Streven. Jaargang 13

[p. 466]

Wetenschappelijke kroniek
Radio-sterrekunde
L. Florin S.J.

DE zon is een doodgewone, middelmatig grote ster, die beweegt in een reusachtig stelsel, de melkweg, en die melkweg is slechts één uit de vele. En toch is er iets bijzonders aan de zon: het is onze ster. Ze staat slechts 149.600.000 km van ons af, zodat we van haar veel meer kunnen zien dan van de andere sterren¹⁾.

Onze aarde heeft een atmosfeer van slechts enkele honderden km dikte, maar nadert men de zon tot op 1.500.000 km, dan belandt men reeds in haar corona, waar een temperatuur van één miljoen graden heerst. Gelukkig heeft het woord temperatuur hier niet zijn gewone betekenis. Het duidt hier niet op de stralingsintensiteit van de corona, maar wel op haar kinetische temperatuur: had de zonneatmosfeer een stralingstemperatuur van één miljoen graden, dan zou de corona veel helderder zijn dan de eigenlijke zon, en zou haar hele planetenstelsel verdampen, doch de term kinetische temperatuur wordt gebruikt om de gemiddelde snelheid van de deeltjes aan te duiden. De deeltjes van de corona bewegen zich met een snelheid van één miljoen km per uur.

Welke is de oorzaak van zulk een hoge kinetische temperatuur op een dergelijke grote afstand van de zon? Hierover zijn de astronomen het niet helemaal eens. Wel is bekend dat de zon zich een tunnel boort door het interstellaire gas, met het gevolg dat deeltjes op hun weg naar de zon botsen tegen deeltjes die in de corona reeds aanwezig waren. Natuurlijk levert de zon ook een deel van de energie. En ten slotte zijn er nog plaatselijke storingshaarden die wij verderop zullen beschrijven.

Als effect van al deze energieën ontvangen wij van de corona radiogolven van 1 tot 10 m en ook x-stralen. Het licht daarentegen dat wij op foto's van zonsverduisteringen zien, is vooral weerkaatst licht, zoals het licht van een zonnestraal zichtbaar wordt op een zolder door de stofdeeltjes die het weerkaatsen.

Naderen wij de zon tot op 15.000 km, dan komen we in de chromosfeer. Het corona-gas was nog zeer ijl; slechts hier en daar vlogen losse positieve kernen en negatieve elektronen kriskras door elkaar, als een geïoniseerd gas. Maar in de chromosfeer wordt het geïoniseerd gas dichter en de temperatuur daalt tot 250.000 graden. Van uit dit niveau worden vooral ultraviolet licht en cm-radiogolven uitgezonden, zodat onze cm-radiozon al heel wat kleiner is geworden dan onze meter-radiozon of corona.

Laten we eens nagaan hoe deze straling ontstaat. Verhitten we een stuk ijzer, dan begint dit licht uit te stralen: eerst rood, dan geel en ten slotte blauw. Dit geschiedt eigenlijk doordat de verschillende deeltjes heviger beginnen te trillen. In de zonneatmosfeer wordt een negatief elektron, dat met grote snelheid een positieve kern passeert, door deze aangetrokken en gedwongen rond de kern te

1) Cfr. W. De Smaele, De zon als ster in Streven, oktober 1957, pp. 51.

[p. 467]

gaan draaien met een kleinere snelheid, de overblijvende energie wordt dan uitgestraald als lichtdeeltje of radiostraal naargelang de golflengte. Deze straling zal slechts ontsnappen indien de dichtheid van het gas dit toelaat: hoe ijler de atmosfeer is, des te groter de kans voor een straal om te ontsnappen en des te langer kunnen de doorgelaten en uitgezonden golven zijn. Zo zal de corona mm-, cm- en meter-golven doorlaten en zelf meter-golven uitzenden, terwijl radiogolven groter dan enkele cm niet meer door de chromosfeer kunnen heendringen; voor lichtstralen echter, die ongeveer een half miljoen maal korter zijn van golflengte, zijn beide lagen volledig doorschijnend.

Onze eigen ionosfeer laat ook geen radiogolven langer dan 10 m door: ze kaatst ze terug. Een bundel radiostralen zigzagt tussen het aardoppervlak en de ionosfeer. Hierop berust de mogelijkheid van radioverkeer op lange afstand. Hier hebben we dus een kostbaar middel om uit de golflengte op te maken welke diepte in de zonneatmosfeer met de radiokijker wordt gemeten.

