1

Sterrenkunde 6 door Willy Acke, ON4AW

Radio-uitbarstingen

Een radio-uitbarsting wordt op een ontvanger die een frequentieband van 40 MHz tot 500 MHz bestrijkt (bv. als panoramische ontvanger) geregistreerd als een plotselinge toename in intensiteit in een bepaalde tijd. Heel vaak eerst op de hoge frequenties en daarna op lagere frequenties. Waarschijnlijk is dat te wijten aan het feit dat de Corona dunner is op grote hoogte dan op lagere. Hoe kleiner de dichtheid, des te lager de frequentie van de radiogolven die in dergelijke lagen van de Zon kunnen gegenereerd worden. Ook een aantal uitbarstingen worden in de buurt van het fotosfeeroppervlak naar buiten gestuwd dwarsdoor opeenvolgende dunnere lagen van de Corona en doen dit met een snelheid, bv. 450 km/s, die afgeleid kan worden uit de snelheid waarmee de (ontvangen) frequentie daalt. Meestal bereiken de uitbarstingen de Aarde een uur of twee na hun ontstaan. Op de Aarde kan bijvoorbeeld een magnetische storm veroorzaakt worden, dertig uur na een Fakkel op de Zon.

Breedband radio-uitbarstingen, radiostormen en ruisstormen

Uitbarstingen zijn verschijnselen die zich uiten met een ongelooflijk geweld en bereiken in een paar seconden tot 106 keer de basisstraling bij waargenomen temperaturen van 1010 tot 1014 graden celcius.

2

Een belangrijke uitbarsting leidt tot geofysische invloeden in de ionosfeer, zoals het uitvallen van kortegolf- en langgolf-verbindingen, door verstoring van de D-laag en tot Aurora's en magnetische stormen.

Naarmate er meer zonnevlekken optreden, vergroot de radiostraling; zij kan wel 10 tot 100 maal sterker worden dan de straling van de rustige Zon, zodat men van een radiostorm kan spreken. Deze verschijnselen zijn des te uitgesprokener naarmate de golflengte groter is, hetgeen trouwens voor alle storingen geldt. De verhoogde straling schijnt vooral uit te gaan van zeer grote zonnevlekken, waarvan ook het magneetveld zeer sterk is. Kenmerkend is dat zonnevlekken dichtbij het centrum van de zonneschijf radiostormen veroorzaken. Op ruisstormen zitten soms kleine schijfuitbarstingen gesuperponeerd.

A) Type I is ruisstorm straling.

Het meest opvallende kenmerk van een ruisstorm in vergelijking met andere verstoringen is de lange duur. Een typische ruisstorm duurt ongeveer een dag. Type 1 ruisstormen treden op bij metergolflengten en bestrijken een brede band van frequenties rond 100 tot 150 MHz of 50 tot 300 MHz met een straling, type 1 continuüm genoemd. Daarnaast bestaan er smalband kortstondige uitbarstingen met een bandbreedte van slechts 1 procent van hun centerfrequentie en ze duren slechts een paar tienden van een seconde.

Afgezien hun lange duur, worden ruisstormen gekenmerkt door hun sterke circulaire polarisatie en hun hierboven vermelde beperking tot frequenties, lager dan ongeveer 300 MHz.

Polarisatie

Het polarisatiegedrag van de zonneruis vertoont al een even grote gevarieerdheid als de zonneverschijnselen in het algemeen. Weliswaar zijn de meeste stormen sterk gepolariseerd, maar er komen ook ongepolariseerde stormen voor. Vooral de kortere, geïsoleerde perioden van stormachtigheid hebben de neiging ongepolariseerd te zijn. Men kan met zekerheid vaststellen met welke vlekkengroep een bepaalde bron van zonneruis geassocieerd is. Men meet daarvoor op de frequenties 169 en 255 MHz van de zonneschijf en buiten de zonnerand.

Zodra de Maan meer en meer de zonneschijf verduistert tijdens een eclips, neemt de flux naar de Aarde af (deze daling is niet regelmatig), de voortplantingsomstandigheden voor DX verslechten, en de ruis neemt toe. Een krachtig instrument voor de studie van ruis en ruisstormen is de grote rasterinterferometer te Nancay (Fr.), die op 1,77 meter golflengte plasmastralingen meet, ook de niet gepolariseerde. Ruis-stormen omvatten een breed continuüm van frequenties. Bijna steeds is al deze straling sterk circulair gepolariseerd.

Een ander kenmerk is dat ruisstormen ontstaan boven zeer grote zonnevlekken, maar alleen waargenomen worden wanneer de vlekken zich dichtbij het centrum van de zonneschijf bevinden. Dit betekent dat ruisstormstraling grotendeels radiaal vanaf de Zon en niet gelijkmatig wordt uitgestraald in alle richtingen. Ruisstormstoringen kunnen kort na een Fakkel starten, maar niet waargenomen worden op de Aarde totdat de zonnevlek dicht genoeg naar het midden van de zonneschijf opgeschoven is door rotatie. Sommige ruisstormen beginnen ook na, of zelfs tijdens een type IV fase (hieronder bekeken) en blijven dan lang aanhouden nadat alle andere soorten emissie uit hun nabijheid uitgedoofd is. De grote rasterinterferometer te Nancay in Frankrijk, die op 1,77 meter golflengte werkt, zorgt voor dagelijkse waarnemingen op dit ruisstormgebied, met detectie van de ligging ervan, met een nauwkeurigheid van ongeveer 4 boogminuten oost-west en 10 boogminuten noord-zuid.

Ruisstormstraling kan niet thermisch zijn vanwege de zeer hoge waargenomen intensiteit. Ruisstorm- straling wordt veroorzaakt door de beweging van groepen of trossen van elektronen, die door stimulatie straling uitzenden, ook onder invloed van de typen II en III uitbarstingen, hieronder bekeken.

3

Hoe de uitbarsting van zonne-energie aangevoeld wordt door een waterdruppel: foto door Katia Moskvitch, 27 juni 2013, 08u19. Maken we hier het ontstaan mee van door de Zon nieuw opgewekt leven? Zon+water = leven, volgens Nobelprijswinnaars.

Dat de type I straling sterk gepolariseerd is, verraadt de aanwezigheid van een magnetisch veld in hete gebieden, honderden duizenden kilometers in de Corona, of boven een zonnevlek of een groep van zonnevlekken. Deze verschijnselen zijn veel gewelddadiger dan die van de langzaam variërende componenten in de Zon. Magnetische stormen, die men kent als radioelektrische onweersbuien duren uren en zelfs dagen. Een onweersbui verschijnt meestal wanneer het veld van een magnetische groep vlekken snel varieert.

B) Uitbarstingen van het type II zijn plotse explosies, vergelijkbaar met een flitslamplicht door ontbrandend magnesium, zoals in de begintijd van de fotografie gebruikt werd voor camera-opnamen. De emissie van type II uitbarstingen wordt toegeschreven aan plasmaoscillaties geassocieerd met een storing die naar buiten beweegt door de zonneatmosfeer op een snelheid van ongeveer 1000 km/s. Dit is in overeenstemming met de emissie die optreedt door een magnetohydrodynamische schokgolf, veroorzaakt door een Fakkel.

Het geweld van het fenomeen varieert met de golflengte: op 1 cm is de uitbarsting zwak (5 tot 10 % van de uitgangswaarde, dat wil zeggen als "rustige" Zon). De bron van de uitbarsting is een snelle opwaartse beweging van auroradeeltjes die er 20 tot 60 uur over doen om de Aarde te bereiken en daar een poollicht veroorzaken. Deze deeltjes leiden tot geïoniseerde schokgolven.

C) Uitbarstingen van Type III duren korter dan 1 minuut, waargenomen op golflengten van 50 cm tot 15 m. Hun bron ligt in de Corona, waaruit protonen opstijgen met snelheden tussen 60000 en 150000 km/sec. Deze protonen bezitten een energie van 100 miljoen tot 1 miljard elektron-volt en ze gelijken wat dat betreft op kosmische stralen. Een toename in de kosmische straling kan trouwens waargenomen worden op de Aarde een uur of twee na een grote zonnevlam. De Type III-uitbarsting overloopt in enkele seconden het frequentiespectrum van de hoge naar de lage frequenties, hetgeen overeenkomt met snelheden van 45000 km per seconde. Deze soort gaat gepaard met heldere Fakkels, poollicht en magnetische stormen.

