Romkofferten. Institutt for fysikk og teknologi Universitetet i Bergen. Kontakt: Kjartan Olafsson Tlf

Romkofferten Institutt for fysikk og teknologi Universitetet i Bergen Kontakt: Kjartan Olafsson Tlf. 5558 2752 Kjartan.Olafsson@ift.uib.no

Romkofferten innholder: Dell Latitude D630 bærbar PC Canon EOS400D kamera med 18-55 mm Canon standardlinse, 10-17 mm Tokina fiskøyelinse, batterigrep, to Canon batterier, batterilader, kabler og fjernutløser SLIK kamerastativ Honeywell Smart Digital Magnetometer Enkelt handspektrometer med fast spaltebredde Edmund Optics handspektroskop med variabel spaltebredde IMPO RM3 geigerteller med probe Coronado solteleskop for H-α linjen (656,3 nm) med kameraadapter og T2-ring for Canon digital SLR Sunspotter solteleskop for hvitt lys Garmin 60CSX GPS med ekstern antenne, oppladbare batterier og GP Power Bank batterilader VIKTIG: Instrumentene i romkofferten må alltid behandles meget forsiktig. Dette er instrumenter som til dels er laget til vitenskapelige formål og slike presisjonsinstrumenter kan lett bli ubrukelige hvis de utsettes for støt, fuktighet, fingerflekker på linser osv. Kiloprisen på noen av disse instrumentene er mer enn 10 ganger høyere enn prisen på et godt kamera. Pass på at alle instrumenter legges på plass i kofferten etter bruk og at ingen kabler, lokk eller andre deler blir liggende igjen i lommer eller andre steder. 2

Innhold Nyttige linker 3 Sunspotter solteleskopet 4 Coronado soltelekopet 7 Spektroskop 8 Geigerteller 9 GPS mottaker 11 Magnetometer 12 Kamera 17 3

Bakgrunnsstoff og nyttige linker om nordlys og romvær: Temahefte om nordlyset, skrevet av Alv Egeland, Tormod Henriksen og Ellen K. Henriksen: http://www.naturfagsenteret.no/wenche/nordlys.pdf Dagens romvær: http://www.swpc.noaa.gov/today2.html Målinger fra Advanced Composition Explorer (ACE) romsonden som ligger 1,5 millioner kilometer ute i solvinden, mellom Solen og Jorden: http://www.swpc.noaa.gov/ace/ Klikk på Dynamic plots i menyen til venstere, deretter på MAGSWEPAM 6 hours (http://www.swpc.noaa.gov/ace/mag_swepam_6h.html) Det øverste panelet viser magnetfeltstyrken i solvinden (hvitt), og nord-sør komponenten til dette magnetfeltet, B Z (rødt). Når B Z er negativ over en lengre periode (en halvtime eller mer) er det gode sjanser for nordlysutbrudd ca. en halv til én time senere. Stor solvindhastighet (over ca. 450 km/sekund, gul kurve) er også gunstig, likeledes høy partikkeltetthet (over 10 partikler per kubikkcentimeter, oransje kurve). Regn ut forplantningstiden for solvinden fra ACE til Jorden. Observasjonene fra ACE er svært nyttige når vi skal forsøke å forutsi noe om nordlysaktiviteten den neste timen; det viser seg at Jordens magnetosfære får overført mye mer energi fra solvinden når magnetfeltet i solvinden (det interplanetare magnetfeltet, IMF) har en Z-komponent som peker mot sør enn når den peker mot nord. Nordlyskameraet i Kiruna, Sverige: http://www.irf.se/allsky/rtascirf.php 4

Sunspotter solteleskopet Dette er et teleskop som består av to linser og tre speil, men gir likevel et ganske klart bilde av solens overflate i hvitt lys. Det mest interessante fenomenet som vi kan studere med Sunspotter er solflekker og dessuten solformørkelser hvis anledningen skulle by seg. To forslag til oppgaver: 1. Kartlegging av solflekker 2. Beregning av solens rotasjonshastighet En nyttig hjelpeside med observasjoner fra SOHO-romsonden: http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Bakgrunn: Før 1609 trodde man at solen var en perfekt, lysende kule, uten noen flekker eller andre skjemmende uregelmessigheter. Da Galileo Galilei vendte sitt teleskop mot solen oppdaget han flekker som beveget seg over solskiven. Figuren nedenfor viser en av Galileis tegninger. Regulære registreringer av solflekker begynte først i Zürich i 1759. Solflekktallet viser seg å variere, med en periode på ca. 11 år: 5

