Nederlandse samenvatting

Nederlandse samenvatting De zon schijnt al 4,6 miljard jaar, en zal dat nog 4,4 miljard jaar blijven doen. Het mag duidelijk zijn dat de zon een van de belangrijkste hemellichamen is voor het bestaan van de mensheid en ander leven op aarde. Vele oude culturen identificeerden de zon dan ook met een mythisch persoon, een godheid, of een ander bovennatuurlijk verschijnsel. De oude Egyptenaren geloofden bijvoorbeeld dat de zon de god Ra was, die in een boot langs de hemel voer. De naam van de Romeinse zonnegod Sol wordt tegenwoordig gebruikt om onze zon te onderscheiden van talloze andere zonnen in het universum. De melkweg alleen bevat al tussen de 200 en 400 miljard sterren, waarvan er meer dan 100 miljoen vergelijkbaar zijn met onze zon. De zon staat gemiddeld 1,496 × 108 km van de aarde. De baan van de aarde om de zon is niet precies cirkelvormig. De afstand van de aarde tot de zon varieert tussen 1,471 × 108 en 1,521 × 108 km. Licht doet er ruim 8 minuten over om van de zon naar de aarde te reizen. Voor Alpha Centauri, het systeem van de drie dichtstbijzijnde sterren (op de zon na), is die reistijd meer dan vier jaar. Vanwege zijn nabijheid kan de zon in detail bestudeerd worden. De beste telescopen kunnen tegenwoordig structuren in de atmosfeer van de zon zien met afmetingen van honderd kilometer. Dat maakt de zon wetenschappelijk interessant voor sterrenkundigen, als “test case” voor onderzoek naar bijvoorbeeld de vorming en evolutie van sterren, maar ook voor plasmafysici, die processen in de buitenste lagen van de zonsatmosfeer bestuderen. De combinatie van de hoge temperatuur en de lage druk die daar heerst is niet in laboratoria op aarde na te bootsen. Door de zon te bestuderen kunnen we meer leren over de achterliggende fysica. Dit proefschrift beschrijft onderzoek naar de dynamica van fijnstructuur in de zonsatmosfeer. In deze samenvatting zal ik eerst kort enkele eigenschappen van de zon behandelen en de interne structuur bespreken. De atmosfeer van de zon wordt in meer detail besproken. Tot slot zal ik elk hoofdstuk afzonderlijk kort samenvatten.

De zon De zon is een bol gas, voornamelijk waterstof en helium, met een massa van (1,9889 ± 0,0003) × 1030 kg. In tegenstelling tot de aarde is er op de zon geen scherpe overgang van atmosfeer naar vaste stof of vloeistof. Er is daarom geen natuurlijke definitie van hoogte in de zonsatmosfeer of van de straal van de zon. De hoogte wordt meestal 111

