The Chromosphere
Normaal gesproken zien we vooral het schitterende oppervlak van de zon, de zogeheten fotosfeer, en toch onttrekt de helderheid daarvan veel andere belangrijke gebieden van de zon aan het zicht. Maar zodra je het licht van de fotosfeer wegfiltert, verdwijnen alle andere, minder heldere gebieden volledig. Alleen tijdens een totale zonsverduistering hebben we de kans om alle andere details van de zon die door de schittering van de fotosfeer worden verborgen, volledig te zien.
Boven de fotosfeer, die zich ongeveer 5.000 km boven het turbulente oppervlak uitstrekt, bevindt zich een gebied van de zonneatmosfeer dat de chromosfeer wordt genoemd. Deze is alleen te zien tijdens totale zonsverduisteringen, of met geavanceerde telescopen, en zijn rode en rozige kleur geeft de zwartgeblakerde maan een dunne halo van kleur tegen de grijzige corona verder weg, vandaar de naam ‘chromosfeer’.
Dit spectaculaire beeld is het werk van Luc Viatour (Luc Viatour / www.Lucnix.be) van de eclips van 1999 en toont duidelijk de chromosfeer en enkele van zijn details.
Fysisch, begint de chromosfeer nabij het oppervlak van de fotosfeer met een temperatuur van bijna 4700 Celsius en een dichtheid van 1017 deeltjes/cm3 (2×10-4 kg/m3), en bereikt op zijn hoogste niveau een temperatuur van bijna 25.000 Celsius en een lagere dichtheid van 1010 deeltjes/cm3 (2×10-11 kg/m3). Maar in plaats van slechts een homogene schil van plasma te zijn, lijkt hij op de troposfeer van onze eigen planeet Aarde met complexe stormen en andere verschijnselen die zijn volume van minuut tot minuut doen wervelen. De reden hiervoor is dat de magnetische velden die aan of onder het oppervlak van de fotosfeer worden gevormd, zich niet tot het zonneoppervlak beperken, maar zich over de gehele chromosfeer uitstrekken. Magnetische bogen, protuberansen en andere tapijten van magnetische activiteit vormen zich herhaaldelijk en lossen weer op, waarbij energie vrijkomt en het plasma in de chromosfeer in beroering wordt gebracht. Zonnefysici noemen de chromosfeer en het smalle gebied erboven het ‘grensvlakgebied’ van de zon. Het is een complexe zone van plasma en magnetisch veld, die materie en energie overbrengt tussen de fotosfeer en de corona. Een schets van de vele verschijnselen die daar optreden, is te zien in deze figuur:
De figuur toont het zonneoppervlak (fotosfeer) gelegen op 0 kilometer (In de figuur is dit genoteerd als 0 Megameter: 0 Mm) en de mini-magnetische lussen die daar ontstaan door de zonne-granulatie convectie. De toppen van deze kleine lussen sluiten weer op elkaar aan om een meer verward magnetisch veld te vormen, en energie af te geven om het plaatselijke plasma te verhitten. Hierdoor ontstaan ook schokgolven die zich naar buiten verplaatsen naar de basis van de corona en het plasma verhitten tot 100.000 Celsius en hoger. Dit proces genereert ook magnetische verstoringen, Alfven-golven genaamd, die zich langs magnetische veldlijnen verplaatsen en het coronale plasma verder verhitten.
Het in 2013 gelanceerde IRIS-zonneobservatorium van de NASA beschikt over instrumenten die speciaal zijn ontworpen om de temperatuur, de dichtheid en de massastromen in dit belangrijke zonnegebied te bestuderen, en dat met een resolutie die hoog genoeg is om kenmerken van slechts 200 km doorsnee te zien! Een voorbeeld van dergelijke beelden is hier te zien van een deel van de chromosfeer met talrijke verticale filamenten en andere structuur, vergeleken met een wiskundig model van wat de magnetische velden en het plasma onder soortgelijke omstandigheden zouden kunnen doen.
Figuur met (boven) het werkelijke IRIS-beeld van de chromosfeerstructuur boven de fotosfeer en (onder) een plasmafysische simulatie van de magnetische velden en het plasma dat door het convecterende fotosferische oppervlak wordt gecreëerd. (Credit: Tahar Amari, Jean-François Luciani et Jean-Jacques Aly du Centre de physique théorique (CNRS/École Polytechnique) et du Service d’Astrophysique-Laboratoire AIM (CNRS/CEA/Université Paris Diderot) http://www.futura-sciences.com/sciences/actualites/soleil-enigme-chauffage-couronne-solaire-enfin-resolue-58585/
Onder het bestiarium van nieuwe verschijnselen die door IRIS zijn waargenomen, bevinden zich hittebommen, mini-tornado’s, hogesnelheidsstralen en nanoflares – allemaal aangedreven door magnetische velden en plasma-interacties en in staat om energie te transporteren door de chromosfeer en naar de corona. https://www.nasa.gov/content/goddard/iris-helps-explain-heating-of-solar-atmosphere
Astronomen noemden ze vroeger zonnespicules. Een spicule is een dynamische plasmastraal met een diameter van ongeveer 500 km die zich met een snelheid van ongeveer 20 km/s vanuit de fotosfeer omhoog beweegt. Ze werden in 1877 ontdekt door pater Angelo Secchi van het Observatorium van het Romeinse Collegium in Rome. Zij duren ongeveer 15 minuten en vervoeren per seconde ongeveer 100 maal de massadichtheid als de zonnewind. Ongeveer 60.000 hiervan doorkruisen het gehele oppervlak van de zon net boven de fotosfeer en kunnen een maximale hoogte van 10.000 km bereiken aan de top van de chromosfeer. Verbazingwekkend genoeg hebben we nog steeds geen goede verklaring voor dit belangrijke chromosferische verschijnsel!
