Je leest:

De doorzichtige zon

De doorzichtige zon

Auteur: | 1 juni 2004

Je moet nooit ‘nooit’ zeggen. Wat aanvankelijk onmogelijk lijkt, blijkt soms naderhand toch te kunnen. Lange tijd hebben we gedacht dat we nooit directe waarnemingen zouden kunnen verkrijgen van het binnenste van de zon, en dat we nooit door de zon heen afbeeldingen konden verkrijgen van verschijnselen aan de achterzijde van de zon. Nu blijkt de zon in zekere zin doorzichtig, door een techniek waarmee we ook aardbevingen onderzoeken.

Ergens op aarde vindt een aardbeving plaats. Seismografen, elders geplaatst, noteren de trillingen. Zo verkrijgt men een seismogram. Deze hebben alle een standaardstructuur. Eerst verschijnen de primaire golven (P), daarna de secundaire golven (S) en ten slotte de oppervlaktegolven (L). De P-golven zijn drukgolven, wat betekent dat dit soort golven bestaat uit regelmatige samendrukkingen en expansies van de materie overal langs het traject van die golf. Deze verdichtingen en verdunningen planten zich net als geluidsgolven voort. De S-golven zijn transversale golven: materie beweegt, zonder zich samengeperst te worden, loodrecht op de bewegingsrichting op en neer. Ook de L-golven zijn transversaal, maar deze bewegen zich niet door de aarde maar langs het oppervlak; je kunt ze vergelijken met de golven aan het zeeoppervlak.

Artist’s impressions van het inwendige van de zon berusten de laatste jaren steeds minder op fantasie. Dankzij het onderzoek aan zonnebevingen wordt steeds meer duidelijk hoe de zon in elkaar steekt. ( Illustratie: Mark Garlick)

Elk van deze golven heeft zijn eigen voortplantingssnelheid daarom komen ze niet op hetzelfde tijdstip aan bij de seismograaf. Doordat deze voortplantingssnelheid afhangt van de dichtheid en de temperatuur in het inwendige van de aarde, verschaffen ze ons inlichtingen over deze grootheden. Een ander aspect is dat de S-golven zich niet door een vloeistof kunnen voortplanten. Gebleken is dat deze golven niet waargenomen worden aan de andere kant van de aarde, in gebieden die zich precies tegenover de haard van de beving bevinden. Dit is een aanwijzing dat de kern van de aarde vloeibaar is.

Zonnebevingen Vonden er op de zon nu ook maar zonnebevingen plaats en konden we ook maar seismografen plaatsen op het zonsoppervlak, dan zouden we met betrekking tot de zon hetzelfde kunnen doen. Voor het eerste is gezorgd en wel in overvloed. Voortdurend vinden er op en onder het oppervlak en dieper in de zon trillingen plaats. De granulatiekorrels die we aan het oppervlak zien, vertonen wilde bewegingen van het gas in de buitenste 200.000 km van het zonnelichaam. Ook in de buurt van de kern van de zon vinden dat soort bewegingen plaats. Deze min of meer chaotische, turbulente bewegingen zijn de bronnen van golven die door de zon lopen. Hun voortplantingssnelheid wordt bepaald door de druk en de temperatuur ter plaatse en is dus overal verschillend langs het traject dat de golf aflegt. Doordat de temperatuur en de druk van buiten naar binnen toenemen, lopen de golven langs gekromde banen waarvan de vormen sterk afhankelijk zijn van het verloop van de temperatuur en druk in het binnenste van de zon. Juist zoals dat bij de aarde het geval is, met dit verschil dat er niet sprake is van 1 (aardbevings)bron, maar van honderdduizenden bronnen van zonnebevingen

Om het verschijnsel nader te begrijpen, verwijzen we naar een orgelpijp. De lucht in een orgelpijp worden in trilling gebracht en als gevolg daarvan ontstaat een geluidstoon. De toonhoogte is afhankelijk van de lengte van de orgelpijp en van de gasdruk en temperatuur daarin. De laatste grootheden zullen hier op aarde niet erg variëren, waardoor het vooral de lengte van de pijp is die de toonhoogte bepaalt. Golven met golflengten die niet een geheel aantal malen in de pijp passen, zijn niet hoorbaar, omdat ze snel uitdempen. De pijplengte selecteert de juiste toonhoogte. Zo is het ook in de zon. Golven lopen door het zonnelichaam, maar anders dan in de orgelpijp gebeurt dat langs een gebogen lijn. Ze kaatsen tegen het oppervlak en vervolgen hun weg langs een volgende kromme lijn (zie fig. 1).

