Deze pagina afdrukken

Wat zijn zonnevlammen?

Geschreven door
Beoordeel dit item
(9 stemmen)
Zonnevlam Zonnevlam Foto: NASA

Zonnevlammen zijn heel intens. Plots komt een pak energie vrij uit gebieden waar het lokale magnetisch veld zich snel heropstelt of verandert door de spanning van het magnetisch veld. Deze spanning wordt meestal aangezet door een verzettende magnetische flux in of nabij een actieve regio. De nieuwe flux dient ofwel het huidige veld op te heffen of deze aan de kant schuiven.

Aangezien veldlijnen vastgezet zijn in het zonneplasma kan het zich enkel kort herschikken in antwoord op deze wijzigingen in het magnetisch veld, magnetische spanning kan zich opbouwen tot een extreem punt, soms geeft dit aanleiding tot een zonnevlam. De oude flux wordt aan de kant geduwd waardoor sterke hellingen gemaakt worden aan de randen van het opkomende veld. Als een nieuwe dipool zich vormt, zal zich meestal een leidende vlek vormen en dan snel voorwaarts bewegen aan een grote snelheid en zo elke bestaande flux verpletteren die op zijn baan ligt. Het veld van de nieuwe dipool breidt zich ook uit in andere richtingen en zo het oude veld vervangen. Als de nieuwe flux zich in de bestaande flux van het omgekeerde type duwt, is er een onmiddellijke heropstelling of herverbinding van de velden (gekenmerkt door H-alpha verhelderingen). Maar aangezien het materiaal uit de weg wordt geduwd, worden de veldlijnen afgeschermd of uitgetekend langs de lijn loodrecht aan de beweging en een neutrale lijn wordt gevormd, omschreven als een afgeschermd magnetische veldgrens die regio's van omgekeerde magnetische polariteit scheiden. Merk wel op dat dit niet gebeurd wanneer de vlek zich in de flux van dezelfde polariteit duwt. Het compresseren en afschermen van velden gebeurt enkel bij verplaatsende zonnevlekken en niet met fakkelvelden.

Een neutraal filament vormt zich meestal langs de neutrale lijn, ondersteund door horizontaal afgeschermde veldlijnen. Op hoge resolutie, lijken de filamenten en fibrillen in het gebied verlengd en parallel aan de neutrale lijn, leiden naar of van de neutrale hoofdlijn filament. Magnetische spanning veroorzaakt door deze afscherming bouwt zich op naar een breekpunt, wanneer een lagere energetische magnetische verbinding naar materiaal mogelijk is direct langsheen de neutrale lijn. Wanneer de massieve herverbinding plaatsvindt, wordt de magnetische energie vrijgelaten in een zonnevlam, meestal langsheen of nabij het deel van de neutrale lijn waar de spanning het hoogst is. De snelle heropstelling van de magnetische velden zet elektrische stromen op gang die het plasma doen verhitten en extreme H-alpha verheldering produceert, welke voor zonnevlamhelderheid omschreven is als tweemaal het normale chromosferische uitstotingsniveau. Wanneer de zonnevlam uitsterft, wordt de afgeschermde veldlijn, geproduceerd door de oorspronkelijke beweging en gemarkeerd door het filament, vervangen door protuberanslussen of overspande veldovergangen die meer direct overspannen tussen de twee omgekeerde polariteitgebieden, uitlopend uit de nieuwe veldlijnen bijna loodrecht op de originele neutrale grenslijn. In dit stadium zijn de magnetische velden verbonden met elkaar in de laagst mogelijke energiestatus.

Protuberanslussen
Protuberanslussen - Foto: NASA

De frequentie van zonnevlammen is direct gerelateerd aan de zonnevlekactiviteit. Nabij het zonnevlekkenminimum zijn er slechts enkele kleine uitbarstingen, maar nabij het zonnevlekkenmaximum gebeuren er elke dag kleine. Grote uitbarstingen doen zich meerdere malen per week voor. De zonnevlamactiviteit piekt meestal in de jaren nabij of net na het zonnevlekkenmaximum.

De meeste zonnevlammen doen zich voor in groeiende verstoorde actieve regio's, met de grootste zonnevlammen meestal geassocieerd met Gamma en vooral Delta zonnevlekkengroepen.

