8 Ionosfæren og nordlys

Ionosfæren er definert som det høydeområdet i jordens atmosfære der konsentrasjonen av frie elektroner (n_e) er så stor at den påvirker radiobølger. Vi sier at atmosfæren er ionisert, dvs. den er elektrisk ledende. Det finnes også like mange positive ioner, men på grunn av deres relativt store masse vil de ikke påvirke radiobølgene. Derfor vil vi konsentrere oss om elektronene. Ionosfæren ble oppdaget ved at man observerte at radiobølger kunne forplante seg over store avstander. Man måtte derfor anta at det eksisterte elektrisk ledende lag i den øvre atmosfære som kunne speile/reflektere bølgene.

Ionosfæren strekker seg fra ca. 50 til 500 km over bakken. Konsentrasjonen av elektronene varierer fra 10⁷ partikler pr. m³ ved 50 km, til et maksimum på ca.10¹² partikler pr. m³ i høyden 250-300 km (se figur 8.3).

Ionosfæren dannes ved at energirik elektromagnetisk- og partikkelstråling fra solen og verdensrommet ioniserer luftmolekylene og atomene. De fysiske og kjemiske bindingene i gassmolekylene og atomene brytes lett av høyenergetisk stråling. Frie elektroner og ioner dannes i den øvre atmosfære. Dette plasmaet er svakt ionisert. Forholdet mellom elektronkonsentrasjonen og tettheten av den ikke-ioniserte luft er 10^–5, selv ved n_e-maksimum.

De regulære ionosfærelag dannes av ultrafiolett og røntgenstråling fra solen. De har en karakteristisk variasjon med tid på døgnet og med breddegrad. I polare strøk, dvs. nord for ca. 60° , bidra energirike elektroner og ioner mye til ionisasjonsprosessen. Det dannes ionosfærelag som er assosiert med nordlys. Også når det gjelder kommunikasjon- og navigasjonssystemer er ionosfæren viktig.

Når du har gjennomgått dette kapitlet, skal du

• kjenne til strukturen i ionosfæren (D-, E-, F- laget)
• kunne forklare hvordan ioniseringen skjer i ionosfæren og hvilken betydning breddegraden har for ioniseringsmåten
• kjenne hovedbidragene til produksjonen av frie elektroner i den øvre atmosfæren
• vite hvorfor partikkelionisasjonen er særlig viktig på høye breddegrader
• vite at de frie elektronene i ionosfæren går tapt ved rekombinasjon
• kunne forklare hvordan nordlys oppstår – både elektron- og protonnordlys
• kjenne karakteristiske energier for nordlyspartiklene
• kunne gjøre rede for beliggenheten av nordlysovalen
• kjenne til nordlysets variasjon i rom og tid
• kjenne til lysemisjonene i nordlys og kunne forklare hvorfor nordlys betegnes som atmosfærens fingeravtrykk
• kjenne til noen hovedbidrag fra norske nordlyspionerer
• kjenne til beliggenheten av plasmasjiktet, polarkløftene og strålingsbeltene i magnetosfæren
• kjenne til bevegelser av ladde partikler i magnetfeltet: gyrering, speiling og drift
• kjenne til instrumenter som brukes for studier av ionosfæren og nordlyset
• kunne bruke eksterne kilder for å finne aktuelt stoff.

I desember 1901 sendte den italienske fysiker og radiotekniker G. Marconi (1874-1937) radiobølger fra Cornwall i England til New Foundland i USA, en avstand på mer enn 4500 km. Forskerene konkluderte at bølgene måtte følge jordens krumning langs "elektriske lag" i den øvre atmosfæren. Det måtte finnes en ionosfære som virket som et speil for radiobølger. De elektriske egenskapene til den øvre atmosfære måtte kartlegges.

Briten Edward Appleton (1892-1965) var blant de første som studerte refleksjoner fra den øvre atmosfære. Til dette benyttet han først kontinuerlige radiobølger med fast frekvens. Senere varierte han frekvensen fra 1 til 10 MHz. For sine grunnleggende undersøkelser av radiobølgers utbredelse i atmosfæren fikk Appleton i 1947 Nobelprisen i fysikk.

Figur 8.1 Marconis radiosending fra England til USA den 12. desember 1901 viste at det måtte finnes et elektrisk ledende lag i atmosfæren. Radiobølger har vært hovedverktøyet i utforskningen av ionosfæren frem til romalderen.

Snart oppdaget man flere lag i den øvre atmosfære. Appleton foreslo en inndeling etter alfabetet hvor han startet lavest med E-laget, og fortsatte med F-laget noe høyere i atmosfæren. (Han kalte det E-laget fordi han registrerte den elektriske komponenten av bølgene.) Målinger viste at F-laget splittet seg i to deler med hvert sitt maksimum. Lagene ble døpt henholdsvis F₁ og F₂. Senere ble det oppdaget et D-lag lavere enn E-laget (figur 8.3).

Ionosfæren over F-lagene (> 500 km) kalles magnetosfæren. Dette skyldes at magnetfeltet her har en dominerende innflytelse på bevegelsene av de elektrisk ladde partiklene.

Figur 8.2 Prinsippskisse av et ionosondeinstrument.

Våre kunnskaper om ionosfæren før romalderen fikk vi ved bruk av ionosondeinstrumenter (kapittel 11 Atmosfære-, ionosfære- og nordlysinstrumenter). En prinsippskisse er vist i figur 8.2. S er en radiosender, mens M er mottakeren. Senderbølgen reflekteres fra ionosfærelagene og mottas av mottakeren sammen med den direkte bølgen fra senderen. På en skjerm kan vi se tidsforskjellen mellom de direkte og de reflekterte bølgene og intensiteten av dem. Fra disse observasjonene kan både elektrontettheten og høyden på ionosfærelagene beregnes.

Hvordan er ionosfæren dannet? Graden av ionisasjon avhenger av intensitet og bølgelengde av den innfallende solstråling såvel som av atmosfærens sammensetning. Se for øvrig tabell 6.1.

De normale ionosfærelagene mellom ekvator og ca. 60° bredde, dannes ved fotonionisasjon – ofte kalt fotoionisasjon – av atomer (X) og molekyler (XY). I hovedsak skyldes ionisasjonen UV-stråling (hf) fra solen. Fotonionisasjon kan symbolsk skrives på følgende måte:

(8.1a)

(8.1b)

Her er e_n et fritt elektron med liten energi (termisk), mens X⁺ og XY⁺ er frie ioner med liten energi. X⁺ + e_n og XY⁺ + e_n kalles ionepar.

Elektroner og ioner tapes ved rekombinasjon gjennom flere mulige prosesser. De mest vanlige er skissert i likning (8.2) og (8.3):

(8.2)

(8.3)

Likning (8.3) er den viktigste tapsprosessen og kalles dissosiativ rekombinasjon. Den fører til spaltning av et molekyl i to atomer. Prosessen er effektiv fordi impuls og energi lett kan fordeles på X og Y.

Frie elektroner kan også danne negative ioner ved "attachment"; dvs. de kleber seg på molekylene som vist i (8.4a):

(8.4a)

De negative ioner kan tapes ved foton-detachment som symbolsk kan skrives:

(8.4b)

For å beskrive produksjon og tap av elektroner i ionosfæren bruker vi en kontinuitetslikning på formen

(8.5)

hvor n_e er elektrontettheten, leddet dn_e / dt angir variasjonen i elektrontettheten med tiden, q er produksjon av elektroner, mens a er rekombinasjonskoefisienten fra likning (8.3). Siste leddet forteller hvor hurtig elektronene går tapt. Med notasjonen (XY⁺) menes konsentrasjonen av molekylet XY⁺. Ionosfæren er elektrisk "nøytral". Elektrisk nøytralitet krever at

(8.6)

Med unntak av den laveste del av ionosfæren, dvs. under ca. 90 km, er antallet negative ioner (XY^–) ≈ 0 og (n_e) = (XY⁺). I det følgende vil vi derfor se bort fra negative ioner. Vi får da kontinuitetsligningen på følgende form:

(8.7)

Likning (8.7) leses på følgende måte: Variasjonen i elektrontettheten som funksjon av tiden bestemmes av produksjonen av elektroner samt hvor mange som går tapt på grunn av rekombinasjoner.

Rekombinasjonskoefisienten avhenger av hvilke typer ioner som er tilstede. I formelen kan a erstattes med en effektiv rekombinasjonskoefisient som er en middelverdi for et høydeområde.

Partikkelionisasjon er diskutert i avsnitt 8.10 (jfr. likning (8.16)).

Figur 8.3 viser en typisk elektrontetthetsprofil for en normal, dvs. uforstyrret, ionosfære på dagtid. Vi skiller mellom tre forskjellige lag:

D-laget (50-90 km)

E-laget (90-140 km)

F-laget (140-400 km)

Figur 8.3 Elektrontetthetsprofil for en normal ionosfære på dagtid.

Disse lagene dannes ved forskjellige typer stråling og forskjellige typer rekombinasjon. Ingen av dem oppfører seg helt likt når det gjelder høydevariasjon, døgnvariasjon eller breddegradsvariasjon. (Se ellers avsnitt 8.13 om andre forstyrrelser i ionosfæren.) Lagene forsvinner ikke helt når solen er under horisonten. Dette skyldes spredt stråling og transportmekanismer (vinder og turbulens) som fører plasma inn i områder fra solbelyste deler av atmosfæren.

