Aurora
Aurora is een van die specialistische zaken waarvan de gemiddelde zendamateur wel heeft gehoord en likkebaardend van heeft gelezen in de VHF-rubriek, maar waar hij door gebrek aan kennis en inzicht nooit aan toekomt.
Aurora bevindt zich in de hoek van "moon-scattering" en andere "moeilijke zaken", zo denkt de gemiddelde amateur… Dat is niet waar; wie zich de moeite neemt de eigenschappen van dit natuurverschijnsel te begrijpen is daarna in de toekomst ooK uitgerust voor het gebruik van Aurora. Dit artikel maakt wat bestudering noodzakelijk maar opent uiteindelijk de deur die het voor de leek mogelijk maken Aurora te gebruiken. Wij zijn de auteur erkentelijk voor het vele voorbereidende werk dat aan deze publicatie voorafging en we benutten graag de grotere omvang van dit kerstnummer om het of te drukken.
De opkomst van radio in de 20ste eeuw bracht aan het licht dat het noorder- en zuiderlicht de radioverbindingen verstoort. In de 30-er jaren werd dat door enige expedities op de pool, maar vooral ook door zendamateurs thuis, opgemerkt. Spoedig ontdekten de zendamateurs dat op VHF en HF via aurora gescatterd kon worden, iets wat nu nog steeds een manier is om "DX" te werken. De oorzaken en mechanismen bleven echter onduidelijk; tot 1960 wilt men wel dat er deeltjes tegen de ionosfeer botsten, maar waarvandaan die kwamen en waarom was een raadsel.
De laatste twintig jaar is het beeld veel nauwkeuriger geworden en vooral de satellieten die na 1965 gelanceerd werden leverden een schat aan gegevens op over de oorsprong van de deeltjes die de aurora veroorzaken.
Deeltjes en velden
Het begin van aurora heeft te maken met de zonnewind. De zonnewind bestaat uit de door de zon uitgestoten of verloren geladen deeltjes, voornamelijk elektronen en protonen.
(Een proton is de kern van een waterstofatoom en heeft een positieve lading). Om aan de zwaartekracht van de zon te ontsnappen is toch nogal wat nodig. De ontsnappingssnelheid van de zon is nabij haar oppervlak ruim 600 kilometer per seconde.
In een heet gas bewegen de moleculen en atomen zich met grote snelheden en chaotisch door elkaar. Niet alle deeltjes zullen even snel zijn, maar het gemiddelde van hun snelheden hangt duidelijk samen met de temperatuur van het gas. Hoe heter, hoe sneller de deeltjes zijn. Nu is het oppervlak van de zon ca 6000 graden wat veel te laag is om de zonnewind te veroorzaken. Wat is dan wel de bron van die snelle deeltjes? Bij een rustige zon komt eigenlijk alleen de zonnecorona in aanmerking. De corona is een ijle gaswolk rond de zon met een temperatuur van twee miljoen graden.
Bij die temperatuur is een paar procent van de deeltjes snel genoeg om aan de zon te ontsnappen.
Is de zon onrustig zoals tijdens een zonnevlekken maximum, dan is de bron een heel andere: spectaculaire zonnevlammen slingeren met grof geweld grote wolken deeltjes van de zon. Snelheden van 3000 km per seconde (gemiddeld) komen voor.
De zon heeft een sterk magnetisch veld. De zonnewind heeft door zijn grote geleidbaarheid de eigenschap om de magneetvelden van de zon met zich mee te nemen. Die geleidbaarheid kan men vergelijken met de geleidbaarheid van de vacuum electronenbuis.
