Zorza polarna - Aurora

Zdjęcia zórz z całego świata, w tym z rzadszymi czerwonymi i niebieskimi światłami
Aurora australis z ISS , 2017. Film z tego spotkania: [2]

Aurora (liczba mnoga: zorze lub Zorze ), znany również jako światła polarnych, aurora polaris , zorza polarna, aurora borealis , czy południowych świateł, aurora australis , to naturalne światło wyświetlacza w ziemskim niebie, głównie widoczne w regionach o wysokim szerokość (około Arktyczny i Antarktyczny ). Zorze polarne wyświetlają dynamiczne wzory jaskrawych świateł, które pojawiają się jako zasłony, promienie, spirale lub dynamiczne migotanie pokrywające całe niebo.

Zorza polarna jest wynikiem zaburzeń w magnetosferze wywołanych wiatrem słonecznym . Zaburzenia te zmieniają trajektorie naładowanych cząstek w plazmie magnetosferycznej. Cząstki te, głównie elektrony i protony , wytrącają się do górnej atmosfery ( termosfera / egzosfera ). Wynikająca z tego jonizacja i wzbudzenie składników atmosfery emituje światło o różnej barwie i złożoności. Forma zorzy, występującej w pasmach wokół obu regionów polarnych, jest również zależna od wielkości przyspieszenia nadanego wytrącającym się cząstkom.

Większość planet w Układzie Słonecznym , niektórych naturalnych satelitów , brązowych karłów , a nawet komety także zorze gospodarza.

Etymologia

Słowo „ aurora ” pochodzi od imienia rzymskiej bogini świtu, Aurory , która podróżowała ze wschodu na zachód, zapowiadając nadejście słońca. Starożytni greccy poeci używali tej nazwy metaforycznie w odniesieniu do świtu, często wspominając grę kolorów na ciemnym niebie ( np. „Świt o różowych palcach”).

Występowanie

Większość zórz polarnych występuje w paśmie znanym jako „strefa zorzy”, która ma zazwyczaj szerokość od 3° do 6° na szerokości geograficznej i od 10° do 20° od biegunów geomagnetycznych we wszystkich lokalnych czasach (lub długościach geograficznych), najlepiej widocznych w nocy na ciemnym niebie. Region, w którym obecnie występuje zorza, nazywany jest „owalem zorzy”, pasmem przesuniętym przez wiatr słoneczny w kierunku nocnej strony Ziemi. Wczesne dowody na połączenie geomagnetyczne pochodzą ze statystyk obserwacji zorzy polarnej. Elias Loomis (1860), a później Hermann Fritz (1881) i Sophus Tromholt (1881) ustalili, że zorza występuje głównie w strefie zorzowej.

Na północnych szerokościach geograficznych efekt ten znany jest jako zorza polarna lub zorza polarna. Ten pierwszy termin został ukuty przez Galileusza w 1619 roku, od rzymskiej bogini świtu i greckiej nazwy północnego wiatru. Południowy odpowiednik, zorza australijska lub światła południowe, ma cechy niemal identyczne jak zorza polarna i zmienia się jednocześnie ze zmianami w północnej strefie zorzy. Aurora australis jest widoczna z wysokich południowych szerokości geograficznych Antarktydy , Chile , Argentyny , RPA , Nowej Zelandii i Australii . Zorza polarna jest widoczna z bliskiej odległości od środka koła podbiegunowego, takiego jak Alaska , Kanada , Islandia , Grenlandia , Norwegia , Szwecja i Finlandia .

Burza magnetyczna powoduje auroral owali (Północna i Południowa), aby rozwinąć, przynosząc aurora na niższych szerokościach geograficznych. Chwilowy rozkład zórz polarnych („owalny zorz”) jest nieco inny, wyśrodkowany około 3–5° w kierunku nocnym od bieguna magnetycznego, tak że łuki zorzowe sięgają najdalej w kierunku równika, gdy dany biegun magnetyczny znajduje się pomiędzy obserwatorem a polem magnetycznym. Słońce . Zorzę polarną najlepiej widać w tym czasie, który nazywa się północną magnetyczną .

Zorza polarna widziana w owalu zorzy może znajdować się bezpośrednio nad głową, ale z większej odległości oświetlają biegun biegunowy jako zielonkawy blask, a czasem słabo czerwony, jak gdyby Słońce wschodziło z nietypowego kierunku. Zorza polarna występuje również w kierunku bieguna strefy zorzowej jako rozproszone plamy lub łuki, które mogą być podwzrokowe.

Filmy z aurora australis wykonane przez załogę Expedition 28 na pokładzie Międzynarodowej Stacji Kosmicznej
Ta sekwencja ujęć została wykonana 17 września 2011 r. od 17:22:27 do 17:45:12 GMT
na przełęczy wznoszącej z południa Madagaskaru na północ od Australii nad Oceanem Indyjskim
Ta sekwencja ujęć została wykonana 7 września 2011 r. od 17:38:03 do 17:49:15 GMT,
od francuskich lądów południowych i antarktycznych na południowym Oceanie Indyjskim po południową Australię
Ta sekwencja ujęć została wykonana 11 września 2011 r. od 13:45:06 do 14:01:51 GMT, z przełęczy opadającej w pobliżu wschodniej Australii, zaokrąglonej do przełęczy wznoszącej na wschód od Nowej Zelandii
Mapy NOAA Ameryki Północnej i Eurazji
Kp mapa Ameryki Północnej
Ameryka północna
Kp mapa Eurazji
Eurazja
Mapy te pokazują lokalną granicę zorzy polarnej w kierunku północy na różnych poziomach aktywności geomagnetycznej. Kp = 3 odpowiada niski poziom aktywności magnetycznego Ziemi, a Kp = 9 przedstawia wysoki poziom.

Zorze polarne są czasami widywane na szerokościach geograficznych poniżej strefy zorzy, gdy burza geomagnetyczna tymczasowo powiększa owal zorzy. Duże burze geomagnetyczne występują najczęściej w szczycie 11-letniego cyklu plam słonecznych lub w ciągu trzech lat po szczycie. Spirala elektronowa (wiruje) wokół linii pola pod kątem określonym przez wektory prędkości, odpowiednio równoległe i prostopadłe do lokalnego wektora pola geomagnetycznego B. Kąt ten jest znany jako „kąt pochylenia” cząstki. Odległość lub promień elektronu od linii pola w dowolnym momencie jest znany jako jego promień Larmora. Kąt nachylenia wzrasta, gdy elektron przemieszcza się do obszaru o większym natężeniu pola bliżej atmosfery. W związku z tym możliwe jest, że niektóre cząstki wrócą lub odbiją się od siebie, jeśli kąt zmieni się o 90° przed wejściem do atmosfery, aby zderzyć się z gęstszymi cząsteczkami. Inne cząstki, które nie odbijają się w lustrze, wchodzą do atmosfery i przyczyniają się do zorzy polarnej na różnych wysokościach. Inne rodzaje zorzy zostały zaobserwowane z kosmosu; na przykład „łuki biegunowe” rozciągające się w kierunku słońca przez czapę polarną, pokrewne „theta aurora” i „łuki dzienne” w pobliżu południa. Są one stosunkowo rzadkie i słabo poznane. Pojawiają się inne interesujące efekty, takie jak migocząca zorza polarna, „czarna zorza” i podwizualne czerwone łuki. Oprócz tego słaba poświata (często ciemnoczerwona) obserwowana wokół dwóch wierzchołków biegunowych, linii pola oddzielających te, które zamykają się na Ziemi od tych, które są wciągnięte w ogon i zamykają się zdalnie.

