Bron foto: NASA Trace satelliet

Deze bogen van exteem heet gas worden coronale bogen of coronale lussen genoemd. Wanneer zulke bogen met elkaar in contact komen, treedt er kortsluiting op: er ontstaat een zonnevlam. De twee bogen naderen elkaar, waardoor een deel van het magnetische veld zich verenigt. Dan is het hek van de dam: met toenemende snelheid razen de bogen naar elkaar en versmelten gedeeltelijk. Bij dit proces worden ontzaglijk hoge temperaturen bereikt. Deze kortstondige flitsen kunnen normaal gesproken temperaturen bereiken van 20 tot 50 miljoen graden.

Magnetische activiteit van de Zon 

De aarde heeft een magneetveld met een dipoolstructuur: een noord- en zuidpool die echter niet geheel samenvallen met de geografische polen. Het magneetveld van de Zon lijkt wat chaotisch over het oppervlak verdeeld te zijn. In een brede band rond de evenaar komen zowel magnetische noord- als zuidpolen voor. Het magnetisch veld bij de polen is meestal wel van één polariteit: bij de ene pool tegengesteld aan de polariteit bij de andere pool. Maar het magneetveld van de zon heeft niet een echt duidelijke dipoolstructuur. 

Het volgende prachtig beschreven artikel vond ik op m'n zoektocht: De magnetische zon | Kennislink. Het artikel eindigt met de uitspraak, dat er nog "beangstigend weinig bekend is over de Zon". Niemand kent de oorsprong van de activiteitscyclus en niemand weet hoe het magneetveld wordt opgewekt.......

Het grootschalige magneetveld van de zon vertoont een cyclisch gedrag met een periode van circa 22 jaar. Dat wil zeggen dat de noord- en zuidpool van het magneetveld elke 11 jaar van plaats verwisselen. De oorzaak van deze magnetische cyclus ligt in de snelheid van de convectiestroom. Het volgt in ieder geval 'n interne klok. De belangrijkste processen die in deze tijd-cycli een rol spelen zijn de enorme turbulentie in de zgn. convectiezone direct onder het oppervlak van de zon en de rotatie in die zone.

  magnetische veldlijnen worden uitgerekt en vervormd.

Zowel turbulentie als rotatie verplaatsen materiaal (geïoniseerd gas) in de convectiezone en het magneetveld wordt daarbij meegesleept: de magnetische veldlijnen worden uitgerekt, vervormd en verspreid. Bewegende magneetvelden wekken elektrische stromen op en omgekeerd worden magneetvelden teweeg gebracht door elektrische stromen: het zonne-dynamo-effect.

De magneetvelden die in het inwendige door de systematische gasbewegingen worden opgewekt, komen bovendrijven en steken dan door het oppervlak heen. Het magneetveld komt aan de oppervlakte in kleine buisvormige lussen met een hoge veldsterkte. Klein is overigens een relatief begrip: de kleinste buisvormige lussen van magneetvelden zijn al gauw zo’n honderd kilometer in doorsnede en grote bogen hebben vaak 'n hoogte van enkele duizenden km!! Het magneetveld houdt dus niet op aan het oppervlak, maar vormt hoge bogen die de tegengestelde polariteiten met elkaar verbinden. De voetpunten bewegen voortdurend in de zonnewind. Voor de zonneatmosfeer lijkt het daarom alsof een groot aantal staafmagneten kriskras door elkaar tolt als gevolg van de willekeurige bewegingen van de convectie. Hierdoor ontstaan allerhande elektrische stromen die kortsluitingen veroorzaken binnen de zonneatmosfeer. Een soort heliosferisch onweer!

        Zonnevlekken 

Omdat de zon steeds in beweging is, hete gasbellen stijgen en koelere dalen, zijn zonnevlekken tijdelijke verschijnselen. De kleinste vlekken kunnen soms een levensduur hebben van slechts enkele uren, de grotere van meerdere dagen tot enkele weken. De kleinste zonnevlekken zie je als zwarte puntjes, poriëren genoemd. De grote vlekken vertonen een donker binnendeel, umbra genoemd en een lichter buitendeel penumbra genoemd. Opvallend is dat zonnevlekken meestal in groepen voorkomen in een “actief gebied”; hoe meer er te zien zijn, hoe actiever de zon. Een actieve Zon produceert korte explosies van energie waarbij geladen deeltjes vrijkomen. Als die deeltjes de aardse atmosfeer binnendringen kunnen ze poollicht veroorzaken. De kans op poollicht is het grootst in jaren met veel zonne-activiteit. Gemiddeld om de elf jaar verwisselt de Zon haar magnetische polen van plaats, in 'n "actieve" periode. De laatste keer was in 2001 en de polen zullen zo blijven tot 2012, wanneer de polen opnieuw van plaats wisselen. Deze poolverschuiving gebeurt altijd op het hoogtepunt van de toename in het aantal zonnevlekken om de 11 jaar. In de opvolgende zonnevlekkencyclus is de richting van het magnetischveld omgedraaid. De zon vertoont derhalve een 22-jarige magnetische cyclus.

De magnetische activiteit van de zon heeft echter ook merkbare invloeden op aarde. Een grotere magnetische activiteit van de zon betekent bijvoorbeeld, dat er meer geladen deeltjes vanuit de ruimte in de hogere lagen van de aardatmosfeer terechtkomen, waar zij elektrische stromen opwekken die het aardmagneetveld verstoren. Deze zgn. geomagnetische stormen zijn de oorzaak van onder andere het noorder- en zuiderlicht boven de polen (aurorae), en van storingen in het radioverkeer en in (satelliet-)electronica.

