Magnetische activiteit van de zon

3. De zonnedynamo

De omkeringen van het magneetveld van de zon vinden naar alle waarschijnlijkheid hun oorsprong in een dynamo-proces in de convectiezone van de zon. De convectiezone is de laag direct onder het oppervlak waar de turbulente beweging van het gas verantwoordelijk is voor het transport van energie. Het gas in de convectiezone is namelijk zo ondoorzichtig dat het transport van energie niet door straling (licht) kan plaatsvinden: de fotonen (lichtdeeltjes) botsen aldoor tegen gasmoleculen aan en raken zo van het rechte pad naar buiten toe af, of zij worden geabsorbeerd door het gas. Hierdoor gaat het gas heftig bewegen en deze grootschalige borrelende beweging transporteert warmte (energie) naar buiten toe. Het "oppervlak" van de zon is de plaats van waaraf het gas weer doorzichtig is voor straling. Onder de convectiezone is er geen turbulentie; daar vindt het transport van energie plaats door straling. De energie wordt door kernfusie geproduceerd in het centrum van de zon. Zowel modelberekeningen als helioseismologische waarnemingen laten zien dat de convectiezone 200.000 km dik is, dat is 2/7 van de straal van de zon.

......

 

3.3 Stellaire dynamo's

De dynamo die in de zon werkzaam is, is een gevolg van de combinatie van turbulentie en rotatie in de convectiezone. Het is logisch om te verwachten dat dynamo-processen ook een rol spelen in sterren met een vergelijkbare structuur en dat dergelijke zgn. koele sterren magnetische activiteit kunnen vertonen.

Het lijkt er inderdaad op dat alle koele sterren (d.w.z. sterren met een oppervlaktetemperatuur van minder dan zo'n 7500 Kelvin) magnetisch actief zijn, onafhankelijk van straal of massa. Het enige dat deze sterren gemeen hebben is een convectiezone. Een grote variëteit in activiteit is waargenomen: van veel actiever tot veel minder actief dan de zon. De mate van activiteit wordt, naar het zich laat aanzien, vrijwel geheel bepaald door de rotatie: hoe sneller een ster roteert, hoe actiever zij is. Gedurende haar leven verliest een ster materie in de vorm van een sterrewind (zoals de zon massa verliest door de zonnewind). Behoud van impulsmoment betekent dat de ster langzamer gaat draaien: hoe ouder een ster is, hoe minder actief zij is. In dubbelster-systemen is het mogelijk dat getijdekrachten de afname in de rotatie voorkomen of zelfs de rotatie versnellen.

Magnetische activiteit is inmiddels bij een groot aantal sterren waargenomen. De magnetische cycli lopen in lengte uiteen van enkele jaren tot meer dan honderd jaar. Bij sommige snel-draaiende sterren zijn chaotische cycli gevonden. Ook zijn er sterren die nauwelijks magnetisch actief zijn: die zouden zich in een minimum kunnen bevinden, zoals het Maunder Minimum van de zon in de 17e eeuw. Aan de hand van studies van andere sterren kunnen we dus iets leren over het lange-termijn gedrag van de zonnecyclus in verschillende stadia van activiteit.

Door naar 4. De aardse dynamo
Terug naar de inhoud

Terug naar de proefschrift pagina

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

last modified: 26 May 2001