Het waarnemen van zon en poollicht



  • Het waarnemen van de zon (Wim Zijlema)
      De zon is belangrijk voor het leven op de aarde en zorgt voor dat deel van het broeikaseffect waardoor de gemiddelde temperatuur hier zo'n 15ºC blijft. Ook speelt de zon een grote rol bij de groei van planten (fotosynthese) in de voedselketen. Deze presentatie vindt plaats in het kader van het International Heliophysical Year, precies 50 jaar na het International Geophysical Year. Eén van de doelstellingen is het bevorderen van het begrip van de fundamentele natuurkundige processen die de zon, de aarde en de omgeving van de zon (de heliosfeer) beheersen.

      De heliosfeer is het gebied waarin de zon door middel van de zonnewind nog invloed uitoefent. De begrenzing ervan is de heliopauze. De zonnewind is de voortdurende stroom van geladen (elementaire) deeltjes, afkomstig van de zon, die met een snelheid van zo'n 450 km/s (in rustige omstandigheden) het interplanetaire magneetveld (IMF) met zich meevoert.

      De deeltjes worden over het algemeen langs de veldlijnen van het aardmagnetische veld voorbij onze planeet geleid. Alleen rond de magnetische polen kan de zonnewind de atmosfeer binnendringen en op zeer hoge geografische breedtes poollicht veroorzaken. De zon is een gemiddelde ster in de Orionarm van het melkwegstelsel. Een omloop rond de kern duurt 240 miljoen jaar. Op de middellijn van de zon passen 109 aardbollen. De afstand tot de aarde bedraagt 150 miljoen kilometer, de (middelbare) leeftijd 4,5 miljard jaar en de temperatuur van het zichtbare oppervlak 6000 Kelvin. In het binnenste van de zon, waar de temperatuur en druk het hoogst zijn, wordt bij de fusie van waterstof tot helium massa omgezet in energie (E=mc2). Via de stralingszone verplaats deze energie zich in de vorm van straling (fotonen) in 20.000 jaar naar de convectiezone. Door stroming van de verhitte materie (convectie) kan de energie de afstand van 200.000 km overbruggen naar het oppervlak (fotosfeer) van de zon. De daarboven liggende laag die er bij zonsverduisteringen rood uitziet wordt de chromosfeer genoemd. Protuberansen en filamenten maken daar deel van uit. Het directe buitengebied van de zon is de corona, die alleen bij zonsverduisteringen of in speciale telescopen zichtbaar wordt. Eén van de prangende vragen is nog steeds waarom de corona zoveel heter is dan de fotosfeer.

      Omdat de zon uit plasma (een gas van geladen deeltjes) bestaat ontstaat in de convectiezone een gigantische magnetische activiteit die ondermeer de vorm van de protuberansen bepaalt en in de zonnevlekken tot uiting komt. De zonnevlekken konden vroeger (Chinezen, Grieken) alleen met het blote oog worden waargnomen als de omstandigheden gunstig waren. In de Middeleeuwen werd al een verband gelegd met poollicht (John van Worchester, 1128). Vanaf 1609 werd de telescoop gebruikt voor de waarnemingen en doken de namen op van Galilei, Harriot, Fabricius, Scheiner, etc. In 1843 ontdekte Schwabe de 11-jarige cyclus in de activiteit van de zonnevlekken.

      In de loop van een periode verplaatsen de zonnevlekken zich steeds verder naar de equator van de zon als gevolg van de differentiële rotatie en het opwinden van het magnetische dipoolveld (Carrington, Spörer). Door amateurs kunnen waarnemingen worden gedaan in zichtbaar licht, Ha-straling en radiostraling. Voor het overige is de professionele sterrenkunde verantwoordelijk. Let op de juiste voorzorgsmaatregelen ter voorkoming van oogbeschadiging. De activiteit van de zonnevlekken wordt vastgelegd in het Wolfgetal, waarin ook een persoonlijke correctiefactor is verwerkt. Ook kunnen de vlekken worden ingedeeld in verschillende types. De waarnemingen worden in Nederland gearchiveerd door de Werkgroep ZON van de KNVWS. Een overzicht van de aantallen zonnevlekken van 1620 tot heden besluit het eerste deel van deze presentatie. De kleine ijstijd tussen 1645 en 1705 is goed te herkennen.


  • Het waarnemen van poollicht(Wim Zanstra)
      Geomagnetische verstoringen worden hoofdzakelijk veroorzaakt door de veranderende elektrische stromen rond de aarde in de zonnewind en in de ionosfeer. Op hun beurt zijn daarvoor verantwoordelijk zijn gebeurtenissen op de zon zoals de röntgenflares, vaak gepaard gaande met proton events en massa uitbarstingen, de coronale gaten en plotselinge veranderingen in intensiteit van de ultraviolette straling.