Als de zon magnetisch actiever is zet de aardatmosfeer iets uit, waardoor laagvliegende satellieten sterker afgeremd worden en dus sneller naar de aarde terugvallen. Zo ging de satelliet SMM (Solar Maximum Mission), gebouwd om de magnetische activiteit van de zon te bestuderen, in december 1989 ten onder juist door een verhoogde zonne-activiteit. Ook de samenstelling van de aardatmosfeer verandert met de zonnecyclus als gevolg van veranderingen in de ultravioletstraling afkomstig van de zon. Zo neemt de ozonconcentratie in de hogere luchtlagen iets toe als de zon actiever is. Verder is het mogelijk dat de gemiddelde temperatuur op aarde varieert met veranderingen in de zonne-activiteit op langere termijn.

Bron: Jos van Geffen  Thesis -- Dutch Summary, section 1

Corona en zonnewind

APOD: 7 April 2006 - De Kroon van de Zon 

De corona is de hete atmosfeer rondom de Zon die zich uitstrekt over miljoenen kilometers en is tijdens een volledige zonsverduistering als een lichtkrans waarneembaar. De temperatuur van de corona is hoger dan die van het zichtbare oppervlak van de zon - de fotosfeer. De fotosfeer heeft namelijk een temperatuur van rond de 6000 °C, terwijl de corona een temperatuur heeft van rond de 1.000.000 °C.  Men veronderstelt dat haar energie afkomstig is van de magnetische velden in de actieve gebieden van de Zon die stralingsenergie uitstoten, dat omgezet wordt in extreme warmte.

De zonnewind is een stroom van geladen deeltjes, vooral elektronen en protonen, die ontsnappen van het oppervlak van de Zon. Door de grote hitte van een miljoen graden in de corona krijgen deze geladen deeltjes een gemiddelde snelheid van 145 km/s. Er zijn hierin twee snelheden te onderscheiden. De langzame wind heeft een snelheid van 300-400 km/s en bevindt zich rond de evenaar van de Zon. Op breedtegraden meer dan 15 graden van de evenaar treft men de snelle zonnewind aan. Deze is afkomstig van Coronal Holes  rond de polen, waardoor de zonnewind ongehinderd naar de aarde kan stromen en haar invloed kan uitoefenen op de aardse atmosfeer. Deze heeft een snelheid van zo’n 800 km/s. In de buurt van de aarde bedraagt de snelheid van de zonnewind 400 km/sec. Door het magnetisch veld van de aarde worden de deeltjes vastgehouden in de Van Allen Gordels (genoemd naar hun ontdekker James Van Allen).

De Van Allen gordels (inner/outer radiation belts) zijn twee zones van elektrisch geladen deeltjes die de aarde omvatten. De binnengordel is een ring die zich bevindt tussen 2000 en 5000 km boven het aardoppervlak, in het evenaarsvlak . In de binnengordel komen protonen voor die  afkomstig zijn  uit de aardatmosfeer, waar ze werden vrijgesteld door kosmische straling. De buitengordel bevindt zich tussen 15.000 km en 25.000 km boven het aardoppervlak. In de buitengordel komen vooral elektronen voor, afkomstig van de zonnewind. De buitengordel is veel dynamischer dan de binnengordel. Zijn omvang varieert voortdurend doordat de zonneactiviteit niet constant is. Bij een "zonnestorm" kan de aanvoer van deeltjes zo groot zijn dat de buitengordel als het ware overloopt. Zo ontstaat er poollicht. Al deze deeltjes bewegen met een zeer hoge snelheid rond de veldlijnen van het aardmagnetisch veld.

Coronale Massa-Ejecties

Coronale Massa-Ejecties (of CMEs) zijn gigantische plasma bubbels doorspekt met magnetische veldlijnen die in een tijdsspanne van enkele uren met enorme snelheden vanaf de Zon in de corona ge-ejecteerd worden. Hoewel de corona van de Zon reeds vele duizenden jaren wordt waargenomen (tijdens totale eclipsen), werd het bestaan van CMEs pas ondekt in de 'space age'. Een coronagraaf produceert een kunstmatige zonne-eclips door het beeld van de zon af te dekken met een verduisterende schijf. Vanaf de Aarde kan met zo'n coronagraaf enkel het binnenste gedeelte van de corona gezien worden tegen de heldere hemel. Vanuit de ruimte is de corona echter zichtbaar tot op grote afstanden van de Zon en bovendien continu. Een coronale massa ejectie verstoort de snelheid van de zonnewind en produceert storingen die de Aarde soms kunnen raken met catastrofale gevolgen. Wanneer een CME naar ons gericht is, dit gedeeltelijk of recht naar de Aarde toe, kan dit poollicht veroorzaken, men ziet de CME dan als een 'Full halo' die naar ons toekomt. Zo rond het minimum van de zonnecyclus treden CME's ongeveer eens per week op, maar rond het zonnemaximum is dat twee of meer maal per dag. Zware CME's kunnen het ruimteweer (zie Voorspelling van ruimteweer) binnen ons zonnestelsel sterk beïnvloeden. Die CME's die in de richting van onze planeet razen kunnen ernstige effecten teweegbrengen (zoals bijvoorbeeld communicatie- en stroomstoringen).

Een protuberans of filament is 'n vaak langgerekte sliert (of wolk) van zonnegas. Deze wordt op z'n plaats gehouden door het magnetisch veld van de zon. In deze "klauw" past de aarde ruim 10 keer in! Bij hevige uitbarstingen en die van grote zonnevlammen komt gigantisch veel energie vrij. De energie die in één enorme vlam wordt vrijgemaakt, is vergelijkbaar met wat de zon in z'n geheel in één seconde uitstraalt. Lees echter ook KOSMISCHE KORTSLUITING