Fagstoff

Nordlyspartikler

Publisert: 30.09.2010, Oppdatert: 08.03.2017
  • Innbygg
  • Enkel visning
  • Lytt til tekst
  • Skriv ut

Kilden til nordlyset er partikler med energi mellom 10 eV og noen få 100 keV. Det er elektroner og ioner som kommer fra solvinden. På grunn av jordas magnetfelt bombarderer disse partiklene den øvre atmosfære på polsiden av ca.  og ofte  magnetisk bredde. Nordlyspartiklene er meget variable både i antall og i energi. Disse partiklene er også direkte og indirekte kilden til magnetiske stormer og forstyrrelser i ionosfæren. Aktiviteten er nært knyttet til hva som foregår på sola.

På sin vei nedover i atmosfæren vil partiklene dels frembringe lys og dels ionisere gassene. I et visst nivå vil partiklene være fullstendig absorbert. Dette nivået bestemmer underkanten på nordlyset. Ingen av disse nordlyspartiklene når ned til jordoverflaten. Bare de mest energirike partiklene når under 100 km før de pga. kollisjoner har mistet sin energi. Da blir de partikler med lav energi (populært kalt kalde) og inngår i den regulere ionosfære. Skal vi få detaljerte kunnskaper om nordlyspartiklene må vi derfor bruke instrumenterte raketter og satellitter. Partikkelenergien i forbindelse med nordlys er meget stor.

For å kunne regne detaljert på partiklene må vi kjenne

  • energien til partiklene,
  • antall partikler (dette kaller vi fluksen) som bombardere den polare atmosfære,
  • retningen til partiklene relativ til jordas magnetfelt, det vi kaller pitchvinkel og
  • sammensetningen av nedbøren, dvs. fordelingen mellom elektroner og ioner.

 

I et typisk nordlys vil i middel 1-2 % av partikkelenergien avgis som lys. Nordlyspartikkelnedbøren kan gå opp til 1012 partikler/cm2 og sekund.

For elektroner med energi høyere enn ca. 20 keV foregår mesteparten av eksitasjonen under 90 km. I dette høydeområdet er tettheten og dermed kollisjonsfrekvensen meget høy. De eksiterte partiklene mister sin energi pga. kollisjoner, og dermed blir lysutbyttet praktisk talt null.

Nordlysovalen er det beste mål for hvor brorparten av nordlyselektronene med energi mindre enn 20 keV treffer ionosfæren. Men nordlyset er ikke noe godt mål for hvor elektroner med energi over ca. 20 keV og ioner > 200 keV vekselvirker med den polare atmosfæren. Om vi fra bakken skal finne ut hvor de treffer ionosfæren må vi bruke radiobølger. Det enkleste og mest brukte instrumentet er da et riometer.

Fordypning: Generelle egenskaper for nordlyspartiklene i magnetosfæren.

 

En generell behandling av de ladde partiklene i magnetosfæren er komplisert. Det var professor Carl Størmer som først studerte bevegelsen av elektrisk ladde partikler i et dipolfelt. Partiklenes spiralbevegelse ble møysommelig integrert for hånd i årene etter 1904. Det var ikke mulig for Størmer å finne en analytisk løsning på bevegelseslikningene. Mer enn 18 000 timer brukte Størmer og hans studenter på dette arbeidet. Professor H. Alfvén forenklet i 1940-årene utregningene ved å innføre gyrosenter-tilnærmelsen, dvs. i stedet for å beregne partikkelens bane regnet han først ut hvordan sentrum i banen til partikkelen beveget seg. Etterpå la han over gyrobevegelsen.

Bevegelse av nordlyspartiklerBevegelse av nordlyspartiklerFigur: De tre adiabatiske invariantene i jordas magnetosfære - gyrobevegelser, speilbevegelser og driftbevegelser.

 

Figuren illustrerer karakteristiske partikkelbevegelser i jordas magnetfelt. Bevegelsene av elektrisk ladde partikler er karakterisert ved de tre såkalte adiabatiske invariantene, nemlig:

  • gyrobevegelsen
  • speilbevegelsen
  • driftbevegelsen

En invariant betyr i de fleste tilfellene en konstant, men i enkelte tilfeller en tilnærmet konstant. En adiabatisk prosess er en prosess hvor systemet (i dette tilfellet de ladde partiklene) ikke utveksler varme med omgivelsene sine. Partikkelbevegelsene i elektriske- og magnetiske felt, slik vi har i magnetosfæren, utgjør til sammen et komplisert bevegelsesmønster. De tre adiabatiske invariantene er kort omtalt i det følgende:


Gyrobevegelsen
Nordlyspartiklene (med masse m) roterer (ofte kalt gyrerer) rundt magnetfeltet. Partikkelens hastighetsvektor, v dekomponeres langs og på tvers av magnetfeltet. Partikkelens magnetiske moment, μ , er gitt ved den første adiabatiske invarianten.

