Oefening over het begrip Zon
De zon
De zon is de ster die het dichtst bij de aarde staat en het centrum van het zonnestelsel vormt. De zon is een middelgrote ster in een buitenste arm van het Melkwegstelsel. Vanaf de aarde gezien is de zon verreweg het helderste object aan de hemel; de zon bepaalt dan ook het gebruikelijke onderscheid tussen dag en nacht. De zon is verantwoordelijk voor het overgrote deel van de warmte in de aardatmosfeer en is de belangrijkste bron van energie voor het leven op aarde.
De zon is opgebouwd uit zeer heet plasma. Ze bevat ruim 99% van de materie van het zonnestelsel, voornamelijk waterstof en helium. Het binnenste deel van de zon is zo heet en dicht dat er kernfusie plaatsvindt: iedere seconde wordt er ongeveer 600 miljoen ton waterstof omgezet in helium. De energie die daarbij vrijkomt, wordt grotendeels uitgestraald in de vorm van straling, waaronder zichtbaar licht. Het oppervlak van de zon vertoont een wisselend aantal zonnevlekken, die veroorzaakt worden door lokale magneetvelden die de convectie remmen.
De zon wordt geclassificeerd als een dwergster (gele dwerg). De zon ontwikkelde zich ongeveer 4,6 miljard jaar geleden en bevindt zich nu halverwege de hoofdreeks. Over enkele miljarden jaren zal de zon zijn volgende ontwikkelingsfase ingaan. Het waterstof binnen de zonnekern zal opraken, waardoor de kern onder zijn eigen gewicht ineenstort. De zon zal vervolgens in hitte en grootte toenemen (rode reus), en daarbij Venus en Mercurius verzwelgen en de aarde onbewoonbaar maken. Aan het eind van zijn levensloop zal de zon zijn buitenste lagen loslaten (planetaire nevelfase) en transformeren in een witte dwerg.
Kenmerken
De zon is een middelgrote type G hoofdreeksster (spectraalklasse G2V). Ze heeft een massa van zo'n 1,989 × 1030 kg (1989 quadriljoen ton), gelijk aan 332.946 maal de massa van de aarde. De zon bevat 99,86% van de massa van het volledige zonnestelsel. Deze massa bestaat voornamelijk uit waterstof, in de buitenste lagen zo'n 91 molprocent of 70 massaprocent. Het andere veelvoorkomende element is helium, zo'n 9 molprocent of 28 massaprocent. In het centrum van de zon, waar door kernfusie waterstof wordt omgezet in helium, is het gehalte aan waterstof vermoedelijk lager (35 massaprocent) en dat aan helium hoger (63 massaprocent).
Type G sterren behoren tot de 15% helderste sterren van de Melkweg: de meeste sterren zijn veel kleiner (rode dwergen).
Structuur
De zon is een bijna perfecte bol met een afplatting die geschat is op 0,000 008 77, hetgeen betekent dat de pooldiameter 11 km kleiner is dan de equatoriale diameter. De zon is niet vast, maar in plasmatoestand, waardoor verschillende rotatiesnelheden mogelijk zijn: de rotatiesnelheid aan de evenaar is hoger dan aan de polen. De rotatie aan de evenaar is ongeveer 25 dagen en aan de polen 36 dagen. Gezien vanaf haar noordpool draait de zon, net als de meeste objecten in het zonnestelsel, tegen de klok in. Doordat de zon in dezelfde richting roteert als de aarde, lijkt haar omwenteling gezien vanaf de aarde drie dagen langer te duren.
Kern
De kern is het gedeelte van de zon waar de dichtheid en de temperatuur hoog genoeg zijn om fusiereacties te veroorzaken. De kern strekt zich uit van het midden van de zon tot ongeveer een kwart van haar straal.
De zon krijgt haar energie voornamelijk door de zogenaamde proton-protoncyclus, mogelijk gemaakt door de enorme druk die de eigen zwaartekracht van de zon op de materie uitoefent, in de kern zo'n 2×1016 pascal. De temperatuur van de kern is ca. 15 miljoen kelvin. Daar vinden fusiereacties plaats waarin waterstofkernen (protonen) uiteindelijk worden omgezet tot heliumkernen (alfadeeltjes). Per seconde wordt ca. 700 miljoen ton waterstof in ca. 695 miljoen ton helium omgezet. Het verschil, 4,4 miljoen ton, wordt uitgestraald in de vorm van gammastraling (fotonen) en neutrino's. De protonen vormen na enkele tussenstappen alfadeeltjes (stabiele heliumkernen, bestaande uit twee protonen en twee neutronen). 1,6% van de energie wordt geproduceerd door de koolstof-stikstofcyclus. De temperatuur van de kern zou te laag zijn voor kernfusie, maar door het tunneleffect treden er toch fusiereacties op.
