De zon


De zon is de enige ster die zo dichtbij staat dat het mogelijk is om met relatief eenvoudige middelen allerlei boeiende verschijnselen, aan het oppervlak, waar te nemen. Zo'n gedetailleerd onderzoek als bij de Zon is bij andere sterren niet mogelijk. In die zin is het bestuderen van de Zon 'sterren'kunde bij uitstek.

Het eerste wat aan de Zon opvalt is het fel lichtende oppervlak, de 'fotosfeer'. Die heeft een temperatuur van ongeveer 6000 Kelvin en straalt bijzonder veel energie uit: niet alleen het zichtbare licht, maar ook de onzichtbare (gevaarlijke) infrarode en ultraviolette straling. De Zon is daarom geen geschikt waarneemobject voor het oog: door de felle straling kan men zelfs blind worden.

Filters voor het blote oog.

Alleen bij aanwezigheid van een wolkensluier of op een heiige dag bij zonsop- of ondergang kan het oppervlak van de Zon zonder speciale bescherming met het blote oog bekeken worden. In alle andere gevallen moeten filters gebruikt worden die de gevaarlijke straling tegenhouden. Er zijn drie typen veilige filters.
Lasglas
nr. 13 of 14. Dit wordt normaal gebruikt voor elektrisch lassen. Hoe hoger het nummer, des te donkerder het glas. Het is ook mogelijk een nr. 10 en 4 op elkaar te leggen. Lasglas is goedkoop en verkrijgbaar in een goede gereedschapswinkel.
Spiegelend filter.
Dit filter is gemaakt van kunststof folie of glas, waarop een uiterst dun laagje chroom of aluminium is aangebracht. Dit laagje weerkaatst vrijwel alle straling en laat maar een klein deel van het zonlicht door. Het 'Solar Screen' is een goedkoop kunststof filter, maar men moet wel twee velletjes op elkaar leggen en die 90 graden ten opzichte van elkaar draaien. Nadeel is dat dit 'Solar Screen' erg kwetsbaar is en dat de reflectielaag ervan op den duur haar eigenschappen verliest. Het moet regelmatig vervangen worden. Glazen filters zijn van een hoge(re) kwaliteit en gaan langer mee. Ze zijn echter veel duurder.
Zwarte-wit film,
d.w.z. een stuk volledig belichte en goed ontwikkelde zwart-wit film, mits men niet langer dan 30 seconden achter elkaar waarneemt. Controleer de film van te voren op kleine lichtgaatjes in de emulsie.
Alle andere soorten filters, zoals beroete glaasjes, fotografische filters, kleuren- of diafilm enzovoort, zijn onveilig! Ze laten allemaal teveel de gevaarlijke ultraviolette en/of infrarode straling door. Afgezien van een incidentele grote zonnevlekkengroep of een zeldzame gedeeltelijke zonsverduistering, valt er met het blote oog overigens niet veel waar te nemen.

Veilig waarnemen met een teleskoop.

