Rob's web

Home - Wetenschap - Astronomie - Zonnestelsel - Zon


Symbool: Zon

De Zon is de ster waar de Aarde omheen draait en het helderste object aan de hemel. De Zon is een gele dwerg, een ster uit de middelgrote klasse.

Ze is met een gemiddelde massa van zo'n 1,989×1030 kg (1989 quadriljoen ton) verreweg het zwaarste object in ons zonnestelsel. De Zon bevat 99,86% van de massa van ons volledige zonnestelsel. Deze massa bestaat voornamelijk uit waterstof, in de buitenste lagen zo'n 91 molprocent of 70 massaprocent. Het andere veelvoorkomende element is helium, zo'n 9 molprocent of 28 massaprocent. In het centrum van de Zon, waar door kernfusie waterstof wordt omgezet in helium, is het gehalte aan waterstof vermoedelijk lager (35 massaprocent) en dat aan helium hoger (63 massaprocent).

In de Griekse en Romeinse mythologie stond de Zon voor de goden Helios en Sol.

Vroeger werd de Zon als planeet gezien, toen men nog dacht dat de Zon rond de Aarde draaide (geocentrisme). Voor zover we weten was de Griekse astronoom Aristarchus van Samos, de eerste die op grond van redeneringen veronderstelde dat de Zon het middelpunt van de "kosmos" was, maar zijn leer werd verworpen ten gunste van die van Plato en Aristoteles. 500 jaar later werd de theorie van Plato en Aristoteles aangepast door Ptolemaeus. Pas in de 17e eeuw werd het heliocentristische model, zoals uitgewerkt door Copernicus, algemeen erkend.

Grootte van de zon

Zon en maan gezien vanaf de aarde
Zon en maan gezien vanaf de aarde, gefotografeerd met de zelfde lens.

Op de foto hierboven zie je links de zon en rechts de maan. Vanaf de aarde gezien lijken de zon en de maan ongeveer even groot. Maar dit is niet echt zo. De middellijn van de zon is 200 keer zo groot als die van de maan. Maar omdat de zon ongeveer 200 keer zo ver weg staat als de maan, lijken ze even groot aan de hemel. De zon heeft een middellijn van 1,4 miljoen kilometer.

Zonsveruistering

Zonsverduistering

Op bovenstaande foto is goed te zien dan de zone en maan gelijke grootte hebben gezien vanf de aarde.

Zonne eclips

Een zonsverduistering is een zeer spectaculaire gebeurtenis waarbij de maan voor de zon schuift. Als de maan precies de hele zonneschijf bedekt, noemen we dat een volledige zonsverduistering. Het wordt dan overdag even donker, omdat het zonlicht door de maan wordt tegengehouden. De buitenste laag gas van de zon is dan mooi te zien als een donkerrode rand. Bij een gedeeltelijke zonsverduistering schuift de maan maar een deel voor de zon.

Strutuur van de Zon

Doorsnede van de zon
  1. Kern
  2. Stralingszone
  3. Convektiezone
  4. Fotosfeer
  5. Chromosfeer
  6. Corona
  7. Zonnevlek
  8. Granulatie
  9. Protuberans

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 0,25 maal de straal van de Zon.

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 (protonen) uiteindelijk worden omgezet tot heliumkernen (alfadeeltjes). 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 (fotonen) en neutrino's. De protonen vormen na enkele tussenstappen alfadeeltjes (stabiele heliumkernen, bestaande uit twee protonen en twee neutronen). 1,6% van de energie wordt geproduceerd door de koolstof-stikstofcyclus. 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 de kern is 0,272 W/m3, veel minder dan een kaarsvlam. De geringe energieproductie van de zon per massa-eenheid in combinatie met het feit dat kernreacties per massa-eenheid miljoenen keren meer energie opleveren dan chemische reacties, zorgt ervoor dat het miljarden jaren duurt voordat de zon door haar energievoorraad heen is.

De meeste energie komt aanvankelijk vrij in de vorm van gammastraling. Deze straling heeft in het interieur van de Zon een zeer beperkte reikwijdte en steeds weer worden daar fotonen geabsorbeerd en weer 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. Een 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.

