(1). Uitgedrukt in die van de aarde is de straal van de zon 109,1; het volume 1 300000; de massa 331 950; de dichtheid 0,256; de zwaartekracht aan de oppervlakte 27,89.
De gemiddelde schijnbare diameter is 31’,59 #,3, de ware 1 390 600 km; de aequatoriale rotatietijd bedraagt 24d65; de afstand tot de aarde gemiddeld 149 450 000 km en de parallax 8",80. De helling van de zonneaequator op de ecliptica is 7° 15' en die van de ecliptica op de aardaequator 230 27'.BEWEGING
De zon is een der millioenen sterren van het melkwegstelsel en neemt aan de rotatie hiervan deel. Daar de zon op grote afstand, 30 000 lichtjaren, van het middelpunt staat, is de snelheid van deze beweging aanzienlijk en bedraagt ca 300 km per sec. De differentiële beweging van de zon ten opzichte van de haar omringende sterren bedraagt 20 km per sec.; het punt, waarheen zij gericht is, noemt men het apex, dat in het sterrenbeeld Hercules ligt, ongeveer bij declinatie 4-30° en rechte klimming 270°; de juiste plaats hangt af van de gekozen vergelijkingssterren. Het tegenoverliggende punt aan de hemelbol, waar de zon vandaan schijnt te komen, heet ant-apex. De zon voert alle andere lichamen van het zonnestelsel met zich mee, waaronder de negen grote planeten, die in weinig van de cirkelvorm afwijkende, ellipsvormige banen om haar heen bewegen. Het punt van elk dezer banen, dat het dichtst bij de zon gelegen is, heet perihelium, de aarde komt daar in het begin van Jan.; het verst verwijderde punt heet aphelium. Voor de aardbaan verhouden zich de perihelium- en de apheliumafstand als 24:25; het vlak door de aardbaan heet ecliptica. De tijd waarin de aarde zich eenmaal om de zon beweegt, is het jaar; voortdurend wentelt zij zich daarbij eens per dag gelijkmatig om haar as. Van de aarde af gezien uiten zich deze bewegingen in de schijnbare bewegingen van de zon.
De dagelijkse beweging van de zon is de afspiegeling van de aswenteling van de aarde en bepaalt de dagindeling van de mens. De jaarlijkse beweging uit zich hierin dat de zon per dag gemiddeld 3 minuten en 56 seconden bij de sterren ten achter blijft, zodat zij in een jaar een volledige grote cirkel aan de hemel beschrijft. De jaarlijkse baan van de zon aan de sterrenhemel is in de ecliptica gelegen, de grote cirkel, waarin het vlak van de aardbaan de hemelbol snijdt. Ecliptica en hemelaequator snijden elkaar onder een hoek van 23½° in de punten Artes of lentepunt, waar de zon bij het begin van de lente (meestal op 21 Mrt) staat, en in het tegenoverliggende punt, het herfstpunt. Beide punten heten de aequinoxiën, of dag- en nachteveningspunten, omdat dag en nacht even lang zijn als de zon zich in een dezer punten bevindt. Omstreeks 21 Juni staat de zon in het noordelijkste punt van de ecliptica; dan is de dagboog van de zon op het Noordelijk Halfrond het grootst en hebben wij de langste dag; omstreeks 21 Dec. staat de zon in het zuidelijkste punt van de ecliptica. Deze beide punten van de ecliptica heten solstitia of zonnestilstandspunten, omdat de declinatieverandering en dientengevolge de middaghoogte van de zon on de genoemde data tot stilstand is gekomen. De parallelcirkels door deze punten heten kreefts- en steenbokskeerkring-, zij liggen dus resp. 23 ½° ten N. en ten Z. van de aequator.
Doordat de aarde in een ellips om de zon loopt, is haar hoeksnelheid ongelijkmatig en dientengevolge ook de beweging van de zon langs de ecliptica. Dit heeft tot gevolg, dat de tijden, die er verlopen tussen de ogenblikken, dat de zon in de punten is, die het begin van de jaargetijden aangeven, verschillend lang zijn. De lengten der jaargetijden zijn: lente 92,8, zomer 93,6 herfst 89,8, winter 89,0 dagen.
Deze ongelijkmatige beweging langs de ecliptica bewerkstelligt dat een ware zonnedag, d.i. de tijd, die er verloopt tussen twee meridiaandoorgangen van de zon, niet in elke tijd van het jaar even lang is. Hiermee te rekenen zou zeer onpractisch zijn en daarom heeft men de middelbare zonnedag ingevoerd, d.i. het gemiddelde van alle ware zonnedagen in een jaar. Het tropische jaar is de tijd, die er verloopt tussen twee opeenvolgende doorgangen van de zon door het lentepunt en bevat 365,24220 middelbare zonnedagen. Dit gebroken getal zou de jaargetijden elk jaar ongeveer een kwart dag doen verschuiven, als men naast de gewone kalenderjaren van 365 geen schrikkeljaren van 366 dagen had ingevoerd.
Het tijdsverschil tussen de ware meridiaandoorgang van de zon en 12 uur op de middag van de middelbare dag heet tijdsvereffening. Deze is omstreeks begin Nov. het grootst en bedraagt dan ruim 16 min.
Evenals de maan oefent de zon eb- en vloedwerking op de aarde uit. Hoewel de massa van de zon veel groter is dan die van de maan, staat zij zóveel verder weg, dat de werking van de maan 2,18 maal zo sterk is. De hoofdperiode in eb en vloed correspondeert dus met de maan en bedraagt 12U 25m, terwijl de zonneperiode I2U bedraagt. Bij nieuwe en volle maan werken beide samen en is het springvloed.