4

(uit 'The Wave', door Rich Tennant)

De kosmische straling die afkomstig is uit de Zon tijdens type III-uitbarstingen beweegt wel aanzienlijk sneller dan 45000 km/s. Af en toe worden gewelddadige Fakkels waargenomen onder een soort uitgeblazen luchtbel, zoals er op Aarde soms plotseling bellen (gevuld met CH4) opstijgen uit een moeras. De luchtbel wordt naar buiten geduwd.

Uitbarstingen van het spectraal type III komen vaker voor dan die van type II. Ze ontstaan in groepen die ongeveer een minuut duren, meestal bij de kleinste van de optische Fakkels en gedetecteerd op metergolflengten, waarvan de banden op een afstand van een octaaf uit elkaar liggen. Het is niet ongebruikelijk dat type III uitbarstingen vergezeld worden door een uitbarsting op centimetergolflengten. Deze centimeteruitbarstingen worden in het röntgenspectrum gedetecteerd door ballon- en raketgedragen inrichtingen. De oorsprong van de röntgenstralen ligt in de vrije overgangen van elektronen (Bremsstraling, hogerstaand besproken), snelle elektronen in de Chromosfeer en straling van elektronen onderworpen aan een sterk magnetisch veld.

D) Type IV straling is onderzocht op metergolflengten met een breedbandstraling op frequenties boven 1000 MHz, talrijkst rond 3000 MHz (10 cm). De intensiteit van type IV straling is hoog en opmerkelijk stabiel, en lijkt te volgen op type II uitbarstingen. Het kan enkele minuten tot een paar uren duren vooraleer op grote hoogte in de Corona van een paar miljoen kilometers, uitbarstingen gegenereerd worden. Ze hangen af van de gemeten hoogte. Type IV uitbarstingen vertonen lichtsterke temperaturen tot tienduizend miljoen graden Kelvin maar zijn niet van thermische oorsprong. Het meest waarschijnlijke mechanisme voor het genereren van deze golven is het (reeds hogerstaand bekeken) synchrotronproces. De daarop waargenomen reeks gebeurtenissen volgen op een Fakkelexplosie in de Chromosfeer. De ontploffing veroorzaakt een enorme wolk van geïoniseerd gas, uitgestoten met snelheden tot 1500 km/sec. Aan de voorrand van deze wolk met type II uitbarsting vindt men een magnetisch veld waarin kosmische stralen, elektronen en protonen gevangen zitten.

5

Links: Martin Huwiler, Zon-onderzoeker en de bezitter van deze Cassegrain-spiegeltelescoop van het observatorium "Mirastellas' in Zwitserland, Poserend, rechts daarvoor, Jose de Queiroz, succesvolle opspoorder en vinder van asteroïden.

Type V naast type IV: Op grote hoogten ontsnappen de protonen en ze worden een uur of later waargenomen in de nabijheid van de Aarde, gedetecteerd door instrumenten in raketten. Enkele snelle elektronen blijven gevangen in het coronale magnetische veld en ze roteren over magnetische krachtlijnen, stralend door het magnetische versnellingsmechanisme. De elektronen verliezen geleidelijk hun energie door uitstraling en door af en toe te botsen met tragere deeltjes in de interplanetaire ruimte. Deze processen dissiperen de energie in de gassen terwijl een hoge, constante mate van straling wordt gehandhaafd.

Type IV straling is soms gedeeltelijk circulair gepolariseerd, terwijl synchrotronstraling lineair of willekeurig gepolariseerd is.

Op dezelfde manier dat een type IV volgt op type II uitbarstingen, lijkt het type V-continuum op type I uitbarstingen te volgen. De breedbandige straling op frequenties boven 1000 MHz heeft resultaten opgeleverd, nu onderzoek van de Zon uitgebreid is op frequenties tot 24000 MHz. De beste en talrijkste resultaten zijn geboekt op 3000 MHz (10 cm).

Wervelstormen en plasmastromen.

6

In de wervelstormen draait de wind rond met snelheden tot 300000 kilometer per uur en bereikt een hoogte tot 200000 kilometer boven de Zon. De temperatuur op het oppervlak loopt er op tot 2 miljoen graden celsius. Zonnebevingen of zonnetornado’s die groter zijn dan de Aarde veroorzaken enorme uitbarstingen van plasmawolken (zonnedeeltjes) en deze kunnen op de Aarde elektriciteitsnetwerken en radiocommunicatie, ook via satellieten, verstoren. Plasmastromingen zijn een heet mengsel van ionen en elektronen. Ze veroorzaken magnetische velden op de Zon. Hierdoor ontstaan er zonnevlammen en zonnevlekken. Hoe meer zonnevlekken, hoe groter de kans dat er grote zonnevlammen op het oppervlak ontstaan. Het plasma heeft een gemiddelde snelheid van 65 kilometer per uur en stroomt van de evenaar naar de polen en weer terug. Soms kan de snelheid sterk verschillen en kunnen plasmastromingen in de eerste helft van een elfjarige zonnecyclus een hogere snelheid hebben dan in de tweede helft. Hierdoor kan, zoals de voorbije jaren, het tweede deel van de zonnecyclus minder actief zijn.

We hadden het in het voorafgaande over spicules: deze zijn supersonisch plasma.

Zonnevlammen Een zonnevlam (-opflakkering ) verschijnt optisch als het plotse verhelderen van het licht van een klein gebied op de Zon, meestal dicht bij een zonnevlekkengroep. Enorme gebogen uitsteeksels barsten los in de zonne- atmosfeer. De optische emissie gaat meestal gepaard met ultraviolette- en röntgenstraling die de Aarde 8 minuten later bereikt en een sterke ionisatie teweegbrengt in de ionosfeer van de Aarde. Dit effect, dat ook bekend staat als een plotse ionosferische verstoring (of SID) kan een tijdelijke onderbreking van de kortegolf radiocommunicatie op de Aarde veroorzaken.

Een zonnevlam leeft kort, gemiddeld 20 tot 30 minuten, en straalt in hoofdzaak monochromatisch licht uit. Zij treedt op in de Chromosfeer of de lage Corona van de Zon. De deeltjesdichtheid is circa 1013 cm-3 en de temperatuur bedraagt 10000 tot 20000 °C. Met de vlammen gaat het optreden gepaard van sterke radiostoten op verschillende golflengten, verder het emitteren van deeltjes met snelheden vanaf 50 km/sec tot vrijwel de lichtsnelheid. Het zijn vooral de vlammen die een sterke invloed hebben op allerlei aardse verschijnselen. Vlammen treden in hoofdzaak op, wanneer sterke veranderingen zich voordoen in de omvang of in het magnetisch veld van de zonnevlekkengroep. Als de vlekken verdwenen zijn, komen ook de vlammen niet meer voor. Dan ontstaan ze aan de rand van het activiteitsgebied, maar nooit aan de kant van een lage heliografische breedte. De zgn. rustende protuberansen zijn lange stabiele structuren, die een dikte hebben van enkele duizenden kilometers, een hoogte van 50000 km en een lengte die tot meer dan 1000000 km kan gaan. Ze kunnen vele maanden blijven leven en ook wanneer ze tijdelijk verdwijnen door één of andere storing, kunnen ze éen der volgende dagen weer terug komen in precies dezelfde vorm.

7

Een Zonnevlam is een manifestatie van een explosie in de Chromosfeer die bij sterke verhitting een overvloedige uitstoot van ultraviolet en X-straling en het uitwerpen van wolken met geïoniseerd gas veroorzaakt. Vanaf het tijdstip van dit optreden gedurende uren of zelfs dagen, wordt radiostraling gemeten over het hele spectrum van golflengten vanaf ongeveer 1 cm waar de straling zwak is tot een golflengte van 15 meter en meer, waar ze erg sterk is. Deze straling verschilt van andere soorten buitenaardse straling in haar spectrale vorm. Niet alleen is het spectrum smal, maar het verandert voortdurend. Substantiële wijzigingen kunnen uren duren of kunnen even goed plaatsvinden binnen een fractie van een seconde.

Zonnevlammen zijn op het eerste zicht misschien minder indrukwekkend dan vlamprotuberansen, maar voor de Zon-Aarde relatie zijn ze belangrijk. Een vlam leeft kort: een karakteristieke zonnevlam heeft ongeveer vijf minuten nodig om haar maximale helderheid te bereiken en een kwartier om weer uit te doven. Het ogenblik van de grootste helderheid noemt men het flitsstadium.

