Het noorderlicht

cover-image

De oorzaken voor de intensiteit van noorderlicht

De oorsprong van de zonnewind

De zonnewind vindt zijn oorsprong in de buitenste laag van de zon, de corona genaamd. Hier loopt de temperatuur zo hoog op dat de zwaartekracht van de zon de plasmadeeltjes niet meer kan vasthouden. De deeltjes worden namelijk tot te hoge snelheden versneld.

Deze zonnewind wordt onophoudelijk in alle richtingen de ruimte in geslingerd. Een kleine fractie van deze enorme hoeveelheid aan plasmadeeltjes komt op z'n weg uiteindelijk de aarde tegen, waarna opnieuw een fractie weet door te dringen tot in onze atmosfeer om daar vervolgens het noorderlicht te veroorzaken.

Nu zijn er enkele processen te onderscheiden waarbij een verhoogd aantal deeltjes aan verhoogde snelheid de ruimte in wordt geslingerd:

  • Erupties uit zonnevlekken
  • Coronale gaten
  • Exploderende magnetische filamenten

Daarbij is één bijzondere eigenschap van de zonnewind van cruciaal belang voor de intensiteit, ongeacht wat de oorsprong van de zonnewind is: de BZ-factor. Wanneer de Bz-factor gunstig is, kan er ook intens noorderlicht worden waargenomen zonder dat er sprake is van een van de bovenstaande fenomenen. Maar als zich wel een van bovenstaande fenomenen voordoet, zal het noorderlicht bij een gunstige B-waarde des te intenser zijn. 

Zonnevlekken – actieve gebieden

Zonnevlekken zijn voor een breder publiek de meest bekende oorzaak voor noorderlicht maar voor de poolstreken is dit echter wel de minst voorkomende oorzaak van het noorderlicht. Het gemiddelde aantal zonnevlekken varieert van een cyclus van gemiddeld 11 jaar, de zonnecyclus genoemd. Eens per 10 tot 12 jaar bereiken we een maximum in het gemiddelde aantal zonnevlekken en eens per 10 tot 12 jaar wordt een minimum bereikt.

Zonnevlekken ontstaan door een temperatuurcontrast in de fotosfeer van de zon. Dit gebeurt rond gebieden op de zon waar sterke magneetvelden heersen, actieve gebieden genaamd. Op die plaatsen komt een kluwen van magnetische veldlijnen naar buiten, gevuld met heet plasma. Deze zijn met extreme UV filters zichtbaar in de corona maar in tegenstelling tot de zonnevlekken eronder niet met het blote oog. Op plaatsen waar die sterke veldlijnen naar binnen en buiten treden verzwakt de convectie in de zon, waardoor de temperatuur afneemt. Zonnevlekken zijn dus als het ware een vingerafdruk van de onzichtbare magneetvelden in en rond de zon.

Zonnevlekken hebben een temperatuur van 2700 tot 4200°C terwijl de omliggende materie een temperatuur heeft van ongeveer 5500°C. De hoeveelheid licht die een zwart lichaam (fotosfeer) uitstraalt, neemt toe met de vierde macht van de temperatuur. Vandaar dus het enorme contrast.


Soms (dus lang niet altijd) kan het gebeuren dat de magnetische veldlijnen zo verwrongen worden dat de spanning niet meer houdbaar is, waardoor ze losbreken en zich herstructureren. Dit proces wordt reconnectie genoemd. Bij zo'n reconnectie komt een enorme hoeveelheid energie vrij, die zich zowel uit in de vorm van licht als in de vorm van een versnelling van deeltjes.

De lichtflits die vrijkomt bij reconnectie noemen we een zonnevlam, of in het Engels 'flare'.

Zo'n zonnevlam kan het volledige elektromagnetische spectrum bestrijken, van radiogolven tot gammastralen en bereikt na 8 minuten de aarde. Vandaar ook dat sterke zonnevlammen verstoring in het radioverkeer kunnen veroorzaken. 

Zonnevlammen kunnen waargenomen worden middels extreme UV-opnames van de zon, waarop de lichtflitsen vanuit opnames met een focus op verschillende golflengtes van het uitgezonden licht kunnen worden geregistreerd.

