Weerstanden door Willy Acke, ON4AW Deel 32b De Zon (vervolg) De oorsprong van de zonnevlekstraling Soms veroorzaakt een emissie op een niveau dat enkele honderden malen groter is dan die van de stille Zon een uitbarsting, gekenmerkt door een 'ruisstorm'. De grootste stijgingen worden veroorzaakt door zonnevlammen, waarbij zichtbare uitsteeksels ongelooflijk explosief geweld manifesteren. Sterke ruisstormen veroorzaken ruis op radio en radar . De verschillende types van zonneradio-uitstoot zijn in feite nauw verwant. De metergolflengtestraling die gedurende meerdere dagen aanhoudt op een hoog niveau, onderscheidt zich vooral door de associatie met zonnevlekken. Men kan door de telling van het aantal vlekken de intensiteit van de radio-emissie voorspellen. De fysieke verbinding tussen de zichtbare plek en de radiogolven komt door het belangrijkste kenmerk van een zonnevlek, haar sterk magnetisch veld. Zonnevlekken produceren radiostraling die circulair gepolariseerd is. Een zichtbare zonnevlek is een donkere omgeving van een gebied van de Zon dat gemakkelijk gelijk kan zijn aan de oppervlakte van Europa. Ze is donker omdat ze koeler is dan de Fotosfeer, maar straalt nog steeds genoeg licht voor de spectrograaf om deze te laten registreren dat het magnetisch veld vaak meer dan 1000 gauss bedraagt. De eerste dynamische spectrografen werkten met een breedband ruitvormige antenne in het bereik 70 tot 130 MHz, later uitgebreid tot 25-210 MHz. Zonneuitbarstingen op frequenties boven de 300 MHz (centimetergolven) zijn waargenomen met telescopen die het frequentiebereik 25 tot 580 MHz (52 cm tot 12 m) bestreken. Recent zijn er radiotelescopen gebouwd voor de hogere frequenties 500 tot 1000 MHz (30 tot 60 cm) en 2000 tot 4000 MHz (7,5 tot 15 cm) voor het onderzoeken en waarnemen van de toestand van de Zon. 18) Fakkels Soms barsten ingewikkelde zonnevlekkengroepen plots uit met een gewelddadige uitwerping van energie. Onder en opzij van de vlekken en soms er doorheen treft men kronkelende stralende massa's aan die men ‘Fakkels’ noemt. Het zijn uitbarstingen die gepaard gaan met elektrische verschijnselen, waarbij de temperatuur zo groot is dat de daardoor uitgezonden stralen een frequentie hebben die maakt dat het middenste van een zonnevlek donker is, maar violetachtig gekleurd. Zonnefakkels worden veroorzaakt door plotselinge veranderingen in geconcentreerde gebieden van het magnetisch veld van de Zon. Dit zijn ingewikkelde gebeurtenissen die gekenmerkt worden door het vrijkomen van gas, electronen, zichtbaar licht en UV-licht, plus X-stralen. Wanneer de straling en de deeltjes van een zonnefakkel het magnetisch veld van de Aarde bereiken komen zij in contact met het magnetisch veld van de Aarde aan de polen en produceren ze een Aurora Borealis. De Fakkels zelf zijn heldere wolken van lichtgevend gas, meestal met een onregelmatige vorm, die zweven op een hoogte van een paar km boven de Fotosfeer. De in Fakkels opgeslagen magnetische energie wordt heftig uitgestoten in de Corona, de Chromosfeer en de Fotosfeer, hetgeen leidt tot het uitwerpen van hoogenergetische deeltjes en intense straling van hoogfrequente röntgenenergieën. Fakkels vertonen een enorme uitbarsting van lichtgevende waterstofdamp, meestal slechts een paar minuten durend. Naast het feit dat ze een intens licht uitstralen, stoten Fakkels een kortegolfstraling uit die soms ernstige gevolgen heeft voor de telecommunicaties op Aarde door verstoring van de ionosfeer via een omhulsel van elektrisch geladen deeltjes, in een laag die werkt als een weerkaatsende spiegel voor bepaalde golflengten, vooral 100 km boven het aardoppervlak. Wanneer een Fakkel optreedt vindt er ook een sterke stijging plaats van ultraviolette straling in de ionosfeer, waardoor de geladen deeltjes tijdelijk geneutraliseerd worden en een deel van de radiospiegel vernietigd. In dit geval stijgen de vanop de Aarde uitgezonden golven gewoon rechtstreeks op in de ruimte en gaan erin verloren zodat het ontvangende station helemaal niets hoort, en dit verschijnsel staat bekend als een ‘fade-out’. In tijden van zonnevlekmaxima, wanneer Fakkels het vaakst voorkomen, bestaat er soms een bijna continue radiostoring, dagenlang, die zelfs de publieke kortegolfomroepen beïnvloedt.
