De presentatie wordt gedownload. Even geduld aub

De presentatie wordt gedownload. Even geduld aub

Deel 3 – De Zon Deel 3: De Zon 1.De zonneatmosfeer 2.De zonneactiviteit 3.De zonnewind en de heliosfeer 4.De relatie Zon-Aarde 5.De zonne-instrumenten.

Verwante presentaties


Presentatie over: "Deel 3 – De Zon Deel 3: De Zon 1.De zonneatmosfeer 2.De zonneactiviteit 3.De zonnewind en de heliosfeer 4.De relatie Zon-Aarde 5.De zonne-instrumenten."— Transcript van de presentatie:

1 Deel 3 – De Zon Deel 3: De Zon 1.De zonneatmosfeer 2.De zonneactiviteit 3.De zonnewind en de heliosfeer 4.De relatie Zon-Aarde 5.De zonne-instrumenten Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

2 Deel 3 – De Zon Waarom de Zon als studieobject? De Zon is de enige ster waarvan we het oppervlak tot in detail kunnen bestuderen: –Ze is dus het prototype voor andere sterren. Dit heeft zijn weerslag op heel de astrofysica (ijk-referentie). De Zon is een fysisch laboratorium waarvan we de omstandigheden, zoals een bijna vacuum in de ruimte, energie-inhoud, intensiteit van het magneetveeld, op Aarde onmogelijk kunnen nabootsen. –De Zon levert een bijdrage tot onze kennis over nucleaire energie (in de kern). –De zonneatmosfeer bestaat uit een plasma met een lage dichtheid waarin sterke magneetvelden ingebed zijn en waarbij hoog-energetische deeltjes versneld worden. Onze ster heeft eveneens een rechtstreekse invloed op de Aarde en de omgeving van de Aarde. Dit is uniek in de astronomie, met uitzondering van de zeegetijden waarin de maan ook een zeer belangrijke rol speelt. –De Aarde en haar evolutie worden op verschillende tijdsschalen (van seconden tot 5 miljard jaren) sterk bepaald door onze centrale ster. –De laatste 50 jaar groeide het besef dat de Zon invloed heeft op onze hoogtechnologische aarde. De Zon werd gemonitoreerd, zonneactiviteit opgevolgd en voorspeld. 1) De zonneatmosfeer Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

3 Deel 3 – De Zon De verscheidene rollen van de Zon De Zon speelt verscheidene rollen binnen het zonnestelsel: De gravitationele aantrekkingskracht tussen de Zon en de planeten bepaalt de baan van de planeten en getijden. Overal in het zonnestelsel, wordt de omgeving beïnvloed door de absorptie van electromagnetische zonnestraling (van gammastralen tot infrarood). Het zonnestelsel is ook onderhevig aan de emissie van deeltjes: elektronen, protonen, α-deeltjes, etc. –De zonnewind komt overeen met een massaverlies van 2 miljoen ton per seconde. De nucleaire processen in de Zon produceren een intense flux van neutrino’s: –Deze deeltjes met heel weinig massa interageren bijna niet met de materie, maar bevatten rechtstreeks informatie over de reacties in de kern. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

4 Deel 3 – De Zon De Zon als ster De Zon is een ‘gewone’ gele dwergster van het type G2. Ze bevindt zich in het galactische vlak op ongeveer lichtjaren van het centrum. Onze galaxie heet de Melkweg. Het is een stabiele ster, halverwege haar evolutie langs de hoofdreeks. –Ze is 4.5 miljard jaar geleden gevormd (punt A), over 6.5 miljard jaar zal ze de hoofdreeks verlaten (punt C). –Tijdens haar evolutie op de hoofdreeks behoudt de Zon een stabiele interne structuur met niettemin een toename van haar helderheid met een factor 3. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

5 Deel 3 – De Zon « Identiteitskaart » van de Zon Opm: Deze zonneparameters hebben een nauwkeurigheid die veel groter is in vergelijking met andere sterren. Intrinsieke eigenschappen: Massa: x10 30 kg x M Aarde Gemiddelde dichtheid:1.408 g/cm 3 Aarde: 5.52 g/cm 3 Straal: km109 x R Aarde 1.8 x afstand Aarde-Maan Helderheid: 3.84 x10 26 W Geocentrische eigenschappen: Periode van de gemiddelde synodische rotatie: dagen Gemiddelde afstand (1 AE): x 10 9 m +/ Schijnbare diameter:1919.3" ( tot °)‏ d.i. ongeveer 1/2 ° Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

