DE ZON In verband met de a.s. zonsverduistering op 11 augustus (die moet U echt gaan zien, maar daar komen we nog op terug) is het bijna vanzelfsprekend dat het thema van dit VESTA nummer de zon is. We zullen e.e.a. in drie artikeltjes splitsen, allereerst enige informatie over de zon i.h.a. die voor 'oude rotten' onder de VESTA lezers veelal bekend zal zijn, dan de laatste ontwikkelingen betreft onze kennis over de zon en tot slot... de zonsverduistering i.h.a. en die van 11 augustus in het bijzonder. Inleiding. Bestudering van en kennis over maan en sterren is prachtig maar.. we kunnen leven zonder. De zon is echt(er) van levensbelang. Zonder deze bestonden we eenvoudig niet. Als de zon na zo'n 5 miljard jaar langzaam uitgedoofd is dan... maar daarover behoeven we ons nu niet druk te maken. Reeds in de oudheid speelde de zon een zeer belangrijke rol. Meer dan 4000 duizend jaar geleden waren er al in Egypte en ook Mexico, zonne-tempels / observatoria (zoals ook te Stonehenge in Engeland) waar de zon als een godheid vereerd werd en aan wie bv jonge meisjes geofferd werden. Ontstaan van de zon (en ons planetenstelsel): Hierover is in de VESTA nummers 33 t/m 36 al aandacht besteed. In het kort: 700.000 jaar na de begin van het heelal vormden zich de eerste generatie sterren door contractie van waterstof. Was de totale massa groot genoeg dan ontstond in de kern een dermate hoge druk en temperatuur dat door kernfusie Helium uit Waterstof ontstond waarbij, t.g.v. massaverlies (Einstein, E= mc 2!) een enorme energieontwikkeling plaats vond. Had de ster voldoende massa dan werden er -ook door fusies- zwaardere elementen gevormd. 'Reeds' na ongeveer 1 miljard jaar was 'de brandstof op' en stortte de ster, tgv de gravitatie ineen om tenslotte te exploderen: een (super)nova was 'geboren'. Hierbij werden dus (ook) zwaardere elementen het heelal ingeslingerd. Uit deze supernovaresten konden weer nieuwe sterren -met eventueel planeten- ontstaan. Onze zon -en de daarbij behorende planeten- zijn 4,3 miljard geleden gevormd uit dergelijke supernova-resten. Enige zongegevens.(zie ook fig. 2) Onze zon bestaat voor 73% uit H (waterstof), 25% He (helium, vnl tgv van fusiereacties) en 2% zwaardere elementen. De massa van onze zon (2*10 30 Kg) is te gering om als een een -super-nova te exploderen. (Wat moet dat een machtig verschijnsel zijn!).wel zal hij in zijn eindstadium opzwellen tot een rode reus zo groot dat zeker Mercurius opgeslokt zal worden. De aarde zal verschroeid worden, oceanen verdampen. Daarna zal de temperatuur drastisch dalen. De straal van de zon bedraagt 700.000 km, groot genoeg om binnen de zon de maan rondjes om de aarde te laten draaien! (fig. 1). De afstand tot de aarde is 150 miljoen km. De dichtheid varieert enorm, De gemiddelde dichtheid is 1.400 kg/m 3 dichtheid (kern) = 160.000 kg/m 3 dichtheid (chromosfeer) = ± 1,0* 10-8 kg/m 3 Verlichtingssterkte zon: 135.000 lux. M.zon = -27 [Venus: -4] Lichtsterkte zon: 1,4* 10 24 kaars = 6*10 9 lumen/m 2. Vermogen zon: 3,8* 10 26 watt, waarvan op aarde 1,7* 10 17 watt, 10.000 maal het mondiaal energieverbruik! Zonne'constante'; 1,366 W.m -2 NB. Dit is buiten de atmosfeer (uiteraard bij loodrechte inval) en kon eerst gemeten worden mbv satellieten.