Een zonnevlam is een explosie aan het oppervlak van de Zon die ontstaat als de energie die opgeslagen zit in elkaar gedraaide magnetische velden van het ene naar het andere moment vrijkomt. Zonnevlammen sturen een grote hoeveelheid aan verschillende soorten straling de ruimte in.

Zonnevlammen worden in drie klassen ingedeeld. C-klasse vlammen zijn klein met weinig tot geen gevolgen voor ons op de Aarde. M-klasse vlammen zijn middelgrote explosies die nabij de polen van de Aarde een kortstondige uitval van radiocommunicatie kunnen veroorzaken. X-klasse vlammen omvatten de hevigste categorie met een potentieel wereldwijde uitval van radiocommunicatie. Dit risico bestaat alleen als de explosies in de richting van de Aarde gericht zijn. Zonnevlammen die de

8

kortegolf (HF) propagatie kunnen verstoren, komen vaker voor tijdens perioden van hoge zonneactiviteit.

C-type zonnevlam, X-klasse, gefotografeerd door Caroline Kraaijvanger in Nederland,14 mei 2013 om 13 u 14.

Daar een vlam in hoofdzaak Hα-licht uitzendt en vermits men zelden of nooit in een vlam lijnen van geïoniseerd helium heeft aangetroffen, kan de temperatuur niet zeer hoog zijn. Men vindt waarden die liggen tussen 10000 en 20000°C, nauwelijks hoger dan de temperatuur van de omringende Chromosfeer en aanzienlijk lager dan de temperatuur van de Corona, die ongeveer 1000000°C is. Indrukwekkend is de grote dichtheid van een vlam. De deeltjesdichtheid (1013 cm-3) is 1000 tot 10000 maal groter dan die van de hoge Chromosfeer of de lage Corona. Het wezenlijke aspect van een vlam is de enorme en bijna momentane compressie van het Chromosfeer- of Coronagas. Zo'n compressie kan niet optreden in een gebied waar het magnetisch veld groot is, omdat inductieverschijnselen alle bewegingen zeer vertraagd doen verlopen. Het lijkt waarschijnlijker dat vlammen optreden in neutrale gebieden, een veronderstelling die bevestigd wordt door metingen van het magneetveld in gestoorde gebieden. Dit feit wordt bovendien ondersteund door de waarneming dat vlammen bij voorkeur optreden in magnetisch zeer complexe vlekgroepen waar in het grillig verlopende veld, neutrale gebieden optreden. Onder omstandigheden kan het zonneplasma in de buurt van een neutraal gebied labiel worden. Bij een eventuele compressie zal de samenpersende magnetische druk sterker toenemen dan de weerstandbiedende gasdruk, en op deze wijze kan de grote dichtheid in een vlam ontstaan. De vlam dooft tenslotte weer uit, doordat het dichtheids-overschot langzaam wegdiffundeert.

Een krachtige zonnevlam wordt regelmatig geproduceerd door de zonnevlekkengroep 1302 veroorzaakt door een CME. Op verschillende plaatsen in Noord-Amerika en Noord-Europa neemt men dan 's nachts poollicht waar. Een dergelijke zonnevlam kan een miljoen keren meer straling uitzenden dan in het geval van een rustige Zon. Zelfs kleine, moeilijk waarneembare microvlammen kunnen al merkbare vlamstoten teweegbrengen. De microvlamstoot verschijnt tegelijk met de zonnevlam, duurt enkele minuten en neemt daarna exponentieel af. Hij is slechts weinig circulair gepolariseerd, hetgeen natuurlijk samenhangt met het ontbreken van sterke magneetvelden.

9

De emissie straalt naar alle richtingen en het spectrum is een brede band, scherp begrensd aan de kant van de lange golflengten. Die grens verloopt met een steilheid van ongeveer 1 cm/sec naar de kant van de lange golven. De vlamstoten worden teweeggebracht door een opstijgende protuberans die door de zonnevlam wordt opgestuwd, en die op haar weg in al de opeenvolgende lagen van de Zon radiostraling doet ontstaan:

Foto Mount Wilson en Palomar Observatorium.

Het optreden van zonnevlammen gaat altijd gepaard met een sterk verhoogde U.V.-straling welke tot in de onderste laag, de D-laag van de ionosfeer, doordringt en daar een plots sterk verhoogde ionisatie veroorzaakt, meestal gepaard gaande met een geringe daling (of aandikking van onder) van de laag. De waargenomen gevolgen bestaan uit een versterking van langegolf atmosferische ruisstoringen, langzame faseveranderingen en een verhoogde temperatuur.

Voor de snelle en bijna monochromatische stormstoten met hun gerichte emissie, denkt men aan niet-thermische mechanismen, waarbij de elektronen zich op een gerichte manier met grote snelheid verplaatsen, en plasmatrillingen veroorzaken. Men heeft te maken met stootgolven die uit de diepere lagen van de Zon opstijgen en dan hun energie ineens afgeven. Het merkwaardige is, dat die stoten een zeer plaatselijk karakter hebben, anders kan men de korte duur en het monochromatische spectrum niet verklaren.

In de nabijheid van zonnevlekken laait af en toe een zonnevlam op, op een klein plekje dat gedurende een kwartier of een half uur verbrede waterstoflijnen met grote felheid uitstraalt en daarnaast ook lijnen van de ultraviolette Lyman-reeks. Dikwijls zien we hoe de gassen boven een zonnevlam worden weggestuwd en hoe er een opstijgende protuberans ontstaat. De meeste van die storingen gaan gepaard met de uitzending van radiogolven: het algemene niveau wordt verhoogd, bovendien ontstaan er verscheidene soorten korte radiostoten.

10

Foto 2 april 2014 om 00u42 van een grote zonnevlam, X-klasse vanuit het aktieve gebied AR2035 (=zonnevlekcode) aan de westerse rand van de Zon, naar de Aarde gericht, met een daarmee geassocieerde CME.

Radio-eigenschappen van zonnevlammen

De met zonnevlammen geassocieerde radioverschijnselen vertonen een zeer grote verscheidenheid. Sommige vlammen veroorzaken slechts een uitbarsting op de cm-golflengten, andere alleen op meter- golflengten. Daarnaast zijn er vlammen die zich over het hele radiofrequentiebereik manifesteren. Dankzij een doorlopende 24-uur-bewaking van de Zon op 200, 545 en 3000 MHz kon men een catalogus samenstellen van alle vlammen, die een verschijnsel op één of meerdere van deze frequenties teweeggebracht. hebben. Daarbij is gebleken dat er bepaalde reeksen vlammen voorkomen die zich in het bijzonder onderscheiden door hun radio-eigenschappen. Dit blijken vlammen te zijn die gedurende één of enkele dagen op ongeveer dezelfde heliografische positie blijven optreden. Omdat het gemiddelde percentage van vlammen dat met een uitbarsting gepaard gaan bekend is, kan men vaststellen of een bepaalde reeks vlammen zich ofwel weinig ofwel opvallend dikwijls geuit heeft op de radiofrequenties.

Zonnevlammen en kosmische straling

A) Zonnevlammen of zonnegloed:

Zonnevlammen komen voor in complexe zonnevlekgroepen en kunnen omringend materiaal wijzigen. Sterkteverandering van langegolf radiosignalen, uitdoving van korte-golf radiosignalen, zijn de beste aanduidingen en waarschuwingen tijdens astronomische observaties, van het optreden van zonnevlammen.

Het opstijgen van hete gassen in de zonne-atmosfeer, een verschijnsel dat een zonnevlam nog al eens begeleidt, veroorzaakt sterke radiostralingen, waarvan de frequentie afhankelijk is van de plaats van ontstaan in de zonne-ionosfeer. Deze radio-uitbarstingen (vlamstoten) worden op Aarde veelal tegelijk met of enkele minuten later geregistreerd. De frequentie-tijd-afhankelijkheid, de polarisatietoestand, en de plaatsbepaling op het zonneoppervlak van deze radiouitbarstingen geven een inzicht in het verloop en de aard van deze verschijnselen en van de plaats van ontstaan en het verloop van de U.V.-stralingen, en mogelijk ook van de corpusculaire stralingen van de Zon, welke zij begeleiden.

