Skip to main content
2020-10-16

Cluster is een van de weinige ruimtemissies die ouder is dan 22% van de Belgische bevolking. De missie viert dit jaar zijn 20ste verjaardag en verzamelt nog steeds gegevens over de magnetosfeer van de aarde. Deze continue monitoring is bijzonder interessant voor onderzoekers, omdat het de mogelijkheid biedt om langetermijnprocessen in de aardse magnetosfeer te bestuderen, en hoe deze afhankelijk zijn van de variabiliteit van de zon. Enkele van onze BIRA-wetenschappers hebben reeds veel gebruik gemaakt van deze gegevens om onder andere de plasmaturbulentie rond de aarde te bestuderen, de magnetische eigenschappen van de aarde te vergelijken met die van andere planeten, computermodellen van planetaire magnetosferen te ontwikkelen, en zelfs om speciale soorten poollicht te bestuderen.

Aanvankelijk was het de bedoeling dat de Cluster-missie slechts twee jaar zou duren, maar de levensduur ervan kon steeds verlengd worden dankzij het uitstekend ontwerp en de sterk geautomatiseerde werking van de ruimtesondes. Het einde van de missie is momenteel gepland voor 2022, maar kan nog verder worden verlengd als de satellieten de stroom van hoogkwalitatieve gegevens op gang kunnen houden, en als er nog voldoende brandstof en batterijlevensduur over is. In meer dan 3000 wetenschappelijke publicaties hebben onderzoekers de gegevens van de Cluster-missie gebruikt om steeds meer te onthullen over de vorm en de structuur van de magnetosfeer van de aarde, evenals over de manier waarop deze interageert met de elektrisch geladen deeltjes van de zonnewind.

In dit artikel nemen we je mee om een kijkje te nemen naar een aantal dingen die onze wetenschappers hebben geleerd met behulp van gegevens van de Cluster-missie :

  1. Thèta-aurora, wanneer het poollicht op onverwachte plaatsen verschijnt
  2. De relatie tussen de plasmasfeer en de Van Allen-stralingsgordels
  3. Vergelijking van de magnetosfeer van de aarde met dat van andere planeten en lichamen in het zonnestelsel
  4. Plasmaturbulentie in het zonnestelsel

Maar eerst…

 

Het magnetisch veld en de magnetosfeer van de aarde

Het magnetisch veld van de aarde is het resultaat van de interne structuur van onze planeet: de draaiende kern van vloeibaar metaal functioneert als een dynamo die een magnetisch veld opwekt. De magnetosfeer is het gebied van de ruimte rond de aarde waarin elektrisch geladen deeltjes worden beïnvloed en gecontroleerd door dit magnetisch veld. Deeltjes afkomstig van de zon (in de vorm van de zonnewind) worden geblokkeerd, ingesloten, afgebogen en sterk versneld, waarbij het meest bekende effect het poollicht is. Ook deeltjes met veel hogere energieën, gekend als “kosmische straling” afkomstig van de zon, van ons melkwegstelsel, of zelfs van daarbuiten, worden door het magnetisch veld ingevangen.

Earth mangetosphere structure
Figuur 3 : De structuur van de magnetosfeer van de aarde. Credit: ESA/C.T. Russell.

Het intern gegenereerde magnetisch veld van de aarde werkt dus als een beschermend schild tegen deeltjes met hoge energie die anders veel schade zouden kunnen toebrengen aan het leven en de elektronica op aarde. De magnetosfeer is het beschermde gebied in de ruimte rondom de aarde. Het heeft een complexe structuur (zie figuur 3), met een boegschok (bow shock) waar de zonnewind voor het eerst het obstakel (de aarde) tegenkomt, de 'magnetosheath' waar de deeltjes aanzienlijk vertraagd worden door de boegschok, en de magnetopauze, de buitenste grens van de magnetosfeer waar slechts weinig deeltjes van de zonnewind doorheen kunnen. De interacties die in elk van deze gebieden plaatsvinden zijn zeer complex en de structuur zelf is erg veranderlijk. Ondanks de twintig kaarsen die Cluster al heeft mogen uitblazen, moet er nog veel onderzoek gedaan worden om het gedrag van de aardse magnetosfeer volledig te begrijpen.

