Poollicht

Wat is poollicht?

Poollicht is een interactie tussen geladen deeltjes van onze zon en de atmosfeer van de aarde. Bij wijze van inleiding kan het ontstaan van het poollicht vergeleken worden met het vormen van een beeld op de beeldbuis van een oud televisiescherm. In een televisie wordt een electronenstraal aan­gemaakt, die door middel van geladen plaatjes wordt afgeleid naar een welbepaalde plaats op het beeldscherm. Daar waar de electronenstraal het scherm raakt, zal een coating van fosfor ervoor zorgen dat het bestraalde deeltje oplicht. Door vele deeltjes kort na elkaar te laten op­lichten, ontstaat het beeld dat we bekijken. 

Bij het noorderlicht is de straling afkomstig van de zon, en is de beeldbuis die aan het lichten wordt gebracht, een deel van de aardse atmosfeer.  Deze vergelijking is natuurlijk een sterke vereenvoudiging, maar het basisprincipe blijft hetzelfde.

poollicht tijdens Urania poollichtreis naar IJsland 2016 - foto: Otto Dehulsters

 

Bepalende factoren op de zon voor het ontstaan van poollicht

Coronal Holes (Coronale gaten)

Coronaal gat (By Sebman81 (Own work) [GFDL (http://www.gnu.org/copyleft/fdl.html) or CC BY-SA 3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0)], via Wikimedia Commons)Sommige gebieden op de zon hebben open magnetische lijnen. Het gas van de corona kan in die gebieden vrij wegstromen en afkoelen. De temperatuur en de druk zijn er lager dan in de omringende gebieden, wat zich uit als donkere vlekken in opnamen in röntgenlicht. Als zo'n coronal hole (in het Nederlands: "gat in de corona") gunstig gepositioneerd is tegenover de aarde, kan er een stroom deeltjes in de richting van de aarde worden gestuwd. Deze stroom kan in sommige gevallen aanleiding geven tot helderder poollicht dan gewoonlijk, en in uitzonderlijke gevallen zelfs tot in onze streken zichtbaar poollicht. 

Astronomen denken dat er aan de noord- en zuidpool van onze zon quasi constant coronal holes zijn. Naarmate de zonnecyclus verder vordert, zijn er meer CH-gebieden op gematigde breedtes op de zon, en vergroot de kans dat de hieruit afkomstige deeltjes hier voor spektakel kunnen zorgen. CH's kunnen dus voornamelijk in de dalende fase na het zonnemaximum aanleiding geven tot aurorae, die dan wel minder spectaculair zijn en slechts zeer zelden in noordwest-Europa te zien zijn. Door CH's geïnduceerd poollicht is dan ook vaak relatief statisch (bogen en zuilen) in plaats van fel bewegende, gekleurde stralen.

Een coronal hole kan gemakkelijk langer dan 27 dagen (één zonnerotatie) overleven. Dat verklaart ook in zekere mate waarom er soms 27 dagen na een grote poollichtstorm, opnieuw een grotere kans is om het verschijnsel te kunnen zien.

Er is tevens een duidelijk seizoenseffect te merken als we kijken wanneer door CH’s veroorzaakt poollicht optreedt. De aarde is immers beter gealigneerd met de CH's in de periode van de equinoxen (rond 21 maart en 21 september), aangezien de CH's zich vaak op hogere breedtegraden op de zon bevinden.

 

Zonnevlammen (flares)

Zonnevlam - By NASA Goddard Space Flight Center [CC BY 2.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/2.0)], via Wikimedia CommonsDaar waar het poollicht dat het gevolg is van CH's vaak eerder rustig van aard en beperkt van omvang is, kunnen zonnevlammen of flares zorgen voor geweldige uitbarstingen van poollicht. Men vermoedde reeds lang een connectie tussen het aantal zonnevlekken en flares, maar de bevestiging kwam er pas op 1 september 1859. Daags nadat de Engelse astronoom Richard Carrington een groep zonnevlekken had zien verhelderen (wat een zeldzaamheid is, een zogenaamde "white light flare"), was er een grote geomagnetische storm waarbij het noorderlicht zelfs tot in Honolulu (Hawaii) werd gezien.

