DE INVLOED VAN SPE’s OP DE OZONLAAG TIJDENS
GEOMAGNETISCHE OMKERING
Abstract—De ozonlaag beschermt het leven op aarde tegen schadelijke UV-B-straling. Tijdens een
Solar Proton Event (SPE) zendt de zon hoogenergetische protonen uit. Het grootse deel van protonen
afkomstig van de zon wordt door de magnetosfeer om de Aarde heen geleid. Echter, bij de polen
kunnen deze deeltjes de atmosfeer wel bereiken en via ionisatieprocessen de ozonlaag aantasten. Bij
een geomagnetische omkering zwakt de veldsterkte af en kan het beschermende mechanisme van de
magnetosfeer veranderen. In deze studie wordt het effect op de ozonwaardes tijdens een
geomagnetische omkering onderzocht. Daartoe is onderzocht of de ozonafbraak na een SPE op een
hogere breedtegraad groter is dan op een lagere breedtegraad. Tussen ozonafbraak en breedtegraad is
een significante (p=0,0017) lineaire correlatie (R
2= 0,83) gevonden. Dit resultaat sluit aan bij een
paleomagnetisch model, dat voorspelt dat een hoge proton-flux bij een zwakker magneetveld leidt tot
meer ozonafbraak.
Tutor: drs. Joris Buis
Docenten: drs. Machiel Keestra en dr. Jan Pieter van der Schaar
10-2-2012
Woorden: 5589
Esmee Geerken
5979846
Steffan Jonkers
6068375
Pieter Bas Visser
6076041
Abstract—De ozonlaag beschermt het leven op aarde tegen
schadelijke UV-B-straling. Tijdens een Solar Proton Event (SPE) zendt de zon hoogenergetische protonen uit. Het grootse deel van protonen afkomstig van de zon wordt door de magnetosfeer om de Aarde heen geleid. Echter, bij de polen kunnen deze deeltjes de atmosfeer wel bereiken en via ionisatieprocessen de ozonlaag aantasten. Bij een geomagnetische omkering zwakt de veldsterkte af en kan het beschermende mechanisme van de magnetosfeer veranderen. In deze studie wordt het effect op de ozonwaardes tijdens een geomagnetische omkering onderzocht. Daartoe is onderzocht of de ozonafbraak na een SPE op een hogere breedtegraad groter is dan op een lagere breedtegraad. Tussen ozonafbraak en breedtegraad is een significante (p=0,0017) lineaire correlatie (R2= 0,83) gevonden. Dit resultaat sluit aan bij
een paleomagnetisch model, dat voorspelt dat een hoge proton-flux bij een zwakker magneetveld leidt tot meer ozonafbraak.
Sleutelwoorden—SPE, ozonafbraak, geomagnetische
omke-ring, geomagnetische veldsterkte
INHOUDSOPGAVE
I. Introductie ... 1
II. Theoretisch kader ... 3
A. Het geomagnetisch veld ... 3
B. Interactie tussen het geomagnetisch veld en de zonnewind: de magnetosfeer ... 5
C. De interactie tussen hoogenergetische protonen en de atmosfeer: de afbraak van ozon ... 6
III. Methode ... 8 IV. Resultaten ... 8 A. Empirisch onderzoek ... 8 B. Literatuuronderzoek ... 9 V. Discussie ... 12 VI. Conclusie ... 12
Paper ingeleverd op 10 februari 2012. E. Geerken is bachelorstudente bèta-gamma met een major in de aardwetenschappen. Universiteit van Amsterdam, Instituut voor Interdisciplinaire Studies en Faculteit der Natuurwetenschappen, Wiskunde en Informatica. E-mail:esmee.geerken@student.uva.nl. P. B. D. K. Visser is bachelorstudent bèta-gamma met een major in de natuurkunde. Universiteit van Amsterdam, Instituut voor Interdisciplinaire Studies en Faculteit der Natuurwetenschappen, Wiskunde en Informatica. E-mail: pieter.visser@student.uva.nl. S. Jonkers is bachelorstudent bèta-gamma met een major in de scheikunde. Universiteit van Amsterdam, Instituut voor Interdisciplinaire Studies en Faculteit der Natuurwetenschappen, Wiskunde en Informatica. E-mail: steffan.jonkers@student.uva.nl. VII. Erkenningen ... 13
Referenties ... 13 Appendix A: Methode ...
A. Invloed van SPE ... B. Ozonafbraak vs. breedtegraad ... Appendix B: Resultaten KS-toets... Appendix C: Afgenomen interviews ... Reflectie ...
I. INTRODUCTIE
e ozonlaag absorbeert een groot gedeelte van de ultraviolette straling afkomstig van de zon, en beschermt daarmee het leven op aarde tegen schadelijke UV-B-straling (Ravanat, Douki & Cadet, 2001; Atkins, Overton, Rourke, Weller & Armstrong, 2010). Wanneer het DNA een UV-B-foton absorbeert worden er in het DNA bindingen gevormd die kunnen leiden tot celdood dan wel DNA-mutatie en daarmee tot tumoren (Atkins & De Paula, 2006). Hoewel het DNA zelf eigenschappen bezit om de schadelijke UV-B-straling op te vangen is het kleine deel dat niet wordt opgevangen wel zeer schadelijk (Pecourt, Peon & Kohler, 2001). De vorming en afbraak van ozon is zeer complex en wordt beïnvloedt door verschillende mechanismen. Behalve dat menselijke invloeden zoals het vrijkomen van chloor, broom en uitlaatgassen sinds de jaren ‘80 van de vorige eeuw voor afbraak van ozon hebben gezorgd is er natuurlijke variatie in de dikte van de ozonlaag (Jackman, 1996). Natuurlijke processen die een rol spelen zijn de variatie in UV-straling gedurende de 11-jarige zonnecyclus, vulkaanactiviteit, jaarlijkse temperatuurschommelingen, kos-mische straling, relativistische elektronen die de atmosfeer binnendringen en Solar Proton Events (Jackman , 1996).
Dagelijks zendt de zon geladen deeltjes richting de aarde in de vorm van zonnewind. Soms treden er processen in de zon op die de protonen versnellen zodat ze een nog hogere energie krijgen, zoals een zonnevlam1 of een Coronal Mass Ejection (CME)2. Deze processen kunnen leiden tot een Solar Proton Event (SPE), een periode van enkele dagen gedurende welke de proton-flux3 verhoogd is. Deze protonen hebben een hogere energie dan de protonen uit normale zonnewind (>10 MeV)
1
Enorme uitbarsting van hoogenergetische elektronen, ionen en atomen vanaf de zon de ruimte in
2 Massale uitbarsting van zonnewind en plasma
3 Het aantal protonen dat een bepaald oppervlakte doorkruist
De invloed van SPE’s op de ozonlaag
tijdens geomagnetische omkering
Esmee Geerken, Pieter B. D. K. Visser en Steffan Jonkers
en kunnen de atmosfeer binnendringen en ionisatie4 van atmosferische deeltjes veroorzaken (NOAA, z.d.). Størmer (1955) stelt dat deeltjes met hogere energie een lagere cut-off breedtegraad hebben dan deeltjes met een lagere energie, wat wil zeggen dat deze deeltjes tot een lagere breedtegraad5 de atmosfeer kunnen binnendringen.
De magnetosfeer, die gevormd wordt door de interactie tussen het magnetisch veld van de aarde en de zonnewind, beschermt een groot gedeelte van de atmosfeer tegen protonen en andere geladen deeltjes afkomstig van de zon. Alleen bij de polen, waar de magnetische veldlijnen zich richting de Aarde keren, kunnen zij de atmosfeer bereiken en ionisaties van atmosferische elementen veroorzaken. Dit zijn de oorzaken van Aurora Borealis en Aurora Astralis, oftewel het noorder- en zuiderlicht.
De magnetosfeer biedt geen statische bescherming tegen geladen zonnedeeltjes, maar is onderhevig aan veranderingen in het ruimteklimaat6. Het ruimteklimaat speelt zich in een veel groter gebied af dan het Aardse klimaat, dat zich slechts manifesteert in de lagere atmosfeer. Het wordt beïnvloed door processen die zich op verschillende tijdschalen afspelen. Zo kent de zonnewind een variëteit op een schaal van uren tot decennia, die gepaard gaat met de elf-jarige zonnecyclus7. Op een veel langere tijdschaal en met onregelmatige intervallen dragen variaties in het geomagnetisch8 veld bij aan het ruimte-klimaat.
