De zon is zo’n 4,6 miljoen jaar geleden ontstaan uit een reusachtige wolk van gas en stof in de ruimte, ook wel een moleculaire wolk genoemd. Deze wolken bevinden zich vaak in de ‘armen’ van sterrenstelsels zoals onze Melkweg. De vorming van de zon begon toen een deel van deze wolk instortte onder zijn eigen zwaartekracht, een gebeurtenis die mogelijk werd veroorzaakt door een schokgolf van een nabijgelegen supernova.

Naarmate de wolk instortte, begon het materiaal in het midden zich samen te voegen tot een protoster, een vroege vorm van een ster. De protoster bleef materiaal aantrekken en werd steeds heter en dichter. Uiteindelijk, toen de temperatuur in de kern van de protoster hoog genoeg werd (ongeveer 10 miljoen graden Celsius), begonnen waterstofatomen te fuseren tot helium in een proces dat kernfusie wordt genoemd. Deze kernfusie zorgde voor een enorme hoeveelheid energie, waardoor de protoster begon te stralen en de zon werd geboren.

Dit proces van samentrekking en kernfusie duurde miljoenen jaren, maar resulteerde uiteindelijk in de vorming van onze zon, een gele dwerg, een G-type hoofdreeksster, die sindsdien een stabiele energiebron is geweest voor ons zonnestelsel. De zon staat op zo’n 150 miljoen kilometer van de aarde.

De zon is het grootste object van ons zonnestelsel en zo’n 1,4 miljoen kilometer in doorsnee. De zon weegt meer dan 330.000 aardes bij elkaar. De zwaartekracht van de zon houdt ons hele zonnestelsel bij elkaar en zorgt dat alles, van stukjes puin tot de verste planeet Neptunus netjes in een baan om de zon draait.

Lees ook: De zon wordt iedere seconde lichter! Moeten we ons zorgen maken?

De zon draait net als planeten om zijn as en net als gasplaneten, zoals bijvoorbeeld Jupiter en Saturnus, heeft de zon een gedifferentieerde rotatiesnelheid. Aan de evenaar draait de zon in ruim 25 dagen om zijn as, aan de polen is dat bijna 31 dagen.

De zon bestaat voor 91 procent uit waterstof en 8,9 procent uit helium. We kunnen de zon opdelen in twee segmenten: het inwendige en de atmosfeer. Het inwendige van de zon bestaat van binnen naar buiten uit:

Kern: De kern is het centrale deel van de zon, waar de temperatuur en druk zo hoog zijn dat kernfusie plaatsvindt. Hier worden waterstofatomen omgezet in helium, wat een enorme hoeveelheid energie vrijgeeft. Tijdens kernfusie worden 4 waterstofkernen samengesmolten tot 1 heliumkern. De 4 vier waterstofkernen wegen samen zwaarder dan de enkele heliumkern. De zon verliest zo constant massa. (Lees de zon wordt steeds lichter!) Dit noemen we massadefect.

Stralingszone: Boven de kern ligt de stralingszone, waar energie van de kern naar buiten wordt getransporteerd door middel van stralingsdiffusie. Dit betekent dat fotonen (lichtdeeltjes) zich een weg banen naar de buitenste lagen. De stralingszone is zo’n 380.000 km dik en de straling doet er zo’n 170.000 jaar over om door de laag heen te komen.

Convectiezone: In de convectiezone, die zo’n 200.000 km dik is, wordt energie getransporteerd door convectie. Aan de onderkant van de convectiezone wordt de straling geabsorbeerd waardoor het plasma opwarmt, uitzet en opstijgt naar de buitenste rand van de aarde. Daar aangekomen koelt het plasma weer af af en zakt het weer terug naar beneden om opnieuw op te warmen.

De atmosfeer van de zon is eveneens opgedeeld in 3 lagen. Van binnen naar buiten zijn dat:

Fotosfeer: De fotosfeer is de zichtbare oppervlakte van de zon, waar het meeste zonlicht dat we zien vandaan komt. Hier is de temperatuur ongeveer 5.500 graden Celsius. De laag is ongeveer zo’n 500 km dik.

Chromosfeer: Boven de fotosfeer ligt de chromosfeer, een dunne laag waar de temperatuur weer stijgt. Deze laag is zichtbaar tijdens zonsverduisteringen als een roodachtige rand.

Corona: De buitenste laag van de zon is de corona, een uitgestrekte, ijle atmosfeer die zich miljoenen kilometers in de ruimte uitstrekt en een temperatuur van enkele miljoenen graden Celsius heeft. De corona is ook zichtbaar tijdens een totale zonsverduistering als een witgrijze halo rondom de zon.

In de kern is de temperatuur zo’n 15 miljoen graden Celsius. In de stralingszone daalt de temperatuur naar zo’n 2 miljoen graden Celsius en in de convectiezone zakt de temperatuur verder naar circa 5500 graden Celsius. Dit is ook de temperatuur in de fotosfeer. In de chromosfeer gaat de temperatuur weer stijgen tot wel 25.000 graden Celsius in de buitenste delen en in de corona loopt de temperatuur weer op naar 1 tot 3 miljoen graden Celsius.

De reden van die laatste enorme stijging is nog steeds niet goed begrepen, maar men denkt dat het te maken heeft met sterke magnetische veldinteracties.

