Good Mood

De Zon is, net als alle sterren, een enorme bal van extreem heet, grotendeels geïoniseerd gas, dat op eigen kracht schijnt. En we bedoelen enorm., De zon kan 109 Aardes naast elkaar passen over zijn diameter, en het heeft genoeg volume (neemt genoeg ruimte in beslag) om ongeveer 1,3 miljoen Aardes te houden.

De Zon heeft geen vast oppervlak of continenten zoals de aarde, noch heeft zij een vaste kern (figuur 1). Echter, het heeft veel structuur en kan worden besproken als een reeks van lagen, niet in tegenstelling tot een ui. In deze sectie beschrijven we de enorme veranderingen die plaatsvinden in het uitgebreide interieur en de atmosfeer van de zon, en de dynamische en gewelddadige uitbarstingen die dagelijks plaatsvinden in de buitenste lagen van de zon.,

figuur 1. Aarde en de zon: hier wordt de aarde getoond te schalen met een deel van de zon en een gigantische lus van heet gas uitbarstend van het oppervlak. De inzet toont de hele zon, kleiner. (credit: modification of work by SOHO/EIT / ESA)

enkele basiskenmerken van de zon zijn vermeld in Tabel 1. Hoewel sommige van de termen in die tabel misschien onbekend zijn voor u op dit moment, zult u ze leren kennen als u verder leest.

/td>

samenstelling van de atmosfeer van de zon

laten we beginnen met de vraag waaruit de atmosfeer van de zon bestaat. Zoals uitgelegd in straling en Spectra, kunnen we het absorptielijnspectrum van een ster gebruiken om te bepalen welke elementen aanwezig zijn. Het blijkt dat de zon dezelfde elementen bevat als de aarde, maar niet in dezelfde verhoudingen. Ongeveer 73% van de massa van de zon is waterstof, en nog eens 25% is helium., Alle andere chemische elementen (inclusief die we kennen en liefhebben in ons eigen lichaam, zoals koolstof, zuurstof en stikstof) vormen slechts 2% van onze ster. De 10 meest voorkomende gassen in de zichtbare oppervlaktelaag van de zon zijn vermeld in Tabel 1. Onderzoek die tabel en merk op dat de samenstelling van de buitenste laag van de zon heel anders is dan de aardkorst, waar we leven. (In de aardkorst van onze planeet zijn de drie meest voorkomende elementen zuurstof, silicium en aluminium.) Hoewel niet zoals onze planeet, de samenstelling van de zon is vrij typisch voor sterren in het algemeen.,

Figure 2. Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979): Her 1925 doctoral thesis laid the foundations for understanding the composition of the Sun and the stars., Als vrouw kreeg ze echter pas in 1938 een formele aanstelling op Harvard, waar ze werkte, en werd ze pas in 1956 benoemd tot hoogleraar. (credit: Smithsonian Institution)

het feit dat onze Zon en de sterren allemaal vergelijkbare composities hebben en grotendeels bestaan uit waterstof en helium werd voor het eerst aangetoond in een briljante thesis in 1925 door Cecilia Payne-Gaposchkin, de eerste vrouw die een doctoraat in de astronomie behaalde in de Verenigde Staten (Figuur 2)., Echter, het idee dat de eenvoudigste lichte gassen—waterstof en helium—de meest voorkomende elementen in sterren waren was zo onverwacht en zo schokkend dat ze veronderstelde dat haar analyse van de gegevens verkeerd moest zijn. In die tijd schreef ze: “de enorme overvloed aan deze elementen in de sterrenatmosfeer is vrijwel zeker niet echt.”Zelfs wetenschappers vinden het soms moeilijk om nieuwe ideeën te accepteren die niet overeenstemmen met wat iedereen “weet” gelijk te hebben.voor Payne-Gaposchkin ‘ s werk ging iedereen ervan uit dat de samenstelling van de zon en de sterren vergelijkbaar zou zijn met die van de aarde., Het was 3 jaar na haar thesis dat andere studies zonder twijfel bewezen dat de enorme overvloed aan waterstof en helium in de zon inderdaad echt is. (En, zoals we zullen zien, de samenstelling van de zon en de sterren is veel meer typerend voor de samenstelling van het universum dan de vreemde concentratie van zwaardere elementen die onze planeet kenmerkt.)