Het geomagnetisch veld wordt gegenereerd door convectiestromingen in de binnenste vloeibare kern van de Aarde. Het huidige veld is voornamelijk dipolair, wat wil zeggen dat het een magnetische noord- en zuidpool heeft. De geografische Noordpool is niet altijd hetzelfde geweest als de magnetische noordpool. Het veld is de afgelopen 400 miljoen jaar al honderden malen omgekeerd (Juaréz, Tauxe, Gee & Pick, 1998; Valet, 2003). Op een geologische tijdschaal gezien gaan deze omkeringen snel (Hulot, Finlay, Constable, Olsen & Mandea, 2010), maar de verdwaalde padvinder in het bos of een schipper op de oceaan hoeft niet bang te zijn dat zijn kompas ineens de verkeerde kant op zal wijzen. Gemiddeld wordt de duur van een omkering op 1.000 jaar geschat, maar ook omkeringen die slechts 100 of wel 20.000 jaar duren zijn mogelijk (Constable & Korte, 2006).
De sterkte van het magnetisch veld kan tijdens een geomagnetische omkering afnemen tot slechts 10 procent van de huidige sterkte (Glassmeier & Vogt, 2010). Ook vinden er geomagnetische excursies plaats, waarbij de magnetische polen gedurende honderden jaren op de evenaar kunnen komen te liggen, in de richting van de zon. Hoogenergetische
4 Proces waarbij een neutraal atoom of molecuul een geladen deeltje als een elektron of ander ion opneemt of verliest, en aldus negatief of positief geladen wordt. Hierdoor wordt het deeltje meer reactief
5 Dichter bij de evenaar
6 Verandering van de omgeving in de ruimte rondom de Aarde 7
De zon kent een 11-jarige cyclus met afwisselend hoge en lage activiteit, veroorzaakt door veranderingen van het zonne-magnetisch veld. Tijdens een actieve periode zijn er o.a. meer zonnevlammen en worden er meer zonnevlekken waargenomen
8 Aardmagnetisch
deeltjes zouden bij een alternatieve magnetosfeer makkelijker toegang tot de atmosfeer kunnen vinden en zo wellicht ook de ozonlaag aantasten (Glassmeier & Vogt, 2010). De daarmee gepaard gaande toename van UV-straling op grondniveau kan schadelijk zijn voor organismen. Er zijn theorieën die omkeringen van het geomagnetisch veld correleren aan massa-extinctie (Glass, Swincki & Zwart, 1979), deze theorieën zijn echter wel omstreden (Glassmeier & Vogt 2010). Omdat een geomagnetische omkering nooit ‘live’ door wetenschappers onderzocht kon worden - de laatste omkering was immers 780.000 jaar geleden - is het onzeker wat de gevolgen zullen zijn. Onderzoek naar de potentiële gevolgen is van belang opdat toekomstige generaties kunnen anticiperen op mogelijke gevaren. In dit onderzoek wordt hieraan bijgedragen door de volgende hoofdvraag te onderzoeken:
Wat is de invloed van een Solar Proton Event op de ozonlaag tijdens een geomagnetische omkering?
De hypothese is dat SPE’s op een hoge breedtegraad de ozonlaag meer aantasten dan op een lage breedtegraad. Analoog hieraan wordt verwacht dat hoogenergetische protonen bij een zwakker magnetisch veld tot een lagere breedtegraad door kunnen dringen. In de literatuur bestaat onenigheid over de invloed van SPE’s op de ozonwaardes9 voor lagere breedtegraden. Zo vond Ganguly (2010) wel effect op de ozonwaardes in India, maar vonden Marin & Lastovicka (1998) geen effect in Centraal Europa. Om de hoofdvraag te beantwoorden wordt daarom gekeken SPE’s op een hogere breedtegraad meer invloed hebben op de ozonwaardes dan op een lagere breedtegraad. Omdat dit empirische onderzoek niet alle, tijdens een omkering mogelijke, magneetveld-configuraties behelst en het ook belangrijk is om te kijken naar de reactie van de magnetosfeer op een geomagnetische omkering wordt getracht de volgende deelvraag te beantwoorden met een literatuuronderzoek:
Hoe verandert de magnetosfeer tijdens een geomagnetische omkering en welk effect heeft dit op de afweer van hoogenergetische protonen en de afbraak van ozon?
Omdat de onderzoeksvraag betrekking heeft op processen die zich afspelen op zeer verschillende tijd- en ruimteschalen zijn inzichten uit verschillende disciplines nodig voor de beantwoording ervan. De geologie/geofysica onderzoekt het mechanisme dat het geomagnetisch veld in werking zet en maakt hier modellen van, het paleomagnetisme probeert op basis van het verleden de veldsterkte en een mogelijke omkering in de toekomst te voorspellen. In de astrofysica worden zonneprocessen zoals SPE’s en CME’s bestudeerd en wordt het geomagnetische veld in een breder kader geplaatst: de relatie tussen het magneetveld van de zon, de zonnewind en het geomagnetische veld wordt bestudeerd. Atmosferische chemie kijkt naar reactieprocessen in een straal van 100 km
rond de aarde en geeft inzicht in de reacties die leiden tot de vorming en afbraak van ozon.
In dit onderzoeksverslag zullen in het theoretisch kader de belangrijkste betrokken processen worden uitgelegd. Hierop volgt de beschrijving van de methode van het empirische onderzoek, waarna de resultaten worden gepresenteerd. Hier wordt tevens de uitkomst van het literatuuronderzoek gegeven. De resultaten worden kritisch bekeken in de discussie, waarna het geheel afgesloten wordt met een conclusie.
II. THEORETISCH KADER
A. Het geomagnetisch veld
De Aarde heeft sinds 3,2 miljard jaar een globaal magnetisch veld (Stadelmann, Vogt, Glassmeier, Kallenrode & Voigt, 2010). Het huidige veld wordt goed beschreven door de
Principal Axis hypothese (Hulot et al., 2010). Deze hypothese
stelt dat het veld gegenereerd wordt door een zogenoemde geodynamo. Deze geodynamo wordt aangedreven door twee soorten convectie in de vloeibare kern van de Aarde. Thermische convectie, die wordt veroorzaakt door de afdracht van warmte vanuit de (binnenste) vaste kern naar de vloeibare kern die daaromheen ligt, is verantwoordelijk voor één derde van de aandrijving van de geodynamo. Twee derde deel van de aandrijving wordt veroorzaakt door chemische convectie: het neerslaan van zware elementen vanuit de vloeibare kern op de vaste kern. De Corioliskracht, aangedreven door de draaiing van de Aarde, vormt de convectiecellen10 tot twee kolommen, evenwijdig aan de draai-as (zie figuur 1).
Het huidige veld is voor ongeveer 90% dipool11 en voor 10% non-dipool12 (zie figuur 2) en van normale polariteit. Dit
10
Bewegende hoeveelheden vloeistof 11
Dipool: met twee polen. Een magneetstaaf is een voorbeeld van een pure dipool
12 Non-dipool: met meerdere polen
wil zeggen dat de geomagnetische noordpool in de buurt van de geografische Noordpool ligt, terwijl deze bij een omgekeerde polariteit bij de geografische Zuidpool ligt. Tijdens een omkering nemen de veldsterkte en het dipoolmoment af. Het veld heeft dan geen overheersende magnetische noord- of zuidpool, maar meerdere polen. In dat geval gaan de veldlijnen niet bij de noordpool naar buiten en bij de zuidpool naar binnen, zoals het geval is bij een dipool, maar laten zij een veel verstoorder gedrag zien (Glatzmaier, Coe, Hongre & Roberts, 1999). Zie figuur 3. Het magneetveld zoals dat aan het aardoppervlak gemeten wordt kent een ruimtelijke variatie. Zo is te zien in figuur 4 dat de veldsterkte aan de uiteinden van de convectiekolommen sterker is dan midden in de kolommen (interview met prof. dr. Langereis, zie appendix C).