-990-
Fig. 1181 Fakkels zenden straling uit van twee soorten, namelijk golven en deeltjes. In de race van de Zon naar de Aarde beginnen beiden gelijktijdig te bewegen, maar de golven verplaatsen zich met de snelheid van het licht en winnen daardoor met een comfortabele marge. Welke ook hun golflengte is, de reistijd is dezelfde voor allen, namelijk 8,5 minuten. De golven knipperen in de spectrohelioscoop. De deeltjes komen vertraagd aan, afhankelijk van hun eigen snelheid. Ze bleven achter. Met behulp van het diagramma kunnen we nazien welke invloed de Zon via deze weg uitoefent en welke resultaten en gevolgen de inslag van golven en deeltjes veroorzaakt. Zeer grote Fakkels van de klasse 3 worden doorgaans binnen éen of twee dagen gevolgd door geomagnetische stormen, vaak grote stormen, als de Fakkel ontvlamt binnen de 45 graden van het midden van de zichtbare zonneschijf. Geomagnetische stormen duren enkele uren tot enkele dagen, en gedurende die tijd schommelt het magnetisch veld van de Aarde tussen veel bredere grenzen dan het normaal gesproken doet. In verband met die elektromagnetische stormen treden er verstoringen op in de ionosfeer, met vorming van ionosferische stormen. Magnetische stormen en hun bijbehorende ionosferische storingen worden veroorzaakt door de uitstoot van overdreven veel geladen deeltjes vanuit de Zon. Elke ionosferische storm verstoort op een ernstige manier de HF-communicatie over lange afstanden en veroorzaakt de fade-out van kortegolfsignalen die op bepaalde frequenties dalen tot zeer lage signaalsterkten of volledig verdwijnen. De hogere bereiken van de hoge frequenties worden het zwaarst getroffen (28 MHz en hoger). De transmissiepaden op de lage breedtegraden worden minder geraakt dan die die op de hoge breedtegraden.De paden die het zwaarst gestoord worden, zijn deze die passeren doorheen aurorazones, vooral gecentreerd op de geomagnetische polen. Ionosferische metingen geven aan: (1) dat de F-zone dan verspreid ligt op een abnormaal grote hoogte tijdens de storing, en (2) dat daar een abnormaal lage ionisatiedichtheid heerst.
-991-
Fig. 1182 Extra straling komt niet alleen van spectaculaire storingen op de Zon, zoals ruisstormen en Fakkels, maar lijkt te worden geassocieerd met de regio's die bekend staan als 'calciumgebieden' zoals een optische verstoring, gekenmerkt door de ongebruikelijke uitstoot van spectraallijnen van calcium. Ze stralen een radio-emissie uit op golflengten rond de 50 cm. Er treden grote cyclische variaties op van zowel de radio-emissie als van het oppervlak van calciumplek als de Zon roteert. Men heeft de nomenclatuur van de calciumvlekken ook gestandaardiseerd tot Fakkels en ze bij die categorie ondergebracht, nadat men ontdekt had dat deze laatsten ook steeds calciumspectrale lijnen uitstraalden. Herinneren we er aan dat calcium de zesde hoofdcomponent is van ons menselijk lichaam. Dit alles is geen toeval. De Fakkel zelf vertoont slechts een verhoging van de intensiteit van de lijnemissie, gewoonlijk vergezeld gaande van een catastrofale explosie die ernstige gevolgen heeft. Het belangrijkste daarvan is het uitstoten van een grote gaswolk met een gewicht van 10000 ton en meer, met een snelheid van 1000 km/s. Dit gas kan zich niet losmaken van het magnetisch veld en sleept dit dus mee. Het gas en het magnetisch veld bereiken de Aarde een dag of twee later, waardoor magnetische stormen en poollicht gegenereerd worden en onregelmatige radiostraling. Tegelijkertijd worden röntgenstralen opgewekt en kosmische stralen voortgebracht, alsook een verhoging van de ionisatie van de atmosfeer. Fakkels blijven altijd dicht gelocaliseerd bij de Fotosfeer en ze ontwikkelen zich eerder horizontaal dan verticaal als rooskleurige vlammen. Ze zijn relatief klein, meestal niet meer dan een paar duizend kilometers lang. In wit licht zijn Fakkels nauwelijks zichtbaar wegens hun gering contrast, maar op de golflengten van de sterke Fraunhoferlijnen zijn ze belangrijk helderder dan hun omgeving. Het fakkelveld valt goed samen met een magnetisch veld. Aan de grenzen van het fakkelveld bedraagt de magnetische veldsterkte ongeveer 10 gauss. Het lijkt verwonderlijk dat een magnetisch veld dat in een zonnevlek voor een afkoeling van de materie zorgt, daarbuiten juist een helderheidstoename van het gas tot gevolg heeft.
-992-
Fig. 1183 Eén enkele zonnefakkel kan grote schade aanrichten aan de radiocommunicatie en de werking van satellieten, navigatieapparatuur, en zelfs het elektriciteitsnet verstoren. Straling en deeltjes die de Aarde bereiken zullen de aardse atmosfeer ioniseren en de radiosignaaldoorstroming van en naar de Aarde, van errond cirkelende satellieten en de op de Aarde gebaseerde stations onmogelijk maken. Sterk geïoniseerde deeltjes die in onze atmosfeer terechtkomen kunnen elektrische stromen induceren in hoogspanningslijnen (net zoals een transformator dat zou doen) en spanningspieken veroorzaken. Als een spanningspiek groot genoeg is, kan hij op zijn beurt het elektriciteitsnet overbelasten en zelfs de automatische veiligheidsvoorzieningen zoals ingebouwde automaten in distributiesystemen doen uitvallen.
Fig. 1184 Fakkels zijn de eerste tekenen van een magnetische activiteit. Ze verschijnen vóór de zonnevlekken en overleven ze met enkele weken en maanden. Gemiddeld bestaan ze drie keer langer dan de bijbehorende zonnevlekkengroep. De gemiddelde levensduur van fotosferische Fakkels is 90 dagen. Na een bepaalde duurtijd wordt een fakkelgebied uitgerafeld door convectie en verliest de oorspronkelijke vorm. Vervolgens worden alle vezels verdeeld over een toenemend gebied tot de fakkelzone uiteindelijk onzichtbaar wordt. Met monochromatisch filters, zoals in de waterstof-Hα lijn of in de calcium-H en -K lijnen zijn Fakkels waarneembaar op de gehele Zon. Dergelijke filters tonen de voortzetting van Fakkels in lagen boven de Fotosfeer als chromosferische Fakkels.