Zonsopbouw In de kern is de temperatuur 15 miljoen K en de druk 400 miljard atmosfeer, ideale omstandigheden voor waterstoffusie! Het energietransport -naar 'buiten'- vindt eerst plaats via straling/fotonen in de zg radiatieve zone. Door het enorm aantal botsingen die de aanvankelijk hoogenergetische fotonen (bij H fusie ontstaat gammastraling) moeten maken, duurt het 10.000 tot 1.000.000 jaar voordat de fotonen de oppervlakte (fotosfeer) bereiken! In deze periode geven de fotonen, tgv de botsingen zoveel energie af dat het (zichtbaar)lichtfotonen geworden zijn (gelukkig maar!) Om de radiatieve zone bevindt zich de convectiezone. Hierin vindt het energietransport plaats dmv stroming: heet gas stroomt naar boven, koeler gas daalt weer af. Hierdoor heeft de zon een 'borrelend' oppervlak en ontstaat de zg granulatie. Het (lichtgevend) oppervlak van de zon, de fotosfeer (dikte 400 km), bestaat dan ook uit heldere bellen/korrels (granula) met een afmeting van ± 1000 km tussen een 'donkere' achtergrond. Dan volgt de zg omkerende (ontdekt in 1870) laag (500 km dik) welke men bij een eclips kan waarnemen: de absorptie(fraunhofer)lijnen uit het spectrum zijn emisielijnen geworden! Als buitenste zonnelaag rekent men de chromosfeer (dikte 10.000 km), door haar rode kleur zo genoemd (chromos,- Grieks-= kleur). Deze bestaat uit tongen van heet gas, zg spicules. De temperatuur in de chromosfeer loopt, tegen de verwachting in, naar buiten toe op van 5000 tot 20.000 K. De mooiste verschijnselen op de zon zijn de protuberansen, bogen of tongen van gas. Door hun monochromatisch licht zijn ze met een (Lyot) filter waarneembaar maar in ieder geval ook bij een (totale) zonsverduistering! Ze kunnen een hoogte bereiken van 30.000 tot 300.000 km (dikte slechts enkele duizenden km's). Er zijn rustige en eruptieve protuberansen met een duur van resp. enkele weken tot enkele minuten! De corona is een uitgestrekt, van vorm wisselend gebied (afhankelijk van de zonnevlekkenactiviteit), welke in feite niet meer tot de zon gerekend wordt. Er heerst een zéér hoge temperatuur (miljoenen graden!). De corona is echter heel ijl, zodat de uitgestraalde hoeveelheid licht slechts die van de volle maan bedraagt en dus uitsluitend zichtbaar is tijdens... de eclips! Dat de temperatuur in de corona zo hoog is weten we uit het voorkomen van hoog geïoniseerde toestanden van Fe en Ca ionen (aanvankelijk, wegens hun toenmalige onbekendheid 'coronium' genoemd!) De corona bestaat uit de zg F-corona (vrije electronen) en daarbuiten de zg (minder heldere K-corona (kosmisch stof). NB.Aanvankelijk dacht men (met name Keppler) dat de corona (uitsluitend dus zichtbaar tijdens een eclips) een uitgebreide dampkring rond de maan was! Pas bij de eclips van 1842 kwam aan deze onzekerheid (corona deel van zon of maan?) een einde.
