Perseïden 2017   –   Google Play SterHemel  app  MijnHemel App Store   –   Hemel vannacht   –   Weer   –   Meer vragen over de Zon   –   FAQ   –   De Zon   –   Zon en Maan   –   Op/onder   –   Astrokalender   –   Hemelkaart   –   Maanfasekalender     Naar de hoofdpagina Contact HemelApps FAQ Google Play App Store YouTube Google agenda Facebook Twitter


Logo hemel.waarnemen.com

Hoe ontstaan de vlekken op de Zon?


Op de Zon zijn volgens de pagina Zon en Maan regelmatig vlekken te zien. Maar wat zijn die vlekken precies en hoe ontstaan ze? De Zon is toch een gasbol?




Figuur 1.
Figuur 1: Een uitzonderlijk grote zonnevlek op 22 oktober 2014. Bron: SDO/NASA.
De Zon is inderdaad een gasbol, en het oppervlak van die gasbol (de fotosfeer) heeft op de meeste plaatsen een temperatuur van circa 5500°C. Op de plaats van zo'n zonnevlek is de temperatuur lager, tot circa 4000°C. Dat temperatuursverschil bedraagt slechts zo'n 35%, maar de hoeveelheid licht die per seconde wordt uitgezonden door een vierkante meter zonsoppervlak neemt zeer snel toe met de temperatuur, waardoor er van de omliggende gebieden circa 3,5 keer zoveel licht af komt dan van (het centrum van) een zonnevlek. Hierdoor steekt een zonnevlek donker af tegen de heldere achtergrond.

Het zonsoppervlak verkrijgt zijn warmte doordat hete gasbellen uit het binneste van de Zon opstijgen en hun warmte aan het oppervlak afgeven (convectie). Wanneer er storingen in het sterke magnetische veld van de Zon optreden, kan het gebeuren dat lokaal de hete gasbellen de fotosfeer niet kunnen bereiken, waardoor deze afkoelt. Op die manier ontstaat een koeler gebied op het zonsoppervlak, dat wij zien als een zonnevlek. Voor een recente opname van het oppervlak van de Zon, met zonnevlekken (indien aanwezig), zie de pagina Zon en Maan op dit moment.

Figuur 2.
Figuur 2: Detailopname van een zonnevlek. Bron: Dutch Open Telescope. Het celpatroon van de fotosfeer wordt granulatie genoemd, en bestaat uit hete gasbellen die het oppervlak van de Zon bereiken.
Zonnevlekken komen voor in vele maten. Kleine zonnevlekken zijn enkele honderden tot enkele duizenden kilometers groot en kunnen enkele uren tot dagen bestaan. Grotere zonnevlekken zijn duizenden tot tienduizenden kilometers groot en zijn dagen tot weken te zien voordat ze weer verdwijnen. Een typische zonnevlek is ongeveer zo groot als de Aarde. Zonnevlekken komen vaak voor in groepen. Doordat de Zon in ongeveer 27 dagen eenmaal om haar as draait lijken de zonnevlekken over de zonneschijf te bewegen. Grote vlekken kunnen soms achter de rand van de Zon verdwijnen om twee weken later weer aan de tegenoverliggende rand tevoorschijn te komen.

Figuur 3.
Figuur 3: Grafiek van het zonnevlekkengetal als functie van de tijd in jaren. De periodiciteit van circa 11 jaar is duidelijk, evenals het feit dat niet alle maxima even hoog zijn.
Zonnevlekken komen en gaan, en het aantal zonnevlekken is niet constant. Om bij te houden hoeveel vlekken er op de Zon te zien zijn, is het zonnevlekkengetal bedacht. Deze formule houdt niet alleen rekening met het aantal vlekken, maar ook met het aantal groepen waarin de vlekken voorkomen. Het zonnevlekkengetal wordt al een aantal eeuwen bijgehouden, en, wanneer uitgezet in een grafiek, vertoont een periodiciteit van ongeveer 11 jaar (zie Figuur 3). In 2008 was een minimum te zien in het aantal zonnevlekken, rond 2014 vindt een maximum plaats, dat echter beduidend minder hoog is dan de afgelopen maxima. Wat de oorzaak hiervan is, is nog onduidelijk.

Figuur 4.
Figuur 4: Noorderlicht boven Estland. Copyright: Janek Pärn.
In de periode 1650–1700, vlak nadat Galileï en Scheiner waren begonnen met de eerste sporadische waarnemingen van de Zon, kwamen er relatief weinig zonnevlekken voor. Dit wordt het Mauner-minimum genoemd, en valt samen met een periode waarin er in West-Europa relatief strenge winters voorkwamen, ook wel de Kleine IJstijd genoemd. In de grote versie van Figuur 3 geven de blauwe punten de momenten van een Elfstedentocht aan, waarvoor een koude winter vereist is. Te zien is dat het gemiddelde zonnevlekkengetal op het moment van een Elfstedentocht (de blauwe gestreepte lijn) lager ligt dan het gemiddelde zonnevlekkengetal (de gestreepte rode lijn). Er lijkt dus een verband te zijn tussen het aantal zonnevlekken en het weer (of klimaat) op Aarde.

Zonnevlekken worden dus veroorzaakt door magnetische storingen. Diezelfde storingen veroozaken ook uitbarstingen op de Zon, waarbij vaak een stroom geladen deeltjes van het oppervlak van de Zon af wordt geschoten. Wanneer zo'n wolk deeltjes in de richting van de Aarde komt, kan deze na een paar dagen botsen met het magnetisch veld van de Aarde. Het gevolg is dat de deeltjes met name in de buurt van de Noordpool en Zuidpool in de aardatmosfeer terecht kunnen komen, en het poollicht (aurora; noorderlicht of zuiderlicht) kunnen veroorzaken. De elfjarige cyclus van de zonnevlekken duidt op een cyclus in de activiteit van de Zon, en op een cyclus in het voorkomen van poollicht: wanneer er meer zonnevlekken zijn, is er een grotere kans op aurora.


Zie ook:
Hoe kan ik de Zon of een zonsverduistering veilig waarnemen?
Zon en Maan op dit moment
Hoe komt de Zon aan haar energie (warmte en licht)?
Hoe lang doet een foton erover om door de Zon te reizen?

De Zon
Vannacht aan de hemel: zonsopkomst, -ondergang en daglicht
Opkomst en ondergang van de Zon
Zon en Maan op dit moment
Dagelijkse gegevens van de Zon


App Store       Google Play                

Perseïden 2017   –   Google Play SterHemel  app  MijnHemel App Store   –   Hemel vannacht   –   Weer   –   Meer vragen over de Zon   –   FAQ   –   De Zon   –   Zon en Maan   –   Op/onder   –   Astrokalender   –   Hemelkaart   –   Maanfasekalender     Naar de hoofdpagina Contact HemelApps FAQ Google Play App Store YouTube Google agenda Facebook Twitter


Copyright © 2004–2017   Marc van der Sluys, hemel.waarnemen.com  –  De sterrenhemel voor Nederland en België  —  gewijzigd: 12/08/2017  —  bronvermelding