Figuur 1. De loopbanen van enkele drukgolven door het inwendige van de zon. ( Naar Christensen-Dalsgaard e.a., 1996)

Alleen die golven waarvan de golflengte ‘past’ in de lengte van het afgelegde parkoers zullen blijven bestaan. Deze golven manifesteren zich als op en neergaande bewegingen van het oppervlak van de zon. Deze golfbewegingen zijn meetbaar: dit is onze seismograaf! Maar er zijn wel enkele moeilijkheden te overwinnen.

De eerste moeilijkheid is dat de trillingsbewegingen waar we naar zoeken amplitudes hebben van slechts decimeters per seconde. Deze sneeuwen onder in de andere, veel grotere snelheden aan het zonsoppervlak. In de eerste plaats zijn dit de bewegingen van de granulatiekorrels. Deze hebben snelheden van de orde van een kilometer per seconde, tienduizenden malen groter! Het is alsof we aan het strand staan en metershoge brandinggolven op ons af zien komen. Maar we interesseren ons daar niet voor en willen slechts minuscule rimpeltjes met amplitudes van niet meer dan enkele tiende delen van een millimeter opsporen! Hoe dit te doen?

Bij de metingen maken we gebruik van het dopplereffect. Dit zegt dat een spectraallijn in het spectrum van naar ons toe komende materie naar kortere golflengten in het spectrum verschoven wordt, terwijl het omgekeerde geldt voor materie die zich van ons af beweegt. Snelheden van een decimeter per seconde leiden echter slechts tot een golflengteverplaatsing van de orde van een miljoenste van de golflengten. Dat lijkt onmeetbaar klein, maar dat is niet zo!

De volgende moeilijkheid is dat de zon een reusachtig orgel is waarvan het aantal ‘pijpen’, het aantal mogelijke trillingswijzen, in de miljoenen loopt. Bovendien zijn er, evenals bij de aarde, drie verschillende trillingsmogelijkheden. De belangrijkste daarvan zijn de drukgolven. Deze heten ook hier de p-golven, maar ditmaal staat ‘p’ voor het Engelse ‘pressure’. Dan zijn er de golven, waarbij ‘g’ staat voor graviteit en ten slotte zijn er de f-golven, oppervlaktegraviteitgolven, ook in dit geval te vergelijken met de golven aan het oppervlak van de zee. De drukgolven zijn het belangrijkst.

Wanneer we onze aandacht richten op een klein deel van het oppervlak van de zon, dan zien we dat dit in een chaotisch aandoende, voortdurend op en neergaande beweging verkeert, ten gevolge van het onnoemelijk grote aantal golven dat op dit kleine deel van de zon inwerkt (fig. 2). Het komt er nu op aan om dit golfpatroon te analyseren en het te ontleden in zijn afzonderlijke trillingen. Met andere woorden: we gaan na welke verschillende golven op dit deel van de zon inwerken.

Figuur 2. Trillingen van een deel van het zonsoppervlak gedurende 200 seconden. De grootste amplitude is ca. 1 meter per seconde. ( Gegevens: BISON-netwerk.)