Het uitstoten van corpusculaire deeltjes, welke na een looptijd van 18 tot 40 uur de aardse ionosfeer bereiken en daar de ionosfeer en het radioverkeer gedurende dagen in de war kunnen sturen, is afhankelijk van de zonne-activiteit. Een verband met de radiostraling van de Zon is soms aanwezig in de vorm van een verhoogde dagelijkse straling van de Zon gepaard gaande met sterke stormstoten, die een circulaire polarisatie vertonen.

11

Verschillende vormen van zonnevlammen onderscheiden zich door een zeldzame witte gloed, die beperkt is tot zeer grote groepen zonnevlekken. Hierin vormen kleine punten met helderheden groter dan die van de Fotosfeer, onderdelen van een zeer sterke vlam, bekeken in monochromatisch licht. Zonnevlammen gaan gepaard met het uitzenden van zeer snelle deeltjes. Optisch neemt men de zogenaamde vlamtongen waar, tongen van Hα uitzendend gas, die snelheden van enkele tientallen tot enkele honderden kilometers per seconde kunnen bereiken. Dit gas zal de Zon niet verlaten, tenzij de ontsnappingssnelheid op het fotosfeerniveau ruim 600 km/sec bedraagt.

B) Kosmische stralen en zonnevlammen

De Aarde wordt dagelijks gebombardeerd door kerndeeltjes van kosmische straling afkomstig van de Zon (en de Melkweg), en door hoog- en laag-energetische gammastralen. De lage energie van het kosmische stralenspectrum (deeltjes met een energie <1 Bev) wordt sterk beïnvloed door twee regio's van magnetische velden. Het is bekend dat het magnetisch veld van de Aarde energiezuinige primaire protonen afbuigt voordat ze de aardse atmosfeer kunnen binnendringen. Deze toestand varieert met de geomagnetische breedtegraad, de kleinste invloed ervan treft men aan in de geomagnetische poolgebieden. De lage-energietoestand varieert met de tijd in de poolgebieden en deze variaties komen overeen met de 11-jarige zonnecyclus.

Terwijl u deze pagina leest, zal er minstens één kosmische straaldeeltje dwars door uw lichaam heengaan. Dit deeltje is afkomstig van kosmische stralen die invallen op de Aarde vanuit alle richtingen, met een brede verspreiding van grote energieën. Er bestaat een sterke stijging van kosmische straling op het moment van een zonnevlam.

Tellingen van kosmische straling vertonen gewoonlijk geen variaties in de tijd, behalve die welke kunnen worden toegeschreven aan veranderingen in de atmosfeer. Een plotse toename kan merkbaar zijn gedurende tien minuten of een half uur, langzaam uitstervend na de aanvankelijke sterke stijging. Hieronder volgt de vorm van de uitdovende kromme, na een plotse stijging van het aantal deeltjes van een kosmische straling ten gevolge van een sterke zonnevlam.

12

Er bestaat geen twijfel over dat deze uitbarstingen van kosmische straling afkomstig zijn van de Zon. Intense activiteit op de Zon drijft deeltjes tot hoge energieën, waarbij hun snelheid deze van het licht nadert. Ze verschijnen dan op de Aarde in ongeveer dezelfde tijd als het licht ons bereikt vanuit een uitstervende zonnevlam. De deeltjes zelf kunnen niet altijd via elektronen, radiogolven uitstralen, maar ze tonen het bestaan aan van een hoge energie van ongeveer 109 elektronvolt. Als de elektronen boven een zonnevlek zelfs maar een klein deel kunnen bereiken van deze energie, wordt een radio-emissie met enorme intensiteit waargenomen op het ogenblik dat zonnevlammen uitbarsten.

Laag-energetische gammastralen

Bronnen van elektromagnetische straling kunnen de niveau's van 1 keV tot 10 MeV energie bereiken. We weten dat de Zon een variabele zender is van X - en gammastralen. Een laag niveau van straling is ten allen tijde afkomstig van de Corona.

Tijdens het optreden van zonnevlammen doen zich heel intense uitbarstingen van röntgenstraling voor, en zeer aanzienlijke hoeveelheden van de energie worden afgevoerd tijdens deze uitbarstingen. De X-stralen hebben een belangrijke rol gespeeld in het produceren van ionisatie in de atmosfeer van de Aarde in tijden van door zonne-energie opgewekte kosmische straling.

Net zoals de Zon doet, zenden ook de sterren aanzienlijke hoeveelheden energie uit in de X- en gammastraal-regio's tijdens opflakkeringen. In het bijzonder in de buurt van de Zon zijn er Rode Dwergsterren die wel slechts een geringe lichtkracht bezitten, maar die soms enorme vlammen vertonen, veel groter dan alles wat er tot nu toe waargenomen werd op het oppervlak van de Zon. Dergelijke intense uitbarstingen vertonen ook ultraviolette en röntgenstraling.

Een andere bron van lage-energie gammastralen is het resultaat van een neutronenvangst, tijdens zonnevlammen geproduceerd. Veel van deze neutronen worden afgezwakt door botsingen met waterstof in de zonne-atmosfeer en worden vervolgens ingevangen door de waterstof. Het gevolg van een dergelijk proces van neutronenvangst is het voortbrengen van de karakteristieke gammastraallijn op 2,23 Mev. Positronen worden geproduceerd door bèta-vervalprocessen, gepaard gaande met elektromagnetische straling, zoals men kan verwachten van dergelijke Mev-energieën. Een andere bron van lage-energie gammastralen is te wijten aan radioactieve kernen die voorkomen in zich uitbreidende gassen die afkomstig zijn uit een supernova-explosie. Zware elementen worden geproduceerd door kernreacties en radioactiviteit tijdens supernova-explosies, en ze worden in de ruimte uitgeworpen.

13

Uitbarstingen en geomagnetische stormen

Geladen deeltjes die in de wereldruimte kunnen ontsnappen, veroorzaken op hun weg naar buiten bepaalde verstoringen. Deeltjes die ingevangen blijven in de magneetvelden van zonnevlekken veroorzaken stormen of aanhoudende verhogingen van het ruisniveau.

Tijdens de laatste jaren heeft zich een groot aantal gevallen voorgedaan van grote en langdurige ruistoenamen die zich manifesteren over een groot frequentiebereik van de cm-golflengten tot ergens in het meterbereik. Het betreft stormstoten (van een magnetische storm) en twee soorten vlamstoten. Die radioverschijnselen houden nauw verband met de korpuskulaire activiteit van vlammen en daarop gesuperponeerde magnetische velden, veroorzaakt door sterk vlamactieve zonnevlekkengroepen. Ongeveer 60 % van de sterke magnetische stormen kunnen met een behoorlijke mate van zekerheid worden toegeschreven aan een bepaalde zonnevlam. De korpuskulaire emissie wordt door magneetvelden van vlekken sterk afgebogen. Uitbarstingen en zonnevlammen treden samen op, maar er bestaat een fundamenteel verschil in hun karakter tussen de decimeter- en de metergolflengten. Op dm-golflengte neemt men een bepaald aspect van een vlamproces waar, zoals men dat in het licht van H2 kan doen of in een gebied van X-straling. De uitbarstingen op metergolflengten daarentegen zijn de afspiegeling van met de vlam geassocieerde verstoringen in de Corona. Voor eenieder die de diverse soorten van uitbarstingen leert kennen en de levendige intensiteitswisselingen tijdens een storm gadeslaat, zal het duidelijk zijn dat de zonscorona een medium is dat heftig reageert op allerlei werkingen welke er vanuit activiteitscentra worden op uitgeoefend. In de radio-zonneverschijnselen maken wij kennis met processen die voor optische waarneming ontoegankelijk zijn.

14

Een geomagnetische storm is een tijdelijke verstoring van de magnetosfeer van de Aarde, veroorzaakt door een verstoring in het ruimteweer.Geassocieerd met coronale massa-uitstoten (CME), coronale gaten, of zonnevlammen, wordt een geomagnetische storm veroorzaakt door een zonnewind- schokgolf die meestal het magnetisch veld van de Aarde bereikt 24 tot 36 uur na het optreden, wanneer de schokgolf zich beweegt in de richting van de Aarde. De druk van de zonnewind op de magnetosfeer zal stijgen of dalen, afhankelijk van de zonneactiviteit. Deze zonnewind- drukveranderingen wijzigen de elektrische stromen in de ionosfeer. Magnetische stormen duren meestal 24 tot 48 uur, maar sommige kunnen nog vele dagen aanhouden.

