AstronomieAntwoorden
AstronomieAntwoordenBoek: de Zon


[AA] [Woordenboek] [Antwoordenboek] [UniversumFamilieBoom] [Wetenschap] [Sterrenhemel] [Planeetstanden] [Reken] [Colofon]

1. De Zon ... 2. De Zon is ver ... 3. De Zon wiebelt ... 4. Draaiing van de Zon ... 5. Helderheid van de Zon ... 6. Zwaartekracht op de Zon ... 7. Naar de Zon kijken ... 8. De temperatuur van de Zon ... 9. Het aanzicht van de Zon ... 9.1. Protuberans, filament ... 10. Energietransport door de Zon heen ... 11. De afstand van de Zon ... 12. Afstand tot de Zon midden op de dag vergeleken met zonsopkomst ... 13. De grootte van de Zon ... 14. De corona van de Zon ... 15. De Zonnecyclus ... 16. Hemelhelderheid na zonsondergang ... 17. Verlies van zonneïnvloed na zonsondergang ... 18. De Zon is geen Pleiade ... 19. De eclipticale breedtegraad van de Zon

Deze bladzijde beantwoordt vragen over de Zon. De vragen zijn:

[410]

1. De Zon

De Zon is een ster, maar is zo verschrikkelijk veel dichterbij dan de andere sterren dat we de Zon als een hele heldere schijf zien en de andere sterren alleen als zwakke lichtpuntjes. Zonlicht schijnt op alle planeten en asteroïden en kometen en andere leden van ons Zonnestelsel, en schijnt ook voorbij het Zonnestelsel de ruimte in. Vanaf planeten bij andere sterren zou je onze Zon ook kunnen zien, maar dan alleen als een zwak lichtpuntje, net zoals wij andere sterren hier vandaan alleen als zwakke lichtpuntjes zien. Zie ook vraag 334.

[419]

2. De Zon is ver

De afstand tussen de Aarde en de Zon is ongeveer 150 miljoe km (zie vraag 347). 150 miljoen km gedeeld door 100 km/h is (150/100) miljoen uur = 1,5 miljoen uur = 1.500.000 uur. Een dag is 24 uur, dus 1.500.000 uur = 1.500.000/24 = 62.500 dagen. Een jaar is ongeveer 365 dagen, dus 62.500 dagen is 62.500/365 = ongeveer 171 jaar. Als je zonder te stoppen met 100 km/h naar de Zon zou kunnen reizen, dan zou je er 171 jaar over doen.

[456]

3. De Zon wiebelt

De zwaartekracht tussen de Zon en een planeet laat de planeet en de Zon rond hun gemeenschappelijke zwaartepunt draaien. De Zon heeft verschrikkelijk veel meer massa dan de planeet, dus is het zwaartepunt veel dichter bij de Zon dan bij de planeet en beweegt de Zon veel minder dan de planeet, maar toch laat de zwaartekracht van de planeten de Zon een beetje heen en weer wiebelen.

De planeten laten de Zon wiebelen (zoals gezien vanaf een verre ster) over ten hoogste ongeveer 1,5 miljoen kilometer, wat ongeveer gelijk is aan de diameter van de Zon. Van deze wiebel komt ongeveer de helft van alleen de planeet Jupiter, en bijna al de rest van de planeten Saturnus, Uranus en Neptunus samen.

[371]

4. Draaiing van de Zon

Het is niet moeilijk om te zien dat de Zon rond zijn as draait. Je hoeft alleen maar te kijken naar een paar foto's van de Zon die op verschillende dagen genomen zijn, bijvoorbeeld op http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/realtime-mdi_igr.html en http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime/realtime-eit_171.html. Je kunt dan zien dat dingen zoals zonnevlekken over de zonneschijf bewegen. Het duurt ongeveer een maand voordat iets helemaal rond de Zon is gegaan. De eenvoudigste verklaring hiervoor is dat de Zon in ongeveer een maand eenmaal rond zijn as draait.

[301]

5. Helderheid van de Zon

Sommige mensen denken dat de Zon gemiddeld helderder lijkt wanneer hij op komt dan wanneer hij onder gaat, maar ik heb zo'n verschil zelf nooit opgemerkt (hoewel ik moet toegeven dat ik geen getuige ben van veel zonsopkomsten). Ik verwacht dat zulk een verschil heel klein is, als het al betrouwbaar gemeten kan worden.