Behalve een ruimtelijke variatie, varieert het aardmagne-tisch veld ook in de tijd. Paleomagneaardmagne-tisch onderzoek brengt in kaart hoe perioden van normale en omgekeerde polariteit elkaar afwisselen. In afkoelende lava en in stenen die bij een vuur hebben gelegen ordenen metalen deeltjes zich in de richting van de magnetische veldlijnen. In een oceaanrif, waar de platen uit elkaar drijven, welt continu lava op. In de loop van de tijd richten de ijzeren deeltjes zich dus telkens anders. Uit onderzoek naar de oceaanbodem kan een soort ‘streepjescode’ worden geconstrueerd die de opeenvolging van normale en omgekeerde polariteit aanduidt (Hulot et al., 2010). Zie figuur 5. Wetenschappers hebben geprobeerd om met statistische toetsen een regelmaat te ontdekken in de duur en opeenvolging van deze perioden. Op basis hiervan wordt geprobeerd te voorspellen wanneer de volgende omkering zal plaatsvinden. Gemiddeld duurt een ´Chron´, een periode Figuur 1. De binnenste kern (rood) is vast, door hoge druk. De
buitenste kern (groen en blauw) is vloeibaar. Hierin vinden convectiestromen plaats. De buitenkant van de vloeibare kern wordt aangeven met de kern-mantel-grens. De convectiecellen in de vloeibare kern worden door de draaiing van de Aarde (Coriolis-kracht) gevormd tot kolommen. Afbeelding afkomstig uit interview met prof. dr. Langereis (zie appendix C).
Figuur 2. Een computersimulatie in het Glaztmaier-Roberts-model van het geomagnetisch veld. Er is een dipool-gedomineerd veld te zien waarbij de blauwe veldlijnen naar buiten gericht zijn en de gele
waarin de polariteit constant is, 200.000 jaar. Er komen af en toe echter ook ´superchrons´ voor, waarbij de polariteit wel tien miljoen jaar constant is (Glatzmaier et al., 1999).
Figuur 3. De veldlijnen tijdens een gesimuleerde omkering van het Glaztmaier-Roberts model. Afbeelding afkomstig uit Glatzmaier et al. (2002).
Figuur 4. Een overzicht van de veldsterkte en de variatie hiervan in de tijd, in 2004. De twee linker figuren de veldsterkte Br in μT zien. De twee rechterfiguren geven de variatie van de veldsterkte gedurende 2004 weer (dBr /dμT). De modellering is gedaan door Olson (2009). De bovenste figuren geven de veldsterkte ter hoogte van het aardoppervlakte weer; de onderste figuren geven de veldsterkte ter hoogte van de kern-mantel-grens weer. Afbeeldingen afkomstig uit Hulot et al. (2010).
Figuur 5. Een geomagnetisch overzicht van de gewezen polariteit tussen nu en 160 miljoen jaar geleden. De zwarte blokken geven perioden weer van normale polariteit; de witte blokken geven perioden weer van omgekeerde polariteit. Afbeelding afkomstig uit Hulot et al. (2010).
Hoe komt het eigenlijk dat het magneetveld omdraait? De algemeen aangenomen hypothese is dat een omkering wordt veroorzaakt door veranderingen in de convectiestromen in de vloeibare kern. Het mechanisme hierachter is echter nog niet geheel bekend. Dit wordt onderzocht door de processen in de geodynamo en het daarbij opgewekte geomagnetisch veld zo realistisch mogelijk te modeleren. Het bekendste model is het Glatzmaier-Roberts model (Glatzmaier et al. 1999, Glatzmaier, 2002). Door de parameters die betrekking hebben op de convectiestromen te variëren zijn er aanwijzingen gevonden dat veranderingen van de warmteflux aan de kern-mantel-grens een omkering kan veroorzaken (Glatzmeier et al., 1999). De chaotische natuur van de geodynamo maakt het moeilijk alle processen tot in detail te modelleren (Olson, Coe, Driscoll & Glatzmaier, 2010). De huidige geodynamo-modellen zitten qua resultaten nog een orde van grote van 1015 af van een echt ‘Earth-like model’ (interview met prof. dr. Langereis, zie appendix C) maar kunnen ons wel kwalitatief inzicht verschaffen.
Een belangrijke vraag blijft waarom de convectiestromen veranderen. Een hypothese is dat plaattektoniek hierbij een rol speelt (Hulot et al., 2010). Ook zijn er theorieën die uitgaan van een externe oorzaak, zoals een komeetinslag (Muller & Morris, 1986).
Na de laatste omkering, de Matuyama-Brunhes-omkering, bevindt de geomagnetische noordpool zich sinds 780.000 jaar nabij de topografische Noordpool. Dit een relatief lange periode, want de afgelopen 5 miljoen jaar was de gemiddelde tijd tussen de omkeringen 250.000 jaar (Glassmeier et al.,
2010). De intensiteit van het magnetisch veld neemt al sinds 1690 af (De Santis, 2007) en is sinds 1840 zelfs met 10% afgenomen (Glassmeier et al., 2010). Leidt deze trend tot een omkering in de – op menselijke tijdschaal – nabije toekomst? Het onregelmatige karakter van het paleomagnetisch patroon maakt het moeilijk een voorspelling te maken. Er zijn namelijk ook voorbeelden uit de geschiedenis waarbij de sterkte van het magnetisch veld afnam om vervolgens weer toe te nemen (Constable & Korte, 2006). Wanneer men kijkt naar de sterkte van het magnetisch veld over de laatste 160 miljoen jaar, is de huidige veldsterkte twee maal zo groot als de gemiddelde veldsterkte in deze periode, en is de huidige afname van de veldsterkte geen abnormale schommeling (Constable & Korte, 2006). Onze kompassen zullen dus waarschijnlijk nog wel een tijd bruikbaar blijven, maar een omkering kan niet uitgesloten worden.
B. Interactie tussen het geomagnetisch veld en de zonnewind: de magnetosfeer
De zon zendt continu een stroom geïoniseerd gas uit, de zonnewind. De intensiteit van de zonnewind varieert tijdens de 11-jarige zonnecyclus, die veel regelmatiger is dan de hierboven beschreven geomagnetische variabiliteit. Vooral tijdens de aanloop tot net na het zonnemaximum komen er veel zonnevlammen en SPE’s voor, tot wel een keer per maand (Rodger et al., 2006). Bij SPE’s hebben de protonen een energie die vele malen hoger is dan protonen uit een normale zonnewind: gemiddeld tussen de 10-500 MeV, maar hoger is ook mogelijk. Het grootste gedeelte van de zonnewind komt in
Figuur 6. De geomagnetische veldsterkte in μT ter hoogte van de kern-mantel-grens (midden) en van het aardoppervlak (beneden) op de tijdstippen a t/m i vóór en tijdens de laatste geomagnetische omkering. De grijze balk (boven) staat voor de periode van de omkering (±10.000 jaar). In de bovenste figuur is met rood de dipolaire energievariatie weergegeven, en met blauw de non-dipolaire energievariatie. Tijdens de omkering nam de veldsterkte af (te zien als een daling in de grafiek) en domineerden non-dipool componenten het veld. Gemodelleerd op basis van paleomagnetische data uit sedimenten. Afbeelding afkomstig uit Leonhardt & Fabian (2006).
aanraking met de magnetosfeer en wordt hierdoor om de Aarde heen geleid. De magnetosfeer ontstaat door de tussen het interplanetair magnetisch veld13 (IMF) en het geomagnetisch veld. Aan de zijde van de Aarde die naar de zon toe is gekeerd wordt de magnetosfeer samengeperst tot een kogelvormige bol; aan zijde van de Aarde die van de zon af is gekeerd, wordt het uitgerekt tot een lange staart (Siscoe, 2010). Zie figuur 7. De atmosfeer wordt hierdoor beschermt tegen een constante impact van hoogenergetische deeltjes. Echter, daar waar de geomagnetische veldlijnen richting de polen krommen, kunnen deze deeltjes wel de atmosfeer binnendringen. Deze tunnels worden ‘cusps’ genoemd.
SPE’s, en ook CME’s, kunnen de magnetosfeer verstoren doordat ze het IMF als het ware meestrekken en schokgolven
13 Deel van het magnetisch veld van de zon dat de interplanetaire ruimte in wordt verplaatst door te zonnewind
veroorzaken. Ze kunnen geomagnetische stormen veroorzaken. Tijdens een geomagnetische storm dringt er meer zonneplasma de magnetosfeer binnen (Smith & Lockwood, 1996). Modellen van Rodger et al. (2006) op basis van satellietmetingen van protonenneerslag laten zien dat bij een hogere geomagnetische activiteit de cut-off breedtegraad voor hoogenergetische protonen lager wordt (zie figuur 8), wat wil zeggen dat deze deeltjes ook op een lagere breedtegraad de atmosfeer kunnen binnendringen.
C. De interactie tussen hoogenergetische protonen en de atmosfeer: de afbraak van ozon
Ozon ontstaat doordat UV-C-straling (hν) een zuurstof-molecuul splitst in twee losse zuurstofatomen (reactie 1) die zich vervolgens aan andere zuurstofmoleculen binden (reactie 2). UV-C-straling breekt ozonmoleculen echter ook weer op (reactie 3). Deze reacties vinden continu plaats in onze atmosfeer.
