Wat is een coronaal gat?

Wanneer we met de Solar Dynamics Observatory (SDO) ruimtesonde van de NASA naar de Zon kijken op een golflengte van 193 of 211 Ångström, toont het de buitenste hete lagen van de atmosfeer van de Zon, meer bepaald de corona. Het magnetische veld van de Zon speelt een grote rol in wat we kunnen zien op deze beelden. De heldere gebieden tonen heet, dicht gas dat gevangen is door het magnetische veld van de Zon. De donkere bijna lege gebieden zijn de plaatsen waar het magnetisch veld van de Zon zich tot in de ruimte uitstrekt zodat het hete gas kan ontsnappen. Deze gebieden worden gekarakteriseerd door veel lagere temperaturen en lagere densiteit i.v.m. hun omgeving waardoor deze donkerder lijken. Coronale gaten zijn dus niet echt gaten in de Zon, het lijkt er alleen een beetje op in deze golflengtes van extreem ultraviolet licht!

Het magnetisch veld rond een coronaal gat is verschillend van dat van de rest van de Zon. In plaats van terug te keren naar het oppervlak van de Zon, blijven deze magnetische veldlijnen open, ze strekken zich ver uit in de ruimte en niemand weet waar ze zich ergens terug met elkaar verbinden. In plaats van het hete gas samen te houden, zorgen deze open veldlijnen ervoor dat er een coronaal gat ontstaat waardoor er met hoge snelheid zonnewind en deeltjes ontsnappen. Wanneer een coronaal gat centraal komt te liggen op de zonneschijf kan de vloed van hete gassen de Aarde bereiken en zo poollicht veroorzaken. Afhankelijk van de grootte en locatie van het coronaal gat kan de aurora min of meer uitgesproken zijn. Grote coronale gaten resulteren vaak in een snellere zonnewind dan kleine coronale gaten. Coronale gaten zijn over het algemeen niet sterk genoeg om poollicht zichtbaar te maken vanuit België en Nederland.

Coronale gaten kunnen zich op elk moment en op elke locatie op de zon ontwikkelen. De coronale gaten bij de zonnepolen zijn het meest stabiel, vooral in de jaren rond het zonneminimum, maar ze hebben zelden invloed op onze planeet. Enkel als deze coronale gaten groeien en uitbreiden naar een lagere breedtegraad, kan de Aarde beïnvloed worden door de snellere zonnewindstroming die uit deze polaire coronale gaten komt. Deze uitbreidingen naar lagere breedtegraden kunnen soms losraken van het polaire coronale gat en op zichzelf een geïsoleerde structuur vormen. Coronale gaten houden vaak weken of maanden aan en veranderen in de loop van de tijd van vorm en grootte. Coronale gaten kunnen zich ook los van de polaire coronale gaten ontwikkelen, wat vaker voorkomt in de jaren net vóór en na het minimum van de zon.

Hoe herken ik een stroom van een coronaal gat?

Anders dan bij een coronale massa uitstoot, komt een hoge snelheid coronaal gat (CH HSS) zeer traag aan op Aarde, met eerst een gestage klim in zonnewinddichtheid over een periode van enkele uren. Deze stijging in dichtheid wordt veroorzaakt door snellere zonnewind die de zonnewinddeeltjes ervoor tegen elkaar duwt. Dit fenomeen wordt vaak aangeduid als een “Stream Interaction Region” (SIR) of als een “Co-rotating Interaction Region” (CIR) en wordt altijd geassocieerd met een stijging in de sterkte (Bt) van het interplanetair magnetisch veld. Wanneer deze samengedrukte grens van zonnewind zich voorbij de Aarde bevindt, zullen we zien dat de zonnewindsnelheid toeneemt en de zonnewinddichtheid afneemt.

<< Keer terug naar vorige pagina