14 maart 2020 - 15 min. lezen
1 reacties 1

Het poollicht is een lichtverschijnsel dat zich vooral voordoet op de hogere geografische breedtes. Het is vooral daarbij enkel zichtbaar tijdens de nachtperiode. Op het noordelijk halfrond spreekt men van noorderlicht, ofwel aurora borealis. Op het zuidelijk halfrond is dat zuiderlicht, ofwel aurora australis. Het poollicht is een spectaculair natuurfenomeen, maar om het te zien zijn er wel een aantal voorwaarden nodig. In onderstaand artikel nemen we dit prachtige fenomeen verder onder de loep en bespreken we ook hoe we het kunnen voorspellen. We werkten hiervoor samen met Sander Vancanneyt, oprichter van zowel Spacepage, Poollicht.be en SpaceWeatherLive. Hij is tevens ook amateur-astronoom met een specialisatie in ruimteweer sinds 2003.

Deelnemen aan discussie? Ben je geïnteresseerd om deel te nemen als weeramateur of liefhebber van winterweer aan het weerforum? Onderaan dit artikel krijg je bliksemsnel & gratis toegang tot alle reacties. Je kan ook je eigen weerfoto’s opladen.

Het ontstaan van het poollicht

De zonnewind: een continu proces via een dynamische zon

Om het poollicht te kunnen begrijpen moeten we beginnen bij de bron: de zon. Onze zon is namelijk veel meer dan een gloeiend hete bol in het midden van ons zonnestelsel. De zon is zeer dynamisch en speelt een sleutelrol in het ruimteweer en het ontstaan van het poollicht. In het heelal is de ruimte namelijk niet leeg. Er heerst een constante stroom met hoog geladen deeltjes (elektronen) afkomstig van de zon. Dit fenomeen wordt de zonnewind genoemd.

De generatie van deze zonnewind is een continu proces, en is er dus altijd. Het wordt door de zon in alle richtingen uitgezonden, waarna ze verder door het zonnestelsel reist. De zonnewind is dus een belangrijk puzzelstukje om het ruimteweer te begrijpen. Deze stroom van geladen deeltjes heeft daarbij een snelheid van ongeveer 280 tot 400 km/seconde ter hoogte van de Aarde. Het kan echter ook oplopen tot bijna 2000 km/sec bij intense geomagnetische stormen.

Het poollicht gezien vanuit de ruimte (NASA).

Onder deze normale omstandigheden, wanneer er geen stormen zijn en de zon relatief ‘rustig’ is, kan men enkel in het hoge noorden toch al poollicht zien. Dit met name in de regio’s net onder de Van Allen gordel. Dit zijn vooral IJsland, het noorden van Noorwegen, zuidelijk Groenland en delen van Siberië en Canada. Hier hebben ze dus niet veel nodig om het spektakel te kunnen zien, zij het dan in een zwakkere vorm.

De gebieden (aurora oval, groene band) waar er ook bij relatief rustige geomagnetische condities poollicht in het zenit kan gezien worden (Geophysical Institute University of Alaska).

Zonnestormen en coronale gaten

De snelheid van de zonnewind kan echter ook sterk oplopen door diverse fenomenen op de zon. In dat geval noemen we deze een zonnestorm. Zo kunnen coronale gaten een hogere zonnewind en eventueel een zonnestorm veroorzaken.

Coronale gaten zijn gaten in de corona (de hete atmosfeer rondom de zon die zich uitstrekt over miljoenen kilometers) van de zon waar de zonnewind vrij uit kan ontsnappen. Ze ‘spuwen’ als het ware geladen deeltjes (i.e. de zonnewind) met hogere snelheid de ruimte in. Deze veroorzaken daardoor een krachtigere zonnewind, maar gaan niet noodzakelijk gepaard met explosies, plasmawolken of een echte zonnestorm.

Zonne-activiteit waargenomen tijdens september 2010 (Brom: NASA / SDO / AIA).

Echter verhogen ze dus duidelijk wel de kans op poollicht indien ze richting de Aarde gericht zijn. Coronale gaten zijn over het algemeen, ondanks de verhoogde kracht van de zonnewind, echter niet sterk genoeg om poollicht zichtbaar te maken vanuit België en Nederland.