De energieproductie van de zon per massa-eenheid is daardoor verrassend laag. Voor de gehele zon is dit 194 µW/kg, maar in de relatief kleine schil waar de fusie plaatsvindt is dat 150 maal zo veel. Ter vergelijking: Het menselijk lichaam produceert 1,3 W/kg. De energieproductie in het middelpunt van de zon is volgens theoretische modellen 276,5 W/m³, veel minder dan een kaarsvlam. Voor fusiereactoren op aarde zijn dan ook veel hogere temperaturen van het plasma nodig (150 miljoen K) en worden andere kernen gebruikt die makkelijker fuseren. De geringe energieproductie van de zon per massa-eenheid in combinatie met het feit dat kernreacties per massa-eenheid miljoenen keren zoveel energie opleveren als chemische reacties, zorgt ervoor dat het miljarden jaren duurt voordat de zon door haar energievoorraad heen is.
De meeste energie komt aanvankelijk vrij in de vorm van gammastraling. Deze straling heeft in het binnenste van de zon een zeer beperkte reikwijdte en steeds weer worden daar fotonen geabsorbeerd en opnieuw uitgezonden als fotonen van iets lagere energie. De energie doet er erg lang over om de buitenste lagen van de zon te bereiken. Schattingen variëren van 10.000 tot 170.000 jaar. Eén hoogenergetisch foton produceert tijdens dit proces uiteindelijk enkele miljoenen fotonen van lagere energie aan het oppervlak.
In tegenstelling tot de gevormde fotonen worden de tijdens kernfusie gevormde zonneneutrino's niet of nauwelijks geabsorbeerd in de zon. Ze bereiken de aarde in acht minuten. Een groot probleem bij zonnemodellen was het tekort aan neutrino's die op aarde worden gedetecteerd (op grond van de uitgestraalde energie kan namelijk het aantal en de aard van de neutrino's worden afgeleid). Dit verschil blijkt veroorzaakt te worden door neutrino-oscillatie.[De gevormde neutrino's veranderen van smaak (e-neutrino's oscilleren naar mu- en tau-neutrino's) tijdens hun reis door de zon en worden daardoor moeilijker gedetecteerd.
Stralingszone
In de stralingszone is de dichtheid van de zonnematerie hoog genoeg voor radiatief transport van warmte naar buiten. Dit houdt in dat het warmtetransport wordt veroorzaakt door opname en afgifte van fotonen en er geen transport van materie plaatsvindt (vergelijk met de bodem van een pan). De temperatuur neemt in deze zone af van 7 miljoen kelvin naar 2 miljoen kelvin. Ze strekt zich uit van de buitenkant van de kern tot 0,75 maal de straal van de zon.
Convectiezone
Deze zone strekt zich uit vanaf 0,75 maal de straal van de zon tot het oppervlak. De temperatuur neemt in deze zone af van 2 miljoen kelvin naar 5300 kelvin. In deze zone is er naast radiatief transport ook sprake van convectie, doordat de dichtheid en de temperatuur niet meer toereikend zijn voor warmtetransport door alleen straling. Dit kan worden vergeleken met de waterstromen in een pan boven de hete bodem. Materie die wordt verhit door de radiatieve zone stijgt op en koelt af aan de oppervlakte. Dit systeem bestaat uit Bénard-cellen die zeshoekig van vorm zijn. Deze cellen vormen de granulatie van de zon, zichtbaar op zonnefoto's. Elke kolom veroorzaakt ook een eigen magnetisch veld. Het grotere magnetisch veld van de zon wordt waarschijnlijk gevormd in de overgangslaag van de stralings- naar de convectiezone; de tachocline. Het warmtetransport door convectie is veel sneller dan het transport door radiatie. Het duurt een week voordat het hete materiaal de fotosfeer bereikt.