Obrazy

Film przedstawiający zorzę polarną z Międzynarodowej Stacji Kosmicznej

Wczesne prace nad obrazowaniem zórz zostały wykonane w 1949 roku przez Uniwersytet Saskatchewan przy użyciu radaru SCR-270 . Wysokości, na których występują emisje zorzy polarnej, zostały ujawnione przez Carla Størmera i jego współpracowników, którzy użyli kamer do triangulacji ponad 12 000 zorz. Odkryli, że większość światła jest wytwarzana na wysokości od 90 do 150 km nad ziemią, a czasami sięga ponad 1000 km.

Formularze

Według Clarka (2007) istnieją cztery główne formy, które można zobaczyć z ziemi, od najmniej do najbardziej widocznej:

Różne formy
  • Łagodny blask , blisko horyzontu. Mogą one być bliskie granicy widoczności, ale można je odróżnić od chmur oświetlonych księżycem, ponieważ gwiazdy można zobaczyć w niesłabnącym blasku.
  • Plamy lub powierzchnie wyglądające jak chmury.
  • Łuki zakrzywiają się na niebie .
  • Promienie są jasnymi i ciemnymi paskami w poprzek łuków, sięgającymi w różnym stopniu w górę.
  • Korony pokrywają większą część nieba i odbiegają od jednego punktu na nim.

Brekke (1994) również opisał niektóre zorze polarne jako zasłony . Podobieństwo do zasłon często podkreślają fałdy w łukach. Łuki mogą się fragmentować lub rozpadać na oddzielne, czasami szybko zmieniające się, często promieniujące cechy, które mogą wypełniać całe niebo. Są one również znane jako dyskretne zorze , które czasami są wystarczająco jasne, aby czytać gazetę w nocy.

Te formy są zgodne z zorzami kształtowanymi przez ziemskie pole magnetyczne. Pojawienie się łuków, promieni, zasłon i koron jest determinowane przez kształty świetlistych części atmosfery i pozycję widza .

Kolory i długości fal światła zorzy polarnej

  • Czerwony: Na najwyższych wysokościach wzbudzony tlen atomowy emituje przy 630 nm (czerwony); niska koncentracja atomów i mniejsza wrażliwość oczu na tej długości fali sprawiają, że kolor ten jest widoczny tylko przy wzmożonej aktywności słonecznej. Mała liczba atomów tlenu i ich stopniowo zmniejszająca się koncentracja odpowiada za niewyraźny wygląd górnych części „zasłon”. Szkarłat, szkarłat i karmin to najczęściej spotykane odcienie czerwieni dla zorzy polarnej.
  • Zielony: Na niższych wysokościach częstsze kolizje tłumią tryb 630 nm (czerwony): dominuje raczej emisja 557,7 nm (zielony). Dość wysokie stężenie tlenu atomowego i wyższa wrażliwość oczu na kolor zielony sprawiają, że najczęściej spotykane są zielone zorze. Podniecony azot cząsteczkowy (azotu atomowego jest rzadkie ze względu na dużą stabilność N 2 cząsteczce) odgrywa pewną rolę, ponieważ może ona przenosić energię zderzenia z atomem tlenu, który następnie promieniuje ją na zielonej fali. (Czerwony i zielony mogą również mieszać się ze sobą, dając różowe lub żółte odcienie.) Gwałtowny spadek stężenia tlenu atomowego poniżej około 100 km jest odpowiedzialny za nagle wyglądający koniec dolnych krawędzi zasłon. Obie długości fali 557,7 i 630,0 nm odpowiadają zabronionym przejściom tlenu atomowego, powolnemu mechanizmowi odpowiedzialnemu za stopniowe (odpowiednio 0,7 s i 107 s) rozbłyski i zanikanie.
  • Niebieski: Na jeszcze niższych wysokościach tlen atomowy jest rzadkością, a azot cząsteczkowy i zjonizowany azot cząsteczkowy przejmują emisję światła widzialnego, promieniując na dużą liczbę długości fal zarówno w czerwonej, jak i niebieskiej części widma, przy 428 nm (niebieski) bycie dominującym. Emisje niebieskie i fioletowe, zazwyczaj na dolnych krawędziach „zasłon”, pojawiają się przy najwyższych poziomach aktywności słonecznej. Przemiany azotu cząsteczkowego są znacznie szybsze niż tlenu atomowego.
  • Ultrafiolet: Promieniowanie ultrafioletowe z zórz polarnych (w oknie optycznym, ale niewidoczne dla praktycznie wszystkich ludzi) zostało zaobserwowane przy użyciu wymaganego sprzętu. Zorze ultrafioletowe zaobserwowano również na Marsie, Jowiszu i Saturnie.
  • Podczerwień: Promieniowanie podczerwone o długości fali mieszczącej się w oknie optycznym jest również częścią wielu zórz polarnych.
  • Żółty i różowy to mieszanka czerwieni i zieleni lub błękitu. Inne odcienie czerwieni, a także pomarańczy, można zobaczyć w rzadkich przypadkach; żółto-zielony jest umiarkowanie powszechny. Ponieważ czerwony, zielony i niebieski są podstawowymi kolorami addytywnej syntezy kolorów, teoretycznie możliwy jest praktycznie każdy kolor, ale te wymienione w tym artykule stanowią praktycznie wyczerpującą listę

Zmiany z czasem

Zorze zmieniają się z czasem. W ciągu nocy zaczynają się od poświaty i postępują w kierunku koron, chociaż mogą ich nie dosięgnąć. Mają tendencję do zanikania w odwrotnej kolejności.

W krótszych skalach czasowych zorze mogą zmieniać swój wygląd i intensywność, czasami tak wolno, że trudno je zauważyć, a innym razem szybko, aż do skali poniżej sekundy. Zjawisko pulsujących zórz polarnych jest przykładem zmian intensywności w krótkich skalach czasowych, zwykle z okresami 2–20 sekund. Temu typowi zorzy zwykle towarzyszy zmniejszenie szczytowej wysokości emisji o około 8 km dla emisji niebieskich i zielonych oraz powyżej średniej prędkości wiatru słonecznego (~500 km/s).

Inne promieniowanie zorzy polarnej

Ponadto zorza i związane z nią prądy wytwarzają silną emisję radiową około 150 kHz, znaną jako zorzowe promieniowanie kilometrowe (AKR), odkryte w 1972 roku. Absorpcja jonosferyczna sprawia, że ​​AKR można zaobserwować tylko z kosmosu. Wykryto również emisje promieniowania rentgenowskiego pochodzące z cząstek związanych z zorzami polarnymi.

Hałas

Hałas zorzy polarnej , podobny do trzasku, zaczyna się około 70 m (230 stóp) nad powierzchnią Ziemi i jest powodowany przez naładowane cząstki w odwróconej warstwie atmosfery utworzonej podczas zimnej nocy. Naładowane cząstki rozładowują się, gdy cząstki słoneczne uderzają w warstwę inwersyjną, wytwarzając hałas.

Niezwykłe typy

STEVE

W 2016 r. ponad pięćdziesiąt obywateli naukowych obserwacji opisało to, co było dla nich nieznanym typem zorzy polarnej, którą nazwali „ STEVE ”, od „Strong Thermal Emission Velocity Enhancement”. STEVE nie jest zorzą polarną, ale jest spowodowane przez wstęgę gorącej plazmy o szerokości 25 km (16 mil) na wysokości 450 km (280 mil), o temperaturze 6000 K (5730 ° C; 10340 ° F) i płynącej w prędkość 6 km / s (3,7 mil / s) (w porównaniu do 10 m / s (33 ft / s) poza wstążką).