Daar de zon om zijn eigen as draait draaien de uitgestoten velden met de zon mee. Op enige afstand van de zon geeft dit een vreemd beeld te zien: door de rotatie van de zon worden de veldlijnen kromgetrokken. De ene keer is de orientatie van het uitgestoten veld "zuid", dan weer "noord". In figuur 1.1 is dit spiraalvormige, in sectoren opgedeelde roterende magneetveld getekend. Dit veld wordt het interplanetaire veld genoemd. Het is gebleken dat dit beeld lang niet altijd zo duidelijk is. Zonnevlammen drukken hun stempel op het geheel en bij een groot aantal zonnevlekken kan dit interplanetaire veld verdronken worden door de vele uitbarstingen. Verder is het interplanetaire veld alleen in sectoren opgedeeld in de schijf die met de planeten samenvalt. Recente Jupiterreizen toonden aan dat boven het vlak waarin alle planeten zich bevinden, de sectorindeling niet aanwezig was. In ieder geval is het interplanetaire veld belangrijk, omdat een aurora "getriggerd" kan worden door een sektorwisseling van het veld bij de aarde. Dit kan het gevolg zijn van een zonnevlam maar ook een gewone noord-zuid omwisseling van het interplanetaire veld. Wat er vervolgens met de geladen deeltjes bij de aarde gebeurt zal worden verklaard aan de hand van wat algemene eigenschappen van deeltjes die zich in een magnetisch veld bewegen. Schieten we nu een geladen deeltje in een magnetisch veld, dan zal het deeltje een lorenzkracht ondervinden. Een geladen deeltje dat zich beweegt is een stroompje en wekt een magnetisch veld op dat een kracht ondervindt van het al aanwezige magneetveld. Heeft het deeltje een snelheid V en loopt het een constant magneetveld van sterkte B binnen, dan is de lorenzkracht F zowel loodrecht op B als op V. Staat dan V ook nog loodrecht op B, dan is F een centripetaalkracht en het deeltje gaat in cirkels rondlopen. Is V niet loodrecht op B, dan doorloopt het deeltje een schroefvormige baan. De cirkelbeweging is dan aangevuld met een rechte beweging evenwijdig aan B. Voor een elektron is dit uiteengezet in figuur 1.2.
Het veld van de aarde neemt of naarmate men zich van de aarde verwijdert. Figuur 1.3 stelt het veld van de aarde voor. Het lijkt op het veld van een dipool in het centrum van de aarde. Het staafmagneetje daar staat echter niet rechtop, maar maakt een hoek van ongeveer 11 graden met de aardas, zodat de magnetische noordpool (MN) in Noord-Canada ligt. In elk geval lopen de magnetische veldlijnen van pool naar pool. Boven de evenaar lopen de veldlijnen evenwijdig aan het oppervlak van de aarde, op de magnetische polen staan deze veldlijnen loodrecht op het oppervlak. Met name bij de polen dus wordt het veld sterker naarmate men het oppervlak vanuit de ruimte nadert. Voor de deeltjes is dit belangrijk: de bewegende deeltjes worden in spiralen rond de veldlijnen gedwongen. Bij de pool wordt het veld steeds sterker omdat de linen naar de aarde toegaan en wordt de beweging langs die linen steeds meer afgeremd, en tenslotte keert het deeltje om en cirkelt om de veldlijnen weer terug naar de andere pool en vice versa. Bij de polen fungeert het veld als een magnetische spiegel die de deeltjes dus tussen de polen heen en weer stuurt. Emit kunnen ze niet omdat de velden ze vasthouden: de deeltjes zijn opgesloten. Het is gebleken dat de meeste opgesloten deeltjes zich ver boven de ionosfeer in twee gordels ophopen. Deze zijn genoemd naar hun ontdekker en heten de van Allen gordels.
Een logische vraag is natuurlijk hoe de zonnewind aan de magneetvelden van de zon kan ontsnappen. De deeltjes lopen daar immers door magnetische velden? De clou is dat de meeste deeltjes daar een snelheid V hebben die parallel loopt aan B als ze ontsnappen. De lorenzkracht F = QVBsinα hangt dus of van de hoek α tussen V en B (zie figuur 1.2b; Q stelt de lading van het deeltje voor). Staat V evenwijdig aan B dan is a gelijk aan nul en is F ook nul. De deeltjes worden niet vastgehouden. Bij zonnevlammen is dat vaak anders, hierop kom ik later terug i.v.m. de zonneruis.
Uit het bovenstaande is to zien dat de aanstormende deeltjes bij de aarde zich anders zullen gedragen dan in de vrije ruimte. Een van de gevolgen van de polen is het naar de polen dirigeren van deeltjes. Omgekeerd is er invloed van de deeltjes die hun eigen veld meenamen op de aarde. Op enige afstand van de aarde gaat het aardmagnetisch veld over in het interplanetaire veld en het veld van de aarde wordt door de aanstormende zonnewind ingedrukt aan de zonkant en uitgerekt aan de nachtkant.
Het ontstaan van aurora
In figuur 1.4 is de vervorming van het aardmagnetisch veld goed zichtbaar. De letters duiden de verschillende onderdelen aan:
- De plasmasfeer. Deeltjes met vrij kleine snelheden zijn in deze gordel opgesloten.
- Een gordel waarin deeltjes met grote snelheden zijn ingevangen. A en B heten samen ook wel de van Allen gordels.
- De plasmastaart, ook wel de magnetostaart genoemd. De noord en zuid componenten van het veld van de aarde liggen vrij dicht tegen elkaar in de staart. Hier bevinden zich veel deeltjes met kleine energie. Elektrische velden zorgen voor een stroom van oost naar west in de staart en terug Tangs de buitenrand van de staart. In de tekening is de stroom aangegeven met G.