Een coronaal gat (afgebakend met de oranje lijn) waaruit de zonnewind kan ontsnappen (grijze pijlen). Deze kan dan de Aarde bereiken indien het coronale gat richting ons gericht is (Solar and Heliospheric Observatory, NASA).

Coronale massa uitstoot of CME: verhoogde poollichtkansen

We kunnen echter nog een stapje verder gaan met nog krachtigere zonnestormen. Want ook door zonnevlammen afkomstig van zonnevlekkengroepen of filamentuitbarstingen kan een zonnestorm ontstaan. Filamenten zijn hierbij wolken van geïoniseerde gassen die soms kunnen ontsnappen aan de zwaartekracht van de zon. Ze worden met hoge snelheid de ruimte in geslingerd.

Uitbarstingen op de zon zorgen ervoor dat er een heleboel geladen deeltjes in het heelal worden gestuurd (een zonnevlam of zonnestorm).

Maar de grootste veroorzaker van de zonneactiviteit zijn echter de zonnevlekkengroepen op de zon. Zonnevlekken zijn koudere gebieden op de zon waardoor ze hun donkerdere kleur krijgen. Wanneer meerdere van deze vlekken dicht op elkaar gepakt zijn kunnen uitbarstingen ontstaan, al gebeurt dat niet altijd. Zulke fenomenen leveren enorm krachtige explosies op de zon op, die gelijk kunnen staan met de ontploffing van miljoenen atoombommen. Onder de juiste omstandigheden wordt zelfs een stukje van de zon weggeblazen in de ruimte. De plasmawolk die hierbij vrijkomt wordt een coronale massa uitstoot of CME genoemd.

Door zulk een zonnevlam of filamentuitbarsting kan dus een erg krachtige zonnestorm ontstaan met bijbehorende CME. Het zijn net deze plasmawolken die ook voor poollicht kunnen zorgen bij ons in de Benelux, indien deze wolk zich natuurlijk in de richting van de Aarde beweegt.

Op 31 augustus 2012 barstte een lang filament van zonnemateriaal uit in de ruimte, wat resulteerde in een coronale massa uitstoot of CME (Goddard Space Flight Center, NASA).

Activiteit van de zon en de 11-jarige cyclus

Maar wat bepaalt nu of, wanneer en hoeveel van zulke zonnestormen richting de Aarde worden gestuurd? Het is zo dat we het aantal zonnestormen deels kunnen linken aan de 11-jarige zonnecyclus. De zon kent een cyclus van 11 jaar met afgewisseld een periode van heel lage activiteit (zonneminimum) en een periode met hoge activiteit (zonnemaximum). In het zonneminimum is de zon heel vaak blanco, met geen zonnevlekken en geen activiteit. Die activiteit komt vervolgens terug op gang en blijft stijgen tot het zonnemaximum. In deze periode zien we steeds meer zonnevlekkengroepen op de zon en stijgt ook de activiteit op de zon.

Voor het hoge noorden maakt dit niet zo veel uit, omdat het poollicht ook in relatief rustigere omstandigheden daar te zien kan zijn. Dit kan bijvoorbeeld door een gewone zonnewind of coronale gaten dewelke niet gebonden zijn aan deze 11-jarige cyclus. Vooral voor poollicht op de lagere breedtegraden kan deze 11-jarige cyclus wel belangrijker zijn. 

De activiteit van de zon wordt o.a. bepaald door het aantal zonnevlekken (de donkere vlekjes). Deze varieert in een 11-jarige cyclus met een afwisseling van actieve en minder actieve perioden. Momenteel bevinden we ons in een zonneminimum (SpaceWeatherLive).

Interactie met magnetische veld van de Aarde

Maar hoe kan deze wolk met geladen deeltjes nu poollicht veroorzaken? Het is zo dat bij zeer zware uitbarstingen op de zon de eerste deeltjes (protonen) ons al na enkele tientallen minuten kunnen bereiken en dagenlang aanhouden. Dit fenomeen wordt een protonenstorm genoemd. Het kan zorgen voor onder andere schade aan satellieten en eventueel gevaar voor astronauten in de ruimte.

