Astronomische en natuurkundige aspecten van het noorderlicht.

Door Polliewop84 gepubliceerd op Friday 28 September 12:07

Astronomische en natuurkundige aspecten van het noorderlicht.

De zonnewind:

De zon, ‘onze’ ster, is voor ons onmisbaar: ze zendt licht en warmte uit, waardoor de aarde leefbaar wordt. Het is minder bekend dat de zon ook elektrisch geladen deeltjes in alle richtingen wegblaast, in de vorm van zonnewind. De zonnewind heeft een belangrijke invloed op de buitenste lagen van de planeetatmosferen, ook op die van de aarde.
De temperatuur in de buitenste gebieden van de zonne-atmosfeer (de corona) is erg hoog, zodat sommige deeltjes zo snel bewegen dat ze aan de greep van de zwaartekracht kunnen ontsnappen. Deze weglekkende deeltjes vormen de zonnewind, een voortdurende stroom plasma die wegvloeit van de zon. De samenstelling van dit plasma weerspiegelt die van de corona; het gaat hoofdzakelijk om protonen (waterstof-kernen), een tiental procent alfa deeltjes en sporen van zwaardere ionen als isotopen van koolstof, stikstof, zuurstof, silicium, ijzer, magnesium etc. De hoge temperatuur in de corona is verantwoordelijk voor de volledige ionisatie van waterstof en helium, en de hoge ionisatiegraad van zwaardere atomen als zuurstof en ijzer. De aanwezige elektronen garanderen dat het geheel elektrisch neutraal blijft.
De zonnewind is een erg ijl plasma: op de afstand van de aarde vindt men gemiddeld slechts 10 protonen per kubieke centimeter. De deeltjes in de zonnewind botsen daarom zelden; elektronen en ionen kunnen elkaar praktisch niet neutraliseren. Dat betekent dat er een rechtstreeks verband is tussen de beweging van de geladen deeltjes en de magnetische velden die in de interplanetaire ruimte heersen.
De snelle zonnewind wordt weggeblazen uit de gebieden rond de noord- en zuidpool van de zon met een snelheid van 800 km/s, terwijl de langzame wind van 400 km/s in de evenaarsgebieden stroomt. Het magnetisch veld van de zon beinvloed de stroomrichting van de zonnewind.

 

Het magnetisch veld van de zon en het aardmagnetisch veld:

De zon bezit een eigen magnetisch veld. Niet alleen bestaan er sterke plaatselijke magneetvelden, bijvoorbeeld in de buurt van zonnevlekken, maar de zon bezit ook een globaal magnetisch veld. In een eerste benadering kan men de zon beschouwen als een eenvoudige staafmagneet. Het blijkt dat de polariteit van deze staafmagneet elke 11 jaar wisselt.
Omdat de ontsnappende zonnewind het magneetveld met zich meedraagt, is het interplanetair magneetveld licht verschillend van dat van een staafmagneet, zoals getoond in de figuur op de vorige pagina.
Strikt genomen geldt deze figuur alleen maar voor het geval van lage zonneactiviteit. De blauwe lijnen stellen de magnetische veldlijnen voor. Deze zijn ‘gesloten’ in de evenaarsgebieden en ‘open’ nabij de polen. De grens tussen beide wordt gevormd door het heliosferisch neutraal oppervlak (HNO). Dit oppervlak vormt een contactlaag tussen zonnewind met noord- en zuidpolariteit, dus de richting van het magneetveld aan weerszijden van het HNO is tegengesteld. In de figuur is het HNO weergegeven door de lichtblauwe streepjeslijn.

Het magnetisch veld van de zon vult de interplanetaire ruimte. Binnen deze ruimte zijn alleen de magnetosferen van een aantal planeten en ionisatiegebieden rond actieve komeetkernen, sterk genoeg om de zonnewind buiten te houden. De heliosfeer is de ruimte waarin de totale druk van het zonnewind-plasma sterker is dan die van het omgevende interstellaire medium, en is dus het resultaat van een samenspel tussen de corona, als bron van de zonnewind, en het interstellair milieu, waarin de zonnewind uiteindelijk opgaat.

Het magnetisch veld van de aarde is net een reusachtige traan, die zich tot ver in de ruimte uitstrekt. Ten gevolge van de interactie met de zonnewind, strekt de magnetosfeer zich in een langwerpige vorm uit over verscheidene miljoenen kilometers, in de richting weg van de zon. Zo’n vorm komt ook enigszins overeen met die welke zou ontstaan wanneer de kern van de planeet een enorme staafmagneet zou bevatten of een metalen spoel waar een elektrische stroom doorheen gaat.
De meeste geofysici zijn het erover eens dat het magnetisch veld wordt opgewekt door ‘draaikolken’ die worden aangedreven door warmte die vrijkomt van radioactieve elementen in de electriciteit geleidende, ijzerrijke, vloeibare buitenkern van de aarde. Daar waar de deeltjes van de supersonische zonnewind dit krachtenveld raken, wordt hun snelheid verminderd en ontstaat er een boeggolf.
Daarbinnen ligt de magnetopauze, die de grens vormt met de magnetosfeer. De Van-Allen-stralingsgordels vangen deeltjes in die de magnetopauze binnendringen, maar sommige daarvan dringen langs de open veldlijnen van de pooltrechters naar binnen waar ze in de ionosfeer, de onderste grens van de magnetosfeer, atomen en moleculen aanslaan die het poollicht veroorzaken.

