Son

Son
Die son, met donker sonvlekke.
Spektraaltipe	G2V
Waarnemingsdata (Epog J2000)
Regte klimming	286,13° (vanaf die Noordpool)
Deklinasie	+63,87° (vanaf die Noordpool) 63° 52' Noord
Skynmagnitude (m)	−26,74
Absolute magnitude (M)	4,83
Besonderhede
Massa (M☉)	1 sonmassa 1,9891×1030 kg 333 000 × Aarde
Radius (R☉)	6,96342×105 km 109 × Aarde
Ouderdom (jaar)	4,57 miljard jaar
Temperatuur (K)	Sentrum (geskoei): ~1,57×107 Fotosfeer (effektief): 5 778 Korona: ~5×106
Afstand (ligjaar)	~2,5×1017 km 26 000 ligjaar van die Melkweg se sentrum
Eienskappe
Veelvoudigheid	Sonnestelsel
Planete	8
Ander name
Portaal    Sterrekunde

Die son is die ster in die middel van ons sonnestelsel. Die aarde, asook verskeie ander materie soos planete, asteroïdes, meteorides, komete en stof, wentel om die son. Die son wentel op sy beurt weer om die middelpunt van die melkweg - die sterrestelsel wat ons sonnestelsel bevat. Die son bevat ongeveer 99.8% van die sonnestelsel se massa. Energie van die son - in die vorm van insolasie van sonlig - onderhou amper alle lewe op die Aarde deur fotosintese en is die dryfkrag agter die Aarde se klimaat en weer.

Opsomming

As die grootste en mees belangrike liggaam in ons sonnestelsel, is talle metodes van verwyderde waarneming reeds geskep om die verskillende aspekte van die Son te meet. Buiten die fisieke kenmerke van hierdie ster, word ook die chemie onderliggend aan die oordrag van hitte- en lig-energie in die teks hieronder verken en verklaar, asook 'n ruwe skatting van hoeveel jare die Son nog oor het voordat dit soos alle ander verouderde sterre uitsterf.

Die son is die grootste kenmerk in ons sonnestelsel, al is dit maar net 'n ster soos alle ander sterre in ons Melkweg. Die ooglopende verskil in grootte en intensiteit is maar bloot weens ons nabyheid aan die Son: die Son is slegs agt ligminute weg van ons af, terwyl ander sterre minstens 'n paar ligjare van ons af is.

Fisieke struktuur

Die Son se massiewe struktuur word bepaal deur drie vername sones: die kern, die stralingsone en die konvektiewe sone. Die funksies en kenmerke van elk word hieronder bespreek.

• Kern

Die temperatuur en druk in hierdie deel van die Son se volume is, soos verwag kan word, intens: Die kern het na raming 'n temperatuur van 15 000 000 °C en 'n druk van 340 miljard keer die lugdruk by die Aarde se seevlak. Dié druk is as gevolg van die Son se swaartekrag, wat die enorme massa van die res van die Son binnewaarts trek. Dit skep die perfekte omstandighede vir kernfusie-reaksies om plaas te vind, en dit is hierdie reaksies wat die Son se energie skep. (Sien die inligtingkassie: “Die fisika van sonlig”.)

Die energie wat geskep word (sonuitstraling), is verantwoordelik vir die lewe op ons planeet. Die Aarde se atmosfeer verdedig ons teen die meeste van die bestraling wat as te sterk vir ons behoeftes gereken word.

• Stralingsone

Hierdie gedeelte van die Son se binnekant strek tot 55 % vanaf die kern met die radius langs. Die hooffunksie van hierdie sone is om energie vanaf die kern oor te dra na die oppervlak deur middel van uitstraling. Dit word bereik deur middel van fotone – kwantums of klein pakkette, bestaande uit lig of magnetiese energie – op die volgende wyse: Fotone word binne-in die Son se liggaam geskep, maar word deur gasmolekules geabsorbeer voordat hulle verder as 'n miljoenste van 'n meter kan beweeg.