Dit roept de vraag op: wat hebben we dan geleerd van de waarnemingen van Cluster? Enkele fysici van het BIRA waren betrokken bij onderzoeksprojecten die gebruik maken van Clustergegevens om enkele gevolgen van de elektromagnetische krachten op de schaal van onze planeet te ontrafelen.

 

Het voordeel van vier sondes tegenover één

Het bijzondere van de Cluster-missie is dat ze bestaat uit vier identieke ruimtesondes, met de speelse namen Rumba, Salsa, Samba en Tango. Ze werden gelanceerd met Russische Sojoez-raketten vanuit het lanceercomplex in Baikonur, Kazachstan, in twee paren: de eerste twee op 16 juli 2000, en de volgende twee een paar weken later op 9 augustus. Elke satelliet van deze vierling heeft een identieke set van elf instrumenten die elektrisch geladen deeltjes en elektrische en magnetische velden meten. De ruimtesondes vliegen in een tetraëderformatie (een piramidevorm) langs een polaire elliptische baan. Hun afstand van de aarde varieert van 19.000 km tot 119.000 km.

De mogelijkheid om over vier afzonderlijke meetpunten te beschikken en de afstanden ertussen te kunnen veranderen is een duidelijk voordeel, want het betekent dat de operatoren gegevens kunnen verzamelen die met één enkele satelliet onmogelijk te verkrijgen zouden zijn. De technieken die nodig zijn om de mogelijkheden van de vier sondes volledig te benutten bestonden aanvankelijk niet.

Johan De Keyser, ruimtefysicus bij het BIRA, vertelt :

Het kostte de wetenschappers wat tijd om te begrijpen wat de voordelen zijn van metingen vanuit vier verschillende punten in de ruimte. Er moesten digitale technieken en software worden ontwikkeld om er de maximale hoeveelheid informatie uit af te leiden. Bij het Koninklijk Belgisch Instituut voor Ruimte-Aeronomie hebben we twee technieken ontwikkeld: de ene is zeer algemeen en laat ons toe om de gradiënt van een door de vier satellieten gemeten hoeveelheid te berekenen (berekening van de kleinste kwadratengradiënt), terwijl de andere zeer specifiek is en ons toelaat om de positie van de magnetopauze gedurende enkele uren onafgebroken in kaart te brengen (empirische reconstructie van de magnetopauze en de grenslaag).

 

 

Thèta-aurora, wanneer het poollicht op onverwachte plaatsen verschijnt

Theta aurora satellite image
Figuur 4: Een thèta-aurora zoals
aargenomen door de NASA IMAGE FUV
camera op 15 september 2005, en
geanimeerd met behulp van Clustergegevens
in het artikel van Fear et al. (2014).
Credit: NASA/R. Fear et al. (2014)

Poollicht komt meestal voor in de poollicht-ovalen (ringvormige zones rondom de poolgebieden). Hoewel dit fenomeen nog niet volledig wordt begrepen, is het door de jaren heen al intensief bestudeerd. Om het op een eenvoudige manier te zeggen: de zonnewind-deeltjes veroorzaken elektrische velden in de magnetosfeer die de deeltjes in de magnetosfeer langs de magnetische veldlijnen naar beneden versnellen, tot ze de atmosfeer van de aarde in die ovalen bombarderen. Atomen van de atmosfeer worden door deze botsingen aangeslagen (ze krijgen extra energie) en beginnen te gloeien in golvende gordijnen die heel helder kunnen zijn aan de nachthemel.

Af en toe gebeurt er echter iets anders met het poollicht. Naast het gebruikelijke poollicht-ovaal kruist dan een extra "transpolaire boog" het midden van dat ovaal, met een resultaat dat lijkt op de Griekse letter "thèta" (zie figuur 4), waar dit type poollicht zijn naam aan ontleent. Het werd voor het eerst waargenomen in de jaren '80, en sindsdien proberen wetenschappers te achterhalen wat de oorzaak is van deze ongebruikelijke vorm.

