Die son

Mens is so gewoond aan dag en nag, dat dit soms voel asof daar maar net een groot skakelaar in die hemelruim is wat outomaties aan- en afgeskakel sodat ons lig en donker het. Maar mens vergeet soms dat die son – net soos die maan – ’n hemelligaam is. Wat mens veral nie aan dink nie, is dat die son eintlik ’n ster is!

Die son is een van ongeveer 200 miljard sterre in die melkwegstelsel. Hoewel dit ʼn gewone dwergster is, speel die son ʼn besondere rol as gevolg van die groot hoeveelheid energie wat dit vrystel. Die son is die enigste ster waarvan die deeltjiestraling bestudeer kan word, en dit is ook die enigste ster wat werklik lewensbelangrik is. ²

Die son is heeltemal uit gasse saamgestel. Die sigbare oppervlak van die son betaan uit die relatief koel fotosfeer. Buite die fotosfeer is die chromosfeer, die oorgangsgebied na die korona – ʼn yl maar baie warm buitenste sfeer. Die korona strek oor miljoene kilometer en word naderhand geleidelik interplanetêre materie.

Die energie wat vrykom, word veroorsaak deur kernfusie in die middelpunt van die son waartydens waterstof in helium omskep word. Die aarde vang minder as ʼn miljardste deel van dié energie op, maar dit is voldoende vir die ontwikkeling en onderhoud van alle vorme van lewe en om atmosferiese prosesse aan die gang te hou. ³

Struktuur

Die son is ʼn bol gas met ʼn deursnee van 1 392 000 km en ʼn massa van 1,99 x 10³⁰ kg. Die buitenste laag van die son, die fotosfeer, is ongeveer 400 km dik en deur hierdie laag word feitlik al die energie wat in die middelpunt van die son ontstaan, vrygestel. Die helderheid van die sonskyf neem af van die middelpunt na die rand.

Dié verskynsel, wat bekend staan as randverdonkering, kom voor omdat die temperatuur in die middelpunt baie hoër is as aan die rand. In die middelpunt van die son is die temperatuur ongeveer 15 miljoen ˚C, die druk 200 miljard atmosfere en die digtheid ongeveer 140 keer dié van water. Dit is hierdie toestande wat maak dat waterstof in helium omgesit word, ʼn proses wat bekend staan as kernfusie.

Energievrylating

By die middelpunt van die son word energie deur middel van straling versprei, maar verder na buite vind die verspreiding deur middel van konveksie (stroming) plaas. Warm gasse styg op, laat ʼn gedeelte van hul energie in die fotosfeer vrykom (koel dus af) en daal weer af na die middelpunt.

Dié verskynsel is verantwoordelik vir granulasie op die oppervlak van die son: die oppervlak lyk of dit ʼn korrelrige struktuur het (met “korrels” wat wissel in grootte van 500 km tot 1 000 km in deursnee) wat voortdurend van vorm verander. Die korrels beweeg teen snelhede van ongeveer 2 km/s en hul lewensduur is nooit langer as 10 minute nie. Omdat hulle relatief klein is, kan hulle die beste waargeneem word vanaf hoogliggende sterrewagte of vanuit stratosfeerballone, waar daar minder steurings in die lugstroom is.

Een van die merkwaardigste sonverskynsels is sonvlekke. ʼn Sonvlek is ʼn gebied wat ongeveer 2 000˚C koeler is as die onmiddellike omgewing rondom die “vlek” en daarom vertoon dit donkerder. Die vlekke kan ’n deursnee hê wat wissel tussen 2 000 km en 100 000 km. Die kleinste vlekke word porieë genoem. Die lewensduur van sonvlekke wissel van ʼn paar uur tot enkele maande.

Rotasie en vorm

Uit die skynbare verplasing van die sonvlekke kan afgelei word dat die son, net soos die aarde, om sy eie as wentel, maar nie as ʼn starre (rigiede) liggaam nie: die rotasietyd by die ewenaar is 24,7 dae, op ʼn breedte van 35˚ is dit 26,7 dae, en by ʼn breedte van 75˚ meer as 33 dae. Dié verskynsel, wat ook byvoorbeeld by Jupiter aangetref word, word differensiële rotasie genoem.