De zonnevlammen kunnen in twee categorieën onderverdeeld worden:

  • compacte zonnevlammen
    Compacte zonnevlammen zijn meestal kleiner en meer frequenter dan de grote zonnevlammen. Ze ontstaan vaak in reeds bestaande lussen of overspande filamentsystemen en er is slechts een kleine structurele verandering zichtbaar in het gebied. Compacte zonnevlammen worden meestal gezien nabij groeiende fluxregio's en produceren voornamelijk kleine golven of helemaal niks. Subzonnevlammen zijn de kleinste van de compacte klasse en hebben een zeer korte levensduur. Ze zijn slechts iets meer helder dan het actieve fakkelveld.
  • Grote zonnevlammen
    Deze klasse zijn aanzienlijk de meest gevaarlijke en hebben een langere levensduur. Deze produceren regelmatig grote golven van helder gas. Soms stralen ze intense X-stralen en massa van energetische deeltjes (CME) uit die later dan voor geomagnetische stormen kan zorgen op de Aarde. Grote zonnevlammen nemen vaak grote gebieden in op de zon. Deze kunnen ervoor zorgen dat de fakkelvelden helderder worden. Een Moreton Wave of Moreton golf geproduceerd door impulsieve zonnevlammen kan soms gezien worden als een diffuse boog die zich uitzet van de zon weg. Moreton golven kunnen soms filamenten, die in hun pad liggen, verstoren of uiteenrukken waardoor ze soms verdwijnen om dan weer te herstellen naar hun originele locatie.

Zonnevlammen op de zonneschijf vertonen geregeld twee uitstotingsgebieden op de zijde van de magnetische inversielijn. Omdat overal energie vrijkomt in een fluxbuis zal dit het oppervlak doen verhitten op zijn twee voetpunten waar deze het oppervlak raken. Wanneer vele krachtlijnen erin betrokken zijn, doen zich twee uitstotingslinten voor (een two ribbon flare). In grote zonnevlammen verlengen de draden zich op elke zijde van de neutrale lijn en scheiden zich aan een snelheid van 5 tot 20 kilometer per seconde terwijl smalle protuberansen zich vormen en hen verbinden en hoger rijzen naar de corona. Indien een lint nabij een zonnevlek zit, zal deze klein en helder zijn omdat vele fluxlijnen daar samenkomen. De linten zullen de zonnevlek niet oversteken aangezien de andere zijde magnetische veldlijnen omvat die verbonden zijn weg van de zonnevlam. In de latere fases evolueren de draden in twee dunne lijnen gevormd door de kruising van een dunne schil van heet coronaal materiaal met het oppervlakte. Nu herverbinding betekent dat twee krachtbuizen zich uitwisselen bij hun eindpunten, wordt verwacht dat vier gebieden verhelderen en in grotere zonnevlammen deze uitgekozen worden.

Zonnevlammen worden gerangschikt op hun optisch, X-stralen of radio flux belangen. Een kleine intensiteit X-straling wordt gemeten in het bereik van 1 tot 8 angstroms door de GOES weersatellieten. De klassen worden aangesteld door de letters Bn (n x 10-7 W/m2), Cn (n x 10-6 W/m2), Mn (n x 10-5 W/m2), of Xn (n x 10-4 W/m2), waar n staat voor de macht van tien.

Voorbeeld: Een M5 klasse zonnevlam zou dan een X-stralingsflux produceren van 0.00005 Watt per vierkante meter.
Optisch gezien worden de zonnevlammen gerangschikt volgens grootte in booggraden van heliocentrische breedtegraad die ze innemen op de zonneschijf. Een booggraad aan het centrum van de zonneschijf is 12.147 kilometer breed op één zijde, elke zijde van het vierkant zou dan 17 boogseconden innemen. De optische klasse gaat van S (subzonnevlammen) tot 4 (grootste).

Gebied (in vierkante graad) Optische klasse Typische X-stralingsklasse
2.0 of minder S C2
2.1-5.1 1 M3
5.2-12.4 2 X1
12.5-24.7 3 X5
Meer dan 24.7 4 X9

Zonnevlam fases

Geleidelijke H-alpha opheldering kan vaak vele zonnevlammen voorafgaan. Het gebeurt vaak dat (zeker in de grote zonnevlammen) de neutrale lijn filament (of een andere nabije actieve regiofilament) tientallen minuten voor de zonnevlam oprijst. Deze kan uitzonderlijk donker worden, een blauwverschuiving vertonen of verbreed zijn in H-alpha. De zonnevlam barst dan uit met een heldere H-alpha uitstoot in wat bekend staat als 'de flash fase'.

Zonnevlamuitstoten bestaan voornamelijk uit drie delen:

  1. Kleine heldere Kernels (meestal worden deze het eerst gezien) waar de H-alpha lijn breed is en de intensiteit tot drie maal groter is dan het fotosferische continuüm,
  2. een uitgebreid gebied van smallere uitstoot (ongeveer 1 Angstrom) rechtstreeks betrokken in de hoofdenergievrijgave
  3. en heldere zonnevlamlussen die de twee linten verbinden.