 

μ=m⋅v2⋅sin2α2B=konstant

 

Siden partikkelens energi er bevart, har vi at

 

v2=v2+v||2=konstant

 

Om partikkelen beveger seg mot jorda øker intensiteten av magnetfeltet. Da må også sin2 α øke for at m skal være konstant. Dette fører til at vinkelen mellom v og B øker. Maksimal verdi for uttrykket får vi når sin2 α = 1; da er α = 90°. Partikkelens fartsvektor står da normalt på magnetfeltet. Da er v|| = 0 slik at

 

μ=m⋅v22Bm


hvor Bm = feltet som svarer til at vinkel α = 90°; dvs. feltet på det stedet hvor partikkelen snur. Dette punktet kalles speilingspunktet. Konklusjonen er at det magnetiske momentet til elektronene og ionene i det nære verdensrommet er konstant.


Speilbevegelsen
Nordlyspartiklene beveger seg fram og tilbake langs magnetfeltet, mellom speilingspunktene på den nordlige og sørlige halvkule som illustrert i figuren. Vi kan regne ut Bm ved speilingspunktet. Tiden partiklene bruker fra det ene speilingspunktet (fra den nordlige halvkule til den motsatte) til det andre, er konstant. Det er på grunn av Lorentz-kraften at partikkelen snur i speilingspunktene. Vinkelen til partikkelen i ekvatorplanet, er gitt ved

 

sinα0=(B0Bm)12

 

der B0 = B-feltet i ekvatorplanet, mens Bm er B-feltet i speilingspunktet.

 

Tabellen nedenfor viser typiske verdier for gyreringstid, speilingstid og tid for drift rundt jorda. Det er antatt at vinkelen α = 6° i ekvatorplanet og at elektronene og ionene (protoner) beveger seg langs en feltlinje som ligger ≈ 6 R ut i ekvatorplanet; dvs. feltlinjene har ett fotpunkt nær ASC.

 

Tabell - Adiabatiske invarianterTabell - Adiabatiske invarianter

 

Hvis sin2 α er mindre enn 1 i speilingspunktet finnes det ikke noen Bm som er stor nok til å snu partikkelen. Partikkelen vil da lekke ut av den “magnetiske flasken”, dvs. fra magnetosfæren. Dette er jo tilfelle med alle partiklene som genererer nordlys og produserer ionosfæriske og magnetiske forstyrrelser. I praksis betyr det at partiklene som har speilingspunkt lavere enn ca. 200 – 300 km over jordoverflaten, ikke lenger er fanget dvs. ikke invariante. De går tapt i den polare ionosfæren.

 

Driftbevegelsen rundt jorda
Samtidig som partiklene gyrerer rundt magnetfeltet og roterer fram og tilbake mellom speilingspunktene, vil driftsstrømmen i magnetosfæren ta med seg partiklene rundt jorda. Dette er den tredje adiabatiske invarianten og den er forbundet med azimuthaldriften rundt jorda (pga. gradienter og krumning av B). Den magnetiske fluksen som driftbanen omslutter er konstant. Elektronene og ionene driver i motsatt retning.

 

Forutsetningen for at invariantene skal være oppfylt er at B-feltet varierer lite i løpet av den tiden partikkelen bruker for å utføre disse bevegelsene. For å få en følelse for hvor gode; dvs. hvor konstante invariantene er, har vi tatt med noen konkrete tall, i tabellen. Om B varierer i løpet av de tidene som er gitt i tabellen, er invarianten ikke oppfylt. Bare om alle tre invariantene er oppfylt er partiklene tvunget til å holde seg innenfor magnetosfæren – dvs. de er innfanget (engelsk: trapped) som i en magnetisk flaske.

 

Nordlyspartiklene i det nære verdensrom vil derfor ofte – i enkelte tidsperioder – ikke være innfanget. Da sier vi at partiklene er quasi-trapped (delvis-innfanget).

