Zonnevlekken, protuberansen, granulatie en de corona

ZONNEVLEKKEN, protuberansen, granulatie en de corona
Korte inleiding: De zon is onze levensbron, maar volgens de sterrenkundigen is zij toch slechts een middelmatige, betrekkelijk kleine en niet eens bijzonder heldere ster, één van de 100 miljard sterren, die samen ons sterrenstelsel vormen. Maar voor ons mensen is na de aarde de zon het belangrijkste hemellichaam. Als de maan, de planeten en alle sterren van onze hemel zouden verdwijnen en alleen de zon zou overblijven, dan zou ons leven wellicht wat armer worden, en onze nachten zouden niet zo mooi meer zijn, maar het leven op aarde zou verder gaan zoals het nu gaat. Zou echter de straling van de zon ook maar enkele procenten veranderen, dan zou dat het einde van alle leven op aarde betekenen. IJzige koude of verzengende hitte zouden het gevolg zijn, al naar de straling die de aarde bereikt zou af- of toenemen. Aan de straling van de zon hebben wij het te danken, dat op onze planeet omstandigheden heersen, die de ontwikkeling van leven mogelijk hebben gemaakt. Maar elk 'fronsen van het voorhoofd' van ons daggesternte kan een noodlottige wending brengen in het leven van onze aarde en haar bewoners. Ook voor de astronomen is de zon een uniek object. Zij is de enige ster, waarop wij bijzonderheden kunnen zien. Alle andere sterren, ook de meest nabije, zijn zelfs in de grootste astronomische kijkers niets dan punten. Daarbij komt dat de overvloed van zonlicht het ons mogelijk maakt, bijzondere instrumenten te gebruiken en het licht tot in de kleinste details te onderzoeken. Waarschuwing: Men mag de zon nooit direct door veldkijker of telescoop waarnemen. Een directe blindheid zou het gevolg zijn, want de lenzen van het instrument werken als een brandglas en zouden het netvlies vernielen. Ook het aanbrengen van filterglazen in de stralengang van de kijker zou niet doelmatig zijn, daar deze glazen gemakkelijk kunnen springen en een enkele lichtflits reeds voldoende is om het oog voor altijd zwaar te beschadigen. Geheel ongevaarlijk daarentegen is 't, de zon door de kijker op een stuk wit karton te projecteren. Dan kan men daarop alle bijzonderheden gemakkelijk bekijken. De zon lijkt dan een cirkelvormige schijf. Het is van belang er de aandacht op te vestigen dat zij inderdaad ook zuiver rond is, daar vele andere hemellichamen een zogenaamde afplatting vertonen. Ook bij de zon heeft men lange tijd gezocht naar een dergelijke afplatting of naar eenperiodieke verandering van haar middellijn. Maar de pogingen bleven zonder noemenswaardig resultaat; de verschillen in de gemeten middellijnen van de zon zijn zo gering, dat men ze niet absoluut als bestaand kan aannemen. Op het eerste gezicht valt op de zon iets anders op. De helderheid van de zonneschijf neemt van het midden naar de rand sterk af. Dit is een gevolg van het bestaan van een zonsatmosfeer, die het licht van de zon des te sterker opslorpt naarmate de weg, die het licht door de atmosfeer moet afleggen, langer is. Granulatie Als men waarneemt door een goede kijker en de lucht heel rustig is, zodat op het zonoppervlak nog zeer fijne details te zien zijn, valt het op dat de zonneschijf niet egaal helder is, doch een structuur vertoont die men wel met het uiterlijk van rijstepap heeft vergeleken. Men noemt deze structuur granulatie. De afzonderlijke korrels hebben middellijnen van iets meer dan een boogseconde; dat wil zeggen: in werkelijkheid zijn zij nog altijd 1000 kilometer groot. Lange tijd is het niet gelukt, goede foto's van deze fijne structuur van de zonoppervlakte te maken, daar de onrust in de aardse lucht steeds weer storend werkte. Pas toen men enige jaren geleden kijkers, die automatisch het zonoppervlak fotografeerden, met een ballon tot ongeveer 30 kilometer hoogte bracht, gelukte het werkelijk scherpe beelden van de granulatie te maken. De korrels, die een oppervlakte hebben gelijk aan die van middelgrote aardse landen, ontstaan en vergaan binnen weinige minuten. De korrels van de granulatie ontstaan ten gevolge van temperatuurwisselingen in het lichtgevende oppervlak van de zon. Waarschijnlijk spelen daarbij sterke op- en neerwaartse stromingen in deze laag een rol. Men heeft de temperatuur van de granulen tamelijk nauwkeurig kunnen meten. Daarbij bleek, dat ze ongeveer 300 graden minder heet zijn dan hun omgeving.