Als de Zon toch helderder lijkt als hij op komt dan als hij onder gaat, dan kan dat misschien slechts een indruk zijn. Mensen kunnen niet goed schatten hoe helder de Zon op een gegeven moment is, en kunnen bij zich zonsondergang niet nauwkeurig herinneren hoe helder de Zon bij zonsopkomst leek, dus elke vergelijking van die helderheden is erg subjectief. Bij zonsopkomst wordt het snel helderder vanaf een donker begin, terwijl het bij zonsondergang juist snel donkerder wordt vanaf een helder begin, dus lijkt het redelijk om aan te nemen dat de helderder wordende opkomende Zon een helderdere indruk geeft dan de donkerder wordende neergaande Zon, zelfs als ze in werkelijkheid precies even helder zijn.

Als de Zon echt helderder is bij zonsopkomst dan bij zonsondergang (zoals gemeten met een of ander wetenschappelijk instrument), dan moet dat het gevolg zijn van veranderingen in de dampkring die direct of indirect met zonlicht verbonden zijn. De Zon ziet er minder helder uit als de dampkring meer zonlicht absorbeert of verstrooit. Zulke absorptie of verstrooiing hangt samen met stof en waterdamp en andere kleine deeltjes in de dampkring. Het is mogelijk dat de hoeveelheid van zulke deeltjes in de dampkring gedurende de dag gemiddeld toeneemt, en 's nachts weer afneemt, en dat zou een gemiddeld verschil kunnen geven tussen de helderheid van de opgaande Zon en de neergaande Zon.

[266]

6. Zwaartekracht op de Zon

Er is zwaartekracht op de Zon. Als daar geen zwaartekracht was, dan zouden de hete gassen waar de Zon uit bestaat weg vliegen de ruimte in, en dan zou er geen Zon meer zijn. Als je op de Zon zou kunnen staan, dan zou je 28 keer meer wegen dan op Aarde.

[246] [331]

7. Naar de Zon kijken

De Zon is zo helder dat het zeer doet aan je ogen als je er recht in kijkt, en de ultraviolette straling van de Zon die zonnebrand kan geven kan ook de cellen in je netvlies achter in je ogen kapot maken waarmee je kan zien.

Dit betekent niet dat je meteen blind wordt als je per ongeluk eventjes recht in de Zon kijkt, maar als je dat vaak doet of lang, dan zal je zicht slechter worden.

Je kunt een zonnebril gebruiken om veel zonlicht af te schermen, maar je kunt er niet zeker van zijn dat die zonnebril ook de schadelijke ultraviolette straling tegen houdt dat je netvlies kan aantasten. Je kunt ultraviolette straling niet zien, dus kun je ook niet zien of je zonnebril dat tegen houdt, zelfs als er op de zonnebril staat dat hij "UV-bescherming" biedt. En misschien zitten er wel krassen op de bril of is de beschermlaag verdwenen of te oud zodat er toch nog schadelijke straling doorheen komt. De enige manier om er zeker van te zijn dat de bril voldoende bescherming geeft is door het voor elk gebruik te testen, en dat zou vervelend en duur zijn.

Als je je vingers brandt, dan voel je pijn, dus merk je het snel en kun je je vingers weg trekken. Helaas voel je helemaal geen pijn als de cellen in je netvlies door ultraviolette straling verwoest worden, dus merk je het niet eens als het gebeurt. Daarom moet je met je ogen extra voorzichtig zijn.

Als je echt recht in de Zon wilt kijken, dan zijn er twee manieren waarop je dat veilig kan doen:

  1. Gebruik een onbeschadigde professionele lasbril. Lassen produceert ook ultraviolette straling, dus moeten lassers hun ogen daartegen beschermen (en daarom moet je ook niet recht kijken naar laswerk dat aan de gang is).
  2. Kijk naar de Zon wanneer die net op komt of onder gaat, wanneer je ogen dat gemakkelijk aan kunnen zonder dat je een zonnebril nodig hebt. Als de Zon heel laag aan de hemel staat dan is hij veel minder helder dan als hij hoog aan de hemel staat, omdat al de lucht waar het zonlicht doorheen komt op weg naar jou veel van het zonlicht absorbeert of verstrooit. Ultraviolet licht wordt nog meer verstrooid of geabsorbeed dan zichtbaar licht, dus als er maar weinig zichtbaar licht over is dan is er zo goed als geen ultraviolet licht over.