      Behalve de coronale gaten vallen deze verschijnselen vaak samen met het optreden van actieve gebieden met zonnevlekken. Het is dan ook van belang om in eerste instantie met de telescoop of via het internet op www.spaceweather.com de zon in de gaten te houden en de activiteit van de vlekken te registreren. Deze website toont bovendien veel elementaire informatie over bovengenoemde activiteiten en geeft duidelijk aan wanneer dieper op de zaken moet worden in gegaan. Als voorbeeld kan een grote uitbarsting op de zon dienen die plaats vond op 20 januari 2005 in het actieve gebied met nummer 720. Grote hoeveelheden röntgenstraling en geladen deeltjes werden daarbij uit de zon geblazen. Van de uitstoot van materie werd een filmpje vertoond.

      Hoewel het actieve gebied 720 zich al dicht bij de westelijke rand van de zon bevond, bewoog toch een groot deel daarvan in de richting van de aarde en ontstond er een sterk verhoogde kans op poollicht op lagere breedtes. Door de GOES-satellieten werd al ruim 8 minuten na het begin van de uitbarsting de grote hoeveelheid röntgenstraling geregistreerd die de zon had verlaten. Het verloop in de tijd hiervan is te vinden in één van de grafieken op de website www.sec.noaa.gov. De hoogte is een maat voor de intensiteit van de straling en de driehoekige vorm geeft aan dat er tevens een coronale massa uitbarsting cme) in het spel moet zijn. In de grafiek van de Kp-index is te zien dat praktisch tegelijk met de uitbarsting het magnetische veld rond de aarde enige onrust ging vertonen. De uit de zon ontsnapte röntgenstraling stimuleerde de ionisatieprocessen in de ionosfeer en zorgde voor veranderingen in de elektrische stromingen daar ter plaatse en als gevolg daar weer van voor de magnetische storingen rond de aarde. Dit effect wordt een "sid" (sudden ionospheric disturbance) genoemd. Binnen een uur na het begin van de uitbarsting nam ook de flux van snelle protonen rond de aarde plotseling sterk toe. Deze deeltjes waren zeer snel van de zon naar de aarde gereisd. Ook dit effect is in een grafiek te vinden. De metingen van de snelheid en de dichtheid van de zonnewind in een punt op 1,5 miljoen kilometer vanaf de aarde en precies op een lijn tussen de aarde en de zon worden weergegeven door de protonmonitor op http://umtof.umd.edu/pm/. Duidelijk is daarop te zien dat op 21 januari vanaf 16.00 UTc de zonnewind een plotselinge snelheidsverhoging en dichtheidstoename onderging. Deze schokgolf was met een snelheid van ruim 1000 km/s onderweg naar de aarde en zou daar minder dan een half uur later aankomen. Als er poollicht zou komen dan was het nu wel bekend hoe laat. Metingen van het interplanetaire magnetische veld toonden aan dat de richting daarvan zodanig was dat het aardse veld daardoor verzwakt zou worden en dat de zonnewind gemakkelijk in de atmosfeer kon doordringen en poollicht kon veroorzaken. Zie http://www.sec.noaa.gov/ace. En inderdaad gebeurde dat in de vroege avond van 21 januari 2005. Helaas was gedurende de afgelopen vlekkencyclus de beginsnelheid van een massa uitbarsting niet te bepalen en daarmee het exacte tijdsverloop tussen de uitbarsting het poollicht evenmin. Met het nieuwe STEREO satelliet systeem moet dat de komende tijd beter worden.

      Ook in periodes met weinig of geen zonnevlekken verschijnt op hogere breedtes (Lofoten, www.polarlightcenter.com) regelmatig een versterkt poollicht. Hiervoor verantwoordelijk zijn de coronale gaten op de zon van waaruit een sterk versnelde zonnewind kan ontsnappen. Gebeurt dat in de richting van de aarde dan kan ook weer een verzwakking van het magnetische veld optreden en kan de nu langzaam toenemende zonnewind beter doordringen in de atmosfeer. Het effect is minder heftig dan na een coronale massa uitbarsting. Een combinatie van beide oorzaken komt ook voor en kan zeer sterk poollicht veroorzaken tot dicht bij de aardse evenaar. Een magnetische SToring door Aangroeiende ZonneActiviteit (STAZA, ontdekt door STAmmes en ZAnstra) wordt tenslotte veroorzaakt door het over de rand komen van een sterk actief gebied op de zon met veel ultraviolette straling die de ionosfeer beïnvloedt. Dit effect is echter te zwak om poollicht te veroorzaken. Tot slot de verzamelsite: http://sidc.oma.de.

      Wtz / Aamh