Het magnetische veld van de zon ontstaat dicht bij het oppervlak.
Dit is een opmerkelijke vondst, aangezien men eerder dacht dat het dynamo-effect diep in de zon plaatsvond.
Recent onderzoek toont aan dat de zonnedynamo niet diep in de zon gelegen is, zoals voorheen aangenomen werd, maar relatief dicht bij het oppervlak, op een diepte van slechts 32.000 kilometer. Waarom is dit belangrijk? Omdat de slecht begrepen zonnecycli op de een of andere manier verband houden met het magnetisch veld.
De zonnedynamo, die de magnetische velden produceert welke zichtbaar zijn als zonnevlekken op het oppervlak die zonnevlammen veroorzaken, is nog niet volledig begrepen. Het lokaliseren van de dynamo is cruciaal voor het ontrafelen van de mechanismen achter de zonnecycli, één van de grote onopgeloste vraagstukken in de astrofysica. De magnetische activiteit van de Zon, die zonnevlekken, zonnevlammen en coronale massa-ejecties omvat, speelt een sleutelrol in het ruimteweer, dat aanzienlijke effecten op de aarde kan hebben.
Wetenschappers hebben vastgesteld dat zonnecycli onlosmakelijk verbonden zijn met het magnetische veld, dat in kronkels, wervelingen en lussen over het oppervlak van de Zon buigt.
Ongeveer elke 11 jaar draaien de magnetische polen van de Zon om, noord wordt zuid en vice versa. Deze schakelaar valt samen met wat bekend staat als het zonnemaximum, gekenmerkt door een piek van zonnevlekken, zonnevlammen en coronale massa-ejectie-activiteit. Na deze omkering neemt de activiteit af, voordat deze weer naar een nieuwe piek gaat stijgen.Eerder werd gedacht dat de dynamo-activiteit in de hele convectiezone plaatsvond, maar nu geloven wetenschappers dat dit vooral gebeurt in de interface tussen de radiatieve zone en de convectiezone, een cruciaal gebied in de structuur van de zon. Het is de overgangszone waar de energietransportmethode verandert van straling naar convectie.
De radiatieve zone en de convectiezone, in combinatie met de beweging van plasma dat door deze zones van de evenaar naar de polen circuleert en vice versa, zijn essentieel voor het dynamo-effect en de activiteit van zonnevlekken. Dit plasma, een elektrisch geleidend en geïoniseerd gas, is voortdurend in beweging en speelt een rol in de zonnecyclus.
De cruciale vraag is dan ook eigenlijk: wat veroorzaakt zonnevlekken? Welnu, volgens de huidige modellen zijn ze gerelateerd aan de rotatie van de zon. De zonne-evenaar draait sneller dan de polen. Als magnetische veldlijnen die in de lengterichting lopen met deze rotatie zouden worden meegesleept, zouden ze worden uitgerekt en uiteindelijk in de knoop raken, waardoor tijdelijke, gelokaliseerde gebieden met sterke magnetische velden of zonnevlekken worden gegenereerd. Zonnevlekken vormen de grootste concentraties van magnetische stroming op het zonneoppervlak. Door de sterke magnetische velden worden convectieve bewegingen aanzienlijk onderdrukt, waardoor ze als donkere gebieden op de fotosfeer, of umbrae, zichtbaar zijn, waar het veld bijna verticaal is met typische sterktes tussen de 2000 en 4000 Gauss (tussen 2 en 4kG).
Interessant is ook hier weer, dat het magnetische veld aan het oppervlak van de Zon vergelijkbaar is met dat van een standaard koelkastmagneet!! Gemiddeld heeft dit veld op de Zon een sterkte van ongeveer 1 Gauss, wat ruwweg twee keer zo krachtig is als het gemiddelde magnetische veld op Aarde, dat ongeveer 0,5 Gauss bedraagt. De magnetische velden van de Zon, zoals eerder vermeld, zijn cruciaal voor het vasthouden van het zonneplasma. Dit plasma vormt zonnevlammen die wel 20.000 km boven het zonneoppervlak kunnen uittorenen, terwijl coronale lussen zich duizenden kilometers boven het zonneoppervlak kunnen uitstrekken, waarbij sommige extreem hoge temperaturen bereiken, ver boven de miljoen graden.