Met behulp van ESA's Cluster-ruimtesondes en NASA's IMAGE-satelliet tegelijkertijd, kon een team van onderzoekers, gecoördineerd door BIRA-fysicus Romain Maggiolo en geleid door Rob Fear (Universiteit van Leicester), bewijs vinden voor een verklaring. In 2014 publiceerden ze een artikel in Science waarin ze het volgende antwoord voorstelden: de vorming van een transpolaire boog die de pool oversteekt - waardoor het poollicht zichtbaar wordt op plaatsen waar het niet hoort - is gekoppeld aan de aanwezigheid van hete energetische deeltjes in de magnetosfeer, aan de nachtzijde van de aarde (zie figuur 3), waar we normaal gesproken koud materiaal aantreffen.

Om dit verhaal te volgen, zijn er een paar feiten die je moet weten over magnetische velden :

  1. Gesloten magneetveldlijnen zijn aan beide uiteinden met de aarde verbonden en vormen zo een gesloten lus. Elektrisch geladen deeltjes die uit de aardse atmosfeer komen, kunnen lang op zulke veldlijnen blijven zitten. De poollicht-ovalen zijn verbonden met gesloten magneetveldlijnen.
  2. Open magneetveldlijnen hebben een uiteinde dat verbonden is met de aarde en het andere uiteinde met de interplanetaire ruimte. Deeltjes op open veldlijnen kunnen dus naar de ruimte ontsnappen.
  3. Open veldlijnen in de magnetosfeer hebben de neiging om zich opnieuw te verbinden om een gesloten veldlijn te vormen. Als er niets anders zou gebeuren zouden er meer en meer gesloten lussen ontstaan en zouden de poolovalen kleiner worden en zich naar hogere breedtegraden verplaatsen. Zo zouden de poolgebieden die met open magneetveldlijnen verbonden zijn krimpen.
  4. Twee magnetische velden kunnen zich met elkaar verbinden als ze in tegengestelde richting zijn georiënteerd.

 

Nu we een aantal van de basisregels van het spel kennen, kunnen we eraan beginnen!

Het Interplanetair Magnetisch Veld (IMF) is het magnetisch veld dat door de zonnewind wordt meegedragen (omdat de deeltjes elektrisch geladen zijn en elektriciteit gaat altijd hand in hand met magnetisme). Net als de deeltjes van de zonnewind komt het IMF in contact met de magnetosfeer van de aarde aan de dagzijde (het gebied van de magnetosfeer dat zich tussen de zon en de aarde bevindt) waar de magnetische veldlijnen van de aarde naar het noorden wijzen.

Een normaal, ovaalvormig poollicht vormt zich wanneer het IMF naar het zuiden wijst. Aangezien magnetische velden met tegengestelde richting zich met elkaar kunnen verbinden (regel 4), zullen veldlijnen van de aarde "breken" en opengaan om opnieuw verbinding te maken met het IMF. Deze opening van veldlijnen is wat de neiging van open veldlijnen om zich te sluiten tegengaat (regel 3). De gesloten lijnen kunnen zich niet opstapelen en naar hogere breedtegraden bewegen. Het poollicht is dus slechts zichtbaar op ongeveer 60° tot 75° breedtegraad.

Southward IMF
Figuur 5 :
1) Het Interplanetair Magnetisch Veld maakt opnieuw verbinding met magnetosferische veldlijnen
2) en 3) Het creëert open veldlijnen die naar de nachtzijde worden getransporteerd (hier van de 'voorkant' naar de 'achterkant').
4) Open veldlijnen verbinden zich en sluiten opnieuw
5) Er wordt een nieuwe gesloten veldlijn gevormd
Credit : Dylan Leivers

Romain legt uit waarom het thèta-poollicht soms voorkomt :

Het thèta-poollicht wordt gevormd wanneer hete elektrisch geladen deeltjes in de magnetosferische lobben worden gevangen. Open magneetveldlijnen van de magnetosferische lobben (één van het noordelijk halfrond en één van het zuidelijk halfrond) maken opnieuw verbinding om een gesloten veldlijn te vormen waarop het hoog-energetisch deeltjes gevangen zitten (regel 1). Dit gebeurt continu in de staart van de magnetosfeer (het nachtelijke deel van de magnetosfeer).

