Deel dit artikel

de nabijheid van de zon laat ons toe om een actieve ster nauwkeurig te bestuderen en de geheimen van sterren en andere astrofysische plasma’s te ontrafelen. het probleem van coronale verhitting is een van de belangrijkste onopgeloste vragen in de astrofysica. een enorme vooruitgang werd geboekt met belangrijke theoretische ontwikkelingen en spectaculaire waarnemingen via zonnetelescopen en ruimtemissies. toch blijft er een kloof tussen theorie en observatie.

De zon: de steen van Rosetta voor de astrofysica

Stefaan Poedts

De zon is een normale ster. Door haar relatief geringe afstand tot de aarde – gemiddeld slechts 149.6 millioen km (= 1 astronomische eenheid) – kunnen we haar veel nauwkeuriger waarnemen dan de andere sterren, dit wil zeggen met een hoge resolutie in de ruimte en in de tijd. Zo is het mogelijk ‘details’ waar te nemen in de atmosfeer van de zon en fenomenen als zonnevlekken, protuberansen, magnetische lussen, zonnevlammen, coronale gaten en coronale massa-ejecties te observeren. Dit is interessant vanuit het perspectief van andere disciplines, want de zon is de aandrijvende factor voor het klimaat op aarde en ze is essentieel voor het leven. Maar de zon is ook van cruciaal belang voor de astrofysica. Er zijn namelijk zeer vele sterren zoals de zon. Door de zon te doorgronden komen we dus ook iets te weten over die andere sterren. Bovendien komen verschijnselen die waargenomen worden op de zon, ook voor in andere astrofysische plasma’s, zoals galactische en extragalactische jetstromingen, accretieschijven en gemagnetiseerde plasmawolken. De zon wordt daarom wel eens de ‘steen van Rosetta’ genoemd voor de astrofysica. De studie ervan is het hoofddoel van een aantal ruimtemissies zoals het Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), de Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI), het Solar TErrestrial RElations Observatory (STEREO), de Japanse Hinode en andere missies die in voorbereiding zijn, zoals Proba 2, het Solar Dynamic Observatory, de Solar Probe en Solar C. Bovendien werden en worden ook op de aarde grote zonnetelescopen gebouwd om de zon te observeren.

Sterren bestaan uit plasma. Een plasma is een geïoniseerd gas dat bestaat uit elektronen en ionen die vrij door elkaar kunnen bewegen. Plasma wordt wel eens de vierde aggregatietoestand van materie genoemd (naast vast, vloeibaar en gasvormig), die alleen voorkomt bij extreem hoge temperaturen. Historisch gezien was plasma echter de eerste aggregatietoestand (na de oerknal). Vandaag is nog meer dan 90 procent, volgens sommigen meer dan 99 procent, van alle materie in het heelal in de plasmatoestand. Door de aanwezigheid van elektrische ladingen die zich vrij kunnen bewegen, gedraagt een plasma zich heel anders dan een neutraal gas, vooral als er magneetvelden in de buurt zijn. Plasma’s komen trouwens bijna altijd samen met magneetvelden voor, aangezien plasmastromingen zelf een magneetveld kunnen induceren. Magneetvelden hebben verschillende effecten op plasma’s. Ze kunnen hen thermisch isoleren en hen in bedwang houden – twee eigenschappen waarvan dankbaar gebruik wordt gemaakt in het onderzoek naar gecontroleerde thermonucleaire fusie. Hierbij worden in zogenaamde ‘tokamaks’ (of ‘toroïdale kamers’) plasma’s met sterke magneetvelden in toom gehouden en tot 100 miljoen graden verhit om de fusie van lichte atoomkernen te realiseren. Magneetvelden kunnen ook energie opslaan en dan plots weer vrijlaten, zoals in een zonnevlam.

