DE STABILISERENDE MAALSTROOM ONDER ZONNEVLEKKEN Luc Rouppe van der Voort, the Institute for Solar Physics of the Royal Swedish Academy of Sciences "Ik droom dat we eens zullen begrijpen waarom de zon door de natuurwetten gedwongen wordt om zonnevlekken te hebben", zo formuleerde Eugene Parker, een van de grootste zonnefysici van onze tijd, onze onwetendheid over zonnevlekken. Gedurende zo'n vierhonderd jaar, sinds de tijd dat Galileo het waagde om zijn telescoop naar de zon te richten, worden zonnevlekken bestudeerd en gevolgd in hun ontwikkeling terwijl ze de zonnerotatie volgen in haar omloopperiode. We weten nu dat vlekken de zetel zijn van een intens magneetveld, enkele duizenden malen sterker dan het relatief stabiele aardmagnetisch veld. We weten dat ze meestal in groepjes aan het oppervlak verschijnen en dat ze na verloop van tijd weer verdwijnen. We weten ook dat hun aantal een uitstekende indicator is voor de graad van magnetische activiteit waarin de zon verkeerd. Maar een fundamentele vraag, hoe de zon in staat is om zulke onregelmatige structuren op haar verder relatief homogene oppervlak in stand te houden op een tijdschaal van weken, daarover tasten we nog in het duister. Onlangs echter is een tipje van de sluier opgelicht door de Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), een veelzijdig zonne-observatorium, die de zon 24 uur per dag in de gaten houdt vanuit de ruimte, keurig op haar plaats gehouden door het evenwicht van aantrekkingskrachten van zowel de aarde als de zon. Voordat we verder ingaan op deze unieke waarnemingen bekijken we eerst een zonnevlek van dichtbij. In figuur 1 zien we een detail opname van een relatief grote en onregelmatige zonnevlek. De umbra is het donkere hart en hier is het magneetveld het sterkst en loodrecht omhoog gericht. De draderige krans rondom de umbra heet de penumbra en hier is het magneetveld bijna horizontaal aan het oppervlak gericht. In een zonnevlek vouwt het magneetveld zich als een bloem open, steeds vlakker naar buiten toe. Dat de umbra zo donker is, is eigenlijk maar relatief. De lagen van de atmosfeer die we hier zien hebben nog altijd een temperatuur van meer dan 4000 graden. Dit is echter behoorlijk koeler dan de meer dan 6000 graden buiten de vlek en daarom komt de umbra zo donker over. Bij juiste belichting van de camera zien we dat de umbra nog rijk is aan details, en nadere inspectie van de umbra in figuur 1 laat zien dat er enkele kleine umbrale stippen te onderscheiden zijn. De lagere temperatuur in de zonnevlek heeft alles te maken met de aanwezigheid van zeer sterk magneetveld. Bij temperaturen die op en onder het zonsoppervlak heersen, is de materie grotendeels geļoniseerd: de atomen hebben een of enkele elektronen verloren en de materie is in een toestand die de plasma fase wordt genoemd. Als er nu een magneetveld aanwezig is, wordt het plasma vastgebonden aan de magnetische veldlijnen - of het magnetisch veld wordt gebonden aan het plasma, afhankelijk welke van de twee domineert. In de buitenste laag van de zon, ongeveer tot een derde van de afstand vanaf het oppervlak tot het centrum, transporteert de zon haar overtollige energie in de vorm van grote convectiecellen naar het oppervlak. Vlak onder de convectielaag wordt gas vanuit het binnenste van de zon opgewarmd totdat er door plaatselijke onregelmatigheden een bel warmer is geworden dan de nabije omgeving en deze drijft vervolgens naar boven. Tijdens de reis naar het oppervlak zitten de atomen zo dicht op elkaar gepakt dat fotonen (lichtdeeltjes) geen kans krijgen ver te komen - ze worden simpelweg tegengehouden door de materie. Aan het oppervlak echter neemt de dichtheid plotseling af en de fotonen krijgen massaal de kans te ontsnappen. Door deze uitstraling verliest de convectiecel in korte tijd zoveel energie dat het krachtig afkoelt, inkrimpt en zwaarder wordt dan zijn omgeving. Als een baksteen zinkt de materie vervolgens weer naar beneden - om zo plaats te maken voor de volgende opzwellende