Resoneren op de zon: een verhaal over vage randen, harde wiskunde en een miljoen graden

Pieter
Vanmechelen

De corona tijdens een zonsverduistering

Koud, kouder, ...heet?

Hoe verder je van een warmtebron gaat, hoe kouder het wordt. Dat is althans wat we gewend zijn in ons dagelijks leven op aarde. Wanneer je kijkt naar de zon als warmtebron, tekent zich echter een heel ander verhaal af: hoewel het op het oppervlak van de zon een frisse vijfduizend graden Celsius is, stijgt de temperatuur plotseling onverklaarbaar wanneer je het oppervlak verlaat, tot maar liefst een miljoen graden Celsius. De klemtoon ligt hier op onverklaarbaar, want de oorzaak van deze plotse stijging blijft tot vandaag een van de grootste mysteriën in de sterrenkunde. De regio waar deze enorme temperaturen gemeten worden noemen we de corona. Deze naam komt niet van het virus of van het bier, maar wel van de spectaculaire witte krans die je tijdens een zonsverduistering rond de zon kan zien. Het raadsel van de temperatuur van de corona heet trouwens zeer origineel het coronale verwarmingsprobleem.

Oude raadsels, nieuwe ontdekkingen

Het coronale verwarmingsprobleem is al decennialang het grootste raadsel binnen de zonnefysica. Verschillende wetenschappers zijn al jaren op zoek naar een verklaring voor dit fenomeen. Dit doen ze door te zoeken naar mechanismes in de atmosfeer van de zon die energie in warmte omzetten. Een kandidaat-mechanisme dat recent de aandacht heeft getrokken is trage resonantie van magnetische poriën. Een magnetische porie is een relatief kleine structuur op het oppervlak van de zon die met gespecialiseerde telescopen gezien kan worden. Binnen zo’n poriën is het magnetisch veld van de zon vele honderden malen sterker dan op de rest van het oppervlak, waardoor het belangrijke structuren zijn in de vormgeving van de atmosfeer van de zon. Hun “relatief kleine” grootte is overigens gemeten op de reusachtige schaal van afmetingen in de zon: een magnetische porie heeft doorgaans een diameter van meerdere duizenden kilometers: in een forse porie zou de aarde in haar geheel passen!

Zeeën op de zon

Het oppervlak van de zon is een plasma. Dit is naast vast, vloeibaar en gas de vierde toestand waarin een stof kan verkeren. Het gedrag van plasma’s is vergelijkbaar met dat van vloeistoffen, waardoor het oppervlak van de zon gezien kan worden als een gigantische oceaan. Het oppervlak is ook continu in beweging: overal zijn er golven en op deze golven deinen de magnetische poriën. De beweging van de poriën is een soort schommeling die gebeurt aan een bepaalde frequentie. Los van deze grote bewegingen kunnen met het plasma zelf ook bepaalde, inherente frequenties geassocieerd worden. Wanneer de frequentie van de beweging van de porie gelijk is aan een van de inherente frequenties van het plasma, treedt een fenomeen op dat we resonantie noemen. Elke inherente frequentie heeft een corresponderend type resonantie. Het enige type dat voorkomt bij de beweging van magnetische poriën is de zogeheten trage resonantie. Deze naam komt van het feit dat dit type resonantie geassocieerd wordt met trage golven, waar de term “traag” weer geïnterpreteerd moet worden op de kosmische schaal van de zon: deze golven hebben een typische snelheid van zo’n 5 kilometer per seconde!

Een vurig bad

Resonanties zien we ook op aarde: denk maar aan een kind dat in bad zit en ontdekt dat, wanneer het aan het juiste tempo heen en weer wiegt, de golven in het bad steeds groter worden totdat het water uit het bad klotst en de ouders moeten ingrijpen. Dit voorbeeld is gelijkaardig aan de trage resonantie in de zon, waar nu het kind een magnetische porie is en het badwater een magnetisch geladen vlammenzee van duizenden graden Celsius. Het verschil is dat de resonantie van de porie met het omliggende plasma ervoor zorgt dat de bewegingen van de porie gedempt worden: de schommelingen worden steeds kleiner. Hoewel dit niet het meest spectaculaire effect is, is deze demping toch een belangrijk fenomeen. Omdat de beweging kleiner wordt bevat deze namelijk minder energie, maar die energie moet ergens naartoe gegaan zijn. Door de sterkte van de demping te meten, kunnen wetenschappers hierdoor eigenschappen van de zonne-atmosfeer afleiden die niet door telescopen geobserveerd kunnen worden.