Deur 'n foton te absorbeer, verkry die gasmolekule energie (en daarom hitte), en voltooi die siklus deur 'n ander foton met dieselfde golflengte uit te straal. Hierdie nuwe foton ondergaan dieselfde proses en die siklus duur miljarde kere voort voordat die laaste foton uiteindelik by die Son ‘uitskiet’. Daar is beraam dat daar omtrent 10²⁵ (dit is “10” gevolg deur 24 nulle!) absorpsies en heruitstralings plaasvind voordat die laaste foton uitgestraal word. In werklikheid beteken dit dat dit tussen 100 000 en 200 000 jaar vir 'n foton neem om die Son se oppervlak te bereik. In hierdie sone daal die temperatuur van 7 000 000 °C tot omtrent 2 000 000 °C.

Tussen hierdie en die volgende sone word 'n raakvlaksone bekend as die tagokline aangetref. Al het hierdie laag slegs die afgelope aantal jare die onderwerp van wetenskaplike studies geword, het dit duidelik geword dat hierdie dun laag groot veranderings in fisiese karakter ondergaan. Daar is ook reeds voorgestel dat hierdie laag die oorsprong van die Son se magneetveld is.

• Konvektiewe sone

In die laaste sone van die Son se binnekant is die temperatuur ‘koel’ genoeg om die swaarder ione toe te laat om hul elektrone te behou. Aangesien dit uitstraling baie moeilik maak, help konveksiestrome die oordrag van energie (beweging van fotone) aan deur die fotone na die oppervlak aan te dryf. Hierdie sone beslaan die laaste 30 % van die Son se radius en kan geag word as die streek waar die fotone hul laaste aandrywing na die oppervlak ontvang. Wanneer die laaste foton uiteindelik uit die Son se oppervlak ontsnap, word dit as lig- en hitte-energie vrygestel.

Daar word beraam dat 700 miljoen ton waterstof elke sekonde verbruik word – en na helium-as omgeskakel word – om 5 miljoen ton sonenergie te produseer. Dit bepaal die tempo waarin die Son homself ‘uitbrand’. Die Son is egter so enorm dat, ten spyte van die daaglikse brandstofverbruik, daar steeds genoeg brandstof is om die nog 10 miljard jaar lank te hou. Wanneer die Son uiteindelik al sy beskikbare brandstof uitbrand, sal die swaartekrag daartoe lei dat dit insak. As dit gebeur, sal die kern selfs groter druk ervaar en derhalwe verhit en hierdie hitte deur na die boonste lae uitstraal, wat ongetwyfeld sal uitsit. Met verdere uitsetting sal die Son uiteindelik 'n rooireus word – 'n baie groot, koel ster wat sy waterstofhulpbronne opgebruik het.

Die radiusuitsetting sal so groot wees dat die Son se buitegrens die Aarde se ligging sal verbysteek en sodoende die planeet insluk en in werklikheid laat verdamp. Die volgende stadium in hierdie ingesakte ster se leeftyd sal die totstandkoming van 'n witdwerg wees. Dit vind plaas nadat die rooireus se totale heliumvoorraad na koolstof omgeskakel is, en die kern uitsit en afkoel. Verdere afkoeling sal lei tot die totstandkoming van 'n swartdwerg, maar die proses vanaf ster tot swartdwerg neem miljarde jare.

Atmosfeer

Soortgelyk aan die Aarde het die Son ook 'n atmosfeer wat dit omring. Die Son se atmosfeer bestaan ook uit drie sones, naamlik die fotosfeer, die chromosfeer en die korona.

• Fotosfeer

Net bokant die oppervlak is die fotosfeer, die enigste deel van die Son se atmosfeer wat vanaf die Aarde sigbaar is. Dit is 300–400 km diep en het 'n temperatuur wat soortgelyk is aan die oppervlak (± 5 500 °C). Beelde wat van die fotosfeer geneem is, dui aan dat dit 'n korrelrige of gestippelde voorkoms het as gevolg van die oppervlakkonveksie (huidige selle wat vanaf die konvektiewe sone na die oppervlak opwel).

