De zonnewind is van groot belang voor de evolutie van ons zonnestelsel. Op aarde is de zonnewind vooral bekend vanwege het noorderlicht. Dat ontstaat als de geladen deeltjes (ionen) van de zon door het magneetschild van de aarde glippen en bij de polenm op de atmosfeer botsen. Op onze buurplaneet Mars is geen beschermend magneetveld. Waarschijnlijk heeft de zonnewind daar de erosie van de Marsatmosfeer op zijn geweten.

Tussen de planeten in zijn komeetatmosferen bij uitstek geschikt om de zonnewind te bestuderen, omdat kometen geen magnetisch veld hebben. Dit betekent dat de ionen direct reageren met het gas in de komeetatmosfeer (de coma). De relatief grote omvang van de coma (in de orde van een miljoen km) maakt het mogelijk de zonnewindionen te volgen tijdens hun interactie met het kometengas. Dit biedt een unieke kijk op de komeet, de zonnewind en de interactie tussen deze twee.

De zonnewind bestaat uit ionen die vanuit de buitenste lagen van de zonneatmosfeer (corona) de ruimte in schieten. Ionen zijn atomen waar door de enorme hitte van de zon een paar elektronen vanaf zijn gerukt. Door het elektronentekort zijn ze elektrisch geladen. Wanneer ionen op een ongeladen gas botsen, roven ze daar elektronen om hun eigen tekort aan te vullen. De geneutraliseerde deeltjes zitten in aangeslagen toestanden: ze barsten van de energie door de ingevangen elektronen en moeten die kwijt zien te raken. Via uitzenden van licht vervallen ze naar hun grondtoestand van laagste interne energie.

Ladingsvangst en energie uitzenden zijn uitgebreid bestudeerd in laboratoria op aarde. In kernfusiereactoren zoals het toekomstige ITER, die energie opwekken met dezelfde krachtbron als de zon, vindt ladingsvangst aan de lopende band plaats. De golflengte (kleur, zie Figuur 12.1) van het uitgezonden licht wordt bepaald door de eigenschappen van de botsende deeltjes. De straling kan daardoor gebruikt worden om van buitenaf processen, temperaturen en dichtheden in de reactor in kaart te brengen.

In 1996 astronomen tot grote verbazing dat ook kometen felle röntgenbronnen zijn. Voor dergelijke straling zijn normaal gesproken temperaturen van miljoenen graden nodig, terwijl kometen bekend staan als vieze, koude sneeuwballen. De straling bleek te ontstaan als ionen uit de zonnewind op de komeetatmosfeer botsen en elektronen roven van het ongeladen gas. Mijn onderzoeksvraag was, of je via het röntgenlicht van kometen de wisselwerking tussen kometen en zonnewind op afstand kunt bekijken. Om die vraag te beantwoorden koppelde ik atoomfysische experimenten aan astronomische waarnemingen.

Kometen en de zonnewind

Komeetkernen zijn tussen de 1 en 10 km groot en zijn overblijfselen van het begin van het zonnestelsel. In de buitenste regionen van het zonnestelsel zijn kometen diepgevroren mengsels van ijs en stof, maar dat verandert wanneer ze in lange, elliptische banen naar de zon vallen. Door de warmte van de zon produceert een komeet, eenmaal op dezelfde afstand van de zon als de aarde, enorme hoeveelheden gas. Met duizenden liters per seconde stromen voornamelijk water, maar ook CO (ongeveer 10%) en geringe concentraties van andere gassen (CO₂, CH₄, etc.) de komeetkern uit. Daarbij worden grote hoeveelheden stof meegesleurd. Het gas en stof vormen een grote wolk om de komeetkern, de coma genaamd.

De zwaartekracht van een komeetkern is te klein om de coma stevig vast te houden en daardoor verspreidt die zich. De grootte van de coma wordt slechts begrensd doordat moleculen in het gas worden afgebroken door zonlicht. Op zo’n 100 000 kilometer van de komeetkern zijn de meeste watermoleculen afgebroken in de fragmenten OH, H en O. Daardoor bevatten de buitenste regionen van de coma een relatief grote hoeveelheid CO en CO₂, omdat deze moleculen veel minder snel afgebroken worden door zonlicht.

