Figuur 1
Het aantal zonnevlekken in de loop van de tijd
sinds de uitvinding van de telescoop in 1610;
tussen 1610 en 1640 werd maar sporadisch waargenomen.
De periode in de 17e eeuw met vrijwel geen zonnevlekken
heet het Maunder Minimum.
Elke cyclus heeft een nummer gekregen;
cyclus 20 bijv. begint in 1964 en eindigt in 1976.
In 1843 merkte Schwabe op dat het aantal zonnevlekken cyclisch varieert met een periode van ongeveer 11 jaar. Zonnevlekken verschijnen aan het oppervlak, leven een paar dagen tot weken, en verdwijnen dan weer. Aan het begin van een cyclus verschijnen de zonnevlekken op omstreeks 35 graden breedte en dan gedurende de cyclus op steeds lagere breedte; dit wordt Spörer's wet (1894) genoemd. Het resultaat van deze opschuiving is het vlinderdiagram; Fig.2 geeft hiervan een voorbeeld.
Figuur 2
De waargenomen beweging van de zonnevlekken naar de equator.
Elke "vlinder" stelt één 11-jarige cyclus voor.
Nadat Hale in 1908 aantoonde dat zonnevlekken gepaard gaan met sterke magneetvelden, bleek dat zonnevlekken deel uitmaken van magnetisch actieve gebieden op het oppervlak van de zon. Hale vond ook dat de voorste ofwel leidende delen (gezien in de richting van de rotatie) van dergelijke actieve gebieden op één halfrond steeds dezelfde polariteit hebben, zeg noord; de achterste of volgende delen van de gebieden zijn dan zuid. Op het andere halfrond is de polariteit andersom: de leidende delen zijn zuid, de volgende delen zijn noord. In opeenvolgende zonnevlekkencycli is de richting van het veld omgedraaid. Dit zijn Hale's polariteitswetten (1924); nagenoeg alle actieve gebieden voldoen hieraan. De zon vertoont derhalve een 22-jarige magnetische cyclus.
De aard van de "donkere vlekken" op het oppervlak van de zon is lang een mysterie geweest. Sommige waarnemers dachten dat het planeten waren die voor de zon langs bewogen, anderen dachten aan rookwolken of aan sintels van de brandende zon. Tegenwoordig weet men dat zonnevlekken donkerder zijn dan hun omgeving omdat ze koeler zijn: het normale oppervlak van de zon heeft een temperatuur van ongeveer 5800 Kelvin (K), terwijl zonnevlekken "slechts" 4000 K zijn. Deze afkoeling wordt waarschijnlijk veroorzaakt doordat de sterke magneetvelden in de zonnevlekken het convectieve warmte-transport naar het oppervlak belemmeren. Het magneetveld van zonnevlekken is enkele duizenden gauss*); gemiddeld over het hele oppervlak is het magneetveld van de zon slechts enkele gauss (G). Ter vergelijking: het aardse magneetveld is 0,6 G aan de polen.
De tijd waarin een bestaand magneetveld op de schaal van de zon verdwijnt ten gevolge van de elektrische weerstand (resistiviteit) van het gas is enkele miljarden jaren, hetgeen vergelijkbaar is met de leeftijd van de zon. Omdat het magneetveld van de zon een 22-jarige magnetische cyclus vertoont, moet er een proces zijn dat het magneetveld in (relatief) korte tijd ompoolt en zo de cyclus in stand houdt. Dit noemt men in het algemeen een dynamo. De processen die de dynamo-werking veroorzaken worden in paragraaf 3 besproken.
Waarnemingen wijzen erop dat actieve gebieden een oppervlakte-verschijnsel zijn van een toroïdaal magneetveld (dat is een veld evenwijdig aan de evenaar), dat uit het inwendige van de zon breekt in de vorm van lussen (vgl. Fig. 4). Zulke bipolaire actieve gebieden bestaan enkele dagen tot weken, soms enige maanden, en vallen dan uiteen in steeds kleinschaliger magnetische gebiedjes. Deze gebiedjes lossen vervolgens langzaam op (hoe precies is nog onduidelijk, maar naar het zich laat aanzien verdwijnt het veld weer onder het oppervlak). In de loop van een 11-jarige cyclus vindt het proces van ontstaan en verval van actieve gebieden op steeds lagere breedtegraad plaats. Dit wordt zichtbaar als de schijnbare beweging van zonnevlekken in het vlinderdiagram (Fig. 2). Het ziet er dus naar uit dat het toroïdale veld naar de evenaar toe beweegt en elke 11 jaar van richting verandert.
Gedurende het verval van actieve gebieden worden de leidende delen hoofdzakelijk in de richting van de evenaar verspreid en de volgende delen vooral in de richting van de polen. De meeste van deze delen verdwijnen geleidelijk. Een aantal volgende delen verdwijnt echter niet, maar vormt zgn. unipolaire magnetische gebieden die naar de polen toe bewegen. Deze unipolaire gebieden hebben een polariteit die tegengesteld is aan de polariteit van het veld bij de polen (vgl. Fig. 4). Dit veroorzaakt een ompoling van het veld aan de polen. Deze ompoling vindt plaats enkele jaren ná de ompoling van het toroïdale veld, namelijk als de magnetische activiteit (bijna) maximaal is, en niet bij beide polen op het zelfde moment. Het gemiddelde magneetveld nabij de polen van de zon is relatief zwak (enkele gauss) en niet georganiseerd in actieve gebieden. Slechts ongeveer 1% van de totale magnetische flux (d.w.z. de magnetische-stroomdichtheid) bevindt zich bij de polen, terwijl circa 70% geconcentreerd is tussen 30 graden noorder- en zuiderbreedte. Informatie over het veld nabij de polen is moeilijk te verkrijgen aangezien we vanaf de aarde vrijwel langs het oppervlak van de zon kijken. Ondermeer daarom is de ruimtesonde Ulysses gelanceerd: in 1994 moet die sonde over de zuidpool van de zon vliegen en in 1995 over de noordpool, zodat we een "blik van bovenaf" krijgen.
*) In de astronomische wereld is het gebruikelijk om het zgn. c.g.s.-stelsel
van eenheden te gebruiken. In het Internationale Stelsel van
MSKA-eenheden (d.w.z. meter, seconde, kilogram, ampére)
wordt de sterkte van een magneetveld gemeten in tesla (T),
waarbij 1 T overeenkomt met 10.000 gauss in het c.g.s. stelsel.
Door naar 2.1 De zonnevlekkencyclus
Terug naar de inhoud
Terug naar de proefschrift pagina
Jos van Geffen --
Home |
Site Map |
Contact Me