...die situaties op de zon en in de zonnewind, magnetosfeer, ionosfeer en thermosfeer die de prestaties en betrouwbaarheid van technologische systemen in de ruimte en op aarde nadelig kunnen beïnvloeden, en die een bedreiging kunnen vormen voor de algemene gezondheid of het menselijk leven. (NSWP)
Laatste update: 09 juli 2005
Dankzij het Internet kan iedereen zich vandaag een idee vormen over de kans op een zonne-uitbarsting en over de toestand van het geomagnetisch veld. U kan dan uw resultaten vergelijken met de professionele (Engelstalige) sites:
Meer informatie over het ruimteweer kan u, behalve op bovenstaande sites, ook vinden op:
Bij het bekijken van al deze beelden dient u steeds te letten op de datum van de opname teneinde steeds foto's van ongeveer hetzelfde tijdstip te kunnen vergelijken.
Terug naar Inhoudsopgave.
Fotosfeer
Het waarnemen van de fotosfeer vormt nog steeds de basis voor het zonneonderzoek. Foto's kunnen systematisch gevonden worden op de volgende sites:
Voorspellingen van mogelijk actieve groepen op al wat langere termijn (7 à 10 dagen) kunnen gebeuren op basis van helioseismologische gegevens van SOHO die de achterkant van de zon laten zien.
De kans op zonneuitbarstingen neemt toe:
Terug naar Inhoudsopgave.
Magnetogram
Magnetogrammen geven een idee over de magnetische verdeling binnen een zonnevlekkengroep en over het zonneoppervlak. Foto's kunnen gevonden worden op de volgende sites:
Zonnevlekken zijn plaatsen op het zonneoppervlak waar het magnetisch veld lokaal zeer groot is. Deze velden kunnen een positieve of een negatieve polariteit hebben. Hoe dichter deze magnetische polariteiten bij elkaar liggen, hoe groter de kans op een "kortsluiting", wat zich op de zon dan voordoet als een enorme zonneuitbarsting.
Concreet neemt de kans op een zonne-uitbarsting dus toe:
Terug naar Inhoudsopgave.
H-alfa
Het rode licht van de waterstof-alfa lijn gunt ons een zicht op de chromosfeer, de gaslaag net boven de visueel zichtbare fotosfeer. In de chromosfeer zijn er donkere, haast slangachtige structuren terug te vinden die filamenten worden genoemd. In feite gaat het hier over protuberansen (relatief koel zonnegas gevangen tussen gebieden van tegengesteld magnetische polariteit), maar tegen de hete achtergrond steken ze dus donker af. Filamenten worden dan ook niet alleen gevonden binnen bipolaire zonnevlekkengroepen (het zogenaamde groepsfilament), ze kunnen haast overal op het zonneoppervlak voorkomen.
De site bij uitstek voor H-alfa foto's is het Global H-alfa Network, waar foto's kunnen worden teruggevonden van 6 verschillende locaties verspreid over de ganse wereld. De kans is dan ook heel groot dat u hier een recente H-alfa foto terugvindt! Bovendien zijn er ook de archieven waar u foto's en zelfs clips terugvindt van recente activiteit.
Andere sites voor H-alfa-beelden zijn:
Concreet neemt de kans op een zonne-uitbarsting dus toe:
Ontploffende protuberansen zijn dus steeds van de aarde weggericht en kunnen het geomagnetisch veld nauwelijks beïnvloeden.
Terug naar Inhoudsopgave.
Corona
De Corona is de superhete (en superijle) buitenatmosfeer van de zon. Aangezien deze laag dus vooral straalt op korte golflengten zoals het ultraviolet, en deze energetische straling wordt tegengehouden door de aardatmosfeer (gelukkig maar!), dienen we satellieten te gebruiken om de Corona te observeren. We hebben slechts enkele satellieten die van de zon in deze golflengten overzichtsplaatjes maken:
Indien SOHO-beelden tijdelijk onbeschikbaar zijn, kan u op SDAC soms een collage vinden van hogeresolutieopnamen van de TRACE-satelliet. Tevens zijn er op de sites van Sacramento Peak en Kitt Peak (NSO) beelden van de corona langs de zonnerand te vinden, evenals synoptische mappen.
Concreet neemt de kans op een zonne-uitbarsting dus toe:
Heldere gebieden aan de oostrand van de zon duiden erop dat er in de komende dagen mogelijk actieve groepen de zonneschijf zullen opdraaien; aan de westrand betekent het meestal dat actieve groepen naar de achterkant van de zon verdwijnen.
Let ook op de donkere gebieden die zich in de Corona bevinden. Deze zijn vooral goed zichtbaar in de EIT-beelden. Dit zijn de zogenaamde coronale gaten die hoogenergetische deeltjes de ruimte insturen. Indien coronale gaten tot het centrale gedeelte van de zonneschijf reiken, kunnen ze dus het geomagnetisch veld beïnvloeden.
Indien er zich energetische uitbarstingen hebben voorgedaan, dan kunnen deze zichtbaar zijn in de EIT-beelden:
Een voorbeeld waarin deze effecten mooi zichtbaar zijn, is te zien op de TRACE-website (Movie 100).
Terug naar Inhoudsopgave.
Flareactiviteit
Cruciale data in de bepaling van het ruimteweer zijn de metingen van de GOES-satellieten in het Röntgen. Deze data zijn zo belangrijk dat NOAA hiervoor steeds 2 satellieten boven de aardatmosfeer heeft cirkelen. De GOES-data geven voor de laatste 2 à 3 dagen weer hoeveel flares er zijn geweest, wanneer de uitbarstingen zich hebben voorgedaan, en hoe intens deze waren. De data zeggen niet van welke zonnevlekkengroep (of eventueel filament) de flare afkomstig is. Daarvoor dienen de uitbarstingen gecorreleerd te worden met H-alfa-, EIT- of röntgenbeelden. Up-to-date lijsten vindt u op de events-pagina van NOAA's Space Environment Center. Identificatie van flares met vlekkengroepen kan gebeuren aan de hand van het BBSO-archief (H-alfa), via SOHO (EIT) en - vooral - via SXI (röntgen).
