De zon in H-alfa


In het spectrum van de zon komen donkere, zgn. Fraunhoferlijnen, voor. Het zijn absorptielijnen van stoffen die in de fotosfeer en in de chromosfeer (een laag van enkele duizenden kilometers dik boven de fotosfeer) van de zon voorkomen. Een van de sterkere absorptielijnen is die van waterstof. Deze z.g. H-alfa-lijn ligt in het rode deel van het spectrum op 656,28 nanometer (nm). De breedte van deze lijn is ongeveer 0,1 nm. Uit het centrum van deze lijn komt nog altijd ongeveer 16% van het licht dat de naaste omgeving, in dit deel van het spectrum, uitzendt, m.a.w. de lijn is niet geheel donker. Een H-alfa-filter is een heel speciaal filter dat slechts licht in een gebied van bijv. 0,065 nm doorlaat. En als de afgestemde golflengte in de H-alfa-absorptielijn valt ( 656,28 nm.) dan zien we het waterstofgas in de chromosfeer. H-alfa-filters laten zich afstemmen door de temperatuur van deze filters in te stellen, bijv. 39 graden Celsius, of door een bepaalde hoek t.o.v. de optische as aan te brengen.

Wat kunnen we met deze filters op de zon zien? Op plaatsen waar zich zonnevlekken of groepen van zonnevlekken bevinden is de magnetische structuur rondom deze vlekken of vlekkengroepen zichtbaar. Het chromosferische gas wordt langs deze magnetische veldlijnen plaatselijk verdicht zodat het licht van lagere gebieden verzwakt wordt. Het doet sterk denken aan ijzervijlsel, op een wit stuk papier, boven een staafmagneet. De zgn. fakkelvelden, die uitsluitend dicht bij de rand van de zonneschijf zichtbaar zijn op de fotosfeer, komen in H-alfa op de gehele schijf voor. Ze ontstaan vaak uren tot enkele dagen voor het verschijnen van zonnevlekken in deze gebieden. In de buurt van de donkere zonnevlekken zijn ze een opvallende verschijning, ze zijn duidelijk lichter dan hun omgeving. Overigens is het wel zo dat alleen de grootste van de donkere zonnevlekken, die we in de fotosfeer gemakkelijk kunnen waarnemen, in de chromosfeer juist zichtbaar zijn. Ook protuberansen, oplichtende waterstofgas massa's in en boven de chromosfeer door de magneetvelden gedragen, zijn in H-alfa opmerkelijke verschijnselen. Deze protuberansen zijn aanzienlijk lichtzwakker dan het oppervlak van de zon (in H-alfa), wat tot uiting komt bij het fotograferen: men moet voor deze protuberansen ongeveer 4 tot 8 maal zo lang belichten als voor het zonneoppervlak. Op de rand van de zon zien we de protuberansen als licht uitstralende verschijnselen. Ze komen natuurlijk ook op de zonneschijf voor en daar zien we ze als donkere slierten. We noemen ze dan `filamenten'. Deze protuberansen komen in vele vormen en ontwikkelings stadia voor.

Een geheel ander verschijnsel is een zonnevlam. Dit is een explosief verschijnsel dat in H-alfa-licht spectaculair kan zijn. Zonnevlammen treden meestal op in gebieden met veel zonnevlekken, ze treden plotseling op als zeer heldere gebieden, vaak aan beide zijden van de magnetische grenslijn tussen de tegengestelde polariteiten (noord- en zuidpool in een vlekkengroep). De donkere absorptielijn wordt plaatselijk een heldere emissielijn, waardoor de vlam zich vertoond als een zeer helder gebied. Deze vlammen duren relatief kort, van enige tot enkele tientallen minuten, bij uitzondering soms langer dan een uur. Buiten deze fenomenen kennen we ook nog spiculen, alleen zichtbaar op de rand als talrijke sprietjes, vergelijkbaar met gras. Dit zijn slechts een aantal verschijnselen, in H-alfa zichtbaar op de zon, in het kort beschreven.


aktief Beta RU

Laatst aangepast op 27 november 2011.