Zonnevlekken Al bij de eerste blik zien we op het zonoppervlak donkere vlekken, meestal een paar, soms enige honderden, die tegen de lichtende zonoppervlakte diep-zwart lijken. Het zijn Zonnevlekken, een van de interessantste verschijnselen die de astronoom kan waarnemen. Zij zijn in het midden nog altijd 5000 maal zo helder als de volle maan. Alleen de heel kleine vlekken, die men poriën noemt. treden zelfstandig op. Zij ontstaan in een paar minuten en kunnen na een paar uur alweer geheel zijn verdwenen. Hun middellijn is niet veel groter dan die van een paar granulatiekorrels bij elkaar. Meestal vormen de vlekken groepen van tien, soms zelfs wel van honderd samenhangende vlekken. Zo'n grote zonnevlekkengroep verandert weliswaar ook voortdurend van uiterlijk, maar kan enige weken, soms zelfs enige maanden zichtbaar blijven. De zonnevlekken bewegen zich schijnbaar gestaag van oost naar west over de zonneschijf, want net als alle andere hemellichamen wentelt ook ons daggesternte om zijn as. Deze rotatie van de zon heeft de astronomen voor vele raadsels gesteld. Gebleken is namelijk, dat de zonnevlekken die zich in de omgeving van de zonequator bevinden, in ongeveer 25 dagen eenmaal om de zon bewegen, terwijl vlekken op hogere heliografische breedte, dat wil zeggen: ver van de zonequator verwijderd, aanzienlijk langer, soms meer dan 30 dagen, over een rondgang doen. Daaruit volgt, dat onze zon niet om haar as wentelt als een vast lichaam, doch dat de gebieden rondom de equator sneller roteren dan die nabij de polen. Dit is echter slechts mogelijk, als de zon niet, zoals de aarde, een vast lichaam is, doch uit gas of vloeistof bestaat. En inderdaad weten wij, dat alle stoffen op de zon zuiver gasvormig zijn. De zonnevlekken behoren tot de eerste ontdekkingen van de telescopische astronomie. Onafhankelijk van elkaar ontdekten Galileï (1564-1642), Johannes Fabriciiis (1587-1615) en Christoph Scheiiier (1575-1650) het verschijnsel. Sindsdien is het raadselachtige fenomeen steeds weer met de beste ter beschikking staande instrumenten onderzocht. Vele raadsels zijn inmiddels opgelost, doch telkens doen zich ten aanzien van dit natuurverschijnsel nieuwe vragen voor. We weten tegenwoordig, dat de zonnevlekken een temperatuur hebben, die ongeveer 1000 tot 1500 graden lager is dan die van de ongestoorde, lichtgevende zonoppervlakte in hun nabijheid. We weten ook, dat met de zonnevlekken altijd sterke magnetische velden samenhangen. Sommige foto's van zonnevlekken tonen dit reeds onmiddellijk aan, je kunt het zien aan het verloop van de magnetische veldlijnen, die zichtbaar worden als wij ijzervijlsel strooien op een stuk papier waaronder een kleine staafmagneet ligt. Met de zonnevlekken en hun magneetvelden correleren steeds heftige, naar buiten gerichte stromen zonnematerie. Zonnevlekkenvlekkentype´s Men onderscheidt verschillende typen van zonnevlekken en duidt deze aan met de hoofdletters van het alfabet van A tot J. Een vlek van het type A bestaat uit een of enige poriën, die zich verder ontwikkelen, maar dan na korte tijd weer geheel kunnen verdwijnen. Een B-vlek toont reeds een zeer typerend kenmerk van vele grotere zonnevlekkengroepen: hij heeft twee zwaartepunten of - zoals men wegens de magnetische eigenschappen van de vlekken ook wel zegt - polen. Gebleken is namelijk, dat in zulke tweepolige zonnevlekken het ene centrum met een magnetische noordpool, het andere met een magnetische zuidpool overeenkomt. Bij een C-vlek treedt nog weer iets bijzonders aan de dag: een van de twee hoofdvlekken heeft een zogenaamde hof, een niet geheel donker veld, dat een gestreept patroon vertoont en