Natuurlik verlaag die temperatuur namate die afstand vanaf die Son toeneem, so die gasse op die buitewyke van hierdie sone straal nie soveel ligenergie as dié nader aan die oppervlak uit nie. “Randverdonkering” is die naam wat gegee word aan die effek wat die visuele verdonkering van die buiterande van die fotosfeer beskryf: Aangesien hierdie rande donkerder voorkom, lyk dit vanaf die Aarde asof die Son 'n skerp rand reg rondom het. Hierdie grens dui die oorgang van hierdie sone na die volgende aan.

• Chromosfeer

Hierdie sone van die Son se atmosfeer strek vanaf die fotosfeer se grens op tot ongeveer 2 000 km daarvandaan, en die temperatuurreeks by hierdie diepte is vanaf ± 4 200 °C tot ± 9 700 °C. Daar word aanvaar dat hierdie sone deur middel van konveksie verhit word deur die onderliggende fotosfeer. Meer spesifiek: Relatief klein vingers warm gas vanaf die fotosfeer bars deur die chromosfeer se grens en verhit die omliggende gasmolekules.

Hierdie vingers, wat as sonspykers bekend staan, duur net 'n paar sekondes, al kan hulle tot lengtes in die omgewing van 5 000 km bokant die fotosfeer uitstrek.

• Korona

Die finale laag van die Son se atmosfeer is die grootste in terme van volume en strek miljoene kilometers weg vanaf die chromosfeer/korona-grens. Dit is die deel van die Son se atmosfeer wat gesien kan word tydens 'n sonsverduistering – die dynserige lig wat die Son se teenwoordigheid agter die Maan aandui.

Ten spyte van die temperatuurpatroon wat waargeneem word in die fotosfeer en chromosfeer (waar temperatuur verlaag as die afstand van die son af vermeerder),vertoon die korona 'n ongewoon hoë temperatuur – in die omgewing van 2 miljoen grade Celsius! Die rede hiervoor is steeds onduidelik, maar daar word vermoed dat dit iets te doen het met die Son se magneetveld. Koronagapings is kenmerkend van areas wat koeler as hul omliggende streke blyk te wees, en wat sonwind toelaat om vanuit die korona na dieper ruimte te ontsnap.

Kenmerke en karaktertrekke

Pare relatief koel en donker kolle verskyn nou en dan op die fotosfeer. Hierna word verwys as sonvlekke. Hierdie kenmerke is in werklikheid verskriklik sterk magneetvelde wat deur die fotosfeer dring. Hulle word altyd in pare opgemerk, aangesien die veldlyne deur een sonvlek binnegaan word en na die fotosfeer terugkeer deur die ander een.

Elke elf jaar bereik die sonsiklus 'n tydperk waartydens sonvlek-aktiwiteit dramaties toeneem. Die impetus agter hierdie sonsiklus is steeds onbekend, maar weer eens is die Son se magneetveld uitgesonder as 'n moontlike sleutelrolspeler. Deur die studie van sonvlekke kon wetenskaplikes die Son se rotasiefrekwensie vasstel: Die Son roteer een maal elke 27 dae om sy as.

Hoër op, in die chromosfeer, is daar waargeneem dat gaswolke opstyg en rig op die magneetvelde wat deur die sonvlekke geskep word. Hierdie gaswolke, bekend as sonvuurtonge, kan tot drie maande duur en oor die 50 000 km van die Son se oppervlak af strek.

Sonfakkels is uitbarstings van energie wat lyk asof hulle in die omgewing van sonvlektrosse in die fotosfeer ontplof. Hierdie ontploffings stel gas, elektrone, sigbare en ultra-violet lig, en X-strale vry. Wanneer hierdie wisselende tipes uitstraling die Aarde se atmosfeer bereik, tree hulle in 'n wisselwerking met die poolatmosfere en skep die auroras – aurora borealis in die noorde en aurora australis in die suide.

Sonvlamme kan ook inmeng met kommunikasiestelsels, aangesien hulle verwante uitstralings die atmosfeer ioniseer, wat satellietkommunikasie (via radiogolwe) onmoontlik maak.

Chemiese samestelling van die Son

Een van die belangrikste tegnieke wat wetenskaplikes help om die chemiese samestelling van die son te ondersoek, word spektroskopie genoem. Dit behels die ondersoek van die lig wat deur 'n witgloeiende liggaam uitgestraal word. Dit word gedoen met behulp van 'n instrument, die spektroskoop, wat in staat is om wit lig in sy onderskeie golflengtes op te breek. Aangesien die son uit gasse by 'n baie hoë temperatuur bestaan, kan sy samestelling op hierdie manier ondersoek word.