Zonnevlammen kennen hun oorsprong niet in zonnevlekken zelf, maar in de binnencorona boven actieve gebieden. De magnetische lijnen in zo'n gebied liggen heel dicht bij mekaar, en als ze in contact komen kan er op korte tijd heel veel energie vrijkomen. Om een idee te geven: de kracht die vrijkomt is dezelfde als die van miljoenen 100-megatonbommen die tegelijkertijd ontploffen! Het ontstaan van een flare wordt altijd begeleid door een abrupte toename van de X- en ultraviolette stralen. Een flare kent altijd een snelle toename en een tragere afname van de intensiteit. De duur kan variëren van enkele minuten tot enkele uren. Tijdens het zonnemaximum kan er wel gemiddeld elk uur een flare optreden.

Astronomen delen de flares in volgens hun helderheid in X-stralen, meer bepaald in het golflengtegebied tussen 1 en 8 Ångström (1 Å = 10-10 m). Flares van de klasse X zijn de helderste en meest energetische; daarna volgen M- en C- flares. C-flares kunnen in gunstige omstandigheden net gevolgen hebben hier op aarde, en B- en A-flares zijn het vermelden niet waard. Er is ook nog een verdere onderverdeling van 1 tot 9, zodat de schaal er als volgt uitziet: C1 - C9 - M1 - M9 - X1 - X9. Extreme flares kunnen zelfs tot X15 of meer gaan!

Tijdens een flare worden ook radiogolven generereerd, als gevolg van de botsingen van elektronen met materiaal uit de corona. Veel belangrijker voor ons zijn echter de geladen deeltjes (elektronen) die in de zonnewind worden geëjecteerd.

Het voorspellen van flares is nog erg moeilijk. Men kan alleen de kans aanduiden dat er de komende 24 of 48 uur een flare van een bepaald type zal plaatsvinden.

 

Coronal Mass Ejections

In de jaren 1990 begonnen wetenschappers meer en meer in te zien dat het niet de flares op zich zijn die verantwoordelijk zijn voor de verstoring van de geomagnetische condities op aarde, maar wel de ermee gepaard gaande uitstoot van zonnemateriaal, de Coronal Mass Ejections of CME's. Wetenschappers suggereren zelfs een andere volgorde van gebeurtenissen: eerst zou een CME ontstaan, waarna de magnetische veldlijnen zich zouden herorganiseren en er een flare zou ontstaan. 

De huidige stand van het onderzoek bevestigt bovenstaande bewering. Tijdens zonnecyclus 22, met maximum rond 1990, konden meer dan 97% van de grote geomagnetische stormen worden geassocieerd met een CME.

Een CME snelt met een snelheid gaande van 700 tot meer dan 1000 km/s naar de aarde. Dit is veel sneller dan de zonnewind, en dus vormt er zich een schokfront. De aankomst van zo'n scholkgolf bij de aarde kan zorgen voor een serieuze verstoring van de magnetosfeer, met een geomagnetische storm en algemeen verspreid poollicht als gevolg.

Dankzij satellieten zoals de ACE (Advanced Composition Explorer) kan men de aankomst van een dergelijke CME voorspellen. Deze satelliet bevindt zich in het Lagrangepunt L1 (daar waar de aantrekkingskracht van de aarde en de zon elkaar juist opheffen), een half miljoen kilometer dichter bij de zon dan de aarde.

 

De zonnewind

Zoals reeds eerder gezegd zijn er open magnetische veldlijnen boven de zon. Sommige van de veldlijnen die zich ver boven de fotosfeer uitstrekken, kunnen zo uitgerokken worden dat ze uiteindelijk open veldlijnen worden. Hierlangs kan het plasma dat van de zon afkomstig is, vrijelijk het zonnestelsel instromen.