Na door corona en chromosfeer te zijn getrokken komen wij in de fotosfeer. Het is er 7000 graden heet, en dit gebied is alleen in de lichtgolflengte zichtbaar. Het is de zon zoals we ze zien met het oog of met optische kijkers.

De zonneatmosfeer is pas de laatste tien jaar opnieuw in het centrum van de belangstelling gekomen, nu de radio-astronomen hun nieuwe technieken aan de zon wilden toetsen. Eigenlijk hebben zij de ontdekking van de radiokijker zelfs aan de zon te danken, toen de Britse radartechnici op 27 februari 1942 ontdekten dat niet alleen Duitse bommenwerpers maar ook de zon in staat is radiogolven uit te zenden.

Toch blijven er nog vele problemen onopgelost. Zo verschillen b.v. de opinies van radio- en van optiek-astronomen over de dichtheid van de zonneatmosfeer: reeds op 20 zonneradii verdween de radiostraling van een radioster die achter de corona doortrok. Dit schijnt erop te wijzen dat de corona veel groter is dan vroeger werd gedacht.

Nog veel interessanter wordt de zon wanneer ze onrustig is. Galilei was de eerste die zijn klein kijkertje naar de zon richtte en er zwarte vlekken op zag: zonnevlekken. Uit de snelheid waarmee zij zich op de zonneschijf verplaatsten, besloot hij dat de zon in 27 dagen ronddraait. Een zonnevlek begint haar leven als een kleine ronde zwarte porie, ongeveer zo groot als Australië. Dit vlekje groeit snel, het kan zelfs groter worden dan de aarde, dan splitst het in verschillende vlekken die langzamerhand weer verdwijnen. Eigenlijk zijn het plaatsen waar de fotosfeer 2000 graden koeler is dan haar omgeving. Waarschijnlijk hindert een magneetveld daar de vrije warmtecirculatie. Toch moet het in zulk een zonnevlek niet rustig zijn: van binnen uit stroomt massa naar de vezelachtige wolken die de vlek afzomen. De zonnevlek zelf maakt hele reizen over de zon, ze legt gemiddeld 7000 km af per dag. Gewoonlijk wordt ze niet meer dan een dag oud, maar soms brengt ze het tot een leeftijd van verschillende maanden.

De eigenlijke oorzaak van de zonnevlekken is nog een raadsel. Wel weten we uit andere bronnen dat de fotosfeer niet roteert als een vast lichaam: aan de equator duurt een omwenteling van de gasbol 24 dagen, terwijl een punt in de pool er 34 dagen over doet. Maar van deze beweging trekt de zonnevlek zich niet veel aan, waaruit men afleidt dat ze veroorzaakt en in stand gehouden wordt door de diepere lagen onder het zonne-oppervlak. Verder heeft men gemerkt dat zonnevlekken in ‘families’ voorkomen. Elke familie leeft ongeveer 11 jaar. Bij het ontstaan van een familie komen de eerste exemplaren slechts op hoge breedte

[p. 468]

voor, terwijl de latere groepen geleidelijk op lagere breedte, dus meer naar de zonne-evenaar toe, verschijnen. Na 11 jaar begint plotseling weer een nieuwe ‘vlekkenperiode’.

Een van de problemen bij de studie van de zonnevlekken was: hoe kan men de zon bestuderen zonder verblind te worden door het sterke licht, dat alle details uitwist? Kan men b.v. de zonneschijf zo afschermen dat de uitbarstingen aan de rand zichtbaar worden? Dit doet inderdaad de maan af en toe voor ons tijdens een totale eclips, bij een zonsverduistering. Maar een volledige verduistering komt slechts zelden voor, is van korte duur en overigens slechts op enkele plaatsen van de aardbol zichtbaar. Om de zon voortdurend te kunnen onderzoeken ontwierp Lyot een speciale filter die het licht van de zonneschijf slechts in één bepaalde golflengte, b.v. de waterstoflijnen, doorlaat. Dit betekende een geweldige vooruitgang, want het slechte weer, dat meestal optreedt bij een eclips, maakte vaak dat verre en kostbare reizen en zware moeite zonder succes bleven. Radiosterrekunde kent deze ontgoochelingen niet, want radiogolven ondervinden geen hinder van wolken en ze hebben tevens dit voor op de lichtgolven dat men uit de golflengte de hoogte waar het verschijnsel zich voordoet kan bepalen.