Zonnevlammen zijn krachtige stralingsuitbarstingen die ontstaan door het vrijkomen van magnetische energie geassocieerd met zonnevlekken.
Zonnevlammen kunnen alleen waargenomen worden tijdens zonsverduisteringen.
Hoelang duurt het eigenlijk voordat de lichtstralen het zonneoppervlak verlaten?
Het licht dat we van de Zon ontvangen, heeft tijd nodig om ons te bereiken. Het zonlicht doet er ongeveer 8 minuten en 20 seconden over om van het zonneoppervlak naar de aarde te reizen. Dit houdt in dat wanneer we naar de zon kijken, we haar zien zoals ze meer dan acht minuten geleden was.
Het licht dat in de kern van de zon wordt gegenereerd, heeft echter veel meer tijd nodig om het oppervlak te bereiken. Fotonen (lichtdeeltjes) die in de kern van de zon zijn ontstaan, kunnen honderdduizenden jaren onderweg zijn voordat ze het oppervlak bereiken, vanwege het dichte materiaal waar ze doorheen moeten reizen. Eenmaal aan het oppervlak, doen ze er iets meer dan acht minuten over om de afstand van 150 miljoen km naar de Aarde af te leggen.
Het is fascinerend om te bedenken dat de warmte van een zonnestraal, die je nu voelt, acht minuten geleden nog met een onvoorstelbare snelheid door de hete atmosfeer van de Zon raasde, waar de temperatuur ongeveer 5500 graden Celsius is.
De solar hedgehog (zonne-egel) met pieken van extreem hete gassen die temperaturen bereiken van ongeveer een miljoen graden Celsius.
Bron: ESA & NASA/Solar Orbiter/EUI Team
Nog meer bubbels op het zonneoppervlak
Granules on the Sun's Photosphere
Granulatiekorrels zijn convectiecellen in de fotosfeer van de zon, met een grootte van ongeveer 1000 km. Ze ontstaan door convectiestromen van plasma in de convectieve zone net onder de fotosfeer. Het korrelige uiterlijk van de zonnefotosfeer ontstaat door de toppen van deze convectiecellen en staat bekend als granulatie. Het heldere, stijgende deel van de korrels is te vinden in het midden waar het plasma veel heter is, terwijl de donkere buitenranden koeler, dalend plasma aanduiden.
De magnetische activiteit van de zon volgt cycli van ongeveer elf jaar. Tijdens het zonnemaximum, het meest actieve stadium met talrijke zonnevlekken en zonnevlammen, vindt er een omkering van de magnetische polen plaats. Aan het begin van de cyclus verlopen de magnetische veldlijnen van de zuidelijke naar de noordelijke magnetische pool van de zon. Dit is een periode van een minimum aan magnetische activiteit. De oorspronkelijk van zuid naar noord lopende magnetische veldlijnen rekken dan 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 zonnevlammen die de Zon als een draak uit het oppervlak spuwt. Zometeen meer over zonnevlekken en zonnecycli.
Er zijn ook andere manieren waarop het gedrag van de zon verandert. Eén ervan zijn torsieschommelingen.
- Dit zijn fluctuaties in de rotatiesnelheid van de zon op specifieke breedtegraden. Aangezien de Zon gasvormig is, voornamelijk bestaande uit waterstof en helium, varieert de rotatiesnelheid. De differentiële rotatie van de Zon vertoont een cyclisch patroon van verandering dat sterk samenhangt met de cyclus van zonnevlekken, oftewel de magnetische activiteit. Dit fenomeen staat bekend als torsieoscillatie, waarbij de rotatiesnelheid van de zon periodiek toeneemt of afneemt op bepaalde breedtegraden, terwijl deze elders overwegend constant blijft
De differentiële rotatie van de zon vertoont een cyclisch veranderingspatroon dat sterk samenhangt met de cyclus van zonnevlekken of de magnetische activiteitscyclus. Dit patroon staat bekend als torsie-oscillatie, wat betekent dat de rotatiesnelheid van de zon periodiek toeneemt of afneemt op bepaalde breedtegraden, terwijl deze op andere plaatsen in essentie constant blijft.