Of de zonnewind ook daadwerkerlijk de aarde kan bereiken, is afhankelijk van in hoeverre het magnetisch veld van de zon noord- of zuidwaarts gericht is. Is deze zuidwaards gericht, dan is deze tegenover-gesteld aan het aard-magnetisch veld en in dat geval kunnen deze twee magnetische velden gaan koppelen en kan de deeltjesstroom de ionosfeer van de aarde bereiken.

 

Beweging van de deeltjes:

Een geladen deeltje dat in een magneetveld beweegt, ondervindt een kracht die zowel loodrecht staat op de bewegingsrichting van het deeltje als op de richting van het magnetische veld. De sterkte van de kracht is evenredig met de snelheid van de elektrische lading van het deeltje en de sterkte van het magnetisch veld.
Deze kracht heet de Lorentzkracht F. Heeft het deeltje een snelheid v en loopt het een constant magneetveld van sterkte B binnen, dan is de Lorentzkracht zowel loodrecht op B als op v gericht.
Wanneer v loodrecht op B staat, dan is F een middelpuntzoekende kracht en het deeltje zal in cirkels gaan bewegen.

Is v niet loodrecht op B, dan doorloopt het deeltje een schijfvormige baan (helix). De cirkelbeweging is dan aangevuld met een beweging evenwijdig aan B.

De straal waarmee deze deeltjes in cirkelbeweging langs de magneetlijnen lopen is met de tweede wet van Newton te bepalen en laat zien dat de straal proportioneel evenredig is met de impuls R van het deeltje.

Van de frequentie f waarmee de deeltjes hun cirkelvormige baan doorlopen is te melden dat deze niet meer afhankelijk is van zijn loodrecht daarop staande bewegingssnelheid. Deze frequentie is dus voor elk zelfde soort deeltje hetzeldfe, ongeacht zijn snelheid.

Het resultaat van dit alles is dus dat geladen deeltjes spiraalvormige bewegingen uitvoeren rondom de magnetische veldlijnen van de aarde.
Als de veldlijnen van de aarde evenwijdig aan elkaar zouden lopen, zou een geladen deeltje doorgaan met spiraliseren om een veldlijn in lussen met een constante straal. Maar de veldlijnen van de aarde zijn niet evenwijdig; ze komen samen bij de magnetische polen en buigen uiteen aan de evenaar. Waar de veldlijnen dicht bijeen zitten, bewegen de geladen deeltjes in steeds dichtere spiralen, tot hun voorwaartse beweging uiteindelijk helemaal ophoudt. Wanneer alleen de cirkelbeweging om de lijnen overgebleven is, begint het deeltje zijn spiraal te ontrollen en gaat in tegengestelde richting langs de veldlijnen bewegen. Als het terugloopt in de richting van de evenaar, worden de lussen van de spiraal steeds wijder, tot bij de evenaar het proces weer omkeert. De plaatsen waar de beweging van richting omkeert, worden spiegelpunten genoemd. Als zo’n punt zich hoog boven de ionosfeer bevindt, zal het deeltje heen en weer gaan zonder met moleculen uit de atmosfeer te botsen. Maar als een spiegelpunt dichter bij de aarde ligt, dichter bij de ionosfeer, kan het deeltje snel botsen met een deeltje uit de ionosfeer en in de atmosfeer terecht komen.
 

 

Licht en kleuren van de aurora:

Om uit te leggen waarom atmosferische bestanddelen licht uitzenden bij het terugkeren van een angeslagen toestand naar de grondtoestand, kan men het atoommodel van Bohr gebruiken.
In dit atoommodel bestaat de kern uit neutronen en protonen. De elektronen draaien rond de kern, aangetrokken door de Coulombiaanse krachten tussen de positief geladen kern en de negatief geladen elektronen. Slechts bepaalde elektronenbanen zijn ‘toegelaten’; de energie van de deeltjes kan slechts bepaalde discrete waarden aannemen. De elektronen kunnen overgaan van de ene baan naar de andere baan door het absorberen (aanslaan) of door het uitzenden (terugvallen) van het verschil in energie tussen twee banen. Bij een botsing met een deeltje met een hoge energie, kunnen de atmosferische bestanddelen energie absorberen en in een aangeslagen toestand terecht komen. Bij het terugvallen in de oorspronkelijke grondtoestand, zenden ze licht uit. De golflengte van dit licht komt overeen met een foton met een energie gelijk aan het energieverschil tussen beide elektronenbanen.
De kleur en de hoogte van de poollichtverschijnselen geven ons informatie over het soort atmosferisch gas dat aangeslagen wordt.
Boven een hoogte van 250 kilometer wordt het rode licht met een golflengte van 6300 Å dat in de aurora’s overheerst, veroorzaakt door aangeslagen zuurstofatomen. Dit licht wordt de diffuse aurora genoemd.
Vanaf 100 tot ongeveer 250 kilometer hoogte, is de groene kleur ook het gevolg van aangeslagen zuurstofatomen. Dit licht heeft een golflente van 5577 Å. Beneden een hoogte van 100 kilometer, zijn aangeslagen stikstofatomen verantwoordelijk voor de blauwe en rode kleuren in aurora’s. Nog lager in de atmosfeer geven stikstofatomen een ultraviolette gloed. Het licht dat veroorzaakt wordt door stikstofatomen heeft een golflengte van 6500 of 6800 Å. Deze vormen van licht worden de discrete aurora genoemd.
De ionisatie en excitatie die de uitzending van het meeste licht in het poollicht veroorzaken, worden bewerkstelligd door invallende elektronen die energieen hebben van minder dan 10000 eV, dit is ongeveer de helft van de energie van elektronen die het flucorescerende scherm van een beeldbuis raken.

 

Reacties (0) 

Voordat je kunt reageren moet je aangemeld zijn. Login of maak een gratis account aan.