De Zon als radiozender

A) De Zon is geen ongewoon type ster. Zo komen er vele miljoenen G-type sterren zoals de Zon in onze Melkweg voor, maar de volgende dichtst bij de Aarde staande ster is zo ver weg dat de door haar uitgezonden radiogolven niet detecteerbaar zijn. Nochtans hebben de radiogolven die elektronen uitzenden soms energieën die even hoog zijn als die van kosmische straling. Door meting van de straling van de Zon en de Corona eromheen, kunnen we een groot aantal fysische omstandigheden, zoals aurorae en magnetische stormen voorspellen. In de zonne-atmosfeer is de temperatuur zo hoog dat het waterstofgas waaruit hij bestaat, uiteenvalt in protonen en elektronen, die snel bewegend bewaard worden op dezelfde hoge temperatuur. Tijdens hun willekeurige beweging produceren ze tegelijk elke frequentie van het radiospectrum, met een energie die vooral opgewekt wordt door elektronen.

Als een vanop de Aarde uitgezonden radiogolf ver genoeg kan doordringen in de geïoniseerde atmosfeer van de Zon, en in een laag daarvan uiteindelijk een niveau bereikt waar de brekingsindex van het medium nul is, dan wordt de radiogolf (of radar-microgolf) weerkaatst. Dit kan plaatsvinden in het kader van een onderzoek van de lagen in de Zon en is vergelijkbaar met de reeds hogerstaand bekeken 'moon-bounching'. Tijdens de doorgang door het geïoniseerde gas ondergaat de golf een opslorping door de botsing met elektronen en protonen. Centimetergolven ondergaan dit in het bijzonder diep in de zonne- atmosfeer in gebieden waar het gas een grote dichtheid heeft, en de botsingen navenant vaker plaatsvinden. De absorptie van deze golven kan zo sterk zijn, dat ze verdwijnen voordat ze het niveau van de reflectie bereiken. Langere golven daarentegen worden gereflecteerd op niveau's hoog in de Corona, waar de absorptie gering is, en dat is onder meer het geval voor vanop de Aarde uitgezonden signalen met golflengten in het bereik van 5 meter tot 20 m. Golflengten boven deze waarden worden gereflecteerd door onze eigen ionosfeer, dus daar hebben we ook niets aan voor het onderzoek van toestanden die heersen op de Zon.

Voorbeeld van een radiokaartje van de Zon op 20 cm golflengte Dergelijke tweedimensionale afbeeldingen van de radio-helderheidsverdeling van de Zon worden verkregen met behulp van een interferometersysteem.

B) Het radio-aspect van de zonsactiviteit

Met uitzondering van de straling van de rustige Zon zijn alle andere verschijningsvormen van de zonneruis, de vlekstraling, de stormen en de uitbarstingen, een aspect van de zonne-activiteit. Blijkens de radioheliografische waarnemingen gaan alle zonnevlekken van enige betekenis gepaard met vlekstraling op decimetergolflengten. Deze straling is afkomstig van gebieden met verhoogde

15

dichtheid, boven vlekkengroepen (de zgn. coronale condensaties). Het optreden van stormen (op metergolflengten) is een begeleidend verschijnsel bij het voorkomen van behoorlijk ontwikkelde vlekkengroepen. Aangezien lang niet alle vlekken vergezeld gaan van een brongebied van stormstraling, kunnen zij worden onderverdeeld in ruisactieve en in rustige vlekken.

C) De radiostraling als functie van de tijd

De totale radiostraling van de Zon op een bepaalde frequentie is onderhevig aan zeer uiteenlopende soorten intensiteitswisselingen.

I) Op meter golflengten kan men deze onderverdelen in: a) Betrekkelijk langzaam variërende algemene verhogingen van het ruisniveau, die duren van enkele uren tot verscheidene dagen. b) Kortstondige stoten met een duur in de orde van een seconde. c) Plotselinge grote en sterk fluctuerende intensiteitsvermeerderingen met een duur van de orde van minuten. Dit zijn uitbarstingen die dikwijls in combinatie met zonnevlammen optreden.

II) Op decimetergolflengten, λ< 60 cm, komen alleen de soorten a) en c) voor. De algemene verhoging van het ruisniveau is sterk gecorreleerd met het totale oppervlak der zonnevlekken; en de uitbarstingen zijn minder grillig van karakter dan op de metergolflengten.

III) De stralingsintensiteit als functie van de frequentie. Men heeft te maken met: a) Een continuüm van straling van de rustige Zon en van een verhoogde straling. b) Smalbandige kortstondige “emissielijnen”, overeenkomend met stormstoten en uitbarstingen.

Al deze toestanden worden bestudeerd op λ = 1,18 meter, met radiospectrografie op 40 tot 240 MHz en op 100 tot 500 MHz.

IV. De intensiteit als functie van de positie Ook deze kan men langs interferometrische weg bepalen. De normaal door de rustige Zon uitgestraalde thermische straling is afkomstig van een gebied dat groter is dan de optische zonneschijf, slechts weinig groter op decimetergolflengten, en ongeveer dubbel zo groot op metergolflengten. Bronnen van verhoogde straling hebben afmetingen van enkele boogminuten en bevinden zich doorgaans in de nabijheid van bepaalde zonnevlekken.

Wat de polarisatie van de zonneruis betreft, heeft men praktisch uitsluitend te maken met geheel of gedeeltelijke circulaire polarisatie. Deze polarisatie houdt verband met de magneetvelden van zonnevlekken en wordt veelvuldig aangetroffen in stormstraling op metergolflengten en in vlekstraling op decimeter-golflengten.

De rustige Zon en de verstoorde of onrustige, actieve Zon

16

Rechts: foto van de Corona, samen met de contouren van radiosignalen ontvangen van de rustige Zon op een golflengte van 20 cm. Deze kaart van de Zon is zodanig opgebouwd dat de helderheid- temperaturen worden weergegeven in eenheden van 1000 °K.

De Zon is een goede straler van radiogolven waaronder men twee soorten signalen kan onderscheiden.

(a) De rustige Zon

Allereerst kan men radiosignalen ontvangen van de rustige, of ongestoorde Zon. Deze komen niet van het visuele oppervlak zoals dat normaal gezien wordt door het oog, maar zijn te wijten aan thermische straling van het hete, sterk geïoniseerde gas waaruit de Corona bestaat.

De rustige zonstraling op metergolflengten is meer dan honderd keer hoger dan verwacht wordt van een lichaam zoals de zichtbare Zon op 6000 °K. Slechts een klein deel van het oppervlak van de Zon treedt dan op als een zender door een onzichtbare Corona bij een temperatuur van ongeveer een miljoen graden. Waarnemingen van de zonne-helderheidstemperatuur op tussenliggende golflengten toont een geleidelijke trend aan van ongeveer 10000 °K op 1 cm golflengte, 55000 °K op 10 cm, 500000 °K op 50 cm, 1000000 °K op 1,5 meter. Centimetergolven worden slechts gedeeltelijk geabsorbeerd in de Corona en gedeeltelijk in de koelere Chromosfeer. Zeer korte golven van 1 cm en minder worden bijna volledig geabsorbeerd in het midden van de Chromosfeer waar de temperatuur ongeveer 10000 °K bedraagt. De schijnbare temperatuur van de Zon op deze golflengte is ongeveer 10000 °K. De Chromosfeer, een regio enkele duizenden kilometers dik, heeft normaal een temperatuur van ongeveer 20000 °K. Op grotere diepten in de Zon, waar waterstof wordt omgezet in helium met een snelheid van 500 miljoen ton per seconde, stroomt warmte naar de oppervlakte door de straling van atoom tot atoom. Er is een constante overgang van temperatuur vanuit 15 miljoen graden in het midden, tot 6000 °K op het oppervlak.

Emissie van uitstromend gas via een langzaam variërende component

De straling vanuit de rustige Zon bevat ook een 'langzaam variërende component'. De langzame schommeling van de intensiteit op het golflengtegebied van ongeveer 1 cm tot 1 m wordt algemeen zo aangeduid, hetgeen kan verklaard worden in termen van gewone thermische straling van een warm lichaam. Dit kunnen typen II en III uitbarstingen zijn, met een waargenomen intensiteit van een straling die hoger is dan de gewone thermische emissie met een factor van meer dan 10000 maal groter.