O2 + hν → 2 O (1)
O + O2 → O3 (2)
O3 + hν → O2 + O (3)
Overal in de atmosfeer is ozon aanwezig, zij het in kleine getale: ozon maakt slechts een miljoenste deel uit van de atmosfeer (Van der Leun, 2004). De concentratie is het hoogst rond de 30 km, in de stratosfeer14, in een laag die daarom de ozonlaag wordt genoemd. Ozon wordt voornamelijk gevormd boven de tropen, omdat de UV-C-straling daar het sterkste is. Vervolgens verdeelt het zich over de stratosfeer en vangt daar bijna alle UV-B-straling op, die schadelijk kan zijn voor mensen, planten en ander leven (Van der Leun, 2004).
Zoals in de inleiding al werd beschreven hangen de vorming en afbraak van ozon af van verschillende processen. De afbraak van ozon door SPE’s wordt voornamelijk via twee mechanismen veroorzaakt: de HOx- en de NOx-cyclus. HOx en NOx worden gevormd door chemische reacties van hoogenergetische protonen met watermoleculen en stikstof (Ganguly, 2010). De HOx-cyclus vind plaats boven de 50 km, in de mesosfeer15 en in de bovenste stratosfeer, en zorgt daar voor een afbraak van ozon. Wegens de korte levensduur van HOx in de atmosfeer is het effect slechts tijdelijk. Verlaagde ozonconcentraties, veroorzaakt door de invloed van HOx, worden tot enkele dagen nadat een SPE heeft plaatsgevonden waargenomen (Jackman, Deland, Labow, Fleming & López-Puertas,, 2005). De NOx cyclus speelt een rol bij de afbraak van ozon onder de 50 km af en dit proces kan maanden tot zelfs jaren duren. Dit komt omdat NOx eerst wordt opgeslagen in de hogere atmosfeer en pas in een later stadium de stratosfeer in daalt.
14
De laag van de atmosfeer tussen de 10 km (bij de polen)/17 km (bij de evenaar) en 50 km hoogte
15 De laag van de atmosfeer tussen 50-85 km hoogte, gelegen boven de stratosfeer. In de mesosfeer neemt de temperatuur toe als de hoogte toeneemt
Figuur 7. Op deze afbeelding is te zien hoe de zonnewind (SW) tegen de magnetosfeer botst. Het grootste gedeelte van het zonneplasma verdwijnt langs de ‘bow shock’ (BS), en een kleiner gedeelte dringt door tot de ‘magnetosheath’ (MS). De magnetopause, waar de concentratie plasma heel laag is, wordt aangegeven met de onderbroken lijn. Door de druk van de zonnewind wordt het geomagneetveld tot twee bollen met gesloten veldlijnen (c) gevormd, een samengedrukte aan de kant die naar de zon toe is gericht en een langgerekte aan de andere kant van de Aarde. Het IMF wordt door de zonnewind meegetrokken. De veldlijnen van het IMF verbinden zich met de veldlijnen rond de ‘cusps’ (C), waardoor open veldlijnen ontstaan (o) waarlangs geladen deeltjes de atmosfeer kunnen binnendringen. Dit proces heet reconnectie. Afbeelding afkomstig uit Lockwood (1996).
Figuur 8. Weergave van de cut-off breedtegraad bij verschillende waarden van de geomagnetische index. De geomagnetische index Kp geeft de verstoringen van het geomagnetisch veld weer, waarbij een 0 staat voor geen verstoring en alles boven de 5 geldt als een geomagnetische storm. Hoe hoger Kp, hoe lager de cut-off breedtegraad. In dit onderzoek is het effect is vooral waarneembaar voor protonen met een energie zoals die bij SPE’s wordt waargenomen. Afbeelding afkomstig uit Rodger et al. (2006).
Ozon wordt, geïnduceerd door deeltjes uit de HOx- en NOx -cycli, afgebroken via de reacties 4-7 (Ganguly, 2010):
H + O3 → OH + O2 OH + O → H + O2 Netto: O3 + O → 2 O2 (4) OH + O3 → HO2 + O2 HO2 + O → OH + O2 Netto: O3 + O → 2 O2 (5) HO2 + O → OH + O2 OH + O3 → HO2 + O2 Netto: O3 + O → 2 O2 (6) NO + O3 → NO2 + O2 NO2 + O → NO + O2 Netto: O3 + O → 2 O2 (7)
Vooral tijdens de winter is, in dat deel van de Aarde waar het winter is, het effect van de HOx- en NOx-cycli merkbaar. NOx heeft een korte levensduur onder invloed van licht en bestaat daardoor niet lang in de goed belichte mesosfeer, met name gedurende de zomer. Daarom wordt tijdens de winter door dit proces meer ozon afgebroken. Ook wordt hier in de winter weinig nieuwe ozon gevormd. Van invloed is daarbij ook het transport in de atmosfeer. In de winter kan NOx na transport naar de lage mesosfeer en stratosfeer, waar minder licht tot doordringt, maanden tot jaren geconserveerd worden. Daarnaast worden onder invloed van SPE’s losse zuurstof-atomen gevormd, die direct zorgen voor de afbraak van ozon (Winkler et al., 2008).
III. METHODE
De methode van het onderzoek is te vinden in appendix A.
IV. RESULTATEN
A. Empirisch onderzoek
In dit onderzoek wordt gekeken of de breedtegraad, niet de lengtegraad, uitmaakt voor de mate van invloed van een SPE. De verschillende locaties zijn toch zo gekozen dat hun lengtegraden niet ver uit elkaar liggen, omdat we niet zeker zijn dat van de lengtegraad geen effect uitgaat. De verschillende locaties zijn wat betreft breedtegraad verspreid van circa 70° NB tot 10° NB.
Per locatie is de gemiddelde ozonwaarde van de acht dagen vóór en van de acht dagen na SPEmax bepaald. Het verschil
tussen deze twee staat vermeld in tabel 2. In deze tabel is duidelijk te zien dat op de drie meest noordelijke locaties de gemiddelde ozonwaarde van 8 dagen na SPEmax altijd lager ligt dan het gemiddelde ozonwaarde van de 8 dagen vóór SPEmax, behalve op 49.45NB bij één SPE. Later wordt deze meting in perspectief geplaatst. In twee situaties konden geen gemiddelden worden berekend omdat er geen, of te weinig, data beschikbaar was. Van de metingen voor en na SPEmax is bepaald of de ozonwaarden ná SPEmax al dan niet significant verschillen van de ozonwaarden vóór SPEmax. Dit kon niet worden gedaan met een simpele T-toets omdat de onderliggende verdelingen niet normaal verdeeld zijn. Om deze reden is gebruik gemaakt van de verdelingsvrije Kolmogorov–Smirnov-toets (KS-toets), waarbij er geen kennis over de onderliggende verdeling nodig is. Met de KS-toets wordt nagegaan of de verdelingen waaruit de steekproeven afkomstig zijn van elkaar verschillen. Doordat een onderliggende verdeling ontbreekt zijn er meer datapunten nodig om een betrouwbaar resultaat te geven dan bij bijvoorbeeld de T-toets. De KS-toets is dan ook uitgevoerd met als set 1 de eerste 10 bekende ozonwaardes die zo dicht mogelijk bij SPEmax liggen (binnen 12 dagen ervoor) en met als set 2 de eerste 10 bekende ozonwaardes na de dag van SPEmax (binnen 12 dagen erna). Hieruit volgde dat de ozonwaardes in de dagen vóór SPEmax niet altijd significant verschilden van de ozonwaardes in de dagen ná SPEmax. Voor de volledige resultaten van deze toets, zie appendix B. Ten slotte is ook gekeken naar een laatste eigenschap van de ozonwaardes, namelijk de hellingscoëfficiënt van een lineaire regressielijn door de gemeten punten. Van de 9 dagen vóór Breedtegraad (NB) 69.18 59.91 49.45 40.84 29.16 18.73 10.52 9.35
SPE Flux (MeV) Verschil in DBU
20-4-‘98 1700 -58,38 -48 -56,88 -28,25 44,63 1,61 4,86 7,67 14-7-‘00 24000 -34 -22 -3,38 5 -0,39 -0,14 5,14 2,6 8-11-‘00 14800 -24 -49,25 -8 -3,88 -9,64 -2,8 -2 4-11-‘01 31700 -4,88 13,88 15,63 -11,09 5,17 4,43 3,35 11-4-‘04 35 -26,13 -49,88 -53,63 -7,38 -18,63 1,88 -4 -6 14-5-‘05 3140 -8,88 -19,75 -26,25 -2,38 -8,31 -5,83 -2,11 2,75 Tabel 2. Per locatie is het verschil tussen de gemiddelde ozonwaarde van de acht dagen vóór en de gemiddelde ozonwaarde van de acht dagen ná verschillende SPE’s weergegeven. Wanneer er geen gemiddelde berekend kon worden is dit weergegeven met een gearceerd vlak.