6 Deel 3 – De Zon De samenstelling aan het oppervlak weerspiegelt deze van het interstellaire gas in de galactische schijf: – 78% H, 20% He, 2% zware elementen (O, metalen). Dankzij een temperatuur van 15 x10 6 K in haar centrum, krijgt de Zon haar energie door de zogenaamde proton-protoncyclus. 4p → 4 He + 2 e ΔE (fotons  )‏ – Per seconde wordt zo’n 4 miljoen ton materie omgezet in energie. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

7 Deel 3 – De Zon Interne structuur Kern: 0 tot 0.30 Rz – Nucleaire reactie: kernfusie (2.7 % van het zonnevolume)‏ Radiatieve zone: 0.30 tot 0.71 Rz – Energietransport door fotonen (gamma)‏ – Tijdsduur van transport: 1 miljoen jaar Convectiezone: 0.71 tot 1 Rz – Energietransport op grote schaal door convectie – Tijdsduur van transport: 1 week – Bevat slechts 2% van de zonnemassa maar speelt een essentiële rol in de zonneactiviteit. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

8 Deel 3 – De Zon De zonneatmosfeer De zonneatmosfeer zijn de buitenste lagen van de Zon vanwaar het licht vrij kan ontsnappen in tegenstelling tot de binnenste ondoorzichtige lagen. De zonneatmosfeer is opgebouwd uit 4 basislagen: Corona Chromosfeer Transitielaag Fotosfeer Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

9 Deel 3 – De Zon Spectrale onderzoeken van de zon Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

10 Deel 3 – De Zon Het magneetveld van de Zon Het magneetveld van de Zon ontstaat door het dynamo-effect ter hoogte van de grens tussen de radiatieve en de convectieve laag. Het structureert de zonneatmosfeer (coronale lussen, grootschalige structuren). Het veld is globaal dipolair (zoals een staafmagneet) met een noord- en een zuidpool. De oriëntatie en de geometrie varieren in de loop van de zonnecyclus. Op kleine schaal (zonnevlek, actieve gebieden) kan het magneetveld een veel complexere geometrie hebben (multipolair) Het magneetveld ligt aan de basis van alle zonneactiviteit en dit op een brede tijdschaal: kortstondige fenomenen (uitbarstingen, enkele seconden) tot het fenomeen van de zonnecyclus. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

11 Deel 3 – De Zon Het magneetveld van de Zon De zonneatmosfeer is een plasma, d.i een heet gas dat bestaat uit elektrisch geladen deeltjes (e -, p, ionen...). Zo’n plasma is gevoelig voor het magneetveld van de Zon, en verraad de geometrie en configuratie In de hoge atmosfeer van de Zon, als de temperatuur van het plasma voldoende hoog is, straalt het gas, en dit laat toe om de veldlijnen te visualiseren (zoals met ijzervijlsel bij een magneetstaaf). Deze veldlijnen heten coronale lussen. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

12 Deel 3 – De Zon Het magneetveld van de Zon Het magneetveld kan slechts goed gemeten worden op het niveau van de fotosfeer en de chromosfeer. Kaarten met magneetvelden heten magnetogrammen, en worden gemaakt op basis van atoomlijnen die gevoelig zijn aan het magneetveld (Zeeman-effect). In de corona wordt het magneetveld wiskundig berekend met behulp van extrapolatiemodellen van het fotosferisch magneetveld. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

13 Deel 3 – De Zon De fotosfeer De fotosfeer is de diepste laag van de zonneatmosfeer Ze heeft slechts een dikte van 500 km, t.t.z. 1 boogseconde gezien vanop de Aarde. Dat geeft de indruk van een plat vast oppervlak terwijl het eigenlijk om een gasomgeving gaat met een lage dichtheid. De temperatuursgradient in de fotosfeer blijft negatief (de temperatuur daalt met de hoogte) tot een temperatuursminimum, die dan ook de top van deze laag aangeeft. De fotosfeer is de laag die zichtbaar licht uitstraalt. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

