Fagstoff

Nordlysets intensitet og fargespektrum

Publisert: 30.09.2010, Oppdatert: 09.10.2013
  • Innbygg
  • Enkel visning
  • Lytt til tekst
  • Skriv ut

Nordlyset er et lyssvakt fenomen. Den vanlige styrken er 10 til 100 ganger øyets terskelverdi en mørk, stjerneklar natt (se tabell 9.3). Intensiteten av det synlige nordlyset kan variere over mer enn tre størrelsesordener. Ved maksimal intensitet kan belysningen på bakken sammenlignes med månelyset, og det er ca. 1000 ganger sterkere enn stjernelyset. I Kongespeilet (fra ca. år 1230) står at man kunne gå på jakt når nordlyset var på det sterkeste.

Tabell - NordlysintensitetTabell - Nordlysintensitet

Nordlysintensiteteten i relasjon til sola, månen og stjernelys.

 

Nordlysets intensitet angis i Rayleigh (R). En R er lyset fra 106 fotoner/cm2 og sekund. Lyset sett fra bakken er lyset i bunnen av en kolonne (rør) gjennom atmosfæren. Lyset kommer derfor fra et volumelement som stråler i hele nordlyshøyden.

Det svakeste nordlys vi kan se med det blotte øye er ca. 1000 R (1 kR) (jfr. den grønne nordlyslinjen). Det betyr at det må sendes ut ca. 109 fotoner pr. cm2 overflate av nordlyset pr. sekund (eller ca. 400 fotoner pr. cm3 og sekund) ved 557,7 nm. Selv om nordlyset er svakt, blender det av de fleste stjernene; dvs. en kan ikke se disse gjennom sterkt nordlys. Når nordlyset er på det aller sterkeste, kan belysningen på bakken bli betydelig. Sjekk tabellen for å sammenligne nordlysets intensitet med andre naturlige lyskilder.

NordlysspekterNordlysspekter

Noen viktige deler av det optiske spektrum i det synlige området av spekteret. De viktigste nordlyslinjer og -bånd i denne figuren har følgende bølgelengder: 391,4; 427,8; 470,9; 486,1 (Hβ); 557,7; 630; 636,4 og 656,3 (Hα) nm.

Fargene i nordlyset består av en rekke spektrallinjer og -bånd i det synlige området, samt i den ultrafiolette og i den infrarøde del av spektret (se figuren over). Spektrallinjene (båndbredde < 0,1 nm) kommer fra elektronoverganger i atomer. Molekylene er kilden til de brede båndene i spektret.

For å forklare spektrene må vi gå til atomenes og molekylenes indre, hvor elektroner svever omkring tyngre kjerner. Lyset oppstår når energirike, ladde partikler i solvinden bombarderer atmosfæregassene og overfører noe av sin energi til disse. Ved direkte støt mellom solvindpartiklene og atomer, ioner eller molekyler i atmosfæregassene blir energi overført. En del av energien kan taes opp som indre energi av elektronene som sirkler rundt kjernen. Dette skjer ved at et elektron hopper opp i en bane med høyere energi. Når atomet, ionet eller molekylet har fått et slikt energitilskudd, sier man at det er eksitert. I kjemiske formler markerer vi det med en stjerne (*). Bare ca. 1 til 2 % av energien til solvindpartiklene går til eksitasjon. I kollisjonsprosessen kan gassen bli både ionisert og eksitert samtidig og mer enn 40 % av energien går med til ionisasjon av nøytrale atomer og molekyler i atmosfæregassene.

Fordypning: Ionisasjon av nøytrale atomer og molekyler

 

Ionisasjonen kan vi symbolsk skrive

$$O + e \quad \rightarrow \quad O^{+} + e_n + e'$$ $$O + i \quad \rightarrow \quad O^{+} + e_n + i'$$

og/eller
$$N_2 + e \quad \rightarrow \quad N_2^+ + e_n + e'$$ $$N_2 + i \quad \rightarrow \quad N_2^+ + e_n + i'$$


hvor e og i er henholdsvis elektroner og ioner som bombarderer gassen. e' og i' er elektronet og ionet etter kollisjonen. Deres energi er  eV og  eV.