Tegelijkertijd worden voor het zuidelijk halfrond nieuwe open veldlijnen gecreëerd, zodat er een soort evenwicht is tussen het ontstaan en de vernietiging van gesloten veldlijnen, waardoor het poollicht-ovaal haar vorm behoudt. Voor noordwaarts IMF worden geen open veldlijnen gecreëerd. Het aantal gesloten veldlijnen neemt toe en het gebied van gesloten veldlijnen (het poollichtovaal) strekt zich uit naar hogere breedtegraden. Eigenlijk sluiten de veldlijnen bij voorkeur aan de nachtzijde van het ovaal. Een kanaal van gesloten veldlijnen steekt dan uit aan de nachtzijde van het poollicht-ovaal in de richting van de polen, tot aan het dagzijde gedeelte. Zo vormt het een vorm die eruitziet als een thèta.

Northward IMF
Figuur 6 :
1) Verbinding aan de dagkant is onmogelijk, er worden geen open veldlijnen gecreëerd.
2) Maar verbinding aan de nachtzijde komt nog steeds voor.
3) Gesloten veldlijnen worden gevormd, ze stapelen zich op en vullen de gebieden met hoge breedtegraden.
Credit : Dylan Leivers
THeta aurora plot
Figuur 7 : In deze plot stelt de zwarte bol de aarde voor, de grijze omtreklijn de magnetopauze, en de groene lijn de baan van Cluster, terwijl de X-as naar de Zon gericht is. De plot toont de geometrie van een laag gesloten magnetische veldlijnen die zich uitstrekken naar hoge breedtegraden, geassocieerd met een thèta-poollicht zoals bepaald uit geconjugeerde waarnemingen van de Cluster- en TIMED-satellieten. Het oranje oppervlak is de projectie van het thèta-poollicht dat door de TIMED-satelliet wordt afgebeeld, terwijl de oranje lijn overeenkomt met het gebied waar Cluster een gebied van gevangen energetisch plasma op hoge breedtegraden heeft doorkruist.
Bron: Maggiolo et al. 2012.

 

 

De relatie tussen de plasmasfeer en de Van Allen-stralingsgordels

Van Allen radiation belts
Figuur 8: De plasmasfeer (blauw) en de twee Van
Allen-stralingsgordels (rood) overlappen elkaar op
verschillende plaatsen in verschillende situaties. De
plasmasfeer kan in tijden van lage geomagnetische
activiteit (bovenpaneel) voorbij de buitenste Van
Allen-gordel uitsteken en in tijden van hoge
geomagnetische activiteit (onderpaneel) binnen de
buitenste gordel krimpen.
Credit: ESA - C. Carreau

Er zijn nog twee bestanddelen van de magnetosfeer waar we het nog niet over gehad hebben: de plasmasfeer en de Van Allen-stralingsgordels. In 2013 heeft BIRA-fysicus Fabien Darrouzet een team van wetenschappers - waaronder Viviane Pierrard en Johan De Keyser (BIRA) - aangestuurd om met behulp van Clusterdata een paper te publiceren in het tijdschrift Journal of Geophysical Research over het verband tussen deze twee entiteiten.

De plasmasfeer is het binnenste van de magnetosfeer. Het is een donut-vormig gebied rond de evenaar van de aarde dat bestaat uit deeltjes met een lage energie (of koud plasma) die meestal samen met de aarde draaien. De Van Allen-stralingsgordels zijn twee afzonderlijke gebieden waar hoogenergetische deeltjes afkomstig van de zonnewind gevangen zitten. Dit zijn echter geen statische gebieden. In het artikel wordt aangetoond dat hun grenzen sterk variëren onder invloed van geomagnetische activiteit, veroorzaakt door zonneactiviteit.

De Zon heeft een 11-jarige cyclus, met zonneminima en -maxima als gevolg. Tijdens het zonneminimum zendt de Zon minder deeltjes uit en is het aardmagnetisch veld minder verstoord, minder dynamisch. Dit is een periode van lage geomagnetische activiteit, waardoor er schijnbaar meer deeltjes uit de bovenste atmosferische laag van de aarde (de ionosfeer) naar de plasmasfeer kunnen lekken, waardoor deze zelfs voorbij de buitenste Van Allen-gordel kan uitzetten.