bel. In figuur 2 zien we een detail opname van het convectie patroon aan het oppervlak. De lichte cellen heten granulen en zijn bezig een groot deel van hun energie te verliezen in de vorm van licht. De granulen worden omringt door koelere intergranulaire lanen waar krachtige neerwaartse stromen de materie weer afvoert naar beneden. Opvallend zijn de heldere stippen die scherp afsteken tegen de donkere achtergrond van de intergranulaire lanen. Dit zijn de kleinste magnetische structuren die we kunnen waarnemen: de doorsnedes van magnetische fluxbuizen. In het deel van de zon in figuur 2 domineert het plasma over het magneetveld en de magnetische veldlijnen worden in elkaar gedrukt tot nauwe langgerekte buizen. In de heldere stippen kijken we van boven loodrecht in de magnetische fluxbuizen die als dobbers uit het zonsoppervlak omhoog steken. De magnetische druk in de buis is in evenwicht met de gasdruk van het omringende plasma en er heerst daarom een lagere materie dichtheid. De fotonen in een fluxbuis worden daarom al op grotere diepte los gelaten dan buiten de buis en er wordt ons zo een blik gegund op de diepere, hetere lagen van de zon. Door de hogere temperatuur steken de stippen helder af ten opzichte van de omgeving. Onder een zonnevlek is de situatie precies omgekeerd: hier is het magnetisch veld zo sterk dat al op grote diepte de convectiecellen worden tegengehouden. De zonnevlek werkt als een stop op de warmtetoevoer van onderaf en door de onderdrukte energietoevoer is de oppervlakte temperatuur lager dan buiten de zonnevlek. Dit is echter geen permanente evenwichtstoestand: na verloop van tijd krijgt de convectie toch grip op het magneetveld en de zonnevlek breekt in stukken. De zonnevlek in figuur 1 staat aan het begin van deze afbraakfase: de umbra wordt reeds opgedeeld door twee lichtbruggen in het centrum, twee rijen convectiecellen die steeds groter en groter worden. In de dagen na deze opname zagen we de zonnevlek in stukken breken en verdwijnen. Schematisch lijken we het allemaal aardig te begrijpen maar als we naar de details kijken dan zitten er nog behoorlijke gaten in onze kennis. Er zijn twee concurrerende theoretische zonnevlek modellen: het monolitische en het spaghetti model. Het monolitische model gaat ervan uit dat een zonnevlek een onbreekbare, enkelvoudige magneetbuis is. Met een serie aannames en idealiseringen kan er zo in de computer een model van een zonnevlek opgesteld worden dat stabiel is en een aantal waarnemingen reproduceert. Het probleem zit echter in de homogeniteit en het onbreekbare. Nu we met moderne telescopen zulke gedetailleerde opnames verkrijgen zoals in figuur 1, zien we hoe volstrekt inhomogeen en dynamisch zonnevlekken zijn. Het spaghetti model is ontwikkeld door Parker en gaat er vanuit dat een zonnevlek een concentratie van afzonderlijke magneetbuizen is. Maar net als gelijkwaardige polen van staafmagneten elkaar afstoten, zo willen grote concentraties van magneetbuizen niet netjes bij elkaar blijven. Nu hebben de recente waarnemingen van SOHO ons een hint gegeven hoe de zon dat toch voor elkaar krijgt: onder het oppervlak zijn er krachtige stromingen naar binnen en beneden gericht. Dit heeft in een hoge stabiliserende werking op de hele zonnevlek structuur. In figuur 4 zien we een schematische voorstelling van de stromingen onder het oppervlak. De kleuren geven de temperatuur aan en hier zorgden de SOHO waarnemingen voor een grote verassing: zonnevlekken lijken ontzettend ondiep te zijn. Als je de doorsnede van een vlek voorstelt als een gulden dan is de hele zonnevlek niet dieper dan een stapeltje van 3 guldens! De zon is in deze afmetingen een bol van anderhalve meter. Is onder en op het zichtbare oppervlak van de zon de materie heer en meester over het magneetveld (behalve dan voor relatief korte tijd in zonnevlekken), boven het oppervlak, in de corona, doet het magneetveld wat het wil met de materie. In figuur 5 zien we twee opnames van hetzelfde deel van de zon: in