Help

Op deze pagina vindt u een samenvatting van wat het ruimteweer nou precies inhoud. Voor een gedetailleerde uitleg van de besproken onderwerpen met afbeeldingen en ander hulpmiddelen klikt u verder op de desbetreffende links. Mocht je toch nog een prangende vraag hebben kan je dit nalaten in het vragenforum.

De basis van het ruimteweer

Het ruimteweer begint met de Zon. De Zon is veel meer dan een gloeiende hete bol in het midden van ons zonnestelsel. De Zon is juist zeer dynamisch en speelt een sleutelrol in het ruimteweer door heel ons zonnestelsel.

Het allereerste dat we moeten weten om te begrijpen wat het ruimteweer inhoud is dat de ruimte helemaal niet leeg is. De ruimte is gevuld met een constante stroom van hoog geladen (elektronen) deeltjes afkomstig van de Zon. Dit heet de zonnewind. Het magnetisch veld rond onze planeet zorgt ervoor dat de Aarde en iedereen die hier leeft beschermt word tegen de zonnewind. Mochten wij geen magnetisch veld hebben rond onze planeet dan zou de Aarde er net zo uit zien als Mars: een kale planeet zonder atmosfeer waar wij mensen niet zouden kunnen overleven. Het is dus goed dat onze planeet een magnetisch veld heeft. Ons magnetisch veld is echter niet 100% waterdicht. Zwakke plekken rond de magnetische polen zorgen er toch voor dat een klein deel van deze zonnewind doordringt in onze atmosfeer. Op een hoogte van 80 tot 600 kilometer komt de zonnewind de moleculen tegen waar onze atmosfeer uit bestaat. Dit zijn vooral zuurstuf en stikstof moleculen hoog in de atmosfeer. Door de botsingen tussen de zonnewind en deze moleculen, krijgen de moleculen als het ware tijdelijk een boost met energie. Deze energie zorgt ervoor dat de moleculen tijdelijk fotonen uitstralen, een vorm van energie die wij zien als licht. De moleculen geven dit licht af totdat ze weer tot rust gekomen zijn. Dit is het poollicht.

De zonnewind is dus het allereerste puzzelstukje waar we kennis van moeten hebben om het ruimteweer te begrijpen. Het tweede puzzelstukje heeft te maken met het magnetisch veld van de Zon. Dit heet het interplanetair magnetisch veld. Het interplanetair magnetisch veld wordt door de zonnewind meegevoerd door heel het zonnestelsel en is constant aan verandering onderhevig. Het interplanetair magnetisch veld varieert constant in sterkte en richting. Voor poollicht willen we dat de totale sterkte zo hoog mogelijk is (aangeduid met Bt) en de richting van het Z-component (Bz) zuidelijk is. Op onze grafiekjes zal je dit als een negatieve waarde kunnen zien.

Waarom is het nou zo belangrijk dat het Z-component van het interplanetair magnetisch veld zuidelijk is? Dat is eigenlijk vrij simpel als je ooit eens met magneten gespeeld hebt. Als je twee magneten neemt en beide noord (of zuid-) polen tegen elkaar aanzet zal je zien dat de magneten van elkaar af willen bewegen. De magneten stoten elkaar af. Zet je echter de noord en de zuidpool van twee magneten tegen elkaar aan dan zal je direct zien dat de magneten elkaar aantrekken. Exact hetzelfde gebeurd in het groot daar waar het interplanetair magnetisch veld en het magnetisch veld van de Aarde elkaar tegenkomen. De magnetische veldlijnen van de Aarde lopen namelijk van het zuiden naar het noorden. Deze richting is het Z-component van het Aardse magnetisch veld en we weten nu dat deze altijd noordelijk is. Als het Z-component van het interplanetair magnetisch veld ook noordelijk is zal je zien dat net als normale magneten die je thuis hebt liggen, de zonnewind wordt afgestoten door het magnetisch veld van de Aarde!

Is het Z-component van het interplanetair magnetisch veld echter zuidelijk is dan kan de zonnewind een goede connectie maken met het magnetisch veld van de Aarde, want deze is namelijk noordelijk! Denk maar aan de magneten thuis! Noord en zuid trekken elkaar aan! Deze connectie zorgt ervoor dat de zonnewind een stuk makkelijker onze atmosfeer binnen kan dringen. Op de grafiekjes op onze website willen we dus negatieve Bz waardes zien, dit betekend namelijk dat de Bz zuidelijk is.