Laten we eens zien wat een zoneclips ons toont. Hoog boven de plaatsen waar wij tevoren op de volle zon een zonnevlekkengroep noteerden, zien wij nu op de rand van de verduisterde schijf grote lichtende gaswolken in de vorm van romeinse boogbruggen, die met hun pijlers in de chromosfeer rusten en wel 200.000 km lang kunnen worden. De hele wolk fungeert als een soort stofzuiger, die uit de haar omringende corona protonen en elektronen aanzuigt en ze langs haar pijlers, die een doorsnee van 100 km hebben, naar beneden stuwt. Zulk een pijler vernieuwt zijn massa in een half uur tijd. Soms kan zulk een rustig hangende wolk plots openbarsten en in enkele uren oprijzen tot een honderdduizend km hoge boog en dit met snelheden van 700 km per seconde, maar na een korte tijd keert de wolk weer terug tot de positie, die ze al weken innam. Deze wolken stralen vooral aan de buitenkant veel energie uit zowel in licht- als in radiogolven: schuift de maan voor een zonnevlek, dan daalt het schrijfstift van onze radiokijker plotseling. Zijn de vlekken zeer groot, dan moet het wel erg onrustig zijn in de corona: het stift noteert op meter-golflengte vele grotere en kleinere uitbarstingen, maar vreemd genoeg is er op lagere niveaus, dus op kortere golflengte, tijdens een ‘noise storm’ niets speciaals op te merken.

De hevigste uitbarstingen van de zon zijn wel de vlamstoten, die van enkele seconden tot verschillende uren duren kunnen. Eerst zijn er een paar kleine witte stipjes dicht bij een zonnevlek zichtbaar, die zeer snel en hoog oplichten en dan weer langzamer uitdoven. Deze vlammen zenden ultraviolet licht uit, dat na een reis van 150.000 km een bepaalde laag van onze atmosfeer, de D-laag, ioniseert, d.w.z. de deeltjes van deze laag verliezen enkele van hun elektronen. Dit heeft tot gevolg dat deze laag gedurende een vlamstoot onze aardse korte radiogolven absorbeert: de korte golf valt uit, een radio fade-out. Het voorspellen van deze fade-outs betekent voor het handels radioverkeer een hele besparing.

Nu is het vreemde van dit verschijnsel dat onze radiokijker slechts in het begin van zulke vlammen hevige stoten, ‘outbursts’, meldt. Er moet dus in het begin iets speciaals gebeuren: men vond dan ook op dat ogenblik een wolk geïoniseerde waterstofdeeltjes, die met een snelheid groter dan 700 km per seconde van de zon weggestoten werd. Ons radioscherm meldt sterke uitbarstingen en wijst op ‘temperaturen’ van miljoen maal miljoen graden. Het proces verloopt ongeveer

[p. 469]

als volgt: eerst verschijnt een kleine oneffenheid op de cm-golflengte, maar dan doorloopt het stralingsmaximum achtereenvolgens de langere golflengten met zeer grote snelheid, hetgeen betekent dat het veroorzakend fenomeen met een snelheid van 800 km per seconde van de zon wegschiet. Omdat deze snelheid tot op grote hoogte bewaard blijft, vermoedt men dat het dezelfde deeltjes zijn, die onze aardse atmosfeer enkele dagen later binnendringen en daar een magnetische storm veroorzaken. Deze stroom deeltjes zouden in chromosfeer en corona dan gaswolken aan het trillen brengen, die dan zouden stralen, zoals ook in onze zendantennes elektronen geordend trillen en zo stralen.

Tenslotte hebben de radio-astronomen nog een heel nieuw verschijnsel ontdekt: het gebeurt dat optiek-astronomen de zon als zeer rustig melden, terwijl de radiokijker plotse uitbarstingen van enkele seconden noteert. Deze waarnemingen zouden leiden tot snelheden van de orde van die van het licht. Voor verdere verklaring moeten we nog wachten op meer gegevens van de spectrum-analysator, een versterker die driemaal per seconde het hele spectrum van 2,30 tot 4,30 m golflengte aftast en de stralingsintensiteit voor elke golflengte optekent.

Uit deze korte samenvatting blijkt hoe zeer onze kennis van de zon verrijkt is door deze allernieuwste onder de wetenschappen, de radiosterrekunde. We hebben ontdekt dat de zon veel volumineuzer is dan we dachten en allerlei eigenaardige verschijnselen die zich in de aardatmosfeer afspelen, worden verstaanbaar als men de overeenkomstige verschijnselen op de zon beter kent. De radiosterrekunde is nog uiterst jong en haar technieken moeten nog verbeterd worden, maar het resultaat is toch reeds uiterst bemoedigend.