Kernfusie

Kernfusie is het samensmelten van de kernen van verschillende atomen, waarbij een andere, zwaardere kern wordt gevormd. Wanneer atomen van lichte elementen zoals waterstof samensmelten, wordt hierbij iets van de massa omgezet in energie, in het geval van waterstof ongeveer 0,67%. Het fuseren van zwaardere atomen kost daarentegen juist energie. De overgang tussen 'licht' en 'zwaar' ligt in deze context bij het element ijzer.

Voordat in 1938 de Duitse fysicus Hans Bethe het idee opperde dat de zon en de sterren hun energie opwekken door kernfusie, was het een raadsel waar al die energie vandaan kwam; alle in die tijd bekende chemische reacties leverden daarvoor veel te weinig op. De zon zet per seconde ongeveer 700 miljoen ton waterstof om in circa 695 miljoen ton helium. Het verschil in de massa, rond de 4,4 miljoen ton, is in energie omgezet, waarbij de beroemde formule van Albert Einstein, E = mc2, geldt. Kernfusie is ook de energiebron van een waterstofbom, die vele malen krachtiger bleek dan de in de jaren veertig ontwikkelde atoomsplitsingsbom.

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 (vergelijk 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 radiatief 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 radiatieve 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.

Voor het weergeven van de inhoud op deze pagina is een nieuwe versie van Adobe Flash Player vereist.

Adobe Flash Player ophalen


Demonstratie van convectie.

Fotosfeer

Het zichtbare zonlicht dat de Aarde ontvangt van de Zon is afkomstig van de fotosfeer, de zone waaronder de Zon ondoordringbaar wordt voor zichtbaar licht. Boven de fotosfeer kan het zonlicht doordringen naar de ruimte, maar een gedeelte daarvan wordt nog verstrooid door de ijle chromosfeer. De verandering in doorzichtigheid wordt veroorzaakt door de afname van H--ionen, die licht gemakkelijk absorberen. Tegelijkertijd wordt het licht dat we waarnemen voornamelijk geproduceerd door reacties van elektronen met waterstofatomen waarbij H--ionen worden gevormd.

De fotosfeer is enkele tientallen tot honderden kilometers dik. Het zonlicht dat de Aarde ontvangt komt ongeveer overeen met de straling van een zwart lichaam met een temperatuur van 5777 K, met daartussen zwarte lijnen die worden veroorzaakt door atomaire absorptie in de chromosfeer. Op zeeniveau is al een gedeelte verstrooid door Rayleighverstrooiing en absorptie door watermoleculen.

Stralingsintensiteit

Stralingsdiagram
Thermische straling.

De op de grafiek getoonde straling is de straling die van het zonneoppervlak komt en wordt bepaald door de oppervlaktetemperatuur van de zon.

De kracht van het zonlicht is onvoorstelbaar. Iedere vierkante centimeter van het zonsoppervlak geeft evenveel licht als 100 lampen van 60 Watt bij elkaar. Behalve zichtbaar licht (52%) straalt de zon ook infrarood (44%) en ultraviolet licht (4%) uit. Het infrarode licht kun je voelen, omdat het de huid verwarmd. Het ultraviolet licht geeft onze huid een zonnig tintje, maar kan ook zonnebrand of huidkanker veroorzaken.

Zonnevlekken

Een zonnevlek
Een zonnevlek (het heldere gebied nabij de horizon) in ultraviolet licht (2000)

Zonnevlekken zijn relatief donkere vlekken op het oppervlak van de Zon en van tijdelijke aard. Het oppervlak van de Zon vertoont geregeld donkere vlekken. De zonnevlekken hangen samen met koelere plekken op de Zon. Ze leven enkele dagen tot enkele weken en het aantal vlekken dat zichtbaar is komt en gaat in een elfjaarlijkse cyclus. Hun aantal is een maat voor de activiteit van de Zon: hoe meer er te zien zijn, hoe actiever de Zon. Een actieve Zon produceert korte explosies van energie waarbij geladen deeltjes vrijkomen. Als die deeltjes de aardse atmosfeer binnendringen kunnen ze poollicht veroorzaken. De kans op poollicht is het grootst in jaren met veel zonne-activiteit. Gemiddeld om de elf jaar verwisselt de Zon haar magnetische polen van plaats, de "actieve" periode. De laatste keer was in 2001 en de polen zullen zo blijven tot 2012, wanneer de polen opnieuw van plaats wisselen. Deze poolverschuiving gebeurt altijd op het hoogtepunt van de toename in het aantal zonnevlekken, elke 11 jaar.