SPEmax en van de 9 dagen na SPEmax is van de ozonwaardes een plot gemaakt en hierdoor is een lineaire regressielijn bepaald. De hellingscoëfficiënt van die lijn zegt iets over de trend in ozonwaarden voorafgaand aan, dan wel volgend op, SPEmax. Ter illustratie het volgende voorbeeld:
Na de SPE van 14-7-’00 is er in Nürnberg (49.95NB; 11.09OL) slechts een kleine daling van de ozonwaardes waargenomen. In figuur 9 zijn de gemeten ozonwaardes weergegeven. Van zowel de ozonwaardes vóór SPEmax als de ozonwaardes na SPEmax is een lineaire regressielijn bepaald; te zien is dat de helling van de regressielijn in de dagen voor SPEmax 4,05 bedroeg; in de dagen na SPEmax was deze helling -6,05. Waar er dus voor SPEmax sprake was van een stijgende trend in ozonwaardes, is er na SPEmax sprake van een dalende trend in ozonwaardes. Ook al was de gemiddelde ozonwaarde voor SPEmax slechts beperkt lager dan na SPEmax, de SPE heeft toch een duidelijke trendbreuk veroorzaakt.
In tabel 3 is voor alle SPE’s boven de verschillende locaties weergegeven of deze een trendbreuk veroorzaakte. In enkele situaties kon geen lineaire regressie worden uitgevoerd op de ozonwaardes, omdat er te weinig data beschikbaar was.
De hierboven genoemde technieken zijn toegepast om te bepalen of er sprake was van een invloed van de SPE’s op de ozonwaardes. Het doel van dit onderzoek was de correlatie tussen ozonafbraak en breedtegraad te bepalen. Om dit te bepalen is in figuur 10 de gemiddelde afname in ozonwaardes voor iedere locatie uitgezet tegen de breedtegraad. Vervolgens is er een lineaire regressieanalyse uitgevoerd. Dit leverde een regressielijn (zie figuur 10) op met de formule:
516 , 10 ad breedtegra 6129 , 0 DBU in Ozonafname
In tabel 4 zijn enkele resultaten van de regressieanalyse weergegeven. De waarde r2 is de determinatiecoefficient en geeft in dit geval aan in hoeverre er sprake is van een lineaire correlatie van de data. Hoe dichter r2 bij 1 ligt, hoe sterker de correlatie. In deze studie wordt een waarde van r2 = 0,83 gevonden. Dit betekent dat 83% van de variaties in de ozonwaarde het gevolg is van de onafhankelijke variabele, oftewel de lengtegraad. De p-waarde (0,0017) geeft aan dat de lineaire correlatie significant is (p < 0,01).
B. Literatuuronderzoek
De impact van een SPE op de ozonwaardes hangt niet alleen af van de sterkte van het geomagnetisch veld. Ook moet er rekening worden gehouden met het effect van de non-Figuur 9. Gemeten ozonwaardes boven Nürnberg voor en na de
SPE van 14-7-’00. Van de waardes vóór de SPE is een regresssielijn met regressieformule weergegeven, evenals van de waardes na de SPE.
Breedtegraad (NB) 69 60 49 41 29 19 11 9 SPE Flux Daling in hellingscoefficient 20-4-´98 1700 MeV 14-7-´00 24000 MeV 8-11-´00 14800 MeV 4-11-´01 31700 MeV 11-4-´04 35 MeV 14-5-´05 3140 MeV
Tabel 3. Resultaten van de vergelijking van lineaire regressielijnen vóór en na verschillende SPE’s. Wanneer er sprake was van een lagere hellingscoefficient van de regressielijn ná de SPE dan vóór de SPE is dit weergegeven met een zwart vlak. Wanneer hier geen sprake van was is dit weergegeven met een wit vlak; gearceerde vlakken geven weer in welke situaties geen lineaire regressie kon worden uitgevoerd.
Regressie-statistieken voor de relatie tussen breedte-graad (NB) en ozonafname Meervoudige R 0,91 R2 0,83 Waarnemingen 8 P-waarde 0,0017 Coefficiënten Standaardfout Snijpunt -10,52 4,76 Breedtegraad 0,61 0,11
Tabel 4. Statistieken van de regressie-analyse uitgevoerd op de data uit figuur 10 -5 0 5 10 15 20 25 30 35 0 20 40 60 80 Breedtegraad (NB) G em idde lde oz ona fna m e i n D B U ,
Figuur 10. De gemiddelde ozonafname na SPE’s voor verschillende breedtegraden met elkaar vergeleken.
dipolariteit tijdens een omkering, waarvoor op basis van het bovenstaande empirische onderzoek geen uitspraak gedaan kan worden. Rest dus nog de vraag hoe de magnetosfeer verandert tijdens een geomagnetische omkering en welk effect dit heeft op de afweer van hoogenergetische protonen en de afbraak van ozon.
De studie van de paleomagnetosfeer (Siscoe & Chen, 1975; Winkler et al., 2008) onderzoekt de eigenschappen van de magnetosfeer van het verleden, tijdens bijvoorbeeld een geomagnetische omkering. De paleomagnetosfeer kan echter niet direct gereconstrueerd worden aan de hand van metingen op de oceaan bodem, omdat de zonnewind en het IMF ook een rol spelen. Winkler et al. (2008) proberen de eigenschappen van de paleomagnetosfeer daarom te simuleren. Hiermee kan ook geschat worden hoe de magnetosfeer zich zal gedragen in de toekomst, al zijn de huidige modellen slechts een eerste stap (Winkler et al., 2008).
Tijdens een geomagnetische omkering zijn er velden met verschillende eigenschappen mogelijk, die elk een eigen impact hebben op de afweer en kanalisering van hoogenergetische deeltjes. In een situatie waar de dipool-component van het geomagnetisch veld sterk is afgenomen en een quadrupool veld16 domineert, laat het model van Stadelmann et al. (2010) zien dat deeltjes met een zeer hoge energie van 4 GeV zowel binnen kunnen dringen bij de Noord- en Zuidpool als in een ring rondom de evenaar (zie figuur 11). Een aantal van de in dit onderzoek beschouwde SPE’s heeft een flux die rond deze 4 GeV ligt. Waar er in het huidige veld 2 cut-off breedtegraden (λc) zijn bij 60º en -60º, zijn er dan nog twee extra rondom de evenaar. Zeer hoog-energetische deeltjes kunnen nu dus op meerdere plaatsen de atmosfeer binnen dringen, maar wat is het effect van deze binnendringende protonen op de ozonwaardes?
Winkler et al. (2008) hebben dit onderzocht door voor vijf verschillende hypothetische magneetveldconfiguraties het effect van de protonflux op ozonwaardes te modelleren. Er
kan een beeld worden verkregen van de protonflux in het verleden met behulp van nitraatmetingen uit ijskernen. Uit metingen aan deze ijskernen worden niet per se de individuele
16 Magneetveld met vier polen
SPE’s geregistreerd, omdat verschillende SPE’s door interplanetaire verspreiding en door versnellingen als gevolg van schokgolven versmelten tot ‘super events’, waarbij de individuele SPE’s niet meer goed te onderscheiden zijn. In het atmosfeermodel worden de processen die een rol spelen bij de vorming en afbraak van ozon, zoals beschreven in de inleiding, meegenomen.
De hypothetische geomagnetische modellen die getest worden zijn: A - het huidige veld waarbij λc = 60°; B - een gereduceerd veld met dezelfde positie van de magnetische polen en λc = 42°; C - een model waarbij de magnetische polen op de evenaar liggen; D - een quadrupool model, met een noord- en zuidpool met λc = 60° en een ring van 10° om de evenaar; E - een dipool-quadrupool model met een noordpool met λc = 60° en zuidpool met λc = 30°. Meer ozon afbraak in model B tijdens een hoge protonflux zou aansluiten bij de resultaten van het empirische onderzoek.