om de kern gelegen is. Grote vlekken hebben altijd een hof. De temperatuur in een vlekkenhof (penumbra) is aanzienlijk hoger dan die in de kern van de vlek. Het temperatuurverschil bedraagt soms meer dan 1000 graden. De uitgebreidste zonnevlekkengroepen die wij kennen zijn van het type F. Ze omvatten vaak meer dan honderd vlekken. De eindstadia van zulk een ontwikkeling van zonnevlekkengroepen zijn H- en J-vlekken. H-vlekken zijn al aanzienlijk geremd in hun activiteit en kunnen als bijna onveranderlijke formaties nog weken- of maandenlang op de zonneschijf zichtbaar blijven. De magnetische onderzoekingen hebben iets zeer merkwaardigs aan het licht gebracht. Bij zonnevlekkengroepen, die zich op het noordelijk halfrond van de zon bevinden, is op een gegeven ogenblik de vlek, die - in de rotatierichting gerekend - voorop gaat. een magnetische noordpool, de volgende een magnetische zuidpool. De vlekkengroepen op het zuidelijk halfrond vertonen het omgekeerde beeld: de voorgaande is een zuidpool, de volgende een noordpool. Deze volgorde blijft echter niet altijd gehandhaafd. De frequentie, waarmee zonnevlekken zich voordoen, is onderhevigaaneen duidelijkewisseling, eenelfjarigeperiode die men een zonnevlekkencyclus noemt. Als zo'n cyclus ten einde is keert de polariteit van de vlekkengroepen om. De wisseling in de hoeveelheid zonneylekken, de periode van de zonne-activiteit, is niet alleen voor het wetenschappelijk onderzoek, doch ook voor ons dagelijks leven van groot belang. Terwijl we tijdens een zonnevlekkenminimum vaak weken-, soms maandenlang geen enkel vlekje op de zon zien, is de zon tijdens een zonnevlekkenmaximum dikwijls met meer dan honderd vlekken bezaaid. Natuurlijk bedekken zelfs de grootste vlekken slechts een klein deel van het zonoppervlak en slechts zelden zijn ze zo groot, dat men ze met het blote oog kan waarnemen. Maar men mag niet vergeten dat een zonnevlek van gemiddelde grootte reeds meer dan tienmaal zo groot is als de aardbol. Als de zon, uit een zonnevlekkenminimum komend, geleidelijk steeds meer vlekken ontwikkelt, voltrekt deze ontwikkeling zich eerst aarzelend, dan steeds sneller, tot het volgende zonnevlekkenmaximum zeer spoedig bereikt is - dikwijls binnen enkele jaren. Het afnemen van een maximum, naar een nieuw minimum, voltrekt zich aanzienlijk langzamer, waarbij dikwijls het aantal zonnevlekken sterk schommelt. Zo kan men menigmaal nog drie of vier jaar na een maximum zelfs grote vlekken met het blote oog waarnemen. De zonnevlekken en de verandering van hun aantal schijnen echter slechts één manifestatie te zijn van de elfjarige periode in het leven van onze zon, die ook nog in zeer veel andere verschijnselen tot uitdrukking komt. Niet alleen het aantal zonnevlekken verandert in de loop van de elfjarige cyclus, maar ook hun positie op de zonneschijf. De eerste zonneylekken, die in een nieuwe periode opduiken, bevinden zich meestal op zeer hoge breedten ten noorden en ten zuiden van de zonequator. Floe langer de duur is van de periode, hoe dichter in het algemeen de vlekken de equator naderen, en de laatste. tot de oude periode behorende vlekken bevinden zich het dichtst bij de equator. Maar ook bijna alle andere verschijnselen op de zon zijn aan de elfjarige cyclus onderworpen. Het gaat hier eigenlijk niet om een elfjarige, doch om een ongeveer 23-jarige cyclus; tot de polariteit der zonnevlekken weer in het oorspronkelijke ritme terugkeert, verlopen namelijk twee elfjarige perioden. De cyclus is overigens bepaald niet geheel regelmatig, hetgeen men reeds kan afleiden uit een overzicht van de getallen van de laatste zonnevlekkenmaxima. Toch verandert, over langere tijd gerekend, de gemiddelde waarde van 1 1 1/, jaar nauwelijks. Het is tegenwoordig mogelijk, de activiteit van de zon tot tamelijk ver - tot ongeveer 200 v. Chr. - in het verleden na te gaan. Daarbij is gebleken, dat er behalve de elfjarige ook nog een tachtigjarige cyclus bestaat, waarbij blijkt dat het aantal zonnevlekken tijdens de