Zonneruis
1. Inleiding
De dichtstbijzijnde ster, onze zon, heeft een grote invloed op radioverbindingen. De straling die zij uitstraalt beihvloedt de ionosfeer, terwijl de radiouitzendingen van de zon op subtiele wijze een verbinding in de ruis kunnen verdrinken. Niettemin kan zonneruis een teken van aktiviteit van de zon zijn en kan het een waarschuwing zijn voor aankomende aurora of shortwave-fade out. Daarom zal er hier een behandeling gegeven worden van de verbanden die ontdekt zijn tussen gebeurtenissen op de zon enerzijds en de gevolgen voor de aardse kommunikatie anderzijds.
2. Zonnevlekken, zonnevlammen en andere zichtbare gebeurtenissen
Omdat een aantal onstabiele regio's op de zon zijn gevonden, die duidelijk een verband hebben met de ionosfeer en met zonneruis, zullen deze termen stuk voor stuk kort behandeld worden.
Allereerst de zonnevlekken. Zonnevlekken zijn te zien als donkere stippen op de zonneschijf. Zij lijken zo donker, omdat zij koeler zijn dan de gasmassa's er omheen. Deze gebieden blijven redelijk lang bestaan, omdat zij eigenlijk een gevolg zijn van een lokaal maar uiterst sterk en ingewikkeld magnetisch veld. De zon heeft wel een gewone noord- en zuidpool, maar de plaatselijke velden zijn in het algemeen sterker. Hoe deze magneetvelden zelf ontstaan is nog niet goed begrepen, maar men heeft wel ontdekt dat zij niet altijd bestaan hebben. Zo is er de 11 jarige, of beter gezegd 22-jarige cyclus van de zonnevlekken, waarin de plaatselijke velden van de zon verdwijnen en weer terugkomen. Deze cyclus heeft te maken met liet eens in de 11 jaar ompoten van de zonnemagneet: het ene minimum van de zonneaktiviteit laat blijken dat de zon een noord- en een zuidpool heeft die met de echte noord- en zuidpool samenvallen, terwijl in het daaropvolgende minimum de noord- en zuidpool van het magneetveld van de zon zijn omgewisseld. 'lijdens het wisselen van het magneetveld ontstaan er veel lokale velden en daarmee dus ook zonnevlekken.
Niet alleen zonnevlekken blijken te ontstaan, ook lichte bogen zoals de calciumfakkels en protuberansen hangen samen niet de zonneaktiviteit. Deze verschijnselen zijn meestal alleen met een filter2ichtbaar en zijn minder bekend dan de zonnevlekken en zonnevlammen. Calciumfakkels zijn lichtende banden die licht uitzenden die specifiek is voor het element calcium. Deze banden komen vaak voor aan de rand van een sterk lokaal magnetisch veld op de zon.
Een protuberans is een uitbarsting van de zon: een grote stroom lichtend gas wordt door magneetvelden in kromme bogen gedwongen.
Een zonnevlam is een heviger uitbarsting. Hierbij komt een onvoorstelbare energie vrij, die zorgt voor veel straling in het ultraviolet en röntgen gebied. Deze energie wordt, net als hij de andere onstabiele gebieden, geleverd door het magneetveld van de zon. Dergelijke uitbarstingen komen vaak voor in groepen zonnevlekken, dus waar er veel ingewikkelde magneetvelden bestaan en waar binnen vrij kleine afstand sterke verschillen in polariteit bestaan.
3. De reaktie van de ionosfeer op een zonnevlam
De energie die bij zonnevlammen vrij komt, heeft een grote invloed op de radiopropagatie van de korte golf. De verstoringen van de ionosfeer zijn in drie kategorieën te verdelen. Er zijn direkte gevolgen (bijvoorbeeld ionisatie) en er zijn vertraagde effekten die het gevolg zijn van de uitworp van deeltjes door de zon. Figuur 1 laat zien wat een zonnevlam met zich mee kan brengen. Allereerst zullen de direkte gevolgen van een zonnevlam bekeken worden. De zonneruis wordt hier nog niet in betrokken, want dat wordt iets verder apart uit de doeken gedaan. Van de direkte gevolgen is de SID ofwel "Sudden Ionospheric Disturbance" de belangrijkste.
Fig. 1. De effekten van een zonnevlam
De SID is het gevolg van een zogenaamde "X-ray Hare", een zonnevlam die gepaard gaat met veel röntgenstraling. Bij een dergelijke vlam wordt als gevolg van het grote doordringingsvermogen van de röntgenstraling de D-laag sterk geibniseerd. De D-laag ligt op ca 90 km hoogte waardoor de HF radiogolven gedempt worden: op deze hoogte zijn de moleculen en de elektronen al dicht genoeg hij elkaar om hun energie middels botsingen te verliezen.