Figur 8.4 Ekko fra ionosfæren som viser E-, F₁- og F₂-lagenes kritiske frekvenser.

Tabell 8.1 Karakteristiske egenskaper, tettheter og ionisasjonskilder for en standard ionosfære.

Vi skal kort studere ionosfærelagene hver for seg.

I høyder over ca. 150 km dannes ioner og elektroner ved at hovedbestanddelene O og N₂ absorberer EUV (Ekstrem Ultra Violett) stråling der bølgelengden (l ) er 10 nm< l <90 nm; jfr. likning (8.8). Primært dannes ionene O⁺ og ved fotonionisasjon.

(8.8)

Disse ionene reagerer raskt med nøytrale atomer og molekyler på følgende måte:

(8.9)

De viktigste ioner i F-laget er O⁺ og NO⁺. Ved høyder over ca. 200 km er O⁺ det dominerende ion mens nederst i F-laget dominerer molekylære ioner, N0⁺.

Fordypning: Kontinuitetslikningene.

E-laget strekker seg fra 95 til ca. 150 km over bakken og er det ionosfærelag som er best kjent. Ioneproduksjonen i E-lag skyldes røntgenstråling (1 nm < l < 10 nm),og ultrafiolett stråling (100 nm < l < 150 nm) som ioniserer O₂ og N₂, til O₂⁺ og . Imidlertid forsvinner raskt ved ladningsoverføring (likning 8.13).

(8.13)

og NO⁺ er de dominerende ionene i E-laget. Rekombinasjonen er derfor dissosiativ.

(8.14)

Kontinuitetslikningen får standardformen

(8.15)

I E-laget opptrer noen ganger tynne sporadiske lag som bl.a. skyldes forekomst av metallioner (f. eks. Na⁺, Mg⁺ og Fe⁺) fra meteorer. Sporadisk E, betegnet som E_s, kan være meget tynne og tette (høy n_e) lag. De forekommer mer tilfeldig både natt og dag.

Elektrontettheten i D-laget har vanligvis ikke noe markert maksimum (se figur 8.3). Både ioneproduksjon og rekombinasjonsprosessene er meget kompliserte mellom 50 og 95 km. Lyman a -strålingen (l = 121,5 nm), en meget sterk linje i solspektret, trenger ned i D-laget. Den har energi nok til å ionisere NO. Denne produksjonsmekanismen dominerer fra ca. 70 - 95 km. solens røntgenstråling er også viktig. Under ca. 75 km dominerer ionisasjonen fra høyenergetisk kosmisk stråling. I D-laget dannes en rekke kompliserte og tunge positive og negative ioner. Rekombinasjonsprosessene er både høyde- og temperaturavhengige.

De første studiene av ionosfæren ved radiomålinger ble utført i 1927. Før romalderen var radioekko-målingene den viktigste kilden til kunnskaper om ionosfæren. Instrumentet som brukes kalles et radioekko-instrument eller en ionosonde. En prinsippskisse av virkemåten er vist i figur 8.2 mens figur 8.4 viser en radioekko-registrering. En detaljert omtale finnes i kapittel 11 Atmosfære-, ionosfære- og nordlysinstrumenter.

Hovedprinsippene i radioekkoforsøkene er følgende: Det sendes ut korte (50-100 m s), høyfrekvente pulser (mellom 0,1 og 20 MHz) synkront med nettfrekvensen på 50 Hz. Ved mottakeren M, som ligger mindre enn 1 km fra senderen, registrerer vi den direkte og den fra ionosfæren reflekterte bølgen. Det er viktig at tidsforskjellen mellom disse bølgene, D t, måles nøyaktig. Senderfrekvensen økes jevnt over frekvensområdet i steg på 0,1 MHz. Man følger automatisk etter med avstemming av mottageren. Ekkoenes beliggenhet langs en tidsakse, på en oscilloskopskjerm, fotograferes som vist i figur 8.4. I dag brukes digital avlesning. Høyden h av ekkoene er gitt ved

(8.15a)

hvor c = lyshastigheten og h = den virtuelle høyden. Vi antar at radiobølgene hele tiden utbrer seg med lyshastigheten. Dette er ikke riktig nær refleksjonspunktet. Gruppehastigheten til en radiobølge, som er den farten bølgens energi utbrer seg med, er mye mindre enn c nær refleksjonspunktet. Vi observerer derfor en stor økning i den virtuelle høyden nær refleksjonspunktet.

På registreringen i figur 8.4 legger vi merke til at frekvenser opptil ca. 3 MHz reflekteres fra en høyde mellom 100 og 130 km. Ved ca. 3 MHz bryter bølgen gjennom E-laget og vi får refleksjoner fra F-lagene mellom 200 og 300 km ved ca. 8 MHz. Frekvensen for bølgene som bryter gjennom E-, F₁- og F₂-lagene kalles kritiske frekvenser. Fra kritiske frekvenser, kalt f_c, kan vi regne ut elektrontettheten fra følgende likning

(8.15b)

hvor f_c observeres i MHz.

Ekkoregistreringene viser en rekke trekk som krever en grundigere analyse. Fra slike registreringer som utføres på flere hundre steder jorden rundt, får vi kunnskaper om ionosfæren.

Energetiske elektroner, protoner og a -partikler fra solen og magnetosfæren trenger inn i atmosfæren og bidrar til ekstraordinær produksjon av ioner og elektroner på høyere breddegrader (tabell 8.1). Slik partikkelnedbør er nært knyttet til nordlysfenomener (se neste avsnitt). I nordlyssonen varierer derfor ionosfærelagene ofte og meget uregelmessig. Spesielt viktig er den produksjon som finner sted i E- og D-laget. Økningen i elektrontetthet fører til store forandringer i refleksjon og absorpsjon av radiobølger.

Forstyrrelser i ionosfæren på høye breddegrader kan forårsake totalt sammenbrudd i kortbølgekommunikasjon ("radio black outs"). De elektriske strømmene som settes opp i ionosfæren påvirker også kraftforsyning og kan føre til korrosjon i oljeledninger.

Figur 8.5 Nordlyset illustrert av Fridtjof Nansen, først publisert i hans bok Nord i Tåkeheimen (1910).

Nordlyset er ett av naturens mest praktfulle skuespill, jfr. Nansens nordlysillustrasjon ovenfor. Dette himmellysets har opptatt våre forfedre gjennom årtusener. Opp til vårt århundre er det ofte blitt forbundet med overtro og mystikk. De siste hundre årene har det vært en viktig inspirasjonskilde for kunstnere.

Den vitenskapelige utforskningen av nordlys i vårt land ble innledet av en fransk ekspedisjon i 1839-40, som overvintret i Bossekop, Alta. I 1882-83 (kalt Det Første Internasjonale Polaråret) ble en norsk ekspedisjon for studier av nordlys sendt til Finnmark. Professor Kristian Birkeland (figur 8.6) begynte i 1890-årene sine epokegjørende nordlysundersøkelser på samme sted, etter at han i 1896 hadde offentliggjort sin nye nordlysteori, og året etter laget kunstig nordlys i sitt berømte Terrellalaboratorium.

I 1909 lyktes det professor C. Størmer (figur 8.9) å ta de første brukbare bilder av nordlys. Ved samtidig fotografering fra to eller flere steder, med ca. 100 kilometers avstand, kunne han for første gang bestemme høyden av nordlyset.

Omtrent på samme tid begynte professor L. Vegard sine banebrytende arbeider over nordlysets spektrum (figur 8.10). Allerede i 1899 ble det første permanente nordlysobservatorium bygd på Halddetoppen i Alta. Fra da av kan man si at nordlyset har vært under kontinuerlig observasjon i Norge.

Birkelands teori gikk ut på at nordlys oppstår ved at elektroner fra solen styres mot jordens polområder av dens magnetfelt. Partiklene bremses i luften og i 100-300 km høyde tenner de atmosfæregassene slik at de lyser opp (jfr. figur 8.8). Birkeland demonstrerte sin nye teori i laboratorieforsøk slik som figur 8.7 viser. Disse modellforsøkene ble senere gjentatt mange steder i verden.

Det første kunstige nordlys i atmosfæren ble produsert i 1958, da en atombombe ble detonert i atmosfæren.

Figur 8.6 Professor Birkeland (1867-1917) i sitt laboratorium (det såkalte Terellalaboratoriet). Allerede i 1896 fremsatte Birkeland sin nordlysteori. Hovedideen var at elektrisk ladde partikler som beveget seg fra flekker på solens overflate ble innfanget av jordens magnetfelt, og styrt ned mot polområdene hvor de tente atmosfæren.

Figur 8.7 Bilde av de lysende ringene Birkeland kunne produsere rundt polene på terrellaen når denne ble bombardert med elektroner. Disse ringene representerer nordlys- og sydlyssonen.

Figur 8.8 Illustrasjon av Birkelands nordlysteori.

Birkeland organiserte og gjennomførte også flere nordlysekspedisjoner. Det matematiske problem om hvordan disse elektronene beveger seg fra solen til jorden, ble behandlet av professor Størmer. Selv om hans beregninger ikke er direkte anvendbare i moderne nordlysforskning i dag (fordi de var basert på én partikkel, med høy energi som kom direkte fra solen, ikke et plasma), var de i 1910- og 1920-årene en viktig inspirasjon for nye forskningsprosjekter.