In elk geval is het beste advies om nooit recht naar de Zon te kijken. Je zicht is waardevol, dus waarom zou je het risico nemen dat het er slechter van wordt? Er is toch bijna nooit iets interessants met je blote oog te zien op de Zon. Het is veel beter om camera's in sterrenwachten of in satellieten voor jou naar de Zon te laten kijken. Die geven beelden waar veel meer details op staan dan je zelf ooit zou kunnen zien door recht naar de Zon te kijken. Als je een paar van die beelden wilt zien, dan kun je bijvoorbeeld terecht op http://umbra.nascom.nasa.gov/images/latest.html.

[231]

8. De temperatuur van de Zon

De Zon heeft niet overal dezelfde temperatuur. De zichtbare buitenkant van de Zon heeft een temperatuur van ongeveer 5700 K (6000 ), maar in grote zonnevlekken kan de temperatuur zakken tot "slechts" 3700 K (4000 ℃). Als je onder het oppervlak van de Zon naar het centrum van de Zon gaat dan wordt het steeds heter. Men denkt dat het in het midden van de Zon ongeveer 16 miljoen K (16 miljoen ℃) heet is.

[516]

De temperatuur van de buitenkant van de Zon kunnen wij afleiden uit de verdeling van het zonlicht over de verschillende kleuren of golflengten. Die verdeling heet het spectrum van het zonlicht.

Elk voorwerp (ook jij) zendt warmtestraling uit die afhangt van de temperatuur van dat voorwerp. Hete voorwerpen zoals de Zon en de sterren zenden het meeste van die warmtestraling uit als zichtbaar licht. Koelere voorwerpen zoals mensen of planeten zenden het meeste van die warmtestraling uit als infrarood licht. Uit de verdeling van de uitgezonden straling over de verschillende kleuren of golflengten kun je afleiden wat de temperatuur van de oppervlakte van het voorwerp is dat die straling uitzendt. Voor de Zon volgt dan een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 5500℃. Zie http://nl.wikipedia.org/wiki/Warmtestraling.

De temperatuur binnen in de Zon kunnen we niet direct meten, maar toch kunnen we daar wat over zeggen omdat de temperaturen binnen in de Zon wel invloed hebben op dingen aan de buitenkant die we wel kunnen meten. Hiervoor maakt een wetenschapper in zijn computer een model van de binnenkant van de Zon. Dat model moet voldoen aan alle natuurwetten die wij kennen (zoals de zwaartekrachtswet en de gaswet en de wet van behoud van energie). De wetenschapper past dan het model net zo lang aan (terwijl het nog steeds aan alle natuurwetten voldoet) tot de buitenkant van het model goed genoeg lijkt op de echte Zon, dus tot het model precies zo groot is als de echte Zon, en precies zoveel massa bevat, en aan de buitenkant precies de waargenomen temperatuur heeft, en ook dezelfde verdeling van zonlicht over de verschillende kleuren. En dan kan de wetenschapper in zijn model zien wat dan de temperatuur binnen in de Zon moet zijn. Uit zulke modellen volgt dat de temperatuur in het centrum van de Zon ongeveer 15 miljoen ℃ moet zijn.

We gebruiken dezelfde manier ook om dingen te weten te komen over andere plekken waar we niet kunnen komen, zoals de binnenkant van de Aarde. Ik sta er altijd weer van te kijken hoeveel we met slimme methoden te weten kunnen komen over dingen waar we niet bij kunnen.

9. Het aanzicht van de Zon

Als je de juiste apparatuur gebruikt, dan zijn er veel details te zien op het oppervlak van de Zon. Hieronder wordt er een aantal genoemd.

[208]

9.1. Protuberans, filament

Een protuberans of filament is een vaak langwerpige of sliertige wolk van zonnegas die tot pakweg 50.000 km (ongeveer 1/20ste van de diameter van de Zon) boven het oppervlak van de Zon uit steekt. Zo'n wolk wordt op zijn plaats gehouden door het magnetische veld van de Zon. Protuberansen en filamenten zijn niet zichtbaar in wit licht (het continuüm) maar alleen in licht van het midden van sterke spectraallijnen. 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 en filamenten kunnen tot ongeveer twee maanden oud worden, maar sommige verdwijnen veel sneller weer. Sommige lijken te verschijnen door zonnevlammen.

[173]

10. Energietransport door de Zon heen

Energie reist door convectie van het midden van de Zon naar het oppervlak, en dan in de vorm van straling door de ruimte.

