Je leest:

De magnetische zon

De magnetische zon

Auteur: | 30 mei 1999

De Zon is het toneel van een wild dansfeest van magnetische veldlijnen. In het jaar 1998 hebben de satellieten TRACE en SOHO ons een betere kijk dan ooit tevoren op het magneetveld van de Zon verschaft. Het oppervlak van de Zon blijkt een magnetisch tapijt te zijn, geknoopt uit tienduizenden magnetische lusjes.

Veel verandert er in een mensenleven, maar de Zon niet, zou je denken. De Zon die we nu zien, is nog steeds dezelfde als de Zon die we als kind zagen: een gele vuurbal, toonbeeld van stabiliteit. Maar schijn bedriegt. Als we in detail naar de Zon kijken, blijft er van dat stabiele beeld weinig over: zowel in het inwendige van de Zon als in haar uitgebreide atmosfeer doen zich veranderingen voor op tijdschalen die uiteenlopen van minuten tot eeuwen. Al die veranderingen hebben te maken met magneetvelden die diep in het inwendige van de Zon ontstaan door systematische bewegingen van geïoniseerd gas (gas met geladen deeltjes). Vervolgens treden de veldlijnen door het oppervlak naar buiten in de vorm van lussen. Dit leidt uiteindelijk in de ijle atmosfeer tot een scala van spectaculaire gebeurtenissen.

In april 1998 werd de satelliet TRACE gelanceerd. Gebroederlijk met de SOHO-satelliet observeert hij het magneetveld van de Zon. TRACE staat voor Transition Region and Coronal Explorer en is ontworpen en gebouwd bij het Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory in Palo Alto, Californië. SOHO staat voor SOlar and Heliospheric Observatory. Uit de recentste inzichten volgt dat het oppervlak van de Zon een magnetisch tapijt is, bedekt met tienduizenden magnetische noord- en zuidpolen die via lussen van veldlijnen met elkaar zijn verbonden. De oorsprong van dit fenomeen is een van de grote puzzels in de sterrenkunde. In het laatste jaar hebben astronomen ook ontdekt dat als je naar de Zon kijkt buiten de grote actieve gebieden, het magneetveld daar hooguit twee dagen bestaat voordat het verdwijnt. Elders duikt er dan weer nieuw veld op.

Elke dag komen er nog beelden van TRACE bij. Tot de waarnemingen van TRACE dacht men dat die veranderingen maanden, zo niet jaren in beslag namen. Stukje bij beetje worden astrofysici nu de wispelturigheid van het zonnemagneetveld de baas, in modellen uiteraard.

Structuur

Opbouw van de Zon: kern, stralingszone en convectieve zone. In het centrum vindt de kernfusie plaats. Hier komt röntgen- en gammastraling vrij. Buiten het centrum wordt de energie meegevoerd door röntgen- en gammastraling die door reeksen botsingen geleidelijk naar rood wordt verschoven tot straling in het ultraviolet. In de convectiezone wordt de energie meegevoerd door turbulente bewegingen in opeenvolgende lagen van grote en kleine convectiecellen. Tenslotte zien we aan het oppervlak de magnetische bogen, lusvormige protuberansen en zonnevlammen uitsteken.

Om tot de kern van het magneetveld van de Zon door te dringen, moeten we eerst de structuur van de Zon van binnenuit beschouwen. Grofweg bestaat de Zon uit drie delen. In de kern, die zich uitstrekt tot ongeveer tweetiende van haar straal, vinden voortdurend kernreacties plaats. De temperatuur is hier ongeveer vijftien miljoen kelvin. Uit dit binnenste komt onzichtbare röntgen- en gammastraling vrij. Van tweetiende tot ongeveer zeventiende van de straal van de Zon strekt zich een stralingszone uit.

Zonnecyclus

De oorspronkelijk van zuid naar noord lopende magnetische veldlijnen rekken zich in de loop van de zonnecyclus uit in de oost-west richting.

Het magneetveld van de Zon verandert voortdurend. Dat gebeurt echter wel in regelmatige cycli van elf jaar. Aan het begin van de cyclus lopen de magnetische veldlijnen van zuid naar noord tussen de magnetische polen van de Zon.

Dit is een periode van een minimum aan magnetische activiteit, die echter niet lang stand houdt. De convectieve zone van de Zon heeft een grotere hoeksnelheid aan de evenaar dan aan de polen. De oorspronkelijk van zuid naar noord lopende magnetische veldlijnen rekken daardoor uit in de oost-west richting. In de loop van de zonnecyclus priemen de magnetische veldlijnen die ontstonden beneden de convectiezone, door het oppervlak heen. Dit gaat gepaard met fenomenen als de vorming van zonnevlekken, een verhitte zonnecorona en vlammen die de Zon als een draak uit het oppervlak spuwt.