As sonlig deur 'n nou spleet val, en daarna deur 'n prisma en 'n lenssisteem, word die wit lig in 'n reeks kleure, die sigbare spektrum, opgebreek. Hierdie kleure strek van rooi tot violet. In hierdie spektrum is daar ook 'n groot aantal donker lyne, wat as Fraunhofer-lyne bekend staan. Hierdie lyne, wat na hul ontdekker, Fraunhofer, genoem is, kom op ongereelde afstande in die spektrum voor, en het verskillende intensiteite. Aangesien elke chemiese element sy eie spesifieke reeks van verwante lyne voortbring, was dit moontlik om die verskillende elemente wat in die buitenste atmosfeer van die son aanwesig is, te identifiseer.

Element	Simbool	Persentasie volume
Waterstof	H	92,1%
Helium	He	7,8%
Suurstof	O	0,061%
Koolstof	C	0,030%
Stikstof	N	0,0084%
Neon	Ne	0,0076%
Yster	Fe	0,0037%
Silikon	Si	0,0031%
Magnesium	Mg	0,0024%
Swawel	S	0,0015%
Spoorelemente	n.v.t.	0,0015%

Digtheid

Hoewel die son veel groter as die aarde is, is sy gemiddelde digtheid heelwat kleiner as die van ons planeet. Die digtheid van die son as geheel is 1,41 keer so groot soos dié van water, wat heelwat minder is as die digtheid van 5,52 van die aardbol. Elke kubieke meter van die son bevat dus gemiddeld net sowat 'n kwart soveel materie as 'n kubieke meter van die aarde, maar tog meer as 1 m³ water.

Ofskoon die son digter is as water, meen sterrekundiges tog dat die son as geheel vanweë sy hitte gasagtig is. Die vermoede is ook dat die son aan sy binnekant digter is as in die buitenste lae – in die omgewing van 100 keer digter as water. Dit beteken dat die massa van een kubieke meter van die binneste sonmassa sowat 100 000 kg is.

Beweging

Ons het reeds genoem dat die oënskynlike beweging van die sonvlekke inligting verskaf oor die son se rotasie om sy eie as. Sterrekundiges het egter gevind dat, omdat die son 'n gasliggaam en nie 'n vaste liggaam soos die aarde is nie, verskillende dele daarvan met verskillende snelhede roteer. 'n Punt op die ewenaar van die son voltooi 'n omwenteling in minder as 26 dae; by breedtegraad 20 roteer dit in sowat 26 dae, en op 46° breedte in byna 28 dae. Nader aan die pole is dit uiters moeilik om die snelheid noukeurig te bepaal, maar dit lyk asof 'n omwenteling naby die pool in omtrent 34 dae voltooi word.

Oorblywende leeftyd

Volgens die tweede wet van termodinamika kan die son nie vir ewig brand nie. Na beraming het die son nog 7 tot 8 miljard jaar voor dit sal vergaan.

Sonstatistiek

Definisie	Waarde
Massa	1 989 1030 kg
Massa relatief tot die Aarde	332,8 : 1
Gemiddelde afstand vanaf die Aarde	± 150 miljoen km
Radius	696 000 km
Radius relatief tot die Aarde	± 109 : 1
Oppervlaktemperatuur	5 800 K / 5 500 °C
Temperatuur by die kern	15 000 000 K / 15 000 000 °C
Gemiddelde digtheid	1,41 g·cm−3
Ouderdom	4,57 miljard jaar
Rotasietydperk	Tussen 25 dae (by die ewenaar) en 36 dae (by die pole)
Liggewendheid (die totale hoeveelheid energie wat per sekonde vanuit 'n hemelliggaam gestraal word)	3,83 ´ 1026 W
Afstand vanaf die kern van die Melkweg	25 000 ligjare

Sien ook

• Groenflits

Bronnelys

• KENNIS, 1980, ISBN 0798108258, volume 3, bl. 570

Eksterne skakels

• Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Son.