Van zonnevlek tot noorderlicht



  • Inleiding
      De zon kan worden gezien als een "gemiddelde" ster waaraan het leven op de aarde te danken is. In vergelijking met onze planeet heeft de zon een diameter van 109 aardse diameters, een volume van 1.300.000 aardbollen en een massa van 330.000 aardmassa's. In de zichtbare fotosfeer heerst een temperatuur van rond de 5500 graden.

      De afstand van de zon tot de aarde bedraagt afgerond 150.000.000 km, of 1 Astronomische Eenheid (AE). Het licht heeft 8,3 minuten nodig om deze afstand te overbruggen.

      Ten gevolge van de zwaartekracht ontstaan in het inwendige van de zon de voorwaarden om bepaalde kernreacties op gang te brengen. Daarbij wordt voornamelijk waterstof omgezet in helium. Bij deze reacties komt een grote hoeveelheid energie vrij die zich een weg zoekt naar buiten en die de zon verlaat in de vorm van elektromagnetische straling (o.a. zichtbaar licht) en een zonnewind van snelle elektrisch geladen deeltjes.

      De hoeveelheid zonnevlekken kan worden beschouwd als een maat voor de activiteit van de zon. Op de aarde en andere planeten is dit onder andere herkenbaar aan het gedrag van het magnetisch veld en het voorkomen van poollicht.
  • Waarschuwing bij het zelf waarnemen van de zon
      Laag boven de horizon, of door een dunne sluierbewolking kan de zon met het blote oog worden waargenomen. Een enkele keer is er een vlek op te zien. Meer details (kleinere vlekken) verschijnen in de verrekijker.

      Is de zon feller dan kan met behulp van deze kijker een beeld van de zon worden geprojecteerd. Kijk nooit zonder bescherming voor de ogen rechtstreeks naar de felle zon, ook niet door een telescoop.

      Een betere methode om de zon waar te nemen is met een grotere sterrenkijker bij vergrotingen vanaf 40 maal. Hierbij moet verreweg het meeste licht door een objectieffilter worden tegengehouden om oogbeschadiging te voorkomen. Goede zonnefilters zijn voor elke telescoop in de handel verkrijgbaar.
  • Zonnevlekken en actieve gebieden
      De energetische activiteit van de zon komt in eerste instantie tot uiting in de 11-jarige cyclus van de zonnevlekken. Zonnevlekken kunnen als eenling voorkomen, in paren en in grotere groepen of activiteitsgebieden.

      Het zijn koelere (donkerder) verstoringen van de fotosfeer en de erboven liggende chromosfeer. Zij hebben een levensduur van enkele uren tot enkele maanden en worden vaak omgeven door lichtere (hetere) gebieden in de fotosfeer.

      Als maat voor de hoeveelheid vlekken geldt het Relatieve Zonnevlekkengetal (Wolfgetal) dat gelijk is aan de som van het totale aantal afzonderlijke vlekken (f) en 10 maal het aantal groepen (g):

      R = k (f + 10.g)


      Hierin is k een persoonlijke correctiefactor die ervoor zorgt dat de waarneming gestandaardiseerd wordt en vergeleken kan worden met de waarnemingen van anderen. De factor k wordt achteraf bepaald en hoeft niet constant te zijn.

      De werkgroep Zon (keespauw@planet.nl) kan eventueel behulpzaam zijn bij de bepaling van de persoonlijke factor. Maandelijks worden de gestandaardiseerde waarden van het Zonnevlekkengetal gepubliceerd door het Sunspot Index Data Center. Na een jarenlange reeks van waarnemingen kan een indruk worden verkregen van de 11-jarige cyclus. Verder is het mogelijk de activiteit van de zonnevlekken bij te houden via de website www.spaceweather.com, zeer geschikt als startpagina.
  • Actieve gebieden met het blote oog
      Soms, vooral tijdens het maximum van de cyclus, kan een activiteitsgebied zo groot worden dat het met het blote oog te zien is. Kijk hierbij wel door een lasglas, een eclipsbrilletje, of het objectieffilter van de telescoop. Ook kan (door de telescoop gezien) een deel van zo'n gebied kortstondig fel oplichten en helderder worden dan de normale rustige fotosfeer. Er is dan sprake van een zonnevlam (flare).