Zonne-radiostraling is bijna net zo stabiel als optische emissie, wat niet verwonderlijk is omdat de oorsprong in elk geval simpelweg thermische emissie is. Op golflengten boven 1 cm is de constante lichtsterkte-temperatuur ongeveer 10000 °K waarop men twee soorten straling vindt. Ten eerste zijn er kleine, onregelmatige schommelingen met een duur van seconden tot minuten. Ten tweede zijn er langzame fluctuaties van een paar procenten die een paar dagen of weken duren op 3 cm. Dit laatste verschijnsel wordt gekenmerkt door (amplitude-) versterkingsschommelingen van 30 procent of meer. Deze toestand neemt toe met de grootte van het zonnevlekkenmaximum en varieert van dag tot dag met het aantal en de grootte van zonnevlekken die men waarneemt op de zonneschijf. Op langere golflengten worden de langzame variaties meer uitgesproken tussen de 10 cm en de 50 cm.

Het verband tussen de langzaam variërende componenten en zonnevlekken werd voor het eerst opgemerkt door middel van hun dag-tot-dag variaties. Gezien vanaf de Aarde, roteert de Zon in achtentwintig dagen (bepaalt de menstruatiecyclus van elke vrouw op deze wereldbol), zodat de lang- blijvende plekken verdwijnen in deze periode. Op zijn beurt zorgt dit ervoor dat de langzaam variërende componenten een duidelijke achtentwintig dagen periodiciteit hebben.

17

Het spectrum van de rustige Zon.

Hier is de sterkte afgebeeld van de signalen die de rustige Zon op verschillende golflengten uitzendt. Deze grafiek geeft in watt de flux die valt op elke vierkante meter van een naar de Zon gerichte antenne voor elke periode per seconde van de bandbreedte van de ontvanger. Bijvoorbeeld op een golflengte van 3 m, bedraagt de flux 10 tot 22 W/m2 per eenheid bandbreedte. Als de bandbreedte van de ontvanger 1 MHz is en de oppervlakte van de antenne is 100 m2, dan zal het ontvangen vermogen 10-22 x 106 X 102 W bedragen in de veronderstelling dat alle straling valt op de antenne van de ontvanger. In de praktijk verzamelt de antenne slechts de helft van de straling, omdat de inkomende straling golven bevat met twee componenten of soorten polarisatie en de antenne detecteert daarvan slechts 1 enkele. Verder moet men rekening houden met het verlies als gevolg van het (slecht) rendement van de antenne en van de bijbehorende kabels.

(b) De actieve of gestoorde Zon

Naast de rustige gebieden bestaan er gestoorde gebieden op de Zon, 'centra van activiteit' genoemd waarin allerlei verschijnselen worden waargenomen, zoals de emissie van verschillende soorten kortstondige radiogolven. Chromosferisch gas zendt gloeiende heldere spectraallijnen uit. Fakkels worden het vaakst waargenomen in tijden van maximum zonneactiviteit, soms meerdere kleine Fakkels in één uur. Hetzelfde geldt voor de voorbijgaande radio-uitbarstingen van de Zon. De kans dat een uitbarsting optreedt, hangt af van het tijdstip van de waarneming tijdens de 11 jaar durende zonne-vlekkencyclus.

18

Hoog-energetische kosmische stralen zenden deeltjes uit. Deze deeltjes komen met de hoogste energie op de Aarde aan, ongeveer 10 minuten na een Fakkel, terwijl deze met een lagere energie daar enkele uren over doen. Ongeveer 30 uur na een Fakkel is dit niet ongebruikelijk aan een snelheid van typisch 1500 km/s. Bij de aankomst in de buurt van de Aarde botsen de deeltjes op het magnetisch veld van de Aarde en ze worden gevangen in de Van Allen-gordels, waardoor een magnetische storm, een afname van de kosmische stralenflux en Aurorae kunnen ontstaan. Wanneer de Zon verstoord is door een zonnevlek of een fakkelactiviteit worden veel sterkere signalen ontvangen vanuit die actieve gebieden dan in het geval van een rustige Zon. Voorbeeld:

:

Dicht gas wordt door hydromagnetische golven samengepakt. Magnetische krachtlijnen concentreren prominenties. Fakkels zijn het resultaat van verhitting. De storing strekt zich uit tot in de Corona, waarvan de temperatuur toegenomen is.

Een bipolair magnetisch veld ontstaat alsof een grote magneet, 50000 km in lengte, horizontaal onder het oppervlak van de Zon opgebouwd wordt.

Vlekken ontstaan en het magnetisch veld neemt in sterkte en in omvang toe waardoor zich nog meer donkere vlekken ontwikkelen in de gebieden waar de grootste concentratie van het magnetisch veld de Fotosfeer doorkruist. De verhoging van de intensiteit van de lijnemissies gaat gepaard met een catastrofale explosie en het uitwerpen van een enorme wolk van gas met een gewicht van 10000 miljoen ton of meer met een snelheid van 1000 km/sec. Dit gas kan zich niet losmaken van het magnetisch veld en dus sleept dit veld het mee, en genereert tegelijkertijd kosmische stralen.

Archeologie

Hetgeen volgt is in grote trekken een gedeeltelijke herhaling van hetgeen hierover reeds vermeld werd in het voorafgaande.

252 miljoen jaar terug in de tijd zag het oppervlak van de Zon er niet uit zoals vandaag en de Zon draaide langzamer rond dan vandaag. 250 miljoen jaar terug is een enorme meteoriet gevallen op de

19

oppervlakte van de Zon in een punt onder een hoek van 45 graden in de richting van het centrum van het oostelijk halfrond. Als gevolg daarvan is de aantrekkingskracht van de Zon sterk toegenomen t.a.v. de haar omringende koude zware lichamen. Bovendien werd door barsten in de zonoppervlakte de instroom van de omgevende waterstof en zuurstof versterkt. Hierdoor ging deze oppervlakte sterker en feller schijnen en branden. De Zon warmde haar omgeving op en in het bijzonder de planeet Aarde die dichterbij stond dan de meeste andere planeten. De intensiteit van het magneetveld van de Zon versterkte en zonnevlekken, flitsen, coronavlamuitbarstingen verschenen aan de oppervlakte. Al deze processen zijn dus aangevangen op de Zon tijdens een kort tijdsinterval, direct na het op de Zon vallen van een enorme meteoriet. Dit leidde op de Aarde tot sterke magnetische stormen en tot een zonnewind tussen de Zon en de Aarde. Er werd als het ware het resultaat van een ontploffing van een nucleaire of waterstofbom vanop de Zon naar de Aarde geblazen, en deze soort explosies hebben naar de oppervlakte van de Aarde toe geruime tijd aangehouden.

Waar water aanwezig was (dat waarschijnlijk in poreuse rotsen zat en daaruit stroomde en verdampte), aangevuld door de tonnen water die in op de Aarde neergestorte meteoren aanwezig waren, ontstond fauna en flora die een deel van de straling en warmte ontvingen. De Zon was hier een schepper van nieuwe soorten leven en een vernietiger van een groot aantal andere soorten, vooral grote dieren, die tijdens die periode reeds op Aarde rondliepen en rondvlogen.

Op de Aarde braken er bosbranden uit, droogte, uitbarstingen van vulkanen, aardbevingen, overstro- mingen, ontdooien van gletsjers en andere rampen. Na die periode is de afstand van de Zon tot de Aarde sterk verhoogd. Derhalve is na de sterke stijging van de temperatuur op het oppervlak van de Aarde, de temperatuur integendeel fors gedaald en op de Aarde ontstond er een ijstijd. Alleen aan de evenaar heerste nog een temperatuur van 10 tot 15 graden Celsius.

20

Na enkele honderdduizenden jaren is de Aarde weer geleidelijk aan dichter tot de Zon genaderd en de zuurstof in de lucht verhoogd waardoor nieuwe levende organismen ontstonden.

Omdat dezelfde aantrekkingskracht door de Zon wordt uitgeoefend op al de haar omringende lichamen, naderden ook alle andere planeten van het zonnestelsel in die tijd dichter tot de Zon.

Dat deden ze dus synchroon met de Aarde. Op de Zon blies een atmosfeer over de oppervlakte van de Zon evenwijdig met haar evenaar in de oostelijke richting, zoals nog steeds vandaag.