-993-
Fig. 1185 Waarneming van fotosferische Fakkels. Met elke telescoop met een opening van ten minste 30 kan men deze waarnemen. De temperatuur van de Fakkels is afhankelijk van de hoogte boven het oppervlak van de Zon. Maximale waarden (ongeveer 1000 °K boven de temperatuur van de Fotosfeer) worden bereikt tussen de cellen van hun korreligheid of granulatie. In de bovenste en koele fotosfeerlagen ligt de temperatuur van Fakkels enkele honderden gaden hoger en hun helderheid is 10% hoger dan die van de rustige, ongestoorde Fotosfeer. 19)De Zon en het Radio-Amateurisme
Fig. 1186 Zonder de Zon en de zonnevlekken die ze creëert, zou langeafstandscommunicatie (DX) onmogelijk zijn. Dit geldt zowel voor bv. de 20-meter-band als de hogere frequenties. De Zon zorgt voor het benodigde niveau van atmosferische ionisatie om de amateurbanden te openen. De Zon veroorzaakt ook de aurora-zonnegloed waardoor op de zeer hoge frequenties (ZHF= VHF) afstanden van meer dan 1000 kilometers kunnen overbrugd worden met eenvoudige TX/RX apparatuur.
-994-
Fig. 1187 In tegenstelling tot de plaatselijke FM radio-omroep op de VHF- en middengolfbanden, hangt kortegolfontvangst (en -zenden) af van de breking en weerkaatsing van signalen uit lagen gas die zich honderden kilometers boven het aardoppervlak bevinden. De aardse ionosfeer bestaat uit verscheidene lagen, van onder af met toenemende ionisatie, de D-, E-, F1- en F2- lagen. Vanaf 300 tot 400 km hoogte neemt de ionisatie langzaam af. Deze ionosfeer wordt in hoge mate beïnvloed door de ver-ultra-violette en corpusculaire stralen van de Zon.
Fig. 1188 De eigenschappen van de lagen gas in de ionosfeer veranderen wanneer ze onderworpen worden aan zonnestraling: sommige zullen radiosignalen absorberen en andere zullen ze weerkaatsen. Zonsondergang en zonsopgang bieden een aantal interessante mogelijkheden qua voortplanting of propagatie van radiosignalen. Radiogolven met frequenties beneden 12 MHz worden gebroken door de lagen gas die 's nachts verschijnen, terwijl frequenties boven 9 MHz gebroken worden door de lagen gas die aanwezig zijn tijdens daglicht. Boven 12 MHz zijn de omstandigheden overdag meestal goed, maar worden zeer variabel naarmate men werkt op hogere frequenties.Frequenties lager dan 5 MHz worden geabsorbeerd door de overdaglagen.
-995-
Fig. 1189 De Zon kent winter- en zomer 'seizoenen'. Het weer op de Zon (met betrekking tot de invloed op de voortplanting van radiogolven) wordt gemeten door het tellen van 'zonnevlekken'. Zonnevlekken ontstaan wanneer de lijnen van het magnetisch veld van de Zon worden omgedraaid. Er zijn meer zonnevlekken wanneer de Zon actiever is en meer straling produceert die de ionosfeer van de Aarde kan beïnvloeden. Dit zijn gebieden van intense zonneactiviteit, die komen en gaan gedurende een 11-jarige zonnecyclus. Wanneer de zonnevlektelling hoog is, zullen hogere frequenties blijven werken in de donkere uren van dag en nacht en op hogere frequenties gedurende de dag. Wanneer de zonnevlektelling laag is, is de voortplanting slechter en kan men beter zijn toevlucht nemen tot het werken op de lagere frequenties. De zonneactiviteit is nauw verbonden met de magnetische veldsterkte op de Zon. Dit zijn eigenschappen en kenmerken die in het voorafgaande reeds aangesneden werden. Het gezicht van de Zon verandert van dag tot dag als individuele zonnevlekken onvoorspelbaar verschijnen en verdwijnen. Langetermijnstudies van zonnevlekken onthullen echter regelmatige patronen. De meest voor de hand liggende zijn de cyclische variatie van de zonneactiviteit, reeds genoteerd in 1843 door de amateurastronoom Heinrich Schwabe, waarin de zonnevlekkenverschijning varieert met een gemiddelde looptijd van 11,07 jaar. Sinds het begin van de regelmatige telescopische waarnemingen vanaf 1749 werden de zonnevlekkencycli doorlopend genummerd. De hieronderstaande grafiek geeft een idee van de sterkte in functie van de tijd van zonneactiviteitniveau’s en hun variatie over een ongeveer 11 jarige cyclus.
-996-
Fig. 1190 De laatst opgetekende activiteit greep plaats in 2010 en dan bevond men zich in de cyclus 23. We zitten momenteel in cyclus 24. 11,07 jaar stemt overeen met een cyclus van zonneactiviteit. Het magnetisch veld van de Zon varieert ook tijdens elke ~11-jaar durende cyclus van zonneactiviteit. Tijdens een ~11-jaar durende periode valt de noordelijke magnetische pool samen met de noordelijke heliografie en gedurende de volgende 11-jarige cyclus domineert in de noordelijke heliografie een zuidelijk magnetische pool. Daarom verkiest men sedert een aantal jaren liever te spreken over een volledig doorlopen cyclus van 22,14 jaar omdat na 11,07 jaar het magnetisch veld van de Zon van teken verandert, d.w.z. dat de noordpool een zuidpool wordt en vice versa.