      Dergelijke verschijnselen duiden op een sterk verhoogde plaatselijke activiteit van de zon. De site www.spaceweather.com maakt hier zeker melding van en geeft waarschuwingen af voor geomagnetische stormen en poollicht. Nauwkeurige informatie over de afzonderlijke actieve gebieden en vlekken op de zon wordt verstrekt door het Big Bear Solar Observatory in Californië.

      Zeer actieve gebieden op de zon kunnen plotseling aanzienlijke verhogingen laten zien van bijvoorbeeld de intensiteit van de radiostraling en de röntgenstraling (X-ray flares), die gepaard kunnen gaan met grote massa uitbarstingen (coronal mass ejections of cme's). Bevindt een actief gebied zich midden op de zonneschijf dan is de kans groot dat de massa uitbarsting naar de aarde is gericht om daar na een aantal dagen verstoringen in het magneetveld te veroorzaken en de grens van het poollicht naar lagere breedtes te verleggen.

      De materie die afkomstig is uit een actief gebied op de zon kan in de hogere lagen van de corona aanleiding geven tot het ontstaan van radio straling die bijvoorbeeld gemeten kan worden op frequenties rond de 50 MHz (VHF) als een verhoging van de ruis. Dit is meestal ook een indicatie dat er zich processen afspelen die kunnen leiden tot poollicht. Besef dat de straling er 8,3 minuten over doet om van de zon naar de aarde te reizen. (Met dezelfde apparatuur op dezelfde frequenties is het tevens mogelijk reflecties van radiostraling via meteoren te ontvangen). Zie: www.astro.phys.ethz.ch/.

      Een plotselinge uitbarsting in een actief gebied maakt zich in eerste instantie kenbaar door een snelle toename van de intensiteit van de röntgenstraling. Er is dan sprake van een X-ray flare. De geostationaire GOES-satellieten houden hier keurige grafieken van bij in real time. Zij zijn te volgen op de website van de NOAA: www.sec.noaa.gov/sxi/latest.html.

      Ruwweg zijn er twee types te onderscheiden. Flares waarbij na de piek de intensiteit weer snel daalt en flares waarbij de daling van de intensiteit langzaam verloopt. De ervaring leert dat er in het tweede geval sprake is van een massa uitstoot. In de grafiek ziet zo'n flare er dan driehoekig uit. Het is de massa uitstoot die het meeste effect op de aarde zal hebben. De plotselinge verhoging van de röntgenintensiteit is na 8,3 minuten merkbaar bij de aarde doordat de stromingen in de ionosfeer veranderen (sudden ionospheric disturbances, of sids) waardoor verstoringen optreden in het magneetveld van de aarde. Deze effecten kunnen met magnetometers of door middel van radio-ontvangst (HF, VLF) overdag worden waargenomen.

      Magnetometers zijn heel geschikt om zelf te bouwen, maar zijn ook in vele instituten over de hele aarde verspreid aanwezig en via allerlei websites in real time af te lezen. Zie bijvoorbeeld: http://spider.irf.se/mag/ die het gedrag van het magneetveld te Kiruna weergeeft. Een massa uitstoot wordt al snel na het ontstaan zichtbaar op de opnamen van de SOHO satelliet die een permanent uitzicht heeft op de zon vanaf een afstand van 1,5 miljoen km van de aarde. Meestal toont www.spaceweather.com daarvan een filmpje of komt er een melding.

      Als bijproduct van een massa uitbarsting kunnen er snelle protonen (positief geladen elementaire deeltjes, kernen van waterstof-atomen) uit de zon ontsnappen die al binnen een uur na het begin van de X-ray flare in de omgeving van de aarde door de GOES-satellieten kunnen worden geregistreerd. Men noemt dit een proton-event. De grafiek in real time hiervan is te vinden op de site van de NOAA. De snelle protonen kunnen schade toebrengen aan de gevoelige apparatuur in de ruimte.
  • Grote filamenten
      Een filament is een langgerekte wolk materie (geladen deeltjes, plasma) boven de "oppervlakte" van de zon en opgesloten in een "buis" van magnetische veldlijnen. Vanaf de aarde gezien bevindt een filament zich voor de zonneschijf. De uitstekende slierten materie ervan aan de rand van de zon noemt men protuberansen.