De Van Allen-gordels bleken eveneens beïnvloed te worden door de geomagnetische activiteit. De "gleuf" - de ruimte tussen de twee hoofdgordels (zie figuur 6) - bleek in periodes van lage geomagnetische activiteit breder te worden door het verlies van deeltjes uit de stralingsgordels.
Ook hier is het belangrijk om te weten hoe deze verschillende delen van de magnetosfeer zich onder verschillende omstandigheden gedragen als we elektronica, en levende organismen zoals de mens, op een veilige manier de ruimte willen insturen.

 

 

Vergelijking van de aarde met andere planeten en lichamen in het zonnestelsel

In 2011 leidde BIRA-fysicus Marius Echim een team - waaronder Johan De Keyser en Romain Maggiolo - om een artikel te publiceren in Planetary and Space Science, waarin ze de magnetopauze van de aarde (de grenslaag van de magnetosfeer - zie figuur 3) vergeleken met die van Venus. Dit door gebruik te maken van gegevens die bijna gelijktijdig werden verzameld op 27 juni 2006, van twee ruimtemissies die 88 miljoen kilometer van elkaar verwijderd waren: Venus Express en Cluster.

Marius legt uit :

We kozen die dag omdat we wisten dat de ruimtesondes op hetzelfde moment de magnetopauzes van hun respectievelijke planeten doorkruisten en dat de omstandigheden vergelijkbaar waren. We konden de twee magnetopauzes met elkaar vergelijken, inclusief hun dikte en de dichtheid van de elektrische stroom binnenin.

Alhoewel Venus erg lijkt op onze planeet heeft het heel andere elektromagnetische eigenschappen: zijn rotatiesnelheid is veel langzamer. De rotatiesnelheid is onvoldoende om een intrinsiek magnetisch veld te genereren, en dus heeft Venus alleen een geïnduceerde magnetosfeer, ontstaan uit de interactie tussen de zonnewind en de eigen atmosfeer van de planeet.

Het team had een wiskundig model van de structuur van de magnetopauze ontwikkeld, en had de kans om dit voor het eerst toe te passen op de gegevens van Venus Express. De resultaten van deze metingen leken overeen te komen met de verwachtingen. De magnetopauze van Venus is dunner dan die van de Aarde, en is voornamelijk bevolkt met deeltjes afkomstig van de zonnewind en slechts weinig van zijn eigen atmosfeer, terwijl de magnetopauze van de Aarde gedomineerd wordt door zijn eigen planetair plasma.

Marius :

De vergelijkende studie van planetaire plasma-omgevingen draagt bij tot een beter begrip van de algemene principes die de magnetosferische configuratie en dynamiek bepalen, in het bijzonder de rol van de toestand van de zonnewind en van het planetaire plasmamilieu.

 

 

Plasmaturbulentie in het zonnestelsel

Plasma turbulence
Figuur 9: Simulatie van turbulentie in zonnewindplasma.
Credit: ESA

De ruimte-omgeving is constant in beweging. Zo varieert de snelheid van de zonnewind altijd - kleine variaties van de snelheid met slechts een paar km/s komen voor op enkele seconden tijd, veranderingen van meer dan 100 km/s vinden vaak plaats over uren of dagen, maar soms komen zulke grote veranderingen ook in een paar seconden tot stand. Toch zijn deze schommelingen niet geheel willekeurig. Ze weerspiegelen de onderliggende fysieke processen.

Een manier om ingewikkelde verschijnselen in vloeistoffen of gassen of plasma's te trachten te begrijpen is juist door deze fluctuaties op een algemene manier te bestuderen, in plaats van te proberen alle afzonderlijke deeltjes in het plasma te volgen. Laten we dus eens kijken naar een voorbeeld dat iedereen kent: je kopje koffie, waar je middenin slechts een paar druppels melk bijgiet. Roer het mengsel en je ziet dat er zich eerst grote wervelingen vormen die geleidelijk aan in steeds kleinere wervelingen uiteenvallen, en dat de melk uiteindelijk op microscopische schaal in je koffie wordt gemengd. Dit is precies wat er ook in ruimteplasma's gebeurt. Als bijvoorbeeld de schok van een grote zonne-uitbarsting zich als een grootschalig fenomeen door de zonnewind voortplant, wordt deze geleidelijk aan zwakker en meer diffuus, naarmate de energie die in de grootschalige structuur wordt vertegenwoordigd wordt overgedragen door het creëren van structuren op steeds kleinere schaal.