De zonnewind is geen gezapig briesje. Zowel de dichtheid als de snelheid zijn veranderlijk. De normale snelheid is zo'n 300 tot 500 km/s, maar de snelheid kan stijgen tot 2000 km/s na een flare. Als het materiaal uit een coronal hole naar de aarde stroomt, ligt de snelheid ervan rond 800 km/s.

Het plasma (een sterk geïoniseerd mengsel van ionen en elektronen, plus eventueel neutrale gasmoleculen) dat uit de corona afkomstig is, draagt het magnetische veld van het zonneoppervlak met zich mee. De oriëntatie en de sterkte van het veld worden dus bepaald door de zon. Dit Interplanetaire Magnetische Veld (IMF – Interplanetary Magnetic Field) is mee bepalend voor de mate waarin de magnetosfeer van de aarde zal verstoord worden. Als het IMF een sterke zuidelijke component heeft (die Bz wordt genoemd), is de kans op noorderlicht veel groter.  

 

Bepalende factoren op aarde voor de opwekking van poollicht 

De aardse magnetosfeer

Onze aarde heeft een deels vloeibare, deels vaste kern, bestaande uit nikkel-ijzer. De binnenste kern is vast, en wordt omgeven door een vloeibare mantel. In deze vloeistoffen zijn er stromingen, die door inductie een magnetisch veld opwekken. 

Als er geen verstoringen zouden zijn aan dit magnetisch veld, dan zouden de magnetische veldlijnen er net hetzelfde uitzien als bij een staafmagneet waarboven ijzervijlsel wordt uitgestrooid. De zonnewind zorgt er echter voor dat de vorm wordt verstoord: aan de zon­zijde wordt het magnetisch veld samengedrukt, en aan de nachtzijde uitgerokken. De komeet­vormige zone waarin het aardse magnetische veld overheerst, noemen we de magnetosfeer.

Aan de zonnezijde van de magnetosfeer, daar waar de zonnewind wordt tegengehouden door het aards magnetisch veld, ontstaat er een schokfront dat een beetje vergelijkbaar is met het water dat wordt weggedrukt door de boeg van een schip. Het overgrote deel van de zonne­wind wordt gewoon afgebogen en heeft geen verdere invloed op de aarde.

Een klein deel slaagt van de electronen van de zonnewind slaagt erin langs de polen van de aarde de magnetosfeer te bereiken. De zogenaamde primaire electronen hebben zoveel energie, dat ze enkele tientallen of honderden atomen en moleculen van onze atmosfeer raken voor ze tot rust komen. Bij elke botsing verliest het electron een beetje energie. Af en toe komt er bij zo'n bosting een nieuw electron vrij, een zogenaamd secundair electron. Dit deeltje krijgt wat extra energie mee, en zal ook weer tegen andere atomen en moleculen botsen voor het tot rust komt.

We zien dan een soort van ovaal rond de magnetische polen: de poollicht­ovaal. Dit gebeurt vaak wanneer het IMF re-connecteert met het aardse magnetische veld. Deze reconnectie verloopt optimaal als het magnetisch veld dat in het IMF is ingebed, naar het zuiden is georiënteerd. Het aardse magnetische veld heeft dan immers een tegenover­ge­stelde oriëntatie – vergelijk het een beetje met twee magneten die je met hun noord- en zuid­pool tegen mekaar houdt. Het effect is dat de magnetosfeer bij wijze van spreken aan de zonne­wind wordt gekoppeld, waardoor de transfer van energie vlot kan verlopen.

In rustige omstandigheden bevindt de poollichtovaal zich het dichtst bij de equator aan de nachtzijde van de aarde.  Aan de dagzijde is de poollichtovaal meer gecomprimeerd. De reden hiervoor is dat de “zonnezijde” (of de “dagzijde) van de magnetosfeer wordt samengedrukt door de invloed van de zonnewind. 

In normale – rustige – omstandigheden is de poollichtovaal een smalle band waarin zich een aantal "poollichtgordijnen" bevinden. Errond vinden we een bredere zone (ca. 500 km) met diffuus pool­licht.  Het kan gebeuren dat de aurora actiever wordt als er meer deeltjes in de atmosfeer worden gestuurd. Dit noemt men een magnetische substorm. Zo'n substorm is het gevolg van schommelingen in het geomagnetisch veld als gevolg van kleine veranderingen in het IMF. Meestal houdt hij enkele uren aan.