Rond 65 miljoen jaren geleden zijn dan op de Aarde een aantal grote dieren verschenen, waaronder dinosaurussen, ichthyosaurus, pterodactyls, plesiosauri, vliegende schubdieren, talrijke cephalopoda weekdieren - ammonieten en belemnieten.

64 miljoen jaar terug in de tijd viel op de Aarde in het noorden van Yucatan (in Mexico), een grote meteoriet, die de toen groeiende bossen en wouden in vuur en vlam zette en het grootste gedeelte van de toen levende (grote) dieren uitroeide. Alsof dat nog niet genoeg was, stuurde de Zon de krachtigste zonnewindstroom ooit hitte, straling, magnetische stormen veroorzakend op de Aarde met rampen tot gevolg en de verdwijning van veel dieren en planten die reeds bestonden. De evenaar waar indertijd een grote zee lag, werd volledig omgezet in een woestijn, waarin men vandaag nog fossiele vissen vindt uit die tijd.

Sedert die periode is de snelheid van de zonnewind afgenomen, magnetische stormen werden zwakker. De hoeveelheid zonnevlekken is verminderd, waardoor de Zon als het ware knippert. De temperatuur op de Aarde is daardoor gedaald want de vroegere vermelde dieren waren voor een groot gedeelte tropische dieren, die hoge buitentemperaturen nodig hadden om te overleven. Miljoenen jaren later is de hoeveelheid zuurstof toegenomen als gevolg van de verschijning van veel meer planten en bomen, waarbij deze laatsten overdag een grote hoeveelheid zuurstof uitademen. Ook de hoeveelheid waterstof is toegenomen en de massa van het water, niet verwonderlijk, want door de vroegere veel hogere temperaturen verdampte de grootste hoeveelheid water.

21

Enkele samengevatte feiten over onze Zon

- Helderheid: 3,86 x 1026 W. De helderheid geeft de totale hoeveelheid energie aan die per seconde de Zon verlaat in de vorm van fotonen;

- Zonneflux die de Aarde bereikt: 1370 W/m2

- Temperatuur aan de oppervlakte: 5780 °K (Fotosfeer);

- Gemiddelde dichtheid: 1410 kg/m3

- Leeftijd: 4,8 miljard jaren;

- Samenstelling aan de oppervlakte: waterstof 74%; helium 25%; andere elementen 1%;

- Straal aan de evenaar (equator): 695500 km;

- Equatoriale omtrek: 4379000 km;

- Volume: 1.142.200.000 miljard km3

- Massa: 1.989.000.000.000.000.000 miljard kg of afgerond:1,991 x 1030 kg; -

Oppervlakte: afgerond 6,1 miljard vierkante km; -

Zwaartekracht: 28 G -

De Zon maakt ongeveer 99,86% van de massa uit van het zonnestelsel. Ze is 1392000 kilometers breed (afgerond 1,4 miljoen km);

- De diameter van de Zon is ongeveer 110 keer groter dan deze van de Aarde;

- Licht van de Zon bereikt de aarde in ongeveer 8,5 minuten;

- Gemiddelde temperatuur = 15,5 miljoen graden Kelvin (in de kern). Voor deze grote getallen zijn graden Kelvin en graden Celsius praktisch dezelfde.

- Rotatieperiode: 25 dagen (in het midden=aan de evenaar) tot 35 dagen (aan de polen), gemiddeld 28 dagen. De eigen omwenteling van de Zon verloopt dus trager aan haar evenaar, equatoriaal gebied genoemd, dan dichterbij de polen. Deze verschillende snelheden veroorzaken de vorming van wervelingen op de oppervlakte van de Zon, op dezelfde manier als dat verschillende snelheden van waterstromingen, wervelingen op het oppervlak van snelle rivieren en beken veroorzaken. Gemiddeld 27 tot 28 dagen => bepaalt de menstruatiecyclus van elke vrouw op deze wereldbol, en dus de eisprong zonder dewelke we nooit zouden geboren zijn.

- Snelheid op de baan in ons melkwegstelsel: 220 km/sec;

- 1 omloopperiode rond de Melkweg in 200 miljoen jaar.

22

Ongestoorde gebieden (graden en getallen afgerond):

1. Fotosfeer T = 6000° ; 1013 deeltjes/cm3 2. Chromosfeer T = 10000°; 1010 deeltjes/cm3 3. Corona T = 106 °K; 108 deeltjes/cm3

Gestoorde gebieden:

4. Vlekken T = 4500° 5. Fakkels T = 7000° 6. Corona activiteitsgebied 106 °K; verdichtingsfactor 2 t ot 5 x 7. Corona-condensatie T = 2 tot 4 x 106; verdichtingsfactor 10 t ot 20 x 8. Vlamprotuberans T = 25000°; Ne = 1010 9. Vlam T = 15 000°; Ne = 1013 10. Rustende protuberans T = 15000° Ne = 1010 (Ne = aantal elektronen of elektronendichtheid).

Het einde van de Zon en van de Aarde: binnen 1,7 miljard jaar

Binnen 1,7 miljard jaar zal volgens de huidige schattingen van de astronomen, de waterstof in de kern van de Zon opraken. De Zon verliest massa en gewicht met een snelheid van bijna 5 miljoen ton per seconde, maar heeft voldoende waterstofreserves om door te gaan gedurende nog enkele miljoenen jaren, waarna ze zo heet zal worden dat alle oceanen op de Aarde zullen verdampen en het water daarvan zelfs zal koken. Op dat ogenblik zal de Zon beginnen te imploderen in zichzelf door de geweldig grote inwendige zwaartekracht. Een kleine hoeveelheid waterstoffusie zal nog plaatsvinden in de bovenste lagen. Als de kern blijft imploderen, zal hij opwarmen tot in de bovenste lagen. Deze verwarming zorgt ervoor dat deze hogere lagen sterk uitbreiden. Daardoor zal de grootte van de Zon toenemen tot een Rode Reus. Deze rode reuzenster zal tot dichtbij de Aarde naderen, daarop alle water der oceanen doen verdampen en tenslotte de Aarde opslokken. Met andere woorden, neemt onze vader en onze moeder ons terug in zijn bezit.

23

De Zon binnenin de Aarde

Alle leven op de Aarde sterft en de Zon zelf sterft ook. Geen nood, er bestaan nog miljarden zonnen zoals de onze, en nog miljoenen planeten zoals de Aarde die allen bevolkt en bewoond zijn zoals de onze met mensen en dieren die eveneens, zoals wij, samengesteld zijn uit de zes meest voorkomende scheikundige elementen uit het heelal: H,C,O,N,P,Ca. De Aarde zal opgeslorpt worden in de kern van de Zon (door haar geweldige aantrekkingskracht), en verdampt worden. Tijdens het stervingsproces van de Zon zal in de hete kern helium fuseren tot koolstof en daarbij voldoende afkoelen om de Zon van een Rode Reus om te zetten naar een Witte Dwergster en vervolgens in een Zwarte Dwerg. Men weet dat een lichte ster zoals de Zon haar leven eindigt als een Dwerg. Een zwaardere ster zal eindigen als een Neutronenster of een Zwart Gat.

Dit gehele proces duurt een paar miljard jaar. Erg voor onze nakomelingen is dit niet, want tegen die tijd hebben de mensen toch alle bestaande bronnen en voorraden op Aarde uitgeput, en zijn tot een zodanig fenomenaal aantal personen uitgegroeid (honderden miljarden met nog 1 vierkante meter leefruimte per persoon om nog op te staan) dat het leven hier toch niet veel zin meer zal hebben, of misschien opgelost wordt door nucleaire oorlogen in de strijd om de te geringe hoeveelheid water en de te geringe leefplaats om op te wonen. Ze zullen ook alle dieren uitgeroeid en opgegeten hebben, alle zeeën leeggevist, en waarschijnlijk is tegen die tijd ook reeds lang de volledige Aarde overstroomd door de smelting van de ijskappen en iedereen tot de laatste muis verdronken.

Kan onze Zon exploderen?

Indien de Zon zou ontploffen als Nova of als Supernova, hetgeen niet onmogelijk of denkbeeldig is, of

24

indien de Aarde uit de baan rond de Zon zou geraken, zou alle leven op Aarde in een minimum van tijd uitdoven [=> -90 graden Celsius bij het wegdrijven van de Zon, pikdonker => geen zuurstofontwikkeling meer door de bomen die geen licht meer krijgen (alles en iedereen stikt), geen dampkring meer, het water van alle oceanen en zeeën vervroren, enz.].