Het stof uit de coma vormt een stofstaart in de richting van de baan van de komeet. Geladen deeltjes in de coma worden juist opgeveegd door de zonnewind, die ze in een bijna rechte staart om de komeetkern blaast. Deze staart wijst dus altijd van de zon af, licht blauw op en kan miljarden kilometers lang worden.

De zonnewind is een stroom geladen deeltjes afkomstig uit de buitenste lagen van de zonneatmosfeer, de corona. Hij bestaat uit protonen, elektronen en een kleine hoeveelheid hooggeladen helium-, koolstof-en zuurstofionen. De zonnewind heeft rond de aarde een dichtheid van ongeveer tien deeltjes per kubieke centimeter, die langsrazen met een snelheid tussen de 100 tot 1000 km/s. De eigenschappen van de zonnewind zijn gekoppeld aan het gebied in de corona waar hij ontstaat.

Tijdens het minimum van de 11-jarige cyclus van aktiviteit op de zon is de wind ruwweg in te delen in twee types. In het vlak van de ecliptica, waarin de banen van de aarde en de andere planeten liggen, is de wind langzaam (300 km/s), variabel en bevat hij veel hooggeladen ionen. Wind afkomstig van de polen van de zon heeft een hogere snelheid (700 km/s) en komt uit koudere gebieden in de corona. Hierdoor zijn de zonnewindionen doorgaans minder hooggeladen. Daarnaast zijn er verschillende regelmatige structuren in de zonnewind, bijvoorbeeld snelle, zeer hete stromen wind ten gevolge van uitbarstingen op de zon ( Coronal Mass Ejections). Tijdens het zonnemaximum verdwijnt de simpele indeling en is de zonnewind hoogst chaotisch.

Boeggolf

Een komeet verstoort de zonnewind al op een afstand van ongeveer 100.000 km van de komeetkern. De geladen molecuulfragmenten van het kometengas worden opgepikt door de zonnewind waardoor de wind vertraagt. Dit veroorzaakt een soort boeggolf. Ondanks deze eerste wisselwerking is de coma op deze grote afstanden nog erg ijl en het grootste deel van de zonnewind dringt diep de coma binnen. De zonnewindionen worden uiteindelijk geneutraliseerd door middel van ladingsoverdracht met het kometengas (zie volgende sektie). Deze neutralisatie gaat gepaard met het uitzenden van röntgen-en ultravioletlicht en is daarom rechtstreeks te volgen vanaf de aarde. Dit is overduidelijk eenvoudiger dan het ter plekke bestuderen van de wisselwerking met een ruimtemissie en biedt daarnaast de mogelijkheid verschillende kometen in verschillend ruimteweer te observeren.

Ladingsoverdracht in het lab…

Wanneer een ion botst met een neutraal deeltje bestaat de kans dat het ion één of meer elektronen wegvangt van de botsingspartner. Ladingsoverdracht is een quasi-resonant proces, wat betekent dat de energie waarmee het elektron gebonden wordt, na invangst ongeveer gelijk is aan de energie waarmee het oorspronkelijk verbonden was aan een neutraal molecuul of atoom. In het geval van hooggeladen ionen betekent dit dat het elektron in een aangeslagen toestand terechtkomt.

