Structuur

De Zon is een bijna perfecte bol met een afplatting die geschat is op 0,000 008 77, hetgeen betekent dat de pooldiameter 11 km kleiner is dan de equatoriale diameter. De Zon is niet vast, maar in plasmatoestand, waardoor verschillende rotatiesnelheden mogelijk zijn: de rotatiesnelheid aan de evenaar is hoger dan aan de polen. De rotatie aan de evenaar is ongeveer 25 dagen en aan de polen 36 dagen. Gezien vanaf haar noordpool draait de Zon, net als de meeste objecten in het zonnestelsel, tegen de klok in. Doordat de Zon in dezelfde richting roteert als de Aarde, lijkt haar omwenteling gezien vanaf de Aarde drie dagen langer te duren.

TERUG

De temperatuur van de kern zou te laag zijn voor kernfusie, maar door het tunneleffect treden er toch fusiereacties op. De energieproductie van de Zon per massa-eenheid is daardoor verrassend laag. Voor de gehele Zon is dit 194 µW/kg, maar in de relatief kleine schil waar de fusie plaatsvindt is dat 150 maal zo veel. Ter vergelijking: Het menselijk lichaam produceert 1,3 W/kg. De energieproductie in het middelpunt van de Zon is volgens theoretische modellen 276,5 W/m³, veel minder dan een kaarsvlam. Voor fusiereactoren op Aarde zijn dan ook veel hogere temperaturen van het plasma nodig en worden andere kernen gebruikt die makkelijker fuseren. De geringe energieproductie van de Zon per massa-eenheid in combinatie met het feit dat kernreacties per massa-eenheid miljoenen keren zoveel energie opleveren als chemische reacties, zorgt ervoor dat het miljarden jaren duurt voordat de Zon door haar energievoorraad heen is.

Kern

De kern is het gedeelte van de Zon waar de dichtheid en de temperatuur hoog genoeg zijn om fusiereacties te veroorzaken. De kern strekt zich uit van het midden van de Zon tot ongeveer een kwart van haar straal.

De Zon krijgt haar energie voornamelijk door de zogenaamde proton-protoncyclus, mogelijk gemaakt door de enorme druk die de eigen zwaartekracht van de Zon op de materie uitoefent, in de kern zo'n 2×1016 pascal. De temperatuur van de kern is ca. 15 miljoen kelvin. Daar vinden fusiereacties plaats waarin waterstofkernen zijnde protonen via enkele tussenstappen worden omgezet tot heliumkernen zijnde alfadeeltjes, bestaande uit twee protonen en twee neutronen. Per seconde wordt ca. 700 miljoen ton waterstof in ca. 695 miljoen ton helium omgezet. Het verschil, 4,4 miljoen ton, wordt uitgestraald in de vorm van gammastraling zijnde fotonen en neutrino's. 1,6% van de energie wordt geproduceerd door de koolstof-stikstofcyclus.

Straling

De meeste energie komt aanvankelijk vrij in de vorm van gammastraling. Deze straling heeft in het binnenste van de Zon een zeer beperkte reikwijdte en steeds weer worden daar fotonen geabsorbeerd en opnieuw uitgezonden als fotonen van iets lagere energie. De energie doet er erg lang over om de buitenste lagen van de Zon te bereiken. Schattingen variëren van 10.000 tot 170.000 jaar. Eén hoogenergetisch foton produceert tijdens dit proces uiteindelijk enkele miljoenen fotonen van lagere energie aan het oppervlak.

In tegenstelling tot de gevormde fotonen worden de tijdens kernfusie gevormde zonneneutrino's niet of nauwelijks geabsorbeerd in de Zon. Ze bereiken de Aarde in acht minuten. Een groot probleem bij zonnemodellen was het tekort aan neutrino's die op Aarde worden gedetecteerd. Op grond van de uitgestraalde energie kan namelijk het aantal en de aard van de neutrino's worden afgeleid. Dit verschil blijkt veroorzaakt te worden door neutrino-oscillatie. De gevormde neutrino's veranderen van smaak (e-neutrino's oscilleren naar mu- en tau-neutrino's) tijdens hun reis door de Zon en worden daardoor moeilijker gedetecteerd.

Stralingszone

In de stralingszone is de dichtheid van de zonnematerie hoog genoeg voor radiatief transport van warmte naar buiten. Dit houdt in dat het warmtetransport wordt veroorzaakt door opname en afgifte van fotonen en er geen transport van materie plaatsvindt te vergelijken met de bodem van een pan. De temperatuur neemt in deze zone af van 7 miljoen kelvin naar 2 miljoen kelvin. Ze strekt zich uit van de buitenkant van de kern tot 0,75 maal de straal van de Zon.

Convectiezone

Deze zone strekt zich uit vanaf 0,75 maal de straal van de Zon tot het oppervlak. De temperatuur neemt in deze zone af van 2 miljoen kelvin naar 5300 kelvin. In deze zone is er naast radioactief transport ook sprake van convectie, doordat de dichtheid en de temperatuur niet meer toereikend zijn voor warmtetransport door alleen straling. Dit kan worden vergeleken met de waterstromen in een pan boven de hete bodem. Materie die wordt verhit door de radioactieve zone stijgt op en koelt af aan de oppervlakte. Dit systeem bestaat uit Bénard-cellen die zeshoekig van vorm zijn. Deze cellen vormen de granulatie van de Zon, zichtbaar op zonnefoto's.

Elke kolom veroorzaakt ook een eigen magnetisch veld. Het grotere magnetisch veld van de Zon wordt waarschijnlijk gevormd in de overgangslaag van de stralings- naar de convectiezone; de tachocline. Het warmtetransport door convectie is veel sneller dan het transport door radiatie. Het duurt een week voordat het hete materiaal de fotosfeer bereikt.

Bronnen

- Wikipedia
- NASA
- M. Weiss
- APOD
- Azmez warisem

Astropolis respecteert logischerwijze de auteursrechten, maar het blijkt helaas niet altijd mogelijk om te achterhalen wie de rechtmatige eigenaar is van betreffende foto of video. Bent u de eigenaar en maakt u bezwaar ? Neem dan gerust contact met ons op !