Meer dan 99,9 procent van het licht dat we van de zon ontvangen wordt door de fotosfeer uitgezonden

De atmosfeer van de zon kan op basis van fysische kenmerken worden opgesplitst in drie lagen. De onderste laag wordt de fotosfeer genoemd. Deze zeer dunne plasmalaag (gemiddeld slechts 500 km dik) is optisch dicht en met het blote oog waar te nemen. Meer dan 99,9 procent van het licht dat we van de zon ontvangen wordt door de fotosfeer uitgezonden. In de fotosfeer komen de zonnevlekken voor (iets koelere en minder heldere gebieden met sterke magneetvelden van enkele kilogauss) en in hogeresolutiebeelden is ook een granulatiepatroon waarneembaar. Boven de fotosfeer bevindt zich de chromosfeer, een laag die ongeveer 2 000 km dik is en die licht uitzendt in vele verschillende kleuren, vooral rood (Hα). In deze laag worden dichte plasmawolken waargenomen als filamenten (op de schijf) of protuberansen (aan de rand). De corona van de zon is de buitenste laag van de atmosfeer van de zon die zich uitstrekt vanaf zo’n 2500 km boven het oppervlak van de zon tot aan onze aarde en verder. Het plasma in de corona is zeer ijl en de corona is zeer gestructureerd en dynamisch. Magnetische krachten domineren het coronale plasma en de corona is bezaaid met magnetische lussen met lengtes typisch van 20.000 tot 200.000 km. In extreme gevallen kunnen ze tot 700.000 km lang zijn. Af en toe vindt er ook een coronale massa-ejectie (CME) plaats. Dit zijn de meest energierijke fenomenen in het zonnestelsel: bij een CME wordt 10^10-10^13 kg plasma weggeslingerd in de corona aan een snelheid van typisch 400 km/s. De snelste CME’s hebben snelheden van meer dan 2000 km/s (meer dan 7 miljoen km/u dus) en genereren krachtige schokgolven die zich voortplanten doorheen de interplanetaire ruimte en soms intensieve magnetische stromen veroorzaken op de aarde en de andere planeten.

In de dynamische plasma’s in de corona komen uiteraard golven voor. De aanwezigheid van een magneetveld zorgt echter voor een bevoorrechte richting en maakt de plasmagolven zeer anisotroop: de snelheid waarmee ze zich voortplanten hangt sterk af van de voortplantingsrichting ten opzichte van het magneetveld. Typisch zijn de alfvéngolven. Dit zijn magnetische golven genoemd naar hun ontdekker, de Zweed Hannes Alfvén, die daarvoor overigens in 1942 een Nobelprijs kreeg. Alfvéngolven verplaatsen zich uitsluitend langsheen het magneetveld en kunnen op een efficiënte manier energie van de fotosfeer langsheen de magnetische veldlijnen naar de corona brengen. Om de energiehuishouding en de structuur van de atmosfeer van de zon te begrijpen is het dus van belang om dergelijke golven te bestuderen. Hiervoor is een wiskundig model nodig. Eigenlijk zijn er drie verschillende complementaire wiskundige modellen om het gedrag van plasma’s te beschrijven. Er is de theorie van de beweging van geladen deeltjes in een gegeven elektromagnetisch veld, waarin voor elk deeltje afzonderlijk een bewegingsvergelijking wordt opgesteld en opgelost. Hiermee kunnen verschijnselen worden verklaard zoals het magnetische spiegeleffect (de weerkaatsing van geladen deeltjes door gebieden waarin het magneetveld sterker is, zoals in de Van Allen-gordels in de atmosfeer van de aarde) en het drifteffect (de afwijking van geladen deeltjes van ‘hun’ magnetische veldlijn door botsingen met andere deeltjes). Andere fenomenen, zoals de versnelling van deeltjes in zonnevlammen en in magnetische boegschokken, kunnen alleen worden verklaard met de kinetische theorie van een verzameling van deeltjes. Deze theorie levert een microscopische beschrijving van plasma’s in termen van distributiefuncties die de plasmadichtheid weergeven in een zevendimensionale ruimte (de drie plaatscoördinaten, de drie snelheidscomponenten en de tijd). Het macroscopische gedrag van de interactie van een plasma met een magneetveld wordt dan weer beschreven door de magnetohydrodynamica (MHD). Dit is een continuüm- of vloeistofmodel en de vergelijkingen ervan zijn (quasi) behoudswetten, een combinatie van de Navier-Stokesvergelijkingen van de vloeistofdynamica, die het gedrag van vloeistoffen beschrijven, en de wetten van Maxwell, die de evolutie van elektromagnetische velden weergeven.