Solflekktallet mellom 1600 og 1750 er forsøkt rekonstruert fra diverse kilder og må derfor betraktes som et noe usikkert estimat. Det meget lave solflekktallet mellom 1645 og 1715 er likevel reelt (Maunder minimumet) og faller sammen med en kuldeperiode med hungersnød og små avlinger i jordbruket. Nordlyset forekom dessuten ytterst sjelden i denne perioden. Solflekker er kalde områder i solens overflate (fotosfæren). Temperaturen i fotosfæren er vanligvis rundt 5800 K, men bare ca. 3800 K i solflekkene. Dermed er utstrålingen av synlig lys fra solflekkene vesentlig mindre enn fra et like stort areal på overflaten for øvrig, og dermed fremstår de som mørke sammenlignet med områdene rundt. Utstrålingen fra solflekkene er likevel betydelig, og hvis vi klarte å blende lyset fra de varme uforstyrrete områdene på soloverflaten ville solflekkene virke ganske lyssterke. Størrelsen på solflekkene varierer mye; diameteren til de største flekkene kan bli om lag fem ganger Jordens diameter. Solflekkene opptrer ofte i grupper og da kan det bli vanskelig for en observatør å skille dem fra hverandre. Om solflekker: http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/sunspots.htm Fremgangsmåte: For å klare å beregne solens rotasjonshastighet med brukbar nøyaktighet må en foreta kartlegging av solflekkene minst 3-5 dager på rad. For å forenkle etterbehandlingen er det best å foreta observasjonene til fast tid alle dagene. Ta et hvitt ark og fest med tape på solskopets bildeplan og juster skopet slik at bildet av solen ligger midt på planet. Tegn med en spiss blyant randen av solskiven på arket, merk av øverste og nederste punkt på solskiven, samt øst og vest. Tegn også inn solflekkene og solflekkgrupper så nøyaktig som du kan. Skriv på arket dato og klokkeslett for observasjonene. Noen av de minste flekkene kan være diffuse og derfor vanskelig å avgjøre om de er reelle solflekker. Sammenlign derfor dette bildet med det som du ser med teleskopet med solfilteret, for å være sikker på at alle synlige solflekker er tatt med. NB: Solfilteret på teleskopet må behandles meget forsiktig. Ikke ta på selve filteret med fingrene! Hvis filteret har riper eller er skadet på annen måte må du ikke se på solen gjennom det. Gå inn på SOHOs hjemmeside, klikk på bildet THE SUN NOW og skriv ut bildet av solskiven med overskriften MDI continuum. Dette bildet oppdateres ca. fem ganger per døgn og bilder fra de siste to ukene ligger bak linken More MDI continuum. Når solflekktegningene for alle dagene foreligger: Overfør alle solflekker og solflekkgrupper inn på samme bilde. Pass på at øverste/nederste punkt på solskiven faller sammen for alle bildene (hvis observasjonene er foretatt ved samme klokkeslett alle dagene). Ser du nevneverdig endring i flekkenes form gjennom observasjonsperioden? Hva med eventuelle solflekkgrupper? Overlever alle flekkene hele observasjonsperioden? Viser bilder fra SOHO tegn på utbrudd (solar flares) fra eller rundt noen av flekkene? Antall solflekker på den halvdelen som vender mot Jorden registreres daglig ved flere observatorier. Den størrelsen som vanligvis oppgis er det relative solflekktallet: R S = k( 10 g + s) der g er antall solflekkgrupper, s er antall individuelle flekker, og k er en konstant (mellom 0,6 og 1,0) som tildeles hvert observatorium. For våre formål kan vi sette k = 1,0. 6