14 Deel 3 – De Zon Door de bolvorm van de zon doorkruist de waargenomen straling een groter wordende dikte doorheen de atmosfeer vanaf het centrum, waar we loodrecht op de atmosfeer kijken, naar de rand, waar onze kijkrichting langs de bol scheert. Dit geeft aanleiding tot donkere rand, en dat is een aanwijzing dat de fotosfeer een absorberende gaslaag is. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

15 Deel 3 – De Zon Wat de globale lichtflux betreft, bevindt 95% van de spectrale helderheid zich in zichtbaar licht en (korte) infraroodstraling. De fotosfeer is dus de belangrijkste bron van straling uitgezonden door de Zon. Metingen van de absolute spectrale helderheid aanwezig tussen 200 en 2000 nm (ATLAS missie, rasterspectrograaf SOLSPEC, Thuillier et al. 2004)‏ Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

16 Deel 3 – De Zon Granulatie Het zonneoppervlak is bezaaid met heldere granulaire cellen, gescheiden door een netwerk van donkere groeven. Dit is in feite de weerspiegeling van subfotosferische convectieve bewegingen. Gemiddelde groote van een cel: 1000 km (1")‏ Een cel bestaat 5 tot 10 minuten, gemiddeld 5 minuten. Het oppervlak verandert dus voortdurend. Het centrum van een cel is een kolom van stijgend heet gas, terwijl de groeven bestaan uit koelere dalende materie. Snelheden: 1-2 km/s Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

17 Deel 3 – De Zon Film: Swedish Solar Telescope, La Plama, Tenerife. Links: Lichtsterkte, rechts: Dopplersnelheden Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

18 Deel 3 – De Zon Zonnefakkels Zonnefakkels zijn iets heldere oppervlaktes met complexe randen. Ze zijn bijna onzichtbaar in het centrum van de zonneschijf, maar meer naar de rand van de Zon hebben ze een groter contrast. Het contrast is klein (enkele %) maar is versterkt in het ‘blauw’. Het zijn hetere gebieden in de granulatie (enkele honderden graden), ten gevolge van de aanwezigheid van een sterker magneetveld (~100 Gauss). Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

19 Deel 3 – De Zon Zonnevlekken: eigenschappen Zonnevlekken zijn de oudste en meest gekende uitingen van zonneactiviteit. De eerste waarnemingen met het blote oog dateren van enkele eeuwen voor Christus (China) en bevestigen dat de zonneactiviteit toen overeenkomt met deze van nu. De eerste gedetailleerde waarnemingen begonnen met de uitvinding van de telescoop (Galileo, 1610 en andere waarnemers: Fabricius en Scheiner): eerste tekeningen. Toch waren er meer dan 2 eeuwen nodig om een beter begrip te krijgen over zonnevlekken. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

20 Deel 3 – De Zon Zonnevlekken: eigenschappen Het is in de 19 de eeuw dat vooruitgang werd geboekt: S.H. Schwabe voerde, gedurende 43 jaar, de eerste systematische waarnemingen uit. Hij ontdekde een periode van 11 jaar in het aantal zonnevlekken. R.C. Carrington ontdekte de differentiële rotatie en de link tussen zonneuitbarstingen en de vlekken. R. Wolf (Zürich, ) verzamelde alle historische waarnemingen en begon aan systematische en continue waarnemingen van zonnevlekken. Hij introduceerde een index gebaseerd op het aantal getelde vlekken, het Wolfgetal: f = totaal aantal vlekken g = aantal groepen k = correctiefactor, afhankelijk van de waarnemer Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

21 Deel 3 – De Zon Zonnevlekken zijn donkere gebieden in de fotosfeer. De kleinste vlekken hebben geen structuur (diameter D < 2 500km)‏ Voor D >2 500km, bestaan de vlekken uit 2 zones: Centrale Schaduw: –Diameter =10 tot km –Lichtsterkte = 5 tot 30% I Fotosfeer Halfschaduw: –Diameter : tot km –Lichtsterkte = 50 tot 70 % I Fotosfeer Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