[36]

11. De afstand van de Zon

De gemiddelde afstand van de Aarde tot de Zon is 149.590.787 km. Dit heet ook wel een Astronomische Eenheid (AE). De aardbaan wijkt een beetje af van een cirkelvorm en daarom is de afstand van de Aarde tot de Zon niet altijd hetzelfde. De Aarde is het dichtst bij de Zon (in het perihelium van de aardbaan) rond 4 januari, als het in het noordelijke halfrond van de Aarde winter en in het zuidelijke halfrond zomer is, en is het verste van de Zon (in het afelium van de aardbaan) rond 4 juli, wanneer het in het noorden zomer en in het zuiden winter is.

Het verschil in de afstand tussen 4 januari en 4 juli is ongeveer 3 procent, wat overeenkomt met een afstand van 5 miljoen km.

De jaarlijkse verandering van afstand tussen de Aarde en de Zon is niet het belangrijkste voor de temperatuur op Aarde, want anders zou het overal op Aarde in januari het warmste zijn (als de Aarde het dichtste bij de Zon is) en in juli het koudste (als de Aarde het verste van de Zon is), en dat is in het noordelijke halfrond niet zo. De schuine stand van de draaias van de Aarde (ten opzichte van het baanvlak van de Aarde, de ecliptica) is veel belangrijker voor de seizoenen en de temperatuur op Aarde.

[594]

12. Afstand tot de Zon midden op de dag vergeleken met zonsopkomst

Hoeveel dichter bij de Zon ben je midden op de dag dan bij zonsopkomst? Dat hangt er het meest vanaf hoe lang het is sinds de Aarde het dichtst bij de Zon was. Daarna is het het meest belangrijk hoe hoog de Zon midden op de dag aan de hemel staat (wat afhangt van je geografische breedtegraad en van het seizoen). En er zijn ook nog minder belangrijke invloeden, zoals dat de Maan de Aarde wat dichter bij of juist wat verder weg van de Zon trekt, en dat de Aarde niet helemaal bolvormig is.

Als de Aarde midden op de dag precies boven je hoofd staat (in het zenit) dan heeft de draaiing van de Aarde je ongeveer \( r \) = 6380 km dichter bij de Zon gebracht dan je bij zonsopkomst was. Als de Zon niet precies boven je hoofd komt dan is de afstandverandering kleiner. Als de Zon midden op de dag \( h \) graden boven de horizon staat dan brengt de draaiing van de Aarde je \( r \sin(h) \) dichter bij de Zon dan je bij zonsopkomst was. Als je geografische breedtegraad (met weglating van een eventueel minteken) \( φ \) is, dan varieert \( h \) tussen ongeveer \( 66.6° − φ \) midden in de winter en ongeveer \( 113.4° − φ \) midden in de zomer, met een gemiddelde van \( 90° − φ \).

Fig. 1: Afstandverschil middag - zonsopkomst
Fig. 1: Afstandverschil middag - zonsopkomst

Echter, de afstand tussen de Aarde en de Zon is niet vast. De Aarde volgt een elliptische baan rond de Zon waarin de afstand tot de Zon varieert tussen ongeveer 147,1 en 152,1 miljoen km. De Aarde is het dichtste bij de Zon (in perihelium) rond 3 januari van elk jaar, en is het verste van de Zon (in afelium) rond 4 juli van elk jaar. (Deze data veranderen langzaam in de loop van de eeuwen.) Dus tussen ongeveer 3 januari en 4 juli van elk jaar gaat de Aarde in het algemeen steeds verder van de Zon, en tussen 4 juli en 3 januari komt de Aarde in het algemeen steeds dichter bij de Zon.

De grootste snelheid waarmee de afstand tussen Zon en Aarde verandert is ongeveer 1800 km/h, en die snelheid wordt bereikt ongeveer twee weken na de maartequinox (wanneer de afstand toeneemt) en ongeveer twee weken na de septemberequinox (wanneer de afstand afneemt).

Tussen zonsopkomst en het midden van de dag beweegt de Aarde als geheel dichter bij of verder van de Zon over een afstand gelijk aan die snelheid vermenigvuldigd met de tijd tussen zonsopkomst en het midden van de dag. Die tijd is gemiddeld ongeveer 6 uur en kan niet groter worden dan 12 uur. Het benadert 12 uur voor plekken waar de pooldag net begint of eindigt, waar de Zon tijdens een periode van 24 uur maar net onder gaat. Daar is de grootste verandering in de afstand vanwege de baan van de Aarde rond de Zon ongeveer 12 × 1800 = 21600 km, wat meer is dan de verandering die de draaiing van de Aarde kan geven. Die plekken liggen in de poolgebieden.