Hva er solflekktallet funnet på minst ett av de anerkjente observatoriene i vår måleperiode? Se for eksempel World Data Center for the Sunspot Index, Belgia: http://sidc.oma.be/index.php3 Tegn banen til hver enkelt flekk (bruk linjal). Hvis alt har gått bra danner banene parallelle linjer og nå kan du plassere solens ekvator på bildet. Tegn også inn Solens nordpol og sørpol. Vanskelighetsgraden til neste trinn er avhengig av antall solflekker og hvor på solskiven de ligger: Husk at solen er en kule og her må en ta geometrien i bruk. Flekkene lengst øst og lengst vest har tilsynelatende beveget seg minst, men det er et synsbedrag. Hvor mange grader har hver enkelt solflekk beveget seg i løpet av observasjonsperioden, og hvor stor er solens omdreiningshastighet målt i grader per døgn? I enkelte perioder ser vi flekker både i nærheten av solens ekvator og på midlere breddegrader. Er det merkbar forskjell på solens rotasjonshastighet målt ved ekvator og på høyere breddegrader? Coronado solteleskopet I motsetning til Sunspotter har Coronado solteleskopet innebygget et filter som bare slipper gjennom seg rødt lys med bølgelengde 656,3 nm (nanometer, 1 nm = 10-9 m). Sollys med denne bølgelengden stammer fra eksiterte hydrogenatomer i solens overflate selv om temperaturen i soloverflaten ligger rundt 5700 K og mesteparten av materien i solen er ionisert finnes det faktisk også litt atomært hydrogen i overflaten. Når elektronet i et eksitert hydrogenatom faller ned på nest laveste energinivå sendes lys ut med bølgelengde innenfor den synlige delen av spekteret den eksakte bølgelengden er avhengig av den opprinnelige eksiterte tilstanden og vår emisjonslinje er den første linjen i den såkalte Balmerserien og den kalles H-α linjen Ferske bilder av solen i H-α linjen, tatt på solobservatoriet på Mauna Loa, Hawai, ligger her: http://www.swpc.noaa.gov/swn/mlso_halpha.gif Med dette teleskopet kan en se aktive områder og fenomen på solen som ellers vil drukne når de studeres i hvitt lys, for eksempel utbrudd (prominences) ute på randen av solskiven. Fest teleskopet på kamerastativet og monter okularet (øyelinsen). Det hvite matte glassvinduet foran okularet brukes for å sikte solen inn; den skal stå i midten av vinduet. Du må muligens finstille retningen når du ser gjennom okularet. Hvordan ser solflekkene ut i H-α linjen sammenlignet med solflekkene i Sunspotter? Kjenner du enkeltflekker eller solflekkgrupper igjen? Det er også mulig å kople Canon kameraet til solskopet. Ta linsen av og sett den svarte adapteren på kameraet. Ta ut okularet på solskopet og sett adapteren med kameraet på i stedet. 7

Drei ringen på adapteren for å stille fokus dette er ganske møysommelig og det er best at en elev med veldig godt syn tar seg av dette. Still hjulet oppe på kameraet på <P> og kople til fjernutløseren. Eksponeringstiden er ca. ¼ sekund slik at det er viktig at stativet med teleskopet og kameraet står stødig og ikke røres. Spektroskop To håndholdte spektroskop følger med Romkofferten, bygget på to forskjellige prinsipper. Det svarte plastspektroskopet tar inn lys gjennom en smal spalte og når lyset går gjennom et optisk gitter spaltes det opp etter bølgelengde. Instrumentet har en innebygget skala som viser bølgelengden målt i ångstrøm; 10 Å = 1 nm. Merk at ångstrøm er egentlig ikke en standard måleenhet i SI-systemet og vi bør heller bruke nanometer (nm) i arbeidet, men som kjent er enkelte miljøer og land veldig konservative og tviholder på gamle spesialenheter. Dette spektroskopet har en fast spaltebredde. Spaltebredden styrer lysmengden som slipper inn i instrumentet; en bred spalte gir mer lys, men til gjengjeld dårligere oppløsning i spekteret. Med det svarte spektroskopet kan en med god trening måle bølgelengder med en usikkerhet på ± 5 nm. Det sølvfargete spektroskopet spalter lyset opp ved hjelp av prismer. Spaltebredden kan justeres ved å dreie det rillete hjulet fremst på røret. Fokus stilles inn ved å dra okularet ut og inn. Dette er et presisjonsinstrument som krever pen behandling. Se på forskjellige lyskilder vanlige glødepærer, halogenpærer, lysstoffrør, stearinlys osv. gjennom spektroskopene. Hva er den grunnleggende forskjellen mellom spekteret fra en glødepære og et lysstoffrør? Husk at en smal spalte gir god spektraloppløsning. Hvordan er spekteret til reflektert/spredt lys fra vegger og inventar sammenlignet med spekteret fra lyskildene i rommet? Hvordan er spekteret til månelys, stjerner, og spredt lys fra himmelen? Hva slags spektrum ser du i nordlyset? For å lage et spektroskop trenges en plakat som kan bestilles fra Stanford University: http://solar-center.stanford.edu/posters/ og i tillegg et transmisjonsgitter med 1000 linjer/mm. Gitteret kan (sannsynligvis) kjøpes hos noen læremiddelfirmaer, eller for eksempel fra Edmund Optics: http://www.edmundoptics.com/onlinecatalog/displayproduct.cfm?productid=1490&search=1 8