zichtbaar licht zien we zonnevlekken en de scherpe rand van de zonneschijf. In ultra-violet licht echter zien we zeer complexe draderige structuren en bogen, de zonneschijf lijkt donker en de straling die we zien is uitsluitend van de corona afkomstig. De filter die gebruikt is voor deze opname laat slechts een heel nauw golflengte bandje door. Alleen acht- en negenvoudig geļoniseerde ijzer atomen zenden licht in dit UV bandje. Dit betekent dat de temperatuur in de structuren die we hier zien rond de 1 miljoen graden is! Pas bij deze temperaturen verliezen ijzeratomen zoveel elektronen. Dat het sterk geladen plasma in de corona gedomineerd wordt door het magneetveld zien we aan de draderige structuren en bogen. De zonnevlekken zijn met elkaar verbonden door deze bogen en andere, gelijktijdige, waarnemingen hebben inderdaad aangetoond dat de twee vlekken tegenovergestelde magnetische polariteiten hebben. Het plasma in de corona volgt dus keurig de veldlijnen die de twee magnetische polen verbinden. Een deel van de bogen en waaiers die we zien komen van zonnevlek groepen achter de zonneschijf maar een groot deel van de lussen vinden hun oorsprong in grootschalige groeperingen van fluxbuizen zoals we die in figuur 2 zagen. Dat in de corona temperaturen heersen van miljoenen graden is een van de andere onopgeloste mysteries van de zon. Maar ook hier lijken we door recente waarnemingen vanuit de ruimte en vanaf de grond dichter bij een antwoord te komen. Dat er hier een niet alledaagse manier van verhitting plaats vindt is wel duidelijk: materie van enkele duizenden graden zal nooit door simpele warmte geleiding verderop gelegen materie verhitten tot enige miljoenen graden. Het magneetveld speelt ook in dit proces een belangrijke rol. De opzwellende en ombuigende convectiecellen staan voortdurend aan de voet van de magnetische buizen te schudden en trekken. Deze buizen transporteren deze bewegingen tot grote hoogtes in de corona. Hierdoor wordt er een behoorlijke hoeveelheid energie in de corona gepompt wat resulteert in een extreme verhitting van de materie. Enige relativering is hier trouwens wel op zijn plaats: de coronale temperaturen van miljoenen graden klinken indrukwekkend maar gas in de corona is ontzettend ijl, de massa van de corona zoals we die zien in figuur 5 is over de hele zon niet meer dan de totale massa in de oceanen op aarde! De totale energie die de hete corona vertegenwoordigt verbleekt dus bij de energie die de zon aan het oppervlak uitstraalt in de vorm van zichtbaar licht. Door het geschud en getrek door de convectie, raakt het magneetveld in de corona regelmatig zodanig opgedraaid en opgewonden dat er een te grote spanning op de veldlijnen komt te staan. Razendsnel zoekt het magneetveld een uitweg en er volgt een soort kortsluiting. Door de herschikking van het magneetveld kan coronale materie worden uitgestoten, een coronal mass ejection (CME). Een van de instrumenten op SOHO is ontworpen om deze CME's te volgen, in figuur 6 zien we een serie opnames. Deze coronale materie uitbarsting werd in de richting van de aarde afgevuurd en de groter wordende wolk materie komt op de camera af. Dit was een zeer grootschalige herschikking van het magneetveld waarbij ook een krachtige zonnevlam in de lage corona afging. Hierbij worden protonen met zeer hoge snelheid weggeschoten en deze snellen voor de coronale uitbarsting uit. Al na een uur zien we de SOHO camera gebombardeerd worden door deze hoogenergetische protonen: op het beeld verschijnt witte sneeuw veroorzaakt door botsingen van de protonen met de camera. Op aarde hebben we niet veel te vrezen van deze protonen, het aardmagnetisch veld werkt als een zeer effectief schild en het grootste deel van de deeltjes wordt keurig om de aarde heen geleid. Astronauten echter hebben alle reden om bang te zijn want het blootstaan aan deze straling kan ernstige gezondheidsproblemen opleveren. Ruimtestations als SOHO zijn dan ook essentieel voor het waarschuwen van ruimtevaarders. Soms