De energie die uit radiogolven komt gaat op die manier deels verloren. Tijdens een SID kan de ionisatie zo groot worden, dat het hele signaal verloren gaat. (Ter verduidelijking: alleen geladen deeltjes, dus voornamelijk elektronen, kunnen energie opnemen van HF golven. Niet-geibniseerde deeltjes zoals moleculen laten de radiogolf ongemoeid. De vrije elektronen kunnen niet de radiogolf meetrillen, maar als zij botsen gaat de verkregen energie op in warmte en wordt de energie dus niet weer in een radiogolf teruggestuurd. Hoe lager de luchtlaag ligt, waar nu de ionisatie plaatsvindt, des te meer deeltjes er zijn en dan is de botsingskans dus ook groter. liet gevolg is een grotere demping. De D-laag en de E-laag dempen nog, maar de F-laag is al te ijl om veel demping te veroorzaken. Als men op 11F een SID waarneemt, hoort men vaak een plotselinge instorting van de propagatie, gevolgd door een langzaam herstel.
Staat de aarde ten opzichte van de vlam in een "gunstige" positie dan zullen er na verloop van tijd eveneens deeltjes aankomen.
De snelste deeltjes bereiken ons soms al na 10 of 15 minuten en kunnen een SIDachtig verschijnsel veroorzaken dat tot de polen beperkt blijft. liet magneetveld van de aarde kan deze deeltjes naar de polen afbuigen, zodat alleen de polen radio-dood worden. Op lagere breedten is de propagatie wel onrustig maar niet echt verstoord. Men noemt dit vrij zeldzame verschijnsel "Polar Cap Absorbtion" (PCA).
De langzamere deeltjes komen na een tot drie dagen bij de aarde aan waar ze, al naar gelang hun meegenomen magnetische velden dat mogelijk maken, een aurora kunnen starten. De magneetvelden van de aarde, de aanstormende gaswolken en van de interplanetaire ruimte spelen allemaal een rol. (Zie literatuur.)
Aurora gaat meestal gepaard met slechte HF propagatie, vooral op hogere breedten.
4. Zonneruis van de onrustige zon
Veel van de hierboven beschreven gebeurtenissen worden voorafgegaan door ruis die door de zon wordt uitgezonden. Deze radioruis is ruwweg in twee soorten te onderscheiden. De eerste is de snel variërende komponent, die met vele kortdurende verstoringen op de zon verband heeft. De tweede is de langzaam variërende komponent, die meer verband heeft met het aantal zonnevlekken en de gemiddelde HF kondities. Allereerst wordt ingegaan op de sterke zonneruis die de meeste 2 meter amateurs wel eens hebben gehoord. Deze ruis is van het snel variërende type. De ruis varieert zowel in de tijd als met frequentie en volgt uiteraard niet altijd het boekje. Toch heeft men een klassifikatie opgesteld van de sterke en grillige ruis die op VHF en UH1F te horen is. Vooral met behulp van panorama-ontvangers, een soort spektrum analysator, is er veel opgehelderd. In figuur 2 is een "ideale" ruiluitbarsting getekend. Zij is nogal ingewikkeld en ziet er ook niet altijd zo mooi duidelijk uit. Zoals te zien is, kan men de zonneuitbarsting in twee delen opsplitsen.
Fig. 2. Dynamisch spectrum van een ruisuitbarsting
Het eerste deel, fase I, heeft korte harde bursts die zeer snel van frequentie veranderen. Deze bursts worden daarom "snelle drift bursts" of type III bursts genoemd. Zij starten zo rond 500 MHz en bewegen snel naar lagere frequenties. De bandbreedte is slechts enige Megahertz en men denkt dat plasmaoscillaties de bron ervan zijn. (Oscillerende en in magneetvelden gevangen gasbel.) Deze soort ruis gaat soms gepaard met type V ruis, een kontinue ruis-uitzending die op VHF te horen is. Deze ruis met breed spektrum is afkomstig van een elektronen "jet" die door een magnetisch veld stroomt met een snelheid die niet veel lager is dan de lichtsnelheid. Het magneetveld dwingt de elektronen in schroefvormige banen en de elektronen gaan daarbij z.g. synchrotronstraling uitzenden. In figuur 3a wordt de vereenvoudigde zonnevlam geschetst in zijn beginfase en in figuur 3b is de tweede fase weergegeven. Schokgolven en relativistische elektronen genereren in de eerste fase veel straling, waaronder röntgenstraling en radioruis. In fase 2 is de gaswolk boven de vlam sterk uitgezet. Tijdens deze fase beweegt de wolk zich met een snelheid tussen enige honderden en enige duizenden kilometers per sekonde van de zon af en ontstaat er een ander type zonneruis.
Fig. 3. "Ideale" zonnevlam in twee fasen
Wat betreft de ruis lijkt de tweede fase op een slowmotion van de eerste fase. De type II ruis is heel duidelijk te zien in figuur 2. Deze ruis wordt ook wel `langzame drift bursts" genoemd. Heel opvallend is dat type lI ruis een tweede harmonische heeft en men denkt daarom dat de schokgolf aan de rand van de gasbel de bron is van deze ruis. I)e snelheid is niet zo groot, zoals er al eerder gezegd werd, maar toch nog ongeveer 1000 km/s. Deze bel gas neemt de magneetvelden van de zon met zich mee en als zo'n gasbel de aarde bereikt kan er aurora ontstaan. Piet is overigens niet bekend of zo'n bel gas snelheid kan winnen buiten de zonnecorona. Er zijn namelijk nogal verwarrende resultaten bereikt in het onderzoek naar de zonnewind. Een ervan voorspelt dat de deeltjes veel langzamer zijn bij de zon dan er ver vanaf. Na de type I1 ruis komt soms nog type IV ruis voor. Deze ruis heeft een continu spectrum en kan enige uren tot dagen aanhouden.