Zorza polarna

Procesy, które powodują STEVE, są również związane z zorzą polarną, chociaż tę ostatnią można zaobserwować bez STEVE. Jest to zorza polarna, ponieważ jest spowodowana wytrącaniem się elektronów w atmosferze, ale pojawia się poza owalem zorzy, bliżej równika niż typowe zorze. Kiedy pojawia się zorza polarna ze STEVE, jest poniżej.

Wydmowa zorza polarna

Po raz pierwszy zgłoszony w 2020 r. i potwierdzony w 2021 r. zjawisko zorzy wydmowej zostało odkryte przez fińskich naukowców . Składa się z regularnie rozmieszczonych, równoległych pasów jaśniejszej emisji w zielonej, rozproszonej zorzy, które sprawiają wrażenie wydm piaskowych. Uważa się, że zjawisko to jest spowodowane modulacją gęstości atomowej tlenu przez wielkoskalową falę atmosferyczną przemieszczającą się poziomo w falowodzie przez warstwę inwersyjną w mezosferze w obecności wytrącania elektronów .

Powoduje

Pełne zrozumienie procesów fizycznych, które prowadzą do powstania różnych typów zórz jest wciąż niepełne, ale podstawową przyczyną jest interakcja wiatru słonecznego z magnetosferą Ziemi . Zmienna intensywność wiatru słonecznego powoduje skutki o różnej wielkości, ale obejmuje co najmniej jeden z poniższych scenariuszy fizycznych.

  1. Spokojny wiatr słoneczny przepływający przez magnetosferę Ziemi stale oddziałuje z nią i może zarówno wstrzykiwać cząstki wiatru słonecznego bezpośrednio na linie pola geomagnetycznego, które są „otwarte”, a nie „zamknięte” na przeciwnej półkuli, i zapewniają dyfuzję przez falę uderzeniową. . Może również powodować wytrącanie się cząstek uwięzionych w pasach radiacyjnych do atmosfery. Gdy cząsteczki są tracone do atmosfery z pasów radiacyjnych, w cichych warunkach, nowe zastępują je powoli, a stożek strat ulega wyczerpaniu. Jednak w ogonie magnetycznym trajektorie cząstek wydają się nieustannie zmieniać, prawdopodobnie gdy cząstki przecinają bardzo słabe pole magnetyczne w pobliżu równika. W rezultacie przepływ elektronów w tym obszarze jest prawie taki sam we wszystkich kierunkach („izotropowy”) i zapewnia stały dopływ ulatniających się elektronów. Ucieczka elektronów nie pozostawia ogona naładowanego dodatnio, ponieważ każdy elektron, który uciekł do atmosfery, jest zastępowany przez elektron o niskiej energii wyciągany w górę z jonosfery . Takie zastąpienie „gorących” elektronów przez „zimne” jest całkowicie zgodne z drugą zasadą termodynamiki . Cały proces, który również generuje elektryczny prąd pierścieniowy wokół Ziemi, jest niepewny.
  2. Geomagnetyczny zaburzenie jest wzmożona wiatru słonecznego powoduje zakłóceń w magnetotail ( „substorms magnetyczne”). Te "podburze" mają tendencję do pojawiania się po dłuższych okresach (rzędu godzin), podczas których międzyplanetarne pole magnetyczne ma znaczną składową na południe. Prowadzi to do większej szybkości połączeń między liniami pola i Ziemi. W rezultacie wiatr słoneczny przesuwa strumień magnetyczny (rurki linii pola magnetycznego, "zblokowane" razem z ich rezydującą plazmą) od dziennej strony Ziemi do magnetogona, poszerzając przeszkodę, jaką stanowi dla przepływu wiatru słonecznego i zwężając ogon. po nocnej stronie. Ostatecznie część plazmy ogonowej może się oddzielić („ ponowne połączenie magnetyczne ”); niektóre plamy („ plazmidy ”) są ściskane w dół rzeki i unoszone przez wiatr słoneczny; inne są ściśnięte w kierunku Ziemi, gdzie ich ruch napędza silne wybuchy zórz, głównie około północy („proces rozładowywania”). Burza geomagnetyczna wynikająca z większej interakcji dodaje o wiele więcej cząstek do plazmy uwięzionej wokół Ziemi, powodując również wzmocnienie „prądu pierścieniowego”. Czasami wynikająca z tego modyfikacja pola magnetycznego Ziemi może być tak silna, że ​​wytwarza zorze widoczne na średnich szerokościach geograficznych, na liniach pola znacznie bliżej równika niż w strefie zorzy polarnej.
    Księżyc i Aurora
  3. Przyspieszenie naładowanych cząstek zorzowych niezmiennie towarzyszy zaburzeniom magnetosferycznym, które powodują zorzę polarną. Ten mechanizm, który, jak się uważa, powstaje głównie z silnych pól elektrycznych wzdłuż pola magnetycznego lub oddziaływań falowo-cząsteczkowych, zwiększa prędkość cząstki w kierunku prowadzącego pola magnetycznego. Kąt nachylenia jest w ten sposób zmniejszony i zwiększa ryzyko wytrącenia go do atmosfery. Zarówno fale elektromagnetyczne, jak i elektrostatyczne, powstające w czasie większych zaburzeń geomagnetycznych, wnoszą znaczący wkład w procesy energetyzujące podtrzymujące zorzę polarną. Przyspieszenie cząstek zapewnia złożony proces pośredni, polegający na pośrednim przekazywaniu energii z wiatru słonecznego do atmosfery.
Aurora australis (11 września 2005) uchwycona przez satelitę IMAGE NASA , cyfrowo nałożona na złożony obraz Blue Marble . Dostępna jest również animacja stworzona przy użyciu tych samych danych satelitarnych.

Szczegóły tych zjawisk nie są w pełni zrozumiałe. Jest jednak jasne, że głównym źródłem cząstek zorzy polarnej jest wiatr słoneczny zasilający magnetosferę, zbiornik zawierający strefy promieniowania i czasowo uwięzione magnetycznie cząstki ograniczone przez pole geomagnetyczne, w połączeniu z procesami przyspieszania cząstek.

Cząstki zorzy polarnej

Bezpośrednią przyczynę jonizacji i wzbudzenia składników atmosfery prowadzących do emisji zorzy polarnej odkryto w 1960 roku, kiedy pionierski lot rakiety z Fort Churchill w Kanadzie ujawnił strumień elektronów wchodzący do atmosfery z góry. Od tego czasu wiele zespołów badawczych, wykorzystujących rakiety i satelity do przemierzania strefy zorzowej, skrupulatnie i ze stale poprawiającą się rozdzielczością pozyskiwało od lat sześćdziesiątych obszerny zbiór pomiarów. Głównym odkryciem było to, że łuki zorzowe i inne jasne formy są spowodowane przez elektrony, które zostały przyspieszone podczas ostatnich kilkudziesięciu tysięcy kilometrów ich zanurzenia w atmosferze. Elektrony te często, ale nie zawsze, wykazują szczyt w rozkładzie energii i są preferencyjnie ustawione wzdłuż lokalnego kierunku pola magnetycznego.