Wanneer een grote zonnevlam uitbarst, zal de neutrale lijn filament volledig weggeblazen worden en een verstuiver vormen, terwijl in andere gevallen het filament opwaarts uitbreidt naar een kronkelende lusachtige protuberans, of het zal uit elkaar gaan met aanzienlijke draaibewegingen en turbulentie bij de aanvang van de zonnevlam. Bovendien zal materiaal, verspreid door de zonnevlam, nabij de rand gezien worden als neerkomende coronale regen nadat de zonnevlam uitdooft. Een filament op een fakkelveld of een zonnevlek zal meestal uitbarsten in een zonnevlam wegens het conflict tussen het bijna verticale fakkelveld/umbraal magnetisch veld en het horizontale filamentveld. Indien het filament niet weggeblazen wordt, kan het gebied opnieuw uitbarsten aangezien het magnetische schild nog steeds aanwezig is.

Het gebeurt vaak dat een zonnevlam zich voordoet aan het einde van een neutrale lijn filament waar de magnetische flux, die het verspreiden van de zonnevlekken tegenwerkt, het grootst is. Soms gebeurt het dat de neutrale lijn niet gemarkeerd is door enig te onderscheiden filament of een filament heeft welke zeer nauw en moeilijk te zien is. Dit gebeurt vaak wanneer polariteitflux van de zonnevlekvolgelingen ineens opdoemen net voor een goed ontwikkelde leidende zonnevlek. Het lijkt dan alsof de zonnevlam uit het niets lijkt op te doemen, alhoewel ze nog steeds dichtbij de neutrale lijn bevinden. Vroeg heldere neutrale lijn filamenten kunnen moeilijk te zien zijn wanneer een opdoemende fluxregio snel zwakkere bestaande velden vervangt, die compactere of kleine zonnevlammen veroorzaken. De meeste zonnevlammen hebben een aanzienlijke snelle stijging in helderheid, die de maximum helderheid behalen in slechts enkele minuten tijd. De helderheid blijft dan hoog voor een wat langere periode dan de stijgingstijd voordat deze traagjes verkleint. Hoewel sommige zonnevlammen of zonnevlam-achtige fenomenen geklasseerd worden als een langdurige gebeurtenis (Long Duration Events), hebben deze een meer geleidelijkere stijging in helderheid en zijn minder impulsief, soms kunnen deze meer dan 12 uur lang duren.

Wit-licht zonnevlammen

Intense zonnevlammen die een heldere uitstoot hebben over donkere penumbrae of umbrae kunnen soms even zichtbaar zijn (minder dan tien minuten) in wit-licht als kleine heldere vlekjes. Dit soort zonnevlammen is echter zeer zeldzaam. Bij dit soort uitbarstingen komt er in enkele seconden zo'n gigantische hoeveelheid energie vrij dat ze de elektrciteitsbehoeften van de wereld voor meerdere duizenden jaren zou kunnen voorzien. De eerste zonnevlam die ooit werd geobserveerd was een van die zeldzame wit-licht zonnevlammen en was zo helder dat de waarnemer (Carrington) even vreesde dat er een barstje in zijn zonnefiler zat. Wit-licht 'lichtbruggen' tussen umbrae zijn geen wit-licht zonnevlammen aangezien ze relatief lange levensduur hebben en een puur fotosferisch fenomeen zijn en enkel plaatsen markeert waar zonnevlekken fibrillen zwak of afwezig zijn.

Voorlopers van grote zonnevlammen

Exacte voorspellingen inzake zonnevlamvoorspellingen zijn zeer moeilijk. Hoewel elk van de volgende omstandigheden (alleenstaand of in combinatie met andere), kunnen indiceren dat er een grote zonnevlam zal plaatsvinden in de nabije toekomst.

  1. Delta groepen.
  2. De umbrae van de zonnevlek wordt bedekt door H-alpha uitstotingen of grote umbrae zonder penumbrae.
  3. Zeer heldere H-alpha uitbarstingen die opkomende flux aantonen.
  4. Nieuwe flux die uit de leidende zijde van de penumbra uitbarst van de dominante leidende zonnevlek.
  5. Een filament die een delta zonnevlekkengroep oversteekt of dichtbij omringt.
  6. Sterk magnetische schildconfiguraties (omgekeerde groepen, sterke verlenging van de umbrae (vooral in paren van omgekeerde polariteit), grootschalige gebogen fibriluitlijning. enzoverder)

Zonnevlekloze zonnevlammen

Soms gebeurt het dat zonnevlammen zich voordoen wanneer een groot filament zich in een uitgebreid fakkelveld bevindt dat overblijft nadat een oude actieve regio waarvan de zonnevlekken verdwenen zijn, uitbarst of een nieuw opkomende flux regio eronder verschijnt. Het filament kan soms instabiel worden en opwaarts uitbarsten en over een uitgebreid gebied een verheldering produceren. Deze zijn meestal niet zo gevaarlijk als grote zonnevlammen en slechts een kleine verheldering treed op indien het filament zich ver van het fakkelveld bevindt.

Vancanneyt Sander

Oprichter & beheerder van Spacepage.
Oprichter & beheerder van Poollicht.be.
Sterrenkunde en ruimteweer redacteur.

Gerelateerde items (op tag)