 

Voorbeeld: X3.2 zonnevlam van 13 mei 2013

We kijken hier naar de elektromagnetische energie die op verschillende golflengtes wordt uitgezonden en welke overeenkomt met verschillende temperaturen. Zo zien we in het AIA304-beeld materie met een temperatuur van ongeveer 50.000°C, terwijl we op het AIA131-beeld naar temperaturen rond 10.000.000°C kijken. Om de sterkte van een zonnevlam uit te drukken, wordt de hoeveelheid X-straling gemeten door een satelliet (GOES). Deze röntgenstraling heeft een hogere energie-inhoud dan zichtbaar licht waardoor we ze met het blote oog niet kunnen waarnemen.

Zonnevlammen worden opgedeeld in logaritmische schalen A, B, C, M en X. Elke klasse wordt verder onderverdeeld tussen 1 en 9.9. De X-stralenflux van een M5 zonnevlam is tienmaal zo sterk als die van een C5-zonnevlam, welke op zijn beurt weer 10 keer sterker is dan een B5-zonnevlam. X-klasse zonnevlammen zijn de sterkste zonnevlammen en kunnen allerlei ruimteweer-effecten veroorzaken op aarde. Voorbeeld van X-stralenflux gemeten tussen 12 en 14 mei 2013, toen een actieve regio aan de oostrand van de zon voor een reeks krachtige X-klasse zonnevlammen zorgde:

Voorbeeld van de metingen tussen 2 en 4 oktober 2012 toen er geen actieve gebieden aan de aardzijde van de zon aanwezig waren:

Gevolgen van de zonnevlammen op aarde 

De X- en UV-stralen van een zonnevlam beïnvloeden de aarde aan de dagzijde en verstoren de ionosfeer, waardoor radiosignalen uit de radio- en satellietcommunicatie verkeerd weerkaatst kunnen worden of zelfs helemaal door de ionosfeer de ruimte in vertrekken en dus niet naar de aarde terug worden gekaatst. Op die manier kan radio- en satellietcommunicatie dus verstoord worden. Zo wordt het vliegverkeer dat passeert in de buurt van poolstreken wel eens omgeleid om het risico op communicatieverlies te vermijden.

Een zonnevlam kan ook voor extra energie-invoer in de aardatmosfeer zorgen, waardoor deze aan de dagzijde uitzet. Hierdoor zouden satellieten plots in onze atmosfeer verzeild kunnen raken terwijl ze er eigenlijk boven zouden moeten vliegen. Vanwege de wrijving kunnen ze dan vertragen, vallen en opbranden. Om dit te voorkomen, moeten deze satellieten in zulke gevallen dus tijdig worden bijgestuurd.

 

Plasmawolken

Tot dusver is nog nergens het woord noorderlicht gevallen. Zonnevlammen op zich veroorzaken namelijk ook geen noorderlicht. Pas wanneer er met de zonnevlammen ook een uitstoot van een plasmawolk gepaard gaat, wordt het interessant. Want hierin zitten uiteraard de geladen deeltjes die noorderlicht kunnen veroorzaken. Maar daarvoor moet die plasmawolk dus wel naar de aarde gericht zijn.

Zo'n plasmawolk wordt CME genoemd, de afkorting voor Coronal Mass Ejection oftewel coronale massa-uitstoot. Deze wolk kan met snelheden tussen de 400 en 2400km/sec door de ruimte razen en draagt een sterk magnetisch veld met zich mee vanwege de beweging van de geladen deeltjes. Het duurt een tot vier dagen alvorens zo'n plasmawolk de aarde weet te bereiken.


Het effect van een CME op het geomagnetisch veld verschilt van plaats tot plaats op aarde. De sterkste effecten vinden meestal plaats in de buurt van de poolcirkels.

Bij intense plasmawolken kan het geomagnetisch veld echter voldoende verstoord raken om ook intens noorderlicht in bijvoorbeeld Nederland en België te veroorzaken. Zoals dat bijvoorbeeld het geval was op 30 oktober 2003. Toen konden we in de lage landen vanuit een donkere plek alle mogelijke kleuren van het noorderlicht waarnemen.