Fotosfeer
Het zichtbare zonlicht dat de aarde ontvangt van de zon is afkomstig van de fotosfeer, de zone waaronder de zon ondoordringbaar wordt voor zichtbaar licht. Boven de fotosfeer kan het zonlicht doordringen naar de ruimte, maar een gedeelte daarvan wordt nog verstrooid door de ijle chromosfeer. De verandering in doorzichtigheid wordt veroorzaakt door de afname van H−-ionen, die licht gemakkelijk absorberen. Tegelijkertijd wordt het licht dat we waarnemen voornamelijk geproduceerd door reacties van elektronen met waterstofatomen waarbij H−-ionen worden gevormd.
De fotosfeer is enkele tientallen tot honderden kilometers dik. Het zonlicht dat de aarde ontvangt komt ongeveer overeen met de straling van een zwart lichaam met een temperatuur van 5777 K, met daartussen zwarte lijnen die worden veroorzaakt door atomaire absorptie in de chromosfeer. Op zeeniveau is al een gedeelte verstrooid door Rayleighverstrooiing en absorptie door watermoleculen.
Zonneatmosfeer
De zonneatmosfeer heeft een lage dichtheid en wordt daardoor overstraald door de fotosfeer. Ze veroorzaakt donkere absorptielijnen doordat alleen bepaalde banden geabsorbeerd worden en dan weer in willekeurige richting worden uitgezonden en ons daardoor niet meer bereiken. 500 kilometer boven de fotosfeer ligt de koelste laag van de Zon met een temperatuur van 4100 K, die koud genoeg is om moleculen als CO en Hsub>2O te bevatten.
Chromosfeer
Daarboven ligt de chromosfeer. Deze 2000 km dikke ijle laag is direct zichtbaar als een oranje ring om de zon tijdens zonsverduisteringen, of als een flits bij het begin of einde van een zonsverduistering. In het spectrum van de chromosfeer zelf zijn de donkere Fraunhoferlijnen juist lichte lijnen.
De zwarte absorptielijnen veroorzaakt door absorptie in de corona zijn van groot historisch belang geweest omdat ze het bestaan van aardse elementen op de Zon aantoonden, alsmede elementen die op aarde nog onbekend waren. In 1868 werd door Joseph Norman Lockyer verondersteld dat de onbekende absorptielijnen werden veroorzaakt door een nieuw element dat hij helium noemde, naar de zonnegod Helios. Pas 25 jaar later werd helium ook op aarde geïsoleerd.
De temperatuur van de chromosfeer neemt toe vanaf de top van de koele laag tot 20.000 kelvin aan het einde. De dichtheid neemt van beneden naar boven af met een factor 10−4 tot 10−15 g/cm3 in de hete bovenlaag. De laag waar de chromosfeer overgaat in de corona is zeer turbulent en bestaat uit een constant veranderend patroon van draden en zonnevlammen in de bovenste laag van de chromosfeer.
Corona
De corona kan goed worden waargenomen tijdens volledige zonsverduisteringen. De grootte wisselt met de zonneactiviteit en ze kan zich bij de zonne-equator tot wel twee zonnediameters uitstrekken. Tijdens een zonnevlekkenmaximum strekken de stralen van de corona zich naar allerlei richtingen uit, tijdens een minimum alleen in een gebied rond de zonne-equator.
De temperatuurgradiënt in dit gebied is enorm groot. De temperatuur stijgt van 20.000 K tot enkele miljoenen kelvin binnen enkele honderden kilometers. De structuur van deze laag kan worden waargenomen door ruimtetelescopen gevoelig voor zeer kortgolvige UV-straling. De temperatuur van de corona varieert en kan oplopen tot 20 miljoen kelvin. Vooralsnog is het onduidelijk hoe deze enorm hoge temperaturen worden bereikt. Verschijnselen als Alfvén-golven en magnetische recombinatie (de lijnen van het magnetisch veld bij elkaar kwamen bij de evenaar van het zwarte gat. Daar veranderden ze in gesloten lussen in een proces dat magnetische recombinatie wordt genoemd. Deze magnetische lussen, gevuld met plasma, lieten het magnetisch veld van het zwarte gat verdwijnen.)worden verantwoordelijk gehouden, maar vooralsnog bieden ze geen afdoende verklaring voor de extreme temperaturen in de corona.
Extra uitleg over de zon. Klik hier en Klik hier en Klik hier en Klik hier.