Elektrony odpowiedzialne głównie za rozproszone i pulsujące zorze polarne charakteryzują się z kolei równomiernie opadającym rozkładem energii oraz rozkładem kątowym (kąt nachylenia) faworyzującym kierunki prostopadłe do lokalnego pola magnetycznego. Odkryto, że pulsacje powstają w punkcie lub w pobliżu równikowego punktu przecięcia linii pola magnetycznego strefy zorzowej. Protony są również związane z zorzami, zarówno dyskretnymi, jak i rozproszonymi.

Atmosfera

Zorze polarne powstają w wyniku emisji fotonów w górnych warstwach atmosfery Ziemi , powyżej 80 km (50 mil), od zjonizowanych atomów azotu odzyskujących elektron oraz atomów tlenu i cząsteczek azotu powracających ze stanu wzbudzonego do stanu podstawowego . Są zjonizowane lub wzbudzone przez zderzenie cząstek wytrąconych do atmosfery. W grę mogą wchodzić zarówno przychodzące elektrony, jak i protony. Energia wzbudzenia jest tracona w atmosferze w wyniku emisji fotonu lub zderzenia z innym atomem lub cząsteczką:

Emisje tlenu
zielony lub pomarańczowo-czerwony, w zależności od ilości pochłoniętej energii.
Emisje azotu
niebieski, fioletowy lub czerwony; niebieski i fioletowy, jeśli cząsteczka odzyskuje elektron po jonizacji, czerwony, jeśli powraca do stanu podstawowego ze stanu wzbudzonego.

Tlen jest niezwykły pod względem powrotu do stanu podstawowego: wyemitowanie zielonego światła 557,7 nm może zająć 0,7 sekundy, a czerwonej emisji 630,0 nm może trwać nawet dwie minuty. Zderzenia z innymi atomami lub cząsteczkami pochłaniają energię wzbudzenia i zapobiegają emisji, proces ten nazywa się wygaszaniem kolizji . Ponieważ najwyższe partie atmosfery zawierają wyższy procent tlenu i mniejszą gęstość cząstek, takie zderzenia zdarzają się na tyle rzadko, że tlen może wyemitować czerwone światło. Zderzenia stają się coraz częstsze, przechodząc w dół do atmosfery ze względu na rosnącą gęstość, tak że czerwone emisje nie mają czasu, aby się wydarzyć, a ostatecznie zapobiega się nawet emisji zielonego światła.

To dlatego występuje różnica kolorów w zależności od wysokości; na dużych wysokościach dominuje tlenowa czerwień, następnie tlenowa zieleń i azot niebiesko/fioletowo/czerwona, a w końcu azot niebiesko/fioletowo/czerwona, gdy zderzenia uniemożliwiają emisję czegokolwiek. Najpopularniejszym kolorem jest zielony. Potem pojawia się różowy, mieszanka jasnozielonego i czerwonego, potem czysta czerwień, potem żółty (mieszanka czerwieni i zieleni), a na końcu czysty niebieski.

Wytrącające się protony na ogół wytwarzają emisje optyczne w postaci padających atomów wodoru po pobraniu elektronów z atmosfery. Zorze protonowe są zwykle obserwowane na niższych szerokościach geograficznych.

Jonosfera

Jasne zorze są zwykle kojarzone z prądami Birkelanda (Schield i in., 1969; Zmuda i Armstrong, 1973), które spływają do jonosfery po jednej stronie bieguna i na zewnątrz po drugiej. W międzyczasie część prądu łączy się bezpośrednio przez warstwę jonosferyczną E (125 km); reszta („region 2”) objeżdża, ponownie odchodząc przez linie pola bliżej równika i zamykając się przez „prąd częściowy pierścienia” niesiony przez magnetycznie uwięzioną plazmę. Jonosfera jest przewodnikiem omowym , więc niektórzy uważają, że takie prądy wymagają napięcia zasilającego, które może dostarczyć jeszcze nieokreślony mechanizm dynamo. Sondy pola elektrycznego na orbicie nad czapą polarną sugerują napięcia rzędu 40 000 woltów, wzrastające do ponad 200 000 woltów podczas intensywnych burz magnetycznych. W innej interpretacji prądy są bezpośrednim wynikiem przyspieszania elektronów do atmosfery przez interakcje fala/cząstka.

Rezystancja jonosferyczna ma złożoną naturę i prowadzi do wtórnego przepływu prądu Halla . Dziwnym zrządzeniem fizyki, zakłócenia magnetyczne na ziemi spowodowane głównym prądem prawie znikają, więc większość obserwowanych efektów zorz jest spowodowana prądem wtórnym, elektrodżetem zorzowym . Wskaźnik elektrodżetu zorzowego (mierzony w nanoteslach) jest regularnie uzyskiwany z danych naziemnych i służy jako ogólna miara aktywności zorzy polarnej. Kristian Birkeland wywnioskował, że prądy płyną w kierunku wschód-zachód wzdłuż łuku zorzy i takie prądy, płynące od strony dziennej do (w przybliżeniu) północy, zostały później nazwane „elektrodżetami zorzowymi” (patrz także prądy Birkelanda ).

Oddziaływanie wiatru słonecznego z Ziemią

Ziemia jest stale zanurzona w wietrze słonecznym , przepływie namagnesowanej gorącej plazmy (gaz wolnych elektronów i dodatnich jonów) emitowanym przez Słońce we wszystkich kierunkach, w wyniku temperatury dwóch milionów stopni najdalszej warstwy Słońca, korona . Wiatr słoneczny dociera do Ziemi z prędkością zwykle około 400 km/s, gęstością około 5 jonów/cm 3 i natężeniem pola magnetycznego około 2–5 nT (dla porównania, pole powierzchni Ziemi wynosi zazwyczaj 30 000–50 000 nT). Zwłaszcza podczas burz magnetycznych przepływy mogą być kilkakrotnie szybsze; międzyplanetarne pole magnetyczne (MFW) może być również znacznie silniejsze. Joan Feynman wywnioskował w latach 70., że długoterminowe średnie prędkości wiatru słonecznego korelowały z aktywnością geomagnetyczną. Jej praca wynikała z danych zebranych przez sondę Explorer 33 .

Wiatr słoneczny i magnetosfera składają się z plazmy (zjonizowanego gazu), która przewodzi prąd elektryczny. Jest dobrze znane (od Michaela Faradaya pracy jest około 1830), który, kiedy przewód elektryczny jest umieszczony w polu magnetycznym, a względny ruch odbywa się w kierunku, który przecina przewodów w całym (czy cięcie o ), a nie wzdłuż , linii pola magnetycznego, w przewodniku indukowany jest prąd elektryczny. Natężenie prądu zależy od a) prędkości względnego ruchu, b) natężenia pola magnetycznego, c) liczby połączonych ze sobą przewodników oraz d) odległości między przewodnikiem a polem magnetycznym, a kierunku przepływu zależy od kierunku ruchu względnego. Dynama wykorzystują ten podstawowy proces („ efekt dynama ”), który wpływa na wszystkie przewodniki, stałe lub inne, w tym plazmę i inne płyny.

MFW ma swój początek na Słońcu, połączonym z plamami słonecznymi , a jego linie pola (linie siły) są ciągnięte przez wiatr słoneczny. Już samo to doprowadziłoby do ustawienia ich w kierunku Słońce-Ziemia, ale obrót Słońca ustawia je w stosunku do Ziemi o około 45 stopni, tworząc spiralę w płaszczyźnie ekliptyki, znaną jako spirala Parkera . Linie pola przechodzące przez Ziemię są zatem zwykle połączone z tymi w pobliżu zachodniej krawędzi („ramy”) widocznego Słońca w dowolnym momencie.