Hoewel dit nog nie met sekerheid vasgestel is nie, kan afgelei word dat die Son net effens afgeplat is vanweë die feit dat dit so stadig roteer. ʼn Groter afplatting sou die struktuur van die sonnestelsel heelwat verander het aangesien die invloed van ʼn niebolvormige liggaam op die baanbeweging van ander planete anders is as die invloed van ʼn bolvormige liggaam. Dit bied waarskynlik ʼn verklaring vir die periheliumbeweging van Mercurius.

Chemiese samestelling

Die spektrum van die son kan met behulp van ʼn spektrograaf ontleed word. Joseph von Fraunhofer was die eerste persoon wat talle donker lyne, die sogenaamde Fraunhofer-lyne, in die sonspektrum ontdek het. Dié lyne ontstaan wanneer straling uit die inwendige dele (binnedele) van die son deur die chemiese elemente in die fotosfeer (wat koeler is) geabsorbeer word.

Die chemiese samestelling van die fotosfeer kan met behulp van inligting uit die Fraunhofer-lyne bepaal word, asook die wisseling van die temperatuur, die digtheid en selfs die snelheid waarteen die gas beweeg. Dit blyk dat die buitelae van die son uit 75 % waterstof, 23 % helium en slegs 2% swaarder elemente bestaan.

Sommige spektraallyne van sonvlekke dui op die aanwesigheid van molekules. As die spektrum van die son met dié van sterre vergelyk word, blyk dit duidelik dat die son ʼn dwergster van spektraaltipe G2 is.

Chromosfeer en korona

Die fotosfeer word deur die chromosfeer omring; dit is ʼn laag wat ongeveer 5 000 km dik is met ʼn temperatuurtoename van 4 800 ᵒC tot ongeveer 20 000 ᵒC en met ʼn vinnige afname in digtheid. Omdat die chromosfeer se digtheid so laag is, straal dit 1 000 keer minder lig as die fotosfeer uit en is net tydens ʼn algehele sonsverduistering sigbaar.

In die buitenste dele van die chromosfeer is naaldagtige uitsteeksels wat strale is wat uit gas bestaan en teen snelhede van tot 30 km/s in die rigting van die magneetveldlyne in die chromosfeer boontoe beweeg. Hierdie uitsteeksels het ʼn gemiddelde deursnee van sowat 500 km en in sommige gevalle kan dit tot meer as 10 000 km verby die rand van die fotosfeer uitsteek. Hul lewensduur is gemiddeld 15 minute. ⁴

Pietro Angelo Secchi (1818 – 1878) was die eerste persoon wat dié verskynsel waargeneem het. Die chromosfeer is die oorgangsgebied tussen die fotosfeer en die korona – die buitenste omhulsel van die son wat tydens ʼn algehele sonsverduistering met die blote oog waargeneem kan word.

Die lig van die korona is hoofsaaklik afkomstig van die fotosfeer en word deur elektrone in die korona versprei. Die hoogs geïoniseerde atome van die korona is baie yl versprei en het ʼn temperatuur van tot 2 miljoen ˚C. Die hoë temperatuur word veroorsaak wanneer energie deur middel van drukgolwe uit die atmosfeer na die korona oorgedra word.

Benewens sigbare lig, stuur die korona ook radio– en X-straling. Die radiostraling is termiese straling wat in golflengte toeneem hoe verder dit van die son af beweeg.

Die X-straling is afkomstig van gebiede met sterk koronakondensasies, wat soms vir etlike maande kan bestaan. Foto’s wat in dié golflengtegebied geneem is, het ook die aanwesigheid van “openinge” in die korona vasgevang. Dié openinge is donker (dus koeler) gebiede wat feitlik geen X-straling laat vrykom nie. Die korona het geen werklike grens nie, en word geleidelik interplanetêre materie.