De zon is de ster die het dichtst bij de aarde staat en het centrum van het zonnestelsel vormt. De zon is een middelgrote ster in een buitenste arm van het Melkwegstelsel. Vanaf de aarde gezien is de zon verreweg het helderste object aan de hemel; de zon bepaalt dan ook het gebruikelijke onderscheid tussen dag en nacht. De zon is verantwoordelijk voor het overgrote deel van de warmte in de aardatmosfeer en is de belangrijkste bron van energie voor het leven op aarde.De zon is opgebouwd uit zeer heet plasma. Ze bevat ruim 99% van de materie van het zonnestelsel, voornamelijk waterstof en helium. Het binnenste deel van de zon is zo heet en dicht dat er kernfusie plaatsvindt: iedere seconde wordt er ongeveer 600 miljoen ton waterstof omgezet in helium. De energie die daarbij vrijkomt, wordt grotendeels uitgestraald in de vorm van straling, waaronder zichtbaar licht. Het oppervlak van de zon vertoont een wisselend aantal zonnevlekken, die veroorzaakt worden door lokale magneetvelden die de convectie remmen.
De zon wordt geclassificeerd als een dwergster (gele dwerg). De zon ontwikkelde zich ongeveer 4,6 miljard jaar geleden en bevindt zich nu halverwege de hoofdreeks. Over enkele miljarden jaren zal de zon zijn volgende ontwikkelingsfase ingaan. Het waterstof binnen de zonnekern zal opraken, waardoor de kern onder zijn eigen gewicht ineenstort. De zon zal vervolgens in hitte en grootte toenemen (rode reus), en daarbij Venus en Mercurius verzwelgen en de aarde onbewoonbaar maken. Aan het eind van zijn levensloop zal de zon zijn buitenste lagen loslaten (planetaire nevelfase) en transformeren in een witte dwerg.
Kenmerken
De zon is een middelgrote type G hoofdreeksster (spectraalklasse G2V). Ze heeft een massa van zo'n 1,989 × 1030 kg (1989 quadriljoen ton), gelijk aan 332.946 maal de massa van de aarde. De zon bevat 99,86% van de massa van het volledige zonnestelsel. Deze massa bestaat voornamelijk uit waterstof, in de buitenste lagen zo'n 91 molprocent of 70 massaprocent. Het andere veelvoorkomende element is helium, zo'n 9 molprocent of 28 massaprocent. In het centrum van de zon, waar door kernfusie waterstof wordt omgezet in helium, is het gehalte aan waterstof vermoedelijk lager (35 massaprocent) en dat aan helium hoger (63 massaprocent).
Type G sterren behoren tot de 15% helderste sterren van de Melkweg: de meeste sterren zijn veel kleiner (rode dwergen).
Structuur
De zon is een bijna perfecte bol met een afplatting die geschat is op 0,000 008 77, hetgeen betekent dat de pooldiameter 11 km kleiner is dan de equatoriale diameter. De zon is niet vast, maar in plasmatoestand, waardoor verschillende rotatiesnelheden mogelijk zijn: de rotatiesnelheid aan de evenaar is hoger dan aan de polen. De rotatie aan de evenaar is ongeveer 25 dagen en aan de polen 36 dagen. Gezien vanaf haar noordpool draait de zon, net als de meeste objecten in het zonnestelsel, tegen de klok in. Doordat de zon in dezelfde richting roteert als de aarde, lijkt haar omwenteling gezien vanaf de aarde drie dagen langer te duren.
Kern
De kern is het gedeelte van de zon waar de dichtheid en de temperatuur hoog genoeg zijn om fusiereacties te veroorzaken. De kern strekt zich uit van het midden van de zon tot ongeveer een kwart van haar straal.
De zon krijgt haar energie voornamelijk door de zogenaamde proton-protoncyclus, mogelijk gemaakt door de enorme druk die de eigen zwaartekracht van de zon op de materie uitoefent, in de kern zo'n 2×1016 pascal. De temperatuur van de kern is ca. 15 miljoen kelvin. Daar vinden fusiereacties plaats waarin waterstofkernen (protonen) uiteindelijk worden omgezet tot heliumkernen (alfadeeltjes). Per seconde wordt ca. 700 miljoen ton waterstof in ca. 695 miljoen ton helium omgezet. Het verschil, 4,4 miljoen ton, wordt uitgestraald in de vorm van gammastraling (fotonen) en neutrino's. De protonen vormen na enkele tussenstappen alfadeeltjes (stabiele heliumkernen, bestaande uit twee protonen en twee neutronen). 1,6% van de energie wordt geproduceerd door de koolstof-stikstofcyclus. De temperatuur van de kern zou te laag zijn voor kernfusie, maar door het tunneleffect treden er toch fusiereacties op.