Figur 8.9 Carl Fredrik Størmer (1874-1957) arbeidet gjennom et langt liv med å løse nordlysets gåte. Han ble utnevnt til professor i matematikk ved Universitetet i Oslo, i 1902. Størmer kartla nordlysets geografiske utbredelse og de ulike nordlysfenomener. Han bestemte nordlysets høyde. Størmer er også kjent for sine beregninger av nordlyspartiklenes (partikler med elektrisk ladning) baner i jordmagnetfeltet.

I dette kapittel vil vi først omtale nordlysets karakteristiske egenskaper. Deretter vil en moderne nordlysteori bli omtalt. Til slutt vil det bli diskutert hvordan nordlysforskningen øker våre kunnskaper om den øvre atmosfære og det nære verdensrom.

Figur 8.10 Lars Vegard (1880-1963) ble utnevnt til professor i fysikk i 1918. Hans store interesse var nordlysets farger. Vegard har fått hovedæren for at Nordlysobservatoriet ble bygget i Tromsø, i 1927.

Mer eller mindre samtidig som nordlyset oppstår på den nordlige halvkule opptrer det samme fenomenet, sydlys, på den sørlige halvkule. Endatil de samme formene er observert samtidig i sør og nord, så like at de nærmest er speilbilder av hverandre. Dette er illustrert i figur 8.15. Fellesbetegnelsen for nordlys og sydlys er polarlys.

Polarlyset opptrer hyppigst og med størst intensitet i områdene rundt de magnetiske poler. Det er særlig hyppig i to ringformede soner; nordlys- og sydlyssonen, som ligger i middel omkring 23° fra jordens magnetpoler. Sonene representerer det statistisk bildet basert på middelverdiene av et meget stort antall nattpolarlys. Polarlyssonene er begge ca. 500-1000 km brede, avhengig av aktiviteten på solen, og de ligger symmetrisk om magnetpolene.

Fordi vi hovedsakelig vil diskutere dette himmellyset sett fra Norge, vil vi i det følgende omtale fenomenet som nordlys, selv om det noen steder ville vært mer korrekt å bruke begrepet polarlys.

Fordi nordlyset skyldes vekselvirkning mellom magnetfeltet og ladde partikler fra solvinden, er nordlyset magnetisk orientert. Nordlys produseres også på jordens dagside, dvs. på den siden som vender mot solen. (avsnitt 8.13). Men i en solbelyst atmosfære er det praktisk talt umulig å observere dette nordlyset fra bakken. Midtvinters, nord for polarsirkelen, lar det seg imidlertid gjøre når solen er godt under horisonten også om dagen. Avstanden mellom nordlyset og magnetpolen er my mindre på dagsiden enn på nattsiden. Nordlyssonen får dermed form som en oval, og betegnes nordlysovalen. Nordlysets fordeling som funksjon av rom og tid er illustrert i figurene 8.11-14. Disse forholdene blir nærmere omtalt senere.

Figur 8.11 Nordlysovalens beliggenhet relativt til Nord-Skandinavia og Svalbard (NÅ= Ny-Ålesund, T = Tromsø og K = Kiruna) på forskjellige tider av døgnet. Den magnetiske nordpol er markert med +.

Figur 8.12 En mer korrekt fremstilling av formen og bredden på nordlysovalen som funksjon av lokal tid for middels sterk magnetisk aktivitet. Ovalens beliggenhet relativ til Tromsø og Oslo er også indikert.

Figur 8.13 Nordlysovalen fotografert i UV-lys fra satellitten Dynamic Explorer.

Se også http://www.northern-lights.no og http://www.sec.noaa.gov/pmap/.

Figur 8.14 Nordlysets beliggenhet i relasjon til Skandinavia under rolige magnetiske forhold sees i det venstre bildet. Det er tatt fra en satellitt i ca. 800 km høyde. Til høyre er et tilsvarende bilde på en forstyrret/urolig natt. Nordlyset når da ned mot Trøndelag.

Som det fremgår av figurene ovenfor, er nordlysovalen ca. dobbelt så bred og sentrum er to ganger så langt fra polen ved magnetisk midnatt som ved magnetisk middag; henholdsvis ca. 23° og 12° fra polen. Videre viser figuren at den nattlige nordlysovalen går langs kysten av Troms og Finnmark. Her kan man observere nordlys de fleste klare netter i vinterhalvåret. På vår side av jorden ligger dagsiden av ovalen over Svalbard.

Fra raketter og spesielt satellitter, observeres nordlyset også i den ultrafiolette (UV) delen av spektret. UV-strålingen absorberes i atmosfæren. Dette nordlyset kan derfor ikke registreres fra bakken, men fra plattformer utenfor atmosfæren. Nordlys kan også observeres indirekte om dagen via observasjoner av nordlyspartikler, samt ved magnetiske forstyrrelser på bakken som skyldes elektriske strømmer i nordlysområdet og ved bruk av radiobølger.

For at man skal kunne observere dagnordlys fra bakken må man være ca. 10-15° fra magnetpolen, samt ha solen minimum 10° under horisonten nær magnetisk middag.

Figur 8.15 Nesten identiske nordlysformer kan forekomme samtidig på den nordlige- og sørlige halvkule. Disse to nordlysbildene er tatt samtidig fra to fly, ett over Alaska, mens det andre var syd for New Zealand. Flyene var samtidig på tilnærmet samme magnetfeltlinje. Pga. at sollyset og været er så forskjellig i nord og sør, er slikt observasjonsmateriale som illustrert i denne figuren, meget begrenset.

Svalbards beliggenhet er spesielt gunstig for optiske studier av dagnordlys. Systematiske undersøkelser av dagnordlyset over Svalbard begynte først omkring 1980. Siden da og spesielt etter 1990 er infrastrukturen for nordlysstudier fra Svalbard bygd betydelig ut.

På grunn av solvindens vekselvirkning med jordens magnetfelt oppstår en kløft i magnetfeltet (dvs. B_J ≈ 0) på dagsiden av jorden, omtrent 12 ± 3° fra de geomagnetiske polene. For solvinden representerer disse polarkløftene på den nordlige og sydlige halvkule direkte kanaler fra det interplanetare rommet til den polare atmosfære. Polarkløftene er derfor unike "kikkehull" mot det store verdensrom og solen. Dagnordlyset er et resultat av partikkelnedbøren i kløftene.

På den nordlige halvkule ligger dagsiden av nordlysovalen over Svalbard og Frans Josefs Land (figur 8.11). Magnetisk middag over Svalbard er nær 0830 UT. Her er solen mer enn 10° under horisonten i to måneder rundt vintersolhverv. Landfaste stasjoner for observasjon av dagnordlyset på den nordlige halvkule, må legges enten til Svalbard eller til Frans Josefs land. Derfor har Svalbard en unik beliggenhet for studier av nordlys forbundet med de polare kløftene.

Forekomsten og intensiteten av nordlys er nær forbundet med forstyrrelser i jordens magnetfelt, og aktiviteten på solen. Også under helt uforstyrrede forhold vil det være nordlys, men nordlyset kan da være så svakt at vi ofte ikke kan se det med bare øyet. Nordlyset ligger da nærmest polene, henholdsvis ca. 20° om natten og ca. 10° om dagen fra disse. Etter hvert som solaktiviteten øker, øker intensiteten av lyset og ovalen blir bredere. Ovalen utvider seg både mot polen og spesielt mye mot ekvator når aktiviteten på solen øker.

På den sørlige halvkule ligger polarkløften over det antarktiske kontinent. Klimaet og avstandene vanskeliggjør kontinuerlige observasjoner i Antarktis.

Figur 8.16 Nordlysfarger som funksjon av høyde.

Figur 8.17 Halvverdibredden (dvs. det området hvor nordlyset forekommer 50% av tiden eller mer) og beliggenheten av nordlysovalen nær magnetisk midnatt som funksjon av lokal magnetisk aktivitet. Bare om den magnetiske indeksen når 7 eller mer, kan vi forvente å se nordlys i senit over Oslo.

I samband med de aller største forstyrrelser på solen, som i gjennomsnitt forekommer 2-10 ganger per år, kan nordlyset ligge mer enn 30-40° fra magnetpolene. Hvordan nordlysovalen flytter seg og blir bredere som funksjon av magnetisk aktivitet, er illustrert i figur 8.14. I gjennomsnitt kan vi se nordlys over Osloområdet (langt borte fra bylyset) hver 10. klare vinternatt, mens det kan gå mange år mellom hver gang nordlyset viser seg i Sør-Europa (50° fra polen).

Nordlys opptrer også i de sentrale polarområdene, innenfor ovalene. Men lyset er der vanligvis mye svakere enn i ovalene, og spekteret er forskjellig. Dette polarnordlyset har kort varighet, og det opptrer hyppigst under rolige magnetiske forhold. Polarnordlyset er antikorrelert med den magnetiske aktivitet, i motsetning til hva vi har i ovalen. Fortsatt er egenskapene til dagnordlyset og lyset i den sentrale polarkalotten ikke detaljert kartlagt, men våre kunnskaper har øket betydelig siden 1980.