Pas enkele dagen na een uitbarsting komt de plasmawolk met geladen deeltjes aan op Aarde. De aankomsttijd is steeds afhankelijk van de vertreksnelheid van de plasmawolk op de zon. Bijkomend vertraagd de plasmawolk wanneer deze zich door het zonnestelsel voortbeweegt. Zo kunnen de snelste CME’s al na 1 dag aankomen en de tragere CME’s kunnen er tot 4 dagen erover doen. Een gemiddelde CME komt pas na enkele dagen aan.

Het magnetische veld van de aarde buigt de zonnedeeltjes af, die daardoor samenkomen aan de polen van onze planeet.

Dankzij de magnetosfeer van onze Aarde worden we wel beschermd tegen de stroom van deeltjes die uitgezonden worden door de zon. Echter is deze magnetosfeer niet 100% dicht. Rond de magnetische polen, waar de veldlijnen van het Aardmagnetisch veld samenkomen (de Van Allen gordel), kan een deel van de zonnewind toch verder doordringen in onze atmosfeer. Omdat de geomagnetische en geografische breedtegraden niet samenvallen (omdat de magnetische polen niet op dezelfde locatie liggen als de geografische polen) heeft Noord-Amerika daarbij steeds wat hogere kansen om het poollicht ook op lagere breedtegraden te zien dan Europa. Bovendien komt het poollicht ook (bijna) nooit voor op de geografische polen!

Het ontstaan van het poollicht (Aurora-service).

Interactie met onze atmosfeer

Op een hoogte van 80 tot 600 kilometer botsen vervolgens de geladen deeltjes tegen de moleculen van onze atmosfeer (vooral stikstof en zuurstof). Deze moleculen krijgen hierdoor een hoge energie. Deze energie zorgt er dan voor dat de moleculen tijdelijk fotonen uitstralen. Dit is 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 proces waardoor het poollicht op onze planeet zichtbaar wordt. Typisch ontstaat er dan, vanuit de ruimte gezien, een grote cirkel rondom de poolgebieden waar het poollicht zichtbaar wordt.

Bij CME’s die veel krachtiger zijn gaat de poollichtovaal groter worden en dus afzakken naar lagere breedtegraden. Dan gaat er ook op grotere hoogte poollicht ontstaan (rode kleur), vandaar dat als we het poollicht in onze contreien kunnen vastleggen dat dit enkel aan de horizon is en vaak in rode kleur. Het is pas bij extreme geomagnetische stormen dat er in onze contreien meer detail zal te zien zijn.

Het poollicht ontstaat doordat de geladen deeltjes van de zon in interactie treden met moleculen in onze atmosfeer. Dan verhogen ze de energie van deze atomen en zullen ze licht afgeven. Dit wordt dan typisch zichtbaar als een cirkelvormige band rondom de polen. Dit omdat ze daar samenkomen door het elektromagnetisch veld van de aarde (NASA).

Voorspellen activiteit poollicht

De Kp-index

De eenvoudigste methode om te zien hoe sterk de geomagnetische activiteit actief is op Aarde is de zogenaamde Kp index. Dit is een globale index gebaseerd op 3-uurlijkse meetgegevens van magnetometers verspreid over diverse locaties op Aarde. De Kp index wordt bepaald aan de hand van het gemiddelde van alle wereldwijd gerapporteerde K-waarden. De index loopt van 0 tot 9, waarbij Kp0 staat voor rustige condities en Kp9 staat voor een extreme geomagnetische storm. Pas indien we te maken hebben met CME’s kan deze waarde flink de hoogte ingaan. Belangrijk om hierbij te vermelden is dat de Kp-index steeds gaat over het afgelopen tijdsvak van 3 uur. De Kp-index is tevens ook een globale index en kan dan ook niet of nauwelijks gebruikt worden om poollichtkansen voor een specifieke locatie in te schatten.