Wiatr słoneczny i magnetosfera, będące dwoma płynami przewodzącymi prąd elektryczny we względnym ruchu, powinny w zasadzie być w stanie generować prądy elektryczne poprzez działanie dynama i przekazywać energię z przepływu wiatru słonecznego. Jednak proces ten jest utrudniony przez fakt, że plazma przewodzi łatwo wzdłuż linii pola magnetycznego, ale mniej prostopadle do nich. Energia jest efektywniej przekazywana przez tymczasowe połączenie magnetyczne między liniami pola wiatru słonecznego i magnetosfery. Nic dziwnego, że proces ten jest znany jako ponowne połączenie magnetyczne . Jak już wspomniano, najłatwiej dzieje się to, gdy pole międzyplanetarne jest skierowane na południe, w podobnym kierunku jak pole geomagnetyczne w wewnętrznych obszarach zarówno północnego bieguna magnetycznego, jak i południowego bieguna magnetycznego .

Zorze polarne są częstsze i jaśniejsze podczas intensywnej fazy cyklu słonecznego, kiedy koronalne wyrzuty masy zwiększają intensywność wiatru słonecznego.

Magnetosfera

Ziemska magnetosfera jest kształtowana przez oddziaływania wiatru słonecznego z polem magnetycznym Ziemi. Stanowi to przeszkodę w przepływie, zmieniając jego kierunek na średnią odległość około 70 000 km (11 promieni Ziemi lub Re), powodując wstrząs dziobowy od 12 000 km do 15 000 km (1,9 do 2,4 Re) dalej w górę rzeki. Szerokość magnetosfery naprzeciw Ziemi wynosi zazwyczaj 190 000 km (30 Re), a po nocnej stronie długi "magnetotail" rozciągniętych linii pola rozciąga się na duże odległości (> 200 Re).

Magnetosfera na dużej szerokości geograficznej jest wypełniona plazmą, gdy wiatr słoneczny mija Ziemię. Przepływ plazmy do magnetosfery wzrasta wraz z dodatkowymi turbulencjami, gęstością i prędkością wiatru słonecznego. Przepływowi temu sprzyja południowy składnik MFW, który może następnie łączyć się bezpośrednio z liniami pola geomagnetycznego na dużych szerokościach geograficznych. Wzorzec przepływu plazmy magnetosferycznej przebiega głównie z ogona magnetosfery w kierunku Ziemi, wokół Ziemi i z powrotem do wiatru słonecznego przez magnetopauzę po stronie dziennej. Oprócz poruszania się prostopadle do pola magnetycznego Ziemi, niektóre plazmy magnetosferyczne przemieszczają się wzdłuż linii pola magnetycznego Ziemi, zyskując dodatkową energię i tracąc ją do atmosfery w strefach zorzowych. Wierzchołki magnetosfery, oddzielające linie pola geomagnetycznego, które zamykają się przez Ziemię, od tych, które zamykają się zdalnie, pozwalają niewielkiej ilości wiatru słonecznego bezpośrednio dotrzeć do szczytu atmosfery, wytwarzając zorzową poświatę.

W dniu 26 lutego 2008 r. sondy THEMIS były w stanie po raz pierwszy określić zdarzenie wyzwalające pojawienie się podburzy magnetosferycznej . Dwie z pięciu sond, umieszczone w przybliżeniu w jednej trzeciej odległości od Księżyca, zmierzyły zdarzenia sugerujące ponowne połączenie magnetyczne 96 sekund przed intensyfikacją zorzy.

Burze geomagnetyczne, które wywołują zorze polarne, mogą występować częściej w miesiącach około równonocy . Nie jest to dobrze poznane, ale burze geomagnetyczne mogą się różnić w zależności od pór roku na Ziemi. Dwa czynniki, które należy wziąć pod uwagę, to nachylenie osi Słońca i Ziemi do płaszczyzny ekliptyki. Gdy Ziemia krąży po orbicie przez cały rok, doświadcza międzyplanetarnego pola magnetycznego (IMF) z różnych szerokości geograficznych Słońca, które jest nachylone pod kątem 8 stopni. Podobnie, 23-stopniowe nachylenie osi Ziemi, wokół której obraca się biegun geomagnetyczny z dobową zmiennością, zmienia średni dzienny kąt, jaki pole geomagnetyczne przedstawia padającym IMF w ciągu roku. Połączenie tych czynników może prowadzić do niewielkich cyklicznych zmian w szczegółowym sposobie, w jaki MFW łączy się z magnetosferą. To z kolei wpływa na średnie prawdopodobieństwo otwarcia drzwi, przez które energia wiatru słonecznego może dotrzeć do wewnętrznej magnetosfery Ziemi i tym samym wzmocnić zorze polarne. Ostatnie dowody z 2021 r. wykazały, że poszczególne oddzielne burze mogą w rzeczywistości być skorelowanymi społecznościami sieciowymi.

Przyspieszenie cząstek zorzy polarnej

Tak jak istnieje wiele rodzajów zorzy, istnieje wiele różnych mechanizmów, które przyspieszają cząstki zorzy do atmosfery. Zorzę elektronową w ziemskiej strefie zorzowej (tj. powszechnie widoczną zorzę polarną) można podzielić na dwie główne kategorie o różnych bezpośrednich przyczynach: zorzę rozproszoną i dyskretną. Rozproszona zorza polarna wydaje się obserwatorowi na ziemi stosunkowo pozbawiona struktury, z niewyraźnymi krawędziami i amorficznymi formami. Dyskretna zorza jest zorganizowana w różne cechy z dobrze zdefiniowanymi krawędziami, takimi jak łuki, promienie i korony; wydają się również być znacznie jaśniejsze niż rozproszona zorza polarna.

W obu przypadkach elektrony, które ostatecznie powodują zorzę polarną, zaczynają się jako elektrony uwięzione przez pole magnetyczne w magnetosferze Ziemi . Te uwięzione cząstki odbijają się tam i z powrotem wzdłuż linii pola magnetycznego i nie mogą uderzyć w atmosferę przez lustro magnetyczne utworzone przez rosnące natężenie pola magnetycznego bliżej Ziemi. Zdolność lustra magnetycznego do uchwycenia cząstki zależy od kąta nachylenia cząstki : kąta między kierunkiem jej ruchu a lokalnym polem magnetycznym. Zorza jest tworzona przez procesy, które zmniejszają kąt nachylenia wielu pojedynczych elektronów, uwalniając je z pułapki magnetycznej i powodując, że uderzają w atmosferę.

W przypadku rozproszonych zórz, kąty skoku elektronów są zmieniane przez ich oddziaływanie z różnymi falami plazmy . Każda interakcja jest zasadniczo rozpraszaniem falowo-cząsteczkowym ; energia elektronu po interakcji z falą jest podobna do jego energii przed interakcją, ale kierunek ruchu jest zmieniony. Jeśli ostateczny kierunek ruchu po rozproszeniu jest bliski linii pola (w szczególności, jeśli mieści się w stożku stratności ), elektron uderzy w atmosferę. Rozproszone zorze są spowodowane zbiorowym efektem wielu takich rozproszonych elektronów uderzających w atmosferę. W procesie tym pośredniczą fale plazmy, które stają się silniejsze w okresach wysokiej aktywności geomagnetycznej , co prowadzi do zwiększonej rozproszonej zorzy polarnej w tym czasie.