Het blijkt (zie figuren 12 en 13) dat er sprake is van meer ozonafname bij de modellen B, D en E ten opzichte van model A tijdens een hoge protonflux. Vooral een verlaging van de λc, een verzwakking dus van het magnetisch veld, blijkt van belang voor de productie van HOx en NOx. Het is verrassend dat de afbraak van ozon minder is bij het ‘huidige veld’-model (model A) dan wanneer de geomagnetische polen op de evenaar liggen en veldsterkte gelijk blijft (model C). Zie figuur 13. Dit wordt door Winkler et al. (2008) verklaard doordat ter hoogte van de tropen NOx eerder door fotolyse wordt afgebroken, grotendeels al voordat het kan afdalen in de stratosfeer. Ook vindt voor model C de meeste afbraak van ozon bij de polen plaats, terwijl hier geen hoogenergetische protonen neerdalen. Dit wijst volgens Winkler et al. (2008) op het grote belang van atmosferische transport van NOx richting de polen. In alle modellen treedt er meer afbraak op rond de zuidpool, hetgeen komt door een verschil in atmosferische circulaties op beide halfronden. Dit zorgt er ook nu voor dat het ‘gat in de ozonlaag’ in de lente op de zuidpool ligt.
Figuur 11. (a) Een quadrupole geomagnetisch veld. (b) De bijbehorende cut-off breedtegraad van protonen van 4 GeV (zeer hoog-energetische protonen). Afbeelding afkomstig uit Stadelmann et al. (2010).
Figuur 12 (boven). De gemodelleerde afname van de ozonwaardes (‘TOC difference’) in procenten voor de registratie van tweehonderd jaar op basis van nitraat- concentraties in ijskernen voor model A (linksboven), en gedurende enkele dagen van verhoogde protonflux voor de modellen A t/m E. Merk op dat de schaalverdeling van de figuur linksboven anders is dan in de andere figuren. De modellen B, D en E laten een duidelijke ozonafbraak zien. Afbeeldingen afkomstig uit Winkler et al. (2008).
Figuur 13 (rechts). De bovenste afbeelding laat de gemodelleerde ozon-afbraak op de polen voor model A zien. De onderste afbeelding laat de gemodelleerde ozonafbraak op de evenaar voor model C zien. Afbeeldingen afkomstig uit Winkler et al. (2008).
Samengevat is het dus zo dat hoe dichter de ‘cusps’ bij de geografische polen liggen, en hoe lager in dat geval de cut-off breedtegraad is (hoe zwakker het veld is), des te meer ozonafbraak er is. Ook non-dipolitariteit zorgt voor meer ozonafbraak, vooral wanneer de cut-off breedtegraad bij de zuidpool dichter bij de evenaar ligt.
Wat niet meegenomen is in het empirische onderzoek, maar wel een belangrijk effect blijkt te hebben op de locatie waar ozon wordt afgebroken is het atmosferisch transport van NOx. Hierdoor is de correlatie tussen de afbraak van ozon en de breedtegraad mogelijk minder hoog dan verwacht.
V. DISCUSSIE
Een effect van SPE’s op ozonwaardes is al meerdere malen aangetoond (Jackman, 2005; Ganguly, 2010). Echter, wat dit effect is tijdens een geomagnetische omkering wordt door weinig literatuur belicht. Het is dan ook een complexe vraag waarbij veel verschillende processen zijn betrokken, die allemaal een variatie kennen over zeer uiteenlopende tijdschalen, die onderling onderzocht worden door verschillende wetenschappelijke disciplines. Het is erg lastig te voorspellen hoe de zonnewind, het geomagnetisch veld, het atmosferisch transport, de ozonconcentraties (etc.) zullen interacteren tijdens een geomagnetische omkering. De voorspellingen van elk afzonderlijk proces roepen al discussie op binnen de betreffende wetenschappelijke discipline. Het atmosferisch transport kan er in de toekomst immers anders uit zien door klimaatveranderingen. De paleomagnetosfeer modellen die in dit verslag besproken zijn, moeten dan ook gezien worden als een eerste stap die al deze processen combineren in één model, zoals de onderzoekers zelf ook aangeven. Daarom is het belangrijk de simulaties te vergelijken met gemeten resultaten, wat in dit onderzoek geprobeerd wordt.
De paleomagnetosfeer simulaties voorspellen met name meer afbraak van ozon bij een zwakker geo-magneetveld met een lage cut-off breedtegraad, waarbij de geomagnetische polen dicht bij de geografische polen liggen. Dit komt (enigszins) overeen met het in dit onderzoek gevonden verband dat SPE’s meer impact hebben op de ozonlaag op een hogere breedtegraad. Uit onderzoek blijkt verder dat de cut-off breedtegraad wordt verlaagd tijdens hoge geomagnetische activiteit. Aangezien geomagnetische verstoringen gepaard gaan met SPE’s kunnen de hoogenergetische protonen zo dus een extra impact hebben op de ozonwaardes.
Het empirische onderzoek laat een significant lineair verband zien tussen de breedtegraad van een locatie en de verlaging van de ozonwaarde na een SPEmax (R2 = 0,83). Niet in alle gevallen blijkt er een significant verschil tussen de ozonwaardes vóór en na SPEmax. Dit zou kunnen komen doordat voor de significantietoets (KS-toets) datasets van tien metingen moesten worden ingevoerd, die bij eventueel gebrek van maximaal twee datapunten tot twaalf dagen voor of na SPEmax zijn gekozen. Over een periode van tien tot twaalf dagen bekeken is de kans waarschijnlijk kleiner dat de twee datasets (van voor en na de SPE) uit een verschillende verdeling komen dan wanneer je een kleinere dataset neemt.
Dit omdat de ozonwaardes na de eerste week weer hersteld kunnen zijn naar hun normale niveau. De K-S-toets had echter een minimum van 10 metingen als input nodig, omdat het niet uit kon gaan van een onderliggende verdeling.
Deze subtiliteit zou verholpen zijn als er meer metingen van ozonwaardes per dag waren uitgevoerd omdat dan minder dagen vóór en na SPEmax in de toets hoeven worden meegenomen en de ozonwaardes zich dus nog niet, of in mindere mate, hersteld hebben. In dit onderzoek is geprobeerd deze insignificantie te nuanceren door ook de hellingscoëfficiënt te bepalen van de ozonwaardes gedurende acht dagen voor en na de SPE. Daardoor blijkt dat op de noordelijke locaties (Andenes, Oslo, Nürnberg) wel meer effect wordt waargenomen na een SPE, de ozonafnames zijn daar immers óf significant óf er is sprake van een dalende hellingscoëfficiënt. Zo bleek bijvoorbeeld uit tabel 2 dat in Nürnberg bij de SPE van 4-11-‘01 geen daling werd waargenomen in de gemiddelde ozonwaarden. Uit tabel 3 blijkt echter wel dat de hellingscoëfficiënt is gedaald en er is dus sprake van een trendbreuk. Zo kan de SPE ook invloed hebben gehad zonder dat dat terug te zien is als een daling van de gemiddelde ozonwaarden voor en na de SPE.
Vervolgonderzoek is nodig. Zoals eerder is aangekaart zijn de schommelingen in de ozonwaardes onder normale omstandigheden vrij groot. Een geavanceerde statistische studie zou kunnen onderzoeken of de veranderingen na een SPE wel significant anders zijn dan de schommelingen onder normale omstandigheden. In een vervolgonderzoek zou ook het effect van atmosferisch transport moeten worden meegenomen. Het kan namelijk zo zijn dat er tijdens een zwak geomagnetisch veld wel degelijk een grotere invloed is van SPE’s op de ozonwaardes, omdat meer protonen, tot op een lagere breedtegraad, inslaan en NOx produceren. Echter, wanneer het geproduceerde NOx vervolgens richting de polen getransporteerd wordt, is het totale effect wel groter maar is het verband niet goed wanneer het uitgezet wordt tegen de breedtegraad. Dit proces zorgt mogelijk ook voor een groter verband tussen breedtegraad en ozonafnames bij hoge breedtegraad dan bij lage breedtegraad. Ook houdt de hypothese dat een grotere impact van SPE’s op een hogere breedtegraad analoog is aan een grotere impact bij een zwakker magnetisch veld geen rekening met de verschillende magnetosfeer configuraties die ontstaan bij een omkerend geomagnetisch veld.
VI. CONCLUSIE
Uit de resultaten van dit onderzoek blijkt dat er een significant (p = 0,0017) lineair verband is tussen de breedtegraad van een locatie en de ozonafname die op die locatie na een SPE meetbaar is (R2 = 0,83). Boven de noordelijk gelegen locaties is er sprake van een grotere ozonafname dan boven zuidelijker gelegen locaties. Dit werd verwacht, omdat de geladen deeltjes bij de polen de atmosfeer van de Aarde bereiken. Bij een zwakker magnetisch veld kunnen de deeltjes mogelijk ook bij lagere breedtegraden de atmosfeer binnendringen en dit zou impliceren dat er in een dergelijke situatie ook in meer zuidelijk gelegen regionen sprake is van een sterker verband tussen SPE’s en ozonafname.