Om te kunnen zien of een CME naar de aarde is gericht, hebben we verschillende instrumenten ter beschikking, zowel aan de aardzijde van de zon (Lasco, SDO) als vanaf de zijkant (STEREO A/B).

 

Andere gevolgen van CME's op aarde

Wanneer zo'n CME onze aarde weet te bereiken, kan het magneetveld rond de aarde zwaar verstoord (ingedeukt) raken. Volgens de wet van Faraday zal een veranderend magneetveld in een geleider (het aardoppervlak) een elektrische stroom veroorzaken. In extreme gevallen (echt uitzonderlijk dus) kan deze opgewekte stroom voor kortsluitingen in de transformatoren van elektriciteitscentrales zorgen, zoals in 1989 gebeurde in Québec, waardoor heel Québec het toen meer dan negen uur zonder elektriciteit moest stellen.

Ook zonnepanelen van satellieten of bijvoorbeeld het internationaal ruimtestation ISS zouden schade kunnen ondervinden. Dit als gevolg van de energetische deeltjes die door de schokgolf versneld worden tot bijna de lichtsnelheid waardoor hun energie oploopt tot zelfs rond 1 mega-elektronvolt (1MeV).

Deze röntgenstraling is ook schadelijk voor astronauten waardoor deze zich naar een beschermde capsule moeten begeven wanneer er zo'n protonstorm plaats vindt. Ook deze deeltjes volgen de magnetische veldlijnen waardoor ze vooral aan de polen voor problemen kunnen zorgen. Tijdens krachtige protonenstormen zullen vliegtuigen daarom ook de poolstreken vermijden.

 

Periodiciteit

Zoals eerder aangehaald, zien we gemiddeld om de 11 jaar een maximum in het gemiddeld aantal zonnevlekken. Dat betekent dus dat er tijdens dit maximum vaker zonnevlekken richting de aarde gepositioneerd zullen zijn. Heel wat zonnevlekken gaan echter geruisloos voorbij wegens een te eenvoudige magnetische configuratie die niet tot zonnevlammen van betekenis kan leiden. Soms gebeurt het dus echter wel eens dat een krachtige zonnevlam wordt gegenereerd. De krachtigste vlammen gaan vaak (maar niet altijd) gepaard met CME's.

Het blijft  zeer moeilijk om de activiteit op de zon in te schatten, wat duidelijk geïllustreerd wordt door de manier waarop eerdere verwachtingen moesten worden bijgesteld.

In maart 2006 werd het maximum nog halfweg 2010 verwacht, met een piek van gemiddeld 147 zonnevlekken per maand. In 2013 was die verwachte piek zwaar afgezwakt naar gemiddeld amper 68 zonnevlekken per maand. Bovendien bleek de piek meerdere jaren later te komen dan aanvankelijk verwacht werd.


Verwachting mei 2013:

Metingen tot mei 2015: 

Waarschijnlijk hebben we de piek van de huidige cyclus in de loop van 2014 gehad maar zoals uit de grafiek duidelijk blijkt, gedraagt zo'n cyclus zich erg grillig.

De huidige cyclus gedraagt zich dus vreemd en er wordt zelfs gespeculeerd over een lange periode van inactiviteit, zoals tijdens het Maunder minimum van 1645 tot 1715 gebeurde. De zon heeft echter nog lang niet al zijn geheimen prijs gegeven en het lijkt dan ook het verstandigst om gewoon af te wachten wat er de volgende jaren zal gebeuren.

Gelukkig zijn we voor noorderlicht in bijvoorbeeld Lapland en Noord-Noorwegen niet of nauwelijks afhankelijk van deze cyclus van zonneactiviteit en zijn andere bronnen veel bepalender voor het al dan niet optreden van misschien wel het mooiste natuurfenomeen op aarde.

Coronale gaten - de voornaamste bron van intenser noorderlicht

De corona is de buitenste laag van de zon en dus ook de laag van waaruit de geladen deeltjes de ruimte in ontsnappen. We kunnen deze laag bekijken middels extreme UV opnames vanuit satellieten.