onderscheidene maxima niet altijd even groot is. Evenals de zonnevlekken vertoont ook een ander verschijnsel dit ritme: de zonnefakkels. Men ziet deze reeds met een gewone kijker wanneer zij zich nabij de rand van de zonneschijf bevinden. Zij hebben een geaderd uiterlijk, en zijn helderder dan de eigenlijke oppervlakte van de zon. Grote groepen zonnevlekken worden altijd door fakkels omgeven, maar er zijn ook fakkels, waarin zich nog geen vlek heeft gevormd. Misschien zijn de zonnefakkels voorboden van een grote zonnevlekkengroep, die aan het ontstaan is. De temperatuur van de zonnefakkels is hoger dan die van de ongestoorde omgeving. Mogelijk hangt deze temperatuursstijging samen met de afkoeling, die zich voltrekt in de zonnevlekken. Waarschijnlijk zijn de fakkels uitstulpingen, die zich boven de eigenlijke zonoppervlakte, de fotosfeer, bevinden. Dit zou in ieder geval verklaren, waarom wij ze in het algemeen alleen aan de zonrand zien. Op één punt onderscheiden de fakkels zich wezenlijk van de zonnevlekken. Zoals we gezien hebben treden zonnevlekken nooit direct aan de zonequator en nooit op zeer hoge breedten op, doch in gordels op gemiddelde noordelijke en zuidelijke breedte. De fakkels echter treden ook aan de polen en aan de equator op. Aan de hand van de fakkels bij voorbeeld was het mogelijk, de rotatietijd van de zon in de nabijheid van haar polen vast te stellen. Met de vlekken, de fakkels, de granulatie en het donkerder worden naar de rand zijn we aan het eind van de verschijnselen, die we aan de zon met gewone instrumenten en zonder zonsverduistering kunnen waarnemen. Bij een zonsverduistering echter, als de maan de eigenlijke zonneschijf precies bedekt, komt het voor dat we de verschijnselen kunnen waarnemen, die van het zonoppervlak af zich tot in de verten der ruimten kunnen uitstrekken. Dan blijkt allereerst, dat boven de lichtende oppervlakte van de zon een tweede laag ligt, de chromosfeer. Deze laag, de eigenlijke zonsatmosfeer, heeft zijn naam - in het Nederlands: 'kleurlaag' - te danken aan het feit, dat hij de zon als een lichtende rode krans omgeeft wanneer hij in de korte ogenblikken van een totale zonsverduistering zichtbaar wordt. Deze atmosfeer is, vergeleken met de aardse, buitengewoon ijl. Haar druk is minder dan een honderdmiljardste van de druk van onze aardse lucht op het oppervlak. Ook is de afstand waarover zij zich omhoog uitstrekt niet groot in vergelijking met de middellijn van de zon, slechts ongeveer 8000 kilometer. De chromosfeer heeft naar buiten geen bepaalde grens, doch verliest zich in talloze'rafels'; men heeft haar uiterlijk wel vergeleken met een grasmat, gezien de vele fijne puntjes, zogenaamde spiculae, die haar begrenzen tot de verder naar buiten liggende corona . De temperatuur van de chromosfeer kan aan de oppervlakte amper hoger zijn dan die van de fotosfeer, dus nauwelijks meer dan 6000 graden. Maar zij loopt snel verder op tot ongeveer 300.000 graden, en nog verder zelfs tot een miljoen graden in de buitenste delen, een waarde die we ook in de zonnecorona vinden. De vraag, waarom de buitenste chromosfeerlagen evenals de corona heter zijn dan het zonoppervlak is een van de grootste raadsels van het zononderzoek. De meeste zonnevlekken zijn omgeven door heldere, uitgebreide lichtgevende gebieden, die buitengewoon intensief kunnen stralen en een levendig beeld geven van plaats en grootte van een activiteitscentrum op de zon. Soms doen zich van zo'n centrum uit bijzonder heldere stralingsuitbarstingen voor, de chromosferische erupties of flares (Engels voor: flakkerend licht). Zij duren in het algemeen niet langer dan een half uur, doch herhalen zich soms op dezelfde plaats. Van alle gebeurtenissen op de zon hebben deze uitbarstingen de sterkste uitwerking op onze eigen planeet. Hierbij namelijk slingert de zon wolken geladen gasatomen weg, die later de aarde kunnen treffen. Raakt de aarde in zo'n wolk, dan kunnen we noorderlicht, magnetische stormen en veranderingen in de ionosfeer