Dit resultaat bevestigt simulaties die de afbraak van ozon door een hoge protonflux laten zien voor een magneetveld-configuratie tijdens de begin en eindfase van een geomagnetische omkering, namelijk op een moment dat de veldsterkte laag is en de geomagnetische polen dicht bij de geografische polen liggen. Voor andere magneetveld-configuraties tijdens een omkering vult het model van Winkler et al. (2008) het antwoord op de hoofdvraag aan:
non-dipolariteit leidt tot een grotere afbraak van ozon (ten opzichte van de huidige dipolaire situatie). Een geomagne-tische configuratie waarbij de zuidelijke cut-off breedtegraad laag is, zorgt voor relatief veel afbraak van ozon, wegens het plaatselijke atmosferisch transport;
bij een excursie, waarbij de geomagnetische polen zich op de evenaar bevinden, is er juist minder afbraak van ozon, omdat NOx hier eerder wordt afgebroken.
Concluderend op basis van de gemeten resultaten en de gemodelleerde verwachtingen is een grotere impact van SPE’s op de ozonlaag tijdens een geomagnetische omkering waarschijnlijk. Echter, invloed van hoogenergetische deeltjes op lagere breedtegraden heeft plaatselijk waarschijnlijk minder effect dan verwacht. Dit wegens de korte levensduur van NOx aldaar en het atmosferische transport richting de polen. Zeker tijdens intensieve SPE’s kan in de poolregionen de ozonconcentratie tijdens een geomagnetische omkering sterk afnemen, leidend tot verhoogde UV-intensiteit op het grondniveau. Dit laatste is potentieel erg gevaarlijk voor de mens en ander leven op Aarde.
VII. ERKENNINGEN
De auteurs willen graag hun dank uitbrengen aan drs. Joris Buis voor zijn algemene en logistieke ondersteuning bij de uitvoering van dit onderzoek; dr. Jan Pieter van der Schaar voor zijn inhoudelijke commentaar; drs. Machiel Keestra voor zijn commentaar over de integratie van de verschillende disciplines; prof. dr. Karsten Dominik, prof. dr. Cor Langereis, dr. Marc Allaart, dr. Jos de Laat en dr. Michiel van Weele voor hun inhoudelijke en opbouwende kritiek tijdens interviews.
REFERENTIES
Atkins, P.W., & De Paula, J. (2006). Physical Chemistry (8e druk). New York: W. H. Freeman and Company.
Atkins, P.W., Overton, T.L., Rourke, J.P., Weller, M.T., & Armstrong, F.A. (2010). Inorganic chemistry (5e druk). New York: W. H. Freeman and Company.
Birch, M. J., Hargreaves, J. K. & Bromage, B. J. I. (2005) Variations in cutoff latitude during selected solar energetic proton events. Journal of geophysical research. 2005. A07221
Christensen, U.R. (2011). Geodynamo models: Tools for understanding properties of Earth’s magnetic field. Physics of the Earth and Planetary Interiors, 187, 157–169.
Constable, C., Korte, M. (2006). Is Earth's magnetic field reversing?. Earth
and Planetary Science Letters, 246, 1–16.
De Santis, A. (2007). How persistent is the present trend of the geomagnetic field to decay, and possibly, to reverse?. Physics of the Earth and Planetary Interiors, 162, 217-226.
Ganguly, N.D. (2010). Influence of solar proton events during the declining phase of solar cycle 23 on the total ozone concentration in India. International Journal of Remote Sensing, 31, 313-322.
Glass, B.P., Swincki, M.B., & Zwart, P.A. (1979). Australasian, Ivory Coast and North American tektite strewnfields - Size, mass and correlation with
geomagnetic reversals and other earth events. Lunar and Planetary Science Conference, 10, 2535-2545.
Glassmeier, K.H., & Vogt, J. (2010). Magnetic Polarity Transitions and Biospheric Effects. Space Science Reviews, 155, 387–410.
Glatzmaier, G.A. (2002). Geodynamo Simulations-How realistic are they? Annual Review Earth Planet Scienc,. 30, 237-257.
Glatzmaier, G.A., Coe, R.S., Hongre, L., & Roberts, P.H. (1999). The role of the Earth’s mantle in controlling the frequency of geomagnetic reversals. Nature, 401, 885-890.
Hulot, G., Finlay, C., Constable, C., Olsen, N., & Mandea, M. (2010). The magnetic field of planet Earth. Space Science Reviews, 152, 159–222. Jackman, C.H., Deland, M.T., Labow, G.J., Fleming, E.L., & Lopez-Puertas,
M. (2005). Satellite measurements of middle atmospheric impacts by solar proton events in solar cylce 23. Space Science Reviews, 125, 381-391. Jackman, C.H., Fleming, E.L. Chandra, S., Considine, D.B., Rosenfield, J.E.
(1996). Past, present, and future modeled ozone trends with comparisons to observed trends. Journal of Geophysical Research, 101 (28), 753-767. Juaréz, M.T., Tauxe L., Gee, J.S., & Pick, T. (1998). The intensity of the
earth’s magnetic field over the past 160 million years. Nature, 394, 878-881.
Leun, J. van der (2004). The ozone layer. Photodermatology, Photoimmuno-logy & Photomedicine, 20, 159–162.
Leonhardt, R. & Fabian, K. (2007). Paleomagnetic reconstruction of the global geomagnetic field evolution during the Matuyama/Brunhes transition: Iterative Bayesian inversion and independent verification. Earth and Planetary Science Letters, 253, 172–195.
Marin, D. & Lastovicka, J. (1998). Do solar flares affect total ozone? Studio Geophysica et Geodaetica., 42, 533-539.
McPeters, R.D., Bhartia, P.K., Krueger, A.J., & Herman, J.R. (1998). Earth Probe Totale Ozone Mapping Spectrometer (TOMS) Data Products User’s Guide. Opgehaald van ftp://toms.gsfc.nasa.gov/pub/eptoms/
Muller, R., & Morris, D. (1986). Geomagnetic Reversals from Impacts on the Earth. Geophysical Research Letters, 13, 1177–1180.
NOAA. (z.d.). Solar Proton Events (SPE) and Their Impact on HF
Communications. Opgehaald op 18 december, 2012, van
http://www.swpc.noaa.gov/tiger/SolarProtons.html
Olson, P.L., Coe, R.S., Driscoll, P.E., Glatzmaier, G.A., & Roberts, P.H. (2010). Geodynamo reversal frequency and heterogeneous core–mantle boundary heat flow. Physics of the Earth and Planetary Interiors, 180, 66– 79.
Our magnetic shield is growing weaker. (2003, 13 december). New Scientist, 180(2425), 17. Retrieved from EBSCOhost.
Pecourt, J. M. L., Peon, J., & Kohler, B. (2001). DNA Excited-State Dynamics: Ultrafast Internal Conversion and Vibrational Cooling in a Series of Nucleosides. Journal of the American Chemical Society, 123(42), 10370-10378.
Ravanat, J.-L., Douki, T., Cadet, J. (2001). Direct and indirect effects of UV radiation on DNA and its components. Journal of Photochemistry and Photobiology B: Biology, 63, 88–102.
Rodger, C. J., Clilverd, M. A., Verronen, P., Ulich, T.T., Jarvis, M. J. & Turunen E. (2006). Dynamic geomagnetic rigidity cutoff variations during a solar proton event. Journal of Geophysical Research. 111, A04222.
Stadelmann, A., Vogt, J., Glassmeier, K.H., Kallenrode, M.B. & Voigt, G.H. (2010). Cosmic ray and solar energetic particle flux in paleomagnetospheres. Earth Planets Space, 62, 333–345.
Størmer, C. (1955). The polar Aurora. New York: Oxford University Press. Siscoe, G. ( 2010). Aspects of global coherence of magnetospheric behavior.
Journal of
Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 73, 402–419.
Siscoe, G.L. & Chen, C.K. (1975) The Paleomagnetosphere. Journal of geophysical research, 80, 4675-4680.
Smith, M.F. & Lockwood, M. (1996) Earth’s Magnetosphereic cusps. Reviews of Geophysics, 34, 233-260.
Valet, J. P. (2003). Time variations in geomagnetic intensity. Reviews of Geophysics, 41, 4/1-4/45.