22 Deel 3 – De Zon De vlekken leven enkele uren tot enkele maanden. De temperatuur van de centrale schaduw is 4 000K, in plaats van 5 800K voor de normale fotosfeer. Vlekken vormen langwerpige groepen, meestal uitgerokken in de oost-west richting. Ze kunnen tot 50 vlekken bevatten en zich uitsmeren over 20 lengtegraden. Deze groepen spreiden zich uit over 2 strips tussen de 5 e tot de 40 e breedtegraad. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

23 Deel 3 – De Zon Vlekkengroepen zijn plaatsen waar de onderliggende intense magneetvelden de dunne laag van de fotosfeer doorboort. Ze hebben een dipolaire globale structuur die overeenkomt met het voetstuk van het magnetisch gewelf dat zich tot hoog tot in de zonneatmosfeer ontwikkelt. De dipool is steeds oost-west georiënteerd. Een vlek = een polariteit: de uitersten van een groep hebben een tegengestelde polariteit. De sterkte van het magneetveld is belangrijk: –Schaduw: 0.3 Tesla (3 000 Gauss)‏ –Halfschaduw: 0.1 Tesla (1 000 Gauss)‏ te vergelijken met het magneetveld van de Aarde: ~1 Gauss. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

24 Deel 3 – De Zon Vlekken en Zonnecyclus Het aantal vlekken en groepen varieert over een cylcus met variabele amplitude en periode, van ongeveer 11 jaar. De waargenomen periodes varieren tussen 8 en 14 jaar. Iedere cyclus wordt gekenmerkt door een sterke toename, in 4 jaar, gevolgd door een gemiddelde daling van 7 jaar. De amplitude van de cycli is ook variabel met extreme maxima van 48 in 1817 tot 200 en –Deze variaties zouden een periodieke cyclus kunnen hebben over langere periodes (80 jaar, 100 jaar, enz.)‏ Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

25 Deel 3 – De Zon Globale verdeling en zonnecyclus De magnetische dipolen vertonen een systematische oriëntatie: De magnetische polariteit is identiek voor all groepen van een halfrond: – Hoofdvlek (W) met polariteit N (of Z) en staartvlek (O) met polariteit Z (of N)‏ De magnetische polariteit heeft een tegengestelde richting voor de groepen van de 2 halfronden (N-Z et Z-N voor de ene en de andere kant van de equator). De richting van deze polariteit keert om van de ene zonnecyclus naar de volgende. De echte lengte van een cyclus zou dus 2 x11= 22 jaar zijn: dit is de magnetische cyclus van Hale. Magnetogram: kaart van magneetvelden in de fotosfeer Grijs: veld nul Wit: positief veld (Noord)‏ Zwart: negatief veld (Zuid)‏ SOHO/MDI: mei 1998 Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

26 Deel 3 – De Zon De gemiddelde breedte waarop vlekken zich vormen varieert op een gelijkmatige wijze tijdens een zonnecyclus. Zij drijven af richting equator. Globaal geeft dit een ‘Vlinder’diagram: De eerste vlekken van een cyclus verschijnen op een breedte van ongeveer 30°. Op het maximum van de cyclus is de gemiddelde breedte 15°. De laatste vlekken van een cyclus bevinden zich op minder dan 10° van de equator (uitzonderlijk vlekken op 0°). Vlekken van 2 opeenvolgende cycli kunnen samen verschijnen, gedurende ongeveer 1 jaar tijdens het minimum van zonneactiviteit. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

27 Deel 3 – De Zon De chromosfeer: eigenschappen De chromosfeer is de laag boven de fotosfeer op een hoogte van km. De basis van de chromosfeer bevind zich op het temperatuurminimum. De temperatuursgradiënt is positief. De dichtheid van de chromosfeer is 10 tot 100 keer minder dan de fotosfeer (dichtheid = tot deeltjes/cm 3 ). De magneetvelden spelen er een belangrijke rol op de bewegingen van de materie, gezien de lagere deeltjesdruk. Dat maakt de chromosfeer veel minder homogeen dan de fotosfeer, met zeer sterke locale variaties in dichtheid en intensiteit. Beeld DOT: van de fotosfeer (G-band) tot de chromosfeer (CaIIK - Hα)‏ Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