Het is extra gevaarlijk om rechtstreeks met een verrekijker of teleskoop naar de Zon te kijken. In zeer korte tijd (seconden!) kan men ernstig oogletsel oplopen of zelfs blind worden! Gelukkig zijn er een aantal methoden om de Zon toch veilig te kunnen waarnemen. De drie meest gebruikte zijn:
1. Projecteren. Dit is een goede en eenvoudige methode, waarbij geen filters nodig zijn. We houden een stuk wit karton op 20 tot 50 cm afstand achter het kijkeroculair. De maat is afhankelijk van de brandpuntsafstand van zowel het oculair als van de teleskoop. Om zwakke details beter te kunnen zien schuift u over de kijkerbuis een ander stuk karton. Hierdoor valt er wat schaduw rond het zonsbeeld en krijgt men een hoger contrast. In plaats van twee stukken karton kan men ook speciale zonneprojectiesets gebruiken. Gebruik bij deze methode bij voorkeur een eenvoudig ongekit oculair, bijvoorbeeld van het type Huygens, Mittenzwey of Ramsden. Het ultraviolet van het zonlicht kan namelijk op den duur de kit tussen de lensdelen aantasten. Kijk nooit door de zoeker van de teleskoop, maar dek die voor de zekerheid af. De teleskoop wordt gericht met behulp van zijn eigen schaduw. Als die schaduw zo klein mogelijk is, dan staat het instrument goed opgesteld. Projecteren heeft het voordeel dat men met grote nauwkeurigheid de positie van zonnevlekken kan overtekenen. Bovendien kan men met meerdere personen tegelijk het zonsbeeld waarnemen. Denk er wel aan dat het direct achter het oculair gloeiend heet is!
2. Herschelprisma. Dit instrument is geschikt voor teleskopen met een opening van maximaal 15 cm. Het lijkt op een zenitprisma, alleen verlaat 95% van het zonlicht aan de achterkant weer ongebruikt de teleskoop. Een speciaal oculairfilter zorgt voor een veilige waarneming van de overgebleven hoeveelheid licht.
3. Spiegelend objectieffilter. Dit type filter hebben we hierboven al genoemd, maar het wordt hier dus voor de kijkeropening geplaatst. Glazen filters geven een uitstekend beeld. Men kan ook twee lagen van het al eerder genoemde 'Solar Screen' gebruiken. De kwaliteit van dit beeld is echter iets minder dan van een glazenfilter. Denk er ook hier aan het 'Solar Screen' van tijd tot tijd te vervangen. Objectieffilters met een aluminium reflectielaag (zoals 'Solar Screen') laten nog relatief veel ultraviolet door. Die dus bij voorkeur in combinatie met een ultraviolet-oculairfilter gebruiken.
Soms wordt bij een teleskoop een zonne-oculairfilter geleverd om in plaats van een objectieffilter te gebruiken. Dit filtertje absorbeert bijna al het licht dat de teleskoop binnenkomt, waardoor het zeer snel zeer heet kan worden. Als het door de hitte kapot springt kan dat fataal zijn voor uw oog! Daarom mag men absorberende oculairfilters nooit op een teleskoop gebruiken!

Welke teleskoop?

Lenzenkijkers (refractors) zijn het meest geschikt voor het waarnemen van de Zon. Ze geven een contrastrijk beeld. Een hoge lichtsterkte is niet nodig: een objectief met een diameter van 75- tot 120 mm is ideaal, maar een kleiner instrument (50 mm) of een prismakijker is ook heel geschikt.

Een spiegelkijker (reflector) kan ook dienst doen als zonnekijker, maar is daarvoor minder geschikt. Een vuistregel zegt dat bij zonnewaarnemingen een spiegelkijker dezelfde prestaties levert als een lenzenkijker met de halve opening. Naast het gebruikelijke lagere contrast van een reflector absorberen met name spiegels met een aluminium reflectielaag veel warmtestraling. Vooral de vangspiegel gaat daardoor iets vervormen, wat ten koste gaat van de beeldkwaliteit. Men moet oppassen dat de diafragma's in de kijkerbuis de hoofdspiegel niet langdurig (meer dan een half uur) ongelijkmatig kunnen verwarmen: daardoor kan de spiegel springen. Bij Schmidt-Cassegrain teleskopen kunnen de kunststof delen in het inwendige te heet worden. Men kan de problemen met een spiegelkijker voor een deel ondervangen door een spiegelend objectief-filter te gebruiken, maar dit is in grote afmetingen kostbaar. Een goedkopere oplossing: maak in een afdekkap een excentrisch gat, waarvan de diameter ongeveer de helft is van de hoofdspiegel. Het licht valt nu tussen de vangspiegel en de rand naar binnen. In de opening van de kap kan men dan een aangepast formaat objectief-filter monteren.