Zonnevlek
Zonnevlekken.

De vlekken zijn omringd door iets helderder en hetere gebieden, de zogenaamde fakkelvelden. Daarvan is de temperatuur ongeveer 4000 graden hoger dan die van het gemiddelde zonsoppervlak. Die velden stralen daarom een versterkte ultraviolette straling uit. Ook de fakkelvelden komen en gaan, met de zonnevlekken.

Een zonnevlek mag ten opzichte van de rest van de Zon een donkere plek zijn, in het midden is die nog altijd 5000 keer zo helder als de volle maan.

Heel kleine vlekken, die ook wel poriën worden genoemd, ontstaan in een paar minuten en kunnen na een paar uur alweer verdwenen zijn. Hun middellijn is niet veel groter dan die van een paar granulatiekorrels bij elkaar. De vlekken zitten in groepjes van 10 tot wel groepen van meer dan 100 vlekken. Zo'n grote zonnevlekkengroep verandert voortdurend van uiterlijk maar kan een paar weken, soms zelfs enige maanden zichtbaar blijven.

De zonnevlekken bewegen zich van oost naar west over de zonneschijf. Deze beweging is schijnbaar, want net als alle andere hemellichamen draait ook de Zon om haar as. Zonnevlekken die ter hoogte van de zonne-equator liggen bleken in ongeveer 25 dagen eenmaal om de Zon te bewegen, terwijl vlekken op hogere breedte er soms meer dan 30 dagen over doen.

Zonnevlekken hebben een temperatuur die ongeveer 1000 tot 1500 graden lager ligt dan van hun omgeving. Op de plaats van de vlekken heerst een sterk magneetveld. Bij zonnevlekkengroepen die zich op het noordelijk halfrond van de Zon bevinden, vertoont de eerste vlekkengroep een magnetische noordpool en de volgende een zuidpool. Bij de vlekkengroepen op het zuidelijk halfrond is het juist andersom. Er zijn verschillende grootteklassen van zonnevlekken die worden aangeduid met een letter van A tot J.

Sunspot numbers
De cycli van de zon.

Maunderminimum

Het Maunderminimum is de naam die aan een periode (1645 tot 1715) wordt gegeven, waarin buitengewoon weinig zonnevlekken te zien waren. De periode is vernoemd naar de astronoom Edward Maunder, die de ontdekking deed toen hij verslagen uit die tijd bestudeerde. In een periode van 30 jaar werden bijvoorbeeld maar 50 zonnevlekken waargenomen, terwijl dat normaal tussen de 40.000 en 50.000 zijn.

Geleerden hebben een sterk vermoeden dat het klimaat op aarde beïnvloed wordt door het aantal zonnevlekken. Het Maunderminimum dat optrad tussen 1645 en 1715 viel op één van de dieptepunten van de zogenaamde "Kleine ijstijd", genoemd omdat in deze perioden zeer veel koude winters gerapporteerd werden. De zonnevlekkencyclus van 11 jaar is terug te zien in de jaartallen dat de Elfstedentocht verreden is.

Zonneatmosfeer

De zonneatmosfeer heeft een lage dichtheid en wordt daardoor overstraald door de fotosfeer. Ze veroorzaakt donkere absorptielijnen doordat alleen bepaalde banden geabsorbeerd worden en dan weer in willekeurige richting worden uitgezonden en ons daardoor niet meer bereiken. 500 kilometer boven de fotosfeer ligt de koelste laag van de Zon met een temperatuur van 4100 K, die koud genoeg is om moleculen als CO en H2O te bevatten.