Het wordt als algemeen beschouwd dat het magnetische veld van de Aarde ontstaat door een dynamo-effect in de buitenste kern: een convectieve, roterende, elektrisch geleidende vloeistof die kinetische energie omzet in elektrische en magnetische velden, die zich ver in de ruimte uitstrekken.
De interne dynamiek van de Zon is echter veel complexer en moeilijker te observeren dan die van een planeet waarop we leven. De traditionele 'dynamotheorie', die het magnetische veld van de Zon verklaart, biedt geen verklaring voor de oorsprong van de fluctuaties in de rotatiesnelheid. Opmerkelijk is dat deze fluctuaties schijnbaar alleen nabij het zonneoppervlak optreden.
Zonnevlekken zijn donkere gebieden ter grootte van een planeet die op het oppervlak van de zon verschijnen. Ze zien er donker uit omdat ze 'veel koeler' zijn dan de rest van het zonne-oppervlak. Maar......zonnevlekken hebben temperaturen rond de 3.500 °C, terwijl het omringende oppervlak een temperatuur heeft van ongeveer 5.500 °C. Als een zonnevlek alleen in de ruimte was, zou hij fel gloeien. Ze ontstaan door de draaiende, chaotische magnetische velden die uit de convectieve zone van de zon komen. Deze krachtige mechanismen creëren actieve regio's op de zon, die vaak aanleiding geven tot zonnevlammen en coronale massa-ejecties (CME's).Het aantal zonnevlekken is een maat voor de activiteit van de zon.
Vlinderdiagrammen zonnevlekken
Gedetailleerde waarnemingen van zonnevlekken zijn verkregen door de Royal Greenwich Observatorium sinds 1874. Deze waarnemingen omvatten informatie over de maten en posities van zonnevlekken en hun aantallen. Uit deze gegevens blijkt dat zonnevlekken niet willekeurig over het oppervlak van de zon verschijnen, maar geconcentreerd zijn in twee breedtegraadbanden aan weerszijden van de evenaar. Een vlinderdiagram (op de juiste manier genoemd vanwege zijn uiterlijk) legt de nadruk op de posities van de vlekken voor elke rotatie van de Zon sinds mei 1874 en laat zien dat deze banden.....
.......zich het eerst vormen op de middelste breedtegraden, zich verbreden en vervolgens naar de evenaar bewegen naarmate elke cyclus vordert. Tegen de tijd dat de zonnevlekken de evenaar bereiken, is de cyclus minimaal en nieuwe vlekken beginnen zich alweer te vormen op de middelste breedtegraden.
Het aantal zonnevlekken fluctueert tijdens de elfjarige zonnecyclus, met een piek in activiteit tijdens het zonnemaximum en een afname tijdens het zonneminimum. Zonnecycli treden weliswaar regelmatig op, maar zijn lastig te voorspellen en kennen een variabele duur van acht tot veertien jaar, met een grote variatie in intensiteit. De 25e zonnecyclus, die eind 2019 van start ging, roept de vraag op wat we kunnen verwachten.
De vlekken die aan het begin van een nieuwe cyclus te zien zijn, verschijnen het eerst in de buurt van de polen. Tijdens de zonnecyclus stijgt het aantal zonnevlekken en verplaatst zich naarmate de cyclus vordert in de richting van de evenaar van de Zon.
De lengte van de zonnecyclus duurt gemiddeld 11 jaar, maar varieert tussen 8 en 14 jaar door verschillende factoren die de dynamiek van de zon beïnvloeden. Hier zijn de belangrijkste elementen die deze variaties kunnen veroorzaken:
- Fluctuaties in de plasma-dynamiek door convectieve bewegingen: De beweging van heet en 'afgekoeld' plasma in de convectieve zone speelt een cruciale rol in het genereren van magnetische velden. Veranderingen in deze bewegingen kunnen de efficiëntie van de zonnedynamo beïnvloeden, wat leidt tot variaties in zonneactiviteit.