Geigerteller Geigertelleren er et instrument som i mange tiår har vært brukt til å måle radioaktiv stråling og røntgenstråling. Den kan i prinsippet registrere α-, β- og γ-stråling, men i praksis er det til en viss grad avhengig av måleproben som benyttes: Proben er fylt med en gass og fremst på proben er der en tynn folie for å hindre at gassen slipper ut. Folien er egentlig probens vindu mot verden. γ-stråler og røntgenstråler klarer å komme seg gjennom veggene på proben og dessuten gjennom vinduet, mens α- og β- stråler stoppes raskt i materie og slipper bare gjennom vinduet. α-stråler (He-kjerner) har kortest sporlengde og på mange prober er til og med folien i vinduet for tykk for α-strålene. Virkemåte Når ioniserende partikler/fotoner trenger inn i proben vil de danne elektron-ionepar i gassen. Midt i proben ligger en tynn metallstav (anoden på bildet over). Det er en elektrisk spenning på noen hundre volt mellom anoden og veggene på proben; anoden er positivt ladet slik at elektronene som den innkommende strålen rev løs fra gassatomene trekkes inn mot anoden, mens de positive ionene trekkes mot veggene. Elektronene får økt fart når de trekkes mot anoden, kolliderer hele tiden med gassatomene og river løs nye elektroner, og til slutt vil et skred av elektroner treffe anoden. Skredet blir registrert som en spenningspuls i de elektriske kretsene inne i den gule boksen. Størrelsen på pulsen er uavhengig av energien til den innkommende partikkelen/fotonet og partikkeltypen. Derfor er det ikke mulig å si noe om hva slags stråling det er som vi måler med geigertelleren, bare at det er viss strålingsintensitet i omgivelsene. Dette er likevel meget verdifull informasjon i mange sammenhenger og geigertellerne kan lages ganske kompakte og hendige og egner seg derfor godt til forskjellige undersøkelser. http://en.wikipedia.org/wiki/geiger_counter 9

Strålingen som vi måler på bakken med en geigerteller har forskjellige opphav og normalt er dette en del av den naturlige strålingen som vi alltid har hatt rundt oss: http://en.wikipedia.org/wiki/background_radiation Berggrunnen, jordsmonnet, bygningsmaterialer, matvarer osv. inneholder alltid noen radioaktive isotoper. Radongass som siver opp fra grunnen er radioaktiv, med halveringstid knappe tre døgn og dessuten er radondøtrene ( avfallsproduktene ) også radioaktive; størsteparten av den gjennomsnittlige årlige strålingsdosen i Norge stammer faktisk fra radon. Kosmisk stråling er meget energirike atomkjerner (hovedsakelig hydrogen og helium) som kommer fra verdensrommet og kolliderer med atmosfæregassen og danner en skur med sekundærstråling: Noen komponenter av sekundær-strålingen klarer å kome seg helt ned til bakken, blant annet myoner med halveringstid som er bare 2,2 mikrosekunder. Myonene har en fart som nærmer seg lyshastigheten og på grunn av relativistiske effekter vil de kunne gå flere kilometer i atmosfæren før de henfaller. Noe av denne strålingen kan måles med geigertelleren. Forslag til oppgaver Hvordan varierer bakgrunnsstrålingen på skolen? Er det forskjeller mellom rom i kjelleren og rom i øverste etasje? Er det store variasjoner i bakgrunnsstrålingen utendørs? I så fall, mellom områder med vegetasjon og områder med bart berg? Varierer bakgrunnsstrålingen med høyde over havet? Fremgangsmåte: Ved målinger innendørs drives geigertelleren med den medfølgende strømadapteren; utendørs drives den med et innvendig 9 V batteri. Måleproben koples til selve geigertelleren. Husk at proben må behandles meget forsiktig slik at den tynne folien i vinduet ikke revner den kan ikke repareres. Ikke 10

