nordlys

nordlys, på den sørlige halvkule sydlys, lysfenomen i den polare øvre atmosfære, også kalt aurora borealis (i nord) og aurora australis (i sør), med fellesbetegnelsen polarlys. Nordlys oppstår når energirike partikler, elektroner og protoner, kommer inn i Jordens atmosfære og kolliderer med atmosfæregassen. Denne blir tilført energi som så sendes ut igjen i form av lys. Lysutsendelsen kommer hovedsakelig fra atomer og molekyler i atmosfæren og ikke fra selve primærpartiklene.

Nordlyset opptrer i mange forskjellige former. Fargespekteret er et linjespektrum hvor man finner emisjonslinjer over hele området fra ultrafiolett til infrarødt. Energien i primærpartiklene og sammensetningen av atmosfæregassen bestemmer fargen. De dominerende fargene i den synlige delen av spekteret er grønt, rødt og blått. Forekomst og intensitet av nordlyset er styrt av aktivitet på Solen. Jordens magnetfelt og atmosfære bestemmer hvor på Jorden nordlyset opptrer.

Kilde og prosesser

Nordlyset forårsakes av elektrisk ladede partikler fra solen. Energien til de partiklene som gir opphav til nordlys, ligger typisk i området 0,3–10 keV for elektroner og opp mot 200 keV for protoner. Når partiklene trenger ned i atmosfæren, vil de kollidere med den elektrisk nøytrale atmosfæregassen, som blir varmet opp og ionisert, dvs. at elektroner slås løs slik at det blir dannet ioner og frie elektroner. (I gjennomsnitt brukes 36 eV av primærpartikkelens energi for å produsere ett ionepar.) En liten del av energien i de innkomne partiklene vil imidlertid også brukes til å øke den indre energien i atmosfærepartiklene som deltar i kollisjonsprosessen. Dette skjer ved at elektroner bringes over i baner som representerer et høyere energinivå enn grunntilstanden. I denne eksiterte energitilstanden er imidlertid ikke partikkelen stabil. Gasstype og eksitasjonsnivå bestemmer hvor lenge en partikkel kan holde seg eksitert. Dette varierer fra brøkdel av et sekund til noen hundre sekunder. Når partiklene går ned til stabilt nivå, sendes det ut energi i form av elektromagnetisk stråling, som ett eller flere fotoner. Bølgelengden (fargen) på lyset avhenger av gasstype og eksitasjonsnivå.

Solen er kilden til en kontinuerlig strøm av elektrisk ladede partikler, solvinden. I vekselvirkning mellom solvinden og Jordens magnetfelt blir det dannet et «magnetisk hulrom» rundt Jorden, magnetosfæren, hvor solvinden ikke trenger inn. Det finnes imidlertid åpninger i den magnetiske kappen, i polarkløftene på dagsiden og i haleregionen på nattsiden. Her trenger plasma inn og blir ledet av magnetfeltet inn til polarområdene både i sør og nord. Dette gir det svake rolige nordlyset under uforstyrrede forhold. Solvinden er imidlertid meget variabel. Det forekommer høyhastighets plasmastrømmer fra koronahull og plasmaskyer med økt tetthet og hastighet, som sendes ut fra andre aktive områder på Solen. Når slike stormkast i solvinden kommer inn mot Jorden, vil det gi forandringer i magnetosfæren, med sterke strømmer, forstyrrelser i magnetfelt, økt kobling mellom solvind og magnetosfæreplasma og akselerasjon av partikler.

Retningen av magnetfeltet som solvinden fører med seg er også viktig i koblingen mellom solvinden og magnetosfæren. Søroverrettet felt, dvs. et felt som har retning motsatt av jordfeltet, gir bedre kobling enn et nordoverrettet felt.