Een coronaal gat is dan een gebied waar de corona donkerder oogt omdat de temperatuur in dit gebied lager is vanwege een lagere plasmadichtheid. De magneetvelden zijn hier zeer zwak en de magnetische veldlijnen worden vaak niet eens meer teruggekoppeld naar het oppervlak. Hierdoor kunnen, ondanks de lagere dichtheid, meer plasmadeeltjes tegen een hogere snelheid uit de corona ontsnappen.

Vanuit een coronaal gat ontsnapt een constante verhoogde zonnewind, welke uiteindelijk doorgaans met een snelheid tussen 550 en 800km/sec op aarde arriveert. Dat is ruim voldoende voor geomagnetische verstoringen, oftwel verstoringen in het magneetveld rond de aarde.

Anders dan bij een zonnevlek die eerst een plasmawolk moet produceren alvorens het noorderlicht oplevert, zal een coronaal gat dat zich tussen de twee poolcirkels bevindt sowieso een verhoogde zonnewind richting aarde veroorzaken en staan ze voor het gebied vanaf de poolcirkels garant voor noorderlicht.

Coronale gaten staan los van de 11-jaarlijkse zonnecyclus waardoor ze ook tijdens een minimum van de zonnecyclus garant blijven staan voor noorderlicht op de hogere breedtes. Voor lagere breedtes zijn de geomagnetische verstoringen echter niet sterk genoeg om noorderlicht mogelijk te maken.

De grote zwarte vlekken op onderstaande extreme UV-opname van de corona zijn coronale gaten waaruit een verhoogde zonnewind ontsnapt:

Met de huidige meetinstrumenten kunnen we zo'n gat zelfs aan de achterkant van de zon volgen zodat we in principe zelfs weken vooruit kunnen voorspellen wanneer het gat ongeveer z'n corresponderende zonnewind op aarde zal doen inbeuken. Vanaf een week voordat de corresponderende zonnewind op aarde arriveert, kunnen we een redelijke inschatting maken van de timing en omvang. Een coronaal gat verandert namelijk voortdurend van omvang. 

Een coronaal gat kan in zekere mate meerdere rondjes van de zon overleven waardoor we zelfs maanden vooruit een voorzichtige prognose kunnen stellen.

Coronale gaten zijn onze betrouwbaarste bron voor noorderlicht, noorderlicht dat zich bovendien het langst van tevoren laat voorspellen.

Magnetische filamenten - naast zonnevlekken een tweede bron voor CME's

Filamenten zijn enorme magnetische lussen boven het oppervlak van de zon waarin relatief koud plasma gevangen zit. Ze hebben een veel grotere omvang dan zonnevlekken en kunnen in sommige gevallen liefst 700.000 tot 1.000.000km lang worden. Ze houden bijgevolg miljarden tonnen plasma gevangen.

Erop neerkijkend met eronder het oppervlak van de zon kunnen ze vanwege het temperatuurcontrast worden gezien als donkere gordels.

Wanneer we ze echter tegen een donkere achtergrond bekijken zien we deze gordels als enorme gloeiende lussen.

In dit geval wordt het ook wel een prominence genoemd hoewel het dus om precies hetzelfde fenomeen gaat.

Filamenten kunnen langdurig stabiel blijven maar wanneer de magneetvelden in de buurt van filamenten onstabiel worden, kunnen ze in elkaar storten of exploderen. Bijvoorbeeld wanneer er nieuwe magnetische lussen vanuit de corona naar buiten komen.

Bij zulke explosies (ook wel Hyder flares genoemd) kunnen dus miljarden tonnen aan plasma de ruimte in worden geslingerd, waarna dus ook weer zeer actief noorderlicht mogelijk is bij aankomst op aarde. Net als bij zonnevlekken kunnen dit soort explosies ook noorderlicht op lagere breedtes veroorzaken en zijn de andere ruimteweer-effecten ook identiek als bij CME's uit zonnevlekken.

Explosie van een filament op 31 augustus 2012:

Praktisch
Meer informatie over reizen met Voigt Travel