Chromosfeer

Daarboven ligt de chromosfeer. Deze 2000 km dikke ijle laag is direct zichtbaar als een oranje ring om de Zon tijdens een zonsverduisteringen, of als een flits bij het begin of einde van een zonsverduistering. In het spectrum van de chromosfeer zelf zijn de donkere Fraunhoferlijnen juist lichte lijnen.

De zwarte absorptielijnen veroorzaakt door absorptie in de corona zijn van groot historisch belang geweest omdat ze het bestaan van aardse elementen op de Zon aantoonden, alsmede elementen die op Aarde nog onbekend waren. In 1868 werd door Joseph Norman Lockyer verondersteld dat de onbekende absorptielijnen werden veroorzaakt door een nieuw element dat hij helium noemde, naar de zonnegod Helios. Pas 25 jaar later werd helium ook op Aarde geïsoleerd.

De temperatuur van de chromosfeer neemt toe vanaf de top van de koele laag tot 20 000 kelvin aan het einde. De dichtheid neemt van beneden naar boven af met een factor 10-4 tot 10-15 g/cm3 in de hete bovenlaag. De laag waar de chromosfeer overgaat in de corona is zeer turbulent en bestaat uit een constant veranderend patroon van draden en zonnevlammen in de bovenste laag van de chromosfeer.

Corona

Corona

De corona is de hete atmosfeer rondom de zon die zich uitstrekt over miljoenen kilometers. Zij is normaliter niet met het blote oog zichtbaar, maar wel tijdens een volledige zonsverduistering. Zij is dan als een lichtkrans waarneembaar.

De corona kan goed worden waargenomen tijdens volledige zonsverduisteringen. De grootte wisselt met de zonneactiviteit en ze kan zich bij de zonne-equator tot wel twee zonnediameters uitstrekken. Tijdens een zonnevlekkenmaximum strekken de stralen van de corona zich naar allerlei richtingen uit, tijdens een minimum alleen in een gebied rond de zonne-equator.

De temperatuurgradiënt in dit gebied is enorm groot. De temperatuur stijgt van 20 000 K tot enkele miljoenen kelvin binnen enkele honderden kilometers. De structuur van deze laag kan worden waargenomen door ruimtetelescopen gevoelig voor zeer kortgolvige UV-straling. De temperatuur van de corona varieert en kan oplopen tot 20 miljoen kelvin.

De temperatuur van de corona is hoger dan die van het zichtbare oppervlak van de zon - de fotosfeer. De fotosfeer heeft namelijk een temperatuur van rond de 6000 °C, terwijl de corona een temperatuur heeft van rond de 1.000.000 °C. De hoge temperatuur van de corona is jarenlang een raadsel geweest, omdat zij die temperatuur blijkbaar niet aan de fotosfeer onttrekt. Men veronderstelt dat haar energie afkomstig is van de magnetische velden in de actieve gebieden van de zon die energie uitstoten.

X-ray photo sun
De zon gefotorafeerd in röntgenstraling.

De corona varieert met de zonnecyclus. Tijdens rustige periodes is duidelijk te zien dat de corona lange serpentines vertoont die van de zon af gericht zijn in een patroon als van een magnetisch veld. Bij zeer hoge activiteit is de corona helderder en vertoont zij coronale gaten met spiralen en bogen boven protuberansen en zonnevlammen. Coronale gaten zijn donkere vlekken in de corona met een lagere temperatuur dan hun omgeving waaruit de zonnewind stroomt. De zonnewind is een snelle stroom van elektronen en protonen, en zij beïnvloedt de magnetische velden van de planeten.

F-corona

Het gaat hier om de Fraunhofer-corona of stofcorona, dat deel van de buitencorona van de zon, zich misschien buiten de aardbaan uitstrekkend, waarneembaar in het zodiakaallicht. Het licht is door stofdeeltjes verstrooid zonlicht met Fraunhoferlijnen in het spectrum, temperatuur bij de aardbaan circa 300 Kelvin.