Den eksplosive utløsning av et nordlysutbrudd starter i haleregionen i magnetosfæren. I prosessene som styrer dette er elektriske strømmer og sammenkobling av magnetfeltlinjer viktige elementer. Resultatet er at en stor plasmasky akselereres innover mot Jorden i haleregionen. (En tilsvarende sky antas også å bevege seg utover og bort fra Jorden.) Når skyen treffer lukkede magnetiske feltlinjer, vil den bli ledet langs disse, både til nordlige og sørlige polområder, ned i atmosfæren. Her vil partiklene gi nordlys, og sammen med dette økt ionisering, elektriske strømmer, magnetfeltforstyrrelser, og oppvarming av ionosfæren. Se magnetosfæren.

Nordlyset og de andre ionosfæreforstyrrelsene som følger med dette, har dermed sin opprinnelse i to helt forskjellige prosesser: én som er direkte drevet av solvinden, og en annen som representerer en eksplosiv utløsning av energi som er lagret i magnetosfæren. Nordlyset er en synlig manifestasjon av energikoblingen mellom solvinden og magnetosfæren og de etterfølgende prosesser i magnetosfæren.

Dagnordlys

Nordlys på dagsiden har et annet kildeområde enn det nordlys vi ser om natten. På dagsiden av magnetosfæren finnes det to magnetiske åpninger, en på den nordlige og en på den sørlige halvkule. I disse polarkløftene kan partikler fra solvinden trenge direkte ned i magnetosfæren og atmosfæren. Solvindpartiklene vil vanligvis ha lavere energi enn de som danner nordlys på nattsiden, typisk noen hundre elektronvolt. Dagnordlyset ligger derfor høyere i atmosfæren og har en annen fargesammensetning enn nattnordlyset. Se også dagnordlys.

Protonnordlys

Enkelte ganger kan man observere svakt nordlys ved bølgelengdene 656,3 nm (H_α) og 486,1 nm (H_β) som stammer fra hydrogenatomer. Det kalles gjerne protonnordlys, selv om det er hydrogenatomer som sender ut lyset. Protonnordlyset, som først ble oppdaget av den norske fysikeren Lars Vegard, kommer fra protoner i primærpartiklene og ikke fra atmosfæreatomer som eksiteres. Når protonene kolliderer med nøytrale molekyler i atmosfæren, vil de kunne oppta et elektron slik at det dannes et nytt ion og et eksitert hydrogenatom. Disse hydrogenatomene sender så ut lys når de går ned til grunntilstanden. Ytterligere kollisjoner og ladningsutveksling mellom protoner/hydrogenatomer og atmosfæremolekyler, gir flere fotonutsendelser fra samme primærpartikkel.

Beliggenhet

Styring av nordlyspartiklene fra jordens magnetfelt avgjør hvor på Jorden vi vil få nordlys. Skillet mellom åpne og lukkede magnetfeltlinjer angir området hvor partiklene kommer ned i atmosfæren. Denne grenseflaten vil avbildes som en oval i ionosfære rundt de magnetiske polene. På grunn av trykket som solvinden utøver mot magnetfeltet, vil ovalen være litt forskjøvet mot nattsiden. Ser vi på et øyeblikksbilde av fordelingen av nordlyset, vil dette dermed hovedsakelig ligge i et slik ovalt belte, nordlysovalen. På nattsiden ligger ovalen ca. 23° fra de magnetiske poler (67° magnetisk bredde), mens den ligger ca. 15° fra polene (75° magnetisk bredde) på dagsiden. Bredden av ovalen varierer fra 1–2° i dagsektoren og 5–10° i nattsektoren, avhengig av aktivitetsnivå.

Nordlysovalen ligger i en fast posisjon i rommet i forhold til Solen. Jorden vil rotere under ovalen med den geografiske polakse som rotasjonsakse, slik at et sted på Jorden med magnetisk bredde 67°, vil ligge under ovalen i midnattsektoren og på ekvatorsiden om dagen. I den europeiske sektor vil nordlysovalen gå langs kysten av Troms og Finnmark om natten, mens den om dagen ligger over Svalbard. Beliggenheten av ovalen forandrer seg imidlertid med solaktiviteten. Ved høy aktivitet utvides ovalen slik at nordlyset flytter seg mot lavere bredder og ovalen blir også bredere.