AFSTAND EN AFMETING
De schijnbare doorsnede van de zonneschijf is wegens de veranderlijke afstand aarde-zon niet constant; zij schommelt tussen 31' 32", als de aarde in het aphelium is, en 32' 36", als zij in het perihelium is. Men bepaalt haar:
a. met de heliometer, uitgevonden door Fraunhofer;
b. uit de tijd, die de zonneschijf nodig heeft om de meridiaan te doorlopen bij haar dagelijkse beweging;
c. fotografisch uit de afmeting van het zonnebeeld. De nauwkeurigheid is begrensd door de onrust in de aardatmosfeer en de onzekerheid bedraagt 1 boogseconde. Een afwijking van de volmaakte cirkelvorm van de zonneschijf in de zin van een afplatting door de rotatie heeft men niet kunnen aantonen en deze bedraagt dus ten hoogste 1". Om uit de schijnbare diameter de werkelijke afmeting van de zon af te leiden, moet men de afstand aarde—zon kennen. Men drukt de afstand van de zon uit in de zonneparallax 𝝅, d.i. de hoek, waaronder men van het middelpunt van de zon uit de aequatoriale aardstraal zou zien.
Met de derde wet van Kepler zijn uit de omloopstijden der planeten de verhoudingen van haar afstanden tot de zon te berekenen: indien één dier afstanden of een afstand tussen twee planeten bekend is, ligt de schaal van het gehele zonnestelsel vast. Daardoor kunnen Venusooerganzen, op verschillende plaatsen op aarde waargenomen, dienen cm de zonneparallax te bepalen. De Venusovergangen van 1874 en 1882 zijn hiertoe met de grootste zorg waargenomen en leverden voor 𝛑 ongeveer 8#',80. Deze methode heeft echter bezwaren en wordt thans niet meer gebruikt. Naarmate een planeet dichterbij staat, is haar parallax groter. Toen nu de kleine planeet Eros in 1901 en 1931 op slechts 1/3 en 1/6 aardbaanstraal van de aarde kwam, heeft men uit de grote Erosparallax een zeer nauwkeurige zonneparallax, weinig verschillend van 8",80, kunnen afleiden.
Uit de storingen, die de zon on de maanbeweging uitoefent heeft men voor de zonneparallax 8#,805 kunnen vinden. Uit de ogenblikken van verduistering van Jupitermanen, zoals die op aarde op verschillende afstanden van Jupiter worden waargenomen, kan men eveneens afstanden in het zonnestelsel in absolute maat bepalen; dit levert voor 𝛑 de waarde 8,799. Met behulp van het Doppler-principe is uit verschuivingen van spectraallijnen in sterrespectra de gemiddelde snelheid van de aarde in haar baan, 29,76 km per sec bepaald en daaruit de straal van de aardbaan, overeenkomende met 71 = 8",802. De aberratieconstante levert 71 — 8",80, terwijl ook nog uit de verhouding van zonne- en aardmassa een waarde voor 71 is af te leiden. Het gemiddelde van al deze, op geheel verschillende wijzen bepaalde en goed overeenstemmende waarden voor de zonneparallax is 8#,803 ± 0#,001, hetgeen met een gemiddelde afstand aarde-zon, de zgn. astronomische eenheid, van 149 450 000 km overeenkomt, welke afstand men tot op 17 000 km als juist kan beschouwen. Deze afstand legt het licht in ruim 8 minuten af.
Aangezien de schijnbare middellijn van de zon gemiddeld 32' of 1920" is en die van de aarde van de zon af gezien 𝛑n of 17",60, is de ware zonnediameter 1920:17,6 = 109 maal die van de aarde of rond 1 390 000 km. Het volume van de zon is bijgevolg 1093, d.i. rond 1 300 000 maal dat van de aarde. Voor de massa van de zon vindt men uit de derde wet van Kepler 332 000 maal de massa van de aarde, zodat de gemiddelde dichtheid van de zon 0,256 maal die van de aarde, of 1,4 maal die van water is.
ZONSVERDUISTERING (z verduistering, 2).
STRALING
Het is de zonnestraling, die het leven op aarde mogelijk maakt en toch is de straling, die de aarde treft, slechts het 2 milliardste deel van wat de zon uitstraalt. Bij heldere hemel en met de zon in het zenith is de verlichtingssterkte op de aardoppervlakte rond 100000 lux; de aardatmosfeer absorbeert zoveel, dat dit getal zonder atmosfeer 135000 zou zijn. De zon geeft ca 500000 maal zoveel licht als de volle maan en 50 000 mill. of (2,51)26,72 maal zoveel als een ster van de grootte 0, m.a.w., de visuele grootte van de zon is —26,72. Fotografisch vindt men —25,93, zodat de kleurindex van de zon +0,79 is. De absolute grootte van de zon is de grootte, die zij zou hebben op een afstand van 10 parsec en deze is 4,85; zij zou een zwakke ster lijken. Inderdaad zijn in werkelijkheid Sirius 26 maal en Rigel zelfs ca 10 000 maal zo lichtsterk.
De totale hoeveelheid energie uitgedrukt in gramcalorieën, die per minuut op een vlakje van i cm buiten de aardatmosfeer (om overal op aarde vergelijkbare waarden te krijgen), loodrecht op de zonnestraling invalt, heet zonneconstante. De metingen geschieden met de pyrheliometer en de gemeten waarden worden gecorrigeerd voor de absorptie in de aardatmosfeer, door te meten bij lage en hoge zonnestanden. Dit procédé geeft, wegens het veranderlijke gehalte aan stof en waterdamp in de atmosfeer, onzekerheden. Gedeeltelijk heft men deze op door op bergstations te meten, waar wegens de veel doorzichtiger atmosfeer de correcties geringer zijn. De gevonden waarde voor de zonneconstante is 1,94 cal/cm/min. Abbot meent dagelijkse en elfjaarlijkse variaties te hebben gevonden, maar zeker zijn deze nog allerminst. Men kan gerust zeggen, dat tot op heden geen vermeerdering of vermindering van de zonnestraling is geconstateerd.