K-corona

De K-corona is een corona met een continu spectrum en behoort tot de buitencorona van de zon, zich uitstrekkende buiten de aardbaan en bestaande uit elektronen, protonen en heliumkernen. Het licht ontstaat door lichtverstrooiing dat veroorzaakt wordt door vrije elektronen. De temperatuur bij de zon bedraagt 1 miljoen Kelvin, in de buurt van de aarde 10.000-den Kelvin.

L-corona

De L-corona is een corona met emissielijnen en behoort tot de binnencorona van de zon. Zij strekt zich uit tot een halve zonneradius boven het zonsoppervlak. Het licht wordt veroorzaakt door de uitstoot van hooggeïoniseerde gassen met een temperatuur van 1 miljoen Kelvin.

Protuberans

Een protuberans is een lange, grillig gevormde materiebrug in de atmosfeer van de zon. Het woord Protuberans komt van het Latijns werkwoord 'Proturbare' wat 'Verstoren' betekent. Protuberansen hebben vaak de vorm van een soort wolk. Als zo'n wolk zichtbaar is tegen de achtergrond van de zonneschijf dan ziet hij er donker uit en wordt hij filament genoemd. Als zo'n wolk voorbij de rand van de zonneschijf steekt, dan ziet hij er daar helder uit en dan heet het een protuberans. Protuberansen kunnen ongeveer 50.000 à 100.000 km (ongeveer 5 tot 10% van de diameter van de zon) boven het oppervlak van de zon uitsteken. De grootste die ooit werd waargenomen was 350.000 km hoog. Protuberansen en filamenten kunnen verschillende maanden oud worden, maar sommige verdwijnen veel sneller weer.

Men onderscheidt de volgende types:

Waarneming

Protuberansen en filamenten zijn niet zichtbaar in wit licht maar alleen in licht van het midden van sterke spectraallijnen. Protuberansen kan men waarnemen met een coronagraaf of een H-α filter.

Ontstaan

Sommige protuberansen lijken te verschijnen door zonnevlammen.

Zonnevlam

Zonnevlam
Een zonnevlam (12 januari 2007).

Een zonnevlam (flare) is een explosie op het oppervlak van de zon, die ontstaat door het plotseling vrijkomen van de energie die wordt vastgehouden in de magnetische velden. Er ontstaat straling over het hele gebied van het elektromagnetische spectrum.

Zonnevlammen worden ingedeeld in drie hoofdklassen:

Meer objectief worden de zonnevlammen ingedeeld aan de hand van de uitgestraalde energie (Watt per m2 in golflengten tussen 1 en 8 Ångström). X-klasse zonnevlammen geven een energie af van meer dan 10-4 Watt/m2, M-klassen tussen de 10-4 en 10-5 en C-klassen tussen 10-5 en 10-6 Watt/m2. Iedere klasse loopt van 1 tot 9, dus bijvoorbeeld C1 tot C9.

Bekende X-klasse zonnevlammen waren die van maart 1989, die grote schade aan elektriciteitscentrales in Canada veroorzaakten en de uitbarsting op 4 november 2003, die zo groot was dat hij niet te meten was. Geschat wordt dat deze uitbarsting geclassificeerd moet worden als X28. De richting van deze laatste uitbarsting was niet naar de aarde toe, zodat het effect op aarde niet zo groot was.

Materie uitgestoten bij zonnevlammen komt uiteindelijk terecht in de zonnewind.

Coronal mass ejection

Zonnewind

De zonnewind is een stroom van geladen deeltjes die ontsnappen van het oppervlak van de Zon. Door de grote hitte van een miljoen kelvin in de corona krijgen protonen en elektronen een gemiddelde snelheid van 145 km/s. Een aantal van die deeltjes heeft een snelheid hoog genoeg om de ontsnappingssnelheid van 618 km/s te overschrijden. De Zon verliest per jaar op deze manier zo'n 60 exagram (60×1015kg) aan materiaal, wat in de 4,6 miljard jaar van haar bestaan overeenkomt met ongeveer 0,01 procent van haar totale massa. In de buurt van de Aarde bevat de zonnewind 9 protonen, 10 elektronen, 0,5 alfadeeltje en een kleine fractie hooggeladen ionen (C, N, O, Ne,..). Deze passeren de Aarde met een gemiddelde snelheid van zo'n 450 km/s.