 

Ioneparene som dannes er enten $O^{+} + e_n$ eller $N_2^+ + e_n$, fordi vi valgte gassene $O$ og $N_2$. Alle gassene i atmosfæren kan på lignende måte delta i ioniseringsprosessen. Likningene over viser at ved kollisjoner mellom solvindpartiklene og atmosfæregassene kan elektroner ($e$) rives løs fra atomet eller molekylet. $e$ er et fritt elektron med liten (termisk) energi.

Laboratoriestudier har vist at i middel går det med ca. 36 eV til produksjon av hvert ionepar, uavhengig av initiell energi til partiklene fra solvinden. Ved støtprosessen som er skissert i likningene over, blir atomene og molekylene eksitert. Symbolsk skrives dette på følgende måte (hf er ett nordlysfoton, dvs. ett lyskvant):

 

$$O + e \quad \rightarrow \quad O^* + e'$$

O* er ustabil. Den går tilbake til grunntilstanden eller et lavere energinivå ved å sende ut lys, nordlys.

$$O^* + e \quad \rightarrow \quad O + hf \mathrm{(nordlys)}$$

Nordlys ved 557,7 og/eller 630,0 nm blir produsert. På lignende måte får vi for molekylært nitrogen
$$N_2 + e \quad \rightarrow \quad N_2^* + e'$$

Levetiden for N2* er meget kort (~ 10-7 sekund). Molekylet går derfor hurtig tilbake til grunntilstanden ved å sende ut lys.
$$N_2^* + e \quad \rightarrow \quad N_2 + hf \mathrm{(nordlys)}$$

Vi får nordlys ved 391,4 og/eller 427,8 nm og flere svakere bånd.

Et eksitert atom, molekyl og/eller ion vil normalt være mindre enn 10-7 sekund i en slik tilstand før det må avgi sitt energioverskudd. Dette skjer ved et kvantesprang fra høyere til lavere energitilstander. Da sendes ett eller flere fotoner ut. Et eksitert atom, molekyl eller ion sender alltid ut fotoner med en bestemt bølgelengde og farge. Fra laboratorieforsøk kjenner vi spektrene for de forskjellige gassene. Ved å sammenligne disse med spektra av nordlys, kan vi derfor finne ut hvilke gasser som sender ut lys i den øvre atmosfære.

Den sterkeste linjen i den synlige del av spektret er den grønne oksygenlinjen ved 557,7 nm. Det er denne linjen som gir nordlyset dets karakteristiske grønne (gul-grønne) farge. I det røde området av spektret har vi to sterke oksygenlinjer på 630 og 636,4 nm (figuren over) og en rekke nitrogenbånd. Rød overkant betyr at nordlyset opptrer i store høyder, og denne rødfargen kommer mest fra 630 nm.

Fordypning: Nordlyset brukt som termometer.


Nordlyset inneholder også informasjon om temperaturen i den gassen som sender ut lyset. Temperaturen kan bestemmes på følgende to måter:

  1. Nøyaktige målinger av bredden på enkelte nordlyslinjer
  2. Nøyaktig bestemmelse av intensitetsforholdet mellom de forskjellige emisjonsbåndene fra nitrogen.

Fra slike observasjoner kan en få informasjon om temperaturen for den atmosfæregassen som sender ut nordlyset. Det var professor L. Vegard som først brukte denne metoden for temperaturmålinger. For at metoden skal ha generell nytte må en anta at de atomene og molekylene som sender ut lys er i temperaturlikevekt med resten av gassen i dette høydeområdet.

 

Som nevnt har den røde nordlyslinjen ved 630 nm en levetid på ca. to minutter. Antakelsen om termodynamisk likevekt (se punkt 1) er derfor rimelig. De fleste nitrogenbåndene har levetider på mindre enn en milliondels sekund. På så kort tid kan ikke temperaturen i de emitterende molekylene forandre seg mye fra den omgivende gassen. Derfor bør også målingene referert til i punkt 2 gi realistiske temperaturer for atmosfæren i nordlyshøyden. Før raketter og satellitter ble tatt i bruk, var nordlysobservasjonene den eneste måten en kunne få informasjon om temperaturen i høydeområdet 100 – 300 km som normalt varierer mellom 400 og 1500 K.