Hier een beeld verkregen door het Hinode ruimtevaartuig van een haag van spicules langs de zonne-rand.
Credit: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen en Karel Schrijver/UCAR.
In dit diagram over een hoogte van 15.000 km boven de fotosfeer zijn in de bovenste chromosfeer hoge snelheidsopwaartse stromingen te zien als Type-II spicules die in de corona worden gestuwd. Dit materiaal is zichtbaar bij een breed temperatuurbereik, en een deel ervan komt vast te zitten in het coronale magnetische veld. Later valt dit materiaal naar buiten langs dezelfde magnetische veldlijnen, waarschijnlijk als een verschijnsel dat “coronale regen” wordt genoemd.(Credit: Scott McIntosh, Bart De Pontieu, Viggo Hansteen en Karel Schrijver/UCAR).
Waarom schijnt de chromosfeer zo helder in de kleur rood? Waterstofgassen, die voor het grootste deel uit waterstof bestaan, schitteren onder deze temperatuuromstandigheden meestal door de emissie van een bepaalde spectraallijn die waterstof-alfa of Ha wordt genoemd bij een golflengte van 656,3 nanometer (6563 Angstroms). Deze lijn is het resultaat van een kwantumovergang tussen de energieniveaus N=3 en N=2 van het waterstofatoom en is de voornaamste atoomlijn in de zogenaamde Balmer-reeks van overgangen. Wanneer dit licht wordt opgewekt, straalt het met een duidelijke rode kleur, waardoor de chromosfeer zijn karakteristieke kleur krijgt. Maar waarom is juist deze emissielijn van de tientallen andere waterstoflijnen degene die de chromosfeer zijn kleur geeft?
De intensiteit van de verschillende waterstof-emissielijnen is een ingewikkeld evenwicht tussen de dichtheid van de waterstof en de plaatselijke temperatuur. Omdat de dichtheid tussen de onderkant en de bovenkant van de chromosfeer met een factor 10 miljoen afneemt, en de temperatuur over hetzelfde hoogtebereik van 10.000 km met een factor 5 toeneemt, zijn modellen van de wijze waarop waterstofatomen worden geëxciteerd om de verschillende mogelijke emissielijnen te produceren, zeer gevoelig voor de hoogte boven de fotosfeer. Gedetailleerde, 3D stralingsberekeningen suggereren dat het grootste deel van deze Ha-emissie wordt geproduceerd in een smalle zone tussen 500 km en 1.500 km van het zonneoppervlak waar de temperatuur en dichtheid ideale omstandigheden zijn.
Merk op dat voor waterstofatomen bij een temperatuur van 10.000 Celsius de gemiddelde snelheid van de atomen slechts 13 km/sec bedraagt en ver onder de ontsnappingssnelheid voor het zonneoppervlak van 618 km/sec ligt, zodat zelfs bij deze hoge temperaturen de atmosfeer van de zon binnen de chromosfeer door de zonnezwaartekracht wordt ingesloten.
Dus wat je vanaf de aarde tijdens een totale zonsverduistering ziet, is maar een klein stukje van de chromosfeer van de zon. De 10.000 km breedte van dit gebied zou vanaf het aardoppervlak gezien een hoek van slechts 13 boogseconden vormen. Ter vergelijking: sommige van de diepere valleien langs de maan zijn ongeveer 10 km diep en maken een hoek van 6 boogseconden. Dit betekent dat zelfs tijdens de meest ideale totale zonsverduistering de chromosfeer over het algemeen geheel wordt geblokkeerd, of slechts kort wordt waargenomen omdat het licht uit dit gebied door sommige van de diepere maankloven valt.
Een interessante manier om dit gebied astronomisch te bestuderen is met behulp van een spectroscoop. Normaal gesproken heeft een spectroscoop een kleine spleet om de waargenomen lijnen zo smal en ‘gefocusseerd’ mogelijk te maken, maar omdat de chromosfeer zo smal is, vormt de maanhelft tijdens een totale zonsverduistering een natuurlijke spleet voor de spectroscoop. Het resultaat wordt een ‘flitsspectrum’ genoemd, dat vaak belangrijke details over de chromosfeer van de zon ‘on the fly’ onthult naarmate de totaliteit vordert. Amateur-astronomen kunnen een diffractierooster voor hun camera plaatsen om dit unieke spectrum vast te leggen. Hier is een voorbeeld van zo’n spectrum (Credit: Constantine Emmanouilidi [email protected])
De meest intense lijn is helemaal rechts van Ha en de gele lijn wordt geproduceerd door het op een na meest voorkomende zonnegas, helium, voor het eerst ontdekt in de zon in de jaren 1800. De intensiteit van het licht langs elke gebogen lijn volgt de kromming van het gedeelte van de zon dat door de maan wordt belicht.