TEMPERATUUR
Met de wet van Stefan, volgens welke de door een zwart lichaam uitgestraalde energie evenredig is met de vierde macht van zijn temperatuur, kan men uit de zonneconstante de effectieve temperatuur van de zon berekenen; men vindt hiervoor 5712°. De straling van de zon wijkt echter enigszins af van die van een zwart lichaam, omdat de zonnestraling afkomstig is van een laag, waarin de temperatuur geleidelijk met de diepte toeneemt. Daardoor lopen de op verschillende wijzen gedefinieerde temperaturen uiteen. Zo vindt men uit de spectrale energieverdeling een temperatuur van ca 6000; voor de temperatuur van de stralende lagen van de zon, de fotosfeer, kan men een gemiddelde van ca 6000° aannemen.
RANDVERZWAKKING
De zon is te verblindend om haar met het blote oog waar te nemen. Vooral in een kijker moet allereerst het zonlicht verzwakt worden, hetgeen meestal gebeurt door het, vóór het uit het oculair in het oog treedt, enkele malen verzwakkend te laten reflecteren. Door het oculair uit te schuiven kan men op een scherm er achter een groot beeld van de zon ontwerpen. Men ziet dan dat de zonneschijf naar de rand toe zwakker wordt, hetgeen bij een fotografische opname in nog sterker mate tot uiting komt, hetgeen er op wijst, dat deze zgn. randverzwakking voor blauw licht groter is dan voor geel licht. Inderdaad heeft men gevonden, dat de randverzwakking voor straling van lange golflengten het kleinst is en naar het ultra-violet geleidelijk toeneemt; in violet licht is de helderheid op de cirkel, waarvan de straal 19/20 is van de straal van de zonneschijf, nog slechts 40 pct van die in het midden. Aangezien de zon wegens haar hoge temperatuur gasvormig is, kijken wij dieper in deze gasbol op het midden van de zonneschijf dan aan de rand; daarom wijst de randverzwakking op een toeneming van de straling en dus van de temperatuur met de diepte in de zon; de straling van de uiterste rand komt overeen met die van 4920°, zodat dit de temperatuur van de hoogste lagen der fotosfeer is.
GRANULATIE
Bij nader toezien ontwaart men aan de zonsoppervlakte een gekorrelde structuur van heldere gebiedjes met minder heldere tussenruimten, granulatie genaamd. De heldere korrels (granula) hebben een doorsnede van gemiddeld 1000 km. Terwijl voortdurend nieuwe granula gevormd worden, vloeien ze na een levensduur van enkele minuten in de omgeving uit. Een granulatiekorrel is een heldere, hete gasmassa die uit diep gelegen lagen van de zon omhoogstijgt en die, nog voor hij aan de oppervlakte gekomen is, tot rust komt en zich met de omgeving vermengt, waarna het gas weer daalt. Deze op- en neerwaartse stromingen geschieden als gevolg van de ionisatie en recombinatie van de waterstof, en het gebied waar dit zich afspeelt is de convectiezone van de zon die een diepte van om en nabij 100 000 km heeft.
ZONNEVLEKKEN
Soms zien we op de zonneschijf donkere vlekken, de zonnevlekken, waarvan aantal en afmeting erg variabel zijn, terwijl ze meestal in groepen voorkomen. Sommige zijn enkele honderden km groot en nauwelijks zichtbaar, andere hebben een diameter van enkele malen die van de aarde. Steeds bestaan zij uit een donkere kern (umbra), waaromheen een minder donkere ring (penumbra), die dikwijls straalsgewijs gestreept is en de overgang vormt naar de omringende fotosfeer. De kern lijkt donker als contrast met de omgeving, maar zij heeft nog een temperatuur van 4500 à 5000° en is dus veel helderder dan de spiraal van een gloeilamp. In een vlekkengroep zijn meestal twee hoofdvlekken te onderscheiden, terwijl het geheel door heldere gebieden wordt omringd. Dit zijn de fakkels, die men vooral aan de donkerder zonsrand goed kan waarnemen, hetgeen er op wijst dat de fakkels in een betrekkelijk hoog niveau gelegen zijn.
De fakkels treden echter ook afzonderlijk op. Tussen de vlek en de fotosfeer vindt een voortdurende uitstroming van gassen plaats, die door een vervorming der spectraallijnen kan worden aangetoond (Evershedeffect).
Als een zonnevlek ontstaat, ziet men ter plaatse eerst de ruimten tussen de granulatiekorrels groeien en ineenvloeien, waarna de donkere vlek met de begeleidende fakkels te voorschijn komt. De vlek groeit vrij snel en blijft in het stadium van zijn grootste ontwikkeling enige tijd constant. Het verdwijnen vindt plaats, doordat de fotosfeer op verschillende plaatsen de vlek binnendringt, die zich daardoor splitst in kleinere vlekken, die ten slotte geheel in de fotosfeer oplossen. De levensduur van zonnevlekken loopt sterk uiteen; de kleine bestaan slechts enkele dagen, de grootste kunnen maanden lang standhouden.
Galileï wordt beschouwd als de ontdekker van de zonnevlekken; hij was, in 1610, een der eersten, die een kijker op de zon richtte. Echter, reeds lang voordien had men zo nu en dan met het blote oog in de ondergaande of op andere wijze verzwakte zon de allergrootste vlekken gezien; Chinese astronomen vermeldden ze reeds tussen 300 en 1200. Met de kijker werden echter ook de kleinere vlekken zichtbaar en werd een zorgvuldige bestudering mogelijk. Het blijkt, dat de vlekken zich verplaatsen van de oost- naar de westrand van de zon, hetgeen op een rotatie van de zon als geheel wijst. Daarenboven bezitten zij geringe afzonderlijke bewegingen.