Fig. 1190 In totaal heeft men op de Zon 4 ketens van vulkanische bergen waargenomen. Het magma blijkt tijdens een ~11 jarige cyclus uit vulkanische bergen te stromen en verschijnt dan vooral tijdens de herfst of het voorjaar op de - 45 ° tot de +45 ° breedtegraad. Tegen het einde van de 11 jaar is het magma opgebrand of afgekoeld met de vorming van een stevige korst (magma is vloeibaar gesteente, afkomstig uit diepere lagen van bijvoorbeeld een krateropening, dat zich via scheuren en openingen naar buiten werkt. Als het magma aan de oppervlakte komt, heet het lava. De vloeibare
-997-
lava stroomt over de hellingen van een vulkaan. Als lava afkoelt, stolt het tot harde blokken). Tijdens de 11-jarige cyclus, als er nog ‘brandstof’ genoeg voorhanden is, zorgt deze voor een grootschalig magnetisch veld van de Zon, in het noordelijk halfrond "+" (plus) gemerkt , en in het zuidelijk "-" (min). Maar tijdens de volgende 11 jaar keert die toestand om. In het noordelijk halfrond heeft het magnetisch veld dan een "-" en in het zuidelijk halfrond een "+" teken. Soms stroomt de lava in de zin van de zonsomwenteling, soms in de tegenovergestelde zin, en met ziet ook grote gaten in de Corona waar helemaal geen activiteit bestaat, dus waar geen lava is, ook dichtbij de polen, waar men geen zonnevlekken waarneemt. Zo zijn er delen van het westelijk halfrond waar een minimum aan zonneactiviteit heerst terwijl op de helft van het westelijk halfrond en de helft van het oostelijk halfrond dan wel weer een maximale zonneactiviteit kan heersen. De lava, die als magma wordt uitgeworpen door vulkanische bergen op de Zon, heeft een zwakke magnetische inductie die geringer is dan die op de Aarde. De magnetische inductie van de zonnevlekken zelf is veel groter dan deze op de Aarde. Eén component van de rustige radiozonnestraling is evenredig met de oppervlakte van de zonnevlekken, gemeten tussen 10 cm en 1 m golflengte. Op die golflengten volgt men het dagelijks verloop van de zonnestraling en van de 11-jarige cyclus van de Zon.
Fig. 1191 Verschillende antennen voor ruimteonderzoek op verschillende frequenties. Links: yagi, midden: parabool, rechts: helix (de spiraal is niet goed zichtbaar op de rechtse antenne van de linkse foto). De ionisaties van de ionosfeerlagen, waargenomen vanop de Aarde, zijn afhankelijk van de zenitafstand van de Zon, dus van het uur van de dag, de dag van het jaar en van de excentriciteit van de aardbaan. De gemiddelde waarden van de ionisatie geven een nauwkeurige aanduiding van de zonneactiviteit en deze is nauwkeuriger voor de activiteit dan het zonnevlekkengetal. Een grootschalig magnetisch veld van de Zon wordt altijd voorafgaan door 5,5 jaar van vlekkenactiviteit waarin een waterstof-intergalactische stroom een rol speelt Op de Zon stroomt negatief geladen lava van zuidwestelijke vulkanische bergen naar de zuidpool waardoor op het einde van een cyclus een groot deel van het zuidelijk halfrond bedekt is met lava. Een gelijktijdig proces duwt lava van de positief geladen noordoostelijke vulkanische bergen en hier stuurt de intergalactische waterstof lava naar de noordpool waardoor aan het einde van een cyclus een groot deel van het noordelijk halfrond bedekt is met positief geladen lava. Lava van negatief geladen noordwestelijke vulkanische bergen en positief geladen zuidoostelijke vulkanische bergen wordt binnen 11,07 jaar verplaatst door de werking van waterstof- en antiwaterstof intergalactische krachten. Zonnevlekken vertonen pieken en dalen als kenmerken van deze cyclus zijn:
onderdeel van de
11-jarige zonnecyclus. Enkele
a) De magnetische polariteit van zonnevlekkenparen is: • altijd hetzelfde in een bepaalde zonnehalfrond gedurende een bepaalde zonnevlekkencyclus; • tegenovergesteld over de hemisferen gedurende een cyclus (hemisfeer=halfrond of halve hemelbol).
-998-
•
keert om
in beide halfronden van de ene zonnevlekkencyclus naar de volgende.
b) er is gebleken dat het zonneoppervlak ook gemagnetiseerd is buiten het zonnevlekkengebied en dat dit zwakker magnetisch veld een dipoolveld is dat dezelfde polariteitomwisseling ondergaat met dezelfde periode als de zonnevlekkencyclus. c) De magnetische krachtlijnen van de Aarde die bij dit alles ook een zekere rol spelen, zijn niet zichtbaar met het blote oog. d) De zonnewind volgt de magnetische krachtlijnen. Men heeft de 11-jarige cyclus en zijn oorzaak als volgt proberen te verklaren: • •
Ongelijke zonsomwentelingen kunnen de magnetische veldlijnen diep in de zon vervormen. De vervormde magnetische krachtlijnen kunnen doorbreken naar het oppervlak en daar een zonnevlekkenpaar vormen. Kolommen van heet gas omringen het inwendige van de Zon op hoge breedtegraden en glijden dan langzaam af naar dichterbij de evenaar waar ze vervolgens botsen met elkaar en zonnevlekken vormen. Zodra ze de evenaar bereiken, breken ze uit elkaar.
De straling van de Zon kan onderverdeeld worden in drie delen. De eerste is het ultraviolet licht dat valt op de ionosfeer en ionisatie veroorzaakt van de D-laag. De tweede leidt tot variaties in het magnetisch veld van de Aarde en veroorzaakt fade-out’s in de radiocommunicatie tussen 5 megahertz en 20 megahertz, en de derde is verbonden met een storing op de zeer lage frequenties van 10 tot 15 kHz. Radiogolven op 60 MHz veroorzaken grote uitbarstingen van radioruis. Al deze komen, samen met zichtbaar licht, op de Aarde zo'n acht minuten nadat een uitbarsting begonnen is op de Zon. Een later effect is dat kosmische straling die tijdens dit proces ook bestaat, ionisatie veroorzaakt in onze bovenatmosfeer. Dit gebeurt twintig tot veertig uur later. Alles samen veroorzaakt de Zon magnetische stormen, ionosferische stormen en, onder zeer ernstige omstandigheden, de verschijning van de Aurora Borealis. Zonnevlammen treden vaak op tijdens perioden van hoge zonneactiviteit, waardoor kortegolf (HF) propagatie kan verstoord worden. Door het meten van de zonneflux kan men zich een algemeen idee vormen van de hoeveelheid zonnestraling die de toestand van de ionosfeer zal bepalen. De straling van de Zon wordt gemeten op verschillende HF-frequenties. Eén daarvan, 2800 MHz, of een golflengte van 10,7 cm, wordt het meest gebruikt. Het signaal op deze frequentie levert een betrekking op tussen de waarde van de zonneflux en en het aantal zonnevlekken zoals reeds hogerstaand opgemerkt met de K- en A-indexen.