      De filamenten worden goed zichtbaar in een telescoop die voorzien is van een Ha-filter die alleen het rode licht van waterstof doorlaat. Op vele websites worden hiervan opnamen getoond, bijvoorbeeld http://www.bbso.njit.edu/. De filamenten steken donker af tegen de achterliggende zonneschijf, omdat zij koeler zijn en de straling van het zonsoppervlak absorberen en naar alle richtingen weer uitzenden.

      Bij het ineenstorten van een filament kan een uitbarsting ontstaan van elektromagnetische straling (Hyder-flare) en materie (cme). Een verhoging van de radioruis is een teken dat er in de corona van de zon iets aan de hand is. Een Hyder-flare wordt ook zichtbaar in het röntgengebied en in real time geregistreerd en weergegeven door de geostationaire GOES-satellieten. Zie: www.sec.noaa.gov/sxi/latest.html. Het verschil met de eerder genoemde X-ray flares is dat een Hyder-flare veel langzamer aangroeit tot een maximum en daarna nog uren kan aanhouden.

      De driehoekige vorm van de grafiek (massa is traag) duidt op een aan de flare gekoppelde massa uitbarsting (cme). Hyder-flares hebben geen link met een actief gebied van zonnevlekken. De cme wordt door de SOHO-satelliet geregistreerd en veelal snel weergegeven door www.spaceweather.com.
  • Coronale gaten
      Een derde verschijnsel op de zon dat aandacht verdient in verband met een eventueel optreden van geomagnetische verstoringen en poollicht op lagere breedtes is het voorkomen van coronale gaten. De website www.spaceweather.com maakt ook hier dagelijks melding van. Een coronaal gat is een gebied in de corona waar de materiedichtheid extreem laag is. Het wordt geassocieerd met "open" magnetische veldlijnen en vertoont zich als een donker gebied op opnamen in röntgenstraling.

      In de coronale gaten ligt de oorsprong van de snelle zonnewind, waardoor poollicht zich kan uitbreiden. Gedurende het minimum van de zonnevlekkencyclus komen coronale gaten voor op de hogere breedtes van de zon. Tijdens het maximum nestelen zij zich meer op lagere breedtes en kunnen zij aan de wieg staan van auroraverschijnselen en geomagnetische verstoringen.
  • Zonnewind en interplanetair magneetveld
      De zon zendt voortdurend in alle richtingen een stroom (geladen) deeltjes uit die zich uitstrekt tot voorbij de grenzen van het zonnestelsel: de zonnewind. De snelheid hiervan bedraagt in de buurt van de aarde in een rustige situatie ongeveer 400 km/s. Er zijn dus 100 uren (ruim 4 dagen) nodig om van de zon naar de aarde te reizen. (De elektromagnetische straling doet er slechts 8,3 minuten over).

      Met de zonnewind (een stroom van geladen deeltjes) wordt het interplanetaire magnetische veld (IMF) meegevoerd, dat zich in de buurt van de aarde samenvoegt met het aardse magneetveld. Het gedrag van de zonnewind en het IMF wordt op een afstand van 1,5 miljoen kilometer van de aarde geregistreerd door de satellieten SOHO en ACE. Hun websites geven hiervan grafieken in real time. Zie: http://umtof.umd.edu/pm/ en http://www.swpc.noaa.gov/ace/.

      In een rustige situatie kunnen de deeltjes van de zonnewind moeilijk in de aardse atmosfeer terechtkomen. Zij worden grotendeels door het aardmagnetische veld omgeleid. Er zijn dan ook weinig magnetische verstoringen en er is geen poollicht op lagere breedtes. Wanneer echter door uitbarstingen en coronale gaten op de zon een grote golf van (geladen) materie de ruimte in wordt geslingerd en de snelheid van de zonnewind wordt verhoogd, wordt alles anders. Er komen dan meer en snellere geladen deeltjes op de aarde af in de vorm van een schokgolf. Het IMF kan daarbij zodanig worden vervormd (de z-component Bz van het IMF wordt negatief, zuidelijk) dat daardoor het aardse magnetische veld wordt verzwakt en zijn beschermende werking tegen de zonnewind verliest.