W przypadku dyskretnych zórz, uwięzione elektrony są przyspieszane w kierunku Ziemi przez pola elektryczne, które tworzą się na wysokości około 4000–12000 km w „obszarze przyspieszenia zorzy”. Pola elektryczne skierowane są od Ziemi (tj. w górę) wzdłuż linii pola magnetycznego. Elektrony poruszające się w dół przez te pola uzyskują znaczną ilość energii (rzędu kilku keV ) w kierunku wzdłuż linii pola magnetycznego w kierunku Ziemi. To wyrównane do pola przyspieszenie zmniejsza kąt pochylenia dla wszystkich elektronów przechodzących przez region, powodując, że wiele z nich uderza w górną atmosferę. W przeciwieństwie do procesu rozpraszania prowadzącego do rozproszonych zórz polarnych, pole elektryczne zwiększa energię kinetyczną wszystkich elektronów przechodzących w dół przez obszar przyspieszenia o taką samą wartość. Przyspiesza to elektrony z magnetosfery o początkowo niskich energiach (10s eV lub mniej) do energii wymaganych do wytworzenia zorzy (100s eV lub większej), pozwalając temu dużemu źródłu cząstek na udział w tworzeniu światła zorzy.

Przyspieszone elektrony przenoszą prąd elektryczny wzdłuż linii pola magnetycznego ( prąd Birkelanda ). Ponieważ pole elektryczne jest skierowane w tym samym kierunku co prąd, zachodzi wypadkowa konwersja energii elektromagnetycznej na energię cząstek w obszarze przyspieszenia zorzy ( obciążenie elektryczne ). Energia do zasilania tego ładunku jest ostatecznie dostarczana przez namagnesowany wiatr słoneczny opływający przeszkodę w ziemskim polu magnetycznym, chociaż dokładnie to, jak ta energia przepływa przez magnetosferę, jest nadal aktywnym obszarem badań. Podczas gdy energia do zasilania zorzy pochodzi ostatecznie z wiatru słonecznego, same elektrony nie przemieszczają się bezpośrednio z wiatru słonecznego do ziemskiej strefy zorzy; Linie pola magnetycznego z tych regionów nie łączą się z wiatrem słonecznym, więc elektrony wiatru słonecznego nie mają bezpośredniego dostępu.

Niektóre cechy zorzy są również tworzone przez elektrony przyspieszane falami Alfvéna . Przy małych długościach fal (porównywalnych z długością bezwładności elektronów lub promieniem żyroskopowym jonów ), fale Alfvéna wytwarzają znaczne pole elektryczne równoległe do pola magnetycznego tła; może to przyspieszać elektrony w wyniku procesu tłumienia Landaua . Jeśli elektrony mają prędkość zbliżoną do prędkości fazy fali, są przyspieszane w sposób analogiczny do surfera łapiącego falę oceaniczną. To ciągle zmieniające się falowe pole elektryczne może przyspieszać elektrony wzdłuż linii pola, powodując, że niektóre z nich uderzają w atmosferę. Elektrony przyspieszane tym mechanizmem mają zwykle szerokie spektrum energii, w przeciwieństwie do widma o ostrych szczytach typowego dla elektronów przyspieszanych przez quasi-statyczne pola elektryczne.

Oprócz dyskretnej i rozproszonej zorzy elektronowej, zorza protonowa powstaje, gdy protony magnetosferyczne zderzają się z górną atmosferą. W interakcji proton zyskuje elektron, a powstały neutralny atom wodoru emituje fotony. Powstałe światło jest zbyt słabe, aby można je było zobaczyć gołym okiem. Inne zorze nie objęte powyższą dyskusją to łuki transpolarne (utworzone w kierunku bieguna strefy zorzowej), zorza guzowata (utworzona w dwóch małych obszarach na dużych szerokościach geograficznych po stronie dziennej) i niektóre zorze pozaziemskie.

Wydarzenia o znaczeniu historycznym

Odkrycie w 2017 roku japońskiego dziennika z 1770 roku przedstawiającego zorze polarne nad starożytną stolicą Japonii, Kioto, sugerowało, że burza mogła być o 7% większa niż zdarzenie Carringtona , które wpłynęło na sieci telegraficzne.

Jednak zorze, które powstały w wyniku „ wielkiej burzy geomagnetycznej ” zarówno 28 sierpnia, jak i 2 września 1859 roku, są uważane za najbardziej spektakularne w najnowszej zapisanej historii. W artykule dla Royal Society z 21 listopada 1861 roku Balfour Stewart opisał oba zdarzenia zorzowe udokumentowane przez samorejestrujący magnetograf w Obserwatorium Kew i ustalił związek między burzą zorzową 2 września 1859 a rozbłyskiem Carrington- Hodgson, kiedy zauważył, że „Nie można przypuszczać, że w tym przypadku nasze światło zostało wzięte na gorącym uczynku ”. Drugie zdarzenie zorzy polarnej, które miało miejsce 2 września 1859 roku, w wyniku wyjątkowo intensywnego rozbłysku słonecznego Carringtona-Hodgsona w dniu 1 września 1859 roku, wytworzyło zorze, tak rozległe i niezwykle jasne, że były widziane i raportowane w opublikowanych pomiarach naukowych. dzienniki statków i gazety w Stanach Zjednoczonych, Europie, Japonii i Australii. The New York Times doniósł, że w Bostonie w piątek 2 września 1859 roku zorza była „tak jasna, że ​​około godziny pierwszej można było odczytać zwykły druk w świetle”. Pierwsza godzina EST w piątek 2 września to 6:00 GMT; magnetograf samorejestrujący w Obserwatorium Kew rejestrował burzę geomagnetyczną , która miała wtedy godzinę, w pełnej intensywności. W latach 1859-1862 Elias Loomis opublikował serię dziewięciu artykułów na temat Wielkiej Wystawy Zorz w 1859 r. w American Journal of Science, gdzie zebrał ogólnoświatowe raporty na temat zorzy polarnej.

Uważa się, że ta zorza została wywołana przez jeden z najbardziej intensywnych koronalnych wyrzutów masy w historii. Na uwagę zasługuje również fakt, że po raz pierwszy zjawiska aktywności zorzy polarnej i elektryczności zostały ze sobą jednoznacznie powiązane. Ten wgląd był możliwy nie tylko dzięki naukowym pomiarom magnetometrem z tamtych czasów, ale także w wyniku znacznego zakłócenia znacznej części 125 000 mil (201 000 km) linii telegraficznych, które były wówczas w służbie, przez wiele godzin podczas burzy. Wydaje się jednak, że niektóre linie telegraficzne miały odpowiednią długość i orientację, aby wytworzyć wystarczająco indukowany geomagnetycznie prąd z pola elektromagnetycznego, aby umożliwić ciągłą komunikację z wyłączonymi źródłami zasilania operatora telegrafu. Poniższa rozmowa miała miejsce między dwoma operatorami American Telegraph Line między Bostonem a Portland w stanie Maine w nocy 2 września 1859 i doniosła w Boston Traveller :

Operator z Bostonu (do operatora Portland): „Proszę odciąć całkowicie baterię [źródło zasilania] na piętnaście minut”.
Operator Portland: „Zrobi to. Teraz jest odłączony”.
Boston: „Moja jest odłączona i pracujemy z prądem zorzy. Jak odbierasz moje pismo?”
Portland: „Lepiej niż przy włączonych bateriach. – Prąd przychodzi i odchodzi stopniowo”.
Boston: „Mój prąd jest czasami bardzo silny i możemy pracować lepiej bez baterii, ponieważ zorza polarna wydaje się naprzemiennie neutralizować i wzmacniać nasze baterie, sprawiając, że prąd jest czasami zbyt silny dla naszych magnesów przekaźnikowych. Załóżmy, że pracujemy bez baterii, podczas gdy my są dotknięte tym problemem."
Portland: „Bardzo dobrze. Czy mam kontynuować biznes?”
Boston: „Tak. Śmiało”.