waarnemen, welke laatste storingen in het radioverkeer tot gevolg hebben. Deze storingen treden uiteraard alleen op aan de door de zon beschenen zijde, de dagzijde dus van de aarde en slechts dan wanneer de eruptie, van de aarde uit gezien, zich ongeveer in het midden van de zonneschijf heeft voorgedaan. Het optreden van deze verschijnselen valt met een zekere waarschijnlijkheid te voorspellen, wanneer men de zon voortdurend 'bewaakt' en dus weet. wanneer een activiteitscentrum het midden van de zonneschijf nadert. Terwijl namelijk de lichtuitbarsting, die we bij een eruptie waarnemen, reeds na acht minuten op aarde te zien is - het licht heeft ongeveer deze tijd nodig om van de zon naar de aarde te reizen - heeft de plasmawolk, de door de zon weggeslingerde geladen gasatomen, ongeveer 24 tot 27 uur nodig om de aarde te bereiken. We hebben dus tijd om ons op deze gebeurtenissen voor te bereiden en de luchthavens en misschien de scheepvaart op de hoogte te stellen. Hierin ligt een praktisch nut van het zononderzoek. Zonneprotuberansen Bij een totale zonsverduistering, of met speciale instrumenten, kan men de zonneprotuberansen waarnemen, een van de mooiste astronomische fenomenen; niemand die een opstijgende protuberans heeft gezien zal dit nooit vergeten. Protuberansen zien wij aan de rand van de zon, waar ze zich aftekenen tegen de donkere achtergrond van de hemel. Het zijn uitbarstingen van heet gas, die in het midden 20.000 tot 40.000 kilometer boven het oppervlak van de zon uitstijgen, soms echter nog veel verder in de ruimte reiken en zelfs het gebied van de zon geheel kunnen verlaten. Over het algemeen echter vallen de gassen op de zon terug, waarbij de materie die in de protuberansen omhoog is gewerveld zich prachtig volgens de magnetische krachtlijnen, die van de activiteitscentra uitgaan, naar de zon terugbeweegt. Met spectroscopische methoden is het sedert enige jaren ook mogelijk, protuberansen waar te nemen wanneer zij zich niet aan de zonrand doch n-lidden voor de zonneschijf voordoen. Past men dergelijke methoden toe, dan steken de protuberansen niet licht af tegen een donkere achtergrond, maar liggen zij als donkere, langgerekte banden voor de lichtende zonneschijf. Men noemt ze dan geen protuberansen, doch filamenten, hoewel het om precies hetzelfde verschijnsel gaat. In vele gevallen is het zelfs mogelijk, een protuberans, die ten dele voor de lichtende zonneschijf staat en voor het overige tegen de donkere achtergrond afsteekt, tegelijkertijd zowel als protuberans en als filament waar te nemen. Men heeft telkens weer getracht, de talrijke vormen van de protuberansen in groepen of klassen in te delen. Dit is echter bepaald niet eenvoudig. Men kan in hoofdzaak twee typen onderscheiden. De ene soort zweeft lange tijd rustig en nagenoeg zonder te veranderen boven een bepaald deel van het zonoppervlak, de andere verandert bijzonder snel van vorm, soms zelfs spatten zij als een explosie de ruimte in. De laatste jaren is het gelukt, versnelde films te maken van de bewegingen van protuberansen. Deze protuberansfilms behoren tot de indrukwekkendste natuurdocumenten die wij bezitten. Wanneer men ze ziet moet men natuurlijk niet vergeten dat de tijdsduren waar het om gaat zeer sterk verkort zijn. Wat men in zo'n film in tien seconden ziet afspelen duurt in werkelijkheid langer dan een uur. Corona De Corona (lichtkrans) van de zon stelt de astronomen nog voor talrijke raadselen. Ze begint direct boven de chromosfeer en reikt vele zonmiddellijnen ver in de ruimte, tot zij ten slotte onmerkbaar in de algemene gasverdeling van de interplanetaire ruimte overgaat. Men kan haar beschouwen als de overgang van de zonsatmosfeer in het zonnestelsel. De corona bestaat uit geïoniseerde waterstofatomen. dat wil zeggen: uit waterstofatomen, die hun elektron verloren hebben, en uit vrije elektronen. Door exacte waarneming is het mogelijk, het aantal dezer deeltjes, dus de dichtheid van de corona. vast te stellen. Op een afstand van één zonmiddellijn