Speciale thermonucleaire reacties die plots ontstaan wanneer de centrale temperatuur van een evoluerende ster een bepaalde kritische waarde bereikt, daarvan kan een zeer klein bedrag voldoende energie bevrijden die er een gewone Nova en zelfs een Supernova van maakt.

Zo zal de ontploffing van onze Zon er uitzien volgens Arie Houwen, met een op 20 februari 2014 genomen foto van Cassiopeia A (11000 lichtjaren van ons verwijderd), waarbij een ster zoals de Zon explodeert tot een Supernova. IJzer, silicium, magnesium en titanium zullen eerst in het rond vliegen, niet verwonderlijk, want ijzer behoort tot het laatste stadium van elke stervende ster. Magnesium zit in elke cel van ons menselijk lichaam, en dat is (zoals voor ijzer) geen toeval.

Magnesium is in ons lichaam het belangrijkste mineraal en is er zoals ijzer (=> zeer belangrijk voor zwangere vrouwen en hun toekomstige baby), nodig voor een goede kwaliteit bloed, zorgend voor een regelmatige, ritmische en krachtige hartslag. Ook voor een goede stofwisseling en als katalysator voor het op de juiste manier doorgaan van allerlei scheikundige reacties in ons lichaam.

Voelt men zich draaierig en verkerend in ademnood, dan is dat te wijten aan een magnesiumtekort, dat ook verantwoordelijk is voor neerslachtigheid en depressie. Magnesium zorgt voor de energieproductie van de cellen, de stofwisseling van vetten (vetzuuroxidatie) en proteïnen, eiwitten en de synthese van nucleïnezuren, de glycolyse (verbranding van glucose tot acetyl-coenzym A). De huid- en pigment-stofwisseling en de synthese van RNA en DNA zijn volledig magnesiumafhankelijk. Door de sterke affiniteit van magnesium met fosforgroepen speelt het een grote rol in de stabilisering van het DNA. Magnesium is van groot belang voor de ademhaling en de economisering van zuurstof in de cellen. Het is kortom de belangrijkste factor voor de energieproductie en de regulering van de bloedsuikerspiegel. Insuline en adrenaline zorgen voor een constant en evenwichtig magnesiumniveau in de cel; insuline verhoogt de instroom en adrenaline de uitstroom. Wie voortdurend bepaalde schadelijke dranken drinkt die het magnesium in de cellen van ons lichaam vernietigen, krijgt diabetis. Deze ziekte ontstaat ook door overgewicht, te dik zijn. Als men ondanks nuttige raadgevingen zoals deze, maar verder blijft doen met de verslaving aan bepaalde dranken, waarvoor op radio, TV en in de kranten (volledig onterecht, maar de overheid laat begaan en strijkt er de BTW van op) ook nog veel reclame gemaakt wordt, vernietigt men op termijn zichzelf.

Aanbidding van de Zon

De enige volkeren die de overweldigende invloed van de Zon op ons leven juist ingeschat hebben, zijn de ‘Indianen‘ zoals de Azteken en de Maya’s in Zuid- en Midden-Amerika, en sommige Farao’s en hun volgelingen onder de Egyptenaren in het Oude Egypte. Ook sommige Kelten en Germanen en enkele stammen in Indië en Mesopotamië. Zij aanbaden de Zon als het enige deel van ‘God’ dat we kunnen zien.

25

Zo zijn er miljarden zonnen, ook in de miljoenen extraterrestrische melkwegstelsels, dus ‘God’ zit volgens deze opvatting verspreid over de onmetelijkheid van het gehele Heelal, het Universum, de Cosmos .

Rechts: de Egyptische baby-God wordt geboren uit de Zon.

De sterrenkundige waarnemingen van de voorbije 50 jaren, vooral met radiotelescopen en ruimteplatforms zoals Hubble en Chandra, hebben alles wat zich vandaag ‘godsdienst’ noemt, tot brandhout gemaakt. Zo is er bijvoorbeeld na onze dood “op het einde der tijden” geen 'terugkeer' meer mogelijk naar de Aarde zoals sommige ‘godsdiensten’ ons voorhouden, want de Aarde bestaat niet meer, en bovendien zou men de duizenden miljarden mensen die tot dan geleefd hebben in dikke lagen boven elkaar moeten stapelen, want meer dan 2/3 van de aardbol is bedekt met water, er is bijna geen grond. Een ander voorbeeld: na onze dood belanden we in de ‘hemel’, 'het paradijs', 'het hiernamaals'. Waar zou(den) deze wel zijn als alle sterrenstelsels met een reusachtige snelheid uit elkaar vliegen en het Heelal sedert de Oerknal reeds 1100 keren groter geworden is en in een turbulente, wervelende, immer onrustige toestand verkeert? De Joodse godsdienst heeft steeds gezegd: "er is geen hiernamaals of hemel, maak er hier maar het beste van". Juist bekeken dus. En elke 33 jaren verdubbelt de wereldbevolking. We zijn vandaag met 7 miljard. We geloven niet dat het nodig is hier uit te rekenen wat dat betekent binnen 100,1000 of een miljoen jaar of 100 miljoen jaren. Dat betekent maar 1 zaak: leven is hier zelfs al niet meer mogelijk voor onze achterkleinkinderen. En volgens alle voorspellingen stijgt het peil van de zeeën reeds in de 22-igste eeuw met 70 meter zodat alleen de berggeiten zeer hoog in de bergen nog zullen overleven, en dat is binnen slechts 86 jaar.

26

Naschrift

26) Alle sterrenkundigen zijn het erover eens dat de waterstof in het Heelal uitgeput geraakt. Dat betekent dat er binnen een zekere termijn geen sterren of zonnen meer zullen kunnen gevormd worden, noch in onze eigen Melkweg, noch in de miljoenen andere melkwegstelsels die extragalactisch bestaan (chala [Grieks] = γαλα = melk; extra-galactisch = buiten onze Melkweg). Op termijn sterft dus elke ster en dooft elk zonnestelsel uit, zoals het onze. Dat betekent dat het Universum, het Heelal, de Cosmos, zal eindigen als een ruimte gevuld met niet meer oplichtende hemellichamen, in een duisternis, zwarter en donkerder dan zwart, met koude dwergsterren, en bij een temperatuur lager dan 90 °C tussen deze dode lichamen, waarbij alle bestaande water vervroren is op planeten, voor zover H2O daarop bestaat. Leven zal niet meer mogelijk zijn op planeten, voor zover deze al niet opgeslorpt zijn door hun Zon, zoals onze Aarde, en ‘schepping van levensvormen’ evenmin, want daarvoor is warmte nodig, of zoals onze Belgische nobelprijswinnaar Mijnheer de Duve, uitdrukte: ”alle levende wezens draaien op zonne-energie”.

27

Foto :Kepler vindt een tweelingzus van de Aarde (VTM-nieuws 17 april 2014)

De Amerikaanse ruimtevaartorganisatie NASA heeft op een persconferentie aangekondigd dat ze een

planeet ontdekt heeft ongeveer ter grootte van onze Aarde die mogelijk water en misschien ook leven

bevat. De planeet Kepler 186f cirkelt rond de dwergster Kepler-186 op een zodanige afstand dat er

mogelijk vloeibaar water aanwezig is. Dit water is ook te zien, links op de foto.

De planeet ligt op 500 lichtjaren van ons zonnestelsel in het sterrenbeeld de Zwaan. Hij draait eens in de

130 dagen om zijn Zon. Volgens de wetenschappers is deze ontdekking een belangrijke vondst in de

zoektocht naar buitenaards leven, gevonden met de ruimtetelescoop Kepler. De ster vertoont kleine

lichtfluctuaties. Rode dwergen zoals de Zon van deze planeet, vertonen regelmatig krachtige

zonnevlammen, die wel het ontstaan van leven bemoeilijken. Volgens de sterrenkundigen moet men nu

nog enkel bepalen of er boven de planeet een atmosfeer hangt met zuurstof. Indien dit het geval is, kan er

leven zoals het onze op aanwezig zijn. Het zoeken naar dergelijke, mogelijk bewoonde planeten, zal in de

toekomst doorgaan.