- Noord en zuid georienteerde uitlopers van het aardmagnetisch veld. Merk op dat die sterk zijn uitgerekt en dat onze magnetische noordpool eigenlijk op Antarctica ligt! Volgens de definitie is een magnetische noordpool een pool waar de veldlijnen uitkomen. Om verwarring te voorkomen wordt in dit artikel met MN de magnetische pool bedoeld die bij de echte noordpool hoort. (Deze ligt in Canada.)
- Het magnetovlak, dit is het gedeelte waar de compressie van de zonnewind tegen de aarde merkbaar wordt. Zonnewind begint van richting te veranderen.
- De dagzijde trechters. Zonnewind kan hier direkt op de pool komen wat soms wat dagaurora en poolkapverschijnselen veroorzaakt.
- De stroomlaag in de magnetostaart. Deze stroom begint pas op aanzienlijke afstand van de aarde.
- De magnetopauze. Hier gaat het aardmagneetveld abrupt over in de fluxlijnen van het interplanetaire veld.
- De boekschok. Door de grote snelheid van de zonnewind wordt een verstoring nauwelijks merkbaar voordat I bereikt wordt. Buiten I beweegt de zonnewind zich normaal, maar binnen I wordt de richting en snelheid van de zonnewind vrij plotseling veranderd.
- De plasmapauze. Deze ruimte tussen A en B is vrijwel leeg.
- De zonnewind.
- De fluxlijnen van het interplanetaire veld.
De situatie in figuur 1.4 is die wanneer het interplanetaire veld een noordcomponent heeft. De doorsnede van de staart (section XX) in figuur 1.4 laat de richting van de stroom in de staart zien. De staart is zeer lang en de energie van de deeltjes is vrij laag. De atmosfeer wordt dan nog effektief beschermd door de spiegelwerking van de polen. Via de dagzijdetrechters F kan poolkapaurora ontstaan. Deze aurora wordt veroorzaakt door deeltjes met lage snelheden die echter niet door de magnetische spiegel worden afgebogen omdat ze vrijwel evenwijdig aan de plaatselijke veldlijnen lopen. De lorenzkracht werkt dan niet, zoals in het voorgaande is uiteengezet. Wel markeert een poolkapaurora een mogelijke grote aurora-uitbarsting. Deze aurora is ruwweg in vier fasen te verdelen.
1. De rustige fase
In deze fase heeft het interplanetaire veld een noord-component. De van Allen-gordels zijn stabiel en de stroom in de staart is ver van de aarde verwijderd. Aurora is zwak en komt slechts voor op een ovaal op circa 70 graden MN of MZ breedte. Dit gaat vaak samen met poolkapverschijnselen, ten noorden van 80 graden MN en ten zuiden van 80 MZ. (Omdat de magnetische polen niet samenvallen met de geografische polen wordt de positie van een aurora meestal ten opzichte van de magnetische polen MN en MZ gegeven.)
2. De groei- of opbouwfase
Deze fase wordt gekenmerkt door het omzwaaien van de richting van het interplanetaire veld. De noord-component wordt een zuid-component. Het gevolg van de verandering is het sluiten van de staart. De magnetostaart die aanvankelijk zeer lang was wordt afgeknepen. De veldlijnen sluiten vrij ver van de aarde aaneen en de zo ontstane magnetische spiegel houdt de inhoud van de staart aan twee zijden tegen: bij de aarde en aan het verre einde van de staart. De hele afgesloten staart wordt vervolgens naar de aarde geperst terwijl die ook nog dunner wordt. Door deze adiabatische samenpersing van de inhoud van de staart neemt de snelheid en de dichtheid van de deeltjes tot 10 maal de normale waarde toe. De eerste aurora-bogen beginnen zich te vertonen en de aurora begint zich naar het zuiden en noorden uit te breiden. Deze aurora verschijnselen vertonen een oostwaartse drift voor middernacht en een westwaartse drift na middernacht. De poolkapaurora is verdwenen in deze fase. De opbouw van de velden en de staart is voor deze fase getekend in figuur 1.5. Figuur 1.6a en b laten wat meer in detail de staart zien.
De "tail-like field lines" zijn de veldlijnen van de aarde die door het plasma in de staart zijn uitgerekt. De "cross-tail current" is de stroom die in de staart loopt. Deze wordt door een elektrisch veld aangedreven en tijdens de groeifase neemt dit elektrische veld toe. Ondanks de compressie van de staart wordt de voorkant van de aarde gestript van deeltjes. De zonnewind wordt rond de aarde gebogen en blijft vervolgens in de staart vastzitten. Op een gegeven moment wordt de dichtheid zeer groot en de volgende fase begint.