112

Nederlandse samenvatting

gemeten ten opzichte van de gemiddelde hoogte waarboven licht met een golflengte van 500 nm kan ontsnappen. Die hoogte komt ongeveer overeen met de rand van de zon zoals het menselijk oog die waarneemt. De straal van de zon komt zo op (6,960 ± 0,001) × 105 km, meer dan 100 keer groter dan de straal van de aarde, en ongeveer 10 keer zo groot als die van de grootste planeet, Jupiter. Ondanks het feit dat de zon puur uit gas bestaat, heeft hij een interne structuur. In het binnenste van de zon, tot ongeveer 20% van de straal, vindt kernfusie plaats. Hierbij worden atoomkernen van waterstof samengesmolten tot kernen van helium. Bij dit proces komt energie vrij. Een klein gedeelte van die energie ontsnapt onmiddellijk uit de zon in de vorm van neutrino’s, deeltjes die bijna geen interacties hebben met andere deeltjes. De rest van de energie komt terecht in zogenaamde fotonen: kleine energiepakketjes van licht. Wegens de hoge dichtheid kunnen de fotonen niet ver reizen. In het binnenste van de zon is de gemiddelde afstand die een foton aflegt alvorens te botsen met een deeltje minder dan een centimeter. Dat deeltje absorbeert het foton, en zendt het zeer korte tijd later weer uit, maar niet per se in dezelfde richting. De fotonen die binnenin de zon gemaakt worden bevatten veel energie. Soms wordt een foton bij een botsing opgesplitst in meerdere fotonen, maar altijd zo dat de totale energie behouden blijft. Tot op ongeveer 70% van de straal diffunderen de fotonen zo langzaam naar buiten. Op dat punt neemt convectie het energietransport over. Een gasbel wordt van onder opgewarmd door de fotonen, en zet uit, waardoor de dichtheid afneemt en de bel opstijgt. Als gevolg van de afnemende druk zet de hete bel verder uit, en doet dat sneller dan zijn omgeving. De bel stijgt daardoor dus nog sneller op. Zo rijst de hete gasbel naar het zichtbare oppervlak van de zon. Daar aangekomen kan het gas afkoelen door licht uit te zenden. Dat licht kan uit de zonsatmosfeer de ruimte in ontsnappen, zodat wij het kunnen waarnemen. De afgekoelde bel heeft een hogere dichtheid dan zijn omgeving, en zakt weer naar de bodem van de convectiezone, om daar weer opnieuw op te warmen. Het wordt aangenomen dat het magnetische veld van de zon in de convectiezone opgewekt wordt. Er is echter nog geen sluitende theorie over de exacte werking van de dynamo. Het magnetisch veld van de aarde is, dankzij de ijzeren kern, een fraai dipoolveld, met een noordpool en een zuidpool. Het veld van de zon is daarentegen uitermate inhomogeen en gestructureerd op grote en kleine schalen. Bovendien is de magnetische activiteit variabel, en keert de polariteit elke 11 jaar om.

De atmosfeer van de zon De buitenste lagen van de zon kunnen vanaf de aarde bestudeerd worden. We onderscheiden ruwweg drie lagen in de zonsatmosfeer. De onderste laag is de diepste laag waaruit licht kan ontsnappen, en wordt daarom de fotosfeer genoemd. Deze laag correspondeert met het visuele oppervlak van de zon. De convectie zorgt voor een herkenbaar patroon van bellen: granulatie. Gemiddeld zijn de gasbellen of granulen ongeveer 1000 km groot, en leven ze ongeveer 10 minuten. In donkere intergranulaire lanen vloeit het afgekoelde gas weer naar beneden. In deze lanen zijn soms ook


113

kleine, heldere stippen te zien. De heldere stippen zijn het gevolg van magnetisch veld, dat in dunne fluxbuizen door het oppervlak steekt. Granulen en fluxbuizen bewegen in een grootschaliger patroon, supergranulatie genaamd. Supergranulaire cellen zijn typisch zo’n 15000 km groot, en hebben een typische levensduur van een dag. Door de supergranulaire stroming worden de fluxbuizen langzaam naar de randen van de supergranulaire cellen gesleept. Op die randen worden dan ook hogere concentraties heldere stippen waargenomen dan in het binnenste van de cellen. We noemen de plekken waar de fluxbuizen zich verzamelen het magnetische netwerk, en het binnenste van de cellen waar weinig fluxbuizen te vinden zijn het internetwerk. De buitenste laag van de zonsatmosfeer is de corona. Tijdens een volledige zonsverduistering is de corona fraai zichtbaar als een spectaculaire witte krans. De corona is zeer ijl, maar ook zeer heet: enkele miljoenen graden Celsius. Die hoge temperatuur is opmerkelijk aangezien in de fotosfeer typisch temperaturen van een paar duizend graden heersen. Het feit dat de corona heter en uitgebreider is tijdens hoge magnetische activiteit, geeft aan dat het verhittingsmechanisme gerelateerd is aan het magnetische veld. Door het veld wordt energie uit convectieve bewegingen in de fotosfeer getransporteert naar de corona, waar het dissipeert en het gas verhit. Tussen de fotosfeer en de corona bevindt zich de chromosfeer, een laag van een paar duizend kilometer dik. Deze laag dankt zijn naam aan de purperrode kleur waarin hij zichtbaar is tijdens een volledige zonsverduistering. Terwijl in de fotosfeer de bewegingen en de structuur van het gas domineren, en in de corona die van het magneetveld, is de chromosfeer een overgangsgebied waarin noch gas noch magneetveld volledig dominant is. Opnames van de chromosfeer tonen een draderige door magnetisme gedomineerde structuur, met de snelle dynamica van gas, gedreven door de onderliggende convectie. De ingewikkelde structuur, samen met de snelle veranderingen, maken de chromosfeer een interessant, maar lastig object om te bestuderen. Waarnemingen moeten hoge resolutie hebben om de fijnstructuur te kunnen oplossen, en beelden moeten elkaar snel opvolgen om de dynamica te kunnen volgen. Ook de chromosfeer blijkt heter te zijn dan de fotosfeer. Tot voor kort leek het dat geluidsgolven, opgewekt door de convectie, de benodigde energie zouden kunnen leveren. Recent onderzoek heeft echter aangetoond dat er niet genoeg energie in die golven zit. Het lijkt nu waarschijnlijk dat ook in de chromosfeer de verhitting iets te maken heeft met het magneetveld. De overgang van fotosfeer in chromosfeer gaat betrekkelijk geleidelijk. De overgang van de chromosfeer naar de corona manifesteert zich daarentegen bijna als een discontinu¨ıteit, die we het overgangsgebied noemen. De temperatuur gaat in een paar tientallen kilometer omhoog met een factor 100, en de dichtheid met dezelfde factor naar beneden.