Inne i nordlysovalen vil man nesten alltid ha nordlys, men det kan til tider være svakt og lite iøynefallende. På ekvatorsiden av ovalen forsvinner nordlyset raskt. På innsiden av ovalen, inne i polkalotten, reduseres nordlysaktiviteten, men også her er det forholdsvis ofte nordlys. Lyset er imidlertid svakere, og formene er annerledes enn i ovalen. Det sterkeste og mest aktive nordlys finner man i midnattsektoren av ovalen.

Ser man statistisk på hvordan forekomsten av nordlys fordeler seg over Jorden, finner man at maksimum ligger i en sirkelformet sone sentrert i en avstand av 23° fra den geomagnetiske pol, med en bredde på ca. 10°. Dette området kalles nordlyssonen. Her vil man ha godt synlig nordlys mer enn 50 % av alle netter, selv i perioder med lav solaktivitet. Nordlyssonen er egentlig bare en avtegning av beliggenheten av midnattsektoren av nordlysovalen etter som Jorden roterer 360° under denne i løpet av et døgn.

Høyde

Energien i primærpartiklene bestemmer hvor langt ned i atmosfæren partiklene vil trenge og dermed også hvor høyt nordlyset ligger. Nordmannen Carl Størmer utførte et pionerarbeid i kartlegging av nordlyshøyden. Han utviklet en fotografisk metode med parallaktiske målinger. Nordlyset ble fotografert samtidig fra to eller flere steder med innbyrdes avstand 20–100 km. Utvalgte nordlysstrukturer ble identifisert på bildene og lokalisert i forhold til stjernehimmelen. Deretter ble elevasjonsvinkelen mot den valgte nordlysform bestemt og når avstanden mellom observasjonspunktene var kjent, kunne man beregne høyden av nordlyset trigonometrisk. Størmer bestemte høyden for området med maksimal lysutsendelse og for underkant og overkant av nordlyset.

Hans høydeberegninger omfatter mer enn 14 000 målepunkter. De viste at nordlys om natten hovedsakelig har maksimal intensitet i høydeområdet 100–120 km. Lysintensiteten avtar raskt under maksimalhøyden. Underkanten av nordlyset kan unntaksvis gå ned til 85 km. På oversiden avtar lyset mer gradvis med høyden. Nordlyshøyden varierer imidlertid gjennom døgnet og for de forskjellige nordlysformer. Strålestrukturer strekker seg høyere enn buer og bånd, og går ofte opp til 200–300 km høyde. Dagnordlyset ligger vanligvis i høyder over 150–200 km. Størmers fotografiske høydebestemmelser er nå blitt erstattet med direkte og mer detaljerte målinger fra raketter, men de bekrefter i stor grad Størmers resultater.

Form

Når man ser et aktivt nordlys, får man inntrykk av at det stadig skifter utseende og beliggenhet, men det er en del grunnleggende former og strukturer som går igjen. De fleste nordlysopptrinn kan fremstilles som en sammenstilling av slike elementærformer.

De mest vanlige nordlysformene er buer og bånd, som begge går over himmelen i magnetisk øst–vest retning. Buer er vanligvis rolige og regelmessige i formen, mens båndene kan ha store strukturer som også foldes. Både buer og bånd kan opptre enkeltvis eller som flere parallelle former. Stråler er smale nordlysstrukturer som kan opptre isolert eller i større ansamlinger. Ofte vil de også danne folder som ligger delvis over hverandre. Dette kalles draperier, og det var denne nordlysformen som inngikk i logoen for OL på Lillehammer 1994.

Innenfor buer og bånd kan man også se strålestruktur. Strålene i nordlyset er parallelle med de magnetiske feltlinjer og vil dermed stå nesten loddrett i polarområdene. Perspektivvirkning kan imidlertid gi et helt annet inntrykk. Et eksempel på dette er den mest iøynefallende nordlysform, kronen, hvor nordlyset stråler ut fra ett og samme punkt på himmelen og danner en krone av lys. Dette er egentlig et draperi som opptrer nær magnetisk senit, dvs. i retningen til den magnetiske feltlinje gjennom observasjonsstedet. Når en ansamling nordlysstråler kommer opp til senit, vil det for en observatør på bakken se ut som om de kommer fra ett punkt på himmelen, siden feltlinjene leder opp mot dette punktet.