3. De expansiefase
Deze begint zodra de plasmastaart een scherpe begrenzing begint te vertonen. Vlak buiten de staart is de ruimte vrijwel leeg. Satellieten die de metingen deden (bepalen van de dichtheid) werden "hoog en droog" boven de aarde gelaten.
Het interplanetaire veld heeft geen sterke invloed meer op de gang van zaken en de zonnewind kan door een drukverhoging de expansiefase op gang houden. Dit laatste komt vaak voor tijdens een zonnevlam.
In figuur 1.6c is de oorzaak van de zeer sterke aurora getekend. De stroom in de staart wordt onderschept door het magneetveld van de aarde en de stroom wordt omgezet in de richting van de pool. Door de grote energie en dus grote snelheid van de deeltjes kunnen die de ionosfeer bereiken, met als gevolg een zeer sterke aurora die gepaard gaat met grote stromen in de ionosfeer die op hun beurt het magnetische veld van de aarde verstoren (de magnetische storm). Na verloop van tijd verliezen de deeltjes hun energie en neemt de aurora af. De volgende fase treedt in.
4. De herstelfase
In deze fase, zo'n 90 minuten na de expansiefase, neemt de energie en dichtheid van de staart verder af. De aurora trekt zich terug en de stromen in de ionosfeer vertonen een vaste richting. Westelijk gerichte stromen komen voor in de morgensector, en oostelijk gerichte stromen in de middag- en avondsector. De staart wordt weer breder en Langer maar het veld van de aarde schijnt nog te overheersen zodat de stroom nog steeds naar de aarde toeloopt. Ook dit kan op een gegeven moment ophouden en de aurora sterft uit.
Wat betreft de duur van een aurora is die 90 minuten slechts een gemiddelde. Aurora kan soms dagenlang aanhouden.
Deze theorie die het verloop schetst is rond 1964 ontwikkeld om de sterke stromen in de ionosfeer te verklaren. Pas in 1970 werden de eigenlijke bewijzen door de satellieten geleverd. Deze satellieten waren voorzien van deeltjes tellers en meetinstrumenten om de snelheid van de deeltjes en de samenstelling van het plasma vast te stellen.
De auroraverschijndelen
De radio-effekten worden nog niet nader bekeken, daar eerst nog wat andere begrippen aan bod komen. Aurora is allereerst een zichtbaar verschijnsel; daarover is reeds genoeg geschreven. Wat wel interessant is, is het voorkomen van geluid tijdens aurora. Er is door bewoners van Schotland en van Scandinavia wel eens melding gemaakt van geluid van aurora: dreunen, of soms krakelen. In de wetenschappelijke verslagen wordt het niet opgemerkt; er is wel subsoon geluid aangetoond. Deze geluiden zijn echter meer luchtdrukschommelingen want de frequentie ligt tussen de 0,1 en 0,01 Hertz. Door die lage frequentie planten de golven zich zeer ver voort. Tot op 1500 kilometer heeft men met speciale microfoons, een soort condensatormicrofoons met een 100 meter Lange buis eraan, de trillingen waargenomen.
Diffuse en discrete aurora
De twee soorten aurora zijn oorspronkelijk afgeleid van de zichtbare aurora. De diffuse aurora is een zwak gloeiende achtergrond die zich in een korte tijd niet erg verplaatst of verandert. Vaak bedekt deze aurora een groot gedeelte van de noordelijke horizon.
De discrete aurora is duidelijk anders van karakter: felle bogen, vlakken of kronen die zich snel en grillig bewegen. Het zijn deze bogen die voor een goede aurora radio reflektie zorgen. De discrete aurora komt voornamelijk voor tijdens de expansiefase, terwijl de diffuse aurora tijdens alle vier fasen voorkomt.
Elektronen en proton aurora
Op deze wijze is een aurora ook in te delen in twee typen. Het hangt van de verdeling van de verschillende deeltjes in de magnetosfeer van de aarde of of ergens elektron of proton 'aurora zal optreden, terwijl de samenstelling van de door de zon uitgestoten wolken een grote invloed heeft. Proton aurora en elektron aurora komen vaak tegelijkertijd voor hoewel het niet op dezelfde plaats hoeft te zijn. Proton aurora is soms wat zuidelijker te vinden dan de elektron aurora. Verder is de proton aurora diffuser dan de elektron aurora. Een proton is namelijk een kern van een waterstof-atoom. Een elektron dat door het proton wordt opgenomen heft de lading op en het neutrale atoom wordt niet meer door het aardmagneetveld vastgehouden in zijn spiraal. In figuur 2.1 is dit getekend. Het atoom schiet uit zijn baan en kan bij een botsing met een ander atoom zijn elektron weer verliezen. De lading is niet meer geneutraliseerd en het proton wordt weer in een schroeflijnbeweging gedwongen. Dit gaat door tot alle snelheid is verloren aan botsingen.
