De zon – onze eigen ster

De zon is onze dichtstbijzijnde ster. Vergeleken met de aarde is zij enorm groot, maar in het heelal is de zon een vrij gewone ster van gemiddelde grootte.

De zon draait dus niet overal even snel. Dat kan omdat zij geen vaste bol is: ze bestaat uit plasma. Bij de evenaar draait ze sneller dan in de buurt van de polen.

• Ongeveer 109 aardes passen naast elkaar over de diameter van de zon.
• Ongeveer 1,3 miljoen aardes passen in haar volume.
• De zon bevat ongeveer 99,8 procent van de massa van het zonnestelsel.

De zon bestaat niet uit één eenvoudig deel. In elke laag worden energie, warmte en magnetische velden op een andere manier doorgegeven.

Van binnen naar buiten

• De kern: hier vindt kernfusie plaats. De temperatuur is ongeveer 15 miljoen graden Celsius.
• De stralingszone: energie beweegt hier vooral door straling naar buiten. Fotonen worden steeds opgenomen en opnieuw uitgezonden.
• De convectiezone: heet plasma stijgt op en koeler plasma zakt. Zo wordt energie verder naar buiten vervoerd.
• De fotosfeer: de zichtbare laag waaruit het meeste zonlicht ontsnapt. De temperatuur is ongeveer 5.500 graden Celsius.
• De chromosfeer: een dunnere laag boven de fotosfeer, die bij een totale zonsverduistering zichtbaar kan worden.
• De corona: de ijle, buitenste atmosfeer van de zon. Zij reikt ver de ruimte in en vormt samen met de zonnewind een groot gebied rond de zon.

De corona is een opvallend raadsel. Hoewel zij verder van de kern ligt, is ze veel heter dan de fotosfeer. Magnetische golven en het voortdurend veranderen van magnetische velden spelen waarschijnlijk een belangrijke rol bij die verhitting.

Helemaal in het midden van de zon ligt de kern. Daar is de druk zo groot dat waterstofkernen onder zeer hoge temperatuur met elkaar kunnen reageren.

Bij kernfusie worden uiteindelijk waterstofkernen samengevoegd tot helium. De massa van het helium is iets kleiner dan de massa van de oorspronkelijke waterstofkernen. Dat kleine verschil verschijnt als energie. Einstein beschreef dit verband met de bekende formule E = mc².

De energie verplaatst zich eerst door de binnenkant van de zon. In de stralingszone wordt ze telkens opgenomen en opnieuw uitgezonden. Daarna helpt stromend plasma in de convectiezone om de energie verder naar buiten te brengen.

Een foton dat de fotosfeer bereikt, reist daarna met de snelheid van het licht naar de aarde. Dat duurt gemiddeld 8 minuten en 20 seconden. Als je de zon bekijkt, zie je haar dus zoals zij iets meer dan acht minuten geleden was.

De zon lijkt van een afstand rustig, maar haar oppervlak en atmosfeer veranderen voortdurend. Haar magnetische veld is een belangrijke motor achter die activiteit.

Zonnevlekken

Zonnevlekken zijn donkere gebieden op de fotosfeer. Ze zijn niet echt zwart en ook geen gaten in de zon. Ze hebben een lagere temperatuur dan hun omgeving en lijken daardoor donkerder. Sterke magnetische velden remmen daar een deel van de beweging van heet plasma.

Het aantal zonnevlekken verandert in een cyclus die gemiddeld ongeveer elf jaar duurt. Rond een zonnemaximum zijn er meestal meer vlekken en krachtige uitbarstingen. De cyclus verloopt niet exact volgens een vaste kalender.

Zonnevlammen en coronale massa-uitstoten

Een zonnevlam is een plotselinge uitbarsting van straling en energie. Bij een coronale massa-uitstoot wordt bovendien een grote hoeveelheid plasma met een magnetisch veld de ruimte in geslingerd. Als zo'n wolk in de richting van de aarde reist, kan zij na een paar dagen aankomen.

De zonnewind en ruimteweer

De zonnewind is een voortdurende stroom elektrisch geladen deeltjes uit de corona. Het magnetische veld van de aarde buigt veel van die deeltjes af. Bij sterke activiteit kunnen de deeltjes hoog in de atmosfeer terechtkomen. Daar kunnen ze het noorderlicht en zuiderlicht veroorzaken.

Sterk ruimteweer kan ook satellieten, radiocommunicatie, navigatie en in uitzonderlijke gevallen elektriciteitsnetten beïnvloeden. Daarom volgen wetenschappers de zon nauwkeurig.

De zon bevat bijna alle massa van het zonnestelsel. Haar zwaartekracht houdt de planeten in hun banen en beïnvloedt ook kometen, asteroïden en het materiaal ver buiten Neptunus.

Planeten ontvangen niet allemaal evenveel zonne-energie. Mercurius staat dicht bij de zon. Neptunus staat ongeveer dertig keer zo ver van de zon als de aarde en krijgt daardoor veel minder licht.

Afstand is alleen niet genoeg om de temperatuur van een planeet te verklaren. Venus staat verder weg dan Mercurius, maar is gemiddeld heter aan het oppervlak. Haar dikke atmosfeer houdt veel warmte vast door een sterk broeikaseffect.

Op aarde verwarmt zonlicht het oppervlak en helpt het de waterkringloop aandrijven. Planten gebruiken licht bij fotosynthese. Daardoor vormt de energie van de zon de basis van veel voedselketens.

De zon onderzoeken

Ruimtemissies en telescopen meten licht, deeltjes en magnetische velden. De ESA/NASA-missie Solar Orbiter onderzoekt onder andere de zonneatmosfeer, de zonnewind en gebieden rond de polen van de zon. Zulke metingen helpen wetenschappers beter te begrijpen hoe ruimteweer ontstaat.

De toekomst van de zon

De zon is nu ongeveer 4,6 miljard jaar oud en bevindt zich in een stabiele fase. Over ongeveer vijf miljard jaar raakt de waterstof in haar kern grotendeels op. De zon zwelt dan op tot een rode reus. Later stoot zij haar buitenste lagen af en blijft een hete, compacte witte dwerg over.