1 / 24

De Zonnewind: eigenschappen

3) De zonnewind en de heliosfeer. De Zonnewind: eigenschappen.

ian-fulton
Télécharger la présentation

De Zonnewind: eigenschappen

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. 3) De zonnewind en de heliosfeer De Zonnewind: eigenschappen Het plasma in de corona wordt continu van de Zon weg gestuwd. Dit is de zonnewind. Het begrip zonnewind werd geïntroduceerd door Biermann (1951) en gemodelleerd door Parker (1963). Het vertegenwoordigt één van de voornaamste invloeden van de Zon op de planeten en andere elementen van het zonnestelsel, zoals bijvoorbeeld kometen. Deze laatste hebben een stof– en gas-staart die steeds van de Zon weg is gericht, vanwege de druk van de zonnewind. Deze wind wordt dichtbij het oppervlak van de Zon (1 tot 3 x de zonnestraal) versneld en verplaatst daarbij ook de verankerde magneetveldlijnen, die dan inwerken op planetaire magnetosferen. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  2. De zonnewind, versneld in de nabijheid van de Zon, bereikt een asymptotische snelheid op grote afstand. • Ter hoogte van de Aarde (1AE) zijn de gemiddelde eigenschappen: • Dichtheid: 1 -12 deel./cm3 (gem. 4 deel/cm3). • Snelheid: 300 – 2 000 km/s (gem: 400 km/s). • Interplanetair magnetische veldsterkte: 0 - 50 nT (gem: 5 nT). De zonnewind komt overeen met een netto massaverlies voor de Zon van 108 kg/s, t.t.z. 10-14 zonnemassa’s/jaar (Mzon /jaar) Dit is vergelijkbaar met het verlies aan massa te wijten aan nucleaire reacties in het centrum van de Zon. Dit komt overeen met een totaal massaverlies van 10-4 Mzon sinds de start van de evolutie op de hoofdreeks. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  3. Snelle en trage zonnewind: oorsprong De zonnewind is niet uniform en weerspiegelt de structuur van het magneetveld aan het zonneoppervlak. Ze neemt een globale bipolaire structuur aan: • Open magneetvelden aan de polen. • Spreiding van de poolwind naar de evenaar toe. • Ontstaan van een equatoriaal stroomvlak. Open magneetveld lijnen Snelle wind Snelle wind Gesloten veldlijnen Coronaal Gat Heliosferisch stroomvlak Trage wind Trage wind Snelle wind Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  4. Er onstaan dus 2 wind regimes: • Trage zonnewind: • Lage breedtes, coronale jets. • Variabele en trage snelheid: 250 - 400 km/s • Hoge dichtheid: 10 cm-3 (op 1 AE). • Oorsprong: geleidelijke opening van coronale lussen. • Snelle zonnewind: • Hogere breedtes, coronale gaten. • Hoge constante snelheid: 400 - 800 km/s. • Lage dichtheid: 3 cm-3 (op 1 AE). • Oorsprong: versnelling van de golven langs de open en radiale veldlijnen. Het deeltjesdebiet is in beide winden ongeveer hetzelfde. ULYSSES: overgang zuidpool, eind 1994, en noordpool, midden 1995 Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  5. Rustige Heliosfeer: sectoren in spiraalvorm De heliosfeer is de uitbreiding van de zonnecorona op grotere afstand, tot aan de limiet van het interstellair milieu. In de heliosfeer bepaalt de flux van het expanderende plasma de configuratie van het interplanetair magneetveld (IMV), dat ‘verankerd’ zit in het coronale plasma. Door de rotatie van de Zon wordt dat veld longitudinaal uitgerokken en verplaatst naar het oosten, en vormt op die manier een spiraalstructuur. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  6. De heliosfeer en de zonnecyclus Het globale dipolaire magneetveld vertoont golven in de breedtegraad van het stroomvlak. Ter hoogte van de kruising met het ecliptisch vlak, ontstaat er op die manier een opvolging van homogene sectoren met een uniforme magnetische polariteit (magnetische sectoren), van elkaar gescheiden door de sectorlimieten (doorgang van het stroomvlak). In elke sector is een stroom van snell zonnewind afkomstig uit de coronale gaten die zich op intermediaire (zonne)breedtes bevinden. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  7. Grenzen van de heliosfeer: de heliopauze De plasmadichtheid en het IMV verminderen met het kwadraat van de afstand tot de Zon. Vanaf een bepaalde afstand zal de zonnewind niet meer in staat zijn om de interstellaire deeltjes en magneetvelden voor zich uit te stuwen: dat is de heliopauze. Men schat die afstand op ongeveer 160 AE, ttz 4 keer de afstand tot Pluto (39 AE)‏. Daar de Zon zich aan een snelheid van 25 km/s verplaatst, ten opzichte van het interstellaire milieu, vormt er zich een heliosferisch schokfront met een uitgerekte vorm. Ter hoogte van die schokgolf gebeurt er een filtering van interstellaire deeltjes en kosmische straling: • Door zijn variabele intensiteit controleert de zonnewind hoe diep de kosmische straling in de binnenste regionen van het zonnestelsel kan doordringen. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  8. Coronale massa-uitstoot: eigenschappen Naast zonnevlammen zijn coronale massa-uitstoten (CME, coronal mass ejection) de meest belangrijke fenomenen van de zonneactiviteit. Een CME zien we als een heldere structuur die bestaat uit een gigantische plasma-bol, die groter kan worden dan de Zon zelf en die zich voortplant vanaf de basis van de corona, naar buiten toe doorheen de heliosfeer. Ze kan sterk interageren met planetaire magnetosferen. Ze zijn de voornaamste bron van geomagnetische stormen. CME's zijn ontdekt in het begin van de jaren 1970, ten tijde van de bemande missie SKYLAB (Apollo Telescope Mount) en worden gewoonlijk waargenomen in zichtbaar licht (thompson diffusie op electronen) door breedbeeld ruimte-coronografen zoals LASCO (SOHO missie). SMM, 14 april1980, W. Wagner Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  9. CME: 3-delige structuur CME's kunnen zeer verschillende vormen en groottes aannemen, maar hebben altijd een basisstructuur, bestaande uit 3 delen: • Een helder front: dit is de magnetische lus die expandeert. • Een donkere holte binnen het heldere front. • Een heldere kern, die uit flarden van het weggeslingerde filament bestaat. Soms is deze kern zwak en bijna niet zichtbaar. De zwarte cirkel in deze foto’s is de afdekplaat die het zonlicht afschermt. De witte cirkel geeft de diameter van de Zon weer. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  10. LASCO C3, 5-6/6/1999 Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  11. LASCO C2 & C3, 7/10/1999 Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  12. CME’s: snelheid en versnelling CME’s worden weggeslingerd met snelheden tussen de 100 tot 2 000 km/s, het globale gemiddelde is 489 km/s. Hun snelheid overtreft dus vaak de snelheid van de zonnewind, wat leidt tot de vorming van een schok. Sommigen vertonen een gestage versnelling of een vertraging. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  13. Bepaling van de uitstootsnelheid van een CME m.b.v. lineaire regressie Via de beelden van de coronograaf LASCO heeft men de positie van het heldere front van CMEs bepaald. Veelal echter is het front vaag en heeft het een onregelmatige structuur, wat leidt tot onnauwkeurige positiebepalingen. Om de uitstootsnelheid te schatten, voert men een lineaire regressie uit. Dit betekent dat men de parameters a en b moet bepalen van de rechte die de beste benadering is (in kwadratische zin, zie hieronder) over het geheel van alle positiebepalingen. De variabele t stelt het tijdstip voor van het beeld gebruikt voor de plaatsbepaling en y de gemeten afstand tot het centrum van de Zon. Men moet de som van de kwadraten van de verschillen tussen de positiebepalingen op het tijdstip en de overeenkomstige geschatte waarden minimaliseren. Dus: en daarom De helling a van deze rechte geeft de gemiddelde snelheid. De constante term b laat toe om het tijdstip te schatten waarop de CME zich op 1 Rs bevond, dit wil zeggen een schatting van het begintijdstip van CME. Inderdaad, uit volgt Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  14. De regressierechte is gegeven door: en de lineaire correlatiecoefficient, die een maat is voor de kwaliteit van de regressie, wordt gegeven door De parameters σt en σy in bovenstaande uitdrukkingen, de afwijkingen op t en y, zijn gegeven door: en σty is de covariantie tussen t en y: Met de respectievelijke gemiddelden: Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  15. Tijdstip (min)‏ 0 10 20 30 40 50 60 70 Afstand (Rs)‏ 1,390 1,860 2,477 3,096 3,560 3,961 4,248 5,049 Toepassing: Bepaal de snelheid van de CME op basis van de volgende metingen: Eerst berekenen we al de sommen die nodig zijn voor het uiteindelijke resultaat: • Gemiddelde = 35.0 min • Gemiddelde = 3.205 Rs • σt = 22.913 min • σy = 1.164 Rs • Covariantie σty= 26.545 De gezochte parameters kunnen nu berekend worden: • Helling a = 0.0506 Rs/min • Afstand op tijd nul: b= 1.435 Rs En ook: • Correlatiecoefficient R = 0.996 • Begintijd t(1Rs)= -8.61 min • Afwijking tov de regressierechte σr = 0.109 De werkelijke snelheid in km/s van de CME is: a / 60 * Rs (straal van de Zon Rs=696000 km)‏ • Dus, snelheid v = 0.0506 / 60 * 696 000 = 586.5 km/s Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  16. Reistijd tot 1 AE: Het duurt 1 tot 5 dagen (gemiddeld: 3 dagen) vooraleer een CME de Aarde bereikt. Met behulp van statische methodes kan men een gemiddeld verband definiëren tussen de reistijd tot 1 AE en de beginsnelheid van de CME (zie grafiek hieronder). Voor 1 bepaalde CME blijft de schatting van het tijdstip van aankomst onnauwkeurig (ongeveer 12h) omdat er geen informatie beschikbaar is over de voortplanting tussen 15 Rs en 1 AE. Dankzij de recente STEREO missie moet ons toelaten deze informatie te verkrijgen. Voorbeeld (in het rood): De beginsnelheid van een CME werd gemeten op 700km/s. Vanaf deze snelheid, op de as onderaan, brengt men een rechte verticaal omhoog. Deze rechte snijdt de twee afschattings-krommen (groen en blauw). De horizontale rechte vanaf dit snijpunt geeft op de verticale as aan dat de CME een reistijd tot de Aarde van 3 tot 3.4 dagen heeft, respectievelijk. Deze marge geeft een goede indicatie van de fout op de afschatting. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  17. CME’s: massa en energie De massa uitgestoten door een CME is aanzienlijk: • Grootte-orde: van 1014 tot 3 x 1016 g • gemiddeld 2 x 1015 g (2 miljard ton)‏ • De gemiddelde massa varieert een factor 2 tijdens het verloop van de zonnecyclus (hoger tijdens maximum)‏ • Het globale massaverlies geassocieerd met CME’s, aan een gemiddelde frequentie van 1 CME per dag, bedraagt slechts 5% van het totale massaverlies door de zonnewind. Het grootste deel van de vrijgekomen energie in een CME is in de vorm van kinetische energie (beweging). De grootteorde van de energie is 1029 tot 1032 ergs, met een gemiddelde van 2.5 1030 ergs. • Deze enegieën zijn vergelijkbaar met diegene die vrijkomen tijdens zonnevlammen. In dit laatste geval wordt de energie voornamelijk verspreid in de vorm van straling en warmte. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  18. CME’s: oorzaken en voorlopers 60% van de CME’s zijn geassocieerd met een zonnevlam. Slechts een deel van de zonnevlammen zijn geassocieerd met een CME. Er is dus geen eenduidig verband tussen deze twee fenomenen: • Er is meer kans op een CME bij sterke zonnevlammen (klasse M en X). • Zonnevlammen geassocieerd met een CME, zijn niet-impulsief en zijn van het langdurige type (graduele fase duurt meerdere tientallen minuten). • De opeenvolging is variabel: de start van de CME kan na de zonnevlam komen of de zonnevlam voorafgaan. Een actuele wetenschappelijk discussie gaat over de volgende vraag: heeft een CME een zonnevlam tot gevolg of wordt de CME op gang gebracht door de zonnevlam? Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  19. 40% van de CME’s zijn geassocieerd met protuberansuitbarstingen: • Deze protuberans bevindt zich dikwijls ver van alle actieve gebieden en dus op hoge breedtegraad. • Gezien de afwezigheid van zonne-vlammen hebben deze CME’s geen significante toename in X- of UV-stralen tot gevolg. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  20. Robbrecht et al. 2008 CME’s: statistieken en de zonnecyclus Het aantal voorkomende CME’s varieert sterk over de zonnecyclus: • Minimum: ≤ 1 CME / dag • Maximum: ~ 6 CME / dag Deze variatie is goed gecorreleerd met de zonnevlekkenindex, maar met een vertraging van enkele maanden. CME’s worden ook geproduceerd tijdens het zonneminimum wanneer er zeer weinig actieve gebieden zijn (associatie met protuberansen). De verdeling in breedtegraad van de CME’s varieert tijdens het verloop van de zonnecyclus: • Tijdens een minimum zijn ze dicht bij de evenaar geconcentreerd: • 80% van de CME bevinden zich op minder dan 22°van de evenaar. • Tijdens een maximum zijn de CME’s verdeeld over alle breedtegraden, alhoewel er nog steeds minder zijn op de polen: • 80% van de CME’s bevinden zich op minder dan 63°van de evenaar. Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  21. Halo CME’s: voortplanting tot de Aarde De halo CME’s vormen de meest belangrijke subklasse voor de studie van Zon-Aarde relaties omdat hun traject de Aarde kan onderscheppen. Een halo CME is een CME waarvan het front een hoekbreedte > 120° heeft en de as Noord-Zuid van Zon snijdt. Waarnemingen in het extreem-UV (EIT) laten ons toe om na te gaan of de CME zich in de richting van de Aarde beweegt of in de tegenovergestelde richting. 10% van de CME’s zijn halo’s en zijn dus mogelijk geo-effectief (bron van geomagnetisch verstoringen): dit komt overeen met een regelmaat van 1 tot 2 halo’s/maand (minimum) tot 1 per 2 dagen (maximum). 3,5% van de CME’s zijn volledige halo’s (360°). Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  22. Halo CME (SOHO/LASCO)‏ CME en protongebeurtenis Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

  23. In 2007 heeft de breedbeeldcamera HI (Heliospheric Imager) aan boord van de tweeling-ruimtesondes STEREO de eerste beelden gemaakt van de interactie tussen interplanetaire CME’s en een komeet (Encke). Gecertifie. opleiding «Concepten en methodologiën van de Aard- en Ruimtewetenschappen» - technische experten

More Related