      Dit alles wordt keurig geregistreerd door de SOHO en de ACE en is van hun websites in real time af te lezen. Het moment waarop de schokgolf bij de SOHO en de ACE aankomt, is dus precies te bepalen. Daarna moet de schokgolf nog de afstand van 1,5 miljoen kilometer naar de aarde overbruggen. Afhankelijk van de snelheid, die tot boven de 1000 km/s kan oplopen, duurt dat nog ongeveer een half uur tot een uur. Het is tijd om waarschuwingen te laten uitgaan naar de waarnemers van poollicht. Over het algemeen geeft de website www.spaceweather.com al informatie over boven beschreven situatie.

      Voorspellingen van poollicht zijn in een eerder stadium erg onnauwkeurig, omdat de reistijd van een schokgolf niet goed te bepalen is. Het probleem ligt in de onbekende beginsnelheid. Bij de langzaam oplopende snelheid van de zonnewind uit een coronaal gat is het eveneens moeilijk om het juiste moment van poollicht vroegtijdig te voorspellen. In dit geval kan het beste worden gewacht op de bijbehorende magnetische verstoringen.
  • Geomagnetische stormen en poollicht
      De stroom deeltjes van de schokgolf treedt tenslotte bij de polen de aardatmosfeer binnen en veroorzaakt sterke magnetische verstoringen en poollicht tot op lagere breedtes. Met een eigen magnetometer of via het internet (http://spider.irf.se/mag/) kunnen deze geomagnetische stormen worden waargenomen.

      Een maat voor de geomagnetische verstoring is de Kp-index. Deze wordt achteraf berekend als een gemiddelde over drie uren. De waarde kan variëren van 0 tot en met 9. Hoe hoger de waarde, hoe zuidelijker de begrenzing van de poollicht-ovaal. Vanaf Kp = 6 kan vanuit Nederland al poollicht worden waargenomen, of door middel van reflectie van radiogolven (VHF) worden geregistreerd. Het verloop van de Kp-index wordt bijgehouden in een grafiek op de site www.sec.noaa.gov. Een verwachting van de waarde van de Kp-index is te vinden op http://www.swpc.noaa.gov/rpc/. Veel nieuws over het poollicht geeft de website www.poollicht.nl. Het spreekt vanzelf dat aan een aantal extra voorwaarden moet worden voldaan om het poollicht visueel te kunnen waarnemen.
  • Conlusie
      Langs boven beschreven weg is het mogelijk een redelijke verwachting op te maken van het optreden van poollicht op lagere breedtes. De onnauwkeurigheid daarin verdwijnt voor een groot deel als de schokgolf of de snelle zonnewind de SOHO en de ACE satellieten zijn gepasseerd.

      Verschillende websites hebben handige waarschuwingssystemen (sms, e-mail) in het leven geroepen. In het digitale tijdperk is het heel gemakkelijk geworden om het gedrag van de zon te bestuderen, zowel met behulp van eigen waarnemingen als via de gegevens die veelal in real time op het internet verschijnen.

      Toch kan er behoefte zijn aan persoonlijk contact met gelijkgestemde waarnemers. Deze vindt men bijvoorbeeld bij de Stichting Weer- en Sterrenkunde Eemsmond (www.kijkeensomhoog.nl) of bij de Werkgroep Zon van de KNVWS (keespauw@planet.nl).

  • Poollicht stamboom
    |
    Zonnevlekken / Actieve gebieden
    www.spaceweather.com
    http://sidc.oma.be/index.php3
    |
    Blote oog gebieden / Grote filamenten / Coronale gaten
    www.spaceweather.com
    www.bbso.njit.edu/
    |
    Röntgenflares / Hyderflares / Sids / CME's / Radioruis / Protonevents
    www.sec.noaa.gov/sxi/latest.html
    http://spider.irf.se/mag/
    www.spaceweather.com
    www.astro.phys.ethz.ch/
    www.sec.noaa.gov/
    |
    Schokgolven / Snelle zonnewind / IMF (Bz)
    http://umtof.umd.edu/pm/
    http://www.swpc.noaa.gov/ace/
    |
    Geomagnetische stormen
    www.spaceweather.com
    http://spider.irf.se/mag/
    www.sec.noaa.gov
    http://www.swpc.noaa.gov/rpc/
    |
    Poollicht
    www.spaceweather.com
    www.poollicht.nl


    Home