Wat is de temperatuur van de zon?

De temperatuur van de zon bedraagt op het oppervlakte zo’n 4500 tot 6500 Kelvin, in graden omgerekend is dat ongeveer 4230 tot 6230 graden Celsius. In de kern van de zon, waar waterstof in helium wordt omgezet, is de temperatuur met maar liefst 15,7 miljoen Kelvin veel hoger. De zon is ontstaan vanuit een moleculaire nevel en bevindt zich nu in de fase van hoofdreeksster, zij zal nog ongeveer 5,4 miljard jaar in deze fase blijven bestaan en dan overgaan in een rode reus die 250 keer groter zal zijn. Uiteindelijk wordt de zon een witte dwerg.

Het ontstaan van de zon

Onze zon, een van de 200 miljard sterren in ons Melkwegstelsel, is als gasbol ontstaan vanuit een moleculaire nevel, dit is een wolk die voornamelijk uit waterstofatomen bestaat. Als in het middelpunt van een moleculaire nevel de gravitatiekracht hoog genoeg is kan uit de waterstofatomen een ster ontstaan. Door toenemende druk als gevolg van de zwaartekracht zal de gevormde gasbol steeds kleiner worden, de ster bevindt zich dan in de fase van een protoster. Tegelijkertijd beginnen er door toenemende hitte en dichtheid kernfusiereacties te ontstaan, de hieruit volgende stralingsdruk brengt het krimpen van de ster tot stilstand, met als gevolg dat de ster een hoofdreeksster is geworden. Onze zon is zo'n hoofdreeksster en de leeftijd van de zon in deze vorm is zo'n 4,6 miljard jaar en zij zal in haar huidige vorm nog 5,4 miljard meegaan. Ook alle planeten uit ons zonnestelsel zijn uit dezelfde moleculaire nevel ontstaan.

Samenstelling van de zon

De zon is een hoofdreeksster van middelgrote klasse en meet 1.392.700 km in doorsnede, dit is 109 maal zo groot als de doorsnede van de aarde, de aarde past qua volume dan ook miljoenen malen in de zon. De afstand van de zon tot de aarde wordt in AE uitgedrukt, dit is gelijk aan 149,6 miljoen km. De zon behoort tot het type 'gele dwerg' en behoort tot de relatief kleinere sterren, toch is zij helderder dan 85% van alle sterren in ons Melkwegstelsel, dat vooral uit rode dwergen bestaat. Als geheel bestaat de zon vooral uit waterstof, daarna uit helium, en een klein deel bestaat uit zwaardere elementen als koolstof, zuurstof en verschillende metalen. Anderhalf procent van deze zwaardere elementen is afkomstig uit de moleculaire nevel waaruit de zon is ontstaan, de rest is in de zon zelf gevormd. De totale samenstelling in de buitenste lagen van de zon bedraagt: 70% waterstof, 28% helium, 0,9% zuurstof, 0,4% koolstof, 0,15% neon, 0,15% ijzer, 0,09% stikstof, 0,08% silicium, 0,07% magnesium en 0,05% zwavel.

Alle lagen van de zon en de temperatuur per laag

De kern

De thermonucleaire kern van de zon bestaat waarschijnlijk voor 63% uit helium, dit gehalte zal als gevolg van kernfusie alleen maar verder toenemen. Waterstof komt in de kern met 35% voor, de overige 2% wordt ingenomen door koolstof, zuurstof, ijzer, neon en andere zware metalen. In de thermonucleaire kern is de temperatuur het hoogst van de hele zon en bedraagt ongeveer 15,7 miljoen Kelvin. Door de enorme druk en hitte worden in deze kern waterstofkernen omgezet in heliumkernen, in getal gaat het om 700 miljoen ton aan waterstofkernen dat per seconde omgezet wordt in 695 miljoen ton heliumkernen, de rest van de waterstofkernen wordt omgezet in fotonen en neutrino’s. Slechts 0,8% van de kernfusies in onze zon vindt plaats via de zogeheten CNO-cyclus, in zwaardere sterren met een kerntemperatuur van meer dan 18 miljoen Kelvin vormt deze CNO-cyclus de belangrijkste vorm van kernfusie, maar in koudere sterren als onze zon overheerst de zogeheten proton-protoncyclus (vier waterstofatomen vormen één heliumatoom).

De kern van de zon is ongeveer 20-25% groot ten opzichte van de volledige doorsnede van de zon en de dichtheid in de kern is 150 g/cm3. De energie en gammastraling die vrijkomt uit de kernfusie verspreidt zich in ongeveer 10.000 tot 170.000 jaar richting de convectiezone, en zal zich dan in ongeveer een week als warmte en licht verder het zonnestelsel in verplaatsen. Het omzettingsproces van waterstof naar helium zal net zolang duren totdat al het waterstof in de kern op is, dit zal naar verwachting over 5,4 miljard jaar een feit zijn. De kern wordt overigens, zolang de zon een hoofdreeksster is, steeds iets kleiner omdat de gevormde helium minder ruimte inneemt dan waterstof. Als gevolg hiervan neemt de dichtheid van de kern toe en neemt ook de temperatuur van de zon iets toe. De zon wordt eveneens steeds iets helderder, in de afgelopen 100 miljoen jaar is de zon 1% in helderheid toegenomen.