Zo vinden we dat op het onderzochte deel van de zon een groot aantal golven gesignaleerd kan worden, elk met zijn eigen frequentie. De frequentie is het omgekeerde van de periode en dat, op zijn beurt, is de tijd die nodig is voor 1 trilling. Op de zon hebben we meestal te doen met trillingsperioden van tussen ongeveer 3 en 8 minuten, dus 180 tot 480 seconden. De daarmee overeenkomende frequenties zijn dan 1/180 en 1/480 hertz, in dit geval dus 5,5 en 2,1 millihertz (mHz) of 5500 en 2100 microhertz. De amplitude van de gemeten trillingen zegt iets over hun energie. We maken nu een diagram, waarbij we streepjes zetten bij de gemeten frequenties; hun lengte is evenredig met de energie van de betreffende trilling. Men noemt dit het trillingsspectrum van dit deel van de zon (fig. 3). De twee grootheden, frequentie en amplitude, zijn de gegevens die de analyse van de zon mogelijk moeten maken.

Men kan ook een andere weg volgen en niet 1 stukje van het zonsoppervlak bestuderen, maar de zon als geheel. Ook dan krijgt men een trillingsspectrum dat ons toont welke golven in de zon als geheel waarneembaar zijn. Dit levert uiteraard minder gegevens op dan wanneer men over spectra van de diverse delen van het oppervlak van de zon beschikt.

Figuur 3. Een van de eerste trillingspectra van de gehele zon. ( Grec et al., 1983)

Ook rotatie speelt een rol

De zon draait om zijn as. Voor ons gezien komt het oostelijke deel naar ons toe en gaat de westzijde van ons af. Als ik nu een trilling van een bepaalde frequentie beschouw in het oostelijke deel van het zonnelichaam, dan zal de daar gemeten frequentie als gevolg van het dopplereffect iets groter zijn dan wanneer de zon niet om zijn as zou mildraaien. Dezelfde redenering voor het westelijke deel levert daar een iets kleinere frequentie op.

Dit betekent dat we, als we het trillingspectrum voor de hele zonneschijf bezien, van elke trilling twee componenten zullen waarnemen. Dit geeft ons aanwijzingen over de snelheid waarmee de zon om zijn as draait, en dit geldt niet alleen voor de oppervlaktelagen maar ook voor het inwendige. In het trillingspectrum zien we de frequentielijnen verdubbeld. Dit levert de mogelijkheid de inwendige rotatiesnelheden van de zon te bepalen.

Van spectrum naar de echte zon Het is nu de kunst om uit de enorme massa van waargenomen trillingsfrequenties de inwendige structuur van de zon te weten te komen. Belangrijk is dat elke frequentie ons in twee gegevens (frequentie en amplitude) iets vertelt over het verloop van temperatuur, dichtheid en rotatiesnelheid van het inwendige langs het hele parkoers dat door die bewuste golf is afgelegd. Een ander aspect is dat de voortplantingssnelheden van de golven ook afhangen van de scheikundige samenstelling van het doorlopen gas. Ook die zal met de diepte variëren.

Tegenover deze moeilijkheden staat echter het voordeel is dat we te doen hebben met een zeer groot aantal trillingsfrequenties en de analyse van elk daarvan moet uiteindelijk hetzelfde beeld van het zons-inwendige opleveren. Het komt dus aan op het ‘gelijktijdig’ terugrekenen, het zogenoemde simultane inverteren, van een enorm aantal integraalvergelijkingen en het resultaat daarvan moet ook nog in overeenstemming zijn met de natuurkundige vergelijkingen die de inwendige structuur van de zon regelen. Er zijn dus vele klemmende rand- en beginvoorwaarden die de rekenaar onverbiddelijk terugroepen mocht het ergens fout gaan. Een lastig maar intrigerend rekenkundig probleem dat met succes is aangepakt met grote, speciaal geprogrammeerde computers.

Netwerken en een satelliet We hebben het nog niet gehad over de wijze waarop de metingen verkregen worden: dat is wél de basis van alles. Om over een bruikbaar stel metingen te beschikken, is het absoluut nodig de zon continu waar te nemen, 24 uur per etmaal. Een spectaculaire poging werd eind jaren ’80 ondernomen door een groep die een telescoop plaatste op de zuidpool van de aarde. In ieder geval kan men zo gedurende een half jaar de zon continu waarnemen, zo lang bewolking tenminste geen roet in het eten gooit. Praktische bezwaren hebben later geleid tot het inrichten van een aantal netwerken bestaande uit zes identieke telescopen geplaatst op verschillende plaatsen, gelijkmatig verdeeld over de aarde, zodat de zon in het algemeen minstens door één en meestal door twee, soms zelfs drie instrumenten tegelijk waargenomen kan worden. Als voorbeelden noemen we de netwerken GONG (Global Oscillation Network Group) en BISON (Birmingham Solar Oscillation Network). Het GONG-netwerk werkt sinds 1995 en blijkt voor 93% van de tijd effectief te zijn. BISON werkt sinds 1993. Een kleiner netwerk is IRIS, dat uit vier observatoria bestaat.