De fundamentele MHD-golven die voorkomen in plasma’s zijn langzame en snelle magneto-akoestische golven en de reeds genoemde alfvéngolven. Die plasmagolven spelen een belangrijke rol in de dynamica van plasmaverstoringen, in de conversie en het transport van energie en in de verhitting en versnelling van plasma’s. Maar er is meer. Hun karakteristieken (frequentie, golflengte, amplitude) worden bepaald door het plasma waarin ze voorkomen en/of waarmee ze interageren. Dat betekent dat ze kunnen worden aangewend als diagnostieken. Door het theoretisch berekende spectrum te vergelijken met het waargenomen spectrum van golven kunnen met behulp van wiskundige technieken eigenschappen van het plasma (zoals dichtheid, temperatuur, sterkte van het magneetveld) worden afgeleid. Het feit dat de plasmagolven alomtegenwoordig zijn in de atmosfeer van de zon, biedt dus interessante mogelijkheden voor wat men noemt ‘coronale seismologie’ en zelfs voor seismologie van actieve gebieden en ‘zonnevlekseismologie’. Deze nieuwe subdomeinen hebben een enorm potentieel voor de oplossing van enkele belangrijke vraagstukken in de zonnefysica, zoals de coronale verhitting.

Waarom is de temperatuur van de corona van de zon twee grootte-ordes hoger dan die van het oppervlak van de zon?

Het probleem van de coronale verhitting houdt verband met de vraag waarom de temperatuur van de corona van de zon twee grootte-ordes hoger is dan die van het oppervlak van de zon. Aan het oppervlak van de zon bedraagt de temperatuur zowat 5.600 K. In de atmosfeer neemt de temperatuur eerst af tot zowat 4.300 K op 500 km hoogte. Hogerop in de atmosfeer begint de temperatuur merkwaardig genoeg terug te stijgen, eerst langzaam in de chromosfeer en dan plots heel snel in een smal overgangsgebied tussen de chromosfeer en de corona. In de corona bereikt de temperatuur gemiddeld twee miljoen kelvin, maar op bepaalde plaatsen is het nog warmer, daar stijgt ze tot 10 MK. Bijna zeventig jaar na de ontdekking van dit fenomeen (door Edlén in 1942) blijft de verklaring hiervoor één van de belangrijkste uitdagingen in de astrofysica.

De toename van de temperatuur naarmate men zich verder verwijdert van de warmtebron lijkt op het eerste gezicht in strijd met de tweede wet van de thermodynamica. Het komt er echter op neer dat er op een of andere manier arbeid moet worden geleverd. Het huidige paradigma stelt dat die arbeid geleverd wordt door de plasmastromingen onder het oppervlak van de zon en dat de kinetische energie van die plasmastromingen wordt omgezet in vrije magnetische energie in de corona. Het magneetveld speelt een cruciale rol in deze energieoverdracht. Het transport van energie vindt plaats via magnetische golven of via magnetische reconnectie, veranderingen in de topologie van het magneetveld. In beide scenario’s blijft het echter een uitdaging om te verklaren hoe de aangeleverde energie efficiënt gedissipeerd wordt in de corona. De corona van de zon is namelijk bijzonder goed elektrisch geleidend, de verhouding van de tijdschaal van ohmse dissipatie tot de dynamische (alfvén)tijdsschaal is enorm hoog, rond 10^13. Dit betekent dat volgens het model de dissipatie van energie, met andere woorden het omzetten van kinetische energie in warmte, enorm langzaam verloopt, terwijl waarnemingen aangeven dat het net andersom is.