ROTATIE
De zonnevlekken van lange levensduur komen ten gevolge van de rotatie telkens opnieuw aan de oostelijke zonsrand te voorschijn en wel na ruim 13½ dag, zodat de synodische omwentelingstijd van de zon ruim 27 dagen bedraagt; de siderische omwentelingstijd bedraagt 25 dagen. Uit de bewegingsrichting van de zonnevlekken heeft men de stand van de rotatie-as van de zon bepaald, die zo is, dat de zonne-aequator en de ecliptica elkaar onder een hoek van 7° snijden, terwijl de aarde in Jan. en Juli door de verlengde snijlijn gaat, zodat dan de vlekken in rechte lijnen over de zonneschijf trekken. Vlekken aan de aequator geven een kortere rotatietijd dan die op hogere breedten; van 25 dagen voor de aequatorzone neemt de rotatietijd toe tot 27,4 dagen op een breedte van 40°; de de zon roteert dus bij lange na niet als een vast lichaam. Op hogere breedten dan 40° en aan de aequator komen de zonnevlekken sporadisch voor; de rotatiesnelheid van de zon is echter ook spectroscopisch met het Doppler-principe uit verschuivingen van spectraallijnen te bepalen; aan de zonneaequator vindt men voor de oost- en de westrand een snelheidsverschil van ongeveer 4 km/sec, hetgeen ook tot een siderische rotatietijd van 25 dagen voert. Op hogere breedten past men deze methode bij uitstek toe; zo vindt men voor een breedte van 80° zelfs een rotatietijd van 35,3 dagen.
DE 11-JARIGE PERIODE
In 1843 ontdekte Schwabe, dat het aantal zonnevlekken een periode vertoont, die later gemiddeld ruim n jaar bleek te zijn en die tot heden onregelmatig tussen 7,3 en 17,1 jaar schommelde. De tijd van het minimale aantal vlekken tot het maximale is 4,5, die van een maximum tot het volgende minimum gemiddeld 6,5 jaar. In een minimum begint de nieuwe cyclus met enkele zonnevlekken op 30 à 40° breedte; daarna ontstaan de vlekken in steeds groter aantal op steeds lagere breedten en het vlekkenmaximum wordt bereikt als de gemiddelde breedte 15 à 20° bedraagt. Het aantal vlekken vermindert nu weer, terwijl de breedte nog afneemt, totdat in het minimum de enkele vlekken tussen 0 en 10° ontstaan; terzelfder tijd ontstaan op een breedte van 30 a 40° reeds vlekken van de volgende cyclus. Het laatste minimum had plaats in 1944 en het volgende zal vermoedelijk in 1955 vallen; het laatste maximum viel in 1947. Meestal treden de vlekken in paren op en in een groep zijn bijna steeds twee hoofdvlekken te herkennen.
In het spectrum van de vlekken treedt het Zeeman-effect op, hetgeen wijst op het bestaan van sterke magnetische velden (tot 4000 Gauss) in de zonnevlekken, zoals door Hale in 1908 werd ontdekt. Met de vlekken komt ook het magnetische veld uit het inwendige der zon voort. Daar ontstaan wervelringen die naar de oppervlakte stijgen en een zonnevlekkenpaar doen ontstaan met tegengesteld gerichte magnetische velden. De zonnevlekkengroep als geheel is in dit geval bipolair en de polariteit wordt Noord of Zuid genoemd naar de richting van het magneetveld van de vlek die in de rotatiezin van de zon voorop gaat. Het blijkt, dat op het Noordelijk Halfrond vrijwel alle groepen dezelfde polariteit bezitten, die het tegengestelde is van die op het Zuidelijk Halfrond. Inde volgende zonnevlekkencyclus hebben de zuidelijke vlekkengroepen de polariteit van de noordelijke in de vorige cyclus, en omgekeerd.
Sinds 1908 heeft deze omkeer bij het wisselen van de 11-jarige periode telkens plaatsgevonden. Betrekt men de magnetische velden mede in de 11-jarige periode, dan vertonen de zonneverschijnselen derhalve een periode van 22 jaren.
ALGEMEEN MAGNEETVELD
In 1913 hebben Hale en medewerkers een magnetisch veld op de zon ontdekt, van dezelfde vorm als het aardse magneetveld, met een sterkte aan de polen van ca 50 Gauss. Door latere, veel nauwkeuriger onderzoekingen is het bestaan van dit veld niet bevestigd, zodat men thans geneigd is aan te nemen dat het veld wisselend van sterkte is met een periode die wellicht met de 22-jarige periode der zonnevlekken samenhangt.
INVLOED OP AARDE
De 11-jarige periode van de zonne-activiteit vindt men op aarde weerspiegeld in de dagelijkse variaties van het aardmagnetisme, die tijdens het vlekkenmaximum het grootst zijn. Sterke plotselinge storingen in de radio-ontvangst en in het aardmagnetisme, zgn. magnetische stormen komen tijdens het maximum veelvuldig voor, gepaard gaande met het optreden van Noorderlicht. Dikwijls is gelijktijdig een grote zonnevlekkengroep zichtbaar, die zich in snelle ontwikkeling bevindt. In de omgeving van de vlekkengroep ziet men onophoudelijk zonnevlammen optreden, waarvan de grootste enkele uren bestaan, die bijzondere stralingen uitzenden. Hiervan veroorzaakt de extreem ultraviolette straling ionisatie in de D-laag van de aardse dampkring, waardoor de radio-ontvangst enige tijd gestoord is (Dellingereffect). Gelijktijdig uitgezonden corpusculaire straling kan de aarde na ongeveer een etmaal bereiken. Deze gaswolk, die hoofdzakelijk uit protonen en electronen bestaat, beweegt met een snelheid van gemiddeld 1600 km per seconde en veroorzaakt, bij de aarde aangekomen, opnieuw storingen in de radio-ontvangst, magnetische stormen en Noorderlicht.
Behalve door de zeer snelle gasdeeltjes wordt de aarde ook wel getroffen door deeltjes die een snelheid van ca 500 km per seconde bezitten en die zwakke doch langdurige magnetische stormen veroorzaken. Ze verlaten de zon uit rustige gebieden, die men M-gebieden noemt, als zo’n gebied zich op het naar de aarde gekeerde gedeelte van de zon bevindt. Vooral gedurende het minimum van zonne-activiteit kunnen deze gebieden lange tijd bestaan, zodat dan telkens na een rotatieperiode van de zon de aarde opnieuw door de deeltjes uit hetzelfde M-gebied wordt getroffen. Er zijn gevallen waargenomen waarbij een M-gebied langer dan een jaar heeft bestaan en de hierdoor veroorzaakte magnetische storm 15 maal is teruggekeerd.