Veel indrukwekkender zijn de geomagnetische stormen, die het gevolg zijn van sterke veranderingen in de dichtheid en de intensiteit van de zonnewind, op hun beurt weer het gevolg van uitbarstingen op de zon.  De poollichtovaal breidt zich dan sterk uit richting evenaar, zeker aan de nachtzijde, en wordt sterk verstoord. Een grote geomagnetische storm kan 24 of zelfs 48 uur aanhouden.

 

Hoe ontstaat het poollicht in onze atmosfeer?

De aardatmosfeer bestaat voornamelijk uit stikstof (78%) en zuurstof (21%). Het weer speelt zich voornamelijk af in de onderste 10 tot 15 km. Wind en stijg- en daalbewegingen zorgen voor een constante vermenging van de lucht. 

Het poollicht speelt zich veel hoger in onze atmosfeer af, zo rond 100 km hoogte, en hoger. De (neutrale) atomen worden geraakt door hoogenergetische deeltjes (meestal electronen), afkomstig van de zonnewind. Deze energetische deeltjes kunnen botsen met electronen die aan het neutrale atoom gebonden zijn, en zo deze electronen exciteren. Als deze geëxciteerde electronen terugkeren naar hun initiële positie (en dus een lager energieniveau), komen er fotonen vrij.  Dit is vrij vergelijkbaar met hetgeen er in een neonlamp gebeurt. 

De kleur is afhankelijk van de atomen die worden geëxciteerd. Atomair zuurstof zorgt voor de groene kleur, meer bepaald licht met een golflengte van 557.7 nm (1 nm = 10-9 meter). Hoger in de atmosfeer is het eveneens atomair zuurstof dat in botsing treedt met minder energie­rijke electronen, en wordt er rood licht geproduceerd (630.0 nm en 636.4 nm).

Hogerop in de atmosfeer – tot op een hoogte van 1000 kilometer - zorgt stikstof voor blauw-paarse emissies (391.4 en 427.8 nm).  Deze kleuren kunnen nog versterkt worden door een resonantieverschijnsel, wanneer het poollicht wordt beschenen door de zon. 

Rood poollicht is ook op vrij lage hoogte moge­lijk. Daar wordt het geproduceerd door mole­culair stikstof (N2)  dat wordt geëxciteerd door heel energierijke electronen, en vier spectraal­lijnen tussen 551.1 en 686.1 nm produceert.

 

 

Het poollicht is een lichtverschijnsel in de aardatmosfeer dat bij duisternis kan worden waargenomen. Men ziet het vooral op hoge geografische breedtes en dat betekent dat het verschijnsel vooral 's winters zichtbaar is. Als het poollicht zich voordoet, zien we vaak een lichte gloed en minder vaak bewegende bogen, stralenbundels of gordijnen van licht. Soms staat aan de noordelijke horizon een boog waaruit de lichtstralen als zoeklichten omhoog schieten.

Poollicht hangt samen met uitbarstingen (plasmawolken) op de zon waarbij grote hoeveelheden geladen deeltjes het heelal ingeslingerd worden. Het aardmagnetisch veld zorgt ervoor dat de deeltjesstroom in de omgeving van de aarde wordt afgebogen en in de buurt van de noord- en zuidpool met verhoogde snelheid de atmosfeer binnendringt. De van de zon afkomstige deeltjes bevatten veel energie, die in de bovenste kilometers van de atmosfeer door botsingen wordt overgedragen op zuurstof- en stikstofatomen. Die energie komt uiteindelijk weer vrij en wordt op 80 tot 1000 kilometer hoogte uitgestraald in de vorm van het kleurrijke poollicht.

Bestanden: 
BijlageGrootte
PDF icon Poster Poollicht.pdf2 MB

Is er iets onduidelijk? Heb je een fout gevonden? Mail ons!