figuur 1 figuur 2 1 - - - hypothetische baan vd maan T = temperatuur in miljoen K d rustige proterubansen d = afstand tot middelpunt e eruptieve proterubansen in 100.000 km I kern (fusie H tot He) IV corona II radiatieve zone III convectiezone a fotosfeer b omkerende laag c chromosfeer Zonnevlekken. Vroeger dacht men ooit dat de zon een 'smetteloos' oppervlak bezat. Uit de ontdekking van zonnevlekken bleek dat wel anders. Reeds voor de uitvinding van de telescoop (begin 17e eeuw) deden Chinezen met 'het blote oog' (dwz zonder kijker) tussen 200 en 1640 ± 100 waarnemingen van zonnevlekken. Hieruit bleek een periode van 11 jaar waarin een maximum en een minimum aantal vlekken waarneembaar waren. Overigens waren er tussen 1645 en 1715 (dus gedurende 6 perioden) bijna helemaal geen vlekken te zien. (Maunder-minimum). Uit de beweging van de vlekken over het oppervlak bleek dat de zon om haar as draait, aan de evenaar echter sneller (in 25d) dan aan de polen (35d). [T.o.v. de aarde. Een totale omwenteling a/d evenaar duurt 27 dagen.] Een zg differentiële rotatie dus. De zonnevlekken bewegen zich vanaf ± 35 graden breedte naar de evenaar toe en komen steeds in paren voor. De vlekken bezitten een 'donkere' kern, de umbra (T = 4000K) welke omgeven wordt door een minder donkere zone, de penumbra.
Spectroscopisch onderzoek van het door de umbra uitgestraalde licht toonde een sterk magnetisch veld aan (zeemaneffect), tienduizend maal zo sterk als dat van de aarde! Van het zonnevlekken-paar is de ene N- en de andere Z-pool. De verklaring van de zonnevlekken is nogal ingewikkeld: Door de differentiële rotatie worden de magnetische veldlijnen uitgerekt en opgewonden onder het zonsoppervlak. Op plaatsen waar kronkels in de veldlijnen ontstaan, dringen lussen in de fotosfeer door en veroorzaken daar paren zonnevlekken. De onrustige zon (t.g.v. wisselend magnetisme) Een van de wildste verschijnselen op de zon zijn de zonnevlammen en vlamstoten -voorlopers van zonnevlekken- welke slechts kort (enkele minuten tot een paar uur) duren en veroorzaakt worden door het vrijkomen van magnetische energie. De vlammen zenden intensieve kortgolvige ultraviolette en röntgenstraling uit waarvan de gevolgen op aarde duidelijk merkbaar zijn: wegvallen van radioverkeer op ultrakorte golflengten! Bij een vlamstoot (outburst) wordt er tevens een krachtige straal geïoniseerde deeltjes met een snelheid van 2000 km/s uitgestoten (chromosferische eruptie). Gaat deze straal vanuit het centrum van de schijf, dan kan ze op de aarde gericht zijn alwaar ze daar zgn magnetische stormen kan doen ontstaan: continentaal radioverkeer kan meer dan een etmaal ontwricht zijn. Ook poollichtverschijnselen (noorderlicht) zijn het gevolg van botsingen van deze zonnedeeltjes met atomen van de lucht. Radiostraling. De radiostraling van de zon is deels een normale temperatuurstraling. Electronen welke door de chromosfeer en de corona schieten, zullen door de daar aanwezige protonen afgebogen worden en daardoor kinetische energie verliezen waarbij fotonen in het radiogebied worden uitgezonden. Daar de dichtheid in corona (veel) kleiner is dan in de chromosfeer, ligt de uit deze delen afkomstige straling in het m, resp. cm gebied (en bevestigen de temperatuur in deze gebieden). Bij vlamstoten wordt, tgv het krachtige magnetische veld, ook radiostraling, vele malen sterker dan de normale, uitgezonden en kan opgevat worden als synchrotonstraling. Zonnewind. De zonnewind is een stroom van geladen deeltjes (vnl. electronen, protonen en alphadeeltjes) die de corona verlaten met een snelheid van ± 450 km/s. Hierdoor verliest de zon miljoen ton materie/s (maar voor de zon is dat verwaarloosbaar!) In de aardbaan zijn ± 5 deeltjes/cc aanwezig. De zonnewinddeeltjes vliegen òm de magnetosfeer (gebied van de ruimte waar aards magnetisch veld van de aarde het interplanetaire overheerst) van de aarde heen. Door de druk van de zonnewind heeft de magnetosfeer de vorm van een langgerekte druppel, richting zon 10 aardstralen, aan de 'schaduwzijde' 1000 aardstralen. [De geladen deeltjes welke de zon bij zonnevlammen en vlamstoten uitzendt, hebben zoals we weten een veel grotere snelheid, bereiken wel de aarde alwaar ze o.m. noorderlicht veroorzaken]. Zonvibratie. De zon trilt met diverse frequenties, uitlopend van enkele minuten tot een paar uur (zonbevingen). Het gevolg zijn wisselende zondiameters welke bepaald kunnen worden bij een Mercuriusovergang en bij zonsverduisteringen.