Het wetenschappelijke onderzoek spitst zich dus toe op mechanismen die de snellere dissipatie kunnen verklaren. De dissipatie gebeurt efficiënter naarmate er kortere lengteschalen optreden in het plasma en ook naarmate de elektrische weerstand (de resistiviteit) groter is. Het gaat immers om ohmse dissipatie – net als in een broodrooster waarin een weerstand elektrische stroom omzet in warmte. Voor snellere verhitting zijn dus zeer korte lengteschalen en/of een grotere ‘anomale’ resistiviteit nodig. Ook hier kunnen de plasmagolven een belangrijke bijdrage leveren. Alfvéngolven kunnen namelijk singulier gedrag vertonen in inhomogene plasma’s en zo de noodzakelijk korte lengteschalen creëren. Het feit dat er alfvéngolven werden waargenomen in de atmosfeer van de zon is dus vrij belangrijk als ondersteuning voor die theorie, maar levert geen ultiem bewijs dat de theorie juist is. Een alternatieve theorie stelt dat de magnetische veldlijnen langzamer verstoord worden en dat er voortdurend magnetische reconnecties optreden die constant micro of nanozonnevlammen genereren en zo de corona verhitten. Een probleem hierbij is dat de lengteschalen waarop de dissipatie plaatsvindt, veel kleiner zijn dan de ruimtelijke resolutie van de waarnemingen.

Helioseismologie heeft ons geleerd dat de binnenste lagen van de zon met een verschillende snelheid roteren

De zon is de enige ster die we met enige ruimtelijke resolutie kunnen waarnemen en bestuderen. Dit is belangrijk voor de astrofysica als geheel omdat niet alleen andere sterren maar ook andere astrofysische plasma’s gelijkaardige dynamische gedragingen vertonen. De atmosfeer van de zon, die gestructureerd wordt door het magneetveld en die uiterst dynamisch is met fenomenen op een breed gamma van lengte- en tijdschalen, biedt een laboratorium voor de observatie en studie van ruimteplasma’s en voor het uittesten van nieuwe wiskundige modellen. Een mooi voorbeeld daarvan is helioseismologie en het daaruit afgeleide asteroseismologie. Door het meten van dopplerverschuivingen in het spectrum van het licht dat de zon uitstraalt, weten we dat de zon trilt. Recente, gedetailleerde observaties laten ons toe die trillingen zeer nauwkeurig te bestuderen. Zo kunnen we informatie bekomen over de inwendige structuur van de zon met de wiskundige technieken die eerder al ter sprake kwamen. Door die kennis kunnen de bestaande modellen voor de inwendige structuur van de zon worden aangepast en verbeterd. Helioseismologie heeft ons onder andere geleerd dat de binnenste lagen van de zon met een verschillende snelheid roteren, wat dan weer gevolgen heeft voor het globale magneetveld van de zon. De technieken van de helioseismologie worden sinds kort ook toegepast op andere sterren met hetzelfde doel, namelijk informatie inwinnen over de inwendige structuur van die sterren.

De studie van de zon heeft al vele wetenschappelijke doorbraken opgeleverd voor de zonnefysica en voor de astrofysica. Toch heeft de zon nog ondoorgronde geheimen zoals de verhitting van de corona, de versnelling van de zonnewind en de merkwaardige magnetische cyclus van de zon. De magnetische activiteit van de zon neemt toe en dan weer af met een periode van ongeveer elf jaar. In vergelijking met andere sterren met evenveel massa blijkt dat de zon vanuit dit perspectief toch wel bijzonder is. Slechts 25 procent van de zonachtige sterren vertonen een gelijkaardige magnetische cyclus. De meeste zonachtigen vertonen helemaal geen magnetische cyclus of een cyclus met veel minder variatie. Via meer en betere waarnemingen, met vooral een hogere resolutie en via gevorderde wiskundige modellen, vinden we wellicht ooit de verklaring hiervoor.

Jess et al., ‘Alfvén Waves in the Lower Solar Atmosphere’ in: Science, 2009, 323, 1582-1585.

Stefaan Poedts is als astrofysicus verbonden aan de KU Leuven.

Deel dit artikel
Gerelateerde artikelen