Na het zonnemaximum komt de Zon weer tot rust in het zonneminimum en kan de cyclus weer van voren af aan beginnen. Dit is het relatief eenvoudige model dat sterrenkundigen voor de zonnevlekkencyclus hebben opgesteld. Het model is echter té eenvoudig. De kans is groot dat met de nieuwe gegevens over de magnetische activiteit van de Zon, het model een grondige facelift nodig heeft. In het midden van de jaren negentig bereikte de Zon een minimum aan activiteit. Het volgende zonnemaximum treedt rond 2003 op. De TRACE-satelliet stelt ons voor het eerst in staat de overgang naar het zonnemaximum nauwkeurig waar te nemen.

Magneetvelden

Magnetisch tapijt: Het grootste deel van het oppervlak van de Zon is bedekt met een tapijt van concentraties van beiderlei polariteit (weergegeven door de zwarte en witte gebiedjes). De verbindingen daartussen (hier met een eenvoudig model door de computer gesimuleerd) laat zien hoe ingewikkeld het is om de corona te beschrijven (vooral als je je realiseert dat alle concentraties bewegen en regelmatig verdwijnen om door nieuwe vervangen te worden). De groene ondergrond laat de helderheid van de zonnecorona van bovenaf zien. Je ziet dat de helderste lussen vaak de kortste zijn. Je ziet ook dat de theorie een veel fijnere structuur laat zien dan we tot nu toe kunnen waarnemen.

De Zon is een geavanceerde fietsdynamo, waarin bewegende elektrische stromen en magneetvelden elkaar bezighouden. De magneetvelden die in het inwendige door de systematische gasbewegingen worden opgewekt, komen bovendrijven en steken dan door het oppervlak heen. Het magneetveld komt aan de oppervlakte in kleine buisvormige lussen met een hoge veldsterkte.

Klein is overigens een relatief begrip: de kleinste buisvormige lussen van magneetveld zijn al gauw zo’n honderd kilometer in doorsnede, maar nog altijd kleiner dan de schaal van de convectieve bewegingen. De gasstromingen blazen de buizen met magneetveld heen en weer als riet in de wind. De buizen zijn echter sterk genoeg om niet geheel te vervormen of uiteen te rafelen.

Tot we de eerste gegevens van TRACE kregen, dachten we dat die buisvormige lussen urenlang stabiel zouden stralen. TRACE laat ons echter zien dat ze voortdurend veranderen.

Kortsluiting

Het magneetveld houdt dus niet op aan het oppervlak, maar vormt hoge bogen die de tegengestelde polariteiten met elkaar verbinden. De voetpunten bewegen voortdurend in de wind. Voor de zonneatmosfeer lijkt het daarom alsof een groot aantal staafmagneten kriskras door elkaar tolt als gevolg van de willekeurige bewegingen van de convectie. Hierdoor ontstaan allerhande elektrische stromen die kortsluitingen veroorzaken binnen de zonneatmosfeer.

Veel astronomen denken dat dit onweer van kortsluitingen de zonneatmosfeer verhit van een paar duizend graden aan het oppervlak tot een paar miljoen graden enkele duizenden kilometers hoger. Een analyse van de gegevens van de TRACE-satelliet moet helpen bij een verklaring van deze vreemde sprong in de temperatuur.

Voor het begrip van de magnetische activiteit is het ook van belang dat we de grootschalige gasstromingen onder het oppervlak kunnen meten. We weten dat de Zon niet als een massieve bol roteert, dat wil zeggen dat de hoeksnelheid niet overal constant is. Voor het oppervlak wisten we dat al bijna drie eeuwen uit de observatie van zonnevlekken, maar pas het laatste decennium weten we dit voor het diepe, onzichtbare inwendige. Helioseismologen kunnen nu bepalen hoe de differentiële rotatie verandert als functie van de diepte en als functie van de afstand tot het equatoriale vlak.

Het gas aan de evenaar beweegt het snelst om de rotatie-as van de Zon en het gas nabij de polen het langzaamst. Dat patroon zet zich voort tot op de bodem van de convectieve mantel. Daaronder blijkt de Zon zich wel als een massieve bol te gedragen, met een hoeksnelheid die overal gelijk is.

Verklaring

Verscheidene modellen geven een verklaring voor die merkwaardige differentiële rotatie. We weten echter nog niet welk model het beste werkt en zelfs niet of we met die ideeën op het juiste spoor zitten.