DE (TOTALE!) ZONSVERDUISTERING (op 11 augustus a.s.) Inleiding. 11 augustus is het dan zover. Niet ver van Nederland is een totale zonsverduistering zichtbaar. Nu is het verschijnsel zonsverduistering op zich niet zeldzaam. Zeker 2 maal per jaar (soms wel 4 maal) vindt dit verschijnsel (op aarde) plaats maar... meestal ver weg (buiten Europa) en soms ook slechts gedeeltelijk Partiëel). Binnen Europa vond de laatste (totale) eclips plaats in 1927 en de eerstvolgende is pas in 2081 waar te nemen. Totale eclipsen in Nederland zelf zijn nog veel zeldzamer: De laatste was (computerberekend!) in 1715, de eerstvolgende in 2300! In Nederland zelf is (op 11/8) de eclips partiëel: voor 90% in N-Groningen tot 97% in Z- Limburg. Nu lijkt dat heel veel maar.. zelfs een eclips van 99,9% (heel interessant) is nog 'niets' vergeleken bij de waarneming van een totale zonsverduistering. Het waar (mogen) nemen van dit verschijnsel schijnt (zelf heb ik dit nog nooit mogen meemaken) in geen termen te beschrijven. Zonder meer het meest indrukwekkend fenomeen ooit te aanschouwen! Mechanisme van zons- en maansverduisteringen. Zoals U weet, de maan draait in 4 weken rond de aarde. In deze periode is de maan één maal 'vol' en -na 2 weken- éénmaal 'nieuw' (dwz we zien hem niet, de donkere zijde is naar de aarde gekeerd) Het vlak waarin de maan om de aarde draait, maakt een hoek van 5 graden met de ecliptica (vlak waarin de aarde om de zon draait). De snijpunten van de snijlijn van deze twee vlakken met de maanbaan noemt men knopen. Tweemaal per jaar zal zowel de volle als de nieuwe maan in de buurt van zo'n knoop komen. Als de volle maan dan in de schaduwkegel van de aarde komt wordt ze verduisterd (zoals U weet, maanlicht is teruggekaatst zonlicht); schuift de nieuwe maan vóór de zon dan wordt de zon 'verduistert', dwz we zien haar dan niet. Héél toevallig is de schijnbare diameter van zon en maan ongeveer gelijk (± 30 boogminuten) zodat bij een (totale) zonsverduistering juist het (fel lichtgevend) zonoppervlak wordt 'verduisterd' (beter gezegd, afgeschermd) maar de 'rand' (omkerende laag, chromosfeer, proterubansen en corona) juist niet en dat maakt de (totale) zonsverduistering nu juist zo razend interessant want het felle zonlicht maakt waarneming daarvan normaliter onmogelijk. Nu zijn zowel de maan-baan als de baan van de aarde om de zon geen cirkels maar ellipsen (weliswaar met geringe excentriciteit) zodat de schijnbare maan- en zondiameters enigzins variëren: de maandiameter variëert van 90 tot 106 % van de zondiameter. In dat laatste geval is de duur van de totale eclips maximaal, 7 minuten. De eclipsduur op 11 augustus is 2min. 25s (N-Frankrijk). Deze waarden gelden voor het midden van de kernschaduw (100 km breed). De maan draait met een gemiddelde snelheid van bijna 1,02km/s (= 3680 km/h) rond de aarde en met deze snelheid beweegt de (cirkelvormige) kernschaduw (umbra) over het aardoppervlak. De halfschaduw (penumbra), waarbij dus een partiële verduistering is waar te nemen, is uiteraard veel groter (duizenden km's). De typische baan-eigenschappen van aarde (om de zon) en maan (om de aarde) veroorzaken een vaste cyclus -met een periode van 18j en 11 dagen) van vergelijkbare zonsverduisteringen, hoewel niet op dezelfde plaats op aarde. Deze cyclus wordt de Saros-periode genoemd.