Het systeem zal vervolgens onder uitzending van licht naar de grondtoestand vervallen. De golflengte (kleur) van dit licht is daardoor een vingerafdruk voor specifieke ladingsoverdrachtprocessen en de omstandigheden waaronder zij plaatsvonden. Bij elk overdrachtsproces wordt één specifieke kleur licht uitgezonden; een ‘spectraallijn’. De kleur van zo’n lijn ligt vaak ver buiten het zichtbare licht en wordt daarom aangegeven met de bijbehorende golflengte in nanometers (nm, miljardste meter)

Hoe kun je ladingsvangst in het lab onderzoeken? In dit promotieonderzoek is gekeken hoe die elektronenoverdracht afhangt van de botsingssnelheid van een ion. Deze experimenten waren de eerste in hun soort die volledig waren toegespitst op de astrofysische context. Hooggeladen ionen worden geproduceerd met een Electron Cyclotron Resonance-ionenbron. Vervolgens worden ze door een dunne gasstraal geschoten en met behulp van een spectrometer wordt het licht dat hierbij vrijkomt geanalyseerd. Op deze wijze is het mogelijk ladingsoverdracht tussen verschillende ionen en moleculen te bestuderen bij botsingsnelheden die relevant zijn voor komeetwindinteracties (tussen de 200 en 1500 km/s).

Een mooi voorbeeld om elektroneninvangst te illustreren zijn heliumionen. In geval van botsingen tussen He₂+ en kometaire moleculen (H₂O, CO, CO₂, CH₄) blijkt uit onze experimenten dat het spectrum bepaald wordt door twee sterke lijnen. De eerste bevindt zich op 30.4 nm en ontstaat wanneer He⁺ van de eerste aangeslagen toestand vervalt naar de grondtoestand. De tweede bevindt zich op 58.4 nm en is afkomstig van neutraal helium. De lijn op 30.4 nm volgt na het invangen van één elektron; de tweede lijn is het resultaat van twee-elektroneninvangst.

In de onderstaande figuur is de verhouding tussen beide lijnen weergegeven als functie van de snelheid. Te zien is dat de lijnverhouding met meer dan een factor duizend toeneemt, terwijl de snelheid met slechts een factor tien toeneemt. Dit gedrag suggereert dat het UV-licht directe informatie kan verschaffen over de snelheid van de zonnewind.

…en in kometen

De neutralisatie van de ionen hangt af van de verdeling van het gas rond de komeet. Maar ook van hoe makkelijk een elektroneninvangst verloopt. Hoe dit in zijn werk gaat, is goed te illustreren aan de hand van de heliumionen in de zonnewind. Alle heliumionen in de zonnewind zijn volledig ontdaan van hun elektronen door de hoge temperaturen in de corona. In de coma kunnen deze ionen een of twee elektronen invangen en ontstaat er een verdeling over de drie mogelijke ladingstoestanden (He₂, He⁺ en He⁰). De heliumionen kunnen in één keer geneutraliseerd worden door twee-elektroneninvangst, of door twee opeenvolgende botsingen waarbij twee keer één elektron ingevangen wordt.

De zaak wordt gecompliceerd door de grote wolk atomair waterstof rondom de coma. Een waterstofatoom kan maar één elektron afstaan, waardoor het dubbele invangstproces onmogelijk is. De in het lab gemeten lijnverhouding is dus niet zomaar toe te passen op komeetwaarnemingen. Daarom is er een computermodel ontwikkeld dat de komeetatmosfeer beschrijft en dat de ionen volgt tijdens hun vlucht door de coma. Samen met experimentele waarnemingen kan zo de ladingsverdeling en de straling van heliumionen op iedere plaats in de coma bepaald worden. Dat maakt een gedetailleerde vergelijking met astronomische waarnemingen mogelijk.

Raadsel van ontbrekende lijnen

Het model is toegepast op waarnemingen van de Extreme Ultraviolet Explorer (EUVE). De EUVE werd in 2001 uitgeschakeld en heeft twee bekende kometen waargenomen, namelijk Hale-Bopp en Hyakutake. In beide gevallen was de heliumemissie sterk en duidelijk te zien, maar in het geval van Hale-Bopp kon men alleen de 58.4 nm lijn zien en in het geval van Hyakutake slechts de 30.4 nm lijn. Waarom er in beide gevallen maar een van de twee verwachte heliumlijnen te zien was, was voor de astronomen een groot raadsel.