Dit proefschrift Dit proefschrift bevat zes hoofdstukken die observationele studies van de zonsatmosfeer beschrijven, oplopend geordend naar relevante hoogte in de zonsatmosfeer.

114


Omgekeerde granulatie In hoofdstuk 2 wordt omgekeerde granulatie bestudeerd. Omgekeerde granulatie komt voor in de hoge fotosfeer en de lage chromosfeer. Het intensiteitspatroon in die lagen ziet eruit als het omgekeerde van de granulatie in de lage fotosfeer. Er worden enkele mogelijkheden voor de vorming van dit patroon besproken. Sinds de publicatie van hoofdstuk 2 is het duidelijk geworden uit simulaties dat drukgolven als gevolg van convectieve bewegingen op sommige plaatsen elkaar versterken, bij voorkeur op plekken tussen twee granulen in. Deze plaatselijke drukverhoging veroorzaakt het waargenomen intensiteitspatroon. Magnetische plekken In hoofdstuk 3 wordt een studie gepresenteerd van magnetische elementen in het internetwerk in de hoge fotosfeer. Magnetische heldere stippen zijn soms enkele minuten zichtbaar in deze laag. De waarnemingen laten zien dat, hoewel die heldere stippen slechts een korte levensduur hebben, er op dezelfde plek enige tijd later een nieuw heldere stip kan verschijnen. Hiermee is aangetoond dat de oorzaak van de intensiteitsverhoging, namelijk het magnetische veld, aanwezig blijft terwijl de stip verdwijnt. Daarnaast blijkt dat de magnetische elementen samenscholen op plekken die de randen lijken aan te geven van cellen die we met mesogranulatie associ¨eren. Mesogranulatie is een celstructuur met een typische grootte van 5000 km, die net als granulatie of supergranulatie te maken heeft met gasstromingen. Met een statistische berekening wordt een gemiddelde levensduur van negen uur voor een magnetische plek bepaald. Zo’n lange levensduur suggereert dat het magneetveld niet opgewekt wordt in de lokale convectie, die op een tijdschaal van enkele minuten verandert. Daar staat tegenover dat sommige modellen van zulke granulaire dynamo’s juist dergelijke lange levensduur voorspellen. Hoogfrequente golven in ultraviolette waarnemingen Hoofdstuk 4 beschrijft een zoektocht naar golven met korte periodes in waarnemingen van de hoge fotosfeer en lage chromosfeer. Er werd lange tijd verondersteld dat dergelijke golven de chromosfeer zouden kunnen verhitten. Uit de analyse blijkt dat er golven met periodes tot ongeveer 1 minuut aanwezig zijn, en dat golven met kortere periodes door instrumentele beperkingen niet detecteerbaar zijn. Theoretisch onderzoek naar dergelijke golven in de chromosfeer heeft ondertussen aangetoond dat ze niet genoeg energie bevatten om de temperatuur van de chromosfeer te verklaren. Het lijkt nu dat chromosferische verhitting, net zoals coronale verhitting, gerelateerd is aan magneetvelden. Oscillaties in actieve gebieden Hoofdstuk 5 concentreert zich op magnetisch actieve gebieden. In observaties van de intensiteit van de chromosfeer en van het overgangsgebied worden treintjes van