De ionisatie die door proton aurora wordt veroorzaakt is niet veel sterker of zwakker dan bij een elektron aurora. Verschil in sterkte van radar-echo's is niet waargenomen.
De magnetische storm
Sterke afwijkingen van het magnetische veld op aarde worden magnetische stormen genoemd. Vooral op hoge breedten is een magnetische storm in staat om een kompas vele tientallen graden mis te laten wijzen. Dit heeft te maken met stromen in de ionosfeer en in de magnetosfeer, die tijdens aurora zeer uitgebreid zijn.
De waarnemingen tonen een vast verloop van een aantal afwijkingen tijdens aurora. Allereerst kan bij een zonnevlam rontgenstraling optreden. Deze zogenaamde X-ray burst ioniseert de diepere ionosfeer sterk. De D-laag wordt aangestoten zodat op HF de absorptie sterk toeneemt. De HF condities ploffen plotseling ineen: "black-out", of in vaktermen "Sudden Ionospheric Disturbance".
Na een paar minuten herstellen de condities zich wel weer, hoewel ze nog erg onrustig blijyen. Op een magnetische registratie is de SID te zien als een tijdelijke kleine storing. Na twee a drie dagen komt de wolk deeltjes bij de aarde aan en zorgt dan voor een verhoging van de druk van de zonnewind. Dit is merkbaar op aarde aan de plotselinge toename van het veld. Door de hogere druk van de zonnewind wordt het gedeelte van de magnetosfeer dat aan de dagzijde is sterker ingedrukt. Deze verandering van het aardmagnetisch veld is op de hele aarde gelijktijdig: men noemt het ook het "Storm Sudden Commencement". Vanaf dit moment kan aurora optreden en begirt meestal met poolkap aurora. Hierna wordt het veld op aarde zeer onrustig en tijdens de expansiefase van de aurora lijkt het alsof het veld op hol is gegaan. Figuur 2.2 is een registratie van het station Boulder in Colorado. Heel goed is de aurora rond 15 uur GMT te zien. Beide componenten beginnen plotseling zeer sterk te veranderen. Het stippellijntje is het dagelijkse gemiddelde.
De stromen in de ionosfeer die dit veroorzaken zijn min of meer gesloten lussen. Vanuit de magnetostaart duikt er een stroom omlaag, gaat door de ionosfeer en verlaat die vervolgens weer. In de avondsector Levert dit een oostwaarts gerichte stroom op in de ionosfeer en in de morgensector is de tendens voor westwaartse stromen het sterkst. Een gevolg van de "electrojets" is de inductie van aardstromen. In Zweden is al eens 10 volt per km voorgekomen! Voor telefoon- en elektriciteitsvoorziening laten de gevolgen zich raden.
De A, K en Q index
De verstoring van het aardmagnetisch veld wordt door geofysische stations in de vorm van indices gegeven. Aan elk component van het veld, 2 horizontale en een verticaal component, dat verstoord wordt ken men een getal toe. De meest gebruikte indices zijn de K, A en Q index en de gemiddelden ervan over een aantal stations: Ap, Kp en Qp.
De K index is een logaritmische funktie van de grootste verandering van ieder component. Kp is dan het gemiddelde over 6 of 12 stations die allemaal op dezelfde geomagnetische noorder- of zuiderbreedte zitten. De waarde van K ligt tussen 0,0 en 9,0.
De A index is een 24-uursgemiddelde die afgeleid is van K. A kan van 0 tot 400 varieren. A is meestal 10 in een zonnevlekkenmaximum en is bij een zwakke aurora ongeveer 40 tot 60. Is A groter dan 100 dan is er een grote aurora aan de gang.
De Q index tenslotte is een logaritmische funktie van de afwijking van de drie componenten ten opzichte van het ongestoorde veld. De Q index is een absolute maat voor afwijking terwij1 de K index de maximaal gemeten afwijking per tijdseenheid voorstelt. K is een relatieve index. Q wordt iedere 15 minuten bepaald en ligt tussen 1 en 11. Bij aurora is Q hoog, b.v. Q = 1 is een zeer zwakke aurora, Q = 3 is een matige aurora, terwijl Q = 7 een forse aurora betekent.