Andre grunnformer i nordlyset er diffuse flekker og flater, og store spiralstrukturer med dimensjoner 10–100 km. På mikroskalanivå finner man også meget små spiralstrukturer som roterer hurtig og i motsatt retning av de store spiralstrukturene.

Det mest dynamiske og varierende nordlys opptrer i magnetisk midnattsektor. Buer og bånd ser man helst om ettermiddagen og tidlig kveld, mens flekker og flater, ofte med pulsasjoner, gjerne opptrer på morgensiden.

Dagnordlyset karakteriseres av rolige buer. Det er som regel svakere enn det som øyet kan oppfatte som synlig lys. Det må registreres med følsomme optiske instrumenter. Men også i dagnordlyset kan vi se sterke stråler og diskrete strukturer. Dette viser at det også i polarkløftene kan være mekanismer som akselerer de lavenergetiske solvindpartiklene slik at de får energi opp mot det man kan ha i nattnordlyset.

Over polkalotten har nordlyset en annen karakter enn i nordlysovalen. Diffuse flekker og flater dominerer. Ofte kan man også se svake nordlysbuer som krysser polkalotten i retning fra dag til nattsektor. Sterke polkalott-nordlys med buer som krysser over polen, kalles gjerne theta-nordlys, fordi buen sammen med nordlysovalen minner om den greske bokstaven theta, Θ.

Farge

Nordlysets fargespektrum er sammensatt av en rekke diskrete linjer og bånd. Dette har sammenheng med at lysutsendelsen skjer ved bestemte energioverganger i atomkjerner. Fargen på nordlyset er dermed avhengig av hvilke atomer og molekyler som er blitt eksitert og av eksitasjonsnivået. Den sterkeste nordlyslinjen kommer fra oksygenatomer og har bølgelengde 557,7 nm. Den gir nordlyset den karakteristiske gulgrønne fargen. Den røde fargen som man ofte kan se, stammer også hovedsakelig fra atomært oksygen. Hovedlinjen har en bølgelengde på 630,0 nm. Dette nordlyset ligger høyere enn det grønne, og skyldes lavenergi primærpartikler. Denne røde emisjonen er typisk for dagnordlyset. Under meget forstyrrede forhold får nordlyset også en rød underkant, og under spesielle forhold kan den røde fargen helt dominere. Disse emisjonene stammer fra nitrogen (N₂) og ionisert oksygen (O₂⁺) og skyldes primærpartikler med energi over 10 keV. Den blåfiolette fargen, som gjerne sees i underkanten av nordlyset, kommer hovedsakelig fra ionisert nitrogen (N₂⁺).

Nordlysspekteret strekker seg ut over det bølgelengdeområdet som det menneskelige øyet kan registrere. Det finnes sterke bånd, som stammer fra nitrogen, både i infrarødt og ultrafiolett. De første systematiske undersøkelser av nordlysspekteret ble foretatt av Lars Vegard.

Nordlyssubstormer

Tidsutviklingen av et aktivt, dynamisk nordlys kan synes kaotisk. Det viser seg imidlertid at nordlyset gjennomløper klare faser, som gjentar seg i alle nordlysutbrudd. Det innledes av en rolig fase, med en eller flere svake gulgrønne buer fra øst til vest på nordhimmelen. Buene kan ligge i ro eller drive langsomt sørover. Denne fasen kan vare i noen timer, og i enkelte tilfeller vil buene dø ut uten at nordlyset utvikler seg videre. De aktive faser innledes med at buene blir sterkere og viser strålestruktur. Man kan se en rød underkant i det grønne lyset, og buene går over i bånd som beveger seg hurtig mot sør. Så skjer et eksplosjonsartet utbrudd. Nordlysbuene mister sin regelmessige form, de folder seg ut i bånd, draperier og stråleknipper, som dekker store deler av himmelen. Nordlysformene krøller og bukter seg, samtidig som man ser hurtige bevegelser. Ofte er det en intens rødfarge i underkanten av lyset. Denne eksplosjonsfasen varer ca. 10 minutter før de diskrete nordlysformene avtar langsomt i intensitet; de blir roligere og sprer seg over store deler av himmelen som et diffust, melkehvitt eller gulgrønt slør. I løpet av en natt kan dette forløpet, en nordlyssubstorm, gjentas flere ganger.