fjern den svarte plastkapselen som sitter fremst på proben; dere vil for det meste måle gammastråling og den trenger lett gjennom kapselen. La instrumentet telle innkommende stråler i 100 sekunder eller mer (lengden på måleintervallet kan justeres) og skriv ned antall registrerte pulser; gjenta dette minst 10 ganger på hvert sted fordi det er alltid statistiske fluktuasjoner i strålingsintensiteten. Slå Buzzer gjerne av fordi lyden blir fort ganske irriterende. Finn middelverdien til intensiteten for hvert rom/sted. Det går an å lage seg diverse statistikkoppgaver med bakgrunn i disse målingene. En kan for eksempel ta 30-40 eller flere måleserier på et fast sted, finne middelverdien, lage et histogram med resultatet fra alle seriene og studere den statistiske spredningen. Hvis en har veldig mange serier sier teorien at antall registrerte stråler per måleserie følger omtrent en gausskurve og at standardavviket er omtrent lik N m der N m er gjennomsnittsverdien. Er dine resultater i overensstemmelse med dette? GPS-mottaker GPS-mottakeren i Romkofferten har ikke noen detaljerte kart installert. Den kan derimot oppdatere posisjonen ganske hyppig, forutsatt at den mottar signal fra minst fire satellitter samtidig. Posisjonen blir loggført og instrumentet kan lagre ca. 10 000 slike posisjoner med klokkeslett, høyde over havet, forflytning siden forrige posisjon ble bestemt, samt breddegrad og lengdegrad. Når instrumentet slås på tar det litt tid før det har samlet nok informasjon for å bestemme posisjonen. Hvis det har beveget seg langt (noen hundre km) siden forrige gang det ble brukt må du sannsynligvis be det om å beregne på nytt GPS-høyden se bruksanvisningen. http://www.kowoma.de/en/gps/positioning.htm http://en.wikipedia.org/wiki/global_positioning_system http://www.bajr.org/documents/ashortguidetogps.pdf Overføring av loggført posisjon til PC GPS koples til PC med den svarte usb-kabelen kontakten er under det store gummilokket til venstre på baksiden av GPS-en. Klikk på ikonet MapSource. Klikk på Transfer i øverste menylinje og deretter på Receive from device. Sjekk at ruten Tracks er merket og trykk på Receive. Klikk på flagget Tracks i feltet til venstre på skjermen. Det kommer opp en liste over filer med navn Active Log xyz der xyz er et tall og dessuten informasjon om antall målepunkter i filen og starttidspunkt. Hvis GPSen har mistet kontakt begynner den på en ny fil for oppsamling av posisjonspunkter. Dobbelklikk på den loggfilen som du vil se på. Dataene i filen er ordnet i kolonner og de viktigste kolonnenne er tidspunktet (Time), høyde over havnivå (Altitude), og Posisjon. Merk at posisjonen er oppgitt i et format som du kanskje ikke er helt fortrolig med. Som eksempel kan vi ta en posisjon i Bergen: 11

N60 22.984 E005 19.857 Dette betyr 60 grader og 22,984 bueminutter nord, og 5 grader og 19,857 bueminutter øst. 1 grad = 60 bueminutter (og 1 bueminutt = 60 buesekunder) Altså: N60 22.984 = 60,38307º nord og E005 19.857 = 5,33095º øst. Du kan plotte den observerte posisjonen ved å klikke på knappen Show on map nederst til høyre i vinduet med observasjonspunktene. Merk hele dataområdet og lim inn i et regneark for videre behandling. Det er også mulig å lagre denne datafilen direkte: Lukk først vinduet med selve filen, merk filen på listen til venstre på skjermen, klikk deretter på Fil i menylinjen øverst og Save as. Legg filene i undermapper i hovedmappen Shared documents. Oppgaver: Hva er de viktigste feilkildene i GPS-målinger? Finn et sted innendørs med brukbare mottakerforhold, fortrinnsvis ved et vindu, der mottakeren kan stå i ro uforstyrret i noen timer med den eksterne antennen tilkoplet. Overfør sporloggen (se ovenfor) til PC-en og overfør posisjonen til et regneark. Regn ut gjennomsnittsposisjonen og la Excel deretter finne avstanden til hver enkelt målt posisjon fra midtpunktet målt i meter. Hvordan er spredningen i avvikene? Hvis dere er så heldige å få et nordlysutbrudd mens GPS-en logget posisjonen: Er avvikene i de forstyrrete periodene større eller mindre en avvikene i rolige perioder? Magnetometer Hans Christians Ørsteds gjorde i 1819 en viktig oppdagelse: Kompassnålen beveger seg hvis strømstyrken varierer i en leder i nærheten av nålen. Forklaringen som etter hvert ble akseptert er at strømmen setter opp et magnetfelt rundt seg. Flere tiår tidligere, i 1741, hadde Anders Celcius rapportert at kompassnålen beveget seg under nordlysutbrudd. Kombinerer vi disse to observasjonene må konklusjonen bli at det flyter sterke elektriske strømmer et eller annet sted under nordlysutbrudd. Videre undersøkelser viste at disse strømmene flyter i 100 200 km høyde i atmosfæren, med størst strømstyrke rundt 100-140 km høyde. De kraftigste strømmene er de såkalte nordlys-elektrojettene: Den sterkeste er den vestgående elektrojetten som går fra morgensiden til lokal midnatt og noe inn på kveldsiden i norslyssonen; den østgående elektrojetten går fra kveldsiden og inn mot omtrent lokal midnatt i nordlyssonen. http://www.spaceweather.gc.ca/variations_e.php Vi bruker målinger av magnetiske forstyrrelser for å overvåke disse strømmene. Hvis vi har målinger fra flere magnetiske observatorier på bakken kan vi kartlegge omtrent hvor strømmene ligger geografisk, og vi kan også beregne strømstyrken. Det viser seg at under 12