Een 11-jarige periode, gelijk opgaande met die der zonneactiviteit, heeft men ook menen te vinden in de gemiddelde jaartemperatuur in de tropen en in andere meteorologische verschijnselen, die alle een gevolg zijn van de grotere circulatie in de aardatmosfeer, alsmede in jaarringen van bomen. Die in oogstmislukkingen, ziekteverschijnselen, oorlogen enz. moet als zeer twijfelachtig worden beschouwd.
SPECTRUM
De kennis van de zon is in rijke mate vermeerderd door de bestudering van het zonnespectrum, zoals dat geschiedt in de laboratoria voor heliophysisch onderzoek, waarvan het Mount Wilson Observatorium in Californië wel het grootste is en zoals er in Nederland een verbonden is aan de sterrenwacht te Utrecht. Het belangrijkste instrument is de zonnekijker, die een beeld van de zon ontwerpt, dat op Mount Wilson 43 cm in doorsnede is. Een coelostaatspiegel zorgt er voor dat het zonsbeeld, ondanks de dagelijkse beweging van de zon, in dezelfde stand blijft. Het beeld valt op de spleet van een spectrograaf, die het zonnespectrum vormt, dat wegens de grote lichtsterkte een grote dispersie kan hebben (op Mount Wilson is de lengte van het zichtbare spectrum 10 m), waardoor vele details kenbaar worden en men bijv. een golflengteverschil van 0,01 Ängström (A) nauwkeurig kan meten
Het zonnespectrum bestaat uit de continue kleurenband van rood naar violet, waarbuiten zich, onzichtbaar voor het oog, het infrarode en het ultraviolette deel uitstrekken. In dit spectrum komen vele donkere lijnen voor, waarvan er in 1802 door Wollaston 7 en in 1814 door Fraunhofer 600 werden ontdekt. Naar de laatste heten alle donkere lijnen in het zonnespectrum lijnen van Fraunhofer (z ook spectrum). Hij duidde de sterkste lijnen met letters aan; de bekende dubbele lijn in het geel (die, zoals later bleek, van natrium afkomstig is) kreeg de letter D; de twee sterkste lijnen in het spectrum, gelegen in het violet tussen 3900 en 4000 A en afkomstig van het calcium-ion, de letters H en K. Grote betekenis kregen de lijnen van Fraunhofer door de wet van Kirchhoff, die in 1860 de donkere lijnen toeschreef aan elementen in de zonne-atmosfeer, die in het laboratorium bij dezelfde golflengte heldere lijnen kunnen uitzenden. Door vergelijking van aardse emissiespectra met het zonnespectrum kon de aanwezigheid van vele elementen op de zon vastgesteld worden.
Degene, die op grootse wijze de lijnen van Fraunhofer catalogiseerde, was Rowland, in 1897. Hij telde 20 000 lijnen, waarvan hij het derde gedeelte aan bekende elementen kon toeschrijven. Dit werk is op het Mount Wilson Observatorium uitgebreid, zodat in 1928 ruim 22 000 lijnen bekend waren, waarvan 12 000 aan 57 der bekende elementen konden worden toegeschreven. Dit aantal groeit nog steeds naarmate de spectra van zekere elementen in het laboratorium uitvoeriger worden onderzocht. In 1940 werd de Fotometrische Atlas van het zonnespectrum door Minnaert en zijn medewerkers van de Sterrenwacht te Utrecht gepubliceerd, waarin van alle Fraunhofer-lijnen tussen 3332 en 8771 A de intensiteitsprofielen zijn weergegeven. Hiermee is het mogelijk op grote schaal de lijnvormen te bestuderen, hetgeen van belang is voor onze kennis van de physische processen in de zonne-atmosfeer, zoals het Stark-effect en de selectieve verstrooiing van het licht aan de atomen en ionen.
De elementen, die nog niet op de zon zijn aangetoond, zijn in hoofdzaak:
1. die, welke op aarde in zeer kleine hoeveelheid voorkomen;
2. die, welker spectraallijnen niet in het bereikbare spectrum liggen.
Lang niet alle Fraunhofer-lijnen worden in de zonneatmosfeer gevormd; 6500 zijn afkomstig van de aardatmosfeer.
De belangrijkste stoffen in de aardatmosfeer, die Fraunhoferlijnen veroorzaken, zijn: waterdamp, dat de a-groep in het rood, de zgn. regenband in het geel bij de Na-D-lijn en intense absorptiebanden in het infrarood geeft; zuurstof, geeft de A- en B-banden in het rood; ozon, geeft absorptie in het ultraviolet beneden 2900 A, tussen 3050 en 3450 A de zgn. banden van Huggins en tussen 5300 en 6300 A de banden van Chappuis (zwak); het koolmonoxyde (CO), geeft in het infrarood enkele zeer sterke banden. Beneden 3400 A absorbeert het glas het ultraviolette zonlicht en gebruikt men kwarts- of fluorietlenzen. Op deze wijze komt men tot 2900 A; van hier af wordt de zonnestraling geabsorbeerd door het ozon in de aardatmosfeer, dat zich in een laag op 25 à 30 km hoogte bevindt; tot atmosferische druk op zeeniveau teruggebracht, zou deze laag slechts een dikte van 2 mm hebben. Bij V2-opstijgingen in Amerika is het zonnespectrum boven de ozonlaag opgenomen tot een hoogte van 70 km, waarop het zich uitstrekt tot 2200 A. In het infrarood is de fotografische plaat tegenwoordig gevoelig tot 1,35 𝜇 (= 13 500 A); daarbuiten moet men meten met de bolometer. Het spectrum strekt zich, onderbroken door sterke absorptiebanden, uit tot 12 𝜇, waar de aardatmosfeer het tengevolge van absorptie van CO en H0 definitief afsnijdt. De grootste energie van de zonnestraling buiten de aardatmosfeer ligt bij 0,475𝜇; op de aardoppervlakte hangt deze golflengte af van de zonshoogte, maar zij is ten gevolge van atmosferische absorptie steeds groter, omdat de atmosfeer meer het licht van kortere golflengten verstrooit; het, grotendeels blauwe, verstrooide zonlicht veroorzaakt de blauwe hemelkleur.