Fig. 1192 De radiozon en haar radiostraling op verschillende golflengten.
-999-
De F-laag van de ionosfeer wordt veroorzaakt door ultraviolette straling van de Zon. In tijden van hoge zonneactiviteit is er meer zonnestraling en de resulterende hogere ionisatieniveau’s in de F-laag resulteren op de hogere frequenties in een betere weerkaatsing voor zogenaamde ‘long skip’, met verre sprongen, en laten tijdens een zonnemaximum, de 10-meter-band (28 tot 30 MHz) vaker geopend gedurende lange tijd, waardoor grote (DX-) afstanden kunnen overbrugd worden met een betrekkelijk klein HF-vermogen. De D-laag wordt meer geïoniseerd tijdens een zonnemaximum, resulterend in meer demping van vooral de lagere frequenties.
Fig. 1193 De Duitser Samuel Heinrich Schwabe nummerde de zonnecycli waarbij de cyclus 1755-1766 “1” genummerd werd.
20)Zonnewind en antenne-installaties De Zon stoot als zonnewind ononderbroken grote wolken van heet gas uit, geladen met elektriciteit en met grote snelheid een deel van de Aarde bereikend. Hierdoor wordt het weer op de Aarde beïnvloed door de Zon. Gelukkig beschermen het aardmagnetisch veld en de atmosfeer ons tegen een te grote invloed van deze soort ontploffingen op de Zon. De atmosfeer van de Zon en haar gewelddadige activiteiten en uitbarstingen blazen een zonnewind naar de Aarde met een snelheid van 960000 km/uur tot 3,2 miljoen km/uur. De Chromosfeer straalt geen licht uit van zichzelf, maar enkel weerkaatst zonlicht. Hij bestaat voornamelijk uit atomaire deeltjes die uit de buurt van de Zon stromen, en deze deeltjes kunnen in de nabijheid van de Aarde gedetecteerd worden als de de zonnewind, ook uit de buitenste delen van de Corona.
Fig. 1194 De zonnewind stroomt rond obstakels zoals planeten en manen. Indien een planeet een magnetisch veld bezit, zoals de Aarde, stromen de geladen deeltjes rond het magnetisch veld. De zonnewind
-1000-
duwt op het magnetisch veld, waarna dit vlakker wordt aan de kant van de Zon, en duwen het uit tot een lange staart aan de andere kant. De zonnewind bestaat uit elektronen, protonen en heliumkernen, en dit ijle gas wordt versneld tot snelheden groter dan de ontsnappingssnelheid uit de zwaartekracht van de Zon. Daardoor verplaatst de zonnewind zich naar buiten in het zonnestelsel, en veroorzaakt zelfs de ‘ionenstaarten" van de kometen die het zonnestelsel doorkruisen. De stroom van geïoniseerde waterstof en helium die van de Zon naar buiten toe afstraalt, voert ongeveer 1 miljoen ton gas per seconde naar de omgeving van de Aarde. De zonnewind bezit normaal een snelheid van 725 km/ s. Hij strekt zich uit tussen 100 en 200 astronomische eenheden (AE) vanaf de Zon, dus 150 miljoen kilometers vermenigvuldigd met 100 tot 200. De samenstelling van de zonnewind wordt bepaald door de activiteit van de Zon en de snelheid en dichtheid zijn afhankelijk van de omstandigheden op de Zon in tijden van hoge activiteit. Dan wordt erg energiek plasma van de Zon weggeslingerd met enorme energie, veroorzaakt door de turbulente magnetische velden in de Corona. De protonen in de zonnewind kunnen een energie van 1 Kev bekomen.
Fig. 1195 Het beste antennesysteem voor het observeren van de Zon is een rij naast elkaar geplaatste antennes die werken als een diffractierooster. De roosterantenne heeft een bundelbreedte van slechts 3 boogminuten en is dus in staat is om de Zon wiens hoekomvang 32 boogminuten is, te scannen.