Niet op schaal! Waarnemingen tijdens een totale zonsverduistering. Wat maakt het waarnemen van een totale zonsverduistering nu zo uniek? Doordat het felle zonlicht, door de fotosfeer uitgezonden, door de maanschijf wordt afgedekt, zien we de omkerende laag, de chromosfeer (bestaande uit vlammen, spicula die uit de zon schieten en een rode kleur hebben), proterubansen, de K-corona (vrije electroenen tot op een afstand van 75000 km) en verderweg (als men aan het donker gewend is wat later) de grote Fcorona (kosmisch stof, dat het magnetisch veld rond de zon weerspiegelt) en.. planeten, zoals Mercurius (anders heel moeilijk waarneembaar), Mars en Jupiter en ook de meer heldere sterren. Daar het maanoppervlak niet volkomen vlak is, zal door de dalen nog licht kunnen doordringen, terwijl de hogere bergruggen (kraterwanden) het zonlicht al afeshcremen. Dit resulteert in de waarneming van een spectaculair kralensnoer rond de donkere maanschijf. Toegegeven moet worden dat dit alles toch een uniek gebeuren is! Bescherming van de ogen!! Vergeet vooral niet vóór de eclips uw ogen te beschermen. Doet U dit niet dan kunnen de gevolgen afschuwelijk zijn (tot blijvende blindheid aan toe!) Het beste is natuurlijk U een speciale eclipsbril aan te schaffen, maar een beroet stuk glas of twee overelkaar gelegde zwart-wit negatieven (niet overbelicht!) is ook al wat. Een goed filter laat minder dan 0,0003% van het zichtbare licht (dat chemische schade kan aanrichten) èn minder dan 0,5 % van de infrarode straling (die thermische schade kan veroorzaken), door. Baan der totale eclips. Zie onderstaande figuur. Tijdstip en tijdsduur is voor enkele punten aangegeven. Eerdere (en latere) totale eclipsen.
De eerste vermelding van eclipswaarnemingen zijn van ver voor de jaartelling, verricht door...ja de Chinezen! Ruimtegebrek noopt me tot beperking maar de meest beroemde eclips uit 1919 mag niet onvermeld blijven. Hierbij werd de juistheid van Einsteins beide relativiteitstheorieën onomstotelijk vastgesteld. Hieronder vindt U alle totale zonsverduisteringen vanaf nu tot 2020 terug. Zoekt U maar uit (als het 11 augustus bewolkt is heeft U nog kansen maar wel ver weg!) Alle totale zonsverduisteringen tot en met 2020 Het lag in de bedoeling om in dit VESTAnummer ook aandacht te besteden aan de laatste ontwikkelingen op het gebied van zonneonderzoek, maar bovenstaande artikeltjes hebben al zo veel ruimte gekost dat U hiervoor tot het volgend nummer moet wachten. Daarin wordt o.m. aandacht besteed aan de betekenis van de zon in de oudheid, verklaring zonnevlekken a/d hand van de magnetische veldlijnen, invloed van de zon èn de zonnevlekken op ons klimaat en het weer, de heliosfeer, helioseismologie, toepassing zonne-energie, maserstraling en resultaten van zonnesatelieten en sondes (zoals ROSAT, SOHO, Ulyssus, Cluster en vele anderen). Heiloo Jaap Kuyt.