Die hoë temperatuur van die korona veroorsaak dat daar voortdurend materie in die vorm van gelaaide deeltjies (meestal protone en elektrone) van die son wegstroom. Dié verskynsel staan bekend as die sonwind, wat in die omgewing van die aardbaan snelhede van 300 km tot 600 km/s bereik. Die sonwind beïnvloed onder meer die vorm van die magnetosfeer van die aarde en selfs dié van Jupiter, asook die sterte van komete.

Die ontstaan van die Son

Die son is ongeveer 5 miljard jaar oud en het genoeg waterstof om hom vir nog ongeveer 3,5 tot 5 miljard jaar aktief te hou. Daarna sal die son tot ʼn rooi reusester uitsit wat tot in ongeveer die baan van Venus sal strek en 100 keer helderder sal wees. Die son sal dan vir nog ongeveer 100 miljoen jaar energie kan produseer deur die omskakeling van helium in koolstof.

Wanneer al die helium omgeskakel is, sal die son nog ʼn deel van sy buitenste lae as planetêre newels afstoot en vinnig tot ʼn wit dwergster afkoel. Ná nog 10 miljard jaar sal die son só afgekoel het dat dit nie meer sigbaar sal wees nie.

Reaksies

Daar vind allerlei reaksies in die son plaas, waarvan die opvallendste die sonvlekke is. Die grootste sonvlekke kan met die blote oog gesien word wanneer die son laag sit en dof is. ʼn Groot sonvlek bestaan uit ’n donker kern (umbra) wat deur ʼn ligter gebied, die penumbra, omring word.

Laasgenoemde het ʼn straalagtige struktuur wat uit ligte en donker strepe (striae) bestaan en waarlangs die songas in die fotosfeer instroom. Omdat dié vlekke aan die rand van die son asimmetries is (Wilson-effek), kan afgelei word dat hulle dieper as die onmiddellike omgewing geleë is. Die dubbele karakter van die spektraallyne van die vlekke (Zeeman-effek) dui daarop dat so ʼn vlek ʼn sterk magneetveld op die oppervlak het.

Die algemene magneetveld van die son is baie swak, ongeveer 10^-4 tesla (byna dieselfde as dié van die Aarde), maar in die vlekke is daar veldsterktes van tot 0,5 tesla. Die sterk magneetveld van die vlekke belemmer normale konveksie, wat meebring dat die fotosfeer nie soos in normale omstandighede verhit word nie. Sonvlekke ontstaan dikwels in groepe, wat gewoonlik binne ʼn paar dae tot ʼn bipolêre groep ontwikkel.

So ʼn groep bevat naas baie kleiner vlekkies twee hoofvlekke met teenoorgestelde polariteite. Die vlekke lê meestal oos-wes sodat al die “leidende” vlekke op die een halfrond dieselfde polariteit het, wat die teenoorgestelde is van die ander halfrond. Daar is dikwels sonfakkels in die omgewing van sonvlekke te sien en dit kan die beste aan die rand van die son waargeneem word.

Uitbarstings

Tydens ʼn algehele sonsverduistering kan persrooi draderige uitsteeksels (filamente) aan die rand van die son waargeneem word wat tot ver bo die chromosfeer in die korona instrek. Hierdie uitsteeksels, wat protuberanse genoem word, is wolke met ʼn temperatuur van ongeveer 10 270˚C en ʼn digtheid van ongeveer 100 keer dié van die korona. Op die sonskyf self is dit waarneembaar as ʼn donker filament wat teen ʼn ligter agtergrond afgeteken staan. ʼn Rustende protuberans kan maande lank bly bestaan, maar ʼn eruptiewe protuberans kan teen ’n hoë spoed van die son wegbeweeg. Dit word deur ʼn magneetveld in en om die wolk in posisie gehou.

In so ʼn geval kan aansienlike hoeveelhede materie teen snelhede van tot 1 000 km/s die ruimte ingeslinger word. Die skouspelagtige reaksie in die son is die sonvlamme in aktiewe gebiede, waar ook onder meer sonvlekke aangetref sal word. ʼn Sonvlam kan selde in wit lig gesien word, maar om die vlamme te bestudeer, kan die lig van die rooi waterstofspektraallyn gebruik word. Die lewensduur van ʼn sonvlam wissel van enkele minute tot enkele ure.

