Zorza polarna
| English version is here |
Niewiele zjawisk na niebie może dorównać zorzom polarnym pod względem wizualnej potęgi i głębokiego wpływu na ludzką percepcję piękna. Gdy obserwujemy smugi światła rozciągające się w niespiesznym tańcu przez nocne niebo, doświadczamy nie tylko estetycznej przyjemności, lecz także swoistej transcendencji. Wielu ludzi opisuje to uczucie jako wewnętrzne ukojenie połączone ze wzbudzeniem ciekawości i zachwytu. Prawdziwą satysfakcję daje to jednak dopiero w połączeniu ze zrozumieniem, czym to zjawisko w istocie jest.
Zorze polarne, znane na półkuli północnej jako Aurora borealis oraz na półkuli południowej jako Aurora australis, można zazwyczaj podziwiać w pobliżu kół podbiegunowych, choć przy sprzyjających warunkach atmosferycznych pojawiają się nawet w okolicach 50. równoleżnika czy – rzadziej – w rejonach śródziemnomorskich. Zjawisko to bierze swój początek w jonosferze, mniej więcej sto kilometrów nad powierzchnią Ziemi, gdzie przecinają się pasy radiacyjne i górne warstwy atmosfery.
Słońce nieustannie wysyła w przestrzeń kosmiczną strumień naładowanych cząstek czyli tzw. wiatr słoneczny. Warto tu wspomnieć o rozbłyskach słonecznych. Mianem tym okresla się zespół zjawisk i procesów fizycznych wywołany nagłym wydzieleniem w atmosferze Słońca ogromnej ilości energii spowodowany przez proces anihilacji pola magnetycznego. Oczywiście wyzwolona energia nie beirze się znikąd - została wcześniej zakumulowana w polach magnetycznych aktywnych obszarów Słońca. W okresach rozbłysków emisja naładowanych cząstek znacznie się nasila: protony, osiągające energię do około 1 GeV, oraz elektrony o nieco niższej energii, trafiają w ziemskie pole magnetyczne. Ruch cząstek jest wówczas kierowany wzdłuż linii magnetycznych w rejony biegunowe co wywołuje wzbudzanie atomów tlenu i azotu oraz prowadzi do emisji promieniowania także w zakresie widzialnym.
Cząstki słoneczne o mniejszej energii, emitowane nawet bez wyraźnych plam na Słońcu, także są wychwytywane przez pasy radiacyjne, ale nie generują równie spektakularnych zjawisk. Gdy jednak pojawiają się intensywne burze słoneczne, różnica potencjałów w magnetosferze może osiągnąć wartości rzędu kilkudziesięciu kilowoltów, co sprzyja dodatkowemu wzmacnianiu przepływów prądu. Najczęściej zorzę obserwuje się tuż przed północą, lecz zdarza się dostrzec ją nawet w ciągu dnia, a także na średnich i niskich szerokościach geograficznych, zwłaszcza po silnych rozbłyskach na Słońcu.
Obserwacje
11.05.2024 - Jaworzno
Warunki: podmiejskie
Pierwsza połowa maja 2024 roku okazała się być rekordowa pod względem aktywności słonecznej. Łącznie Słońce w tym miesiącu wyemitowało osiemnaście rozbłysków klasy X. Jest to najwyższa klasa pod względem intensywności rozbłysku w dziedzinie rentgenowskiej. Podwyższona aktywność słoneczna rozpoczęła się 3 maja, ale wcześniejsze rozbłyski stanowiły jedynie preludium do całej serii, która nastąpiła w dniach 8-15 owego miesiąca. Miał miejsce wtedy rozbłysk klasy X5.8, będący w tamtym czasie drugim najsilniejszym w tym cyklu aktywności słonecznej. Nic dziwnego więc, że w tych dniach, a szczególnie 10-12 maja można było obserwować rozległe zorze polarne, łatwo dostrzegalne nawet na południu Polski, co udało mi się zaobserwować i sfotografować (Fot.1).
Ze względu na formę wyodrębnia się różnorodne typy zórz: pasma, łuki, kurtyny, promienie, korony i inne. Można obserwować emisje w zakresie barwy niebieskiej, zielonej, żółtej i czerwonej, a bardzo często też białe. Kolor zjawiska jest skutkiem różnej intensywności linii emisyjnych w zależności od rodzaju wzbudzanego gazu oraz od wysokości, na jakiej występuje zjawisko. Czerwono i zielono świeci tlen, natomiast azot świeci w kolorach zliżonych do purpury. Kombinacje tych gazów, dodatkowo w towarzystwie wodoru i helu, mogą dawać też inne barwy.
Literatura dodatkowa:
- Siscoe G. L., An historical footnote on the origin of 'aurora borealis', History of Geophysics, 2, 1986, str. 11–14
- Reiff P. H., Collin H. L., Craven J. D., Burch J. L., Winningham J. D., Shelley E. G., Frank L. A., Friedman M. A., Determination of auroral electrostatic potentials using high- and low-altitude particle distributions, Journal of Geophysical Research, 93(A7), 1988, str. 7441
- Bryant D. A., Collin H. L., Courtier G. M., Johnstone A. D., Evidence for Velocity Dispersion in Auroral Electrons, Nature, 215(5096), 1967, str. 45
Marek Ples