Periodiek optreden van aurora
De zon draait in 27 dagen om haar as en het hele door de zonnewind meegenomen magnetische veld draait mee. In rustige tijden met weinig zonnevlekken komt aurora dan ook voor bij sektorwisselingen van het interplanetaire veld, maar bij grote en onverwachte uitbarstingen van de zon tijdens een zonnevlekkenmaximum verdrinkt die regelmaat in een chaos van velden. Het komt wel voor dat een zonnevlek lang genoeg aktief is om na 27 dagen weer te verschijnen. De plaats van de aktieve zonnevlek bepaalt in grote mate of er aurora op zal volgen. Het grootste effekt heeft een zonnevlam die ca 20 graden ten westen van de zonnemeridiaan ligt. Door de kromme baan van de zonnewind ligt de plaats van de zonnevlam niet op het midden van de zonneschijf.
Zonneruis is een indicatie dat er op de zon een gewelddadige uitbarsting plaatsvindt. Op 144 MHz is dit goed te horen als een in sterkte varierende ruis, die soms ver over de S 9 is. In de zonnevlam nl. bestaan vaak krachtige magnetische velden en de deeltjes worden niet netjes in de richting van de veldlijnen weggeslingerd: ze draaien spiralen rond de veldlijnen. Door hun hoge snelheid echter gaan de elektronen synchrotron-straling uitzenden, wat te horen is als zonneruis. (Een deeltje met lading dat versneld wordt verliest energie in de vorm van elektromagnetische straling en in dit geval is de centripetaalversnelling de bron ervan.) In ieder geval zal een zonnevlek die niet ruist en toch op 20 graden west ligt geen aurora veroorzaken.
Er is wel wat seizoensvariatie in het voorkomen van aurora. Tijdens de herfst en de lente komt aurora gemiddeld vaker voor dan in de zomer of winter. In jaren van hoge zonneaktiviteit is dit niet zo goed te merken, zo was de aurora op 25 juli 1981 er een die zelden voorkomt.
De dag en nacht verschillen worden veroorzaakt door het verschil dat er bestaat in de vorm van de magnetosfeer aan de voor- en achterkant van de aarde. De aurora wordt gevoed uit de staart, die aan de nachtkant van de aarde ligt. Om 14 uur lokale tijd kan een aurora bebinnen en er zijn dan twee pieken in de aurora-aktiviteit te onderscheiden. De avondpiek ligt tussen 16 en 19 uur LT, de nachtpiek vindt zo tussen 2 en 4 uur LT plaats. Deze gemiddelden zijn over lange perioden, b.v. enige jaren, genomen geldig. Op elk uur van de avond of nacht kan er een aurora plaatsvinden! In de meeste gevallen houdt aurora op om een uur of 5 's morgens. Slechts zeer zelden komt aurora in de ochtend voor.
De aurora scatter
Op VHF, en ook wel op HF en UHF, is gebleken dat echo's ontstonden van aurora's. Een van de eersten die erachter kwamen waren zendamateurs. Deze amateurs werkten in de 30-er jaren tussen 40 en 100 MHz al via aurora. Later, in de jaren 50, verschenen er vreemde echo's op de radarschermen en de wens ontstond om de oorzaken daarvan op te sporen.
Met speciale radars toog men aan het werk en al spoedig ontdekte men dat de eigen echo alleen te zien was als het geibniseerde gedeelte veldlijnen van het aardmagnetisch veld had die loodrecht op de richting van de uitgezonden straal staan. De aurora gedraagt zich als een diffuse Spiegel, die evenwijdig staat aan de veldlijnen in het auroravlak.
De rechte reflektie, dus terugkaatsing van het signaal naar de zender, hangt of van de positie ten opzichte van het aardmagnetisch veld. Er blijven dus maar een beperkt aantal punten in de ionosfeer over die zo een echo kunnen terugsturen. In figuur 3.1 is aangegeven hoe dit werkt. Om nu een vlak loodrecht te treffen moet de zender dus zijn signaal loodrecht laten treffen met een magnetische veldlijn.
Zender A zal geen reflektie hebben omdat het vlak boven de ionosfeer ligt. B heeft wel een echo: het vlak ligt in de ionosfeer. C heeft geen echo van zichzelf omdat zijn loodrechtvlak onder de ionosfeer of onder zijn horizon ligt.