De Zon in beeld

Het meest opvallende verschijnsel zijn de zonnevlekken: gebieden die minder heet (4300 Kelvin) zijn dan de omgeving (6000 Kelvin), en daardoor donkerder afsteken tegen de heldere fotosfeer. Zonnevlekken ontstaan op de plaatsen waar de warmtetoevoer vanuit de diepere lagen wordt belemmerd door de invloed van sterke magnetische velden. De donkere kern van de zonnevlek (genoemd de umbra) wordt meestal omgeven door een soort 'stralenkrans' (genoemd de penumbra).

De zonnevlekkenactiviteit was in 1996 minimaal, bereikte in 2001 een maximum en is eind 2009 weer in een minimum periode aangeland. Aan het begin van zo'n zonnevlekkencyclus, die gemiddeld 11 jaar duurt, bevinden de vlekken zich vaak op hoge heliografische (helios = zon) breedtes: tot ongeveer 35 graden NB en ZB. In de loop van de jaren ontstaan de nieuwe vlekken op steeds lagere breedtes, tot hooguit 5 graden van de evenaar. Rond de evenaar komen geen vlekken voor. Aan het eind van ene cyclus ontstaan al weer de eerste vlekken van een nieuwe 11-jarige cyclus op hoge breedtes.

Door de rotatie van de Zon lijken de zonnevlekken zich in de loop van de tijd langzaam over de zonneschijf te verplaatsen. In werkelijkheid roteert de Zon niet als een vast lichaam. Aan de evenaar is de siderische (=ten opzichte van de sterren) rotatieduur 25 dagen en aan de polen 36 dagen! De vlekken in de buurt van de evenaar bewegen zich dus het snelst. Bovendien hebben vlekken ook nog een varierende eigen beweging.

De Zon is aan de rand duidelijk minder helder dan in het midden. Dit verschijnsel heet de randverzwakking. Het oppervlak (de fotosfeer) is in verhouding tot de straal van de Zon (696.000 km) zeer dun, slechts 250 km! Deze laag wordt naar binnen toe dichter en heter. Buiten is de temperatuur 4600 Kelvin en binnen wel 6600 Kelvin. Aan de rand kijkt men schuin de fotosfeer in en dat wil zeggen dat men minder diep in de gaslaag kan zien. Alleen de bovenste (koelere) laag neemt men waar. Vanwege die lagere temperatuur is die laag donkerder. Magnetische velden veroorzaken heldere fakkelvelden, herkenbaar als witte vlekjes die vooral nabij de donkere zonsrand goed te zien zijn.

Bezitters van refractors met een objectief-middellijn van tenminste 100 mm kunnen onder gunstige atmosferische omstandigheden de granulatie zien. Dat zijn uit de diepte opstijgende gasbellen, die de fotosfeer een 'korrelig' uiterlijk geven. Hun diameter is meer dan 1000 kilometer en de levensduur loopt sterk uiteen, maar bedraagt gemiddeld 15 minuten.

Als men in een kleinere teleskoop iets van korrelstructuur ziet, betreft het een samenklontering van granulen, dus niet de eigenlijke granulatie.

Protuberansen en zonnevlammen

De droom van iedere amateur die graag de Zon observeert is het waarnemen met behulp van een protuberansenkijker of -mooier nog- een H-alfa-filter. Een protuberansenkijker is goed zelf te bouwen, men kan het artikel in Zenit van september 1990 er nog eens op naslaan. Met een protuberansenkijker krijgt men zicht op spectaculaire, maar lichtzwakke vlamachtige structuren op de rand van de Zon (boven de fotosfeer): de z.g. protuberansen.

Het H-alfa-filter is vrij kostbaar (US$ 1500,- of meer). Met dit filter kan men veel structuren op de Zon zien, die anders verborgen blijven. Behalve de eerder genoemde protuberansen kan men bovendien filamenten zien. Dat zijn protuberansen die zich voor het zichtbare zonsoppervlak als donkere slierten aftekenen. Daarnaast zijn ook zonnevlammen zichtbaar: kortdurende, maar vel oplichtende gebieden in de buurt van zonnevlekken. De aard van deze verschijnselen en wat men er als amateur van kan zien met specifieke observatietechnieken is o.a. in Zenit van september 1990 uitvoerig besproken. Vraag eventueel inlichtingen bij de Werkgroep Zon van de KNVWS of VVS.