In de praktijk zijn het de C- en vooral de energetische M- en X-flares die van belang zijn. Bij energetische flares is de kans immers veel groter dat de zon materie de ruimte instuurt. Deze "Coronale Massa Ejecties (CME's)" kunnen het geomagnetisch veld zwaar verstoren. Indien de CME van de aarde weg is gericht, ziet men hem in profiel en is er niets aan de hand. Indien de CME naar de aarde toe is gericht, ziet men enkele uren na de uitbarsting een steeds groter wordende ring rond de zon verschijnen (een halo-CME). Indien de CME slechts gedeeltelijk naar de aarde is gericht, zien we eerder een uitdijende "off-center" ellips. In het laatste geval is de eventuele impact op aarde ook veel moeilijker te voorspellen.
De beste site om CME's te detecteren is eens te meer de SOHO-website (LASCO-movies). SOHO beschikt immers over een coronagraaf waarmee het felle zonneschijfje wordt bedekt zodat de onmiddellijke omgeving rond de zon zichtbaar wordt. In de LASCO-filmpjes gaat er dan ook geen enkele uitstoot van zonnematerie ongemerkt voorbij. Hoe sneller een CME na de uitbarsting verschijnt, hoe hoger zijn snelheid en dus hoe sneller hij de aarde kan bereiken. Indien er een CME wordt waargenomen zonder flare, kan het best zijn dat deze uitbarsting zich aan de achterzijde van de zon heeft voorgedaan. ZE zal dan geen invloed hebben op de aarde.
Indien er geen SOHO-beelden beschikbaar zijn, kan aan de hand van radiogrammen bepaald worden of er materie werd uitgestoten. De uitgestoten materie veroorzaakt immers radiotrillingen in de Corona tussen 20 en 1000 MHz. Recente radiogrammen zijn er te vinden op de site van het Australische Ruimteweer Agentschap (IPS) (onder "Spectrographs"), en meer specifieke data in de lijsten van de events-pagina van NOAA's Space Environment Center.
Indien er bij een uitbarsting veel energierijke protonen worden uitgestoten, spreekt men van een "protonflare". Deze zijn uitermate schadelijk voor satellieten en astronauten. De GOES-satellieten maken continu metingen van deze protonactiviteit.
Terug naar Inhoudsopgave.
Nu we een idee hebben van de zonneactiviteit, kunnen we nagaan wat de invloed zal zijn op het geomagnetische veld van de aarde. Daartoe kunnen we gebruik maken van nog een andere satelliet, de Advanced Composition Explorer (ACE). ACE bevindt zich in de buurt van SOHO, op anderhalf miljoen kilometer tussen aarde en zon in. Vandaar geeft hij de wetenschappers op aarde de eerste berichten van de naderende storm (CME), ongeveer drie kwartier vooraleer deze ook daadwerkelijk op het geomagnetisch veld inslaat.
Het is de zonnewind, een stroom geladen deeltjes afkomstig van de zon, die het symmetrische magnetische veld van de aarde ("klokhuis"-vorm) omvormt tot het geomagnetische veld (een "druppel"-vorm, ingedrukt langs de zonzijde). Ter hoogte van de aarde heeft deze zonnewind een gemiddelde snelheid van ongeveer 400 km/s, een dichtheid van ongeveer 7 deeltjes/cm3, een temperatuur van enkele honderduizenden graden en een magnetische veldsterkte van gemiddeld ongeveer 6 nT (nanoTesla). CME's en coronale gaten kunnen deze waarden echter grondig verstoren. Afhankelijk van de condities van de zonnewind en de locatie van de uitbarsting op de zon, heeft een CME 1,5 à 2,5 dagen en een coronaal gat 2 à 3 dagen nodig om de afstand zon-aarde te overbruggen. Snellere "chrono's" zijn mogelijk, vooral bij CME's afkomstig van hoogenergetische flares.
Om uit te maken of de aarde onder invloed staat van een CME of een coronaal gat, kan u gebruik maken van volgend diagram. Het magnetisch veld van de voorbijtrekkende storm dient een tijdje (enkele uren) parallel aan dat van de aarde te zijn (zuidwaarts gericht, negatieve waarden) opdat er van enige verstoring van het geomagnetisch veld sprake kan zijn. Enkel dan hebben de deeltjes uit de CME voldoende kans om zich te binden aan het magnetisch veld van aarde. Ze kunnen zich dan als het ware laten meeglijden met de magnetische veldlijnen tot ze in botsing komen met deeltjes uit de aardatmosfeer. Daar kunnen ze dan o.a. poollicht veroorzaken, en storingen van het radioverkeer of van de goede werking van satellieten.
Uit statistieken is gebleken dat de aarde in de lente en in de herfst gevoeliger is voor zonnestormen dan in de andere seizoenen. Dit heeft mogelijk te maken met de configuratie zon-aarde-geomagnetisch veld.
De verstoring van het geomagnetisch veld wordt meestal weergegeven met de Ap- of de Kp-index. Opdat er poollicht in België zichtbaar zou zijn, dienen er ('s nachts en bij helder weer) Kp-waarden te worden gehaald van 8 of 9 (op een maximum van 9).
Data over de geomagnetische activiteit kunnen gevonden worden op de volgende sites:
Er bestaat ook een ruimteweer discussie-forum waar u met al uw vragen terecht kunt.
Terug naar Inhoudsopgave.