- Magnetische interacties: De organisatie en stabiliteit van magnetische fluxbuizen die naar het oppervlak stijgen, zijn essentieel voor de vorming van zonnevlekken. Instabiliteit of veranderingen in deze velden kunnen leiden tot verschillende niveaus van zonneactiviteit.
- Verstrengeling van Velden: De interactie tussen verschillende magnetische velden kan ook leiden tot veranderingen in activiteit, zoals het ontstaan van nieuwe zonnevlekken of zonneflitsen.
- Cyclische omkeringen van Polariteit: Aan het einde van elke cyclus vindt er een omkering van de magnetische polariteit plaats. Deze omkering kan invloed hebben op de dynamiek van de volgende cyclus en bijdragen aan de variabiliteit in de lengte ervan.
- Externe factoren door kosmische invloeden: Er zijn ook externe factoren, zoals kosmische straling en invloeden van andere sterren of galactische gebeurtenissen, die de zonneactiviteit kunnen beïnvloeden.
- Zonnevlekken en activiteit: De hoeveelheid zonnevlekken op een bepaald moment is een indicator van zonneactiviteit, en schommelingen hierin kunnen de waargenomen lengte van de zonnecyclus beïnvloeden.
Ruimteweer verwijst naar de veranderende omstandigheden in de ruimte dichtbij de Aarde. Magnetische velden, straling en deeltjes uitgezonden door de Zon kunnen interageren met de bovenste lagen van de aardatmosfeer en het omringende magnetische veld, wat leidt tot diverse effecten. Dit omvat de effecten van de zonnewind, vooral op de magnetosfeer, ionosfeer, thermosfeer en exosfeer van de Aarde.
Het meest bekende en zichtbare effect van ruimteweer is waarschijnlijk het poollicht, bekend als het Noorder- en Zuiderlicht.
De condities van het ruimteweer zijn variabel. Deeltjesstromen van de zon, meegevoerd door de zonnewind, bereiken voortdurend de aarde. Tijdens perioden van intense zonneactiviteit, gekenmerkt door een toename van zonnevlammen en coronale massa-ejecties (CME's), ondervindt de aarde een verhoogde impact. Extreme gebeurtenissen die significante gevolgen kunnen hebben, kunnen op elk moment plaatsvinden gedurende de 11-jarige zonnecyclus, zoals effecten op nationale infrastructuur, technologie en communicatiesystemen..
Het klimaat op Aarde warmt op als gevolg van menselijke activiteiten die de hoeveelheid broeikasgassen in de atmosfeer verhogen. Niet vanwege de Zon, maar die heeft wel degelijk invloed op het aardse klimaat, want:
- De Zon is de energiebron die het klimaatsysteem van de aarde aandrijft. Zonnestraling verwarmt de atmosfeer en produceert wereldwijde windpatronen als gevolg van de ongelijke verdeling van zonne-energie over het oppervlak van de planeet vanwege de bolvorm van de aarde en de kanteling van haar as.
- De veranderlijkheid van de zonnestraling hangt af van de golflengte. Verschillende golflengtes vertonen verschillende niveaus van veranderlijkheid. Deze zeer kleine variaties in de output van zonne-energie en de oriëntatie van de Aarde ten opzichte van de Zon hebben geen invloed op de opwarming van het klimaat die we hebben meegemaakt sinds we begonnen zijn met het verbranden van fossiele brandstoffen en het vergroten van de hoeveelheid koolstofdioxide in de atmosfeer.
- Overigens, klimaat en weer zijn niet hetzelfde. Het weer op Aarde, van het oppervlak tot in de ruimte, vindt zijn oorsprong in de Zon.
De Zon genereert energie in de vorm van lichtstralen.