We begrijpen echter meer en meer wat die stromingen doen met een magneetveld. Als zich op grote diepte in de mantel een magneetveld bevindt waarvan de krachtlijnen binnen de mantel van pool naar pool lopen, dan zal dat veld zich door de differentiële rotatie gestaag opwikkelen. Op plekken met een grotere hoeksnelheid wikkelt het veld zich sneller op dan op plekken met een kleinere hoeksnelheid.

Niet alleen ontstaat daardoor een magneetveld dat bijna overal evenwijdig aan de evenaar van de Zon loopt, maar het veld wint daardoor ook aan sterkte: hoe meer wikkelingen een veld heeft, des te groter de dichtheid van de krachtlijnen en des te sterker het magneetveld. Het magneetveld oefent een druk uit op het gas: als er zich ergens in het zonnegas een magneetveld bevindt, dan is de totale druk erin die van gas en veld samen. Als er zich daarnaast gas bevindt zonder magneetveld, dan heerst daar alleen de bijdrage van de gasdruk zelf.

Om een evenwicht tussen gebieden met en zonder veld te krijgen (dat zich vanzelf instelt door uitdijing of inkrimping van het veld totdat de krachten in evenwicht zijn), moet de gasdruk in het veld geringer zijn dan in de omgeving. Omdat de temperaturen niet al te veel kunnen verschillen tussen veldbevattend en veldvrij gas, kan dat alleen maar als het gas in het magneetveld ijler en dus lichter is. Het magneetveld drijft dan door de Archimedeskracht (opwaartse kracht) naar het oppervlak als bubbels in een glas cola. Daar vormt het grote gebieden van sterk veld, waarin soms velden ‘condenseren’ tot donkere zonnevlekken.

Legpuzzel

Door de vele nieuwe ontwikkelingen op kleine deelgebieden, herkennen we steeds meer puzzelstukjes die passen in de legpuzzel die de magnetische Zon nog altijd is. De toekomst van dit onderzoeksgebied is veelbelovend. De Amerikaanse ruimtevaartorganisatie NASA ontwerpt een paar satellieten die de Zon vanuit verschillende richtingen gaan waarnemen, zodat we een stereoscopisch dieptebeeld van de atmosfeer kunnen maken. NASA werkt ook aan een project dat een satelliet tot op een afstand van driemaal de straal van de Zon boven het oppervlak moet brengen voor close-upopnamen en voor het meten van de stromen en het magneetveld.

De Europese ruimtevaartorganisatie ESA overweegt een missie die over de pool van de Zon vliegt om te zien wat we vanaf de Aarde nooit kunnen waarnemen. Op de Aarde zelf blijven we via een netwerk van observatoria de Zon waarnemen om helioseismologie te bedrijven en om de stromingen in het inwendige met steeds grotere precisie te meten.

Gelukkig neemt de kracht van computers nog steeds toe, waardoor we het geleerde zichtbaar kunnen maken. Met de nieuwste computers kunnen we een virtuele Zon creëren die een realistischer en completer beeld toont van alle lagen van de Zon, lagen die we tot op heden nauwelijks konden bestuderen. Computermodellen zijn onze periscoop om in het zonne-inwendige te turen.

Waarom zouden we ons op Aarde eigenlijk druk maken over de magnetische activiteit van de Zon? Een belangrijke reden is de koppeling met het aardse klimaat. We weten dat de activiteit van de Zon in de loop van de geschiedenis rustige met turbulente perioden heeft afgewisseld. Waarnemingen van de zonnevlekken, die een directe afspiegeling zijn van de magnetische activiteit, laten zien dat de Zon in de 17e eeuw in een inactieve toestand kwam. En juist in die tijd, die sterrenkundigen het Maunder-minimum noemen, was er de kleine ijstijd, een periode waarin de winters streng en zelfs de zomers veel te koud waren.

Veranderingen in de activiteit van de Zon leiden tot veranderingen in het klimaat op Aarde. Het is echter vooralsnog onduidelijk hoe sterk die veranderingen kunnen zijn in vergelijking met bijvoorbeeld de veranderingen die optreden ten gevolge van menselijke activiteit (door het broeikaseffect). Door het bestaan van die rechtstreekse koppeling is het in ieder geval belangrijk om een vinger aan de pols van de veranderende Zon te houden.

Cellen

Door betere waarnemingen en berekeningen lichten we een steeds groter deel van de sluier van de dynamische Zon op. Aan het oppervlak van de Zon koelt het gas door straling af. Die straling plant zich vervolgens met de lichtsnelheid in de interplanetaire ruimte voort. Terwijl het gas afkoelt, neemt zijn helderheid af, omdat de energie die materie uitstraalt snel afneemt als de temperatuur daalt.