De oorzaak van deze spiegelwerking is de struktuur van de aurora-ionisatie. De elektronen kunnen de energie van een radiogolf verstrooien en als een groot aantal elektronen bij elkaar de golf gaan verstrooien moet de golf in fase weer worden teruggestuurd. Instabiliteiten in de vorm van elektrondichtheidsgradienten, dat zijn de verschillen in ionisatie op zeer korte afstand, zijn ongeveer een meter lang of nog korter. Deze instabiliteiten worden op een bepaalde manier door het magnetische veld van de aarde gelijkgesteld, zodat daarmee de afhankelijkheid van het veld van de aarde duidelijk wordt. Het is echter wel gebleken dat de theorie een afname van de sterkte van de echo en een verhoging van de richtingsgevoeligheid voorspelt voor hogere frequenties. In de praktijk komen de trends wel overeen, maar de getallen lopen nogal uiteen. Voor 100 MHz is de trefhoek maximaal 10 a 15 graden naast de loodrechte trefhoek. Voor 200 MHz is dat 8 tot 12 graden, voor 400 MHz 6 tot 7 graden en voor 800 MHz is dat ongeveer 4 graden. De sterkte van de echo was wel sterker dan verwacht was: stelt men de echo van 200 MHz op 0 dB, dan was de 400 MHz echo slechts 6 tot 10 dB zwakker! Het is later gebleken dat de vorm van de onregelmatigheden een rol speelt en dat er diverse soorten echo's bestaan. Allereerst de "discrete" echo, die een duidelijk gebied aanwijst van de scattering. Deze echo is harder dan de diffuse echo: deze soort echo duurt wat Langer dan de discrete echo; verder is de diffuse echo niet zo gevoelig voor verandering van antennerichting. De loodrechte trefhoek is voor diffuse scattering niet zo belangrijk.
De hoogte van de plaats in de ionosfeer waar gescatterd wordt is merkwaardig genoeg altijd 110 plus of min een paar kilometer. Aanvankelijk leek dit resultaat niet overeen te stem-men met de afstanden waarover een echo te verkrijgen is. Staat een antenne horizontaal, dan ligt het punt in de ionosfeer dat op 100 km hoogte ligt op ongeveer 1200 km van de zender. Dit lijkt de afstand van 2000 km of meer die gewerkt kan worden via aurora tegen te spreken! Het is zeer verleidelijk om het reflektiepunt op 300 km hoogte te stellen, want dat ligt dan meer dan 1800 km ver weg. In feite echter zijn die Lange afstanden het gevolg van multi-scattering en/of side-scatter. Er zijn hiervoor twee bewijzen aan te voeren. Ten eerste is zelden of nooit een verbinding noord-zuid gemaakt die meer dan 1100 km is. Ten tweede, en dit is doorslaggevend, de faraday-rotatie was bij multi-gescatterde signalen duidelijk groter, door de langere weg, dan de echte, pure, diskrete echo. Over grotere afstanden trad ook depolarisatie op: de lineaire polarisatie werd gaandeweg vager. Vooral circulair gepolariseerde golven bleken een chaotisch karakter aan te nemen over langere wegen. (De faraday-rotatie is een polarisatie-draaiihg van de golf die door de ionosfeer gaat. Dit is voor satellieten b.v. van belang als die niet met circulaire polarisatie uitzenden.)
De doppler-verschuiving en de fasemodulatie van een echo
Het typische aurorageluid ("fluisteren") is waarschijnlijk fasemodulatie van de echo door de snel veranderende en diffuse reflektiepunten. Het signaal varieert snel in fase en in amplitude. Het lijkt dan ook of het signaal over een paar honderd hertz wordt uitgesmeerd. Doordat de hele aurora van ionisatie zich beweegt van oost naar west of van zuid naar noord en vice versa treedt er doppler-verschuiving op in de echo. De snelheden kunnen verscheidene honderden km per seconde zijn en de verschuiving is dan ook soms 1 a 2 kHz op twee meter. De verschuiving kan aan beide kanten optreden, wat bij meerdere reflektievlakken twee of meer in frequentie verschillende signalen oplevert.
Aurora E
Na een sterke (nachtelijke) aurora in de zomer komt soms wat E-skip voor op 144 MHz. In Nederland is dit zeldzaam maar in Scandinavia is al menig DX gewerkt via deze mode. De belangrijkste eigenschappen:
- antenne moet naar het tegenstation staan;
- signalen zijn zwak tot zeer zwak (minder dan 10 dB boven de ruis);
- signalen vertonen flutter;
- afstanden tot 2000 km zijn te werken.
Waarschijnlijk heeft de aurora de E-laag sterk gefoniseerd en zodra de zon de ionosfeer belicht kan de MUF tijdelijk boven 150 MHz komen. De fluister-modulatie ontbreekt, dus het is in ieder geval geen aurora.
Waarnemingen
Om van een aurora te profiteren is het handig om een aurora aan te zien komen. Op HF kan men soms een vreemde flutter op de DX stations horen. Vooral 80 en 40 meter zijn voor een aurora erg onrustig. De SID die bij een zonnevlam 2 tot 3 dagen aan een aurora voorafgaat is een ander verdacht teken.