De afstandverandering vanwege de draaiing van de Aarde is altijd negatief: Als alle andere dingen gelijk blijven, dan is de afstand tot de Zon midden op de dag kleiner dan hij was bij zonsopkomst. Het afstandverschil is hooguit 6380 km. De afstandverandering vanwege de elliptische baan van de Aarde rond de Zon kan negatief zijn (tussen 4 juli en 3 januari) of positief (tussen 3 januari en 4 juli) en is hooguit ongeveer 21600 km. Deze twee effecten tellen op, maar de grootste afstandverandering vanwege de elliptische baan treedt alleen op voor bepaalde locaties in de poolgebieden, en daar is de afstandverandering vanwege de draaiing van de Aarde juist klein, dus de grootste afstandverandering van de twee effecten gecombineerd is minder dan de som van de grootste afstandveranderingen van de twee effecten apart.

Al met al zijn de grootste afstandveranderingen: ongeveer 21300 km dichter bij de Zon midden op de dag dan bij zonsopkomst (in oktober nabij de zuidpool), en ongeveer 17900 km verder van de Zon midden op de dag dan bij zonsopkomst (in maart - april nabij de noordpool).

Buiten de poolgebieden zijn de grootste afstandveranderingen ongeveer 17400 km dichter bij en 8700 km verder weg van de Zon midden op de dag dan bij zonsopkomst.

Figuur 1 toont het afstandsverschil voor diverse geografische breedtegraden gedurende het jaar. Op de horizontale as staat het begin van maanden \( M \) aangegeven; bijvoorbeeld, de 2 geeft het begin van de tweede maand (februari) aan. Op de vertikale as staat het afstandsverschil gemeten in eenheden van 1 Mm = 1000 km. Positieve waarden betekenen dat de Zon midden op de dag verder weg is dan bij zonsopkomst, en negatieve waarden betekenen dat de Zon midden op de dag dichterbij is dan bij zonsopkomst. Data voor de jaren 2015 - 2018 staan over elkaar heen getekend, waardoor het lijkt alsof de lijnen dik zijn: dat geeft de invloed van de Maan weer, die de Aarde wat dichterbij of verder weg van de Zon trekt, naar gelang de maanstand die elk jaar op dezelfde datum anders is.

[35] [230]

13. De grootte van de Zon

De diameter van de Zon is 1.391.980 km en die van de Aarde is 12.756 km (aan de evenaar). De verhouding van die twee is (afgerond) 109, dus de diameter van de Zon is 109 keer zo groot als de diameter van de Aarde.

Maar misschien bedoel je met "hoe groot" wel het oppervlak? Het oppervlak van de Zon is ongeveer 109*109 = 12.000 (afgerond) keer zo groot als het oppervlak van de Aarde (land en water samen).

Of misschien wil je juist de inhoud weten? De inhoud van de Zon is ongeveer 109*109*109 = 1.300.000 (afgerond) keer zo groot als de inhoud van de Aarde.

De Zon is erg groot.

[111] [517] [518]

14. De corona van de Zon

De corona is de naam voor de hele ijle buitenste lagen van de Zon, ver boven het zichtbare oppervlak van de Zon. Die lagen worden steeds ijler hoe verder je van de Zon komt, maar houden niet op. Je zou dus kunnen zeggen dat de Aarde door de corona van de Zon beweegt.

De corona bestaat uit deeltjes (meest protonen en elektronen) die uit de Zon ontsnapt zijn en als een soort zonnewind door het Zonnestelsel waaien.

De corona is zo ijl dat je er dwars doorheen kijkt, en zendt zo weinig licht uit dat je hem normaal gesproken niet kunt zien naast de heldere zonneschijf. Je kunt hem wel zien tijdens een totale zonsverduistering, of vanuit de ruimte als je de zonneschijf afdekt met je hand of iets anders, en dan lijkt de corona op een soort lichtgevende rook om de Zon. Je kunt een voorbeeld zien op http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap060407.html, genomen tijdens een totale zonsverduistering toen de Maan de Zon bedekte, maar die foto was wel bewerkt om de details beter zichtbaar te maken: in het echt kun je met je ogen de slierten niet tot zo ver van de Zon zien.

