nordlys

Nordlys. Nordlys over Nord-Europa, fotografert fra en amerikansk værsatellitt. Landkonturen kan gjenkjennes på lys fra tettsteder.

Anon. begrenset

Nordlys. Nordlysovalen over den nordlige halvkule slik den fremkommer på et bilde i ultrafiolett, tatt fra den amerikanske satellitten Dynamics Explorer 1.

Anon. begrenset

Sydlys på Jupiter

John Clarke (University of Michigan), og NASA . fri

Carl Mülertz Størmer (1874-1957) var en aktiv nordlysforsker, og utførte et pionerarbeid i kartlegging av nordlyshøyden. Fra ndla.no, tilgjengelig under CC BY-SA 3.0

. fri

Nordlys er et lysfenomen som oppstår når energirike partikler blir slynget fra Sola mot Jorda. Det oppstår i den øvre polare atmosfæren, mellom 80 kilometer og sjelden over 500 kilometer over jordoverflaten, når elektroner og protoner kolliderer med atmosfæregassen. Denne gassen blir tilført energi som så sendes ut igjen i form av lys. Selve lysutsendelsen kommer hovedsakelig fra atomer og molekyler i atmosfæren og ikke fra selve primærpartiklene.

Nordlyset opptrer i mange forskjellige former. Fargene i nordlyset er et linjespektrum som dekker hele området fra ultrafiolett til infrarødt. Hvilke farger en forekomst av nordlys består av, blir bestemt av energinivået i partiklene og sammensetningen av atmosfæregassen. De dominerende fargene i den delen av fargespekteret vi kan se, er grønt, rødt og blått. Forekomst og intensitet av nordlyset er på sin side styrt av aktivitet på Sola. Jordas magnetfelt og atmosfære bestemmer hvor på Jorda nordlyset opptrer.

Det latinske navnet på nordlys er aurora borealis. Det samme lysfenomenet kalles sydlys, eller aurora australis, når det opptrer på den sørlige halvkule, og en fellesbetegnelse på begge er polarlys.

Kilde og prosesser

Nordlyset forårsakes av elektrisk ladede partikler fra Sola. 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. 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.

Sola er kilden til en kontinuerlig strøm av elektrisk ladede partikler, solvinden. I vekselvirkning mellom solvinden og Jordas magnetfelt blir det dannet et «magnetisk hulrom» rundt Jorda, 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 Sola. Når slike stormkast i solvinden kommer inn mot Jorda, 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, det vil si 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 Jorda i haleregionen. 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.

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 dermed en synlig manifestasjon av energikoblingen mellom solvinden og magnetosfæren og de etterfølgende prosesser i magnetosfæren.

Beliggenhet

Nordlysbånd under et utbrudd.

iStockPhoto. begrenset

Styring av nordlyspartiklene fra Jordas magnetfelt avgjør hvor på Jorda 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 ionosfæren 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 om lag 23 grader fra de magnetiske poler (67 grader magnetisk bredde), mens den ligger om lag 15 grader fra polene (75 grader magnetisk bredde) på dagsiden. Bredden av ovalen varierer fra 1–2 grader i dagsektoren og 5–10 grader i nattsektoren, avhengig av aktivitetsnivå.

Nordlysovalen ligger i en fast posisjon i rommet i forhold til Sola. Jorda vil rotere under ovalen med den geografiske polakse som rotasjonsakse, slik at et sted på Jorda med magnetisk bredde 67 grader vil ligge under ovalen i midnattsektoren og på ekvatorsiden om dagen. I den europeiske delen 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 Jorda, finner man at maksimum ligger i en sirkelformet sone sentrert i en avstand av 23 grader fra den geomagnetiske pol, med en bredde på om lag 10 grader. Dette området kalles nordlyssonen. Her vil man ha godt synlig nordlys mer enn 50 prosent av alle netter, selv i perioder med lav solaktivitet. Nordlyssonen er egentlig bare en avtegning av beliggenheten av midnattsektoren av nordlysovalen etter som Jorda roterer 360 grader 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 kilometer. 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 kilometer. Lysintensiteten avtar raskt under maksimalhøyden. Underkanten av nordlyset kan unntaksvis gå ned til 85 kilometer. 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 kilometers høyde. Dagnordlyset ligger vanligvis i høyder over 150–200 kilometer. 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 en draperiform som opptrer nær magnetisk senit, det vil si 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 på mellom 10 og 100 kilometer. 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 nanometer. 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 nanometer. 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 kilo-elektronvolt (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 fasene 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 rundt 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, for eksempel i magnetfeltet. Se magnetiske stormer.

Historie

Nordlyset har opptatt og fascinert menneskene gjennom tidene. Det omtales i oldtidens skrifter av blant andre 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 (for eksempel 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 (Anders Celsius gjorde oppdagelsen i 1741) og at aktivitet på Sola hadde innvirkning på forekomsten av nordlys. Elias Loomis (1860) fra USA samlet observasjoner som gav det første kart over forekomster av nordlys med angivelse av det som nå kalles nordlyssonen, og franskmannen A.E. Becquerel (1878) postulerte at nordlys skyldes partikler fra Sola. 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 Sola som trekkes inn i Jordas 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 Jordas magnetfelt. Carl Størmer gjennomarbeidet Birkelands teori matematisk, og beregnet i detalj elektronenes baner fra Sola til Jorda. 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 Sola, utsendelse av partikler, vekselvirkningen mellom solvindplasmaet og Jordas magnetfelt, innfanging av partiklene og akselerasjonsprosesser i Jordas 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 Jordas 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 tilsvarende våre polarlys 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 Jorda. 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. Ettersom 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.

Se også artiklene om dagnordlys og protonnordlys

Anbefalte lenker

Anbefalt litteratur

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

Har du spørsmål til artikkelen? Skriv her, så får du svar fra fagansvarlig eller redaktør.

Du må være logget inn for å kommentere.