Harde wiskunde

Om eigenschappen af te leiden op basis van observaties, zijn wiskundige modellen van de magnetische porie nodig. Met behulp van zulke modellen kunnen we formules opbouwen die op basis van bepaalde parameters de beweging van de porie voorspellen. Door dan de eigenlijke beweging te meten via observaties, kunnen we in omgekeerde richting de formules doorlopen en zo een schatting maken van de echte waardes van deze parameters. Deze modellen zijn een vereenvoudiging van de echte situatie, omdat deze vaak te complex is om in formules gegoten te kunnen worden. Hierbij moet wel steeds kritisch gekeken worden dat deze modellen niet te eenvoudig worden, waardoor ze geen goede representatie van de werkelijkheid meer zouden zijn. Niettemin zijn zelfs zeer eenvoudige modellen dikwijls redelijk goed in staat om het gedrag van bepaalde fenomenen vast te leggen.

De kantjes eraf gelopen

Tot nu toe werden magnetische poriën steevast gemodelleerd als cilinders die volledig homogeen zijn en scherp gedefinieerde randen hebben. Dit is echter een te sterke vereenvoudiging: de echte poriën hebben een veel vagere rand, waardoor ze lijken over te gaan in het omringende plasma. Als gevolg hiervan onderschatten de oude modellen de kracht van de demping, waardoor ze niet zo’n betrouwbare resultaten geven om te gebruiken in verder onderzoek. In het nieuwe onderzoek werd daarom de vagere rand gebruikt, die de demping beter inschat. Hoewel dit maar een kleine ingreep lijkt maakt dit de zaak veel complexer, omdat een vage rand een veel losser begrip is, wat moeilijker in formules te gieten valt. Dit heeft bijvoorbeeld als gevolg dat de formules niet meer met pen en papier op te lossen zijn, maar enkel nog door computers berekend kunnen worden.

Een lange weg te gaan

Het onderzoek naar het coronale verwarmingsprobleem is al decennia aan de gang en vaak gaat de vooruitgang in hele kleine stapjes. Alleen door grootschalige internationale samenwerking kunnen we hopen dit kroonjuweel van de zonnefysica te bemachtigen. Voorlopig blijft de temperatuur van de corona echter nog een mysterie.

Bibliografie

[1] Aschwanden, M., Physics of the solar corona: An introduction with problems and solutions, Springer, 2005

[2] Dorotovic, I., Erdélyi, R., Karlovský, V. 2008, IAU Symp., 247, 351

[3] Edwin, P., Roberts, M. 1982, Sol. Phys., 76, 239

[4] Edwin, P., Roberts, M. 1983, Sol. Phys., 88, 179

[5] Goossens, M., Hollweg, J., Sakurai, T. 1992, Sol. Phys., 138, 233

[6] Goossens, M., Van Doorsselaere, T., Soler, R., Verth, G. 2013, ApJ, 768, 191

[7] Grant, S., Jess, D., Moreels, M., Morton, R., Christian, D., Giagkiozis, I., Verth, G., Fedun, V., Keys, P., Van Doorsselaere, T., Erdélyi, R. 2015, ApJ, 806, 132

[8] Keys, P., Morton, R., Jess, D., Verth, G., Grant, S., Mathioudakis, M., Mackay, D., Doyle, J., Christian, D., Keenan, F., Erdélyi, R. 2018, ApJ, 857, 28

[9] Krishna Prasad, S., Banerjee, D., Van Doorsselaere, T. 2014, ApJ, 789, 118

[10] Mandal, S., Magyar, N., Yuan, D., Van Doorsselaere, T., Banerjee, D. 2016, ApJ, 820, 13

[11] Nakariakov, V., Pilipenko, V., Heilig, B., Jelínek, P., Karlický, M., Klimushkin, D., Kolotkov, D., Lee, D., Nisticò, G., Van Doorsselaere, T., Verth, G., Zimovets, I. 2006, Space Sci. Rev., 200, 75

[12] Soler, R., Oliver, R., Ballester, J., Goossens, M. 2009 ApJL, 695, L166

[13] Soler, R., Goossens, M., Terradas, J., Oliver, R. 2013, ApJ, 777, 158

[14] Soler, R., Goossens, M., Terradas, J., Oliver, R. 2014, ApJ, 781, 111

[15] Van Doorsselaere, T., Andries, J., Poedts, S., Goossens, M. 2004, ApJ, 606, 1223

[16] Yu, D., Van Doorsselaere, T., Goossens, M. 2017, A&A, 602, A108

[17] Yu, D., Van Doorsselaere, T., Goossens, M. 2017, ApJ, 850, 44

Download scriptie (2.23 MB)
Universiteit of Hogeschool
KU Leuven
Thesis jaar
2020
Promotor(en)
Tom Van Doorsselaere