Sol-jord-orienterte buer er en vanlig nordlysform i polarområdene. Disse opptrer bare under spesielle forhold på solen, nemlig når IMF B_z > 0. Dette er normale betingelser for rolige magnetiske forhold. De sol-jord-orienterte buene kan brukes som "naturens egen klokke", fordi de viser retningen til solen. Skyformede nordlys (patches) opptrer ofte på polsiden av ovalen for IMF B_z < 0. Kilden til patches er fortsatt ikke klarlagt.

Ved å iaktta noen store nordlysutbrudd kan en lett få det inntrykk at et forvirrende stort antall former forekommer. Figurene 8.18 og 8.19 illustrerer noen karakteristiske nordlysformer.

Et nærmere studium viser at en kan forklare observasjonene med noen få elementære former og strukturer som varierer i rom og tid. Det er viktig å være oppmerksom på at en nordlysform, parallell med jordens magnetfelt, vil se forskjellig ut om en er på pol- eller ekvatorsiden av ovalen. Følgende former er karakteristiske og forekommer hyppig:

Rolige former. Nordlyset kan strekke seg i lange (mer enn 1000 km) buer eller bånd. Disse har en retning som er vinkelrett på de magnetiske feltlinjene. De kan være enkle eller sammensatt av flere, opptil fem, seks parallelle former samtidig. Deres horisontale bredde kan variere fra noen hundre meter til noen titalls km. Deres synlige vertikale utstrekning er også noen få titalls kilometer. Forskjellen mellom buer og bånd fremgår av figur 8.18. Som figuren viser er buene meget regelmessig i form, mens båndene kan ha store strukturer. Under rolige forhold på solen, er både buene og båndene diffuse i form.

Nordlyset kan være splittet opp i lange, tynne stråler, som ligger langs de magnetiske feltlinjene. Lengden av strålene kan variere fra noen titalls til flere hundre kilometer. Nordlysstrålene kan opptre som egen form, de kan danne kroner/koronaer eller draperier, eller de kan gå gjennom buer og bånd; dvs. vi har buer og bånd med strålestruktur.

Andre typiske former er diffuse, skylignende flater, vanligvis av gråliggrønn farge. Disse flatene dekker ofte flere hundre kvadratkilometer og opptrer mest på morgensiden (4-8 timer etter magnetisk midnatt). Fordi det er lite struktur i disse formene er de ofte vanskelige å se med det blotte øyet.

Spesielt ved store nordlysutbrudd forekommer ofte mange forskjellige geometriske former, som f. eks. store spiralstrukturer. Typiske dimensjoner kan være fra 10 - 100 km. De er spunnet opp i bestemte retninger. Et eksempel, tatt fra en av Romfergene, sees i figur 8.20. Små spiralstrukturer i nordlyset som roterer hurtig rundt, kalles krøller ("curles").

Skal vi studere de svake, små strukturene i lyset og deres variasjoner, må vi ha spesiallagede tv-kameraer som tar flere bilder av nordlyset pr. sekund. Det er snakk om strukturer i nordlyset som har dimensjoner mindre enn 100 m, og nordlysintensiteter langt under øyets terskelverdi, det svakeste lys som øyet kan oppfatte, samt nordlysets hurtige bevegelser. Slike opptak viser ofte små strukturer med varighet mellom 0,2 og 10 sekund. De tynneste strålene observert i nordlyset, har dimensjoner mindre enn 100 m.

Figur 8.18 Skisse av noen vanlige nordlysformer. Draperier kan minne om metallpipene i et stort kirkeorgel. De strekker seg tilnærmet loddrett fra horisont til høyt på himmelen, mens de stadig varierer i høyde og intensitet. Det var denne formen som var bakgrunnen for logoen for OL 94 på Lillehammer.

Ved et nordlysutbrudd kan en iaktta de mest fantastiske former og strukturer. Nordlyset kan være splittet opp i lange, tynne stråler som kan opptre som en egen form, eller de kan stå sammen og danne kroner og draperier. Homogene buer og bånd, samt diffuse flekker og flater klassifiseres som rolige former. Stråler, kroner, draperier og buer og bånd med strålestruktur er aktive former med mye dynamikk

Figur 8.19 Fotografier tatt med Størmer/Krogness nordlyskameraene.

Du kan se bilder og video av ulike nordlysformer på www.northern-lights.no

Figur 8.20 Eksempler på nordlys tatt fra en av romfergene ca. 350 km over bakken.

Det finnes noen nordlysforskere som bare skiller mellom to typer av nordlys: diffuse eller diskrete former.

Neppe noe annet ved nordlyset er blitt mer inngående studert og diskutert enn dets høyde. Fra ca. 1700-tallet til begynnelsen av det 20. århundre var dette et kontroversielt spørsmål. Noen mente at middelhøyden for nordlys var omkring 1000 km, mens andre påstod at nordlyset kom helt ned til jordoverflaten.

Professor Carl Størmer bestemte høyden av nordlysene (basert på samtidige, parallaktiske fotografier av nordlyset fra to eller flere stasjoner) i tidsrommet 1910-40 (figur 8.21). Størmer innførte den fotografiske teknikk i nordlysstudiet. Sammen med sin medarbeider O. A. Krogness bygde han de første nordlyskameraene som hadde nok følsomhet til å ta gode bilder av nordlys med en eksponeringstid på noen få sekunder. Størmers metode tillot i prinsipp en rekonstruksjon av hver enkelt nordlysform. Høyden for maksimal intensitet; samt nordlysets underkant og overkant ble regnet ut. Nordlysets høyde varierer mye med form, tid og geografisk bredde (se tabell 8.2). Derfor var en kontinuerlig overvåking over flere solflekkperioder nødvendig.

Figur 8.21 Størmers trianguleringsmetode. To observatører med kjent innbyrdes avstand, d, måler samtidig retningen til et bestemt punkt i et nordlys. Vanligvis ser man samme stjernebilde i begge fotografiene. Da er det lett å regne ut høyden ved å benytte formelen i figuren. En må ta hensyn til at jordens overflate er krum. Hovedproblemet var å sikre at begge observatører måler på samme punkt i nordlyset til nøyaktig samme tid. Dette ble løst ved hjelp av telefonforbindelse.

Tabell 8.2 Middelhøyden av nordlyset basert på bakkemålinger i perioden 1910 til 1940. Høyden er gitt i km etterfulgt av antall målinger i parentes.

Høydefordelingen av omkring 20.000 parallaktiske målinger utført av Størmer og hans medarbeidere er vist i figuren nedenfor. De aller fleste nordlys har maksimal intensitet i høydeintervallet 100-150 km. Nordlys kan helt unntakelsesvis nå ned til omkring 85 km, mens det relativt ofte forekommer mellom 200-300 km. En sjelden gang strekker nordlysstråler seg mot 500 km.

Figur 8.22 Den statistiske fordeling av de mer enn 20.000 høydemålinger av nordlys som Størmer og hans medarbeidere utførte. Den vertikale skalaen angir høyden i kilometer, mens den horisontale skalaen angir antall observasjoner. Legg merke til at hovedmengden av nordlysene har maksimal intensitet mellom 90 og 200 km.

Høyden av nordlyset varierer med avstanden fra nordlyssonen. Dette er illustrert i figur 8.23. Diffuse flater og bånd har de laveste høyder, mens nordlysstrålene ligger lengst borte fra jordoverflaten (se figurene 8.24 og 8.25).

I 1926 oppdaget Størmer solbelyst nordlys. Det ble observert under spesielle forhold i demringslys; dvs. når solen belyser de øvre luftlag mens det er mørkt opp til ca. 2-300 km. De solbelyste nordlysstrålene kan nå opp til mer enn 1000 km. At nordlys kunne nå slike høyder stimulerte utforskningen av den ytterste atmosfære og ionosfære i betydelig grad. Dette førte til at oppfatningen om atmosfærens sammensetning og tetthet over noen 100 km høyde måtte revideres fullstendig. Etter 1926 var derfor observasjoner av solbelyste nordlys en fast del av Størmers program.

Middelhøyden av dagnordlys er godt over 200 km (se figur 8.26), mens de fleste nordlys innenfor polarkalottområdet har høyder over 150 km.

Figur 8.23 Kurven viser hvordan middelhøyden av nattnordlys varierer med de magnetiske breddegrader. Nordlyset er lavest midt i ovalen, og høyden øker raskt mot polene.

Bare ved bruk av instrumenterte raketter som flyr gjennom nordlyset er det mulig å få en nøyaktig høydeprofil av nordlysformene. Mange slike observasjoner av nattnordlys er utført siden 1960, mens praktisk talt ingen lignende registreringer er utført av dag- og polarkalottnordlys. Et typisk eksempel som viser et høydesnitt gjennom en nordlysglow (diffust nordlys) over Andøya Rakettskytefelt er illustrert i figur 8.24:

Figur 8.24 Vi ser her hvordan lyset, i en nordlysglow, varierer med høyden. Figuren er basert på fotometermålinger i en rakett. Kurvene med piler viser dataene fra opp- og nedturen til raketten. Høydefordelingen av lyset varierer en del i løpet av et par minutter. Legg merke til at vi har maksimum ved 110 km på både opp- og nedtur. Underkanten av nordlyset avtar hurtig.

Figur 8.25 Høydefordelingen av ulike nordlysformer bestemt fra rakettobservasjoner.