van de rand van de zon bevindt zich in een kubieke centimeter ruimte ongeveer een miljoen elektronen. Het vreemdste aan de corona is haar buitengewoon hoge temperatuur van ongeveer een miljoen graden. De temperatuur van de eigenlijke zonoppervlakte, de fotosfeer, is aanzienlijk lager: ongeveer 6000 graden. De vraag is: hoe komt het, dat de pan heter is dan de vlam die haar verhit? Vroeger meende men, dat meteorieten, die op de zon storten, de corona voortdurend verhitten. Tegenwoordig wordt algemeen aangenomen, dat geluidsgolven, die uit de diepere lagen van de zon opkomen en aan de oppervlakte vermoedelijk ook de granulatie veroorzaken, hun energie aan de corona afgeven en zo de buitengewoon hoge temperatuur veroorzaken. De corona straalt deze energie weer in de ruimte uit. Maar niet alleen verliest zij daarbij energie, doch ook snel bewegende elektronen en waterstofatomen. Waarschijnlijk wordt dit materieverlies goedgemaakt door op de zon neerstortende interplanetaire materie, dus door meteorieten. Het is merkwaardig, dat men de corona ondanks haar hoge temperatuur niet met het blote oog kan zien. Dit komt echter hierdoor, dat de corona naast de ongeveer een miljoen maal helderder zonneschijf zo lang onzichtbaar blijft, als het zonlicht dat in de aardse atmosfeer wordt verstrooid, haar overstraalt. Als men de corona wil waarnemen terwijl er geen zonsverduistering is, bedient men zich van een zogenaamde coronograaf. Deze kan echter alleen met succes worden gebruikt als men hem plaatst op een hoge bergtop, dus op een hoogte waar de lichtverstrooiing in de atmosfeer aanmerkelijk geringer is dan op zeeniveau. Doch ook met de beste coronograaf is het alleen maar mogelijk, de binnenste delen van de corona waar te nemen; in haar hele uitgestrektheid ziet men haar slechts bij totale zonsverduisteringen. Het licht van de corona is voor het grootste deel zonlicht, dat door deeltjes in de corona wordt verstrooid. De corona straalt echter ook eigen licht uit, zij het ook slechts twee procent van de totale zonnestraling. Dit eigen licht van de corona heeft de astronomen vroeger voor grote raadsels gesteld. Men vond er spectraallijnen in, die men aan geen enkel der bekende aardse elementen kon toeschrijven. Men dacht toen zelfs een hypothetisch element, het coronium te hebben gevonden, waaruit een deel van de corona zou bestaan. Pas in 1941 is het gelukt, de in het licht van de corona waargenomen spectraallijnen te identificeren met bekende aardse elementen, namelijk ijzer, nikkel en calcium. Deze elementen bevinden zich, onder de zeer extreme omstandigheden der corona, in een 'hoog-geïoniseerde' toestand: zij hebben een groot deel van de elektronen, die om de atoomkern cirkelen, verloren. Ook de corona verandert van uiterlijk in de loop van de elfjarige zonnevlekkencyclus. Tijdens een vlekkenminimum vinden we de sterkste coronastralen aan weerszijden van -de zonequator. Aan de polen is de reikwijdte der corona gering, terwijl zij bij een vlekkenmaximum een radiaalsymmetrisch, dus cirkelrond uiterlijk krijgt. Maar ook dan is de corona-materie geenszins gelijkmatig over de ganse zonoppervlakte verdeeld. Men kan altijd enige krachtige coronastralen zien, die dikwijls tot ver in de ruimte reiken. Onze zon straalt niet alleen zichtbaar licht in de ruimte uit. Er komt van haar ook andere elektromagnetische straling, die enerzijds tot in het gebied der korte röntgengolven en anderzijds tot in het gebied der radiogolven van meer dan een meter lengte reikt. Voor een deel kon deze straling pas worden waargenomen, toen opnamen van het zonnespectrum beschikbaar waren gekomen, die van een raket uit waren gemaakt, daar de aardse atmosfeer veel van deze straling opslorpt. Een deel van de straling van uiterst korte golflengte, vooral de röntgenstraling, heeft zijn oorsprong zeker niet in de fotosfeer, maar in de hogere lagen van de chromosfeer of zelfs in de corona. klik hier om meer informatie te verkrijgen over sterrenkunde. http://www.sterrenkunde.com