CHEMISCHE SAMENSTELLING
Verder dan het aantonen van chemische elementen gaat de bepaling van hun onderlinge verhoudingen, de chemische samenstelling van de zon. Op de zon zijn door de hoge temperatuur alle stoffen gasvormig, de meeste moleculen zijn zelfs in atomen uiteengevallen; vele atomen zijn weer gesplitst in ionen en electronen, welke splitsing bevorderd wordt door hoge temperatuur en lage druk (wet van Saha, 1920).
Van een element kunnen dus in het zonnespectrum zowel atoom- als ionlijnen voorkomen. Het spectrum van een zonnevlek verschilt van dat der fotosfeer in het sterker zijn van de atoomlijnen en het zwakker zijn der ionlijnen en verder in het voorkomen van molekuulbanden, juist zoals dat, met het oog op de lagere temperatuur in een vlek, uit de wet van Saha volgt. Hoe gemakkelijker een element te ioniseren is, m.a.w. hoe kleiner zijn ionisatiepotentiaal is, des te groter is het geïoniseerde breukdeel der atomen. Zo heeft bijv. waterstof een hoge ionisatiepotentiaal (13,5 e.V); die van calcium is betrekkelijk laag (6,1 e.V.), met het gevolg, dat in de fotosfeer de waterstof neutraal is, maar dat meer dan 99 pct van de calciumatomen geïoniseerd is. Slechts van enkele elementen komen zowel de atoomlijnen als de ionlijnen in het spectrum voor; is dit het geval, bijv. voor calcium, dan kan men uit haar sterkteverhoudingen met de wet van Saha de drukking der electronen berekenen (de temperatuur is reeds langs andere weg bekend). Dit stelt ons weer in staat van de andere elementen het breukdeel der geïoniseerde atomen te bepalen. De som van alle neutrale en geïoniseerde atomen van een element is de hoeveelheid van dat element op de zon.
Op deze wijze heeft Russell gevonden, dat waterstof, waarvan het juiste percentage moeilijk te bepalen is, van alle elementen verreweg het meest voorkomt, meer dan alle andere elementen te zamen; verschillende metalen komen op de zon in ongeveer dezelfde verhouding voor als op de aarde. Bij andere sterren vindt men hetzelfde, zodat de chemische samenstelling der hemellichamen nagenoeg dezelfde blijkt te zijn. In de samenstelling van de zon dragen waterstof en helium het grootste aandeel bij met resp. 80 en 19 pct van het aantal deeltjes. Het gehalte van alle andere atoomsoorten samen komt niet boven 1 pct.
BOUW VAN DE ZONNEATMOSFEER
Het temperatuurverloop binnen in de zon hangt af van de gemiddelde absorptiecoëfficiënt der zonnematerie; is deze groot, dan is ook het temperatuurverval groter. De absorptie van het continue zonlicht ontstaat op twee manieren:
1. door foto-ionisatie (het licht ioniseert een atoom);
2. door omzetting van licht in bewegingsenergie van deeltjes bij botsingen.
Van deze twee is het eerste effect verreweg het grootst. Het veroorzaakt een grote mate van ondoorzichtigheid in de zonneatmosfeer, waarvan een gevolg is, dat de wazigheid van de grens der zonneatmosfeer zich over slechts enkele honderden km uitstrekt, een van de aarde af niet oplosbare afstand, waardoor de zonsrand volmaakt scherp lijkt. Een tweede gevolg is, dat van de diepere lagen in de zon geen licht naar buiten treedt, daar dit geheel in de fotosfeer wordt geabsorbeerd.
Het verreweg belangrijkste aandeel in de lichtabsorptie komt van het negatieve waterstofatoom, wat in 1938 door Wildt werd ontdekt. Dit atoom bezit een extra electron met een bindingsenergie van 0,75 electronvolt, dat onder absorptie van straling van het atoom wordt losgemaakt en later door een ander H-atoom onder uitzending van straling weer wordt ingevangen. Het is deze afwisseling van absorptie en emissie die het verloop van de stralingsdichtheid en de temperatuur in de zonneatmosfeer bepaalt. In de fotosfeer, van waar de continue zonnestraling afkomstig is, varieert de temperatuur van binnen naar buiten van ongeveer 7000-5000 gr. en de drukking van 0,1 -0,01 atmosfeer. In het bovenste gedeelte van de fotosfeer en in de laag daarboven, die reeds tot de chromosfeer behoort, worden de lijnen van Fraunhofer gevormd.
Een Fraunhofer-lijn is niet volmaakt donker; de lichtintensiteit neemt geleidelijk af tot in het midden van de lijn, waar zelfs in de sterkste lijnen nog licht aanwezig is. Aangezien in het lijncentrum de verstrooiing van het licht zeer sterk is en onze blik in deze golflengten tot geringe diepte doordringt, is dit licht afkomstig uit de allerbuitenste laag van de zonneatmosfeer; door nu de zon op zo’n wijze te fotograferen, dat uitsluitend licht van deze bepaalde golflengte op de plaat valt, krijgt men dus een beeld van de chromosfeer. Een dergelijke opname heet spectroheliogram. Zij wordt met de spectroheliograaf als volgt gemaakt: van het door een zonnekijker gevormde zonnebeeld wordt door de lange spleet van de spectrograaf een zeer smalle reep uitgesneden. Van deze reep wordt door de spectrograaf een spectrum gevormd en in dit spectrum wordt nu op de plaats van een sterke Fraunhofer-lijn wederom een dergelijke spleet geplaatst, met daarachter een fotografische plaat, waarop dus de betreffende smalle reep van de zon, in het licht van de uitgekozen Fraunhofer-lijn, wordt opgevangen. Door gelijktijdig het zonnebeeld over de eerste spleet en de fotografische plaat achter de tweede spleet te laten verschuiven, wordt op de plaat een beeld van de gehele zonneschijf gevormd. Vooral protuberansen, zonnevlammen en de structuur van de chromosfeer komen op deze wijze duidelijk uit.