Net als in de dampkring van de Aarde wordt de dichtheid van de gassen steeds minder als je hoger boven de Zon komt. En als je verder van de Zon komt dan wordt het zonlicht over meer ruimte verdeeld, dus zou je verwachten dat het verder van de Zon weg kouder is dan dichter bij de Zon, maar dat blijkt niet zo te zijn voor de corona. In de corona wordt het juist heter als je hoger boven de Zon komt, dus moet de corona zijn hitte van iets anders krijgen dan alleen zonlicht. Hoe dit precies in zijn werk gaat is een van de grote onopgeloste vragen van de zonnefysica. Het is wel duidelijk dat het iets te maken heeft met het magnetische veld van de Zon, maar hoe het precies zit weten we nog niet. Dat magneetveld steekt door het oppervlak van de Zon en helemaal door de corona heen, tot ver voorbij de Aarde, en daarlangs kan energie uit de Zon de ruimte in verdwijnen en deels in het gas van de corona terecht komen, waardoor dat gas opwarmt tot hele hoge temperaturen.

De corona heeft een temperatuur van ongeveer een miljoen graden Celsius, veel hoger dan de temperatuur van de buitenkant van de Zon, maar omdat de corona zo verschrikkelijk ijl is zit er in totaal toch niet erg veel energie in. Ook in de buurt van de Aarde is de temperatuur in de ruimte heel hoog, maar toch zal een astronaut in de ruimte niet daardoor verbranden, omdat er daar maar heel weinig gassen zijn en de totale hoeveelheid energie in dat gas dan ook veel te weinig is om de astronaut kwaad te doen. Zie het antwoord op vraag 501.

[490]

15. De Zonnecyclus

De Zon lijkt er op het eerste gezicht altijd hetzelfde uit te zien, als een heldere egale bol. Echter, als je de Zon bestudeert met een telescoop (pas op: door een verrekijker of telescoop naar de Zon kijken kan gevaarlijk zijn!) dan kun je soms zonnevlekken zien, en er zijn ook veel andere tekenen van wat astronomen zonneactiviteit noemen. Het aantal zonnevlekken en ook de andere maten van zonneactiviteit veranderen van dag tot dag en van jaar tot jaar.

Fig. 2: Zonnecyclus 1749−2006
Fig. 2: Zonnecyclus 1749-2006

Figuur 2 toont het maandelijks gemiddelde zonnevlekkengetal van 1749 tot 2006, zoals gevonden op ftp://ftp.ngdc.noaa.gov/STP/SOLAR_DATA/SUNSPOT_NUMBERS/MONTHLY. Het zonnevlekkengetal is een maat voor het aantal zonnevlekken en zonnevlekkengroepen dat op de voorkant van de Zon te zien is. Het is gemakkelijk te zien dat het zonnevlekkengetal periodiek tot bijna nul daalt en daarna weer omhoog gaat. Deze cyclus heet de zonnecyclus of zonnevlekkenperiode en duurt ongeveer 11 jaar.

Dat de activiteit van de Zon een periode van ongeveer 11 jaar toont is al sinds de 19e eeuw bekend. Over de vraag of er nog andere perioden voorkomen en hoe lang en belangrijk die dan zijn wordt al heel lang gedebatteerd. Er zijn verschillende problemen die het beantwoorden van deze vraag moeilijk maken:

  1. Er zijn veel verschillende maten mogelijk voor de activiteit van de Zon, en die tonen in het algemeen niet dezelfde perioden met dezelfde amplituden. Welke moeten we gebruiken? De meest bekende maat is het zonnevlekkengetal, en zelfs het meten daarvan is niet eenduidig (bijvoorbeeld omdat met een grote telescoop meer vlekken gezien worden dan met een kleine). Er zijn ook veel indirecte maten, zoals de concentratie van koolstof-14 of beryllium-10, en oude meldingen van noorderlicht. Die geven (afgezien van een hoofdperiode rond 11 jaar) niet dezelfde resultaten.
  2. De metingen moeten geijkt worden. Voor oude metingen is dit lastig. Bijvoorbeeld, voor metingen van het aantal zonnevlekken moet je corrigeren voor verschillen in de gebruikte telescopen (die misschien niet meer beschikbaar zijn), in de oogscherpte en waarneemmethode van de verschillende waarnemers (die misschien inmiddels staar hebben gekregen of al overleden zijn), en misschien voor luchtvervuiling op de waarneemplek (die misschien inmiddels heel anders is geworden). Je moet corrigeren voor het natuurlijk verval van koolstof-14, waardoor de concentratie vanzelf in de loop van de tijd lager wordt. Bovendien kunnen er andere invloeden zijn op de meetwaarden dan alleen de zonneactiviteit, zoals van het weer. Verschillen in de ijking leiden tot verschillen in de perioden die in de geijkte metingen gevonden worden.
  3. Voor het bepalen van nauwkeurige perioden zijn de oudste metingen heel belangrijk, maar hoe verder terug de metingen reiken, hoe onnauwkeuriger ze worden. Dit moet worden meegewogen tijdens het zoeken naar perioden.
  4. Alle metingen kunnen worden opgesplitst in een combinatie van zekere perioden met zekere amplituden (bijvoorbeeld door middel van de Fouriertransformatie). Zelfs volstrekt willekeurige series van meetwaarden kunnen zo ontrafeld en weer in elkaar gezet worden, en ook die zullen een paar hoofdperioden tonen, maar die zijn dan zelf ook willekeurig. Hoe komen wij er achter of de perioden die wij vinden "echt" zijn en geen toeval?
  5. Het onderzochte fenomeen hoeft helemaal niet strikt periodiek te zijn. De lengte van de zonnevlekkenperiode (van een minimum naar het volgende minimum) is bijvoorbeeld niet altijd precies gelijk aan 11 jaar. Soms is het maar 9 jaar, en soms wel 14 jaar. Ook de amplitude van het verschijnsel kan variëren (en doet dat ook voor het zonnevlekkengetal), en bovendien kan er een niet-periodieke bijdrage zijn. Als je in zo'n verschijnsel dat een veranderende periode en/of amplitude en/of een niet-periodieke bijdrage heeft alleen zoekt naar vaste perioden met vaste amplituden dan zul je die ook vinden (zie hierboven bij 4), maar dan geven die toch geen goede beschrijving van het verschijnsel.

Al met al is het dus eenvoudig om perioden te vinden, maar heel moeilijk om uit te zoeken wat die perioden nou eigenlijk echt betekenen voor het onderzochte verschijnsel.

Voor meer informatie over zonneactiviteit en over periodiciteit kun je terecht op

http://nl.wikipedia.org/wiki/Zonnecyclus
http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_activity
http://nl.wikipedia.org/wiki/Fourieranalyse
De rekenbladzijde over frequentiebepaling.

[562]

16. Hemelhelderheid na zonsondergang

De volle maan hoog aan de hemel geeft ongeveer evenveel licht op de grond als de Zon doet wanneer de Zon ongeveer 8 graden onder de horizon staat. Een halve maan (een week voor of na volle maan) hoog aan de hemel geeft ongeveer evenveel licht op de grond als de Zon doet wanneer de Zon ongeveer 10 graden onder de horizon staat, en dat is ongeveer 1/9 keer zoveel licht als de volle maan geeft. Als de Maan laag aan de hemel staat, dan geeft hij veel minder licht op de grond (per vierkante meter grond).

Hier is een tabel die toont hoe helder de Maan is op verschillende dagen voor of na volle maan, vergeleken met de helderheid van de volle maan, aannemend dat de Maan steeds op dezelfde afstand van de Aarde staat:

Tabel 1: Helderheid van de Maan

dagen helderheid
0 1
1 0.78
2 0.61
3 0.48
4 0.37
5 0.28
6 0.20
7 0.14
8 0.090
9 0.054
10 0.029
11 0.013
12 0.0053
13 0.0017
14 0.00045

[563]

17. Verlies van zonneïnvloed na zonsondergang

De energie in zonlicht kan sommige chemische reacties veroorzaken, zoals de reactie die vitamine D₃ maakt uit een ander type molekuul in de menselijke huid (zie http://nl.wikipedia.org/wiki/Vitamine_D). Als het product van de chemische reactie onstabiel is dan kan het spontaan weer uit elkaar vallen, misschien weer in de originele delen. Wat er precies met het product gebeurt hangt af van veel dingen, dus er is geen simpel antwoord op de vraag hoe lang het duurt voor de effecten van zonlicht verdwijnen na zonsondergang. De vitamine D in ons lichaam breekt niet meteen af maar wordt langzaam opgebruikt, dus moet ons lichaam er vitamine D bij blijven maken, anders krijgen we de Engelse ziekte (rachitis).

Zonlicht veroorzaakt veel veranderingen op Aarde en in de dampkring. De veranderingen in de dampkring hangen niet alleen af van zonlicht maar ook van welke soorten gassen in de buurt zijn, en van zaken zoals de temperatuur en gasdruk. Sommige effecten van het zonlicht verdwijnen snel, en andere langzamer, en die effecten kunnen elkaar beïnvloeden, dus is het niet mogelijk om voor elk effect apart te zeggen hoe lang het blijft. Zie voor meer informatie over de dampkring http://nl.wikipedia.org/wiki/Dampkring.