zijn de uitbarstingen op de zon zo krachtig dat het aardmagnetisch veld (of magnetosfeer) zodanig van slag raakt dat er lekken in het schild optreden. Dit kan voor een prachtig schouwspel zorgen: het noorderlicht. Via de polen kan plasma naar de bovenste lagen van de atmosfeer lekken. Daar botst het op de atomen en moleculen van de aardatmosfeer, deze raken aangeslagen en zenden vervolgens karakteristieke kleuren licht uit, meestal rood en groen. Dit alles speelt zich meer dan honderd kilometer boven de grond af en is volstrekt ongevaarlijk voor mensen en adembenemend mooi. Nabij de magnetische polen, zoals noordelijk Lapland in Europa, is de aurora, zoals het noorderlicht ook wel genoemd wordt, bij helder weer vrijwel altijd te zien (als het donker is, in de winter dus!). Bij hoge zonne-activiteit echter, zoals in de afgelopen anderhalf jaar, kan het voor komen dat het aardmagnetisch veld zodanig verstoort raakt dat het noorderlicht ook op meer zuidelijke breedtegraden te zien is. Dan kunnen we dit wonderlijke fenomeen ook in donkere gebieden in Nederland bewonderen. Zo laat de actieve zon ook na zonsondergang haar licht over ons schijnen. Meer lezen? Filmpjes van zonnevlekken en granulatie zijn te vinden op de webpagina's van de DOT: http://dot.astro.uu.nl/ De revolutionaire en zeer spectaculaire waarnemingen van de corona door de TRACE satelliet zijn te vinden op: http://vestige.lmsal.com/TRACE De actuele toestand van de activiteit op de zon en voorspellingen omtrent het noorderlicht zijn te vinden op: http://www.spaceweather.com/ ************* Figuren, bijschriften en bronvermelding figuur 1 : AR8704_kmbar.gif 999.877 bytes foto: G. Scharmer en L. Rouppe van der Voort, Royal Swedish Academy of Sciences bijschrift: Detail opname van een grote complexe zonnevlek. In de umbra, het donkere hart van de zonnevlek, steekt het sterke magneetveld loodrecht omhoog. Naar buiten toe waaiert het magneetveld steeds verder open en in de penumbra, de draderige stralenkrans rondom de umbra, ligt het magneetveld bijna horizontaal. Buiten de zonnevlek zien we de granulen, onregelmatig gevormde convectiecellen die warmte van binnen in de zon naar buiten transporteren. In de zonnevlek wordt convectief warmte transport sterk onderdrukt en is de temperatuur aanzienlijk lager. Tussen de granulen, in de donkere intergranulaire lanen, zijn heldere puntjes te onderscheiden, dit zijn sterke concentraties magneetveld. Deze zijn nog beter te onderscheiden in figuur 2. Het witte balkje in de linkerbovenhoek is 1000 km lang. figuur 2 : DOT_gband_brightpoints_1000km.gif 180.558 bytes foto: P. Suetterlin, Dutch Open Telescope (DOT) NB: Suetterlin is met u umlaut. bijschrift: Detail opname van een stuk zonsoppervlak ver weg van een zonnevlek: een stuk "rustige zon" (zonnevlekken en hun naaste omgeving heten "actieve gebieden"). De onregelmatig gevormde heldere lappen zijn de bovenste lagen van omhoogdrijvende convectie cellen. De cellen worden van elkaar afgescheiden door donkere banden, de intergranulaire lanen. Hier stort het gas zich met grote snelheid omlaag de diepte in. De kleine, heldere stippen zijn dwarsdoorsnedes van magneetveld concentraties, de fluxbuizen, waar we van bovenaf recht inkijken. Dit zijn de kleinste structuren op de zon die de huidige generatie telescopen kan onderscheiden. De witte balk linksboven meet 1000 km. figuur 3 : NSST_DOT_2.jpg 347.941 bytes foto: Rolf Kever bijschrift: De Nederlandse (links) en Zweedse zonnetelescopen gebroederlijk naast elkaar op het Canarisch eiland La Palma, misschien wel de beste plek op aarde voor waarnemingen van de zon. Regelmatig zorgen passaatwinden voor uiterst stabiele atmosferische omstandigheden, waardoor beide telescopen superscherpe beelden van het zonsoppervlak kunnen maken, zoals in figuur 1 (door de Zweedse telescoop) en figuur 2 (door de Nederlandse telescoop). De Nederlandse telescoop wordt bestuurd vanuit het Zweedse gebouw, wat de basis is voor een vruchtbare samenwerking tussen de twee