Of een aurora aan de gang is kan men b.v. horen aan sommige bakens. Een andere methode om een automatische melder te laten werken zou een zogenaamde rio-meter kunnen zijn. De wetenschap heeft die meetinstrumenten al vaker bij aurora gebruikt. Het principe is eenvoudig: men meet de hoeveelheid kosmische ruis. Tijdens aurora wordt de D-laag (ca 90 km hoog) aangestoten en neemt de absorptie van kosmische ruis toe. In deze Relative Ionospheric Opacity meter wordt de doorzichtigheid van de ionosfeer voor kosmische ruis bekeken. De ontvanger werkt gewoonlijk op een frequentie tussen 30 en 50 MHz. De ontvangen ruis wordt periodiek vergeleken met een vaste ruisbron (een diode o.i.d.). De antenne heeft een openingshoek van 30 tot 60 graden en wordt ergens op de hemel gericht of naar het noorden gezet. In Zweden zou op die manier een volautomatische auroramelder kunnen worden gerealiseerd.
Werken via aurora
De mode die het best geschikt is voor aurora verbindingen is CW. Spraak is wel mogelijk, maar met smalle-band FM zal het niet meevallen. SSB gaat nog wel, hoewel het erg sisserig gaat klinken. Spreek daarom bij een SSB verbinding zeer langzaam en zeg niet feveel. Het is vooral op 2 meter erg druk, maar door de slechte verstaanbaarheid zal het tegenstation ook niet uw uitgespelde woonplaats begrijpen. Geef een rapport (b.v. 35a), uw QTH locator en eventueel uw naam en wissel eventueel rogers uit. Handel een QSO vlot maar niet gehaast af, want de tijd dringt! Vele wachtenden zijn achter u en een aurora kan even abrupt verdwijnen als het gekomen is.
Omdat niet alle aurora's even goed zijn is een vermogen dat de machtiging maximaal toestaat erg handig.
De antennerichting is belangrijk. Bij zwakke aurora zal de richting overwegend noord zijn. Naarmate de aurora sterker wordt kan de richting sterk gaan afwijken van het noorden. Hoewel het van geval tot geval varieert, gelden de volgende gemiddelde richtingen:
| UA3 | 20-50° |
| UQ2, OH | 10-30° |
| SM | 0-30° |
| LA | 350-30° |
| GM, EI | 330-0° |
De richting kan voor side-scatter sterk gaan afwijken. Deze weg is echter alleen mogelijk bij zeer sterke aurora, zoals de aurora van 25 juli 1982. Toen werd door G3CHN met de antenne op 60 graden LZ2KBI (in LD) gewerkt. De afstand van meer dan 2000 km is dus voornarnelijk oost-west. Een afstand van 1000 km noord-zuid wordt zelden gehaald omdat de aurora voor radioreflekties op 110 km hoogte is. Een voorbeeld van zo'n bijzondere noordzuid verbinding is het QSO van DK3UZ (EN) met LA1TN (DX), de antennerichting van het Duitse station was 0 graden. (Datum: 22-2-1982.)
Op UHF is zeker wel aurora mogelijk. Het is misschien de lage aktiviteit op 70 cm die het een wat stil karakter geeft; een feit is wel dat de aurora op 2 veel eerder te horen is dan op 70 cm. Aurora op 23 cm is niet uitgesloten, maar wie is er nu op 23 te vinden als er aurora op 70 cm aan de gang is?! De enige verbinding die mij bekend is is tussen OH3TH en SM3AKW uit 1980.
Rapporten van aurora verbindingen
Uit het voorgaande blijkt dat bij aurora de antennerichting van belang is. Geef dus bij publicatie van de gewerkte stations de richting op. Andere interessante details zijn b.v. dopplerverschuiving, fading en meervoudige reflektiegebieden.
Literatuur
- "Aurora", A.V. Jones, 1974, D. Reidel publ. company Dordrecht;
- "Radio Noise Sources", D.H. Mentzel, 1958, M.I.T. ;
- Diverse DUBUS-info's uit 1981 en 1982;
- De eerste artikelen van zendamateurs zijn te vinden in een oude QST: "On the very highs", E.P. Tilton, QST 28/1944, blz. 41-43;
- "Radio Aurora", B. Hultqvist en A. Egeland, 1964, Space Science Review, nr. 3, pag. 27 e.v. De auteurs van dit artikel stelden o.a. vast dat alle echo's van 110 km komen.
- "Ruimtevaart", februari 1981, pag. 2-11;
- "Geofysica", J. Veldkamp, 1967, het Spectrum/Aula AP20.