Figur 8.26 Sammenligning av høydefordelingen av noen typiske nordlysemisjoner i dag- og nattnordlys. Generelt kan vi slå fast at dagnordlysene forekommer høyere oppe i atmosfæren enn nattnordlysene, og høydeforskjellen er ca. 100 – 150 km. Det røde lyset ved 630 nm er mye sterkere i dagnordlyset enn i nattnordlyset.

Nordlyset er et lyssvakt fenomen. Den vanlige styrken er 10 til 100 ganger øyets terskelverdi en mørk, stjerneklar natt (se tabell 8.3). 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 1250) sies det at man kunne gå på jakt når nordlyset var på det sterkeste.

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. I tabell 8.3 er nordlysets intensitet sammenlignet med andre naturlige lyskilder.

Tabell 8.3 Nordlysintensiteten i relasjon til solen, månen og stjernelys.

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 figur 8.27). 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 (jfr. kapittel 3 Atom- og kjernefysikk). Lyset oppstår når energirike, ladde partikler i solvinden (avsnitt 5.5 og 8.10) 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 (se f. eks. likning 8.17c) og mer enn 40% av energien går med til ionisasjon av nøytrale atomer og molekyler i atmosfæregassene. Ionisasjonen kan vi symbolsk skrive

(8.16a)

og/eller

(8.16b)

hvor e og i er henholdsvis elektroner og ioner (mer enn 95 % av ionene i solvinden er protoner, H⁺) som bombarderer gassen. e’ og i’ er elektronet og ionet etter kollisjonen. Deres energi er e’ = e - 36 eV og i’ = i - 36 eV.

Ioneparene som dannes er enten O⁺ + e_n eller + e_n, fordi vi valgte gassene O og N₂. Alle gassene i atmosfæren kan på lignende måte delta i ioniseringsprosessen. Likning (8.16a) og (8.16b) viser at ved kollisjoner mellom solvindpartiklene og atmosfæregassene kan elektroner (e_n) rives løs fra atomet eller molekylet. e_n 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 initial energi til partiklene fra solvinden. Ved støtprosessen som er skissert i likningene (8.16a) og (8.16b), blir atomene og molekylene eksitert. Symbolsk skrives dette på følgende måte (hf er ett nordlysfoton, dvs. ett lyskvant):

(8.17a)

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

(8.17b)

Nordlys ved 557,7 og/eller 630,0 nm blir produsert. På lignende måte får vi for molekylert nitrogen

(8.17c)

Levetiden for er meget kort (10^–7 sekund). Molekylet går derfor hurtig tilbake til grunntilstanden ved å sende ut lys.

(8.17d)

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

Fordypning: Forholdet mellom eksitasjon og lysutsendelse.

Figur 8.27 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; 557,7; 630; 636,4 og 656,3 (Ha ) nm.

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 (eller farge). Fra laboratorieforsøk kjenner vi spektrene for de forskjellige gassene. Ved å sammenligne disse med spektra (bølgelengder) av nordlys, kan vi derfor finne ut hvilke gasser som sender ut lys i den øvre atmosfære.

Figur 8.28 Oksygenatomets energidiagram. Grunntilstanden kalles ³P og den består av tre undernivåer. Bare to av disse er tatt med i figuren. I første og andre eksiterte energinivå, ¹D og ¹S, er den indre energien henholdsvis 1,96 og 4,17 eV større enn i grunntilstanden. (1 eV er 1,6 × 10^-19 Joule). Levetiden for ¹S- og ¹D-tilstandene i en standard atmosfære er henholdsvis ca. 0,8 og 110 s (Grunntilstanden ³P er stabil dersom ingen ytre faktorer påvirker atomet.) Pilene i diagrammet angir observerte overganger, slik de fremkommer i f. eks. nordlysspektret.

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 (gulgrønne) farge. I det røde området av spektret har vi to sterke oksygenlinjer på 630 og 636,4 nm (figur 8.20 og 8.22) og en rekke nitrogenbånd (jfr. tabell 8.4). Rød overkant betyr at nordlyset opptrer i store høyder, og denne rødfargen kommer mest fra 630 nm.

Fra termskjemaet i figur 8.28 ser vi at den grønne nordlyslinjen skyldes overgangen fra ¹S til ¹D- nivåene. Den røde dubletten ved 630/634,4 nm kommer fra overgangen mellom ³P og ¹D. Ved normale forhold i ionosfæren er bredden av den grønne nordlyslinjen mindre enn 0,01 nm. Den grønne oksygen linjen ble funnet i nordlyset før den var kjent fra laboratorieforsøk.

Figur 8.29 Figuren illustrerer protonets bevegelse gjennom nordlyslaget. Et proton (H⁺) kommer rasende inn mot jordens atmosfære langs en magnetfeltlinje B. Det kolliderer med et molekyl (eller atom) M i atmosfæren, mottar et elektron og forvandles til et eksitert hydrogenatom (H^*)Overskuddsenergien sendes ut som et lyskvant (hf). Ved nye kollisjoner i atmosfæren mister hydrogenatomet et elektron og forvandles igjen til et proton. Prosessen gjentar seg til partiklenes energi er i termisk likevekt med omgivelsene. Figuren illustrerer vekslingen mellom proton og hydrogen. Fotonemisjonskurven pga. Dopplereffekten er også skissert. Prosessen gjentar seg til partiklenes energi er i termisk likevekt med omgivelsene. Figuren illustrerer vekslingen mellom proton og hydrogen. Fotonemisjonskurven pga. Dopplereffekten er også skissert.

Blåfargen i nordlyset skyldes mest emisjoner fra ionisert nitrogen . De mest intense båndene ligger ved 391,4 og ved 427,8 nm (likning 8.17d og figur 8.29).

Figur 8.30 Midlere, relativ intensitet for de mest kjente nordlysemisjonene.

I nordlysspektret opptrer også noen svake hydrogenlinjer. Det er de første linjene i Balmer-serien (Ha ved 656,3 nm og Hb ved 486,1 nm, jfr. avsnitt 3.3.1). Disse linjene kommer fra eksiterte hydrogenatomer. De dannes i atmosfæren ved at energirike protoner (H⁺) som bombarderer atmosfæren, fanger elektroner og danner eksiterte hydrogenatomer (likning 8.19a og figur 8.29). Eksitasjonsmekanismen kan skrives på følgende måte:

(8.19a)

Det eksiterte hydrogen atomet går tilbake til grunntilstanden ved å sende ut lys på følgende måte.

(8.19b)

Vi får protonnordlys med Ha (656,4 nm); Hb (486,1 nm).

M er en nøytral partikkel (atom eller molekyl) i atmosfæren. Under innfangingsprosessen kan hydrogenet havne i en høyere energitilstand enn den normale. Det er blitt eksitert, noe vi markerer med en stjerne, se likning (8.19a). Hydrogenatomet vil da sende ut fotoner, likning (8.19b), og dermed gå tilbake til grunntilstanden. Legg merke til at lyset sendes ut fra hydrogenatomer. Det korrekte navnet på disse emisjonene er derfor hydrogenlinjer i nordlys. De kalles protonnordlys.

Deretter kan det energirike hydrogenatomet kollidere med en partikkel, og vi får et nytt proton (likning 8.19c).

(8.19c)

Reaksjonsrekken (likningene 8.19 a, b, og c) kan så skje igjen så lenge energien av H er > 35 eV.

Observerte Ha -intensiteter vil vanligvis ligge i området 50 til 200 R, men verdier opp til 1 kR er blitt rapportert i store nordlysutbrudd. Forholdet mellom intensiteten av Ha og Hb varierer mellom 3 og 5. Med bare øyet er det ikke mulig å se hydrogenlinjene i nordlyset. Spektralt bidrar ikke Ha og Hb til det synlige nordlysspektret. Men forekomsten av protonnordlys gir informasjon om protonnedbøren på samme måte som elektronnordlys er et resultat av elektronnedbøren (se avsnitt 8.11).

Bevegelsen av protonene gjennom ionosfæren langs jordens magnetfeltlinjer er illustrert i figur 8.29. Vi har her sett bort fra elektriske felt i ionosfæren. Protonet taper energi ved kollisjoner (ca. 35 eV per kollisjon). Ladningsoverføringen til den nøytrale atmosfære betyr at partikkelen en stor del av tiden og veien er elektrisk nøytral. Da er bevegelsen koblet fra magnetfeltet. Som likning 8.19b illustrerer, sendes lyset ut fra nøytralt hydrogen. Derfor observeres protonnordlyset vanligvis over et større breddeintervall enn elektronnordlyset. Ettersom protonet beveger seg nedover i atmosfæren, avtar energien på grunn av kollisjoner. Protonet ender opp som et termisk hydrogenatom. Selv om protonnordlyset er subvisuelt, åpnet studier av dette fenomenet et nytt vindu mot verdensrommet. Forekomsten av Ha og Hb røpet hvor protonnedbøren traff den øvre atmosfære. Intensiteten av lyset er proporsjonalt med fluksen av protoner. Dopplerforskyvningen i bølgelengden av Ha og Hb er meget viktig (se kurvene til høyre i figur 8.29). Om protonhastigheten øker mot observatøren, minsker bølgelengdene av hydrogenlinjene: dvs. hydrogenlinjene forskyves mot blått. Fra graden av forskyvningene kan vi bestemme farten og dermed energien til partiklene. Jo blåere hydrogenlyset er, desto større fart har protonene. På denne måten fungerer observasjonene av protonnordlyset som et slags speedometer.