[587]

18. De Zon is geen Pleiade

Het Zonnestelsel (de Zon en alles wat daar omheendraait, inclusief de planeten) maakt geen deel uit van de Pleiaden. De Pleiaden is een groep sterren op ongeveer 440 lichtjaren vanaf de Zon. De groep omvat honderden sterren en is ongeveer 12 lichtjaren groot, wat veel kleiner is dan zijn afstand tot ons.

De Pleiaden zijn nog maar ongeveer 100 miljoen jaar oud, terwijl het Zonnestelsel al ongeveer 5 miljard (= 5 duizend miljoen) jaar oud is. De sterren uit de Pleiaden verspreiden zich langzaam, en over nog een paar honderd miljoen jaar zal die groep niet meer als groep herkenbaar zijn. Het Zonnestelsel is waarschijnlijk in een soortgelijke sterrengroep ontstaan, maar welke sterren de zustersterren van de Zon zijn is onbekend.

[595]

19. De eclipticale breedtegraad van de Zon

Een losse definitie van de ecliptica is dat dat het gemiddelde pad is van de Zon langs de hemel tussen de sterren. Er is een coördinatensysteem gekoppeld aan de ecliptica. In dat coördinatensysteem is de ecliptica de evenaar. De eclipticale breedtegraad geeft aan hoeveel graden je ten noorden of ten zuiden van de ecliptica bent, net zoals op Aarde de geografische breedtegraad aangeeft hoeveel graden je ten noorden of ten zuiden van de evenaar bent. De eclipticale lengtegraad zegt hoeveel graden je ten oosten of ten westen van de gekozen nul-meridiaan bent, net zoals de geografische lengtegraad op Aarde.

Als de Aarde en de Zon altijd allebei in precies hetzelfde vaste vlak door de ruimte bewogen dan zou de Zon gezien vanaf de Aarde altijd hetzelfde pad langs de hemel trekken tegen de achtergrond van de sterrenhemel, en zouden we dat pad de ecliptica noemen en zou de eclipticale breedtegraad (de loodrechte hoekafstand tussen de ecliptica en het hemellichaam) van de Zon altijd precies gelijk zijn aan 0.

Echter, in de praktijk is de eclipticale breedtegraad van de Zon meestal wel ongeveer maar niet precies gelijk aan nul graden. In de periode van 1 januari 2011 tot en met 31 december 2021 varieert de eclipticale breedtegraad van de Zon tussen −0.00028 en +0.00031 graden.

Er zijn diverse oorzaken van deze afwijking ten opzicht van breedtegraad 0:

  1. De Aarde beweegt niet altijd in hetzelfde vaste vlak door de ruimte. De Aarde beweegt (zoals ook de Maan doet) rond het gezamelijke zwaartepunt van de Aarde en de Maan, en die beweging is niet steeds in hetzelfde vlak en is niet in hetzelfde vlak als de baan van dat gezamelijke zwaartepunt rond de Zon, dus is de Aarde soms wat boven en soms wat onder het vlak van de ecliptica, waardoor de Zon soms wat onder en soms wat boven de ecliptica lijkt te staan (zelfs als de Zon zelf niet bewoog).
  2. Bovendien zorgt de gezamelijke zwaartekracht van de andere planeten ervoor dat ook het gezamelijke zwaartepunt van de Aarde en de Maan niet steeds in hetzelfde vlak blijft, maar soms wat boven en soms wat onder het gekozen vlak staat.
  3. En ook beweegt de Zon niet altijd in hetzelfde vaste vlak door de ruimte. De Zon maakt een ingewikkelde beweging rond het zwaartepunt van het Zonnestelsel vanwege de zwaartekracht van de planeten (vooral Jupiter) op de Zon, en die planeten staan bijna altijd boven of onder het vlak van de ecliptica, dus ze trekken de Zon onder of boven de ecliptica.

De variatie van de eclipticale breedtegraad van de Zon in de genoemde periode van 11 jaar toont hoofdperioden van 27.2122 en ongeveer 420 dagen. Die eerste is de draconische maand (tussen twee doorgangen van de Maan door dezelfde knoop van zijn baan), en het gevolg van oorzaak #1.



[AA]

[../../pic/docsleft.gif vorige][../../pic/docsrigh.gif volgende]


talen: [en] [nl]

http://aa.quae.nl/nl/antwoorden/zon.html;
Laatst vernieuwd: 2016−04−24