De zon is een enorme bol heet plasma die constant in beweging is. Het zichtbare oppervlak van de zon is de fotosfeer. Deze laag van zo’n 500 km dik heeft aan het oppervlak een temperatuur van zo’n 5500 graden Celsius. Het oppervlak bestaat uit granulen, een celachtige structuur met heldere kernen en donkere randen.

De granulen worden veroorzaakt door convectie van plasma. De plasma bellen ploppen op aan het zonoppervlak waarna het plasma weer afkoelt en terug zinkt in de convectielaag.

Op het zonneoppervlak zien we ook zonnevlekken. Deze gebieden zijn donkerder dan de omgeving. De temperatuur van zonnevlekken bedraagt zo’n 4000 graden Celsius en dus zijn de vlekken veel koeler dan hun omgeving. Als je een zonnevlek goed bestudeerd dan zie dat de vlek uit 2 delen bestaat. Een kern, de umbra en daaromheen de penumbra, een lijnenpatroon. Zonnevlekken komen vaak in groepen voor en rond zonnevlekken zie je vaak zonnevlammen.

Lees hier meer over zonnevlekken.

Zonnevlammen zijn krachtige, explosieve uitbarstingen van straling die ontstaan door plotselinge vrijgave van magnetische energie in zonnevlekken. Fakkels zie je vaak in de buurt van zonnevlammen maar zijn niet zo explosief en helder als zonnevlammen. Protuberansen zijn grote heldere lussen van plasma. Ze kunnen zich ver uitstrekken tot in de corona. Het plasma kan weer terugvallen op de fotosfeer maar kan ook met zonnewinden de ruimte worden in geslingerd.

Magnetisme speelt een cruciale rol in de dynamiek en activiteit van de zon. De zon heeft een zeer complex en krachtig magnetisch veld. De magnetische velden worden opgewekt door het dynamo effect in de convectiezone waar het geleidend plasma beweegt en wordt afgebogen door de differentiële rotatie van de zon. Het magnetisme leidt tot alle dynamische processen aan oppervlak.

Er zijn niet altijd evenveel zonnevlekken. Er is een duidelijke cyclus van gemiddeld zo’n 11 jaar. We gaan dan van zonneminima naar een zonnemaxima en weer naar een zonneminima. Tijdens het zonnemaxima zijn er veel zonnevlekken op de zon en is er veel magnetische activiteit. Gedurende een zonnecyclus draait het magnetisch veld van de zon om. Het duurt twee zonnecycli om de polariteit weer in de uitgangspositie te krijgen. Die 22 jaar noemen we de magnetische cyclus.

Aan het begin van de zonnecyclus lopen de magnetisch veldlijn van pool tot pool. Echter omdat de zon een differentiële rotatie kent bewegen de veldlijnen sneller rond de evenaar dan bij de polen. Hierdoor wordt het patroon verstoord en wikkelen de lijnen zich als het ware deels om de zon. De afstand tussen de lijnen gaat zo variëren en als de lijnen te dicht bij elkaar komen stoten ze elkaar af en breken door het oppervlak van de zon. Hier ontstaat een zonnevlek omdat het magnetisme het plasma vertraagd.

Al die continue dynamische processen zorgen ook voor een zonnewind. Dit is een stroom van geladen deeltjes die continue van de zon afstroomt. Hierdoor wordt de massa van de zon ook constant minder.

Door zonnevlammen worden soms grote hoeveelheden geladen deeltjes en magnetische energie de ruimte in geslingerd. Deze extreme uitbarstingen noemen we een CME (Coronal Mass Ejections). Als zo’n uitbarsting richting de aarde is gericht kan dit tot problemen leiden.

De aarde heeft een magnetosfeer die ons beschermt tegen de constante zonnewind. De aarde heeft een magnetisch veld dat opgewekt wordt in het vloeibare deel van de aardkern. De magnetopauze is de grens tussen de ruimte en de magnetosfeer. De magnetosfeer is als het ware een soort schild aan de zonzijde, de dagzijde. Aan de nachtzijde van de aarde bevindt zich de magnetotail die miljoenen kilometers lang is.

Wanneer de zonnewind tegen de magnetosfeer aan botst (dit is de constante bow shock) worden de geladen deeltjes vertraagd en opgewarmd om vervolgens langs het magnetisch veld om de aarde afgevoerd te worden. Intense zonneactiviteit, zoals zonnevlammen en coronale massa-ejecties (CME's), kunnen verstoringen veroorzaken in de magnetosfeer, wat leidt tot geomagnetische stormen. Deze stormen kunnen satellieten, stroomnetwerken en communicatiesystemen beïnvloeden.

Wanneer geladen deeltjes van de zonnewind de magnetosfeer binnendringen en botsen met atomen in de ionosfeer, veroorzaken ze kleurrijke lichtverschijnselen die bekend staan als aurora's. Dit gebeurt vooral nabij de magnetische polen waar de zogenaamde polar cusps zich bevinden. Dit is een zwakker deel in het magnetisch veld tussen 70º en 80º magnetische breedte aan de dagzijde van de aarde. Het magnetisch veld heeft hier de vorm van een trechter en de magnetische veldlijnen divergeren waardoor de zonnewind minder weerstand ervaart.

Foto boven artikel: NASA’s Solar Dynamics Observatory (SDO) captured this image of an X5.8 solar flare peaking at 9:23 p.m. EDT on May 10, 2024. The image shows a subset of extreme ultraviolet light that highlights the extremely hot material in flares.