Figur 8.27 viser de dominerende emisjonslinjene og båndene i nordlyset. De mest intense nordlysemisjonene kommer fra molekylært nitrogen, samt atomært oksygen og nitrogen. Andre viktige molekylbånd er listet i tabell 8.4. De fleste eksitasjonene krever ca. 10-20 eV over grunntilstanden.

Den relative intensiteten i de mest kjente nordlysemisjonene er gjengitt i tabell 8.4, hvor intensiteten av den grønne nordlyslinjen er satt til 1. Nordlyset er et meget dynamisk fenomen, og derfor varierer også den relative intensitet betydelig. Nordlyspartiklene (avsnitt 8.11) er kilden for nordlyset.

Fordypning: Eksitasjon ved dissosiasjonsprosess.

Fordypning: Nordlyset brukt som termometer.

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 jordens magnetfelt bombarderer disse partiklene den øvre atmosfære på polsiden av ca. 50° og ofte 60° 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 solen.

På sin vei nedover i atmosfæren vil partiklene dels frembringe lys og dels ionisere gassene. I et vist nivå vil partiklene være fullstendig absorbert. Dette nivået bestemmer underkanten på nordlyset. Ingen av disse nordlyspartiklene når ned til jordoverflaten. Bare de mest energirike når under 100 km før de pga. kollisjoner har mistet sin ionisasjons og eksitasjonsenergi. 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 jordens magnetfelt, det vi kaller pitchvinkel og
• sammensetningen av nedbøren, dvs. fordelingen mellom elektroner og ioner.

I figur 8.30 er det vist hvor brorparten av nordlyselektronene vekselvirker med ionosfæren. Den figuren er basert på mange tusen rakett- og satellittobservasjoner. Som det fremgår av figuren har vi skilt mellom tre energiklasser; nemlig de som har energi mindre enn 1 keV, de som ligger mellom 1 og 20 keV, og de som har >20 keV. Det kan være meget store variasjoner i nedbøren fra et nordlys til et annet. Som nevnt er nordlyset meget dynamisk.

Figur 8.31 Nedbøren av nordlyspartikler som funksjon av magnetisk bredde. Dette er verdier basert på et meget stort antall målinger.

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 100 km. I dette høydeområdet er tettheten og dermed kollisjonsfrekvensen meget høy. De eksiterte partiklene mister sin energi pga. kollisjoner, og dermed blir lysutbyttet lite.

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 (se kapittel 11 Atmosfære-, ionosfære- og nordlysinstrumenter).

Fordypning: Generelle egenskaper for nordlyspartiklene i magnetosfæren.

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 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 figur 8.31) 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.

Figur 8.32 Forholdet 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/m ².

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 -emisjonene. Derfor vil man registrere både elektron- og protonnedbør samtidig i de fleste undersøkelsene med raketter.

Figur 8.33 Protonspekteret i keV/(cm²sek og steradianer) (figuren til venstre) som produserer det hydrogenlyset som vises i kurvene til høyre, er basert på samtidige, koordinerte rakettobservasjoner. Selve observasjonene for opp- og nedtur er vist til høyre i den høyre figuren. Om vi deriverer disse får vi høydeprofilen, med maksimal intensitet omkring 112 km.

Eksempel: Beregne effekten av nordlys.

Hvert stort nordlysutbrudd har en bestemt karakter og rytme, som kan deles inn i fire hovedfaser. Det er som i et skuespill hvor scenene følger etter hverandre i en bestemt orden. Alle fasene er nær forbundet med fysikalske prosesser ute i det nære verdensrom. Et typisk nordlysutbrudd, slik en oftest ser det fra Nord-Norge, er skissert i figuren nedenfor.

Figur 8.34 Nordlyset har en bestemt karakter og rytme, som i et skuespill hvor scenene følger etter hverandre i en bestemt orden. Figuren viser noen karakteristiske trekk ved nordlysutbruddene i fire forskjellige faser.

Den første fasen begynner tidlig på kvelden, og varer ofte i én til ett par timer. En eller flere svake, rolige, gulgrønne eller melkehvite nordlysbuer sees på nordhimmelen som illustrert i figuren.

Buene strekker seg tvers over himmelen, fra øst til vest. Intensiteten er typisk 0.5 til 10 kR ved 557,7 nm. Nordlysbuene ligger nærmest i ro, eller de driver meget langsomt mot ekvator uten at det skjer noen merkbare forandringer med formen, intensiteten eller farvene.

Neste fase begynner med en økning i lyset, ofte med en svak rødlig tone over det grønne lyset. De homogene buene viser nå strålestruktur, dvs. tynne, vertikale stråler er synlige. Buene går nå ofte over til nordlysbånd. I tillegg beveger nordlyset seg hurtig mot syd, inntil det når nesten senit over Nord-Norge. Fase to (vekstfasen) varer i gjennomsnitt 30 minutter.

Etter denne scenen kommer utbruddet (eksplosjonsfasen) da dramatiske forandringer foregår i løpet av ca. 10-15 minutter. Nordlyset mister sin regelmessige form; det folder seg ut som brede bånd eller draperier. Nordlysene krøller og bukter seg, samtidig som meget hurtige bevegelser foregår, både mot nord og syd. Undertiden flammer hele himmelen opp. Nordlyset kan anta de mest fantastiske former. I tillegg til nord-syd bevegelsene farer små bølger av lys langs formene i øst-vestlig retning.

Disse kan ha en enorm hastighet, opp til 100 km/s. Spillende nordlys sees over store deler av himmelen. Selv om den gulgrønne farven fortsatt dominerer, ser en ofte intense nyanser i rødt og fiolett, spesielt i underkanten av nordlyset. Ofte dannes det kroner av meget lange stråleknipper høyt på himmelen.

I siste fase av nordlysutbruddet, som varer omkring en time, løser dette praktfulle skuespillet seg opp. De distinkte formene avtar langsomt i intensitet, blir roligere og sprer seg utover himmelen som et diffust, gråliggrønt slør.

Samtidig eller litt senere kan en ny bue opptre på nordhimmelen, og et nytt nordlysutbrudd starter igjen. Disse utbruddene, sett fra Nord-Norge, vil praktisk talt alltid forekomme mellom kl. 18 og 02 lokal tid, dvs. spesielt før, men også litt etter magnetisk midnatt – som i Nord-Norge er ca. kl 22 lokal tid.

I romalderen ble det klart at nordlyset ikke er begrenset til nattsiden av jorden, men også forekommer om dagen. Det var ikke kjent før fordi dagnordlyset ofte er svakt i den synlige delen av spekteret. Det røde nordlyset med bølgelengde 630 nm dominerer (se tabell 8.5). Kan bare sees fra bakken i polarområdene når solen står mange grader under horisonten.

Skal vi observere dagnordlys fra bakken, må vi være 10-15° fra magnetpolen. I tillegg må solen være minimum 10° under horisonten. På den nordlige halvkule er det bare mulig å observere dagnordlys fra Svalbard og Frans Josefs Land fra landfaste stasjoner. Alle faktorer tatt i betraktning gjør at Svalbard har en helt unik beliggenhet for studier av dagnordlys.

Systematiske undersøkelser av dagnordlyset fra Svalbard begynte først omkring 1980. Observasjonsprogrammet er blitt betydelig utvidet, og omfatter i dag Norsk Polarinstitutts forskningsstasjon i Ny-Ålesund, Nordlysstasjonen i Adventdalen nær Longyearbyen, den polske forskningsstasjonen i Hornsund og de magnetiske stasjonene på Bjørnøya, Hopen og Jan Mayen. Norske forskere sammen med grupper av utenlandske kollegaer fører an i denne forskningen.

Optiske målinger av dagnordlyset pågår hvert år i perioden november-februar. De sentrale observasjonene foregår med ulike optiske instrumenter, som spesialbygde nordlyskameraer med 180 graders synsfelt, og meget følsomme lysmålere, fotometre, med forskjellige interferensfiltre som skanner himmelen i det magnetiske meridianplanet. I tillegg måles fargene i lyset med spektrometre.

Dagnordlyset ble først observert fra satellitter og raketter i den ultrafiolette (UV) delen av spekteret. UV-strålingen fra nordlyset absorberes i atmosfæren og kan ikke registreres fra bakken, men fra raketter og satellitter. Nordlysbeltet om dagen dekker en smalere sone enn om natten. Ofte har det en utstrekning i nord-sydretning på mindre enn 100 km. Middelhøyden av det røde dagnordlyset er mellom 200 og 400 km, dvs. ca.2 ganger høyere enn hva som er typisk for nattnordlys (se figur 8.26). Tabellen nedenfor oppsummerer noen karakteristiske egenskaper ved dagnordlyset.

Tabell 8.4 Karakteristiske størrelser i dag- og nattnordlys.

Oksygenatomene, som gir den røde linjen, kan være eksistert i » 100 sekunder før fotoner sendes ut (jfr. figur 8.28). På den tiden kan de eksiterte atomene bevege seg langt bort fra det stedet hvor de ble dannet ved kollisjon med nordlyspartiklene. Det røde lyset ved 630 nm spres derfor utover et større område og er mer diffust.

Den grønne linjen har en levetid opp til 0,7 s. Det eksiterte atomet som sender ut grønt nordlys kan ikke bevege seg langt på 0,7 s før fotonet må sendes ut. Det grønne lyser danner derfor skarpe former.