De energieproductie van de zon per massa-eenheid is daardoor verrassend laag. Voor de gehele zon is dit 194 µW/kg, maar in de relatief kleine schil waar de fusie plaatsvindt is dat 150 maal zo veel. Ter vergelijking: Het menselijk lichaam produceert 1,3 W/kg. De energieproductie in het middelpunt van de zon is volgens theoretische modellen 276,5 W/m³, veel minder dan een kaarsvlam. Voor fusiereactoren op aarde zijn dan ook veel hogere temperaturen van het plasma nodig (150 miljoen K) en worden andere kernen gebruikt die makkelijker fuseren. De geringe energieproductie van de zon per massa-eenheid in combinatie met het feit dat kernreacties per massa-eenheid miljoenen keren zoveel energie opleveren als chemische reacties, zorgt ervoor dat het miljarden jaren duurt voordat de zon door haar energievoorraad heen is.
De meeste energie komt aanvankelijk vrij in de vorm van gammastraling. Deze straling heeft in het binnenste van de zon een zeer beperkte reikwijdte en steeds weer worden daar fotonen geabsorbeerd en opnieuw uitgezonden als fotonen van iets lagere energie. De energie doet er erg lang over om de buitenste lagen van de zon te bereiken. Schattingen variëren van 10.000 tot 170.000 jaar. Eén hoogenergetisch foton produceert tijdens dit proces uiteindelijk enkele miljoenen fotonen van lagere energie aan het oppervlak.
In tegenstelling tot de gevormde fotonen worden de tijdens kernfusie gevormde zonneneutrino's niet of nauwelijks geabsorbeerd in de zon. Ze bereiken de aarde in acht minuten. Een groot probleem bij zonnemodellen was het tekort aan neutrino's die op aarde worden gedetecteerd (op grond van de uitgestraalde energie kan namelijk het aantal en de aard van de neutrino's worden afgeleid). Dit verschil blijkt veroorzaakt te worden door neutrino-oscillatie.[De gevormde neutrino's veranderen van smaak (e-neutrino's oscilleren naar mu- en tau-neutrino's) tijdens hun reis door de zon en worden daardoor moeilijker gedetecteerd.
Stralingszone
In de stralingszone is de dichtheid van de zonnematerie hoog genoeg voor radiatief transport van warmte naar buiten. Dit houdt in dat het warmtetransport wordt veroorzaakt door opname en afgifte van fotonen en er geen transport van materie plaatsvindt (vergelijk met de bodem van een pan). De temperatuur neemt in deze zone af van 7 miljoen kelvin naar 2 miljoen kelvin. Ze strekt zich uit van de buitenkant van de kern tot 0,75 maal de straal van de zon.
Convectiezone
Deze zone strekt zich uit vanaf 0,75 maal de straal van de zon tot het oppervlak. De temperatuur neemt in deze zone af van 2 miljoen kelvin naar 5300 kelvin. In deze zone is er naast radiatief transport ook sprake van convectie, doordat de dichtheid en de temperatuur niet meer toereikend zijn voor warmtetransport door alleen straling. Dit kan worden vergeleken met de waterstromen in een pan boven de hete bodem. Materie die wordt verhit door de radiatieve zone stijgt op en koelt af aan de oppervlakte. Dit systeem bestaat uit Bénard-cellen die zeshoekig van vorm zijn. Deze cellen vormen de granulatie van de zon, zichtbaar op zonnefoto's. Elke kolom veroorzaakt ook een eigen magnetisch veld. Het grotere magnetisch veld van de zon wordt waarschijnlijk gevormd in de overgangslaag van de stralings- naar de convectiezone; de tachocline. Het warmtetransport door convectie is veel sneller dan het transport door radiatie. Het duurt een week voordat het hete materiaal de fotosfeer bereikt.