De zes locaties van het GONG-netwerk.

Deze en andere netwerken hebben uitstekend materiaal opgeleverd, maar een belangrijke doorbraak werd geleverd door de lancering van de Europese satelliet SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), een gevaarte van bijna 2 ton zwaar. SOHO werd gelanceerd op 2 december 1995 en is geplaatst in het eerste libratiepunt van het aardezonsysteem. Dit is een punt in de ruimte bij de aarde, anderhalve mildraaien. joen kilometer in de richting van de zon. Een object dat daar geplaatst is, blijft met de aarde mee in één jaar om de zon draaien. SOHO is continu op de zon gericht en levert zo 24 uur per etmaal, jaar na jaar prachtige gegevens op over de zon, haar activiteit, het explosief uitstromen van zonnegassen en – voor dit verhaal van belang – de zonnebevingen. Daarvoor zijn niet minder dan vier instrumenten aan boord: GOLF (Global Oscillations at Low Frequencies), VIRGO (Variability of solar IRradiation and Gravity Oscillations), SOI (Solar Oscillation Investigation) en MDI (Michelson Doppler Imager). Elk daarvan concentreert zich op enkele aspecten van het probleem en tezamen leveren ze een ongelofelijke schat aan gegevens op. De resultaten die in de volgende twee paragrafen besproken worden, zijn gebaseerd op de hierboven genoemde netwerken en voor een belangrijk deel op de metingen van SOHO.

Samenstelling en rotatie van het zonsinwendige Omdat de voortplantingssnelheid van golven mede afhankelijk is van de scheikundige samenstelling van het gas waardoor de golven lopen, kan men uit een analyse van de trillingsspectra van de zon gegevens afleiden over het verloop van de diepte in het zonnelichaam. Zo is gevonden dat het gewichtsgehalte van het helium in de buitendelen van de zon 0,249 bedraagt. Dit betekent dat van een gram materie in de buitendelen van de zon ongeveer een kwart heliumgas is. Dit is in overeenstemming met de kosmische samenstelling – praktisch de hele kosmos heeft dit heliumgehalte. Interessanter is dat in het middelpunt van de zon het heliumgehalte veel hoger is; het bedraagt daar 0,635. Dit is een gevolg van het feit dat in het binnenste van de zon al meer dan 4,5 miljard jaren kernfusie plaatsvindt, waarbij waterstof in helium wordt omgezet. Niet alleen dit ene getal is bekend; we weten nu het precieze verloop van het heliumgehalte met de diepte en evenzo kennen dit gegeven voor enkele andere scheikundige elementen.

Ook over de rotatie van de zon is het een en ander geleerd. We wisten al, door bestudering van de snelheid waarmee het oppervlak van de zon om zijn as roteert, dat aan de buitenkant sprake is van differentiële rotatie. De equatoriale delen van het zonsoppervlak hebben minder tijd nodig om eenmaal om hun as te draaien dan de delen op hogere breedten. Analyse van de zonnetrillingen heeft het rotatiebeeld van figuur 4 opgeleverd. Deze figuur toont hoe de rotatiesnelheid met de diepte varieert, en dat voor verschillende breedtegraden. De allerbuitenste dertig procent van de zon roteert met vervlekken schillende snelheden, maar de binnendelen roteren als een star lichaam. Dit is het geval vanaf een punt op ongeveer 0,72 van de zonnestraal van de kern verwijderd. Dit getal komt overeen met de onderkant van de convectiezone, het gebied waarop stijgende en dalende bewegingen plaatsvinden, die we aan de buitenkant als granulatie waarnemen. De precieze ligging van de onderkant is op 0,718 van de zonnestraal.