Eksiterte atomer som har en levetid på mer enn 0,01 s, kan kollidere med andre partikler i atmosfæren før fotoner sendes ut. Jo lengre levetid et eksitert atom har, desto større er muligheten for at det skal kollidere. Dermed mister de evnen som lyskilde. I de høydeområder hvor tettheten i atmosfæren er stor, normalt under ca.150 til 200 km, er kollisjonsfrekvensen høy. Derfor er det røde nordlyset fra oksygen svakere enn det grønne ved lavere høyder enn 200 km.

Bevegelsene i nordlyset og andre globale trekk i lyset synes å være styrt av spesielle betingelser i solvinden. Målinger fra Svalbard, kombinert med samtidige og identiske målinger langs nordlysovalen, samt satellitt og rakett observasjoner, er viktige for undersøkelser av slike sammenhenger. Samtidige observasjoner fra flere stasjoner langs og på tvers av nordlysovalen er målet. Endringer i ovalens posisjon og utstrekning kan dermed registreres.

Nordlysets spektralfordeling gir informasjon om sammensetningen av luften i nordlyshøydene. For eksempel er forholdet mellom intensitetene av den røde nordlyslinjen ved 630 nm og det blå bånd fra nitrogen ved 427,8 nm avhengig av konsentrasjonsforholdet av atomært oksygen og molekylært nitrogen der lysutsendelsen skjer. Dette konsentrasjonsforholdet gjenspeiler seg i en karakteristisk forskjell i dag- og nattnordlysspektrene.

I dagnordlyset finnes det mer småskala strukturer og bevegelse enn vi ser i nattnordlys. Man bruker observasjonene av dagnordlys til å kartlegge strukturen i grenseområdene mot magnetosfæren, som illustrert i figuren nedenfor.

Figur 8.35 Kildeområdet til dagnordlyset er hovedsakelig polarkløftene.

Fordypning: Forekomsten og intensiteten av nordlyset i relasjon til andre geofysiske/ionosfæriske fenomener.

Om en sammenligner nordlyset med flares, de enorme lysutbruddene på solen (kapittel 5 Elektromagnetisk stråling og partikkelstråling fra solen), kan en se en del felles trekk. Som nordlyset opptrer i jordens atmosfære med sitt nesten identiske følge, sydlyset (figur 8.15), forekommer flarene i to parallelle lysende bånd. Nordlyset stråler i en fargeprakt bestemt av gassene i atmosfæren. Lyset på solen er dominert av hydrogengasser. Jordens magnetfelt tvinger nord- og sydlysene mot de magnetiske polene. Det er geometrien i magnetfeltet rundt solflekkene som bestemmer formen på de lysende flarebåndene. Fellestrekkene i nordlyset og flare er mange. Vi tror prosessene som skaper nordlys også opptrer på en tilsvarende måte på solen. Våre kunnskaper om nordlyset øker vår forståelse for flareprosessene på solen og lysfenomen på andre stjerner og planeter.

Figur 8.36 Kilden til nordlysene og sydlysene er plasmaskyene som finnes langt bak i halen av magnetosfæren. Dette plasmaet fører til intense elektriske strømmer som forandrer jordmagnetfeltet. Jordmagnetfeltet er derfor en kombinasjon av "hovedfeltet" fra jorden selv, og felter som skyldes en strøm av partikler i den øvre atomsfære. Jordens magnetfelt danner et hulrom i det interplanetariske rom som kalles "magnetosfæren". Den er sammentrykket på solsiden (dagsiden, til venstre på figuren) og strekker seg ut i en lang hale på nattsiden. På figuren er feltet vist i et plan, men i virkeligheten er det tredimensjonalt. På dagsiden er det nærmest en halvkule og på nattsiden en lang sylinder.

Nordlyset skyldes elektrisk ladde partikler fra solen som styres av jordens magnetfelt inn i polområdene. Nordlysets høyde bestemmes av partiklenes hastighet. Intensiteten av lyset er direkte proporsjonal med den totale partikkelnedbør. Forekomsten og intensiteten av lyset er nært korrelert med solaktiviteten. Nordlys og sydlys opptrer på hver sin halvkule. De kan observeres samtidig og ha samme form. Fargene i nordlyset bestemmes av atmosfærens sammensetning. Nordlysets geografiske fordeling skyldes formen på og intensiteten av jordens magnetfelt. Vekselvirkningen med solvinden har ført til at jordens magnetfelt er meget forskjellig fra et dipolfelt (kapittel 7 Jordens permanente magnetfelt ).

Solvinden er supersonisk. Den beveger seg med overlydshastighet. Når den treffer jordens magnetfelt ca. 10–12 jordradier fra jorden, oppstår det et sjokk (animasjon i figur 8.37). Selv om solvinden blåser kontinuerlig, varierer intensiteten med aktiviteten på solen. Den er som vindene i atmosfæren, fylt av byger og stormkast. Selv om tettheten av solvinden bare er ca. 10⁷ partikler per m³, finnes hele tiden en parabelformet sjokkfront på den siden av jorden som vender mot solen. Jordens magnetfelt presses sammen på dagsiden, mens det blir dratt ut i en lang hale på nattsiden.

Det er store forskjeller mellom natt- og dagnordlyset, både i beliggenhet, fargesammensetning, høyde, form og intensitet. Solvinden kommer inn i magnetosfæren hvor magnetfeltet er meget svakt. Dette er tilfelle ved punktene merket A og B i figur 8.30. A-områdene kalles polarkløftene, en på den nordlige og en på den sørlige halvkule. De ligger mellom 10 og 15° fra magnetpolene. Her deler magnetfeltlinjene seg i to grener og mellom dem oppstår en åpning mot verdensrommet. Solvinden som kommer inn her, produserer nordlys på dagen. Dagnordlyset oppstår dermed mye nærmere magnetpolene enn nordlyset på nattsiden.

Partiklene som produserer lyset på natten må først passere jorden. Langt ute i halen er B-feltet tilnærmet null. Der blir de ført inn i plasmasjiktet. Ved nattnordlys har det skjedd en "eksplosjon" i sjiktet. Elektronene drives tilbake mot jorden, mot polområdene, ned til de to ovalene, som ligger » 20-25° fra de geomagnetiske polene. Pga. store elektromagnetiske krefter har partiklene som genererer nordlys om natten mye større energi (10 til 100 ganger), og trenger dypere ned i atmosfæren, enn de partiklene som er ansvarlig for dagnordlyset. Derfor er høyden av dagnordlyset mye større enn det vi observerer på natten. Den detaljerte teori som forklarer dette er komplisert og fortsatt bare delvis forstått.

8.37 Quicktime-animasjon som viser magnetosfærens reaksjon på et solvindutbrudd og det etterfølgende nordlys. 784 kB. Varighet 18 sekunder. (NASA 1999).

Nordlysstudier er, foruten å være et mål i seg selv, blitt et middel til å oppnå mer generelle informasjoner om naturen. Etterhvert som våre kunnskaper om den øvre atmosfære og det nære verdensrom øker, og vi forstår de reaksjoner og prosesser som foregår der, vil dette i økende grad være tilfelle. Vi skal her bare nevne noen sentrale punkter:

• Den øvre atmosfære kan betraktes som et gigantisk lavtrykkslaboratorium med et tilnærmet kollisjonsfritt plasma. I dette utfører naturen selv mange typer eksperimenter som det er praktisk umulig å simulere i ordinære laboratorier. På denne måten er nordlysstudier blitt et viktig supplement til studier av gasser som påvirkes av magnetiske og elektriske felt.
• Fra historiske studier av nordlysforekomsten har vi fått viktig informasjon om hvordan solaktiviteten har vært for mange hundre år siden.
• Den store mengde plasmainstabiliteter, fysiske prosesser og reaksjoner som man har funnet i den øvre atmosfære, har gitt mange nyttige resultater, spesielt innen plasmafysikken.
• Studier av den øvre atmosfære, magnetosfæren og jordens magnetfelt har lært oss hvordan vi kan utnytte radiokommunikasjonen og navigasjonen til praktiske formål.
• Den eksplosjonsartede ekspansjonen innen moderne elektronikk, datateknikk og kommunikasjon, skyldes for en stor del rakett- og satellittforskningen. Våre kunnskaper og forståelsen av hva som foregår i den øvre atmosfære og i det nære verdensrom, har øket enormt de siste 10-20 årene.