De zonnewind en het interplanetair magnetisch veld zijn echter niet constant in hun sterkte, richting, dichtheid en snelheid. Deze waardes kunnen dramatisch verschillen. Waar de zonnewind normaal “slechts” een snelheid heeft van 300km/s bij de Aarde, kan deze door bepaalde gebeurtenissen op de Zon veel hoger oplopen. Heel af en toe kan deze tot wel 1000km/s of zelfs hoger oplopen! Ook de dichtheid (aantal zonnewind deeltjes per vierkante centimeter) kan dramatisch verschillen. Ook het interplanetair magnetisch veld kan dramatisch in sterkte oplopen wat ook veel heftigere effecten dus op het magneetveld van de Aarde kan opleveren. Bij een hoge zonnewindsnelheid en dichtheid en een sterk zuidelijk interplanetair magnetisch veld word het magneetveld van de Aarde als het ware overbelast en zullen we zien dat er extra veel zonnewind de atmosfeer binnen kan dringen. Het poollicht wordt sterker en zal zich uitbreiden naar lagere breedtegraden dan normaal. Als dit gebeurd spreken we van een geomagnetische storm. Later komen we daar nog uitgebreid op terug want eerst moeten we nog leren hoe we zulke verhoogde zonnewind condities kunnen krijgen. Het gebeurd namelijk niet zomaar dat de zonnewind versneld en het interplanetair magnetisch veld sterker worden. De oorzaak vinden we uiteraard terug op de Zon en we kunnen dan ook onderscheid maken uit twee verschillenden verschijnsels: coronale gaten en coronale massa uitstoten.

Coronale gaten

We beginnen met coronale gaten. Een coronaal gat is een gebied op de Zon waar magnetische veld lijnen zich tot in de ruimte uitstrekken. Hierdoor kan er zonnewind ontsnappen met een hogere snelheid dan normaal. Als z’n gebied richting de Aarde staat zal de snelle zonnewind uit dit coronale gat de normale langzamere zonnewind inhalen. Hierdoor ontstaat er eerst een schokgolf in de zonnewind met een extra hoge dichtheid en ook een extra sterk interplanetair magnetisch veld. Wanneer deze schokgolf gepasseerd is zal men zien dat de dichtheid afneemt en de zonnewind snelheid toeneemt. Zonnewind afkomstig uit coronale gaten is over het algemeen niet sterk genoeg om poollicht dat zichtbaar is vanuit België en Nederland te veroorzaken.

Coronale massa uitstoten

De meest dramatische ruimteweer effecten komen vaak van coronale massa uitstoten. Een coronale massa uitstoot wordt altijd afgekort met “CME” en is eigenlijk een grote plasmawolk doordrenkt met magnetische veldlijnen die door de Zon weggeblazen worden bij speciale gebeurtenissen op de Zon zoals zonnevlammen en filament erupties. Later komen we natuurlijk uitgebreid terug op deze gebeurtenissen maar je kan die twee woorden alvast goed in je oren knopen want die komen vaak terug in onze analyses!

Maar wat is een coronale massa uitstoot nou? Eigenlijk is een coronale massa uitstoot een enorme wolk met zonnewind deeltjes die vaak veel sneller is en een grotere dichtheid heeft dan de normale zonnewind. Ook is het interplanetair magnetisch veld in een coronale massa uitstoot vaak veel sterker dan normaal. Waar het interplanetair magnetisch veld normaal een Bt (totale sterkte van het interplanetair magnetisch veld) waarde heeft van rond de 6 nanoTesla hier bij de Aarde kan bij sterke coronale massa uitstoten deze oplopen tot 40nT of zelfs hoger! Je begrijpt dus dat het magnetisch veld van de Aarde heftig kan reageren als het interplanetair magnetisch veld 5 of soms zelfs 10 keer zo sterk word als normaal!

Waar we wel op moeten letten is dat deze plasmawolken in iedere denkbare richting gelanceerd kunnen worden. We zullen dus vaker zien dat coronale massa uitstoten niet richting de Aarde komen dan dat z’n wolk van zonneplasma wel naar ons toe komt. Valt echter alles op z’n plaats en komt er een coronale massa uitstoot precies naar ons toe dan kunnen we onder de juiste omstandigheden genieten van grandioos poollicht.