kraftige nordlysutbrudd kan strømstyrken i den vestgående elektrojeten komme opp i én million ampére eller mer! Det finnes en rekke forskjellige instrumenter for å måle magnetfelt og noen av dem er beskrevet her: http://www.romteknologi.no/books/38/11.html Viktig: Magnetfeltet i et gitt punkt er en vektor; det har en størrelse målt i Tesla i SIsystemet og en retning. Noen av instrumentene beskrevet på siden bak linken måler bare størrelsen til B, andre måler én eller flere av komponentene til B. Denne figuren viser de koordinatene som vanligvis brukes for å måle B: http://www.romteknologi.no/db/figur/fig_2993.swf To koordinatsystemer er i daglig bruk innen vårt felt: (X,Y,Z) der X-aksen peker mot geografisk nord, Y mot geografisk øst, og Z rett ned, mot Jordens sentrum. (H,D,Z) der H peker mot magnetisk nord, D er vinkelen mellom geografisk nord og horisontalkompontenten til magnetfeltet, og Z peker som før loddrett ned. Jorden har et magnetfelt rundt seg som er forholdsvis stasjonært, i hvert fall på den tidsskala som vi kommer til å observere på. Dette magnetfeltet er generert av elektriske strømmer i Jordens kjerne. Feltstyrken i Skandinavia ligger rundt 50 000 nt (nanotesla), og rundt 30 000 nt ved ekvator. I Skandinavia peker Jordens magnetfelt på skrå nedover og nord; størrelsen på Z-komponenten i Tromsø er omtrent 52 000 nt og på H-komponenten rundt 11 000 nt under rolige forhold. Magnetfeltforstyrrelsene under nordlysutbrudd ligger ofte mellom 200 og 1500 nt for H-komponenten, og noen hundre nt for Z-komponenten. Magnetfeltet rundt en linjestrøm Elektrojettene er i virkeligheten ikke rene linjestrømmer (strømmer som går i en veldig lang, rett og tynn leder); de har en viss utstrekning både i bredde og høyde, men vi kan likevel danne oss et brukbart bilde av strømmene hvis vi antar at de magnetiske forstyrrelsene som vi ser i nordlyssonen er produsert av en vestgående og en østgående linjestrøm i ca. 120 km høyde. Magnetfeltet som en slik strøm produserer ser slik ut: Strømmen går her mot vest, nord er til høyre. De røde pilene er magnetfeltforstyrrelsene ΔB som strømmen produserer. Vi ser at horisontalkomponenten til ΔB i dette tilfellet peker mot sør; den er med andre ord negativ ettersom H måles positiv mot nord. Dette betyr at den vestgående elektrojetten gir et negativt utslag ΔH i horisontalkomponenten til det målte magnetfeltet. Tilsvarende vil den østgående elektrojetten gi et positivt utslag. Fortegnet på forstyrrelsen i den vertikale komponenten, ΔZ, forteller oss om strømmen ligger nord eller sør for oss. Z måles positiv loddrett nedover, slik at positiv ΔZ sammen med negativ ΔH betyr at vi ser den vestgående elektrojetten og at målestasjonen ligger nord for strømmen. Dette følger direkte av den kjente høyrehåndsregelen! Størrelsen til magnetfeltforstyrrelsen er gitt ved B strøm P 1 P 2 B strøm Sett mot vest, nord er mot høyre. Den blå pilen er horisontalkomponenten til jordens magnetfelt. I B H, jord 13

