedden ook de Astroïdengordel, met als gevolg een bombardement van meteorieten (het Late Heavy Bombardment).
De gevolgen daarvan zijn op de Maan nog zichtbaar.
Het stabiliseren van het stelsel.
- - De grote objecten zijn gevormd en draaien om de ster.
- - Kleinere objecten zwerven en botsen op de grotere, de zwaartekracht doet haar werk.
- - Een fase van (relatieve) stabiliteit is bereikt.
Bron NASA
Het levenseinde van een ster.
Bron NASA
De levenscyclus van een ster is afhankelijk van zijn massa.
Sterren met een omvang tot 5 tot 10 maal de zonsmassa eindigen als witte dwerg.
Grotere sterren eindigen in een supernova, waarna ze als nevel, neutronenster of zwart gat eindigen.
Rode (super) reus.
Bron NASA
Als de voorraad Waterstof in de kern van een ster opraakt dan stort de kern in waardoor de temperatuur oploopt.
Energie wordt afgegeven aan de buitenlagen die uitzetten. De ster wordt rood van kleur: een rode reus.
Als de ster meer dan 8 tot 10 maal de omvang van onze Zon heeft, dan wordt het een Super reus.
Rode reus wordt witte dwerg.
Als de voorraad Helium op is dan stort opnieuw de kern in waardoor de temperatuur oploopt
en de buitenlagen worden afgestoten. Dit noemen we planetaire nevels (maar hebben
niets met planeten van doen).
De donkerblauwe kleur is Helium, lichtblauw is Waterstof en Zuurstof,
de rode kleur van de buitenste ring Stikstof en Zwavel.
De ingestorte kern van de ster wordt een 'witte dwerg' genoemd.
Bron NASA
Rode super reus eindigt in een supernova.
Steeds als een voorraad 'brandstof' op is stort de kern weer in,
loopt de temperatuur op en vindt opnieuw kernfusie plaats.
Zo worden de volgende stoffen gevormd vanuit Waterstof (H):
- Helium (He)
- Koolstof (C)
- Magnesium
- Helium en Koolstof wordt Zuurstof (O)
- Zuurstof wordt Silicium (Si) of wordt Zwavel en Helium
- Helium en Zuurstof wordt Neon (Ne)
- Helium en Silicium wordt Nickel (Ni)
Als na de vorming van ijzer opnieuw kernfusie plaatsvindt dan kost dit energie.
De kern stort opnieuw in en een explosie van buitenaardse omvang vindt plaats: een supernova.
In de explosie worden zwaardere elementen gevormd.
Bekijk een animatie van een supernova.
Na de supernova.
Een ster met een omvang minder dan 5 maal de zonsmassa eindigt in een zwart gat. De zwaartekracht is hier zo sterk is dat zelfs licht er niet uit kan ontsnappen.
Een ster met een omvang groter dan 5 tot 10 maal de zonsmassa eindigt in een neutronen ster: door zwaartekracht samengepakte neutronen. De dichtheid is zo groot, dat een teelepeltje materie net zoveel weegt als alle mensen op Aarde samen.
Leefbare zone.
Eén van de voorwaarden voor leven 'zoals wij dat kennen' is de aanwezigheid van water. Water kan alleen voorkomen
als de temperatuur op de planeet niet te hoog en niet te laag is. Het gebied rond een ster waar dit voorkomt wordt de
'leefbare zone' genoemd. In de afbeelding hiernaast wordt deze voor ons eigen zonnestelsel aangegeven.
Maar wat als leven rond andere sterren is 'zoals wij dat niet kennen'?
Bron: NASA/ESA
Informatie.