Vorige week was het poollicht nog te zien in de buurt van Tromsø, bij een Kp index van 3 (northernlightstromso).

De Kp-index is dan ook enkel indicatief om te weten of er een actieve storm bezig is. Het wil echter ook niet zeggen dat deze waarde daarom volledig onbruikbaar is, alleen is dit niet het gehele plaatje. De Benelux zijn, zoals eerder reeds duidelijk werd, voor het poollicht echter niet gunstig gelegen. Zulke stormen komen dan ook minder vaak voor. Maar wat is nu dan vereist voor het poollicht in de Lage Landen? Daarvoor gaan we de Kp-index achterwege laten en ons focussen op de zonnewind, het interplanetair magnetisch veld en een nabijgelegen magnetometer station. Het heeft geen enkele zin om naar buiten te gaan zonder dat de combinatie van bovengenoemde parameters goed genoeg zijn.

De snelheid en aankomsttijd van de zonnewind

Bij CME’s is het zo dat ze vertragen wanneer ze door het zonnestelsel reizen. Een CME kan dus vertrekken met een 1000 km/sec maar bij aankomst nog een 400 km/sec overhouden. Bij de voorspellingen van aankomsttijden is er dan ook altijd een onzekerheidsmarge van om en bij de 6 uur ten aanzien van de voorspelde aankomsttijd. Als het front later aankomt zal de impact dan ook zwakker zijn omdat het front veel meer vertraagd was dan aangenomen en zijn de poollicht kansen minder groot. Wanneer een plasmawolk aankomt op Aarde moeten we dan ook eerst kijken naar de snelheid van de zonnewind, het eerste puzzelstukje van de voorspelling van het poollicht.

Voor poollicht bij ons dient de zonnewind krachtig te zijn met een snelheid liefst boven de 600-700 km/sec. In het hoge noorden zijn veel lagere snelheden voldoende om al iets te laten zien. Indien alles meezit kan dit zelfs al gebeuren bij de gebruikelijke gemiddelde snelheid van de zonnewind, die zo rond de 300-350 km/sec zit. De zonnewindsnelheid zegt echter niet alles…

Aankomst van een relatief zwak CME schokfront in mei 2017 na een uitbarsting op de zon (poollicht.be).

Het interplanetair magnetisch veld

Het tweede puzzelstukje heeft te maken met het magnetisch veld van de zon. Dit heet het interplanetair magnetisch veld (IMF). 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. Voor poollicht in de Benelux moet het IMF een sterkte (Bt) van meer dan ongeveer +40 nT (nano-Tesla) hebben (de gemiddelde waarde is zo’n 6 nT) en de richting van het IMF moet zuidelijk gericht zijn (een negatieve Bz waarde). Wanneer het IMF noordelijk blijft, verzwakt de geomagnetische storm en zijn er geen poollichtkansen.

Voorbeeld van sterk IMF in mei 2017 na een uitbarsting op de zon (poollicht.be)

Wanneer het IMF voldoende lang zuidelijk gericht blijft, dan zal de kracht van de geomagnetische storm toenemen. Als het IMF kwakkelt tussen noord en zuid dan gebeurt er niet zoveel. Enkel in het hoge noorden kan er met momenten van een zuidelijke IMF even iets ontstaan, maar dat verdwijnt dan weer. Om echt de boel op gang te trekken moet het dus wel even zuidelijk blijven, hoe langer hoe beter. In het hoge noorden kan er dus, van zodra het IMF een tikkeltje zuidwaarts gaat al poollicht ontstaan. Dit kan dus gaan over 1 lange band aan de hemel die vrij statisch is tot meerdere ‘gordijnen’. Hoe sterker het IMF is in zijn absolute waarde (een hogere Bt) en hoe zuidelijker deze gericht is (een negatievere Bz), hoe hoger de kans op poollicht bij ons.

Voorbeeld van langdurig zuidelijk gerichte IMF in mei 2017 na een uitbarsting op de zon (poollicht.be).