Tijdens zonneminima kan de zonnewind ingedeeld worden in ruwweg twee types, de langzame en de snelle zonnewind. De langzame wind heeft een snelheid van 300 à 400 km/s en bevindt zich rond de evenaar van de Zon. Op breedtegraden meer dan 15 graden van de evenaar treft men de snelle zonnewind aan. Deze is afkomstig van coronal holes rond de polen en heeft een snelheid van zo'n 700 km/s. Door de verschillende ontstaanswijzen van de twee soorten wind verschillen ze sterk in samenstelling; de langzame zonnewind bevat hoger geladen ionen dan de snelle zonnewind, doordat zij voortkomt uit hetere gebieden op de Zon.

Tijdens zonnemaxima verdwijnt deze eenvoudige indeling. De variabele, langzamere wind wordt op alle geografische breedtes dominant en de zonnewind wordt verstoord door veel zonne-uitbarstingen, die vaak gepaard gaan met het uitstoten van hete plasmawolken (Coronal Mass Ejections, CME).

Heliosfeer

Heliosheat region
Afbeelding van de heliosfeer, de schil om het Zonnestelsel waar de zonnewind heerst. De plek waar het plasma in de zonnewind de interstellaire ruimte ontmoet wordt heliopauze genoemd.

De heliosfeer is het gebied waarin de zonnewind de overheersende stroom van deeltjes is. De zonnewind bestaat uit geïoniseerde deeltjes afkomstig van de corona van de zon. Deze kunnen in de magnetosfeer van de aarde magnetische stormen doen ontstaan (zie poollicht) die invloed kunnen hebben op onze draadloze communicatiesystemen. Het gebied wordt begrensd door de heliopauze. De heliopauze is het gebied waar de kracht van de zonnewind zo sterk is afgenomen dat hij wordt meegesleurd door de deeltjes die het interstellair medium vormen. Hierna eindigt de invloed van ons zonnestelsel.

De zonnewind heeft de eerste 10 miljard kilometer een snelheid van één miljoen kilometer per uur. Als hij begint te botsen met de interstellaire materie daalt de snelheid tot subsonische snelheid.

De plaats waar de snelheid subsonisch wordt, wordt termination shock genoemd. Daar worden de deeltjes vertraagd (100 km/s) door de tegemoetkomende interstellaire deeltjes (400 km/s). De achteropkomende deeltjes halen de vertraagde deeltjes in en er ontstaat een schokgolf. Dit is te vergelijken met water dat van de kraan in de gootsteen valt. In eerste instantie vloeit het water snel weg maar vertraagt even verder. Het achterop komende water botst op het vertraagde water en vormt een schokgolf. Bij de zon vindt dit plaats op 75 tot 90 astronomische eenheden van de zon. Volgens de American Geophysical Union passeerde de Voyager 1 dit gebied in december 2004. Hij bevond zich toen 94 AE van de zon. Voyager 2 was echter op 76 AE van de zon toen hij deeltjes uit tegenovergestelde richting waarnam. Dat was in mei 2006. Dat betekent dat de heliosfeer een onregelmatige vorm heeft: dikker in het noorden, ingedeukt in het zuiden.

De plaats waar de snelheid van de interstellaire materie en de zonnewind elkaar opheffen noemt men de heliopause. Waar de snelheid van de interstellaire materie subsonisch wordt ontstaat een boegschok (analoog aan de boeggolf van een schip). Hier worden de interstellaire deeltjes om ons zonnestelsel heen geleid. Bij de rode reus Mira in het sterrenbeeld Walvis neemt men duidelijk een boegschok en een heliopause waar. De ster beweegt tegen 130 km/s door de ruimte.

Video's

The sun is not gaseous

De zon vandaag

Zon vandaag H alpha photo

Solar X-raysStatus
Geomagnetic FieldStatus
X-Ray FluxSatellite Environment (combined)Electron Flux
MagnetometerEstimated Kp IndexGOES 8 Proton Flux

More images (from NASA).

SOHO