μ 0I Δ B(r) = 2πr der I er strømstyrken, r er avstanden fra målestasjonen til strømmen, og μ 0 = 4π 10-7. Magnetfeltet måles kontinuerlig på en rekke magnetiske observatorier, blant annet i Norge. Tromsø geofysiske observatorium driver de norske stasjonene og sanntidsmålingene ligger her: http://www.tgo.uit.no/geomag.html Klikk først på H i linjen Stacked D or H or V (Norway & Denmark) Nå får du opp målinger av horisontalkomponenten til magnetfeltet de siste 10 timene, målt på stasjoner fra Ny Ålesund i nord til Rømo i Danmark. Lagre dette dokumenter (gi det et navn som indikerer hva det inneholder og dato og tid). Gå én side til bake og hent målingene av Z (vertikal-) komponenten. Navnet på hvert observatorium er angitt med en kode på tre bokstaver, fulle navn ligger her: http://geo.phys.uit.no/realselect/ Magnetometeret i romkofferten måler alle tre komponentene til magnetfeltet samtidig. Det koples til serialporten på baksiden av PC-en, adapteren som er koplet til magnetometeret må også koples til strømnettet. NB: Det gjenstår noe programmeringsarbeid for magnetometeret, men et demonstrasjonsprogram fra produsenten er installert. Klikk på MMMMM etter at magnetometeret er koplet til, da kommer det opp et vindu med en graf og fire kurver i forskjellige farger oppdateres kontinuerlig. Dette er de tre komponentene til magnetfeltet, 2 2 2 pluss størrelsen til magnetfeltvektoren: B = X + Y + Z Ulempen med demonstrasjonsprogrammet er at endringer i innstillinger blir ikke lagret når programmet avsluttes, det starter alltid opp med default -innstillinger. Prøv dere frem med innstillingene slik at dere får tilstrekkelig langt tidsrom opp på skjermen. Det går også an å få generert en datafil med målingene, men informasjon om klokkeslett kommer ikke med i demoprogrammet. La detektorenheten ligge på en horisontal flate, helst på et bord med understell av tre og langt fra metallkomponenter slik som radiatorer eller elektriske apparater. Koordinatsystemet som instrumentet benytter er merket utenpå detektorenheten; merk at den bør ligge opp ned slik at Z-komponenten i målingene peker loddrett ned, i overensstemmelse med koordinatsystemene som benyttes ellers i magnetfeltmålinger på de geomagnetiske observatoriene. Hvis derer ikke er helt sikre på hvor geografisk nord ligger kan dere justere retningen i horisontalplanet slik at Y-komponenten blir omtrent lik null, da peker X omtrent mot magnetisk nord. Magnetometeret måler hver komponent 10 ganger per sekund; dette er i grunnen for raskt for våre formål hvert tiende sekund hadde vært tilstrekkelig vi håper å kunne bøte på dette med å skrive et nytt program til instrumentet. Her kommer et eksempel på magnetfeltet målt på de norske stasjonene målt over en 10 times periode 21. 22. januar 2008. Viktig: Tiden oppgis alltid i UT (Universal Time), som er det samme som Greenwich Mean Time (GMT). Dette gjeller for alle målinger på alle observatorier på Jorden. UT = norsk vintertid minus én time 14

Horisontalkomponenten til magnetfeltet i Norge og Danmark 21.-22. januar 2008. 15