Nordlyssubstormer kan settes i forbindelse med forstyrrelser ute i magnetosfæren, magnetosfæriske substormer. I en slik begivenhet vil det frigjøres store mengder energi. Fasene i nordlyssubstormen finner vi også igjen som forskjellige stadier i utviklingen av andre relaterte forstyrrelser, f.eks. i magnetfeltet. Se magnetiske stormer.

Historie

Nordlyset har opptatt og fascinert menneskene gjennom tidene. Det omtales i oldtidens skrifter av bl.a. Aristoteles, Plinius den eldre og Seneca. Kinesiske skrifter fra mer enn 2000 år før vår tidsregning beskriver noe som kan være nordlys. Også i Bibelen (f.eks. hos profeten Esekiel) finnes beskrivelser av himmelfenomener som får en til å tenke på nordlys. Nordlyset ble ofte omgitt av mystikk og overtro. Særlig i sørligere land hvor nordlys ikke opptrer så ofte, ble det tatt som et varsel om krig og ulykker. Betegnelsen aurora borealis ('morgenrøden i nord') stammer sannsynligvis fra Galileo Galilei.

Den mer systematiske, vitenskapelige undersøkelse av nordlyset startet på 1600-tallet. Man fant at det er en sammenheng mellom nordlys og magnetiske forstyrrelser (Celsius i 1741) og at aktivitet på Solen hadde innvirkning på forekomsten av nordlys. Amerikaneren Loomis (1860) samlet observasjoner som gav det første kart over forekomster av nordlys med angivelse av det som nå kalles nordlyssonen, og franskmannen Becquerel (1878) postulerte at nordlys skyldes partikler fra Solen. Den norske fysikeren Kristian Birkeland trakk ut viktige elementer fra tidligere observasjoner og formulerte i 1886 den første fullstendige nordlysteori. I teorien sier han at nordlys dannes av elektrisk ladede partikler fra Solen som trekkes inn i Jordens magnetfelt. Der blir de ledet ned i atmosfæren hvor de får atmosfæregassen til å lyse opp. Samtidig blir det dannet elektriske strømmer som gir forstyrrelser i magnetfeltet.

Birkeland utvidet og underbygde sin teori i videre arbeider i perioden 1898–1913. Han foretok laboratorieeksperimenter hvor han bombarderte en magnetisk kule, terrella, i et vakuumkammer med elektroner, og fikk frem lysringer rundt polene. Han opprettet egne observatorier i Arktis, og samlet inn en rekke data fra observatorier verden over. Teorien kunne forklare en rekke observerte egenskaper slik som beliggenheten av nordlyset rundt polene, sammenhengen med solaktivitet, retning av nordlysstrålene og sammenhengen mellom nordlys og forstyrrelser i jordens magnetfelt. Carl Størmer gjennomarbeidet Birkelands teori matematisk, og beregnet i detalj elektronenes baner fra Solen til Jorden. Beregningene bekreftet Birkelands hypoteser, og de gav også forklaring på en rekke trekk både i laboratorieeksperimentene og i nordlysets opptreden.

Birkelands arbeider innledet det vi kan kalle den moderne nordlysforskning. Det store gjennombruddet kom imidlertid med det intensive observasjonsprogram som ble organisert under Det internasjonale geofysiske år. Med dette kom også de første instrumenterte raketter og satellitter, som gjorde det mulig å gjøre målinger i ionosfæren, inne i selve nordlyset og ute i magnetosfæren hvor vi finner kilden til nordlyset. De modeller og teorier som man nå har for nordlys, bygger i stor grad på slike målinger, men man gjenkjenner hovedtrekkene i Birkelands teori.