Radiatieve of stralingszone

Om de kern ligt de de radiatieve zone, deze strekt zich tot ongeveer 0,7 zonneradius uit, omdat de kern zo’n 0,25 zonneradius dik is, kan gesteld worden dat de dikte van de radiatieve zone ongeveer 0,45 zonneradius is, en dat is ongeveer 300.000 km dik. In deze zone bedraagt de temperatuur 7 miljoen Kelvin vlakbij de kern tot 2 miljoen Kelvin vlakbij de tachocline. De dichtheid in deze zone neemt af samen met de afname van de temperatuur; van 20 g/cm3 tot 0.2 g/cm3. Warmtetransport vindt in deze zone niet via verplaatsing van materie plaats maar via straling.

Tachocline

De tachocline is een dunne laag die de radiatieve zone van de convectiezone scheidt. De locatie ligt zo’n 0,70 radius vanaf het midden van de zon en de dikte bedraagt 0,04 zonneradius, oftewel 30.000 km. Het verschil in structuur van de radiatieve zone en de convectiezone betreft de wijze van roteren en dit verschil zorgt voor het opwekken van een sterk magnetisch veld.

Convectiezone

Om de tachocline ligt de convectiezone, dit is een laag van 200.000 km oftewel 0,3 zonneradius dik, waar energie zich niet meer via straling maar via convectie naar de rand van de zon verplaatst. In dit gebied stijgen warmtecellen richting de fotosfeer, alwaar de hitte aan de ruimte wordt afgestaan. Hoe gaat dit in zijn werk? Cellen nemen warmte op vanuit de radiatieve zone en stijgen door uitzetting en afname van de dichtheid naar boven. Vervolgens wordt de warmte aan de fotosfeer afgestaan, de temperatuur daalt en de cel zal door het toenemende gewicht weer naar beneden zakken, alwaar opnieuw warmte vanuit de radiatieve zone wordt opgenomen. De reden dat warmte zich in de convectiezone niet via radiatie verplaatst, zoals in de kern en in de radiatieve zone, is dat de temperatuur én de dichtheid in de convectiezone een stuk lager zijn dan in de kern; te laag voor warmte om zich nog via straling te kunnen verplaatsen. De temperatuur in de convectiezone bedraagt zo'n 2 miljoen Kelvin. Opvallend gegeven: in de convectiezone verplaatst warme zich naar schatting met een week richting de fotosfeer, dit is een grote tegenstelling met de snelheid van warmteverplaatsing in de radiatieve zone, alwaar energie er 10.000 tot 170.000 jaar over doet om de convectiezone te bereiken.

Fotosfeer en zonnevlekken

De fotosfeer is de diepste laag van de atmosfeer rondom de zon, in deze zone wordt het meeste licht het heelal ingezonden. De onderkant van de fotosfeer geldt als oppervlak van de zon. In de fotosfeer ligt de temperatuur tussen de 4500 en 6500 Kelvin. De fotosfeer is ongeveer 300 tot 500 kilometer dik en bestaat uit convectiecellen van zo’n 1000 km breedte, deze cellen zijn op afbeeldingen van de zon te zien als wat grillige vlekkerige patronen. De dichtheid in de fotosfeer is 0,2-0,3 g/m3. In de fotosfeer zijn vaak donkere zonnevlekken aanwezig, dit zijn gebieden met een lagere temperatuur en zijn een gevolg van sterke magnetische velden die warmtetransport (convectie) bemoeilijken, zo wordt op die locaties minder warmte naar de oppervlakte van de zon vervoerd, in die gebieden ontstaan dan zonnevlekken. De temperatuur in zonnevlekken ligt rond de 3000 tot 4500 Kelvin.

Chromosfeer en corona

De chromosfeer en de daarop volgende corona is een zone met een gaslaag van zeer lage dichtheid, de temperatuur loop hier juist weer sterk op van 30.000 Kelvin in de chromosfeer tot 1.000.000 Kelvin in de corona. De dichtheid is 0,01 g/m3 in de chromosfeer en 10–7 g/m3 in de corona. De corona bestaat uit ontsnapte fotonen uit de fotosfeer die opnieuw zijn ingevangen door omringende atomen en dan voor een tweede keer weer worden uitgezonden worden als fotonen. De dikte van de chromosfeer is 3000-5000 km, de dikte van de corona varieert, maar het varieert van een miljoen tot miljoenen kilometers. De corona is goed zichtbaar tijdens een zonsverduistering.