Zonneactiviteit heeft alles te maken met vlekken en vlammen. Het verschijnsel fysisch verklaard.

C. de Jager

'IK HEB MEERMALEN mijn Aristoteles erop nagelezen, en heb niets daaromtrent gevonden. Ga mijn zoon, en wees overtuigd dat wat gij voor zonnevlekken aanziet, fouten in uwe ogen of in de lenzen zijn.'' Aldus de provinciaal van de orde der Jezuïeten tot pater Scheiner uit Ingolstadt, die met een door hem gebouwde telescoop, onafhankelijk van Galilei en Fabricius, vlekken op de zon had gezien (1611). In de middeleeuwse culturele traditie was de zon het goddelijke symbool van reinheid. Vlekken konden daar niet op voorkomen.

Grote vlekken op de zon zijn soms met het blote oog te zien en aantekeningen daarover kent men reeds duizenden jaren. Na de uitvinding van de Hollandse (verre)kijker ontdekten Galilei in het Italiaanse Padua (1610) en, vrijwel gelijktijdig, vader en zoon Fabricius in Oost-Friesland dat zonnevlekken geregeld voorkomen. Sindsdien worden ze systematisch waargenomen. De vlekken bestaan dagen tot weken, soms maanden.

Een flinke vlek is zo groot als de aarde. Eens in de ruwweg elf jaar wordt een maximum aan vlekken bereikt: de elfjaarlijkse zonnecyclus. De maxima verschillen telkens en ook de duur van de cyclus is niet steeds dezelfde; hij schommelt tussen negen en dertien jaren. Het maximum van de huidige cyclus wordt in de loop van 2000 verwacht, uiterlijk 2001.

In het begin van de eeuw ontdekte de Amerikaanse astronoom Hale dat vlekken dragers zijn van een magneetveld. Sommige hebben een magneetveld dat tienduizendmaal sterker is dan het aardse veld aan de polen. Zelfs de zwakste velden zijn nog duizendmaal zo sterk als het aardse polaire veld.

Kringstromen zorgen ervoor dat in de geheel gasvormige zon een magneetveld kan ontstaan en gehandhaafd blijven. Een kringstroom is een elektrische stroom door een gewonden draad, een spoel bijvoorbeeld, die een magneetveld veroorzaakt, gericht langs de as van de spoel. In allerlei toepassingen, motoren bijvoorbeeld, wordt van dit beginsel gebruikgemaakt. De elektrische stromen die nodig zijn om het magnetisch veld van een zonnevlek te produceren, zijn formidabel: stroomsterkten in de orde van honderd biljoen ampère. Een 1 gevolgd door nog 14 cijfers.

Elk magnetisch veld is gesloten. Als we de richting van het veld aanduiden door een pijl, zal deze pijl de vorm van een gesloten kring aannemen. De pijl prikt op de ene plaats door het zonsoppervlak naar buiten - daar verschijnt een zonnevlek - en op een andere plaats dringt het magnetisch veld door het oppervlak weer naar binnen. Ook daar verschijnt een zonnevlek, waarvan het teken (de pijlrichting, polariteit) van het magneetveld tegengesteld gericht is aan dat van het eerste. In het gebruikelijke jargon: heeft de eerste vlek een magnetische zuidpool, dan heeft de andere een noordpool. Een vlekkengroep heeft een bipolaire structuur. Soms bestaat een vlekkengroep uit tientallen tot honderden vlekken, waarbij doorgaans de polariteit grillig wisselt in de groep.

Het stelsel van kringstromen, dat de oorzaak is van het magnetisch veld van een vlekkengroep, is erg persistent. Het schijnbaar verdwijnen van een zonnevlek komt niet doordat het magneetveld oplost, maar doordat het veld kwispelend en bewegend onder het zonsoppervlak duikt. Daaruit kan het later weer tevoorschijn komen. In die gasvormige zon is niets dat de kringstromen vast op hun plaats kan houden. Het duurt jaren voordat een stroomcircuit oplost. Als een stromenstelsel uiteindelijk verdwijnt, gebeurt dit door een vorm van trage diffusie.

