Wat is een coronaal gat?

Wanneer we met de SOHO of SDO ruimtesonde naar de Zon kijken op een golflengte van 28,4 nanometer toont het de buitenste hete lagen van de atmosfeer van de Zon, meer bepaald de corona. Het magnetische veld van de Zon speelt hierin een grote rol hoe de afbeelding eruit zal zien. De heldere gebieden tonen heet, dicht gas aan dat gevangen is door het magnetische veld van de Zon. De donkere lege gebieden zijn de plaatsen waar het magnetisch veld van de Zon zich tot in de ruimte uitstrekt zodat het hete gas kan ontsnappen. De donkere kleur krijgen ze omdat er niet voldoende heet materiaal aanwezig is. Deze gebieden noemen we een coronaal gat zoals ook op onderstaande afbeelding is te zien.

Een coronaal gat zoals gezien door NASA’s Solar Dynamics Observatory.
Afbeelding: Een coronaal gat zoals gezien door NASA’s Solar Dynamics Observatory.

Het magnetisch veld rond een coronaal gat is verschillend dan dat van de rest van de Zon. In plaats van terug te keren naar het oppervlak van de Zon, blijven deze magnetische veldlijnen open, deze strekken zich ver uit in de ruimte en niemand weet waar deze 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 die 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 van het coronaal gat kan deze verhoogde geomagnetische activiteit veroorzaken. Afhankelijk van de grootte en de locatie van het coronaal gat op de zonneschijf zal de geomagnetische activiteit variëren van actief tot stormcondities. 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.

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 het 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.

Geometrie van de interactie tussen snelle zonnewind en rustige zonnewind.
Afbeelding: Geometrie van de interactie tussen snelle zonnewind en rustige zonnewind.

<< Keer terug naar vorige pagina

Laatste nieuws

Steun Poollicht.be!

Om ook bereikbaar te blijven bij grote poollichtkansen hebben we een zware server nodig die alle bezoekers aankan. Doneer en steun dit project zodat we online blijven en je geen enkele poollichtkans mist!

100%

Ruimteweer feitjes

Laatste X-klasse uitbarsting:10/09/2017X8.2
Laatste M-klasse uitbarsting:20/10/2017M1.0
Laatste geomagnetische storm:26/10/2019Kp5 (G1)
Aantal zonnevlekkenloze dagen in 2019:237
Huidig periode aantal zonnevlekkenloze dagen:10

Deze dag in de geschiedenis*

Zonnevlammen
12002M2.9
22012M2.0
31999M1.7
42001M1.6
51999M1.1
ApG
1200430G1
2200330G1
3200020
4201618
5200217
*sinds 1994

Sociale netwerken