CHROMOSFEER EN PROTUBERANSEN
Boven het niveau dat met de zonsrand overeenstemt, wordt de atmosfeer zeer ijl. Hier begint de zgn. chromosfeer en worden de protuberansen gevormd. De protuberansen komen in allerlei soorten voor, die de overgang vormen tussen de rustende en de eruptieve. De laatste verheffen zich, soms met zeer grote snelheden, boven de chromosfeer en veranderen in enige uren geheel van gedaante. Of men hier met snel uitgestoten gasdeeltjes of met door stralingsdruk voortgeduwde gassen, die op hun weg lichtverschijnselen veroorzaken, te maken heeft, is niet zeker; waarschijnlijk beide. Vele bereiken een hoogte van enkele honderdduizenden km.
Soms echter wordt een protuberans door condensatie gevormd, waaruit de lichtende materie omlaag „regent”. Protuberansbewegingen zijn cinematografisch vastgelegd en de versnelde weergave in films, zoals die van Lyot, opgenomen op het observatorium op de Pic du Midi, bieden een fantastisch schouwspel.
Het mooist is de chromosfeer zichtbaar tijdens een totale zonsverduistering, als het felle zonlicht afgeschermd is en de donkere maanschijf door een smalle, rosé lichtende ring omgeven is. Het spectrum van de chromosfeer bestaat uit heldere lijnen en is voor het eerst waargenomen bij de verduistering van 1868. Een der helderste lijnen, een gele bij 5876 A, behoort tot een toen nog onbekend element, dat men naar de zon „helium” noemde. Pas in 1895 ontdekte men dit spectroscopisch ook op aarde. Andere heldere lijnen zijn die van de Balmer-serie van waterstof en de H- en K-lijnen van geïoniseerd calcium. Het merendeel van de emissielijnen is tijdens een verduistering slechts gedurende enkele seconden waar te nemen en wordt — aangezien de maan per sec ongeveer 300 km van de chromosfeer bedekt — uitgezonden door een laag van ongeveer 1000 km hoogte.
Omdat de chromosferische ring zo smal is, kan men het spectrum, dat wegens de korte duur van zijn optreden flitsspectrum genoemd wordt, verkrijgen met een spleetloze spectroscoop. De lengte van een spectraalboogje is een maat voor de hoogte tot welke de corresponderende atoomtoestand zich in de chromosfeer verheft. Het verloop van de samenstelling der chromosfeergassen kan uit snel opeenvolgende opnamen van het flitsspectrum worden afgeleid. Geïoniseerd calcium heeft men tot een hoogte van 14 000 km kunnen aantonen, waarop waterstof en helium volgen. De drukking is hier gedaald tot 10-12 atmosfeer, terwijl de temperatuur snel met de hoogte toeneemt tot enige tienduizenden graden. In de chromosfeer heerst geen hydrostatisch evenwicht meer, zoals in de diepere lagen; stralingsdruk en turbulentie maken hem veel uitgebreider. Als overgangsgebied tussen fotosfeer (6000 gr.) en corona (1 millioen graden) is de chromosfeer het brongebied van bijzonder zonnestralingen, zoals de snelle corpuscula, de extreemultraviolette straling en de radiostraling van korte golflengte.
CORONA
Buiten de chromosfeer strekt zich een nog zwakker, maar veel uitgebreider lichtverschijnsel uit, de corona, die als een witte stralenkrans de verduisterde zon omgeeft. De vorm en de grootte variëren met de phase van de zonneactiviteit; in het zonnevlekken-minimum is de afmeting aan de zonne-aequator aanmerkelijk groter dan die aan de polen; in het maximum strekt zij zich in alle richtingen vrijwel even ver uit. In de corona tekenen zich allerlei gedetailleerde structuren af, zoals de poolbundels en de soms over een afstand van 10 zonsmiddellijnen zichtbare heldere coronastralen. Haar totale helderheid is ongeveer de helft van die der volle maan; de lichtsterkte neemt van binnen naar buiten af als gevolg van de dichtheidsafname. Het licht van de corona ontstaat door verstrooiing van het zonlicht aan vrije electronen, die er in overvloed zijn t.g.v. de hoge graad van ionisatie. Bovendien komt er in het spectrum van de binnencorona een 25-tal heldere lijnen voor, waarvan de oorsprong tot 1942 onbekend was.
In dat jaar gelukte het aan Edlen het merendeel der emissielijnen te identificeren als zgn. verboden lijnen van hoog geïoniseerde atomen, zoals Fe XIV (13 maal geïoniseerd ijzer). Deze ionisatie vereist een temperatuur van een millioen graden, welke uitzonderlijk hoge waarde steun vindt in andere verschijnselen, nl. de grote uitgebreidheid van de corona, de verwaziging van de Fraunhofer-lijnen in het door de snel bewegende electronen verstrooide zonlicht, de aanzienlijke breedte der emissielijnen (Doppler-effect) en de intensiteit van de radiostraling. In 1930 gelukte het aan Lyot, op de Pic du Midi, door zorgvuldige vermijding van verstrooid zonlicht, de corona bij onverduisterde zon te fotograferen met zijn coronagraaf. De buitencorona gaat geleidelijk over in de interplanetaire stofwolk die het zodiakale licht veroorzaakt en bevat, naast de electronen, een met de afstand tot de zon toenemend gehalte aan stofdeeltjes.