115

golven aangetroffen. Ze bestaan typisch uit vier tot zeven oscillaties met periodes tussen de drie en vijf minuten. De interactie van chromosferische golven met het overgangsgebied is een sterke aanwijzing dat de golven geassocieerd zijn met bewegingen van materie. Daarnaast lijkt er in sommige gevallen een correlatie te zijn met fotosferische oscillaties. Uiteindelijk hebben deze observaties geleid tot een veelbelovend model voor de vorming van dynamische fibrillen. Dynamische fibrillen zijn lange, dunne structuren in actieve gebieden op de zonneschijf. Ze steken van de lage chromosfeer een paar duizend kilometer omhoog, en ze hebben een typische levensduur van een paar minuten. Recente observaties en simulaties lijken te bevestigen dat deze fibrillen gevormd worden door omhooglopende schokken, gevormd uit convectieve bewegingen en oscillaties in de fotosfeer. Dynamische fibrillen in Hα en C  Dynamische fibrillen zijn ook het onderwerp van hoofdstuk 6. Bij waarneming in de Hα-lijn zijn op de rand van de zonneschijf vergelijkbare structuren zichtbaar, die spiculen genoemd worden. Op dezelfde plekken waar spiculen waargenomen worden, wordt ook emissie in sommige spectraallijnen in het ultraviolet gezien, zoals in de C -lijnen rond 1550 Å. Emissie in dergelijke lijnen wordt veroorzaakt door een plasma van zo’n honderdduizend graden. In hoofdstuk 6 worden dynamische fibrillen in Hα en in C  bestudeerd. Er blijkt dat sommige dynamische fibrillen in Hα ook in C  zichtbaar worden, vaak even nadat ze zichtbaar waren in Hα. Dit betekent dat enige materie geassocieerd met de dynamische fibrillen erg heet moet zijn. Traditioneel worden er temperaturen in de orde van tienduizend graden in spiculen en fibrillen verwacht. Deze waarden komen goed overeen met wat van de chromosfeer verwacht wordt, maar er zijn wel inconsistenties tussen de resultaten wanneer verschillende spectraallijnen gebruikt worden voor de bepaling van de temperatuur. Om deze vraagstukken op te lossen, zullen waarnemingen met hoge ruimtelijke en spectrale resolutie nodig zijn. Fourier-analyse van plage Met dezelfde Fourier-technieken als beschreven in hoofdstuk 4, worden in hoofdstuk 7 intensiteitsoscillaties in plage bestudeerd. Plage is gebied in actieve gebieden met een zeer hoge concentratie fluxbuizen. De analyse laat zien dat er enige overeenstemming is tussen de lage chromosfeer en het overgangsgebied. Dynamische fibrillen schermen soms tijdelijk heldere plekken in de atmosfeer af voor de waarnemer. Dit effect is zowel in de waarnemingen van het overgangsgebied als in die van de chromosfeer te zien. Verder toont de analyse dat helderheidsveranderingen met relatief lange periodes in de chromosfeer ongeveer zeven minuten later gevolgd worden door een soortgelijke helderheidsverandering in het overgangsgebied. Door het grote hoogteverschil en de niet-lineaire processen die zich in de chromosfeer afspelen, is het vinden van enige verbinding tussen deze lagen opmerkelijk. Het kan zijn dat langzame magnetohydrodynamische golven langs fluxbuizen omhoog

116


lopen. Zo’n golf zou dan eerst in de lage chromosfeer voor een helderheidsverandering zorgen, en zeven minuten later bij het overgangsgebied aankomen, om ook daar voor een helderheidsverandering te zorgen. Een andere mogelijkheid is dat chromosferische en coronale verhitting aan elkaar gerelateerd zijn. Verhitting in de chromosfeer zou dan even later gevolgd worden door verhitting in de corona, waarna het overgangsgebied van boven wordt verhit door de hete corona. Om vast te stellen wat de overeenkomst verzorgt, zullen computermodellen nodig zijn die de zonsatmosfeer van de fotosfeer tot de corona op realistische wijze simuleren.

©

Nederlandse samenvatting

Recommend Documents