Die uitbarstings word waarskynlik veroorsaak deur groot hoeveelhede energie wat in plaaslike magneetvelde ophoop, vrygelaat en materie wat dan teen snelhede van tot 2 000 km/s weggeslinger word. Die korona bokant die aktiewe gebied kan binne minute tot tientalle miljoene ˚C verhit word. By dié hoë temperatuur word ʼn groot hoeveelheid X-strale asook radiostraling in die cm-golflengtegebied uitgestuur, wat die ruising van die son laat toeneem.

Dié radiostraling word veroorsaak deur vinnig bewegende elektrone wat in die kern van die sonvlam snelhede van byna dié van lig bereik. Tydens sulke uitbarstings kan die rustende sonwind aansienlik versteur word en kan daar (ná ʼn bepaalde vertragingstyd) poolligte en magneetstorms op die aarde plaasvind en kan die radio-ontvangs versteur of selfs onderbreek word. ⁵

Aktiwiteitsiklus

Dit is ʼn bekende feit dat die aantal vlekke, fakkels en ander verskynsels in die aktiewe gebied van die son van jaar tot jaar verskil. Die reëlmatigheid van sonvlekke is sedert 1843 bekend toe H. Schwabe ná jare se navorsing vasgestel het dat sonvlekke elke 11,1 jaar ʼn hoogtepunt bereik.

Die werklike frekwensie wissel egter van minder as sewe jaar tot meer as 18 jaar. Tydens die hoogtepunt van die sonvleksiklus kan tientalle vlekke elke dag op die son gesien word, maar tydens die laagtepunt kan dit gebeur dat daar vir dae lank geen sonvlek sigbaar is nie. Die sonvleksiklus hang skynbaar nou saam met die voorkoms van poolligte en versteurings in die magneetveld van die aarde. Dit het ook ʼn invloed op die vorm van die korona: tydens die hoogtepunt van die sonvleksiklus is die korona rond, met strale in alle rigtings, maar tydens die laagtepunt word poolstrale en ekwatoriale bundels dikwels aangetref.

In sommige gevalle is daar selfs ʼn verband gevind tussen die verloop van die sonvleksiklus en jaarringe by bome en die dikte van klei- en soutafsettings by waterbekkens. Dit is egter nog nie duidelik of sonvlekke werklik ʼn invloed op die weersgesteldheid het nie. F.G.W. Spörer en E.W. Maunder het in omstreeks 1890 vasgestel dat sonvlekke nie altyd ʼn 11 jaar-siklus het nie.

Uit historiese bronne is vasgestel dat daar in 70 jaar tussen 1645 en 1715 geen sonvlekke waargeneem is nie. Die Amerikaanse sterrekundige John E. Eddy het in 1979 die bestaan van die Maunder-minimum bevestig en bevind dat daar tussen 1400 en 1510 ʼn minimum aktiwiteitsperiode moes gewees het (die Spörer-minimum). Hy het dit afgelei uit die gehalte van radioaktiewe koolstof in die jaarringe van bome.

Die radioaktiewe koolstof word tydens botsings van koolstofatome met deeltjies van die kosmiese straling in die boonste lae van die atmosfeer gevorm, waarvan die intensiteit deur die aktiwiteit van die son beïnvloed word.

Sonenergie

Bykans alle lewende organismes het die energie wat van die son afkomstig is, nodig om aan die lewe te kan bly. Energie van die son beweeg na plante en dan na diere. Die son se hitte help diere ook om warm te bly en sade is afhanklik van hitte om te ontkiem. Daar sal geen lewe op aarde kan wees sonder die son nie.

Daar word 600 miljoen ton waterstof per sekonde in die middelpunt van die son in helium omgesit, waarvan ʼn massa van ongeveer 4 miljoen ton as straling vrygestel word. Die son laat 4 X 10²⁶ joule energie per sekonde vry waarvan net ʼn fraksie – 1,75 X 10¹⁷Joule – die aarde bereik.