• Ionosfæren er høydeområdet mellom 60 og 500 km hvor konsentrasjonen av frie elektroner er så stor at de påvirker utbredelsen av radiobølger. Den nedre grensen for ionosfæren om natten – ved rolige forhold på solen, er ca. 90 km.
• Hovedbidraget til dannelsen av ionosfæren skyldes ionisasjon på grunn av energirike fotoner fra solen – kalt fotoionisasjon. Denne kan symbolsk skrives som X + hf ® X⁺ + e_n, hvor X er en av gassene i atmosfæren mellom 60 og 500 km, hf er strålingen fra solen med bølgelengde < 124 nm (dvs. røntgen- og deler av UV-strålingen, ofte kalt EUV-stråling), mens e_n er frie elektroner med meget liten energi – ofte kalt termiske elektroner. X⁺ + e_n kalles et ionepar.
• På polsidene av 60 grader magnetisk bredde er energirike elektroner(e) og ioner(i) fra solen en meget viktig ionisasjons kilde. Denne produksjonen av termiske elektron kan skrive symbolsk på følgende måte; X + e/i ® X⁺ + e_n + e’ / i’, hvor e’ og i’ er de samme partiklene etter kollisjonen, men deres energi er nå » 35 eV mindre. Elektrontettheten og variasjonene i denne er mye større i den polare ionosfære enn ved lavere breddegrader.
• Elektronene og ionene i ionosfæren går tapt ved rekombinasjon – som symbolsk skrives på følgende måte: X⁺ + e_n ® X, hvor X⁺ kan være atom eller molekyl.
• Det er vanlig å dele ionosfæren inn i følgende tre lag: D-laget mellom 60 og 95 km, E-laget mellom 95 og 150 km, og F-laget mellom 150 og 500 km.
• Den maksimale elektrontettheten i ionosfæren finnes mellom 2 og 300 km. I det høydeområdet har vi ofte større konsentrasjoner enn 10¹² elektroner per kubikkmeter.

• Produksjonen av nordlys kan symbolsk skrives på følgende måte: e/i + X = X* + e’/ i’ ; X* ® X + (hf) nordlys, hvor X* er en eksitert atom eller molekyl – mest vanlig oksygen eller nitrogen, men det kan være andre gasser, e/i er nordlyspartikler med energier mellom » 0,5 - 100 keV. Jordens magnetfelt er veiviseren for nordlyspartiklene. X* går tilbake til grunntilstanden, eller en lavere energitilstand, ved å sende ut nordlys. Konklusjon er derfor at nordlys skyldes kollisjoner mellom energirike partikler fra solvinden og atmosfærens gasser. Energien som kreves for å produsere nordlys er av nesten samme størrelse som solarkonstanten.
• Nordlyset forekommer oftest og med størst intensitet langs en oval sone som ligger mellom 10 og 30 grader fra jordens magnetpoler. Nordlyset på natten ligger tilnærmet dobbelt så langt fra polene som nordlyset på dagen. Når solaktiviteten er høy flytter nordlyset seg nærmere ekvator.
• Maksimal nordlysintensitet kan nesten bli like sterkt som månelyset på bakken.
• Minimum nordlyshøyde er » 90 km, mens maksimum kan være > 500 km. De fleste nattnordlys har maksimum intensitet mellom 100 og 200 km, mens dagnordlyset lyser sterkest mellom 200 og 350 km.
• Nordlyset opptrer i mange forskjellige former. For en fysikker er det viktigste å avgjøre om lyset har en diffus (tilnærmet homogent) eller en diskret karakter. Nordlys og sydlys er så likt at det ser ut som speilbilder av hverandre.
• Nordlysfargene består av en rekke diskrete linjer (som kommer fra atomer) og bånd (som kommer fra molekyler). Den grønne nordlyslinjen (l = 557,7 nm) dominerer nattnordlyset, mens den røde linjen (l = 630,0 nm) er sterkest i dagnordlyset. Nordlysfargene er atmosfærens fingeravtrykk.
• I nordlysspektret finnes også de første linjene i Balmer-serien, nemlig Ha (656,3 nm) og Hb (486,1 nm). De skyldes nedbør av energirike protoner, H⁺.
• Fra studier av nordlys kan vi få viktige informasjoner om aktiviteten på solen og i det interplanetare rommet, samt i jordens nære verdensrom.
• De norske nordlyspionerene, professorene K. Birkeland, C. Størmer og L. Vegard har gjort banebrytende teoretiske og eksperimentelle arbeider for å kartlegge nordlys fysikken.

Svartabell til kontrollspørsmål om Ionosfæren og nordlys.

1. Hva er en ionosfære?
2. Hvor i atmosfæren finner vi ionosfæren ?
3. Hva er maksimum tetthet av frie elektroner i ionosfæren?
4. Hva er hovedkilden til ionosfæren over Andøya ?
5. Hva heter de viktigste ionosfære lagene ?
6. Hva er forholdet mellom frie elektroner og nøytrale partikler i F-laget?
7. Hvorfor er ionosfæren viktig for oss mennesker ?
8. Hva er hovedkilden til ionosfæren når solen er under horisonten?
9. Når ble ionosfæren oppdaget?

Fasit til kontrollspørsmål om Ionosfæren og nordlys.

1. Hvordan kan man måle i hvilken høyde over bakken nordlyset opptrer?
2. Gjør rede for årsaken til nordlys.
3. Hvorfor opptrer nordlys hovedsakelig i polare regioner?
4. Hva skjer med en "nordlyspartikkel" som nærmer seg jorda i nærheten av ekvator?
5. Hvordan kan man forklare at nordlys og sydlys opptrer nesten som speilbilder av hverandre?
6. Gjør rede for lysemisjoner/farger og intensitet.
7. Gjør rede for nordmenn som har stått sentralt i nordlysforskningen.
8. Hva kjennetegner dagnordlyset? Hvordan oppstår det? Hvorfor egner Svalbard seg som observasjonssted, men ikke f.eks. Andøya.
9. Hvilke energier er typisk for "nordlyspartikler"? Angi svaret i eV og J. (Omregningsfaktoren finner du i formelsamlingen.)
10. I hvilke høydeområder finner vi nordlys? Hvorfor forekommer ikke nordlys helt ned til bakken?
11. Hvordan kan man (med de rette instrumentene til disposisjon) finne ut om det er nordlys, selv om det er overskyet?
12. Når er det en fordel å kunne observere nordlys fra satellitter framfor observasjoner kun fra bakken?
13. Regn ut elektrontettheten for E, F₁ og F₂-lagene når de kritiske er henholdsvis 3,2 MHz, 7,5 MHz og 10 MHz.
14. Diskuter hvordan likning (8.15) vil forandre seg ved a) en solformørkelse, og b) når det ikke er noen tidsvariasjoner.
15. Besøk ionosonden ved ARS og finn ut hvordan ionosfæren varierer fra dag til natt og fra høst til vinter.
16. Hvor mange frie elektroner kan en partikkel på 10 keV produsere?
17. Hvor stor fluks av 10 keV elektroner trenges for å produsere 10¹² elektroner / m³?
18. Hvorfor er det normalt mest radioforstyrrelser på dagtid, mye mer enn om natten?
19. En stråle av elektroner med en energi på 5 keV kommer inn mot den øvre atmosfære. Intensiteten på strålen er 10¹⁰ elektroner pr m²s. a. Hvor mange ionepar dannes i den øvre atmosfæren? Det går med ca. 33 eV for å danne et ionepar. b. Dersom denne ionisasjonen fordeler seg jevnt over et høydeintervall på 15 km, hvor mange elektroner – q(t) – dannes det da per m³ per sekund? Forandringen i elektrontettheten n_e i et volumelement i ionosfæren er gitt ved: c. Hva står de forskjellige leddene i formelen for? d. Beregn elektrontettheten n_e for den elektronproduksjonen q(t) som du fant i oppgave 7. Forutsett at det er likevekt (ingen tidsvariasjon) i elektrontettheten n_e. e. Dersom intensiteten på elektronstrålen øker med en faktor 10, hvor mye vil elektrontettheten n_e øke?
20. I nordlyssonene er energetiske elektroner og ioner en viktig ionisasjonskilde. Skisser kort hvordan ionisasjonsprosesen i jordens øvre atomsfære foregår.
21. Hvor mye energi går i middel med til å produsere et ionepar, og hva brukes denne energien til?
22. Skisser beliggenheten av nordlysovalen som funksjon av magnetiske koordinater og tid under rolige forhold på solen. Finn ut hvordan ARS ligger i forhold til ovalen ved følgende tidspunkter: kl. 06:00, 12:00, 18:00 og 24:00.
23. a) Omtal kort karakteristiske egenskaper ved den grønne nordlyslinjen. b) Bruk figur 8.28 til å regne ut bølgelengden av den grønne nordlyslinjen.
24. Omtal kort karakteristiske trekk ved proton-nordlyset, også kalt hydrogenlinjene i nordlys.
25. Hvor stor fluks av 1 keV elektroner behøves for å produsere en kilorayleigh (1kR) N₂⁺-nordlys ved 427,8 nm? Vi antar at det produseres et foton ved 427,8 nm per 75 kollisjoner samt at det ved hver kollisjon går med ca. 33 eV.
26. Figur 8.16 viser at nordlysfargene varierer med høyden. Hvordan forklarer vi dette?
27. Hvorfor kan man kalle 200-kronerseddelen for en "nordlyspengeseddel".
28. Hvorfor er raketter den beste plattformen for studier av nordlyset?

http://www.hitos.no/lutd/mfysikk

Temahefte 3 om nordlys fra Universitetet i Oslo på nettet (også mye stoff om solen): http://www.uio.no/miljoforum/stral/t3/index.shtml

Kompendium med bilder og lenker: http://www.exploratorium.edu/learning_studio/auroras/

Nordlysbilder fra verdensrommet: http://www.geo.mtu.edu/weather/aurora/images/space/

Flotte nordlysbilder: http://www.geo.mtu.edu/weather/aurora/images/aurora/jan.curtis/

Norsk Romsenters nettsted om nordlys. Både engelsk og norsk versjon. Månedlig, internasjonal fotokonkurranse: http://www.northern-lights.no