Rozmowa toczyła się przez około dwie godziny, nie używając w ogóle baterii i pracując wyłącznie z prądem indukowanym przez zorzę polarną. . Takie wydarzenia doprowadziły do ​​ogólnego wniosku, że

Efektem zorzy polarnej na telegrafie elektrycznym jest generalnie zwiększenie lub zmniejszenie prądu elektrycznego generowanego podczas pracy przewodów. Czasami całkowicie je neutralizuje, tak że w efekcie nie można w nich znaleźć żadnego płynu [prądu]. Wydaje się, że zorza polarna składa się z masy materii elektrycznej, która pod każdym względem przypomina tę generowaną przez elektryczną baterię galwaniczną. Prądy z niego zmieniają się, płynąc po drutach, a następnie znikają, masa zorzy toczy się od horyzontu do zenitu.

Historyczne widoki i folklor

Zorza została opisana przez greckiego odkrywcę Pyteasza w IV wieku p.n.e. Seneka pisał o zorzach w pierwszej księdze swoich Naturales Quaestiones , klasyfikując je np. jako pithaei („beczkowate”); chasmata ('przepaść'); pogonie („brodaty”); cyparissae („jak drzewa cyprysowe ”) i opisujące ich różnorodne kolory. Pisał o tym, czy byli ponad, czy pod chmurami , i przypomniał, że pod Tyberiuszem nad portowym miastem Ostia uformowała się zorza tak intensywna i czerwona, że ​​kohorta wojska, stacjonująca w pobliżu w służbie przeciwpożarowej, pogalopowała na ratunek . Sugeruje się, że Pliniusz Starszy opisał zorzę polarną w swojej Historii naturalnej , odnosząc się do trabe , chasmy , „spadających czerwonych płomieni” i „światła dziennego w nocy”.

Historia Chin zawiera bogate i prawdopodobnie najstarsze zapisy dotyczące zorzy polarnej. Jesienią około 2000 roku p.n.e., według legendy, młoda kobieta o imieniu Fubao siedziała samotnie na pustkowiu nad zatoką, gdy nagle „magiczna wstęga światła” pojawiła się jak „ruchome chmury i płynąca woda”, zamieniając się w jasną aureola wokół Wielkiego Wozu , który spływał kaskadą bladego, srebrnego blasku, oświetlając ziemię i sprawiając, że kształty i cienie wydają się żywe. Poruszona tym widokiem Fubao zaszła w ciążę i urodziła syna, cesarza Xuanyuana , znanego legendarnie jako inicjatorka chińskiej kultury i przodek wszystkich Chińczyków. W Shanhaijing istota o imieniu „Shilong” jest opisana jako czerwony smok świecący na nocnym niebie o ciele długości tysiąca mil. W starożytności Chińczycy nie mieli ustalonego słowa na określenie zorzy, więc nazwano ją zgodnie z różnymi kształtami zorzy, takimi jak „Podniebny Pies” („天狗”), „Gwiazda Miecza/Nóża („刀星”)”, „Baner Chiyou („蚩尤旗”)”, „Otwarte oczy nieba („天开眼”)” i „Gwiazdy jak deszcz („星陨如雨”)”.

W japońskim folklorze , bażanty uznano posłańcy z nieba. Jednak naukowcy z japońskiego Graduate University for Advanced Studies i National Institute of Polar Research stwierdzili w marcu 2020 r., że czerwone ogony bażanta widziane na nocnym niebie nad Japonią w 620 r. n.e. mogą być czerwoną zorzą powstałą podczas burzy magnetycznej.

Aborygeni Australijczycy kojarzyli zorze (które są głównie nisko nad horyzontem i przeważnie czerwone) z ogniem.

W tradycjach aborygeńskich Australijczyków Aurora Australis jest powszechnie kojarzona z ogniem. Na przykład lud Gunditjmara z zachodniej Wiktorii nazywał zorzę polarną puae buae („popioły”), podczas gdy lud Gunai ze wschodniej Wiktorii postrzegał zorze polarne jako pożary buszu w świecie dusz. Mieszkańcy Dieri z Południowej Australii mówią, że zorza polarna to kootchee , zły duch, który tworzy wielki ogień. Podobnie, lud Ngarrindjeri z Południowej Australii odnosi się do zorzy widzianych nad Wyspą Kangura jako ogniska duchów w „Krainie Umarłych”. Aborygeni w południowo - zachodnim Queensland wierzą, że zorze to pożary Oola Pikka , upiornych duchów, które przemawiały do ​​ludzi poprzez zorze. Święte prawo zabraniało nikomu poza starszymi mężczyznami oglądania lub interpretowania wiadomości przodków, o których wierzyli, że zostały przekazane przez zorzę polarną.

Wśród Maorysów z Nowej Zelandii , aurora australis lub Tahunui-a-rangi ( „wielkie pochodnie na niebie”) zostały zapalone przez przodków, którzy popłynęli na południe do „krainy lodu” (lub ich potomków); powiedział, że ludzie byli podobno ekspedycją Ui-te-Rangiory , która dotarła do Antarktycznego Oceanu Południowego około VII wieku.

Aurora przedstawiona jako wieniec z promieni w herbie Utsjoki

W Skandynawii pierwsza wzmianka o norðrljós (zorza polarna) znajduje się w norweskiej kronice Konungs Skuggsjá z 1230 r. Kronikarz słyszał o tym zjawisku od rodaków powracających z Grenlandii i podaje trzy możliwe wyjaśnienia: że ocean został otoczony przez ogromne pożary; że rozbłyski słońca mogą ogarnąć świat na jego nocną stronę; lub że lodowce mogą magazynować energię tak, że w końcu stają się fluorescencyjne .

Walter William Bryant napisał w swojej książce Keplera (1920), który Tycho Brahe „wydaje się być czymś w rodzaju homeopata , bo zaleca siarki do leczenia chorób zakaźnych«wywołane przez siarkowych oparów Aurora Borealis » ”.

W 1778 r. Benjamin Franklin wysnuł teorię w swoim artykule Aurora Borealis, Supositions and Conjectures w kierunku sformułowania hipotezy dla jej wyjaśnienia, że zorza jest spowodowana koncentracją ładunku elektrycznego w regionach polarnych, nasiloną przez śnieg i wilgoć w powietrzu:

Oby więc nie wielka ilość elektryczności wniesiona w regiony polarne przez chmury, które tam się skondensowała i spadłaby w śnieg, weszłaby w ziemię, ale nie może przeniknąć przez lód; niech nie, mówię (jako przeładowana butelka) przebić się przez tę niską atmosferę i biec w próżni nad powietrzem w kierunku równika, rozbieżne w miarę powiększania się stopni długości geograficznej, silnie widoczne tam, gdzie jest najgęstsze, i stające się mniej widoczne, gdy więcej rozbieżności; dopóki nie znajdzie przejścia na ziemię w bardziej umiarkowanym klimacie, czy też nie zmiesza się z wyższym powietrzem?

Obserwacje rytmiczny ruch igły kompasu spowodowane wpływem aurora zostały potwierdzone w szwedzkim mieście Uppsala przez Anders Celsius i Olof Hiorter . W 1741 roku Hiorter był w stanie powiązać duże fluktuacje magnetyczne z obserwowaną nad głową zorzę polarną. Dowody te pomogły wesprzeć ich teorię, że za takie wahania kompasu odpowiedzialne są "burze magnetyczne".