Tekenen van de Zon

Bij projectie van zonnevlekken kunnen we de vlekken op een eenvoudige manier tekenen. Op een vel wit papier trekt men van te voren een cirkel met een diameter van 10 of 15 cm. Het vel wordt op het projectiescherm gelegd en de afstand tot het oculair zodanig ingesteld, dat het zonsbeeld precies gelijk is aan de cirkel. Het beeld moet binnen de cirkel blijven, dus een parallactische op- stelling met volgmotor is wel handig. Met een zacht potlood stipt men de plaatsen van de zonnevlekken aan. Als dat gebeurd is moet de oost-west as nog bepaald worden. We kiezen dicht bij het midden van het beeld een zonnevlek uit. De volgmotor wordt uitgeschakeld. Het beeld 'loopt' nu over het scherm. Na ongeveer een minuut wordt de plaats van de vlek opnieuw aangestipt. De lijn die nu tussen deze twee stippen getrokken kan worden is de oost-west as van het zonsbeeld aan de hemel.

Het is nodig om eenmaal te controleren wat het oosten en noorden van het geprojecteerde beeld is. Door de zon enige dagen achter elkaar waar te nemen ziet men, ten gevolge van de rotatie van de Zon, de vlekken in het oosten opkomen en in het westen ondergaan. Het noordpunt van het zonsbeeld controleert men door de teleskoop naar het noordpunt van de hemel, c.q. richting Poolster te draaien. Als laatste verdwijnt dan de noordrand van de Zon uit het beeld.

Nadat de oriëntatie van het zonsbeeld is vastgelegd kan men de tekening verder uitwerken en eventueel later, met behulp van de getallen P en B0 uit de Sterrengids, hoofdstuk 'Zon'.

Vlekken tellen

De vlekkenactiviteit van de Zon wordt uitgedrukt in het Wolfgetal, dat genoemd is naar de Zwitserse astronoom Rudolf Wolf. Als 'v' het aantal zonnevlekken en 'g' het aantal zonnevlekkengroepen is, dan luidt de formule: R=v+10xg. We tellen dus het aantal vlekken en bekijken hoeveel groepen die vlekken vormen. Als er b.v. 3 vlekken in de ene en 2 in de andere groep te zien zijn, dan is dat samen 5 vlekken en 2 groepen. In de formule wordt dat 5+10x2=25. Als de zon slechts één vlek vertoond is dat één groep en één vlek, dus geeft dat een Wolfgetal van 11. Vooral als er veel vlekken dicht bij elkaar staan valt het niet altijd mee om het aantal groepen te bepalen. Maar ook hier geldt: al doende leert men.

Wil men de eigen Wolfgetallen vergelijken met de officiële Wolfgtallen, zoals die o.a. maandelijks gepubliceerd worden in het Bulletin van de Werkgroep Zon, dan gebruikt men een correctiefactor (k). Men berekent die door het officiëele Wolfgetal (b.v. 100) te delen door het eigen Wolfgetal (b.v. 80). De k-factor van die waarneming wordt dan 100/80=1,25. Uit waarnemingen van een heel jaar bepaalt u uw eigen k-factor. De k-factor kunt u ook bij de Werkgroep Zon laten uitrekenen. Een hoge of lage k-factor zegt niets over de kwaliteit van de waarnemingen. Veel belangrijker is een constante k-factor.

Fotografie

Zelfs met een kleine teleskoop zijn prima foto's van de Zon te maken. De Zon straalt immers zoveel licht uit dat we maar héél kort hoeven te belichten, waardoor volgen niet nodig is.


aktief Beta RU

Laatst aangepast op 7 november 2016.