Ruimteweer: een ‘nieuw’ onderzoeksveld Bert van den Oord (KNMI)
Ruimteweer (space weather) is een onderzoeksthema waarvoor de belangstelling de laatste twintig jaar enorm is toegenomen. Het weer op aarde wordt bepaald door de veranderende fysische toestand van de onderste lagen van de atmosfeer. Bij ruimteweer ligt de focus echter op de buitenste lagen van de atmosfeer, meer specifiek de magnetosfeer, de ionosfeer en de thermosfeer, en hun interactie met de zonnewind en effecten van zonnevlammen. Ruimteweer kan onze moderne technologie ernstig verstoren en leiden tot economische schade, maatschappelijke ontwrichting en mogelijk zelfs slachtoffers. Nederland heeft zich, net als andere landen, voorbereid en het KNMI gaat in de toekomst, naast het bekende weeralarm, ook een ruimteweeralarm uitgeven voor vitale en gevoelige sectoren (energievoorziening, transport, telecommunicatie, watermanagement, betalings- en effectenverkeer). De fysica achter ruimteweer Ruimteweer wordt veroorzaakt door variaties in het magneetveld van de Zon. Iedere elf jaar wisselen de noord- en zuidpool van het grootschalige magneetveld van de Zon. Dit verschijnsel is een indicatie dat er binnenin de Zon een krachtige dynamo actief is. Vergeleken met de typische tijdschaal voor het ompolen van het aardmagnetisch veld (tussen de honderdduizend en een paar miljoen jaar) verloopt dit energetische proces op de Zon ongekend snel en op een enorme schaal. Gedurende de opbouwfase van de cyclus neemt de sterkte van het magneetveld aan het zonsoppervlak toe en daarmee ook het aantal actieve gebieden met zonnevlekken. Dit zijn de zichtbare manifestaties van sterke magneetveldconcentraties (0.3 Tesla) aan het zonsoppervlak. De zonnevlekken in deze actieve gebieden zijn donkerder dan hun omgeving omdat het sterke magneetveld energietransport verhindert. Boven het zichtbare oppervlak van de Zon strekt de corona zich uit. Deze bestaat uit magnetische lussen met een temperatuur van enkele miljoenen graden die de Zon een fascinerend uiterlijk geven in röntgenstraling. De hoge temperatuur van deze lussen wordt veroorzaakt door een balans tussen magnetische energievrijmaking en stralingsverliezen in het röntgen en (extreem) ultraviolet. De magnetische lussen die we op de Zon zien in röntgenstraling hebben typische lengtes van 100.000 km, diameters van 1000 km tot 10.000 km en veldsterkten van 0.01 Tesla (ter vergelijking: het magneetveld van de Aarde heeft een sterkte van 0.00005 Tesla). De magnetische energie die in een dergelijke lus is opgeslagen is ongeveer 1023 Joule en de typische stroom-
sterkte 1011 Ampère. Naast deze lussen bevinden zich in de corona ook coronale gaten waar het magneetveld niet gesloten is en waaruit een snelle zonnewind (700 – 900 km/s) de Zon verlaat. Ook vanuit gebieden met gesloten magneetvelden kan een zonnewind ontstaan. Deze wind heeft een drie keer hogere dichtheid en is langzamer (300 km/s). Het plasma in beide soorten zonnewinden stroomt radiaal uit en sleept de magnetische veldlijnen mee. De basis van dit magneetveld is verbonden aan de roterende Zon zodat het magneetveld wordt opgewonden en een spiraalvorm krijgt (vergelijkbaar met een roterende tuinsproeier). Het verhaal wordt nog complexer door interacties tussen de snelle en langzame zonnewind waardoor schokken ontstaan in de interplanetaire ruimte tussen de Zon en de Aarde. Deze verstoringen maken het moeilijk om met modelberekeningen exact te bepalen wanneer en of een verstoring de Aarde zal bereiken. Vooral na het bereiken van het maximum van de zonnecyclus, maar ook tijdens de opbouwfase, wordt het aan het zonsoppervlak opgebouwde magneetveld weer ‘afgebroken’. Dit gebeurt in een proces genaamd magnetische reconnectie, een diffusieproces waarbij de magnetische energie wordt omgezet in verhitting van plasma (107K), versnelling van protonen (10-100 MeV) en elektronen (> 2 MeV), plasmaturbulentie en coherente emissie op radiofrequenties tussen 300 en 3000 MHz. Een eigenschap van reconnectie is dat dit proces leidt tot het herverbinden van magnetische structuren met tegengestelde magnetische polariteit waardoor topologische veranderingen optreden. Delen van het magneetveld kunnen als het ware
Figuur 1. a) Een CME-eruptie waargenomen met NASA’s Solar Dynamics Observatory (SDO) op 31 Augustus 2012 bij verschillende golfengten (335, 171, 131 en 304 Ångström) (bron: NASA/SDO/AIA/GSFC). b) De CME ging langs de aarde maar had wel interactie met het aardmagnetisch veld resulterend in een prachtige aurora op 3 september (foto: David Cartier).
22
Meteorologica 2 - 2022