Z-komponenten til magnetfeltet i Norge og Danmark 21.-22. januar 2008. 16

På disse grafene kan vi se magnetiske forstyrrelser i området fra Svalbard og omtrent sør til Andøya; lenger sør er forstyrrelsene ganske svake. Det plutselige fallet i horisontalkomponenten på Bjørnøya (BJN) rundt 2220 UT skjer typisk i begynnelsen av et nordlysutbrudd, og er et tegn på plutselig forsterkning av den vestgående elektrojetten. Selv om himmelen er overskyet kan vi bruke magnetfeltmålingene som en indikator på nordlysaktiviteten. Følg med magnetfeltmålingene fra de norske observatoriene og spesielt hvis det er forstyrrete forhold de grønlandske observatoriene. Målingene fra Grønland kan nås via websidene til Tromsø Geofysiske Observatorium, men pass på å lagre de grafene straks fordi de er bare tilgjengelige i sanntid. Finner dere tegn på begynnelse av et nordlysutbrudd (bratt fall i horisontalkomponenten)? Hvor langt nord eller sør ligger den vestgående elektrojetten i begynnelsen og hvordan flytter den seg i nord/sør retningen gjennom utbruddet? Bruk utslaget i Z-komponenten, sammen med høyrehåndsregelen, for å finne ut dette. Canon EOS400D kamera Fotografering av nordlys var lenge en stor teknisk utfordring fordi nordlyset er i grunnen et ganske lyssvakt fenomen og de fotografiske platene som var tilgjengelige i begynnelsen av 1900-tallet var ikke særlig lysfølsomme. Carl Størmer, som var professor i fysikk ved Universitetet i Oslo, fikk laget det første brukbare nordlyskameraet og utviklet dessuten en metode for å finne høyden til nordlyset ved å fotografere det samtidig fra to steder med noen titalls kilometers avstand fra hverandre: http://www.tekniskmuseum.no/wormpetersen/stormer.htm Dagens digitale speilreflekskamera egner seg godt til nordlysfotografering. Canon kameraet i romkofferten er utstyrt med en 10-17 mm fiskøyelinse, slik at den kan fange opp store deler av himmelen på ett bilde. Før dere går ut må kameraet settes opp manuelt, fordi de automatiske innstillingene egner seg ikke til nordlysfotografering. Pass på at begge batteriene i batterigrepet er fullt ladet det tar 1-2 timer å lade hvert batteri. Batteriene tappes ganske raskt i kaldt vær! Se til at knappen til venstre på linsen står på M og ikke på AF. Juster fokus til. Slå på kameraet og sett den runde bryteren oppe til høyre på kamerahuset på M. Bruk rulleknappen (bak utløserknappen) for å stille inn lukkerhastigheten den kan i begynnelsen settes til 10 (10 sekunder). Hold inne AF± og drei på rulleknappen for å stille inn blenderåpningen sett denne til 3.5. Still inn ISO-følsomheten ved å trykke på ISO-knappen. En meny kommer opp, still denne for eksempel på 400 ISO og trykk på SET-knappen. Monter fjernutløseren i kontakten på venstre side av kamerahuset. Monter kameraet på stativet. Utendørs: Finn et mørkt sted uten sterke kunstige lyskilder i umiddelbar nærhet lys fra kilder utenfor synsfeltet kan spres inne i linsen og gi diffuse bilder. 17

Det går fint å ta nordlysbilder selv i månelys, men pass på at Månen ligger godt utenfor synsfeltet for å unngå spredt lys inne i linsen. Plasser stativet slik at det står støtt. Sikt inn kameraet. Tips: Det kan være fornuftig å ha noe landskap i nedre kant av bildet, dette gir ofte penere bilder og er dessuten til hjelp i ettertid til å danne seg et helhetsbilde blant annet av størrelsen på nordlysformene. Ta noen bilder og vurder resultatene kanskje må lukkertiden og/eller ISOfølsomheten endres, avhengig av intensiteten til nordlyset og hvor raskt det beveger seg. Hvis nordlyset beveger seg raskt kan det være interessant å ta bilde hvert halve minutt, og for eksempel annet hvert minutt hvis bevegelsene er langsomme. Etterarbeid Overfør bildene til PC-en med den hvite usb-kabelen vent ca. ett minutt etter at kameraet er slått på før dere begynner på overføringen. Bruk Canon Digital Photo Professional for å se på og eventuelt etterarbeide bildene. Hvilke nordlysformer ser dere på bildene? o Rolige buer og bånd o Aktivt nordlys med strålestruktur o Korona o Diffust, spredt nordlys uten struktur. o Pulserende flekker o.. Er det noen sammenheng mellom nordlysaktiviteten og forstyrrelser i magnetfeltet? o Faller begynnelsen av nordlysutbruddet sett fra ditt ståsted sammen med en kraftig økning i strømstyrken i ionosfærestrømmene? o Anta at høyden opp til nordlysets nedre grense er ca. 100 km. Hvor langt nord eller sør fyr deg ligger den kraftigste buen? Flyter den vestgående elektrojetten i nærheten av denne buen? o Hva skjer med nordlyset når strømmene svekkes og magnetfeltforstyrrelsene dør ut? Oppsummering Skriv en felles rapport om de funn som dere har gjort ved hjelp av instrumenter fra romkofferten og samtidige målinger fra andre observatorier og romsonder. Hvis dere har observert én begivenhet som er spesiell eller dere har et godt sett med observasjoner fra, kan det være fornuftig å konsentrere seg om den, men dere står selvfølgelig fritt i dette valget. Send en elektronisk versjon av rapporten (med bilder, grafer etc.) til: Kjartan.Olafsson@ift.uib.no tlf. 5558 2752 Lykke til med observasjonene! Temahefte om nordlyset, skrevet av Alv Egeland, Tormod Henriksen og Ellen K. Henriksen: http://www.naturfagsenteret.no/wenche/nordlys.pdf 18