Die Son | Sonkind
Posted on Mei 15, 2008 by Taylor
Dit was seker onvermydelik dat ek een of ander tyd oor die son sal skryf. Nee, nie die poniekoerant nie, DIE PLANEET.
'n Son is 'n hemelliggaam waarom 'n planeet wentel. Die aarde, asook verskeie ander planete, asteroїdes, meteorides en komete, wentel om die son. Die son, op sy beurt, wentel weer om die middelpunt van die melkweg, die sterrestelsel wat ons sonnestelsel bevat.
Die son bevat ongeveer 99.8% van ons sonnestelsel se massa. Die energie van die son, in die vorm van sonlig, onderhou amper alle lewe op die aarde en is ook die dryfkrag van die aarde se klimaat en weerstoestande.
Omdat die son die grootste en belangrikste liggaam in ons sonnestelsel is, is daar al verskeie metodes van waarneming (op 'n afstand) geskep om die verskillende aspekte van die son te meet. Die son is die grootste kenmerk in ons sonnestelsel, al is dit maar net 'n ster soos alle ander sterre in ons Melkweg. Die rede hoekom daar so 'n ooglopende verskil in grootte en intensiteit is, is maar bloot weens ons nabyheid aan die son: slegs agt ligminute weg van die aarde af, terwyl ander sterre minstens 'n paar ligjare van die aarde af is.
Die son het drie belangrike sones: die kern, die stralingsone en die konvektiewe sone.
Die temperatuur en druk in die kern van die son is intens. Die temperatuur daar word geskat as 15 000 000 °C, met 'n druk van 340 biljoen 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 na binne trek. Dit skep die perfekte omstandighede vir kernfusie-reaksies en dit is hierdie reaksies wat die son se energie skep. Dit is dan ook hierdie energie wat geskep word, wat verantwoordelik is vir die lewe op die aarde. Die aarde se atmosfeer beskerm ons teen die meeste van die bestraling wat te sterk vir ons behoeftes is.
Die stralingsone strek tot 55% vanaf die kern, met die radius langs, aan die binnekant van die son. Die hoofdoel van hierdie sone is om energie vanaf die kern oor te dra na die oppervlak deur middel van uitstraling. Dit word gedoen deur middel van fotone – klein pakkette bestaande uit lig of magnetiese energie. Dit neem tussen 100 000 en 200 000 jaar vir 'n foton 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 wetenskaplikes hierdie laag eers die laaste paar jaar begin bestudeer, 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.
In die konvektiewe en laaste sone van die son se binnekant is die temperatuur 'koel' genoeg om die swaarder ione toe te laat om hul elektrone te behou. Omdat dit uitstraling baie moeilik maak, help konveksiestrome die oordrag van energie aan deur die fotone na die oppervlak aan te dryf. Hierdie sone beslaan die laaste 30% van die son se radius en kan gesien 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 geskat dat 700 miljoen ton waterstof elke sekonde verbruik word om 5 miljoen ton son-energie te produseer. Dit bepaal dan ook die tempo waarin die son homself 'uitbrand'.
Die son is egter so groot dat, ten spyte van hierdie daaglikse brandstofverbruik, daar nog genoeg brandstof is om nog 10 biljoen jaar lank te hou! Die dag as die son uiteindelik al sy brandstof uitgebrand het, sal die swaartekrag veroorsaak dat dit insak. As dit gebeur, sal die kern nog groter druk ervaar en dan verhit en hierdie hitte na die boonste lae deur uitstraal, wat dan sal uitsit. Die son sal uiteindelik 'n rooi reus 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 aarde sal insluk en in werklikheid laat verdamp. Die volgende wat dan sal gebeur is die totstandkoming van 'n wit dwerg. Dit gebeur nadat die rooi reus se hele heliumvoorraad omgeskakel is na koolstof en die kern uitsit en afkoel. Nog verdere afkoeling sal lei tot die totstandkoming van 'n swart dwerg, maar die proses vanaf ster tot swart dwerg neem biljoene jare.
Net soos die aarde het die son ook 'n atmosfeer wat dit omring. Die son se atmosfeer bestaan ook uit drie sones, die fotosfeer, die chromosfeer en die korona.