5. Zonneruis in het SHF gebied
De hierboven beschreven zonneruis vindt plaats in het VHF en UHF gebied. Op SHF is er soms ook ruis waar te nemen. Metingen op 20 GHz hebben een soort kriterium voor het optreden van PCA's opgeleverd. Het theorema zegt dat een burst op 20 GHz langer dan 5 minuten een bepaalde intensiteitsdrempel moet overschrijden om een redelijke kans op een poolkapabsorbtie gebeurtenis te krijgen. Natuurlijk moet de vlam daarbij op een gunstige plaats op de zon liggen, omdat anders de gasstraal langs onze planeet gaat.
Bekijken we een breder spektrum, dan valt nog iets op. Soms komt type IV ruis voor in het VHF gebied en in het SHF gebied, terwijl de ruis op UHF relatief zwak is. Deze ruisverdeling blijkt enigszins verband te houden met het optreden van zowel aurora als het optreden van een SID. Is de SHF ruis afwezig dan is er geen sterke SID maar wel kans op een aurora. Is de VHF ruis afwezig, maar is er wel SHF ruis, dan is de kans op een aurora kleiner en de SID is sterker.
6. Aktieve en rustige zonnevlekken
Het al dan niet optreden van een PCA of een aurora na een zonnevlam hangt ook samen met de gemiddelde aktiviteit van de zonnevlekkengroep waarin de uitbarsting plaatsvond. Men onderscheidt de aktieve groepen van de rustige groepen door de "eigenruis" van de groep. Men meet of een groep zonnevlekken wel of niet een kontinue achtergrondruis uitzendt op VHF. De groepen die dit wel doen heten "Radio Noisy" of R-centra. De groepen die geen achtergrondruis uitzenden heten "Radio Quiet" of Q-centra. Vindt nu een belangrijke zonnevlam plaats in een Q-centrum, dan is de kans op een aurora veel kleiner dan wanneer de vlam in een R-centrum zou plaatsvinden. Wat hiervan de oorzaak is, is niet duidelijk.
Men kan de achtergrondruis apart meten, omdat zij circulair gepolariseerd is.
7. De langzame komponent en het "zonnevlekkengetal"
Bij onrustige plaatsen komen soms "radiokondensaties" voor. Dat zijn wolken gas die ongeveer 100.000 km boven de zon hangen en in verband gebracht zijn met bepaalde groepen zonnevlekken. De radiokondensaties zenden ruis uit in het UHF gebied, vooral tussen 60 en 10 cm. Daar deze ruis weken kan aanhouden, wordt het ook wel de "langzame komponent" genoemd. Vanwege de circulaire polarisatie is deze ruis apart waar te nemen.
Fig. 4. De gemeten 10,7 cm flux versus het zonnevlekkenaantal
Men meet de 10.7 cm "flux" van de zon en deze ruis blijkt vrij aardig met het aantal zonnevlekken overeen te komen. In figuur 4 is dit weergegeven. Het aantal zonnevlekken drukt men uit in het "Zurich Smoothed Sunspot Number" (ZSSN) en dit getal wordt berekend uit:
ZSSN = K x (10G + S)
Hierin is G het aantal zichtbare groepen zonnevlekken, S het totale aantal zichtbare zonnevlekken en K is een korrektiekonstante die in de buurt van 1 ligt.
ZSSN kan nogal sterk variëren van dag tot dag, maar het vijfdaagse gemiddelde komt aardig overeen met de gemiddelde flux op 3 GHz. Omdat de zonnevlekken nogal van eigenschappen verschillen (b.v. aktief of niet-aktief) heeft ZSSN niet zoveel toepassingen, behalve voor de gemiddelde HF kondities. Een voordeel van de flux meting is dat men tijdens een bewolkte dag toch nog een schatting van het aantal zonnevlekken kan geven.
8. Literatuur
- "Aurora", A.V. Jones, 1974 D. Reidel Publ. Co., Dordrecht.
- "Aurora", H.A. Mol PEICUX, 1982 CQ-PA pag. 957 e.v.
- "Radio Astronomy", I.D. Kraus, 1966 McGraw Hill, New York.
- "Radio-Astronomie", F.G. Smith, 1962 het Spectrum/Aula 101.
- "Ionospheric Effects of Solar Flares", A.P. Mitra, 1974 D. Reidel publ. Co., Dordrecht.
- "The Maunder Minimum", J.L. Lynch WA6PDE, QST Juli 1976.
- "Solar Terrestrial Relations and Short Term Forecasting", F.E. Cook en C.G. McCue, The Radio and Electronic Engeneer januari/ februari 1975, pag. 11 - 30.
PE1CUX