Figuur 4. Rotatie van het inwendige van de zon. De kleuren geven de rotatiesnelheid weer. Deze is uitgedrukt in nanohertz (nHz). Als voorbeeld: 320 nHz komt overeen met een omwenteltijd van 36 dagen; 460 nHz met 25 dagen. ( Uit Thompson e.a., 2003).

Heel bijzonder is dat men zelfs heeft kunnen vaststellen dat de afmeting van de zon varieert gedurende de zonnecyclus. Tussen 1996 (het minimum van de zonsactiviteit) en 2001 is de zon ongeveer vijf kilometer kleiner geworden. Het ligt in de lijn der verwachtingen dat de zon de komende jaren weer wat groter wordt.

Door de zon heen kijken Een zonnevlek is een magnetische verstoring aan het zonneoppervlak. Ook ligt het oppervlak van zonne vervlekken enkele honderden kilometers lager dan het gemiddelde oppervlak. De gedachte kwam op dat men zonnevlekken zou kunnen opsporen, doordat golven die van zonnevlekken uitgaan zich anders gedragen dan die welke afkomstig zijn van ongestoorde delen van het oppervlak (afb. 5). Dit blijkt inderdaad zo te zijn. Als voorbeeld tonen we in figuur 6 de zon op vijf verschillende tijdstippen: 1 maart, 15 maart, 28 maart, 11 april en 24 april 2001. Op elk van deze tijdstippen is de zon een halve slag gedraaid ten opzichte van het voorafgaande tijdstip en wat zich op het eerste tijdstip aan de achterkant van de zon bevond, ligt op het volgende aan de voorkant en omgekeerd. De afbeeldingen tonen dat het inderdaad mogelijk is iets vast te stellen over de structuren aan de achterzijde van het zonnelichaam.

Figuur 5. Baan van golven afkomstig uit een activiteitsgebied op de zon.

Het Stanford Instituut in Californië heeft zich hier verder in verdiept en levert nu op internet van dag tot dag een afbeelding van de achterzijde van de zon. Gegevens zoals deze zijn van belang voor de zonnebewaking, omdat zonnevlekken, op zichzelf redelijk stabiele structuren, de kernen zijn van activiteitsgebieden. Zo kan men op tijd de haard van een eventuele verstoringen zien aankomen.

De toepassing van de hier besproken technieken beperkt zich overigens niet tot de zon. Men heeft reeds de eerste schuchtere pogingen ondernomen om ook van sterren een trillingsspectrum te meten en op die manier hun inwendige te onderzoeken. Op die manier is bijvoorbeeld al een fraai trillingsspectrum verkregen van de nabije ster Alfa Centauri.

Figuur 6. Vijf beelden van de zon. Elke afbeelding toont hetzelfde deel van de zon, telkens een halve omwenteling later. We kunnen de achterzijde van de zon zien! ( Bron: SOHO/MIDI) klik op de afbeelding voor een grotere versie

Literatuur:

J. Christensen-Dalgaard e.a.: _Science_*272*, 1286, 1996 M.J. Thompson e.a.: Annual Reviews Astron. Astrophys.41, 599-643, 2003 Dagelijkse beelden achterzijde zon: http://soi.stanford.edu/data/farside/ index.html

Zie ook:

Dit artikel is een publicatie van Zenit.
© Zenit, alle rechten voorbehouden
Dit artikel publiceerde NEMO Kennislink op 01 juni 2004

NEMO Kennislink Agenda

NEMO Kennislink vertoont op deze plaats normaal gesproken wetenschappelijke activiteiten uit heel Nederland. Door de maatregelen tegen het nieuwe coronavirus zal daarvan een groot gedeelte worden afgelast. Omdat we geen achterhaalde informatie willen verspreiden, laten we voorlopig geen activiteiten zien.
NEMO Kennislink nieuwsbrief
Ontvang elke week onze nieuwsbrief met het laatste nieuws uit de wetenschap.