De Zon
Centraal in ons zonnestelsel staat de Zon, de ster waaraan we onder andere het leven op Aarde te danken hebben. Meer dan 99% van alle massa in het zonnestelsel bevindt zich in de Zon, die met een diameter van meer dan een miljoen kilometer een imposante verschijning vormt. In deze categorie wordt er dieper ingegaan op dit fascinerende object.
Iedereen kent wel onze ster die wij 'de zon' noemen. De zon is een bol van gas en is immens heet. Het hemelobject heeft een gewicht dat 3 000 000 maal zo zwaar en 1 miljoen maal zo groot is als de Aarde. De hitte wordt opgewekt door nucleaire reacties in de kern. In die kern wordt waterstof tot helium omgezet. Die kernfusies zorgen ervoor dat er een grote hoeveelheid energie vrijkomt. Het oppervlak van de zon is dan ook bijzonder heet. De werkelijke temperatuur bedraagt 5 800°C, maar in het centrum van de zon is het nog veel heter. Daar loopt de temperatuur op tot 22 miljoen graden Celsius. De hoeveelheid warmte die de zon produceert is enorm. Als we aannemen dat de zon haar warmte in alle richtingen uitstraalt, is het deel daarvan dat de Aarde bereikt slechts 0.00000005%. Om de hoeveelheid warmte die de zon geeft te produceren, moet er per seconde 600 000 000 ton waterstof omgezet worden naar helium. De zon doet dit al 5 miljard jaar en heeft reeds 50% van haar waterstof verbruikt.
Zonnevlammen zijn heel intens. Plots komt een pak energie vrij uit gebieden waar het lokale magnetisch veld zich snel heropstelt of verandert door de spanning van het magnetisch veld. Deze spanning wordt meestal aangezet door een verzettende magnetische flux in of nabij een actieve regio. De nieuwe flux dient ofwel het huidige veld op te heffen of deze aan de kant schuiven. Aangezien veldlijnen vastgezet zijn in het zonneplasma kan het zich enkel kort herschikken in antwoord op deze wijzigingen in het magnetisch veld, magnetische spanning kan zich opbouwen tot een extreem punt, soms geeft dit aanleiding tot een zonnevlam. De oude flux wordt aan de kant geduwd waardoor sterke hellingen gemaakt worden aan de randen van het opkomende veld. Als een nieuwe dipool zich vormt, zal zich meestal een leidende vlek vormen en dan snel voorwaarts bewegen aan een grote snelheid en zo elke bestaande flux verpletteren die op zijn baan ligt. Het veld van de nieuwe dipool breidt zich ook uit in andere richtingen en zo het oude veld vervangen. Als de nieuwe flux zich in de bestaande flux van het omgekeerde type duwt, is er een onmiddellijke heropstelling of herverbinding van de velden (gekenmerkt door H-alpha verhelderingen). Maar aangezien het materiaal uit de weg wordt geduwd, worden de veldlijnen afgeschermd of uitgetekend langs de lijn loodrecht aan de beweging en een neutrale lijn wordt gevormd, omschreven als een afgeschermd magnetische veldgrens die regio's van omgekeerde magnetische polariteit scheiden. Merk wel op dat dit niet gebeurd wanneer de vlek zich in de flux van dezelfde polariteit duwt. Het compresseren en afschermen van velden gebeurt enkel bij verplaatsende zonnevlekken en niet met fakkelvelden.
Een zonnevlam is een grote explosie op de zon die plaats vind wanneer de opgeslagen energie in getwiste magnetische velden (meestal boven de zonnevlekken) plotseling vrijkomt. De vlammen produceren een uitbarsting van straling over het elektromagnetisch spectrum, van radiogolven tot X-stralen en gamma-stralen.
