Help

Op deze pagina vind je een samenvatting van wat het ruimteweer precies inhoudt. Voor een gedetailleerde uitleg van de besproken onderwerpen met afbeeldingen en ander hulpmiddelen klik je verder op de desbetreffende links. Mocht je toch nog een prangende vraag hebben dan kan je die nalaten in het vragenforum.

De basis van het ruimteweer

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

Het allereerste dat we moeten weten om te begrijpen wat het ruimteweer inhoudt is dat de ruimte helemaal niet leeg is. De ruimte is gevuld met een constante stroom van hoog geladen deeltjes (elektronen) afkomstig van de Zon. Dit heet de zonnewind. Het magnetisch veld rond onze planeet zorgt ervoor dat de Aarde en iedereen die hier leeft, beschermd wordt 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 voor dat een klein deel van de zonnewind doordringt in onze atmosfeer. Op een hoogte van 80 tot 600 kilometer komt de zonnewind de moleculen tegen waar onze atmosfeer uit bestaat, dat zijn vooral zuurstof en stikstof moleculen. Door de botsingen tussen de zonnewind en deze moleculen, krijgen de moleculen tijdelijk een boost met energie. De "geëxiteerde" moleculen geven die energie terug af onder de vorm van fotonen, een vorm van energie die wij zien als licht, 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. Dat zogenaamde 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 van dat veld zo hoog mogelijk is (aangeduid met Bt) en de richting van het Z-component (Bz) zuidelijk is. Dat laatste is op onze grafiekjes te zien als een negatieve waarde.

Waarom is het zo belangrijk dat het Z-component van het interplanetair magnetisch veld zuidelijk is? Dat is eigenlijk vrij simpel als je ooit met magneten gespeeld hebt. Als je twee magneten neemt en je probeert beide noord (of zuid-) polen tegen elkaar te duwen dan zal je zien dat de magneten van elkaar af willen bewegen. Breng je echter de noord en de zuidpool van twee magneten bij mekaar dan zullen de magneten elkaar aantrekken. Exact hetzelfde gebeurt 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 die is dus altijd noordelijk. Als het Z-component van het interplanetair magnetisch veld ook noordelijk is zal, net als gewone magneten die je thuis hebt liggen, de zonnewind worden afgestoten door het magnetisch veld van de Aarde!

Is het Z-component van het interplanetair magnetisch veld echter zuidelijk dan kan de zonnewind een goede connectie maken met het (noordelijke) magnetisch veld van de Aarde. Noord en zuid trekken elkaar immers 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 betekent 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 variëren. Terwijl 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 snelheid tot wel 1000km/s of zelfs hoger oplopen! Ook de dichtheid (aantal zonnewind deeltjes per vierkante centimeter) kan erg schommelen, en hetzelfde geldt voor het interplanetair magnetisch veld, wat nog veel heftiger effecten 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 gebeurt, spreken we van een geomagnetische storm. Later komen we daar nog uitgebreid op terug maar eerst moeten we leren hoe we zulke verhoogde zonnewind condities kunnen krijgen. Het gebeurt namelijk niet zomaar dat de zonnewind versnelt en het interplanetair magnetisch veld sterker wordt. De oorzaak vinden we uiteraard terug op de Zon en er zijn twee verschillende fenomenen die we verder moeten exploreren: coronale gaten en coronale massa uitstoten.

Coronale gaten

We beginnen met coronale gaten. Een coronaal gat is een gebied op de Zon waar magnetische veldlijnen 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, tragere, 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, ziet men de dichtheid afnemen en de zonnewind snelheid toenemen. Zonnewind afkomstig uit coronale gaten is over het algemeen niet sterk genoeg om poollicht te veroorzaken dat zichtbaar is vanuit België en Nederland.

Coronale massa uitstoten

De meest dramatische ruimteweer effecten komen van zogenaamde coronale massa uitstoten. Een coronale massa uitstoot (afgekort: “CME”) is eigenlijk een grote plasmawolk, doordrenkt met magnetische veldlijnen die door de Zon uitgestoten worden bij speciale gebeurtenissen, zoals zonnevlammen en filament erupties. Later komen we uitgebreid terug op zonnevlammen en filament erupties, maar je kan die twee termen best goed in de oren knopen want ze komen vaak terug in onze analyses!

Maar wat is een coronale massa uitstoot? Het is 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 waarde (totale sterkte van het interplanetair magnetisch veld) heeft van ongeveer 6 nanoTesla, hier bij de Aarde, kan bij sterke coronale massa uitstoten deze Bt waarde 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 wordt 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 nu 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 ongelooflijk krachtig dat we ons daar eigenlijk niks bij kunnen voorstellen. De kracht van een zonnevlam staat gelijk aan miljoenen atoombommen. Onder de juiste omstandigheden wordt hierdoor als het ware een stuk van de atmosfeer van de Zon (de corona) weggeblazen de ruimte in. De plasmawolk die hierbij vrijkomt, is wat we een coronale massa uitstoot noemen.

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 doorknappen. Zonnevlekken zijn 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. Die 11-jarige cyclus 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 het instorten en worden geabsorbeerd door de Zon. Een andere mogelijkheid is dat het ontsnapt aan de zwaartekracht van de Zon en de ruimte in wordt gelanceerd als een coronale massa uitstoot.

Heftige gebeurtenissen op onze Zon, zoals filament erupties maar vooral sterke zonnevlammen, kunnen soms grote hoeveelheden geladen deeltjes de ruimte inslingeren. De belangrijkste van die deeltjes zijn protonen, die satellieten kunnen beschadigen en hoogfrequent radioverkeer onmogelijk kunnen maken bij de noord- en zuidpool. Als het aantal protonen een bepaalde drempel overschrijdt, 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 de Zon begint waar een stroom van geladen deeltjes, de zonnewind, zich constant door heel het zonnestelsel verspreidt. Af en toe verlaat extra veel zonnewind de Zon door coronale gaten en coronale massa uitstoten. Deze zonnewind neemt het magneetveld van de Zon, het zogenaamde interplanetair magnetisch veld, met zich mee. Als het Z-component (Bz) van het interplanetair magnetisch veld zuidelijk (negatief) is, zorgt dit voor een goede koppeling met het (noordelijke) magneetveld van de Aarde, en hierdoor kan extra veel zonnewind onze atmosfeer in komen. Als al die voorwaardes precies goed zitten dan 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 en dat is de magnetometer. Dat is een zeer gevoelige sensor waarvan er vele over heel de wereld staan en meten hoe verstoord het magneetveld van de Aarde is. Op het internet zijn veel grafieken te vinden met data van deze magnetometer-stations en daarop kunnen we vrij goed aflezen hoe zwaar de geomagnetische storm is, en dus hoe ver het poollicht naar lagere breedtegraden kan opgeschuiven. Met de data van een aantal magnetometers wordt er een Kp-waarde aan een geomagnetische storm gegeven, waarbij Kp5 duidt op een kleine storm en Kp9 op een extreme storm.

Computers proberen ook te berekenen wat de Kp-waarde in de nabije toekomst zal zijn, met behulp van de gemeten zonnewind en IMF data. Dat is niet altijd even betrouwbaar maar voor beginners is het een goed hulpmiddel om een ruwe inschatting te maken van de kans op poollicht in de komende uren. Voor meer uitgebreide info nodigen wij u uit om de volgende artikels rustig door te nemen.

<< Keer terug naar vorige pagina