Fotosfeer
Het zichtbare zonlicht dat de aarde ontvangt van de zon is afkomstig van de fotosfeer, de zone waaronder de zon ondoordringbaar wordt voor zichtbaar licht. Boven de fotosfeer kan het zonlicht doordringen naar de ruimte, maar een gedeelte daarvan wordt nog verstrooid door de ijle chromosfeer. De verandering in doorzichtigheid wordt veroorzaakt door de afname van H−-ionen, die licht gemakkelijk absorberen. Tegelijkertijd wordt het licht dat we waarnemen voornamelijk geproduceerd door reacties van elektronen met waterstofatomen waarbij H−-ionen worden gevormd.
De fotosfeer is enkele tientallen tot honderden kilometers dik. Het zonlicht dat de aarde ontvangt komt ongeveer overeen met de straling van een zwart lichaam met een temperatuur van 5777 K, met daartussen zwarte lijnen die worden veroorzaakt door atomaire absorptie in de chromosfeer. Op zeeniveau is al een gedeelte verstrooid door Rayleighverstrooiing en absorptie door watermoleculen.
Zonneatmosfeer
De zonneatmosfeer heeft een lage dichtheid en wordt daardoor overstraald door de fotosfeer. Ze veroorzaakt donkere absorptielijnen doordat alleen bepaalde banden geabsorbeerd worden en dan weer in willekeurige richting worden uitgezonden en ons daardoor niet meer bereiken. 500 kilometer boven de fotosfeer ligt de koelste laag van de Zon met een temperatuur van 4100 K, die koud genoeg is om moleculen als CO en Hsub>2O te bevatten.
Chromosfeer
Daarboven ligt de chromosfeer. Deze 2000 km dikke ijle laag is direct zichtbaar als een oranje ring om de zon tijdens zonsverduisteringen, of als een flits bij het begin of einde van een zonsverduistering. In het spectrum van de chromosfeer zelf zijn de donkere Fraunhoferlijnen juist lichte lijnen.
De zwarte absorptielijnen veroorzaakt door absorptie in de corona zijn van groot historisch belang geweest omdat ze het bestaan van aardse elementen op de Zon aantoonden, alsmede elementen die op aarde nog onbekend waren. In 1868 werd door Joseph Norman Lockyer verondersteld dat de onbekende absorptielijnen werden veroorzaakt door een nieuw element dat hij helium noemde, naar de zonnegod Helios. Pas 25 jaar later werd helium ook op aarde geïsoleerd.
De temperatuur van de chromosfeer neemt toe vanaf de top van de koele laag tot 20.000 kelvin aan het einde. De dichtheid neemt van beneden naar boven af met een factor 10−4 tot 10−15 g/cm3 in de hete bovenlaag. De laag waar de chromosfeer overgaat in de corona is zeer turbulent en bestaat uit een constant veranderend patroon van draden en zonnevlammen in de bovenste laag van de chromosfeer.
Corona
De corona kan goed worden waargenomen tijdens volledige zonsverduisteringen. De grootte wisselt met de zonneactiviteit en ze kan zich bij de zonne-equator tot wel twee zonnediameters uitstrekken. Tijdens een zonnevlekkenmaximum strekken de stralen van de corona zich naar allerlei richtingen uit, tijdens een minimum alleen in een gebied rond de zonne-equator.
De temperatuurgradiënt in dit gebied is enorm groot. De temperatuur stijgt van 20.000 K tot enkele miljoenen kelvin binnen enkele honderden kilometers. De structuur van deze laag kan worden waargenomen door ruimtetelescopen gevoelig voor zeer kortgolvige UV-straling. De temperatuur van de corona varieert en kan oplopen tot 20 miljoen kelvin. Vooralsnog is het onduidelijk hoe deze enorm hoge temperaturen worden bereikt. Verschijnselen als Alfvén-golven en magnetische recombinatie (de lijnen van het magnetisch veld bij elkaar kwamen bij de evenaar van het zwarte gat. Daar veranderden ze in gesloten lussen in een proces dat magnetische recombinatie wordt genoemd. Deze magnetische lussen, gevuld met plasma, lieten het magnetisch veld van het zwarte gat verdwijnen.)worden verantwoordelijk gehouden, maar vooralsnog bieden ze geen afdoende verklaring voor de extreme temperaturen in de corona.
Extra uitleg over de zon. Klik hier en Klik hier en Klik hier en Klik hier.