28 Deel 3 – De Zon Chromosfeer: netwerk, spicules, fakkelvelden De chromosfeer is een veel dynamischere en heterogene omgeving dan de fotosfeer. De oppervlakte vertoont een korrelige textuur, het chromosferisch netwerk. De schaal van het netwerk komt overeen met de supergranulatie (cellen van de 20 tot km) en draagt dus de stempel van de subfotosferisch convectie. Er is een toename van de emissie aan de randen van de granules, waar de magneetvelden zich concentreren (fluxbuizen). Heldere fakkelvelden liggen verspreid rond de actieve gebieden. Hoewel er een relatie bestaat met de facules, zijn de fakkelvelden meer verspreid, met meer contrast en zichtbaar over de hele schijf. CaII K filtergram, Kitt Peak Obs., USA TRACE, Lyα Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

29 Deel 3 – De Zon Het oppervlak is volledig bedekt met structuren met verticale of schuin hellende ‘sprieten’ (~ op de gehele Zon), de spicules. Deze zijn een teken van de aanwezigheid van magneetvelden. Spicules zijn jets van chromosferische materie gericht langs de veldlijnen van de magneetvelden. Het plasma valt grotendeels terug naar het oppervlak: 1% van de uitgestoten materie zou kunnen ontsnappen naar de corona en zo de bron zijn van de zonnewind. Essentiële rol in de balans van de massaflux in de zonnewind. Temperatuur: K Hoogte: à km Doorsnee: 500 km Uitstootsnelheid: 20 km/s Levensduur: 5 tot 10 min Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

30 Deel 3 – De Zon Chromosfeer: protuberansen Probuberansen zijn grote lichtgevende ‘gordijnen’ die boven het zonneoppervlak hangen en worden waargenomen in de chromosferische lijnen. Het zijn koudere gasmassa’s, met hogere dichtheden dan de omliggende corona. Ze hebben dus een gemengd karakter: coronaal en chromosferisch. Ze hebben 2 namen: Protuberansen: helder boven de rand. Filamenten: donkerder dan de chromosfeer, en zichtbaar als ‘gedaante’ op de zonneschijf. Ze worden voornamelijk waargenomen in de Hα – lijn. Hα, BBSO Eigenschappen: Temperatuur: K Dichtheid: tot10 11 cm -3 (500x coronale dichtheid)‏ Hoogte: 20 tot km Dikte: km Lengte: tot km (1 Rs)‏ Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

31 Deel 3 – De Zon Protuberansen: slapend en eruptief Twee voornaamste types van protuberansen: De meeste protuberansen zijn slapend, stabiele ‘hangende’ structuur, en kunnen verschillende dagen of weken voortbestaan. Uitbarstende (eruptieve) protuberansen – worden naar buiten uitgestoten in minder dan 1 uur. Meestal gaat het om een slapende protuberans die plots instabiel wordt. SOHO/EIT, HeII, 30,4 nm Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

32 Deel 3 – De Zon Slapende Protuberansen: Ze worden vaak doorlopen door min of meer continue stromingen, die naar het oppervlak terugvloeien. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

33 Deel 3 – De Zon Uitbarstingen van protuberansen Ze worden soms geassocieerd met uitbarstingen in de actieve gebieden maar ze kunnen zich ook afzonderlijk voordoen, ver van actieve gebieden. Ze worden dan vaak geassocieerd met coronale massa-uitstoten: Snelheid: tot 1000 km/s De evolutie van het ‘gewrongen’ gewelf geeft de indruk dat er potentiele magnetische energie (torsie van het veld) wordt vrijgelaten tijdens de uitbarsting. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

34 Deel 3 – De Zon De zonnecorona: eigenschappen De corona is het meest ‘vluchtige’ en meest uitgestrekte deel van de zonneatmosfeer. Voor het ruimtevaarttijdperk werd ze vooral waargenomen tijdens volledige zonsverduisteringen, gedurende enkele minuten. De corona zet continu uit met een gemiddelde snelheid van 400km/s: de zonnewind. De wind reikt tot vele honderden AE: de heliosfeer waarin zich de Aarde en de planeten bevinden Het is een erg inhomogene laag, volledig gestructureerd door de magneetvelden. Temperatuur: Kalme Zon: 1 tot 2 x10 6 K Uitbarstingen: > 10 7 K Dichtheid (gemiddeld): 10 9 atomen/cm 3 (basis) & 1 tot 10 atomen/cm 3 op 1 AE. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