De magnetometer

Als derde stap werpen we een blik op de magnetometer. Magnetometers zijn dan ook de sleutel tot het kunnen vastleggen van poollicht in onze contreien. Voor de Benelux wordt hiervoor vaak het Kiruna magnetogram gebruikt. Dit omdat het Kiruna meetstation in Europa ligt en bijgevolg veel betrouwbaarder is voor België en Nederland. Bij een geomagnetische storm gaat een magnetogram steeds reageren. Dit gebeurt vaak in vlagen en het blijft nooit constant. Hierbij neemt de deflectie op gegeven ogenblikken sterk toe voor een korte periode waarin er intens poollicht kan ontstaan. Dit komt tot uiting door het sterk op en neer gaan van de waarden op het magnetogram. Bij de aankomst van een verhoogde zonnewind zal dit dan ook altijd te zien zijn op een magnetometer (sudden impulse) waarna deze frequent in kracht zal veranderen.

Wanneer de deflectie (dus het verschil tussen de piek en het dal van de curve) in de grafiek van het magnetogram voldoende groot wordt (lager dan -1000 nT) dan hebben we een echte kans op poollicht en mag je naar buiten hollen. Fotografisch poollicht is in Nederland al mogelijk vanaf een deflectie van -700 nT (lokale Kp index van 6+), terwijl visueel poollicht in Nederland pas mogelijk is vanaf -1300 nT (lokale Kp index van 8). Voor België is fotografisch poollicht mogelijk vanaf een lokale Kp index van 7o, en is minstens zo’n -1500 nT nodig voor visueel poollicht (lokale Kp index van 9).

Het Kiruna magnetogram voor april 2012. Hier bedraagt het verschil vanaf het afbuigpunt (deflectie) ongeveer 1200 nT (zie zwarte lijn, x-component), wat overeenkomt met een lokale Kp-index van 7 of 8 (The Swedish Institute of Space Physics).

Poollicht: zeldzaam bij ons, maar prachtig

Het poollicht is een prachtig natuurfenomeen, dat begint bij uitbarstingen op de zon die elektrisch geladen deeltjes de ruimte insturen. Als deze zonnewind in de richting van onze planeet wordt afgestuurd, zal het magnetisch veld van de aarde ervoor zorgen dat alle partikeltjes worden afgebogen en samenkomen rondom de geomagnetische polen. Hier treden ze dan in interactie met zuurstof- en/of stikstofatomen, die licht afgeven wanneer ze geëxciteerd worden. Op Aarde wordt het poollicht dan zichtbaar als vaak groen/rode cirkelvormige banden. Om het te zien moet er dus een hoge geomagnetische activiteit zijn, moeten er opklaringen zijn en moet men zoveel mogelijk lichtvervuiling proberen te vermijden.

De moraal van het verhaal: men kan op voorhand een inschatting maken van de CME maar men kan pas echt over kansen spreken als het front is aangekomen en ook dat is vaak lang wachten tot het aankomt en daarbovenop ook nog de hele nacht de magnetometer monitoren alvorens men naar buiten mag hollen om het te kunnen vastleggen. En dan moet het weer ook nog meezitten. Vaak is het ook interessant om poollichtkansen te voorspellen door het draaien van de zon om haar as in rekening te brengen. Dit gebeurt namelijk eens om de 27 dagen. Indien een coronaal gat of actief gedeelte op de zon voor een geomagnetische storm zorgde, kan dat over 27 misschien opnieuw het geval zijn wanneer dit gebied op de zon zich terug in de richting van de Aarde heeft gedraaid.

We begrijpen dat dit geen eenvoudige koek is, daarom ontwikkelde poollicht.be een website en app (SpaceWeatherLive) om het ruimteweer te kunnen volgen en je ook te waarschuwen wanneer er echte kansen op poollicht zijn. Via deze weg krijg je ook automatische meldingen bij fotografisch en zichtbaar poollicht (België en Nederland).

Yoni

Door Yoni

Afgestudeerd geograaf aan de KULeuven en doctorandus binnen klimatologie/glaciologie aan de VUBrussel. Binnen NoodweerBenelux ben ik vooral bezig met het schrijven van artikels en het programmeren van tools om bepaalde weerelementen te voorspellen.


Verder lezen

Alles bekijken