Fig. 1196 De radio-zon is duidelijk veel groter dan de zichtbare schijf, waaruit blijkt dat de straling afkomstig is van hoog in de atmosfeer. De radio-zon toont ook een opvallende afwijking van circulaire symmetrie, meer uitgesproken in het oosten en het westen, en dit duidt op een concentratie van warmer, dichter gas in een gordel rond de Zon op lage breedtegraden. Opgemerkt zij dat de meest intense emissie overeenkomt met een lichtsterkte-temperatuur van ongeveer 80000 °K, terwijl het midden van de
-1001-
schijf een helderheid heeft van 50000 °K. Natuurlijk blijft ook optische observatie van de Zon mogelijk met spiegeltelescopen, als men maar oogbeschermende maatregelen in acht neemt. Bij optische waarnemingen van de Zon hebben temperatuurschommelingen vooral betrekking op de laagste luchtlagen. Op een toren van 10 of 20 meter boven de grond is een aanzienlijk deel van de grondturbulentie geëlimineerd en zijn de waarnemingsomstandigheden aanzienlijk verbeterd. Een balkon in een hoogbouw appartement of een plat dak kan ook gebruikt worden. Veel turbulentie ontstaat in de onmiddellijke nabijheid van de telescoop door rokende schoorstenen. Platte daken moeten bedekt worden met gras tegen stofophoping. De meeste turbulentie ontstaat op en in de telescoop. De beste en duurste oplossing is een vacuümtelescoop. De ervaren telescoopmaker zal tijdens het leegpompen rekening houden met de vervorming van de buis en de optische onderdelen inzake de drukgradiënt. Een brede ring geplaatst rond de buis is gunstig gebleken. De schijnbare temperatuur van de Zon, gemeten d.m.v. de intensiteit van de radio-emissie, neemt af met verkleinende golflengte. In centra van activiteit verhoogt de radiohelderheid op alle golflengten tussen ongeveer 1 cm en 100 cm. Dat moet worden uitgelegd als een verhoging van de temperatuur van een regio met een bepaalde dichtheid. Optische waarnemingen suggereren dat de temperatuur geen grote rol speelt, maar de toename van de dichtheid wel. Dat betekent dat een gebied met grotere dichtheid warmer is. Recente waarnemingen met rastertype interferometers hebben betere spectra van de Zon opgeleverd op golflengten van Japan (7,5 cm.), Australië (21 cm), Amerika (88 cm) en Frankrijk (176 cm). Het resulterende spectrum vertoonde een sterke stijging van 500000 °K op 21 cm. Tijdens de 11-jarige periode neemt de dichtheid in de Chromosfeer en de Corona toe als gevolg van de toevoer van materie uit de Fotosfeer tijdens de hevige zonneactiviteit in het vlekkenmaximum. De toename van de optische diepte van de Corona gaat samen met een grote toename in intensiteit. De radiostralen ondergaan een afbuiging door het verloop van de brekingsindex met de hoogte en door dichtheidsfluctuaties in de Chromosfeer en de Corona. De afbuiging heeft tot gevolg dat het radiobeeld van de Zon vertekend en verdoezeld is. Bij aanwezigheid van een algemeen magneetveld op de Zon is de radiostraling van het noordelijk en die van het zuidelijk halfrond tegengesteld circulair gepolariseerd. 21) Homosfeer, heterosfeer en ozon De atmosfeer van de Aarde wordt traditioneel ingedeeld in een aantal gebieden zoals de homosfeer en de heterosfeer. De homosfeer, die zích uitstrekt van 0 tot ongeveer 100 km, is het gebied waar de hoofdbestanddelen van de lucht (N2: 78,084%, 02: 20,964%, Ar: 0,934% en C02: 0,033%) homogeen gemengd zijn zodat in dit gebied het gemiddeld moleculair gewicht constant blijft. De mengverhouding der minderheidsbestanddelen (H20, NO, N02, N20, HN03, HCI, HF, CH4, CO, 03, enz.) varieert echter wel met de hoogte omdat hun concentratie bepaald wordt door fotochemische processen die verschillen naargelang de hoogte. Een typisch voorbeeld hiervan is ozon. In de heterosfeer (110-500 km) krijgen de moleculaire en atomaire diffusieverschijnselen de overhand op de turbulentie, die in de homosfeer zorgt voor homogene menging, en worden daarenboven de zuurstofmoleculen door de UV straling, die nog niet weggefilterd is door de dichtere dampkring, opgebroken in atomaire zuurstof. Als gevolg daarvan neemt het gemiddelde moleculair gewicht af met de hoogte. Er is uiteraard geen scherp afgelijnde begrenzing tussen de homosfeer en de heterosfeer; het overgangsgebied noemt men de turbopauze.
-1002-
Fig. 1197 Een meer gebruikte nomenclatuur van de verschillende atmosferische gebieden is gebaseerd op het temperatuurverloop. De troposfeer is het gebied waar de temperatuur daalt met stijgende hoogte (ongeveer 6° per km). De temperatuur bereikt een minimum aan de tropopauze, - 50°C op een hoogte van 8 km aan de polen en - 85°C op ongeveer 17 km hoogte aan de evenaar. De tropopauze vormt een hechte barrière tussen de troposfeer en de stratosfeer, die uitwisseling van lucht verhindert, behalve in frontale gebieden. De stratosfeer is de laag boven de tropopauze waar de temperatuur eerst geleidelijk en dan sneller toeneemt tot een maximumwaarde van gemiddeld 0°C aan de stratopauze op zowat 50 km hoogte. De mesosfeer is de laag tussen zowat 50 en 85 km hoogte. Ze wordt gekenmerkt door een sterke negatieve temperatuursgradiënt. De temperatuur bereikt een jaargemiddelde van -85 °C aan de mesopauze. Boven de mesopauze begint de thermosfeer waar weer een positieve temperatuurs-gradiënt optreedt. De temperatuur bereikt een maximum, dat sterk afhankelijk is van de zonneactiviteit (500 °K 's nachts bij kalme zon tot 2000 °K overdag bij maximale zonneactiviteit) en verder constant blijft om tenslotte haar betekenis te verliezen in de exosfeer. In dít gebied dat boven de 500 km ligt is de lucht zo ijl geworden dat onderlinge botsingen en interacties zo zeldzaam zijn dat de kinetische gastheorie niet meer toepasbaar is en de temperatuur haar normale betekenis verliest. 21) Ozon als minderheidsbestanddeel in de stratosfeer
Fig. 1198
-1003-
Naast de hoofdbestanddelen stikstof, zuurstof en argon bevat de atmosfeer een aantal minderheidsbestanddelen, waarvan de totale concentratie van de orde van 500 ppm is. Sommige van deze minderheidsgassen, zoals ozon, ontstaan door fotochemische reacties. Ozon wordt gevormd door fotodissociatie van moleculaire zuurstof door UV licht met een golflengte kleiner dan 242,4 nm. O2 + UV-foton ⇒ O +
O
en de daaropvolgende associatiereactie : O + O2 + M ⇒O3 + M waarbij M een derde partner is die de energie van de reactie opneemt. Uiteraard is M= ofwel O2 zelf, of N2. Anderzijds verdwijnt ozon weer door de reacties O3+ UV-foton ⇒O + O2 en O + O3 ⇒ 2O2 De voortdurende vorming en vernietiging van ozon leidt tot een evenwichtsconcentratie die afhangt van de zuurstofconcentratie en de intensiteit van het UV licht. Dit eenvoudig mechanisme verklaart waarom het concentratieprofiel van ozon een piek vertoont in de stratosfeer. Inderdaad, laag in de atmosfeer waar een overmaat zuurstof aanwezig is, is de UV straling te zwak, juist door absorptie door ozon zelf, en hoger is er onvoldoende zuurstof om het mechanisme efficiënt te maken. De optimale hoogte voor het ozonmaximum ligt in de stratosfeer rond de 25 km hoogte. Uit ozonmetingen is echter gebleken dat het eenvoudige mechanisme hierboven voorgesteld onvoldoende was om de ozonverdeling volledig te verklaren. Men heeft dan ook een supplementair katalytisch ozon afbraakmechanisme moeten invoeren zoals: O3 + X ⇒ XO + O2 en XO + O ⇒X + O2 met als nettoresultaat: O3 + O ⇒ 2O2 Als kandidaten voor de katalytische reactiepartner X komen voornamelijk in aanmerking: OH, NO en Cl. De radikaal OH ontstaat door oxydatie van water en methaan in de atmosfeer. NO is het oxydatieprodukt van N2O (afkomstig van landbouwactiviteiten) en chloor wordt tenslotte gevormd door de fotodissociatie van de CFK's in de stratosfeer. De ozonconcentratie wordt bepaald door de concentratie van deze gassen. Deze spoorgassen zijn op hun beurt verwikkeld in andere reacties die minderheidsbestanddelen zoals bijvoorbeeld H, HO2, NO2, HNO3, ClO, HCl, HOCl, C10NO2, CCI4, CCL3F, enz. impliceren. 22) Aurora De Aurora is een verheldering van de nachtelijke hemel.