Het koelere gas is zwaarder dan het warmere gas eronder en zal daardoor naar beneden zakken. De warme materie uit het zonne-inwendige neemt de plaats in van de koele materie die wegzakt. Daardoor zien we een mengeling van warm, helder gas en koel, donker gas. Dit mengsel neemt de vorm aan van een patroon van heldere cellen omgeven door een donker netwerk.

Wat is er aan de hand? Opwaartse stromingen gaan over in vrijwel horizontale uitstromingen wanneer de stuwing aan het oppervlak verloren gaat doordat het gas begint af te koelen. De nu horizontale stromingen van naburige opwellingen botsen daardoor tegen elkaar op, waardoor de snelheid afneemt. Daar waar de krachten van naburige drukgebieden een balans bereiken, valt het nu afgekoelde gas weer naar beneden.

Juist nu we dit begrijpen, tonen computerberekeningen aan dat de Zon aan haar oppervlak geheel anders is dan in het inwendige: het celpatroon bestaat alleen aan het oppervlak van de Zon. Direct onder het oppervlak zoeken de neerwaartse stromingen in de celranden elkaar op en vormen zo steeds sterkere kolommen van vallend gas, vergelijkbaar met naar beneden gerichte wervelwinden. Die zijn ingebed in een algehele, trage opwelling van gas die het grootste deel van de ruimte in de mantel inneemt.

Gasdynamica aan het zonsoppervlak

Convectie: Onder het oppervlak van de Zon heeft de convectie niet meer de vorm van een onregelmatige honingraat zoals aan het oppervlak. Computerberekeningen tonen aan dat de neerstroming in vrij dunne kolomachtige volumes optreedt, terwijl er in de rest van de mantel (hier doorzichtig weergegeven) een trage, structuurloze opwelling optreedt. Dr Robert Stein, University of Chicago

De bewegingen van het gas nabij het zonsoppervlak zijn bijzonder moeilijk te begrijpen. Zoals echter zo vaak in de natuurkunde, valt daar dan ook het meeste te leren. De moeilijkheden ontstaan door drie eigenschappen van het zonsoppervlak.

In de eerste plaats is er de geringe stroperigheid van het gas. Daardoor zal een stroming die eenmaal in gang is gezet, lang voortduren, ongeacht de lengteschaal. Alle lengteschalen in de stroming zijn mogelijk van belang, maar we kunnen alleen de grootste (van honderden kilometers) vanaf de Aarde waarnemen.

Het tweede probleem voor het begrijpen van de gasbewegingen aan het zonne-oppervlak is dat er niet alleen gasbewegingen zijn, maar dat ook de uitstraling van warmte in de vorm van licht een belangrijke rol speelt. Het diepe binnenste is ondoorzichtig, maar aan het oppervlak wordt de Zon doorzichtig. Het probleem is nu dat licht dat door de gedeeltelijk doorzichtige atmosfeer heenschijnt, warmte-uitwisseling veroorzaakt tussen naburige gebieden. Relatief warme gebieden, die het helderst stralen, koelen door straling af. Het meeste van die warmte ontsnapt naar de ruimte, maar nevenliggende, koelere gebieden absorberen een deel en warmen daardoor op.

Aangezien warm gas opstijgt en koel gas naar beneden zakt, bepaalt die warmte-uitwisseling door straling mede de stroming. Omdat het gas erg doorschijnend is, kan die straling flinke afstanden afleggen. Daardoor kunnen we het rekenprobleem niet beperken tot een klein gebiedje op de Zon, maar moeten we gebieden in onze beschouwing meenemen die te veel van de huidige computers vragen om het echt nauwkeurig te doen.

Een derde hindernis om de gasbewegingen te begrijpen is de sterke gelaagdheid van de atmosfeer. Als gevolg van die gelaagdheid moeten rekenprogramma’s zeer nauwkeurig zijn, want een fout van een fractie van een procent op diepte kan resulteren in grote afwijkingen aan het oppervlak.

Omgekeerde

Wat gebeurt er boven het oppervlak? Het opwellende warme gas komt veelal niet ver omhoog omdat het in de opwaartse beweging afkoelt, waarna het terugvalt naar onder het oppervlak. Het magneetveld laat zich hierdoor niet van de wijs brengen en reikt veel hoger. De magneetvelden overheersen de buitenste atmosfeer. In plaats van dat het gas het veld heen en weer beweegt, zoals aan en onder het oppervlak, gebeurt hier precies het omgekeerde: de door het borrelende gas opgedrongen bewegingen van de magneetvelden aan het oppervlak zorgen ervoor dat het hogere veld steeds van vorm verandert terwijl het hete, ijle gas daar moet meebewegen.