Zonnevlekken, zonnevlammen en filamenten

Nu weten we dus wat een coronale massa uitstoot is maar hoe ontstaat nou z’n enorme plasmawolk? Daarvoor gaan we weer naar de Zon! De meest heftige coronale massa uitstoten zijn namelijk vaak afkomstig van zonnevlammen. Zonnevlammen zijn heftige explosies op de Zon die voorkomen bij complexe zonnevlekkengebieden. Een zonnevlam is zo ongelofelijk krachtig dat we daar eigenlijk niks bij kunnen voorstellen. De kracht van een zonnevlam staat gelijk aan miljoenen atoombommen. Onder de juiste omstandigheden word hierdoor als het ware een stuk van de atmosfeer van de Zon (de corona) weggeblazen de ruimte in. De plasma wolk die hierbij vrijkomt, kennen wij nu als een coronale massa uitstoot.

Maar even over de zonnevlekken want zonder zonnevlekken ook geen zonnevlammen! Zonnevlekken zijn donkere en koelere gebieden op de Zon waar sterke magnetische veldlijnen van het binnenste van de Zon omhoogkomen. Het zijn deze sterke magnetische veldlijnen die voor enorme uitbarstingen kunnen zorgen als ze verstrikt met elkaar raken en breken. Zonnevlekken zijn echter niet constant aanwezig op de Zon maar volgen een patroon van ongeveer 11 jaar waar de Zon van weinig zonnevlekken tot veel zonnevlekken gaat en weer terug naar weinig. Dit noemen we de zonnecyclus.

Ook zogenoemde filament erupties kunnen een coronale massa uitstoot lanceren. Filamenten zijn wolken van geïoniseerde gassen die zich boven het zonneoppervlak vormen tussen gebieden van tegenovergestelde polariteiten. Wanneer een filament onstabiel wordt kan deze instorten en worden geabsorbeerd door de Zon. Een andere mogelijkheid is dat deze ontsnapt aan de zwaartekracht van de Zon en de ruimte word in word gelanceerd als een coronale massa uitstoot.

Heftige gebeurtenissen op onze Zon zoals filament erupties maar vooral sterke zonnevlammen kunnen soms grote hoeveelheden met geladen deeltjes de ruimte inslingeren. De belangrijkste van deze deeltjes zijn protonen want die kunnen satellieten beschadigen en hoogfrequent radioverkeer onmogelijk maken bij de noord en zuidpool. Als deze protonen een bepaalde hoeveelheid bereiken spreken we van een protonenstorm.

Poollicht

Nu weten we al heel wat af van het ruimteweer. Nog even een korte samenvatting. We weten dat het ruimteweer op Zon begint waar een constante stroom van geladen deeltjes genaamd de zonnewind zich constant door heel het zonnestelsel verspreid en ook hoe er af en toe extra veel zonnewind de Zon verlaat door coronale gaten en coronale massa uitstoten. Deze zonnewind neemt met zich mee het magneetveld van de Zon welke we het interplanetair magnetisch veld noemen. Als het Z-component (Bz) van het interplanetair magnetisch veld zuidelijk (negatief) is zorgt dit voor een goede koppeling met het magneetveld van de Aarde waardoor extra veel zonnewind de atmosfeer in kan komen. Als al deze voorwaardes precies goed zijn zal het poollicht toenemen en zichtbaar worden op lagere breedtegraden dan normaal. Dit noemen we een geomagnetische storm.

Een geomagnetische storm ontstaat dus vaak doordat een coronale massa uitstoot of zonnewind uit een coronaal gat aankomt op Aarde. Nu gaan we nog even kort wat dieper in op een ontzettend belangrijk hulpmiddel om de activiteit van het poollicht te meten zen dat zijn magnetometers. Dit zijn zeer gevoelige sensoren die over heel de wereld staan en meten hoe verstoord het magneetveld van de Aarde is. Op internet zijn vele grafieken te vinden met data van deze stations en daaruit kunnen we ruw aflezen hoe zwaar de geomagnetische storm is en dus ruw kunnen inschatten hoe ver het poollicht naar lagere breedtegraden opgeschoven is. Met de data van een aantal magnetometers word er dan een Kp-waarde aan een geomagnetische storm gegeven waar Kp5 een kleine storm is en Kp9 een extreme storm is.

Computers proberen ook te berekenen hoe sterk de storm en wat voor Kp-waarde deze zal hebben in de nabije toekomst met behulp van de gemeten zonnewind en IMF data. Dit is niet altijd even betrouwbaar maar voor beginners is het een goed hulpmiddel om een ruwe inschatting te maken of er kans gaat komen op poollicht in de komende uren. Voor uitgebreidere hulp nodigen wij u uit om de volgende artikelen eens rustig door te lezen.

<< Keer terug naar vorige pagina