-1004-
Fig. 1199 De Zon veroorzaakt de Aurora-zonnegloed waardoor op de zeer hoge frequenties (ZHF= VHF) afstanden van meer dan 1000 kilometers kunnen overbrugd worden met eenvoudige Tx/Rx apparatuur (dus onder meer op 2 m en 70 cm). De meeste Aurora’s treden op vlakbij de Noordpool, in de noordelijkere breedtegraden van de VS en van Canada en Alaska. Uit verschijnselen zoals Aurora en magnetische stormen blijkt dat de Zon in alle richtingen positief en negatief geladen deeltjes uitzendt, positieve ionen en negatieve elektronen. De atomen in de equatoriale gasschijf van de Zon zijn gedeeltelijk geïoniseerd. In de gaswolken vloeien er elektrische stromen waarvan de wet van Titius-Bode het aantal en de snelheden van de uitgezonden deeltjes bepaalt. Uitgaande van de veronderstelling dat deze uitzending continu en isotroop geschiedt en wel met een constant aantal deeltjes per seconde, is het mogelijk in eerste benadering het elektrisch veld rond de Zon te berekenen. Het blijkt dan dat dit veld periodiek in de ruimte aanwezig is. Een deel van de geladen deeltjes stroomt recht naar beneden in de atmosfeer van de Aarde naar en dichtbij de polen. Wanneer deze geladen deeltjes de aardatmosfeer raken, gloeien ze in prachtige kleuren groen, rood en paars.
Fig. 1200 Aurora in Alaska. Men noemt deze gloeiende kleuren het noorderlicht of de ‘Aurora Borealis’ en de ‘Aurora Australis’. Er bestaat een relatie tussen de Aurora en het optreden van zonnevlekken. Het gloeiende licht van de ijle bovenste atmosfeer wordt veroorzaakt door geëlektrificeerde deeltjes uit de Zon die er 20 tot 60 uren over doen om de Aarde te bereiken. Ze vormen mooie gordijnen van licht die bewegen en zwaaien aan de nachtelijke hemel. Dit schouwspel is vooral vaak zichtbaar voor personen die leven in de buurt van de noord- of zuidpool, ver van de evenaar.
-1005-
Fig. 1201 De linkse oplichting wijst op een storm op de Zon. Wat andere kleuren dan deze van de Aurora betreft, zichtbaar gemaakt door de Zon, verschijnen bij de ochtendschemering van de Zon de rode-roze tinten eerst. Zij worden verdrongen door de oranje, dan door de gele en gaan in het wit licht over wanneer de Zon in de blauwe hemel schijnt op te stijgen. Bij zonsondergang is de volgorde omgekeerd. Het stof der Aarde zweeft in de lucht en wordt door de opstijgende lucht tot op grote hoogte meegevoerd, en zakt nooit geheel omlaag. Het is op die stofdeeltjes dat het vocht van de lucht tot wolken condenseert. Aan hen wordt het blauw van de hemel bij helder daglicht toegeschreven. Het licht dat van de Aarde naar de hemel wordt gereflecteerd, wordt door die stofdeeltjes teruggekaatst, maar de blauwe stralen worden door hun grotere buigbaarheid meer gebroken dan de rode en naar de Aarde teruggebogen, terwijl de rode stralen doorgelaten worden. In de tropen heeft men zeer korte, maar mooie schemeringen vastgesteld, vlak na vulkaanuitbarstingen, als gevolg van het in de hogere lucht aanwezige stof. Een regenboog ontstaat door breking en terugkaatsing van het zonlicht in regendruppels. Een regenboog kleurt rood aan de buitenzijde en violet aan de binnenkant. Soms ziet men benevens de eerste, een tweede boog, die breder is en de kleuren in omgekeerde volgorde vertoont als de eerste door een weerkaatsing in de regendruppels. In de poolstreken ontstaan grote kringen (halo) van lichtstrepen door straalbreking en terugkaatsing van het licht in ijskristallen, waaruit sommige wolken samengesteld zijn.
Fig. 1202 Indien we teruggrijpen naar bladzijde 965: ...”Op 11 september 2014 stelde men in Nederland te Rijswijk...” blijkt deze opmerking te kloppen als een bus, want een dag later trad er wel degelijk een Aurora op.