De meeste elementen in de zon zijn in de vorm van atomen, met een klein aantal moleculen, allemaal in de vorm van gassen: De Zon is zo heet dat geen materie kan overleven als een vloeistof of een vaste stof., In feite is de zon zo heet dat veel van de atomen erin geïoniseerd zijn, dat wil zeggen ontdaan van een of meer van hun elektronen. Deze verwijdering van elektronen uit hun atomen betekent dat er een grote hoeveelheid vrije elektronen en positief geladen ionen in de zon is, waardoor het een elektrisch geladen omgeving is—heel anders dan de neutrale waarin je deze tekst leest. (Wetenschappers noemen zo ‘ n heet geïoniseerd gas een plasma.)

in de negentiende eeuw observeerden wetenschappers een spectraallijn op 530.,3 nanometers in de buitenste atmosfeer van de zon, genaamd de corona (een laag die we zullen bespreken in een minuut. Deze lijn was nog nooit eerder gezien, en dus werd aangenomen dat deze lijn het resultaat was van een nieuw element in de corona, snel coronium genoemd. Het was pas 60 jaar later dat astronomen ontdekten dat deze emissie in feite te wijten was aan sterk geïoniseerd ijzer—ijzer met 13 van zijn elektronen ontdaan. Zo ontdekten we voor het eerst dat de atmosfeer van de zon een temperatuur had van meer dan een miljoen graden.,

de lagen van de zon onder het zichtbare oppervlak

Figuur 3. Delen van de zon: deze illustratie toont de verschillende delen van de zon, van de hete kern waar de energie wordt gegenereerd door gebieden waar energie naar buiten wordt getransporteerd, eerst door straling, dan door convectie, en dan naar buiten door de zonatmosfeer. De delen van de atmosfeer worden ook aangeduid als de fotosfeer, chromosfeer en corona. Enkele typische kenmerken in de atmosfeer worden getoond, zoals coronale gaten en prominenties., (credit: modification of work by NASA/Goddard)

Figuur 3 laat zien hoe de zon eruit zou zien als we alle delen van de zon konden zien van het centrum tot de buitenste atmosfeer; de termen in de figuur zullen u bekend worden als u verder leest.

De lagen van de zon zijn verschillend van elkaar, en elk speelt een rol in het produceren van de energie die de zon uiteindelijk uitzendt. We beginnen met de kern en werken ons een weg naar buiten door de lagen. De kern van de zon is extreem dicht en is de bron van al haar energie., In de kern komt kernenergie vrij (op een manier die we in de zon zullen bespreken: een kernenergiecentrale). De kern is ongeveer 20% van de grootte van het interieur van de zon en wordt verondersteld om een temperatuur van ongeveer 15 miljoen K, waardoor het het heetste deel van de zon.

boven de kern is een gebied dat bekend staat als de stralingszone—genoemd naar de primaire wijze van transport van energie over de kern. Dit gebied begint op ongeveer 25% van de afstand tot het zonneoppervlak en strekt zich uit tot ongeveer 70% van de weg naar het oppervlak., Het licht dat in de kern wordt gegenereerd wordt heel langzaam door de stralingszone getransporteerd, omdat de hoge dichtheid van materie in dit gebied betekent dat een foton niet te ver kan reizen zonder een deeltje tegen te komen, waardoor het van richting verandert en wat energie verliest.

de convectieve zone is de buitenste laag van het interieur van de zon. Het is een dikke laag van ongeveer 200.000 kilometer diep die energie van de rand van de stralingszone naar het oppervlak transporteert via gigantische convectiecellen, vergelijkbaar met een pot kokende havermout., Het plasma aan de onderkant van de convectieve zone is extreem heet, en het bubbelt naar het oppervlak waar het zijn warmte verliest aan de ruimte. Zodra het plasma afkoelt, zakt het terug naar de bodem van de convectieve zone.

nu we een snel overzicht hebben gegeven van de structuur van de hele zon, gaan we in deze sectie op reis door de zichtbare lagen van de zon, te beginnen met de fotosfeer—het zichtbare oppervlak.