onderzoeksgroepen. Op de achtergrond, achter de Zweedse toren en lager op de berg, is de grote koepel van de Brits-Nederlandse William Herschel telescoop te zien. figuur 4 : MDI_sunspotcartoon.tif 3.840.278 bytes of MDI_sunspotcartoon.gif 143.722 bytes illustratie: NASA / ESA bijschrift: Schets van de stromingen en temperaturen onder het oppervlak van een zonnevlek. Pijlen geven de richting en sterkte van de stromingen aan. Vlak onder het oppervlak is de stroming naar binnen en naar beneden gericht. Deze stromingen houden het magneetveld in de zonnevlek op hun plaats en geeft de hele zonnevlek stabiliteit. Buiten de zonnevlek is het ronddraaiende stromingspatroon van convectie zichtbaar. De kleuren zijn een indicatie van de temperatuur ten opzichte van de omgeving. Hieruit is af te leiden dat zonnevlekken ondiep zijn: vlak onder het oppervlak is het koeler (blauw) dan buiten de vlek. Daaronder is de temperatuur echter hoger dan erbuiten (rood). Hier worden de warme convectiecellen tegengehouden door het magneetveld en is er een overschot aan warmte. figuur 5 : tracewl_25Aug00.gif en trace171_25Aug00.gif tracewl_25Aug00.gif : 194.062 (links, zichtbaar licht (wl=wit licht)) trace171_25Aug00.gif : 335.114 (rechts, UV (171 Angstrom)) foto's: TRACE (Stanford-Lockheed Institute for Space Research/NASA) bijschrift: Ruimteopnames van de rand van de zonneschijf door de Transition Region and Coronal Explorer (TRACE). Links, in zichtbaar licht, zien we het oppervlak van de zon met twee zonnevlekken. Rechts, in ultra-violet licht, is de corona boven het zonsoppervlak te zien. Hier wordt het plasma volledig gedomineerd door het magneetveld. Het miljoenen graden hete plasma wordt gedwongen de magnetische veldlijnen te volgen en hierdoor worden de magnetische patronen van lussen en bogen keurig uitgelicht. We zien hoe de tegengestelde magnetische polen van de zonnevlekken in de corona verbonden worden door gesloten bogen. Ook is zichtbaar dat buiten de zonnevlekken nog veel meer magnetische activiteit gaande is. figuur 6 : C2C3protonsG.gif 287.749 bytes foto's: SOHO/LASCO (ESA & NASA) bijschrift: Een serie ruimteopnames van een coronale materie uitbarsting. Het verblindende licht van de zon wordt geblokkeerd door een masker, de zonneschijf wordt aangegeven door de witte cirkel. Door de projectie op het platte vlak lijkt de gaswolk naar rechts te worden uitgestoten, maar in werkelijkheid komt het gas met enige honderden kilometers per seconden op ons af. Binnen twee uur wordt de camera op het ruimteobservatorium SOHO al gebombardeerd door de snelste protonen, zichtbaar als witte ruis. figuur 7 : Sun_Earth_connection.gif 122.098 bytes illustratie: Steele Hill/NASA bijschrift: Schematische voorstelling van de werking van het aardmagnetisch "schild". Elektrisch geladen deeltjes afkomstig van de zon worden door het aardmagnetisch veld om de aarde heen gebogen en beschermt haar aardbewoners zo tegen de schadelijke straling. De lichtblauwe lijnen schetsen het aardmagnetisch veld en de paarse band is de buitenste rand van deze magnetosfeer. Zo ondoordringbaar als in deze tekening is het in werkelijkheid echter niet: bij krachtige uitbarstingen van de zon lekt plasma naar binnen en vindt uiteindelijk de opening naar de magnetische polen op de aardbol. Als plasma op de aardatmosfeer botst, veroorzaakt het de aurora (noorderlicht). figuur 8 : Edens6.jpg 27.026 bytes foto: H.E. Edens (www.weather-photography.com) bijschrift: Tijdens periodes van grote activiteit op de zon kan het noorderlicht ook op onze breedtegraden worden waargenomen. Zoals hier aan het Markermeer, op 11 April 2001. De streperige structuur in het rode licht wordt veroorzaakt doordat de geladen deeltjes de aardmagnetische veldlijnen volgen voordat ze op de atmosfeer botsen. ************* NB: mijn tekst editor is niet in staat alle nederlandse leestekens juist weer te geven, zoals accenten in "een" (1) (regel 3, een van de grootste zonnefysici) en het trema op de u in de naam P. Suetterlin.