Met bestaande zonnewindmetingen en de meetresultaten uit het lab als ingrediënten kon het model de waarnemingen goed verklaren: de verschillen bleken afkomstig van de verschillen in de snelheid en dichtheid van de zonnewind. Het geval van de komeet Hale-Bopp bleek helemaal spectaculair. Doordat de zonnewindsatelliet Ulysses toevallig in de buurt van de komeet was, kon een goede schatting gemaakt worden van het ruimteweer rond de komeet. De komeet bevond zich op een relatief hoge breedtegraad, middenin de snelle, polaire zonnewind.

Toch wezen onze resultaten op een lage ionensnelheid, onder de 200 km/s. Op een afstand van maar liefst 3 AE (Astronomische Eenheid, afstand aarde-zon) bleek dus te zien te zijn hoe zonnewindionen sterk vertraagd en afgekoeld waren door de wisselwerking met de komeet. De UV waarnemingen waren daarmee de eerste kwantitatieve mogelijkheid om de interactie tussen kometen en de zonnewind op afstand te bestuderen.

Kometen als ruimteweersondes

Met slechts 3 mogelijke ladingstoestanden en 2 emissielijnen is de heliumstraling in het UV relatief eenvoudig te interpreteren. Kometaire röntgenstraling is afkomstig van minstens 8 verschillende ionen, en het spectrum bevat meer dan 35 lijnen die elkaar deels overlappen. Deze straling is daarom veel complexer, maar daar staat tegenover dat hierin een schat van informatie verborgen ligt. Het model voor heliumstraling bleek ook van toepassing op waarnemingen gedaan met de Chandra röntgentelescoop.

Sinds de lancering in 1999 heeft de Chandra röntgentelescoop 8 verschillende kometen waargenomen, een rijke verzameling van compleet verschillende kometen in steeds andere ruimteweercondities. Om deze waarnemingen te kunnen interpreteren is het heliummodel uitgebreid met zuurstof-, koolstof en stikstofionen. Met dit model is vervolgens onderzocht hoe kometaire röntgenspectra beïnvloed worden door de eigenschappen van de zonnewind (windsnelheid, type) en de komeet (gasproductie). Hieruit kwam naar voren dat vooral het type zonnewind bepalend is voor het spectrum.

Vanuit het model is een methode ontwikkeld die voor het eerst de röntgenwaarnemingen van verschillende kometen kan vergelijken. Met deze methode kon uit ieder waargenomen spectrum de compositie van de zonnewind afgeleid worden, een belangrijke maat voor de soort wind. Op deze wijze bleek het inderdaad mogelijk de spectra kwantitatief in te delen naargelang het ruimteweer waar de komeet zich in bevond tijdens de waarneming.

Een grote verrassing daarbij was dat de komeet Ikeya-Zhang tijdens de Chandra waarnemingen getroffen werd door een Coronal Mass Ejection, de gevolgen van een zonsuitbarsting. Vervolgstudies van deze waarnemingen zullen een unieke kijk bieden op de gevolgen van dit soort gewelddadige processen.

Toekomstperspectief

Overal waar heet, geladen gas op een kouder, neutraal gas botst vindt ladingsoverdracht plaats. Er zijn veel verschillende astrofysische omgevingen waar dit soort botsingen plaatsvinden. Net als in het geval van kometen kan de vrijkomende röntgen en UV-straling gebruikt worden om de processen in kaart te brengen. In planeetvorming bijvoorbeeld.

Planeten ontstaan uit het gas rond jonge sterren. Stormachtige uitbarstingen van deze sterren hebben een enorme invloed op dit gas en bepalen het lot van toekomstige planetenstelsels. Uit de röntgenastronomie is bekend dat de interactie tussen de zonnewind en neutraal gas dat van buiten het zonnestelsel binnenvliegt achtergrondstraling oplevert. Het is daarom te verwachten dat planetenstelsels rond andere sterren ook ladingsoverdrachtsstraling uitzenden. Net als in het geval van de kometen en zonnewind zou dit unieke kennis over de temperatuur, snelheid en samenstelling van de wind kunnen opleveren.