RADIOSTRALING
Sinds 1937 heeft men ook de zonnestraling op golflengten tussen enkele mm’s en ongeveer 10 m gemeten. Deze straling wordt opgevangen en gebundeld door metalen spiegels en antennes en daarna versterkt in zeer gevoelige radio-ontvangers van bijzondere constructie.
In Nederland staan spiegels van 7 m diameter voor de ontvangst van radiostraling opgesteld op het Nera (Nederhorst-Den-Berg Radio) station van de P.T.T. en te Kootwijk op het station van de Stichting Radiostraling van Zon en Melkweg; binnenkort wordt een radio-telescoop van 25 m diameter geconstrueerd.
De radiostraling van de zon op golflengten van enkele meters is afkomstig uit de corona, waar ze ontstaat bij ontmoetingen van de protonen en electronen in het coronagas. Door. de hoge temperatuur en de grote uitgebreidheid van de corona is de radiostraling voldoende intensief voor de metingen; haar intensiteit bedraagt echter niet meer dan een billioenste van wat de zon aan licht uitzendt. Voor radiostraling op golflengten van enige decimeters is de buitencorona doorschijnend; deze straling wordt uitgezonden door de binnencorona en op nog kortere goflengten door de chromosfeer. Met behulp van radiostralingsmetingen kon onze kennis over de structuur van de omhullende lagen der zon reeds aanzienlijk worden uitgebreid. In bijzonderheid geldt dit voor storingsverschijnselen in chromosfeer en corona, die vrijwel steeds met plotselinge versterkingen van de radiostraling gepaard gaan. Tijdens de ontwikkeling van een zonnevlekkengroep komen dikwijls zgn. radiostormen voor, terwijl zonnevlammen aanleiding geven tot radio-uitbarstingen van kortere duur. Het localiseren van deze radiobronnen van betrekkelijk kleine afmetingen geschiedt met de radio-interferometer.
INWENDIGE EN ENERGIEPRODUCTIE
In het binnenste van de zon heerst onder het gewicht van de meer buitenwaarts gelegen materie een zeer hoge drukking, terwijl de temperatuur 20 millioen graden bedraagt. Het theoretische onderzoek van de inwendige bouw der zon is het eerst door Eddington ontwikkeld, die aantoonde dat alle stoffen wegens de hoge temperatuur volledig geïoniseerd zijn zodat er alleen atoomkernen en electronen voorkomen en de toestand, ondanks de hoge druk, volkomen gasvormig is.
Een grote gasmassa, zoals de zon, is gekarakteriseerd door zijn lichtkracht, totale massa en chemische samenstelling, waaruit alle andere eigenschappen zijn af te leiden. Zo is het mogelijk druk en temperatuur te berekenen en daaruit te besluiten dat in het inwendige bepaalde kernreacties optreden. Deze kernreacties hebben tot resultaat dat telkens uit 4 protonen (waterstofatoomkernen) 1 heliumatoomkern wordt opgebouwd, waarbij energie vrijkomt, die zich langzaam een weg door de zon baant en ten slotte wordt uitgestraald.
Bij de kernreacties wordt waterstof verbruikt en helium gevormd. Als gevolg van stromingen wordt steeds waterstof uit de meer naar buiten gelegen delen van de zon aangevoerd, terwijl het gevormde helium uit de kern wordt afgevoerd. Vermoedelijk bevat de zon thans 80 pct waterstof en ongeveer 20 pct helium; de energieproductie kan doorgaan tot practisch alle waterstof verbruikt is en is nog voor milliarden jaren gedekt. Uit geologische en astronomische onderzoekingen blijkt dat de zon reeds 3 milliard jaren evenveel energie uitstraalt als thans, d.w.z. 3.1038 calorieën per jaar. Met de verklaring van de energieproductie in de zon door kernreacties zijn alle oudere opvattingen weerlegd, zoals verbranding, neervallende meteoren en de contractietheorie van Helmholtz
DR J. HOUTGAST
Lit.: W. H. Julius, Leerboek der Zonnephysica (Groningen 1928); M. Minnaert, De Natuurkunde van de Zon (’s-Gravenhage 1936); G. Bruhat, Le Soleil (Paris 1931); A. Unsöld, Physik der Stem atmospharen mit besonderer Berücksichtigung der Sonne (Berlin 1938); Handb. d.
Astrophysik, III 1 en IV, aangevuld in VII (Berlin resp. 1930, 1929, 1936); S. A. Mitchell, Eclipses of the Sun (Columbia 1951); F. Dyson and R. v. d. R. Woolley, Eclipses of the Sun and Moon (Oxford 1937); G.
P. Kuiper, The Solar System (1953), deel I.
(2, religieuze betekenis) bekleedt in het religieuze denken der volken een voorname plaats, naast de maan, al is het zeer verkeerd een dezer beide tot verklaring van alle mythen en riten te willen maken, zoals wel geschiedt. Bij nagenoeg alle volken is de zon de leven gevende, warmte en licht verspreidende macht, die in min of meer persoonlijke vorm vereerd wordt. Zeer bekende zonnegoden zijn de Egyptische Re, de Babylonische Sjamasj, de Japanse godin Amaterasoe, stammoeder van het keizerlijk huis, de Griekse Helios. De zonnegod heeft vaak, evenals de hemelgod, een rechterlijke functie: hij is immers degeen, „die alles ziet en hoort”, zoals van Helios werd gezegd. Een enkele maal overheerst de zonnedienst alle andere godendiensten, zoals in het Egypte der Vijfde Dynastie en in de religie van de zgn. ketterkoning Ichnaton, die de zonnegod tot drager van liefde en schoonheid maakte. In het algemeen stijgt de betekenis van de zon met toenemende ontwikkeling van de godsdienst: vele mythen en godenfiguren, die oorspronkelijk met de zon niets te maken hadden, worden dan gesolariseerd. Zo bijv. Apollo in Griekenland, Osiris in Egypte (z Hemel en Hel).