-1006-
23) Versterker voor de radiosignalen van de Zon: Masers als toepassing van quantummechanica. A) Robijnmaser Een vorm van niet-thermische emissie wordt geleverd door masers. Een maser staat voor ‘microgolfversterking door gestimuleerde emissie van straling’ en is vergelijkbaar met een laser (die straling versterkt op of dichtbij zichtbare golflengten). Masers worden meestal geassocieerd met moleculen en in de ruimte komen masers van nature voor in de moleculaire wolken en in de omhullingen van oude sterren. Maseractie versterkt vage emissielijnen op een specifieke frequentie. De interne energie van een atoom (of molecule) kan slechts discrete waarden aannemen. De toegestane waarden zijn verschillend voor elk atoom (of moleculaire soorten). Een atoom (of molecule) kan elektromagnetische straling opnemen of uitzenden. Daarbij ondergaat het een overgang tussen twee toestanden van toegestane energie. Emissie kan spontaan ontstaan of geïnduceerd worden (gestimuleerd). De golflengte van de geabsorbeerde of uitgezonden straling is λ = h*c / δE, waarin δE het verschil is in energie tussen twee toestanden. Energie wordt geabsorbeerd of geëmitteerd onder de vorm van een foton met energie δE.
Fig. 1203 In masers kan een groep moleculen tot een bepaalde toestand (gemerkt E2 in de afbeelding ) 'gepompt' worden door een uitwendige energietoevoer. Wanneer moleculen worden blootgesteld aan een hoeveelheid straling op de juiste frequentie, stijgen ze eerst naar een energieniveau E2 en vallen daarna terug naar een lager energieniveau E1. Daarbij zenden ze een radiofoton uit. Het proces lokt bij andere nabijgelegen moleculen de neiging uit om hetzelfde te doen, en een emissielawine ontstaat, hetgeen resulteert in een lichte, monochromatische maserlijn. Masers doen daarbij beroep op een externe energiebron. In het Heelal is dat een nabijgelegen hete ster, om de moleculen terug te pompen in hun aangeslagen toestand (E2), waarna het hele proces opnieuw begint. In de Cosmos vindt dit proces plaats bij onder meer de hydroxyl radikaal (OH), siliciumoxide (SiO) en water (H2O). Andere masers resulteerden uit moleculen zoals methanol (CH3OH), ammoniak (NH3) en formaldehyde (H2CO). Bouw van een robijnmaser Een robijnkristal is ondergebracht in een trilholte. Deze laatste is ingesloten in een reservoir gevuld met vloeibaar helium om het kristal tijdens de werking van het systeem af te koelen. Hierrond is er nog een mantel van vloeibare stikstof aangebracht in een afsluitend omhulsel. De trilholte is via een leiding verbonden met een zogenaamde pomp, waardoor het kristal aan het trillen zal gebracht worden door een microgolf ingangsspanning. De verwerking van de microgolf in- en uitgangsspanning wordt verzorgd door een element dat men een circulator noemt . Aan het geheel komt ook nog een permanente magneet aan te pas, die aangebracht is rond de maser.
-1007-
Fig. 1204 Wanneer de pompingang de elektronen stimuleert in de trilholte van de robijnmaser, springen de elektronen in het robijnkristal van een lagere energieband naar een hogere energieband. Daarop grijpt een populatie-inversie plaats, waardoor elektronen terugvallen van de hoge energieband naar de lagere energieband. Gedurende deze tijd emitteren de elektronen fotonen die in de caviteit een microgolffrequente spanning opwekken. Het veld daarvan brengt de trilholte in resonantie. De caviteit is daarvoor ook uitgevoerd met de geschikte afmetingen. Dit hoogfrequent signaal verschijnt aan de uitgang van de circulator in versterkte vorm. De ingangs- en uitgangspoort tussen de circulator en de trilholte is dezelfde. Wanneer de ingangsspanning van de pomp minimaal is, is ze ook minimaal in de caviteit. Dit is mogelijk omdat de afstand tussen deze twee poorten λ/4 is. Idem voor de maximale toestanden van de uitgangsspanning. B) Lopende golf maser (TWM) Ook bij dit type maser wordt een pompingang toegepast . Daardoor verplaatsen de elektronen zich van een lage energieband naar een hoge band waar een populatie-inversie plaatsvindt zodat de elektronen terugvallen naar het lagere energieniveau. Gedurende deze tijd zenden ze de fotonen uit , die een golf met microgolffrequentie genereren. Deze actie zorgt ervoor dat de (TWM) trilholten bekrachtigd worden.
Fig. 1205 Een aantal trilholten zijn in de golfgeleiderstructuur ingebouwd van de ingangspoort tot aan de uitgangspoort. Deze structuur blijkt de bandbreedte van de maser te verhogen in vergelijking met het vorige type robijnmaser. De structuur staat bekend als 'trage golfstructuur' die microgolven genereert wanneer het hoogfrequent signaal zich beweegt van de ingang naar de uitgang. Daardoor kan de TWM ook toegepast worden in radarsystemen. Bouw
.
-1008-
De lopende golf Maser (TWM) bestaat uit een golfgeleiderstructuur waarin een soort kamvorm zit uit een aantal geleidende platen. Een venster zit aan een zijde van de golfgeleider voor de pompingang. De in-en uitgangspoorten voor het UHF signaal liggen aan de tegenoverliggende einden van de structuur. In het midden van de TWM bevindt zich een licht gedopeerd robijnkristal dat de maserwerking.op peil houdt .De robijn wordt aanzien als halfgeleidermateriaal met paramagnetische eigenschappen om zeer korte radiogolflengten te versterken met buitengewoon getrouwe weergave. Elektronen die op energieniveau’s bestraald worden door fotonen met de geschikte frequentie, produceren overgangen die de ingangsbundel versterken en met deze maser is dat mogelijk op een breed bereik aan frequenties.
Fig. 1206 Wie zei er ook weer, dat de jongeren geen belangstelling meer hebben voor elektronica, techniek en telecommunicaties?
-1009-
