Magnetische activiteit van de zon

5.4 Samenvatting van het proefschrift

Een gedetailleerde beschrijving en discussie van de eindige magnetische energie methode en van eigenschappen van de oplossingen is gegeven in Hoofdstuk III van dit proefschrift. Dat hoofdstuk beschrijft ook enkele voorbeelden. In het geval van een alpha^2-dynamo (een dynamo zonder differentiële rotatie) wordt de vergelijking voor de gemiddelde energie <BB> eenvoudig oplosbaar, zoals beschreven is in Hoofdstuk II. De resultaten hiervan vormen een nuttige controle op numerieke berekeningen.

Uit de vergelijking voor <BB> volgt een energiebalans voor de gemiddelde magnetische energie van de dynamo. Aan de ene kant van deze balans staat de gemiddelde energie die geproduceerd wordt door differentiële rotatie en door vorticiteit, aan de andere kant staat de energie die de dynamo door het oppervlak verlaat. Heliciteit produceert geen gemiddelde energie. Turbulente diffusie herverdeelt de energie, wat effectief neerkomt op een transport van de energie naar het oppervlak, waar de energie uit de dynamo ontsnapt. (Resistiviteit is waarschijnlijk verwaarloosbaar (Hoofdstuk III), zodat (vrijwel) alle magnetische energie die in de dynamo geproduceerd wordt de dynamo uit moet.)

Het buitenste deel van de zonne-atmosfeer heet de corona: een gaslaag die zich over enkele honderdduizenden kilometers uitstrekt en een temperatuur heeft van enkele miljoenen graden. Door nu de energie-stroom die de dynamo verlaat te vergelijken met de waargenomen energie-stroom die de corona verhit, volgt een schatting van de sterkte van het magneetveld waarmee de dynamo werkt.

In Hoofdstuk IV wordt de eindige magnetische energie methode toegepast op een dynamo die in de gehele convectiezone van de zon werkt. Het blijkt dat een dergelijke "convectiezone-dynamo" erg instabiel is: de dempingstijd van het gemiddelde veld - en dus het fase-geheugen van de dynamo - is ongeveer 14 dagen, een fractie van de 22-jarige zonnecyclus, terwijl uit de waarnemingen blijkt dat het fase-geheugen van de zonnecyclus (Fig. 1) ongeveer 10 cycli is. Met andere woorden, het magneetveld dat een convectiezone-dynamo opwekt is "vergeten" wat zijn richting was lang voordat één cyclus voltooid is: het magneetveld bestaat als het ware slechts uit chaotische veldlijnen met alleen kleinschalige structuren. Dit betekent dat een periodieke convectiezone-dynamo in feite niet bestaat. Zo'n dynamo is derhalve niet in staat de zonnecyclus te onderhouden. Bovendien zijn de veldsterkten aan de basis van de convectiezone met ca. 140 G veel te laag om de oriëntatie van magnetische velden in actieve gebieden te verklaren.

Als alternatief voor een convectiezone-dynamo is al eerder de "grenslaag-dynamo" besproken (par. 3.2), als mogelijke oplossing voor de problemen met de magnetisch drijfkracht en de beweging van het toroïdale magneetveld naar de evenaar. Hoofdstuk V bevat simulaties van een grenslaag-dynamo met verschillende intensiteiten van de turbulentie in de grenslaag. Het blijkt dat dit model van een grenslaag-dynamo evenmin in staat is de zonnecyclus aan de gang te houden: de dempingstijd van <B> is veel te kort (17-22 dagen) en de veldsterkte aan de basis van de convectiezone is met 230 à 450 G een factor 10 tot 100 te laag om de waarnemingen te kunnen verklaren.

Kennelijk veroorzaakt turbulentie dusdanige problemen dat een alpha-Omega-dynamo - of die nu in de gehele convectiezone of voornamelijk aan de basis werkt - niet in staat is de zonnecyclus aan de gang te houden. Differentiële rotatie alleen is niet voldoende om een cyclisch magneetveld op te wekken. Met turbulentie erbij treedt het alpha-effect op dat samen met de differentiële rotatie een cyclisch veld kan onderhouden. Maar ten gevolge van diezelfde turbulentie zijn de fluctuaties in het magneetveld zo groot, dat het fase-geheugen van de dynamo veel korter is dan de periode.

We moeten blijkbaar concluderen dat het traditionele alpha-Omega-mechanisme niet van wezenlijk belang is voor de zonnecyclus. Wat in feite nodig is, is een alpha-effect dat niet gebaseerd is op turbulentie. Maar het is onbekend hoe dat zou kunnen. Ook is het mogelijk dat er sprake is van een ruimtelijke scheiding van differentiële rotatie en heliciteit: differentiële rotatie zou dan hoofdzakelijk in de grenslaag werken en daar sterke velden aanmaken, terwijl er nauwelijks sprake is van turbulentie in die grenslaag. Heliciteit zou dan alleen in de rest van de convectiezone een rol spelen. Het is echter nog onduidelijk hoe een omkering van het toroïdale veld dan kan plaatsvinden. Misschien is een interne klok (zie par. 2.1) wel de oorzaak van de zonnecyclus. Maar de fysische processen die daarbij een rol spelen zijn nog niet uitgewerkt.

 

Literatuur

Referenties van figuren en gegevens in deze tekst zijn te vinden in Hoofdstuk I.
Enkele Nederlandstalige artikelen zijn:

Terug naar de inhoud

Terug naar de proefschrift pagina

 
Jos van Geffen -- Home  |  Site Map  |  Contact Me

last modified: 26 May 2001