de fotosfeer van de zon

Figuur 4., Zonne-fotosfeer plus zonnevlekken: deze foto toont de fotosfeer – het zichtbare oppervlak van de zon. Ook wordt een vergroot beeld van een groep zonnevlekken getoond; ter vergelijking wordt de grootte van de aarde getoond. Zonnevlekken lijken donkerder omdat ze koeler zijn dan hun omgeving. De typische temperatuur in het centrum van een grote zonnevlek is ongeveer 3800 K, terwijl de fotosfeer een temperatuur heeft van ongeveer 5800 K. (credit: modification of work by NASA/SDO)

De Lucht van de aarde is over het algemeen transparant., Maar op een smoggy dag in veel steden, kan het ondoorzichtig worden, waardoor we er niet door kunnen zien voorbij een bepaald punt. Iets dergelijks gebeurt in de zon. De buitenste atmosfeer is transparant, waardoor we er een korte afstand doorheen kunnen kijken. Maar als we door de atmosfeer dieper de zon in kijken, is ons zicht geblokkeerd. De fotosfeer is de laag waar de zon ondoorzichtig wordt en de grens aangeeft die we niet kunnen zien (Figuur 4).,

zoals we zagen, werd de energie die uit de fotosfeer komt oorspronkelijk gegenereerd diep in de zon (meer hierover in de zon: een kernenergiecentrale). Deze energie is in de vorm van fotonen, die langzaam hun weg vinden naar het zonneoppervlak. Buiten de zon kunnen we alleen die fotonen waarnemen die in de fotosfeer van de zon worden uitgestraald, waar de dichtheid van atomen voldoende laag is en de fotonen eindelijk aan de zon kunnen ontsnappen zonder te botsen met een ander atoom of ion.,

als analogie, stel je voor dat je een grote campus rally bijwoont en een uitstekende plek hebt gevonden in de buurt van het centrum van de actie. Je vriend komt te laat en belt je op je mobiele telefoon om je te vragen om met haar mee te gaan aan de rand van de menigte. Je besluit dat vriendschap is meer waard dan een prime spot, en dus werk je je weg uit door de dichte menigte om haar te ontmoeten. U kunt slechts een korte afstand voordat stoten in iemand, het veranderen van richting, en opnieuw proberen, het maken van je weg langzaam naar de buitenrand van de menigte., Al deze tijd, uw inspanningen zijn niet zichtbaar voor uw wachtende vriend aan de rand. Je vriend kan je niet zien totdat je heel dicht bij de rand komt door alle lichamen in de weg. Fotonen die zich een weg banen door de zon stoten constant op atomen, veranderen van richting, werken langzaam naar buiten, en worden pas zichtbaar als ze de atmosfeer van de zon bereiken waar de dichtheid van atomen te laag is om hun uitwendige vooruitgang te blokkeren.,

astronomen hebben ontdekt dat de zonatmosfeer verandert van bijna perfect transparant naar bijna volledig ondoorzichtig op een afstand van iets meer dan 400 kilometer; het is dit dunne gebied dat we de fotosfeer noemen, een woord dat uit het Grieks komt voor “lichtbol.”Wanneer astronomen spreken van de” diameter ” van de zon, bedoelen ze de grootte van het gebied omgeven door de fotosfeer.

de fotosfeer ziet er alleen van een afstand scherp uit. Als je in de zon zou vallen, zou je geen oppervlak voelen, maar zou je alleen een geleidelijke toename voelen in de dichtheid van het gas dat je omringt., Het is bijna hetzelfde als door een wolk vallen tijdens het skydiven. Van ver weg ziet de wolk eruit alsof hij een scherp oppervlak heeft, maar je voelt geen oppervlak als je erin valt. (Een groot verschil tussen deze twee scenario ‘ s is echter de temperatuur. De zon is zo heet dat je zou verdampen lang voordat je de fotosfeer bereikt. Parachutespringen in de atmosfeer van de aarde is veel veiliger.)