 

Hvis ikke elektronene og ionene beveger seg sammen, representerer bevegelsene en elektrisk strøm. Det er denne driftbevegelsen rundt jorda som er kilden til ringstrømmen i jordas magnetfelt. Den ligger typisk mellom 3 til 6 Rj fra jordoverflate. Elektronene beveger seg en vei, mens ionene beveger seg i motsatt retning.

NordlysintensitetNordlysintensitetForholdet mellom nordlysintensiteten av 427,8 nm -båndet og energinedbøren, basert på rakett og satellittobservasjoner. De åpne sirklene refererer seg til nattnordlys innenfor ovalen, mens de svarte prikkene er fra observasjoner på polsiden av ovalen. Den heltrukne kurven representerer forholdet 270 R pr 10-3 W/m2.

 

Fordypning: Lysutbytte som funksjon av partikkelnedbøren


Sammenhengen mellom partikkelnedbøren og intensiteten av nordlyset er viktig. Om den er kjent, kan vi fra bakkestudier av nordlyset beregne partikkelenergien; dvs. energien av partiklene som avsettes i atmosfæren. Basert på et større antall målinger av båndene 391,4 og 427,8 nm, har man funnet at disse to emisjonene egner seg godt som referanser for lysintensitet og energinedbøren i form av partikler. Bruken av dette båndsystemet i N2+ som mål for effekt tilført ionosfæren i form av partikkelstråling bygger også på laboratorieforsøk.

 

Den beste måten å finne lysutbyttet som funksjon av partikkelnedbøren er ved samtidige, koordinerte rakettobservasjoner. Basert på mange, nøye planlagte rakettforsøk (se figuren) har man fått et tilnærmet konstant forhold mellom partikkelnedbør og nordlys ved 427,8 nm. Konstanten er om lag (250±30) R per 10-3 W/m2. Proporsjonalitetsfaktoren mellom energi og 427,8 nm nordlys intensiteten er konstant for elektroner mellom ca. 0,5 og 20 keV.

 

Fordi eksitasjonen av disse emisjonene til en viss grad skyldes protoner, er separate observasjoner av protonnordlyset nødvendig for å skille ut bidraget fra protonene i N2+-emisjonene. Derfor vil man registrere både elektron- og protonnedbør samtidig i de fleste undersøkelsene med raketter.

 

ProtonspekteretProtonspekteretProtonspekteret i keV/(cm2 sek og steradianer) (figuren øverst) som produserer det hydrogenlyset som vises i kurvene nederst, er basert på samtidige, koordinerte rakettobservasjoner. Selve observasjonene for opp- og nedtur er vist med piler i den nederste figuren. Om vi deriverer disse får vi høydeprofilen, med maksimal intensitet omkring 112 km.

 

Eksempel: Beregne effekten av nordlys.


Basert på faktoren 250 R ved 427,8 nm for en energitilførsel på 10-3 W/m2 kan vi beregne effekten av et nordlys. Vi antar en nordlysbue som er 10 km bred og 1000 km lang som har en homogen intensitet på 10 kR ved 427,8 nm. For å produsere denne buen går det med:

 

106m×104m×4×10-2(W/m2)=4×108W

 

Da bare ca. 2 % av energien til partiklene som bombarderer atmosfæren går med til å produsere lys, forstår vi at det er enorme mengder energi som trenges til å produsere nordlys hver kveld. Både lysintensiteten og dimensjonene av nordlyset kan være mye større enn i eksemplet ovenfor. Partikkelnedbøren for en sterk nordlysbue kan gå opp mot 1010 W, ja helt opp mot 1012 W. At det kreves mye energi for å produsere nordlys går også fram av det faktum at den midlere elektrisitetsproduksjon i Norge er ca. 1010 W.


Forholdet mellom Hα og Hβ fotoner og protonnedbør varierer mye med energien. Sammenlignes Hα intensiteten med den innfallende protonenergien, har man funnet at lysutbyttet var ca. 70 R per 10-3 W/m2. Denne faktoren er ca. 4 ganger mindre enn for elektronenergi i relasjon til 427,8 nm emisjoner.

 

Konklusjon: Intensiteten av nordlyset fra elektron- og protonnedbør er kjent innenfor en usikkerhet på ca. 25 %. Derfor er nordlys og H-emisjonene de aller beste bakkeobservasjonene av elektron- og protonnedbør. For å oppnå større nøyaktighet, er det nødvendig med flere samtidige, koordinerte satellitt- og rakettobservasjoner av lys- og partikkelnedbøren.