Het meten van hoeveel en hoe groot en hoe vaak structuren van elke schaalgrootte worden gevonden in het medium wordt "turbulentieanalyse" genoemd. Zo'n analyse kan informatie opleveren over de energieherverdeling in het plasma, de mechanismen waarmee de energie wordt herverdeeld naar kleinere schalen, en de schalen waarop het gedrag van het plasma verandert (bij plasma's zijn er meerdere schalen die een rol spelen, in tegenstelling tot het hierboven genoemde koffiekopje).

Tijdens het STORM-project (Solar system plasma Turbulence: Observations, inteRmittency and Multifractals), dat liep van 2013 tot 2015 en gecoördineerd werd door Marius Echim, werden enorme hoeveelheden gegevens van verschillende ruimtemissies (Giotto, Ulysses, Rosetta, Cluster, Venus Express, Cassini, Mars Global Surveyor en THEMIS) verwerkt om de plasmaturbulentie in verschillende regio's in de ruimte te karakteriseren.

Marius Echim :

In dit project hebben we Cluster een nieuwe dimensie gegeven door de missie te integreren in een virtueel observatorium van het zonnestelsel, bestaande uit ruimtesondes die over heel het stelsel zijn verspreid: Ulysses in de zonnewind, Venus Express bij Venus, Cassini bij Saturnus...
Gegevens van de Clustersondes hebben ons specifiek geholpen om een turbulente zonnewind in de omgeving van de aarde te ontdekken, en hoe deze turbulentie de omgeving van de aarde "doet trillen". In STORM hebben we een overzicht gemaakt van tienduizenden uren aan gegevens en hebben we duizenden wetenschappelijke gegevensanalyses gemaakt, gegroepeerd in een database die door ons Instituut is samengesteld.
We gingen zelfs nog een stap verder en creëerden de hulpmiddelen om Clustergegevens te analyseren, en deelden deze middelen met de hele ruimtewetenschapsgemeenschap. Een belangrijke bevinding van STORM die uit de analyse van de Clusterdata naar voren kwam, was dat het aardse plasma veel variabeler is dan oorspronkelijk gedacht, en andere eigenschappen heeft dan de andere planeten in het zonnestelsel.  We ontdekten ook dat deze variabiliteit zo complex is dat ze ontsnapt aan de inspanningen om ze te modelleren en te begrijpen.

Cluster’s insights

Onze kennis van de aardse magnetosfeer en die van andere lichamen is er sterk op vooruitgegaan, grotendeels dankzij de informatie die de vier Cluster-ruimtesondes, Rumba, Salsa, Samba en Tango, de afgelopen 20 jaar onafgebroken hebben verzameld. We hebben meer geleerd over de structuur en de dynamiek van de magnetosfeer, de interacties met de atmosfeer aan de binnenkant en de zonnewind aan de buitenkant, en het gedrag van ruimteplasma's in het algemeen.

Deze kennis is niet alleen fascinerend en complex, maar ook cruciaal voor onze moderne levensstijl, met onze toenemende afhankelijkheid van satellieten en onze steeds groeiende behoefte om de ruimte verder te ontdekken. We moeten kunnen voorspellen hoe de magnetosfeer zich gedraagt als we satellieten en astronauten in een baan om de aarde of andere planeten willen beschermen tegen de schadelijke gevolgen van de zonnewind, zonnevlammen, coronale massa-uitbarstingen en kosmische straling.

 

Bronnen en verder leesplezier

News image 1
News image legend 1
Figuur 1: Artistieke weergave van de aardmagnetosfeer.
Credit: NASA
News image 2
News image legend 2
Figuur 2: Integratie van het Cluster-ruimtesondes.