Bovendien ontstaan er door die bewegingen sterke elektrische stromen, die een hels onweer vormen. We denken dat dit een van de belangrijkste mechanismen is die ervoor zorgen dat de zonneatmosfeer veel heter is dan het oppervlak eronder, terwijl je normaal verwacht dat het kouder is op grotere afstand. De nieuwe gegevens van TRACE en SOHO brengen ons dichter bij een oplossing van het mysterie van de onverwachte sprong in de temperatuur.

Hutspot

Corona.De Zon zoals gezien door de Extreme Ultraviolet Imager aan boord van de Solar Heliospheric Observatory. Alleen gas uit de corona met een temperatuur tussen de half en anderhalf miljoen graden is zichtbaar in deze opname.

In de hete atmosfeer van de Zon is het gas vrijwel geheel geïoniseerd: geladen deeltjes in de vorm van elektronen en ionen bewegen zich als een hutspot voort. Toch zijn ze in hun bewegingsvrijheid beperkt. De elektronen en ionen kunnen alleen maar rondom de magnetische veldlijnen spiraliseren. Ze kunnen dan wel langs de veldlijnen bewegen, maar in de richtingen loodrecht hierop komen ze niet ver. Er is daarom nauwelijks uitwisseling van materie en energie mogelijk in richtingen dwars op de veldlijnen.

Daardoor ontstaat een omgeving waarin een heleboel atmosferen naast elkaar kunnen bestaan, allemaal in de vorm van buizen langs de magnetische krachtlijnen. Die buisvormige structuren van veldlijnen heten lussen. We weten dat er energie in de lussen terechtkomt, maar de vraag blijft nog steeds waar precies. De elektronen en ionen geleiden die energie langs de hele lus, inclusief de lagere, dichtere en koelere delen.

Daardoor wordt er extra, inmiddels verhit gas in de corona gebracht, die dan lokaal sterker gaat stralen. Die straling maakt de buisvormige structuren zichtbaar en tekent daarmee het magneetveld uit.

We weten inmiddels dat de magnetische activiteit niet beperkt is tot de Zon: alle sterren met een inwendige opbouw zoals die van de Zon wekken magneetvelden op. We weten ook dat het magneetveld sterker is naarmate de ster sneller roteert. De studie van andere sterren heeft aangetoond dat de magnetische activiteit van een ster kan veranderen van een regelmatige schommeling (die in het geval van de Zon een periode van ongeveer elf jaar heeft) naar een toestand waarin er gedurende enige tientallen jaren nauwelijks enige magnetische activiteit optreedt. Dat gebeurt op vooralsnog onvoorspelbare momenten, maar zó vaak dat een zonachtige ster zich ongeveer een flink deel van zijn leven in een dergelijke inactieve toestand bevindt. De Zon blijft nog steeds de enige ster waarvan we de magnetische activiteit in detail kunnen waarnemen.

Op lange termijn kan ons klimaat danig van slag raken door een sterke verandering in de gemiddelde activiteit van de Zon, zoals gedurende de kleine ijstijd. Op korte termijn zorgen de uitbarstingen op de Zon voor communicatieproblemen en voor mooi noorderlicht. Bij grotere uitbarstingen kan de stroom in elektriciteitsnetwerken uitvallen (zoals een paar jaar geleden in Canada), of kunnen satellieten onklaar raken (zoals een paar jaar geleden een satelliet die verantwoordelijk was voor veel van het mobiele-telefoonverkeer in de VS).

Die grote gele vuurbal, die elke dag weer opkomt en ondergaat, en die ogenschijnlijk geen haartje verandert, toont bij nader inzien dus voortdurend wispelturige gelaatstrekken. Het dansfeest van de magnetische veldlijnen, op en onder het magnetisch tapijt, zal nog dag en nacht en jaar in jaar uit doorgaan.

Wetenschapsdocumentaire ‘overLeven’ (CANVAS)

Zie ook:

Dit artikel is een publicatie van Natuurwetenschap & Techniek.
© Natuurwetenschap & Techniek, alle rechten voorbehouden
Dit artikel publiceerde NEMO Kennislink op 30 mei 1999

Discussieer mee

0

Vragen, opmerkingen of bijdragen over dit artikel of het onderwerp? Neem deel aan de discussie.

NEMO Kennislink nieuwsbrief
Ontvang elke week onze nieuwsbrief met het laatste nieuws uit de wetenschap.