Poollicht
Het fenomeen van aurora, beter bekend als poollicht, kan voorkomen op elke planeet met een atmosfeer en een magneetveld. Elektrisch geladen deeltjes met hoge energie (meestal elektronen) worden vanuit de magnetosfeer versneld langsheen de magnetische veldlijnen en botsen met de neutrale gassen in de hoge atmosfeer. Wanneer de aangeslagen atmosferische atomen of moleculen terugkeren naar hun grondtoestand zenden ze licht uit, wat poollicht veroorzaakt.
De kleur van dit licht hangt af van het soort atoom of molecule. In de aardatmosfeer worden de groene en rode emissielijnen, respectievelijk met een golflengte van 557.7 en 630 nm, veroorzaakt door atomair zuurstof op hoogtes van ~110 en 220 km. Sommige energetische elektronen kunnen diep doordringen in de atmosfeer, tot beneden 100 km, en daar moleculair stikstof aanslaan, wat blauw (427.8 nm) en paars licht veroorzaakt.
Poollicht is niet beperkt tot zichtbaar licht:
- Emissie in het UV ontstaat op precies dezelfde manier als voor zichtbaar licht.
- De wisselwerking tussen de geladen deeltjes en elektromagnetische golven op grote hoogte kan ook radiostraling veroorzaken, de zogenaamde aurora-kilometerstraling (Auroral Kilometric Radiation, AKR)
Waarnemingen, technieken en modellen
Met poollichtfoto’s van het ALIS (Auroral Large Imaging System) camera-netwerk in Scandinavië zijn we erin geslaagd om de driedimensionale verdeling van de lichtproductie (volume emission rate, VER) in poollicht te reconstrueren door middel van tomografie (een wiskundige inversietechniek).
De blauwe emissie blijkt recht evenredig te zijn met de hoeveelheid energie die de elektronen dumpen in de atmosfeer, zonder dat daarbij chemische effecten of secundaire processen een rol bij spelen. Dat laat ons toe om de differentiële flux te bepalen van de elektronen die de atmosfeer bombarderen (het aantal elektronen bij elke mogelijke energie). Deze flux kan worden afgeleid uit de tomografisch gereconstrueerde volumetrische emissie tussen ~100 en 260 km hoogte, door gebruik te maken van een tweede inversietechniek. Deze methode resulteert in een tweedimensionale kaart van de flux van de elektronen die op de aardatmosfeer invalt, en dat terwijl metingen met ruimtetuigen slechts één-dimensionaal zijn (metingen langsheen de baan van de satelliet).
De elektronenflux op 260 km kan gebruikt worden als randvoorwaarde in het magnetosfeer-ionosfeer model ontwikkeld door het BIRA. De plasma-eigenschappen van de generator van het poollicht in de magnetosfeer, de bron van de elektronen, kunnen daardoor op een indirecte wijze worden bepaald.
De optimisatie-procedure die we hiervoor hebben uitgedokterd, werd met succes uitgetest en laat inderdaad toe om de eigenschappen van een verafgelegen magnetosferische bron (~24 000 km boven de aarde) af te leiden. Deze elektronenbron kanaliseert de energie die nodig is om het poollicht dat door de ALIS-camera’s waargenomen wordt, te doen oplichten. Dit soort analyses zal zeer goed van pas komen wanneer we in de nabije toekomst de flux van energetische elektronen in bijna reële tijd gaan bepalen met het nieuwe ALIS_4D netwerk, of de UV-poollichtfoto’s door de toekomstige ESA/CAS missie SMILE (Solar Wind Magnetosphere Ionosphere Link Explorer) willen interpreteren.
Dankbetuiging
Dit onderzoek werd uitgevoerd in het kader van MOMA, een project gesponsord door het BRAIN-Be onderzoeksprogramma gedurende de periode 2016-2020.