35 Deel 3 – De Zon Voornaamste Structuren: –Coronale jets (equator, middelbare breedtes), radiaal uitgerokken –Coronale Condensaties (jet-basis, bevat soms een holte)‏ –Donkere Coronale Gaten (polen)‏ –Polaire Pluim (polen) –Protuberans (chromosfeer, Hα)‏ Grote spreiding in dichtheid: ρ jets ≈ 10 x ρ gaten Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

36 Deel 3 – De Zon EIT Extreem UV FeXII (19,5nm)‏ Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

37 Deel 3 – De Zon Temperatuurkaart van de corona - temperatuur gebaseerd op 3 spectraallijnen van ijzer: –FeX (17,1nm), –FeXII (19,5nm), –FeXIV(28,4 nm)‏ SOHO/EIT Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

38 Deel 3 – De Zon De zonnecorona: magnetische lussen Magnetische lussen vormen het basiselement van de ‘rustige’ corona en van de actieve gebieden: Een magnetische lus is een gesloten magneetveld dat twee magnetische polen verbindt (zonnevlekken)‏ Deze lussen houden het coronale plasma ‘gevangen’, die zich enkel langs de lussen kan verplaatsen: de dichtheid en ook de de lichtkracht worden er versterkt. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

39 Deel 3 – De Zon Hoogte: tot km (actieve regio’s)‏ tot km (globale gewelven)‏ De hoogte is meestal ongeveer 2 x de afstand van de basis (halve cirkel)‏ De lussen zijn fijn: hun doorsnee is altijd veel kleiner dan hun hoogte: ~500 km Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

40 Deel 3 – De Zon Coronale gaten Coronale gaten zijn gebieden met kleinere dichtheid (factor 4 tot 10) en minder heet (T= 1 x10 6 K) dan de gemiddelde corona. Ze produceren geen emissie van X-stralen (allereerst waargenomen door de eerste zonnesatellieten), vandaar de uitdrukking « gat ». Deze grote gebieden komen overeen met unipolaire magnetische zones in de rustige fotosfeer en worden gevormd door open veldlijnen, meestal uiteenlopend, langs dewelke het plasma vrij kan wegstromen. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

41 Deel 3 – De Zon Coronale gaten spelen een cruciale rol voor het globaal dipoolveld van de Zon en haar evolutie tijdens de cyclus: tijdens het minimum van de cyclus is er een goed ontwikkeld gat aan elke pool (tegengestelde magnetische polariteit aan elke pool), tijdens een maximum van de cyclus, zijn er bijna geen coronale gaten, tijdens intermediaire periodes zijn er uitbreidingen van de polaire gaten naar lagere breedtes en trans- equatoriale gaten die verschillende maanden kunnen aanhouden. Deze gebieden zijn de bron van een snelle zonnewind, die naar de Aarde kan gericht zijn: Coronale gaten zijn de oorsprong van periodieke geomagnetische storingen (vanwege de zonnerotatie)‏ Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

42 Deel 3 – De Zon Corona: globale variatie tijdens de cyclus De globale structuur van de corona verandert grondig tijdens een zonnecyclus: Tijdens het minimum heeft ze een dipolaire structuur, dat langs de evenaar wordt uitgerekt (jets). De polaire (coronale) gaten zijn sterk ontwikkeld (plumes). Tijdens de intermediaire fase breiden de jets zich uit naar hogere breedtes. De polaire gaten worden verkleind en op lagere breedtes worden nu ook gaten gevormd. Tijdens het maximum neemt de corona een quasi-bolvormige symmetrische vorm aan, met de aanwezigheid van jets in alle richtingen, en er zijn geen polaire gaten meer. YOKOH/SXT Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

43 Deel 3 – De Zon Corona in het extreem UV, van 1996 (min) tot 1999 (max)‏ SOHO/EIT FeXII, 19.5 nm Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

44 Deel 3 – De Zon K – Corona in 1996 (min) en in 1999 (max) SOHO/LASCO - Coronograaf 2.5 tot 6 Rs 5 tot 15 Rs Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten


Download ppt "Deel 3 – De Zon Deel 3: De Zon 1.De zonneatmosfeer 2.De zonneactiviteit 3.De zonnewind en de heliosfeer 4.De relatie Zon-Aarde 5.De zonne-instrumenten."

Verwante presentaties


Ads door Google