Figuur 5., Granulatiepatroon: de oppervlaktemarkeringen van de convectiecellen creëren een granulatiepatroon op dit dramatische beeld (links) genomen van het Japanse Hinode ruimtevaartuig. Je ziet hetzelfde patroon als je misosoep opwarmt. De rechter afbeelding toont een onregelmatig gevormde zonnevlek en korreltjes op het oppervlak van de zon, gezien met de Swedish Solar Telescope op 22 augustus 2003., (credit left: modification of work by Hinode JAXA / NASA / PPARC; credit right: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wiik, Luc Rouppe van der Voort)

We kunnen opmerken dat de atmosfeer van de zon niet erg dichte laag is in vergelijking met de lucht in de ruimte waar je deze tekst leest. Op een typisch punt in de fotosfeer is de druk minder dan 10% van de druk van de aarde op zeeniveau, en de dichtheid is ongeveer een tienduizendste van de atmosferische dichtheid van de aarde op zeeniveau.,uit waarnemingen met telescopen blijkt dat de fotosfeer een vlekkerig uiterlijk heeft, dat lijkt op rijstkorrels die op een donker tafelkleed of een pot kokende havermout zijn gemorst. Deze structuur van de fotosfeer heet granulatie (zie Figuur 5) korrels, die typisch 700 tot 1000 kilometer in diameter (ongeveer de breedte van Texas), verschijnen als heldere gebieden omgeven door smalle, donkere (koelere) gebieden. De levensduur van een afzonderlijke korrel is slechts 5 tot 10 minuten., Nog groter zijn supergranules, die ongeveer 35.000 kilometer in doorsnede zijn (ongeveer de grootte van twee aarden) en ongeveer 24 uur duren.

de bewegingen van de korrels kunnen worden bestudeerd door de dopplerverschuivingen in de spectra van gassen net boven hen te onderzoeken (zie het Dopplereffect). De heldere korrels zijn kolommen van hetere gassen die stijgen met snelheden van 2 tot 3 kilometer per seconde van onder de fotosfeer. Als dit stijgende gas de fotosfeer bereikt, verspreidt het zich, koelt af en zakt weer naar de donkere gebieden tussen de korrels., Metingen tonen aan dat de centra van het granulaat 50 tot 100 K warmer zijn dan de intergranulaire gebieden.

de chromosfeer

Figuur 6., De atmosfeer van de zon: samengesteld beeld dat de drie componenten van de atmosfeer van de zon toont: de fotosfeer of het oppervlak van de zon genomen in gewoon licht; de chromosfeer, afgebeeld in het licht van de sterke rode spectraallijn van waterstof (h-alfa); en de corona Zoals Gezien met röntgenstralen. (credit: modification of work by NASA)

de buitenste gassen van de zon reiken tot ver buiten de fotosfeer (Figuur 6). Omdat ze transparant zijn voor de meest zichtbare straling en slechts een kleine hoeveelheid licht uitzenden, zijn deze buitenste lagen moeilijk waar te nemen., Het gebied van de atmosfeer van de zon dat direct boven de fotosfeer ligt wordt de chromosfeer genoemd. Tot deze eeuw was de chromosfeer alleen zichtbaar wanneer de fotosfeer tijdens een totale zonsverduistering door de maan werd verborgen (zie het hoofdstuk over Aarde, Maan en Hemel). In de zeventiende eeuw beschreven verschillende waarnemers wat voor hen leek op een smalle rode “streep” of “rand” rond de rand van de maan gedurende een kort moment nadat de fotosfeer van de zon was bedekt. De naam chromosfeer, van het Grieks voor “gekleurde bol”, werd gegeven aan deze rode streep.,

waarnemingen tijdens eclipsen tonen aan dat de chromosfeer ongeveer 2000 tot 3000 kilometer dik is en dat het spectrum bestaat uit heldere emissielijnen, wat aangeeft dat deze laag bestaat uit hete gassen die licht uitzenden bij discrete golflengten. De roodachtige kleur van de chromosfeer komt voort uit een van de sterkste emissielijnen in het zichtbare deel van het spectrum—de felrode lijn veroorzaakt door waterstof, het element dat, zoals we al hebben gezien, de samenstelling van de zon domineert.,

in 1868 onthulden waarnemingen van het chromosferische spectrum een gele emissielijn die niet overeenkwam met een eerder bekend element op aarde. Wetenschappers realiseerden zich al snel dat ze een nieuw element hadden gevonden en noemden het helium (naar helios, het Griekse woord voor “zon”). Het duurde tot 1895 voordat helium op onze planeet werd ontdekt. Vandaag de dag zijn studenten er waarschijnlijk het meest bekend mee als het lichtgas dat wordt gebruikt om ballonnen op te blazen, hoewel het het op een na meest voorkomende element in het universum blijkt te zijn.