De eerste vaststelling dat de zon een wind uitstootte, kwam van de staart van kometen die zich altijd weg van de zon richten. Kepler dacht in de jaren 1600 dat deze staarten er kwamen door de druk van zonlicht. Inmiddels weten we dat kometen ook ionenstaarten hebben die in hun eigen spectraallijnen schijnen, niet enkel in gebroken zonlicht. Zulke staarten kunnen zich in een licht andere richting richten en zijn soms waargenomen om ineens sterk te versnellen zodat ze gebogen worden. De komeet Hale Bopp vertoonde in 1997, toen hij op z'n helderste was, duidelijk twee staarten. Terwijl de stofstaart veel helderder was, had de ionenstaart een andere blauwere kleur.
Het aantal zonnevlekken en magnetische polariteit van zonnevlekken varieert met een periode van ongeveer 11 jaar (22 jaar magnetische). Rond het zonneminimum zijn er weinig zonnevlekken zichtbaar en kan het gebeuren dat de zon enkele dagen volledig blanco is. Ongeveer 18 maanden voordat de oude cyclus eindigt, kunnen al enkele vlekken van de nieuwe cyclus op de zon verschijnen nabij 25 graden noorderbreedte of zuiderbreedte, met de overblijvende zonnevlekkengroepen die zich op beide zijden van de evenaar bevinden. Nadat de zonnevlekken uit de oude cyclus "gestorven" zijn, zullen de nieuwe vlekken groter worden en zullen er meer nieuwe vlekken gevormd worden. Met deze sprong in zonnevlekkenvorming verspreiden deze vlekken zich naar hogere breedtegraden tot 30 graden noordelijk of zuidelijk, die aangeven dat de nieuwe cyclus aan het opkomen is (enkele kortdurende zonnevlekken kunnen ontstaan tot 70 graden noordelijk of zuidelijk). De zonnevlekken vormen zich in verscheidene groepen, bestaande uit een grotere dominante zonnevlekleider of zonnevlekkenleider, vaak gevolgd aangezien de zon draait door wat kleinere staartvlekken. De activiteit verspreidt zich ook in locatie, met elke hemisfeer die een onregelmatige brede gordel vormt van zonnevlekkenactiviteit die langzaam naar de evenaar drijft wanneer de cyclus verdergaat.
Wanneer we met de SOHO ruimtesonde naar de zon kijken op een golflengte van 28,4 nanometer toont het de buitenste hete lagen van de atmosfeer van de zon, meer bepaald de corona. Het magnetische veld van de zon speelt hierin een grote rol hoe de afbeelding eruit zal zien. De heldere gebieden tonen heet, dicht gas aan dat gevangen is door het magnetische veld van de zon. De donkere lege gebieden zijn de plaatsen waar het magnetisch veld van de zon zich tot in de ruimte uitstrekt zodat het hete gas kan ontsnappen. De donkere kleur krijgen ze omdat er niet voldoende heet materiaal aanwezig is. Deze gebieden noemen we een coronaal gat zoals ook op onderstaande afbeelding is te zien.
Een zonnecyclus heeft een periode van gemiddeld 11 jaar. Wanneer we de tijd terugdraaien en kijken naar het zonnevlekkennummers doorheen de geschiedenis vinden we een periode van ongeveer 70 jaar (van 1645 tot 1715) waar zonnevlekken een uitzondering waren. Gedurende deze periode werd de zonneactiviteit onderbroken. Deze periode is beter gekend als het Maunder minimum.
Een coronale massa uitstoot (of CME) is een grote gasbel doordrenkt met magnetische veldlijnen die door de zon weggeblazen worden met een tijdsduur van enkele tientallen minuten tot enkele uren.
Een uitbarsting op de zon waarbij CME vrijkomt.
We hebben zonnevlekken in alle maten en vormen, de ene met een complexere magnetische structuur dan de andere, maar hoe kan je nu weten of een zonnevlek een gevaar vormt voor grote uitbarstingen? Om onderscheid te kunnen maken, zijn er regels opgesteld door het Mount Wilson observatorium in Californië. Elke zonnevlek zal nu in een bepaalde klasse ingedeeld worden.