Die diffusie is duidelijk te zien aan de omgeving van een vlekkengroep. Om de vlekken komen geïsoleerde stroomsystemen voor. We zien een gecompliceerd stelsel van boogvormige gasslangen die elk een elektrische stroom voeren. De gemiddelde stroomsterkte in zo'n gasboog is een tot tien biljoen ampère.

Een catastrofale gebeurtenis treedt op wanneer twee zulke bogen met elkaar in contact komen. Er treedt dan een kosmische kortsluiting op: een zonnevlam. De twee bogen naderen elkaar, waardoor een deel van hun magnetische velden zich verenigt. Dan is het hek van de dam: met toenemende snelheid razen de bogen naar elkaar en versmelten gedeeltelijk. Bij dit proces worden ontzaglijk hoge temperaturen bereikt. Ooit hebben mijn collega prof. J. Kuypers en ik in een vlam kortstondige flitsen gemeten met temperaturen van 400 tot 500 miljoen graden. Dat was uitzonderlijk, maar tijdens de beginfase van een vlameruptie zijn temperaturen van 20 tot 50 miljoen graden normaal.

De energie die in één grote vlam wordt vrijgemaakt, is vergelijkbaar met wat de hele zon in één seconde uitstraalt. Dat is op zijn beurt gelijk aan het huidige energiegebruik van de hele mensheid, indien dit in deze mate zou worden gecontinueerd gedurende een miljard jaren.

De ultraviolette en röntgenstraling die door het hete gas van een vlam wordt uitgestraald, wordt geabsorbeerd in de hoge lagen van de aardatmosfeer. Dit gebeurt op hoogten van 60 tot 100 kilometer, het onderste deel van de ionosfeer. De additionele ionisatie van de atmosfeer, die daar wordt teweeggebracht, kan het radioverkeer op midden- en lange golflengten bemoeilijken. Daarnaast wordt door de versterkte ionisatie van de ionosfeer het daarin altijd voorkomende stelsel van elektrische stromen versterkt. Door elektromagnetische inductie kan zo schade op grondniveau optreden.

Anders dan zonnevlammen beïnvloedt de zonnewind het aardse gebeuren nauwelijks. Het is een gestage, vanuit de zon afkomstige, uiterst ijle gasstroom, die de ruimte inschiet. Het meeste gas van de zonsomhulling, de corona, wordt door magnetische velden bij de zon gehouden, maar er zijn gebieden waar deze velden ontbreken: de coronale gaten. De zonnewind is voor een zeer belangrijk deel afkomstig uit de coronale gaten.

In het evenaarsvlak van de zon is de snelheid van de zonnewind 400 km per seconde en op hogere breedten, boven circa 45 graden zuid en noord, is ze 800 km/s. In de buurt van de aarde aangekomen omspoelt de wind het aardmagnetische veld, als golven een schip. Het dunne scheidingsgebied van de zonnewind en de aardse magnetosfeer, waar de scheidende boeggolf optreedt, wordt de magnetopauze genoemd. Deeltjes van de zonnewind dringen nauwelijks door de magnetopauze.

Sporadisch (een- of tweemaal per zonnecyclus) treden dermate intense zonnevlammen op dat ze wolken van energierijke atomaire deeltjes veroorzaken, die vrijwel met lichtsnelheid de zon verlaten. Deze kosmische stralingsdeeltjes dringen door de aardse magnetosfeer heen en worden, in botsingen met het atmosferische gas, uiteindelijk versplinterd en afgeremd op hoogten van 50 tot 20 km boven het aardoppervlak. Het lijkt bijna regel dat de grootste zonnevlammen enkele jaren na het zonnevlekkenmaximum optreden. Als dat ook nu gebeurt, zijn de grootste vlammen van de huidige zonnecyclus in 2002 of 2003 te verwachten. Op 5 februari van dit jaar trad de tot dusver sterkste vlam van de huidige cyclus op.

C. de Jager is emeritus-hoogleraar ruimteonderzoek en astrofysica aan de universiteiten van Utrecht en Brussel. Hij ontving de Hale Medal (VS) voor zijn bijdragen aan het zonneonderzoek en is erelid van het Scientific Committee for Solar Terrestrial Physics.