Dagens nordlysforskning

Dagens nordlysforskning er en del av en større helhet hvor man forsøker å få informasjon om fysiske reaksjoner i Sol–Jord-systemet. Dette omfatter prosesser på Solen, utsendelse av partikler, vekselvirkningen mellom solvindplasmaet og Jordens magnetfelt, innfanging av partiklene og akselerasjonsprosesser i Jordens magnetosfære. Direkte målinger med satellitter, slik som solsatellitten SOHO og magnetosfæresatellittene Cluster, gir data og informasjon om forholdene i kildeområdene. Optiske målinger med fotometre, spektrometre og forskjellige avbildende instrumenter brukes for å registrere forekomst og opptreden av nordlyset. Fjernmåling med forskjellige radiometoder, slik som de store radaranleggene i Nord-Norge, EISCAT og EISCAT Svalbard Radar, supplerer de øvrige målingene både når det gjelder dekning og informasjon om spesielle parametere. I dagens forskning er også datamaskinbaserte simulering og modellering viktig. Til sammen gir disse forskjellige teknikkene informasjon som kan benyttes for bedre å kunne forstå de prosessene som styrer forholdene i Jordens nære verdensrom, i det som nå kalles romvær. Nordlyset er en viktig brikke i dette.

«Nordlys» på andre planeter

Også på andre planeter vil man få lysfenomener, «nordlys», når planetens atmosfære utsettes for partikkelstråling. Dersom planeten har et indre magnetfelt, vil solvindpartiklene kunne akselereres i planetens magnetfelt, og de vil kunne generere lysutsendelse i atmosfæren som ringer rundt de magnetiske polene, tilsvarende nordlysovalene på Jorden. Sammensetningen av atmosfæregassen vil bestemme hvilke bølgelengder lyset består av, og spekteret kan dermed bidra til å gi informasjon om planetens atmosfære. Hubble-romteleskopet har tatt bilder av nordlys på Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun. Man har også observert nordlyslignende emisjoner på Jupiters måner Io og Ganymedes.

Romsonden Mars Express observerte i august 2004 nordlys fra avgrensede områder på Mars. Mars har ikke et indre magnetfelt. Etter som lysstrukturene forekommer i et område som har meget sterkt magnetfelt i planetskorpen, er det sannsynlig at partiklene blir ledet inn og muligens akselerert i et magnetisk felt, selv om planeten ikke har et indre magnetfelt. Dette gjør marsnordlyset til et unikt fenomen i solsystemet. Det er også observert lysemisjoner på nattsiden av planeten Venus. Heller ikke Venus har et indre magnetfelt, men lysemisjonene på Venus antas å være generert av solvindelektroner som trenger direkte inn i atmosfæren på planetens nattside.

Anbefalte lenker

• Les mer om nordlys i Nasjonalbiblioteket
  
• Nordlyssenterets nettsider om nordlys
• Nordnorsk vitensenters nettsider om nordlys
  
• Nordlysvarsel hos Storm.no
• Les om forskning på nordlys hos forskning.no
  

Anbefalt litteratur

Akasofu, Syun-Ichi, Jack Finch, Jan Curtis & Tricia Brown (red.): The northern lights : secrets of the Aurora Borealis, 2009. Finn boken i BIBSYS

Brekke, Asgeir, Truls Lynne Hansen & Anne Merete Knudsen: Nordlys: vitenskap, historie, kultur, 1997, Finn boken i Nasjonalbiblioteket

Egeland, Alv, Ellen K. Henriksen & Thormod Henriksen: Nordlys, 1997. Finn boken i Nasjonalbiblioteket

Lorentzen, Dag Arne og Alv Egeland: Vinterhimmelens lysorgel over Svalbard: en faktabok om nordlys, 2007. Finn boken i BIBSYS