De temperatuur van de chromosfeer is ongeveer 10.000 K., Dit betekent dat de chromosfeer heter is dan de fotosfeer, wat verrassend lijkt. In alle situaties die we kennen, dalen de temperaturen als men zich van de warmtebron verwijdert, en is de chromosfeer verder van het centrum van de zon dan de fotosfeer.

de overgangsregio

Figuur 7. Temperaturen in de Zonatmosfeer: op deze grafiek wordt de temperatuur naar boven toe getoond, en de hoogte boven de fotosfeer naar rechts., Let op de zeer snelle temperatuurstijging over een zeer korte afstand in het overgangsgebied tussen de chromosfeer en de corona.

de temperatuurstijging stopt niet bij de chromosfeer. Daarboven bevindt zich een gebied in de zonatmosfeer waar de temperatuur verandert van 10.000 K (typisch voor de chromosfeer) tot bijna een miljoen graden. Het heetste deel van de zonatmosfeer, met een temperatuur van een miljoen graden of meer, wordt de corona genoemd. Toepasselijk wordt het deel van de zon waar de snelle temperatuurstijging plaatsvindt het overgangsgebied genoemd., Het is waarschijnlijk maar enkele tientallen kilometers dik. Figuur 7 vat samen hoe de temperatuur van de zonatmosfeer verandert van de fotosfeer naar buiten.in 2013 lanceerde NASA de Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) om het transitiegebied te bestuderen om beter te begrijpen hoe en waarom deze scherpe temperatuurstijging plaatsvindt. IRIS is de eerste ruimtemissie die in staat is om beelden met hoge ruimteresolutie te verkrijgen van de verschillende kenmerken geproduceerd over dit brede temperatuurbereik en om te zien hoe ze veranderen met tijd en locatie (Figuur 8).,

Figuur 3 en de rode grafiek in Figuur 7 laten de zon lijken op een ui, met gladde bolvormige schelpen, elk met een andere temperatuur. Lange tijd dachten astronomen inderdaad zo over de zon. We weten nu echter dat terwijl dit idee van lagen-fotosfeer, chromosfeer, overgangsgebied, corona-het grote plaatje vrij goed beschrijft, de atmosfeer van de zon echt ingewikkelder is, met hete en koele gebieden vermengd., Zo zijn wolken koolmonoxidegas met temperaturen lager dan 4000 K nu gevonden op dezelfde hoogte boven de fotosfeer als het veel warmere gas van de chromosfeer.

Figuur 8. Een afbeelding van een deel van het transitiegebied van de corona, met een filament of lintachtige structuur bestaande uit vele afzonderlijke draden

de Corona

het buitenste deel van de atmosfeer van de zon wordt de corona genoemd. Net als de chromosfeer werd de corona voor het eerst waargenomen tijdens totale eclipsen (figuur 9)., In tegenstelling tot de chromosfeer, is de corona al vele eeuwen bekend: het werd genoemd door de Romeinse historicus Plutarchus en werd in detail besproken door Kepler.

figuur 9. Coronagraaf: dit beeld van de zon werd genomen 2 maart 2016. De grotere donkere cirkel in het midden is de schijf die de schittering van de zon blokkeert, waardoor we de corona kunnen zien. De kleinere binnenste cirkel is waar de zon zou zijn als deze zichtbaar zou zijn op deze afbeelding., (credit: modification of work by NASA / SOHO)

De corona strekt zich miljoenen kilometers boven de fotosfeer uit en straalt ongeveer half zoveel licht uit als de volle maan. De reden dat we dit licht niet zien tot er een eclips plaatsvindt is de overweldigende schittering van de fotosfeer. Net zoals heldere stadslichten het moeilijk maken om zwak sterrenlicht te zien, zo verbergt ook het intense licht van de fotosfeer het zwakke licht van de corona. Terwijl de beste tijd om de corona vanaf de aarde te zien is tijdens een totale zonsverduistering, kan deze gemakkelijk worden waargenomen vanuit een baan om ruimtevaartuigen., De helderdere delen kunnen nu worden gefotografeerd met een speciaal instrument—een coronagraaf—dat de schittering van de zon van het beeld verwijdert met een occulte schijf (een cirkelvormig stuk materiaal dat zo voor de zon wordt gehouden).