Winkler, H. Sinnhuber, M., Notholt, J. May-Britt Kallenrode, M.B., Steinhilber, F. , Vogt, J , Zieger, B.,Glassmeier, K.H., Stadelmann, A. (2008). Modeling impacts of geomagnetic field variations on middle atmospheric ozone responses to solar proton events on long timescales. Journal of Geophysical research, 113, D02302-D008574.
APPENDIX A:METHODE
Het doel van dit onderzoek is voor verschillende locaties te bekijken of, en zo ja, in welke mate, SPE’s invloed hebben op ozonwaardes en te bekijken of er een verband is tussen de invloed van de SPE en de breedtegraad van een locatie. Dit wordt voor verschillende SPE’s gedaan. SPE’s komen niet regelmatig of volgens een vast patroon voor. Gedurende zonnecyclus 23 (mei 1996 tot december 2008) hebben een aantal sterke SPE’s plaatsgevonden (Jackman et al., 2005). Uit deze periode zijn een aantal SPE’s beschouwd. De gebruikte SPE’s waren geïsoleerd, wat wil zeggen dat ze niet werden voorafgegaan of werden opgevolgd door een andere SPE. Zo wordt voorkomen dat metingen van ozonwaardes verstoord zijn door de invloed van andere SPE’s. SPE’s verschillen in magnetische flux en in tijdsduur waarbij een hogere flux of tijdsduur zorgt voor een grotere afname van de ozonwaardes (Ganguly, 2010). De SPE’s voor dit onderzoek variëren onderling in flux en in tijdsduur opdat een breed scala aan SPE’s wordt geanalyseerd. Aangezien tijdens een eventuele geomagnetische ompoling SPE’s ook onderling zullen variëren is dit een waarheidsgetrouwe selectie van SPE’s.
De precieze eigenschappen van de geselecteerde SPE’s en de ozonwaardes voor en na deze SPE’s zijn verkregen uit openbaar beschikbaar gestelde data van NASA. Op hun website staat zowel informatie over alle SPE’s die sinds 1976 hebben plaatsgevonden17 als de gemeten ozonwaarde per dag voor elke lengte- en breedtegraad vanaf 197818. De tijdsduur van de SPE’s zijn via de website van ESA verkregen19.
De SPE’s vonden plaats in de lente, zomer en herfst. De absolute ozonwaardes zijn seizoensgebonden, hier wordt echter niet naar gekeken. Enkel het verschil wordt onderzocht en dat is, voor zover bekend bij de auteurs, niet seizoensgebonden. Zie tabel 1 voor de eigenschappen van de gebruikte SPE’s. Datum start SPE Datum maxi- male protonflux Duur SPE (uur) Maximale flux (MeV) 20-4-‘98 21-4-‘98 142 1700 14-7-‘00 15-7-‘00 157 24000 8-11-‘00 9-11-‘00 282* 14800 4-11-‘01 6-11-‘01 107 31700 11-4-‘04 11-4-‘04 35 35 14-5-‘05 15-5-‘05 77 3140
Tabel 1. Eigenschappen van de, in deze studie, gebruikte SPE’s. Alle data is afkomstig uit het TEC-EES Solar Proton Event archive, http://space-env.esa.int/index.php/129.html, behalve *: die waarde is verkregen uit Ganguly (2010)
De ozonwaarde die is gemeten is de dikte van de ozonlaag boven een specifieke locatie op de aardbol, oftewel de totale hoeveelheid ozon in een kolom van de atmosfeer boven die locatie. De gemeten ozonwaarde wordt vervolgens uitgedrukt in Dobson-eenheden (DBU). De dikte van deze laag is sinds 1978 door verschillende satellieten gemeten. Gedurende de
17
http://umbra.gsfc.nasa.gov/SEP/
18 http://toms.gsfc.nasa.gov/teacher/ozone_overhead_archive_v8.html 19 http://space-env.esa.int/index.php/129.html
periode van 1998 tot en met 2005 werd hiervoor de satelliet Earth Probe Total Ozone Mapping Spectrometer (EP-TOMS) gebruikt. Deze satelliet meet hoeveel ultraviolet licht, afkomstig van de zon, via de Aarde wordt teruggekaatst om daarmee de totale hoeveelheid ozon te bepalen. Deze meting is nauwkeurig; het verschil met metingen gedaan in grondstations is marginaal (McPeters, Bhartia, Krueger & Herman, 1998). De in dit onderzoek gebruikte data is met deze satelliet gemeten.
A. Invloed van SPE
Met behulp van de data op de website van NASA zijn de ozonwaardes tot twaalf dagen vóór en twaalf dagen na de dag waarop de SPE zijn maximale activiteit bereikte (SPEmax), genoteerd. Vervolgens is deze data gebruikt om de invloed van de geselecteerde SPE’s op ozonwaardes te analyseren. Dit is gedaan door:
per locatie het verschil tussen de gemiddelde ozonwaarde van acht dagen vóór en acht dagen na SPEmax te bepalen. Op die manier kon gekeken worden of de gemiddelde ozonwaarde in de periode ná de SPE lager was dan de gemiddelde ozonwaarde in de periode vóór de SPE. Dit zou kunnen betekenen dat de desbetreffende SPE een negatieve invloed had op de ozonwaardes. Hierbij wordt aangehouden dat de invloed van een SPE op de achtste dag na de gebeurtenis nog merkbaar is (Ganguly, 2010). In dat onderzoek werd echter gewerkt met de láágste ozonwaarde in de periode na de SPE; niet met de gemiddelde ozonwaarde in een periode na een SPE. Omdat de onzonwaardes ook onder normale omstandig-heden (zonder dat er sprake is van een SPE) fluctueren is in het huidige onderzoek besloten niet te kijken naar individuele meetpunten maar naar een gemiddelde hiervan. Een lage waarde op een bepaalde dag na een SPE is immers, door de aanwezige fluctuatie, niet noodzakelijk door de SPE zelf veroorzaakt. Door het gemiddelde te nemen over acht dagen wordt getracht het effect van deze fluctuaties te verminderen;
te bepalen of de ozonwaardes ná SPEmax al dan niet significant verschillen van de ozonwaardes vóór SPEmax;
het vergelijken van de hellingscoëfficiënten van de (fluctuerende) ozonwaardes gedurende acht dagen voor en na SPEmax, omdat in gevallen waarin geen afname van de gemiddelde ozonwaarde wordt waargenomen nog wel sprake kan zijn van invloed van de SPE. Het is mogelijk dat de dikte van de ozonlaag toenam de dagen voor de SPE, maar afnam de dagen na de SPE. In dat geval zal de gemiddelde ozonwaarde van voor en na de SPE ongeveer gelijk zijn, terwijl er wel een verandering heeft plaatsgevonden.
Een combinatie van deze drie methodes zal duidelijk maken of de SPE’s de ozonwaardes beïnvloeden.
B. Ozonafbraak vs. breedtegraad
Ozonwaardes zijn op verschillende breedtegraden onderzocht, boven Andenes (69.18NB; 16.00OL), Oslo (59.91NB; 10.75OL), Nürnberg (49.95NB; 11.09OL), Napels (40.84NB; 14.25OL), Waddan (29.16NB; 16.14OL), Arlit (18.73NB; 7.38OL), Kaduna (10.52NB; 7.43OL) en Pala (9.35NB; 14.91OL). Meer noordelijk gelegen plaatsen zijn buiten beschouwing gelaten, omdat er te vaak data voor langere
periodes ontbrak. Per locatie is het gemiddelde van de ozonafnames na de zes SPE’s berekend. Deze afnames in de ozonwaarde zijn in een grafiek uitgezet tegen de breedtegraad, waarna er een lineaire regressie-analyse is uitgevoerd op de data om te kijken of er een lineaire trend ontdekt kon worden
APPENDIX B:RESULTATEN KS-TOETS
In tabel A worden de resultaten van de KS-toets weergegeven. In enkele situaties kon geen KS-toets worden uitgevoerd.
Breedtegraad (NB) 69.18 59.91 49.45 40.84 29.16 18.73 10.52 9.35 SPE Flux (MeV) Significant verschillende datasets voor/na SPE
20-4-98 1700 14-7-00 24000 8-11-00 14800 4-11-01 31700 11-4-04 35 14-5-05 3140
Tabel A. Resultaten van de KS-toets. Een wit vlak betekent dat er geen significant verschil is tussen de verschillende datasets, een zwart vlak betekent dat er wel een significant verschil is tussen de datasets. Situaties waarin geen K-S-toets kon worden uitgevoerd zijn weergegeven met gearceerde vlakken.