Net bokant die oppervlak is die fotosfeer, die enigste deel van die son wat vanaf die aarde sigbaar is. Dit is tussen 300 en 400 km diep en het 'n temperatuur van ±5 500 °C. Die fotosfeer het 'n korrelrige of gestippelde voorkoms. Die temperatuur verlaag namate die afstand vanaf die son toeneem, so die gasse op die buitekant van hierdie sone straal nie soveel ligenergie as dié nader aan die oppervlak uit nie. Die effek van die visuele verdonkering van die buiterande van die fotosfeer word as "randverdonkering" 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 fotosfeer na die chromosfeer aan.
Die chromosfeer van die son se atmosfeer strek vanaf die fotosfeer se grens op tot ongeveer 2 000 km daarvandaan. Die temperatuur by hierdie diepte is tussen ± 4 200 °C en ± 9 700 °C. Hierdie sone word deur middel van konveksie verhit deur die onderliggende fotosfeer. Mens kan dit so veruidelik; 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.
Die korona is die finale laag van die son se atmosfeer en beslaan die grootste volume. Dit 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 patroon van die temperatuur in die fotosfeer en chromosfeer, waar die temperatuur verlaag as die afstand van die son af vermeerder, het die korona 'n verskriklik hoë temperatuur – omtrent 2 miljoen °C! Die rede hiervoor is steeds onduidelik, maar wetenskaplikes 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.
Relatief koel en donker kolle verskyn nou en dan op die fotosfeer en dit word sonvlekke genoem. Dit is in der waarheid baie sterk magneetvelde wat deur die fotosfeer dring. Hulle kom altyd in pare voor, want die veldlyne gaan deur een sonvlek binne en keer terug na die fotosfeer deur die ander een. Elke elf jaar bereik die sonsiklus 'n tydperk wanneer sonvlek-aktiwiteit dramaties toeneem. Die rede vir hierdie sonsiklus is nog onbekend, maar weer eens vermoed wetenskaplikes dat dit as gevolg van die son se magneetveld is.
Deur die studie van sonvlekke kon wetenskaplikes die son se rotasiefrekwensie vasstel. Die son draai een keer elke 27 dae om sy as.
Hoër op, in die chromosfeer, is daar gaswolke wat opstyg en gerig is op die magneetvelde wat deur die sonvlekke geskep word. Hierdie gaswolke, ook genoem 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. Die ontploffings stel gas, elektrone, sigbare lig, ultra-violet lig en X-strale vry. Wanneer hierdie verskillende soorte uitstralings 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, omdat hulle verwante uitstralings die atmosfeer ioniseer, wat satellietkommunikasie via radiogolwe, onmoontlik maak.
Waterstof = 92.1%
Helium = 7.8%
Suurstof = 0.061%
Koolstof = 0.030%
Stikstof = 0.0084%
Neon = 0.0076%
Yster = 0.0037%
Silikon = 0.0031%
Magnesium = 0.0024%
Swawel = 0.0015%
Spoorelemente = 0.0015%
Son se 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 = 5 500 °C
Temperatuur by die kern = 15 000 000 °C
Gemiddelde digtheid = 1.41 g/cm3
Ouderdom = 4.5 biljoen 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
Bron: – http://www.wikipedia.org/
« Nataniël Feëtjieland »
Wipneus!, on Mei 15, 2008 at 3:22 nm said:
Ek hou hiervan 🙂
Pikkelik, on Mei 15, 2008 at 6:35 nm said:
I am amazed! Skitterende stukkie werk hierdie. Weet jy ek gaan dit print en in Ouboet se skoollêer bere. Wow!!
Parenthesis, on Mei 15, 2008 at 7:19 nm said:
And there I was thinking it was just a pretty yellow orb in the sky 😉
netjane, on Mei 15, 2008 at 8:49 nm said:
Lekker inligting – nou kan jy al die soekterme van "hoe warm is die son" wat ek permanent kry vat! 😉
vonkiedool, on Mei 16, 2008 at 2:59 nm said:
Nie jou "average" heatertjie nie ne! Lees jou al rukkie maar nog nie ge-comment nie! Nice blog!
Dankie vir die inloer daar by my. Word wardeer!
Riaan Oosthuysen, on Mei 17, 2008 at 3:20 nm said:
Ek het net so begin lees en toe voel dit vir my te veel na aardrykskunde wat ek net tot standard 8 gehaat, ek bedoel gehad het. Maar dit bly amazing om te dink God het alles in presisie geskape.