studies van het spectrum tonen aan dat de corona een zeer lage dichtheid heeft. Aan de onderkant van de corona zijn er slechts ongeveer 109 atomen per kubieke centimeter, vergeleken met ongeveer 1016 atomen per kubieke centimeter in de bovenste fotosfeer en 1019 moleculen per kubieke centimeter op zeeniveau in de atmosfeer van de aarde., De corona verdunt zeer snel op grotere hoogtes, waar het overeenkomt met een hoog vacuüm volgens de normen van het Aardlaboratorium. De corona reikt zo ver de ruimte in—ver voorbij de aarde—dat we hier op onze planeet technisch gezien in de atmosfeer van de zon leven.

de zonnewind

een van de meest opmerkelijke ontdekkingen over de atmosfeer van de zon is dat deze een stroom van geladen deeltjes (voornamelijk protonen en elektronen) produceert die we de zonnewind noemen., Deze deeltjes stromen vanuit de zon het zonnestelsel in met een snelheid van ongeveer 400 kilometer per seconde (bijna 1 miljoen mijl per uur)! De zonnewind bestaat omdat de gassen in de corona zo heet zijn en zo snel bewegen dat ze niet kunnen worden tegengehouden door de zwaartekracht van de zon. (Deze wind werd eigenlijk ontdekt door zijn effecten op de geladen staarten van kometen; in zekere zin kunnen we de staarten van de komeet zien waaien in de zonnebries zoals wind sokken op een luchthaven of gordijnen in een open raam fladderen op aarde.)

hoewel het zonnewindmateriaal zeer, zeer zeldzaam is (d.w.z.,, extreem lage dichtheid), heeft de zon een enorme oppervlakte. Astronomen schatten dat de zon ongeveer 10 miljoen ton materiaal per jaar verliest door deze wind. Hoewel deze hoeveelheid verloren massa groot lijkt naar Aardnormen, is het volledig onbelangrijk voor de zon.

Figuur 10. Coronaal gat: het donkere gebied zichtbaar in de buurt van de zuidpool van de zon op deze Solar Dynamics Observer ruimtevaartuig afbeelding is een coronaal gat. (credit: modification of work by NASA / SDO)

vanwaar in de zon komt de zonnewind?, Op zichtbare foto ‘ s lijkt de zonnecorona vrij uniform en glad. Röntgenfoto ‘ s en extreme ultraviolette beelden laten echter zien dat de corona lussen, pluimen en zowel heldere als donkere gebieden heeft. Grote donkere gebieden van de corona die relatief koel en stil zijn worden coronale gaten genoemd (Figuur 10). In deze gebieden strekken magnetische veldlijnen zich uit tot ver in de ruimte, weg van de zon, in plaats van terug te lopen naar het oppervlak. De zonnewind komt voornamelijk uit coronale gaten, waar gas van de zon de ruimte in kan stromen, ongehinderd door magnetische velden., Heet coronaal gas daarentegen is vooral aanwezig waar magnetische velden het gevangen en geconcentreerd hebben.

aan het oppervlak van de aarde worden we tot op zekere hoogte beschermd tegen de zonnewind door onze atmosfeer en het magnetische veld van de aarde (zie de aarde als een planeet). Echter, de magnetische veldlijnen komen in de aarde bij de Noord en Zuid magnetische polen. Hier kunnen geladen deeltjes, versneld door de zonnewind, het veld volgen in onze atmosfeer., Als de deeltjes de moleculen van de lucht raken, laten ze ze gloeien en produceren ze prachtige gordijnen van licht, de aurora ‘ s, of de noordelijke en Zuidelijke lichten (Figuur 11)

Figuur 11. Aurora: de kleurrijke gloed in de hemel is het resultaat van geladen deeltjes in een zonnewind interactie met de magnetische velden van de aarde. De prachtige weergave die hier is vastgelegd, vond plaats boven het Jokulsarlon-meer in IJsland in 2013., (credit: Moyan Brenn)