Spektakl jest otoczony różnymi mitami rdzennych Amerykanów . Europejski odkrywca Samuel Hearne podróżował z Chipewyanem Dene w 1771 roku i zapisał ich poglądy na temat ed-cienkich („caribou”). Według Hearne'a, mieszkańcy Dene widzieli podobieństwo między zorzą polarną a iskrami wytwarzanymi podczas głaskania futra karibu . Wierzyli, że światła to duchy ich zmarłych przyjaciół tańczące na niebie, a kiedy świeciły jasno, oznaczało to, że ich zmarli przyjaciele byli bardzo szczęśliwi.

W nocy po bitwie pod Fredericksburgiem z pola bitwy widać było zorzę polarną. Armia Konfederacji uznała to za znak, że Bóg jest po ich stronie, ponieważ tak daleko na południe światła rzadko widywano. Obraz Aurora Borealis autorstwa Frederica Edwina Churcha jest powszechnie interpretowany jako obraz konfliktu amerykańskiej wojny secesyjnej .

Brytyjskie źródło z połowy XIX wieku mówi, że zorze polarne były rzadkością przed XVIII wiekiem. Cytuje Halleya mówiącego, że przed zorzą polarną z 1716 r. nie odnotowano żadnego takiego zjawiska przez ponad 80 lat i żadnych konsekwencji od 1574 r. Mówi, że żadne pojawienie się nie zostało odnotowane w transakcjach Francuskiej Akademii Nauk między 1666 a 1716. I tę jedną zorzę zarejestrowaną w Berlinie Miscellany w 1797 roku nazwano bardzo rzadkim wydarzeniem. Ten zaobserwowany w 1723 r. w Bolonii został uznany za pierwszy tam widziany. Celsjusz (1733) twierdzi, że najstarsi mieszkańcy Uppsali uważali to zjawisko za rzadkość przed 1716 rokiem. Okres między około 1645 a 1715 rokiem odpowiada minimalnej aktywności plam słonecznych Maundera .

W satyrycznym wierszu Roberta W. Service'a " The Ballad of the Northern Lights " (1908) poszukiwacz jukonu odkrywa, że ​​zorza polarna to blask kopalni radu. Stawia swoje roszczenia, a następnie udaje się do miasta w poszukiwaniu inwestorów.

Na początku XX wieku norweski naukowiec Kristian Birkeland położył podwaliny pod obecne zrozumienie geomagnetyzmu i polarnych zórz polarnych.

Na innych planetach

Zorza Jowisza ; skrajnie lewa jasna plama łączy się magnetycznie z Io ; plamy na dole obrazu prowadzą do Ganimedesa i Europy .
Zorza polarna wysoko nad północną częścią Saturna; zdjęcie wykonane przez sondę Cassini . Film pokazuje obrazy z 81 godzin obserwacji zorzy polarnej Saturna

Zarówno Jowisz, jak i Saturn mają pola magnetyczne, które są silniejsze niż ziemskie (siła pola równikowego Jowisza wynosi 4,3 Gaussa , w porównaniu do 0,3 Gaussa dla Ziemi) i oba mają rozległe pasy promieniowania. Zorze polarne zaobserwowano na obu planetach gazowych, najwyraźniej przy użyciu Kosmicznego Teleskopu Hubble'a oraz sondy Cassini i Galileo , a także na Uranie i Neptunie .

Wydaje się, że zorze na Saturnie, podobnie jak na Ziemi, są zasilane wiatrem słonecznym. Jednak zorze Jowisza są bardziej złożone. Główny owal zorzy Jowisza jest powiązany z plazmą wytwarzaną przez wulkaniczny księżyc Io i transportem tej plazmy w magnetosferze planety . Niepewny ułamek zórz na Jowiszu jest zasilany wiatrem słonecznym. Ponadto księżyce, zwłaszcza Io, są również potężnymi źródłami zorzy. Powstają one z prądów elektrycznych wzdłuż linii pola („prądy wyrównane do pola”), generowanych przez mechanizm dynamo w wyniku względnego ruchu między obracającą się planetą a poruszającym się księżycem. Io, który ma aktywny wulkanizm i jonosferę, jest szczególnie silnym źródłem, a jego prądy generują również emisje radiowe, które badano od 1955 roku. Za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a zaobserwowano wszystkie zorze polarne nad Io, Europą i Ganimedesem.

Zorze polarne zaobserwowano również na Wenus i Marsie . Wenus nie ma pola magnetycznego, dlatego zorze polarne wyglądają jak jasne i rozproszone plamy o różnym kształcie i intensywności, czasami rozmieszczone na całym dysku planety. Zorza Wenus powstaje, gdy elektrony wiatru słonecznego zderzają się z atmosferą nocną.

Zorza polarna została wykryta na Marsie 14 sierpnia 2004 roku przez instrument SPICAM na pokładzie Mars Express . Zorza znajdowała się w Terra Cimmeria , w rejonie 177°E, 52° South. Całkowity rozmiar obszaru emisji miał około 30 km szerokości i prawdopodobnie około 8 km wysokości. Analizując mapę anomalii magnetycznych skorupy ziemskiej skompilowaną z danymi z Mars Global Surveyor naukowcy zaobserwowali, że region emisji odpowiada obszarowi, w którym zlokalizowane jest najsilniejsze pole magnetyczne. Ta korelacja wskazuje, że źródłem emisji światła był strumień elektronów poruszających się wzdłuż linii magnetycznych skorupy i wzbudzających górną atmosferę Marsa.

W latach 2014-2016 zorze kometarne były obserwowane na komecie 67P/Czuriumow-Gierasimienko przez wiele instrumentów na statku kosmicznym Rosetta . Zorza polarna była obserwowana przy długości fal dalekiego ultrafioletu . Coma obserwacje wykazały emisji atomowej z wodoru i tlenu spowodowane fotodysocjacja (nie fotojonizacji jak w zorze lądowych) cząsteczek wody w śpiączkę komety. Za zorzę odpowiada interakcja przyspieszonych elektronów z wiatru słonecznego z cząsteczkami gazu w śpiączce. Ponieważ kometa 67P nie ma pola magnetycznego, zorza polarna jest rozproszona wokół komety.

Sugeruje się, że egzoplanety , takie jak gorące Jowisze , doświadczają jonizacji w swoich górnych warstwach atmosfery i generują zorzę polarną zmodyfikowaną przez pogodę w swoich turbulentnych troposferach . Jednak nie ma obecnie wykrycia zorzy polarnej egzoplanet.

Pierwszy w historii wyjątkowo słoneczne zorze odkryto w lipcu 2015 nad brązowego karła gwiazdy LSR J1835 + 3259 . Stwierdzono, że głównie czerwona zorza polarna jest milion razy jaśniejsza niż zorza polarna, w wyniku interakcji naładowanych cząstek z wodorem w atmosferze. Spekulowano, że wiatry gwiazdowe mogą zdzierać materię z powierzchni brązowego karła, aby wytworzyć własne elektrony. Innym możliwym wyjaśnieniem zorzy jest to, że jeszcze niewykryte ciało wokół karła wyrzuca materię, tak jak ma to miejsce w przypadku Jowisza i jego księżyca Io.

Zobacz też

Uwagi

Bibliografia

Dalsza lektura

Zewnętrzne linki

Multimedialne