Stralingsenergie is vir die eerste keer aan die begin van die 20ste eeu deur die Amerikaanse sterrekundige Charles Greeley Abbot (1872 – 1973) gemeet. Die stralingsenergie sal in die loop van die aktiwiteitsiklus effens kan verander, maar dit is nog nie met sekerheid vasgestel nie. So ʼn verandering sal ʼn belangrike invloed op die klimaat en lewe op aarde hê. ʼn Deel van die sonstraling word deur die aarde se atmosfeer weerkaats, verstrooi of geabsorbeer sodat daar hoogstens 1 000 J/m² deurgelaat word.

Oor die algemeen is dit egter veel minder: In dele van Wes-Europa is die gemiddelde stralingsenergie byvoorbeeld ongeveer 100 J/m², terwyl ander lande ʼn gemiddelde stralingsenergie van 250 J/m² het. Tog is die totale stralingsenergie wat in slegs vyf sekondes op die oppervlak van die aarde skyn, gelyk aan al die energie wat op een dag op die aarde verbruik word. Sedert die vroeë 1980’s is die moontlikhede vir die benutting van sonenergie in toenemende mate ondersoek. Aanvanklik is gemeen dat gematigde streke nie soos ander van sonenergie gebruik sou kon maak nie, maar volgehoue navorsing het getoon dat die benutting van sonenergie daar ook moontlik sal wees. Die voordeel van sonenergie is dat dit “skoon” en onuitputbaar is. ⁶

Ontwikkeling

In beginsel is daar drie tegnieke waarvolgens sonlig opgevang kan word: met behulp van spieëls, sonpanele of fotoselle.

Met ʼn sonspieël word die sonlig weerkaats na ʼn houer waarin water verhit word, byvoorbeeld vir huishoudelike gebruik of om stoom te verskaf vir die ontwikkeling van energie.

Met die tweede tegniek word sonpanele ( ʼn vlak, digte bak met water of lug wat daardeur stroom, met ʼn swart bodem en ʼn deksel van glas) gebruik. Die glas laat sonlig deur en vang die (infrarooi-) warmtestraling op. Die voordeel hiervan is dat die indirekte straling van die son wat van wolke of die blou lug afkomstig is, ook geabsorbeer word. Die verwarmde water word in huishoudings gebruik en verwarmde lug vir die verwarming van geboue.

Met behulp van sonselle kan sonlig regstreeks in elektrisiteit omgesit word. Chemiese energie kan op dié manier in batterye gestoor word.

Toepassings

Sonpanele word in verskeie lande gebruik vir die verhitting van wonings, swembaddens of huishoudelike water. In sommige gebiede word die gebruik van sonenergie in die landbou ook aangemoedig, byvoorbeeld vir die droging van produkte of vir die pomp van water vir besproeiingsdoeleindes. ⁷

Sonselle word gebruik op plekke waar elektrisiteitsvoorsiening probleme skep, byvoorbeeld afgeleë radio- en TV-hulpstasies. Baie navorsing word ook gedoen ten opsigte van metodes om energie te berg sodat die oorskot van die dag se energie snags en die oorskot van die somer in die winter gebruik kan word. Kragsentrales wat met sonenergie funksioneer, is nog in ʼn eksperimentele stadium. Die foto wys sonpanele wat draai soos wat die aarde roteer om heeltyd na die son te wys. Die elektrisiteit wat daaruit opgewek word, kan gebruik word om in die elektrisiteitsbehoeftes van besighede of ondernemings te voorsien.

In Nieu-Mexiko is daar ʼn sentrale waar sonlig deur 1 775 spieëls op ʼn ketel weerkaats word. Dié ketel staan op ʼn toring van 60 m en ontwikkel stoom, wat ʼn kragturbine aandryf wat op sy beurt weer elektrisiteit opwek.

In die vyftigerjare is ʼn geweldige groot sonspieël vir wetenskaplike doeleindes by Mont Louis in die Franse Pireneë opgerig.