Polární záře

světelný úkaz nastávající ve vysoké atmosféře
Na tento článek je přesměrováno heslo Aurora Australis. Tento článek je o atmosférickém jevu. O knize pojednává článek Aurora Australis (kniha).

Polární záře je souhrnný název pro světelné úkazy nastávající ve vysoké atmosféře Země ve výškách od 80  km (v ionosféře – oblast vysoké koncentrace iontů a volných elektronů), někdy zasahující i do výšek několika set kilometrů. Jsou výsledkem poruch v magnetosféře Země způsobených slunečním větrem. Výraznější polární záře vznikají v důsledku vyšší rychlosti slunečního větru z koronálních děr a výronů koronální hmoty.

Polární záře nad Medvědím jezerem z letecké základny Eielson na Aljašce

Poruchy magnetického pole mění trajektorie nabitých částic v magnetosférickém plazmatu. Tyto částice, hlavně elektrony a protony, jsou magnetickým polem Země vtahovány do horních vrstev atmosféry (termosféry/exosféry), kde ionizují a excitují atmosférické molekuly a atomy, které následně vyzařují světlo různé barvy a vytvářejí proměnlivé struktury. Forma polární záře, vyskytující se v pásmech kolem obou polárních oblastí, je také závislá na velikosti zrychlení udělovaného částicím slunečního větru.

Je to jeden z hlavních jevů vesmírného počasí. Běžně jsou pozorovatelné v polárních oblastech (jižní polární záře – aurora australisAntarktidě, severní polární záře – aurora borealisArktidě), zatímco ve středních zeměpisných šířkách a zejména v tropech se polární záře vyskytují jen výjimečně. Jižní a severní polární záře jsou mírně odlišné.[1]

Latinské označení severní polární záře Aurora Borealis je složeno ze jména římské bohyně úsvitu Aurory a jména řeckého boha studeného severního větru Boreas. Australis v názvu jižní polární záře má původ v římské mytologii, kde Auster je personifikací jižního větru.

Polární záře se vyskytují na většině planet ve sluneční soustavě, některých měsících a dokonce i na kometách a mimo sluneční soustavu například na hnědých trpaslících.

PříčinyEditovat

 
Polární záře
 
Schema zemské magnetosféry

Základní příčinou vzniku polární záře je interakce slunečního větru s magnetosférou Země, pochopení fyzikálních procesů, které vedou k různým typům polárních září, je však stále neúplné. Různá intenzita slunečního větru vytváří efekty různého rozsahu. V úvahu přichází alespoň jeden z následujících fyzikálních scénářů.

Je-li rychlost slunečního větru nízká je většina částic magnetickým polem odkloněna do meziplanetárního prostoru. Některé mohou přímo přecházet na geomagnetické siločáry, které jsou „otevřené“, tj. nejsou propojeny se siločarami na opačné polokouli, nebo difundovat skrze rázovou vlnu. Částice plazmatu již zachycené ve van Allenových radiačních pásech mohou být uvolěny do atmosféry, čímž se jejich zdroj vyčerpává. Důsledkem je, že při slabém slunečním větru jsou případné polární velmi slabé a soustředěné na malé ploše.

Silnější (rychlejší) sluneční vítr způsobuje poruchy geomagnetického pole a deformace magnetického ohonu Země ("magnetické subbouře"). Tyto „subbouře“ mají tendenci se opakovat v delších periodách (řádově hodiny), v jejichž průběhu má meziplanetární magnetické pole znatelnou jižní složku. Siločáry meziplanetárního magnetického pole se díky tomu ve větší míře propojují se siločárami magnetického pole Země. Výsledkem je, že sluneční vítr ohýbá magnetické siločáry z denní strany Země k magmagnetickému ohonu, který se navíc zužuje, až se některé siločáry mohou propojit ("magnetic reconnection"). Část plazmatu na konci magnetického ohonu se tím oddělí a je následně unášena slunečním větrem. Plazma, které je v tom okamžiku blíže Zemi je naopak magnetickým polem přitahováno k Zemi, kde způsobí silné výbuchy polární záře, zejména kolem půlnoci. Geomagnetická bouře, která je výsledkem větší interakce, přidává mnohem více částic do plazmatu zachyceného v okolí Země, čímž se mimo jiné zesiluje "prstencový proud". Příležitostně může být výsledná modifikace magnetického pole Země natolik silná, že vytváří polární záře viditelné ve středních zeměpisných šířkách, tj. mnohem blíže k rovníku.

Poruchy geomagnetického pole, které způsobují polární záři, jsou vždy provázeny urychlováním nabitých částic slunečního větru podél magnetických siločar. Jak elektromagnetické, tak elektrostatické vlny, produkované v době větších geomagnetických bouří, významně přispívají k procesům, které udržují polární záři.

Uvedené jevy nejsou dosud uspokojivě vědecky objasněny. Je však zřejmé, že primárním zdrojem částic způsobujících polární záře je sluneční vítr interagující s magnetosférou, dále jejich zásoba v radiačních pásech a částice dočasně magneticky zachycené geomagnetickým polem. Na vzniku a udržování polární záře se rovněž podílejí procesy urychlování částic.[2] Modelování interakce zemské magnetosféry se slunečním větrem je prováděno na superpočítači univerzity v Helsinkách v rámci projektu Vlasiator.[3]

BarvaEditovat

Polární záře vznikají, když se elektricky nabité částice slunečního větru z magnetosféry (hlavně elektrony, ale i protony) srazí s atomy kyslíku nebo dusíku v horních vrstvách zemské atmosféry, přičemž dojde k excitaci nebo ionizaci těchto atomů. Při excitaci se elektron v atomu dostane díky přenosu energie na vyšší energetickou hladinu, po určité době však přejde zpět na nižší energetickou hladinu, přičemž se vyzáří foton. Je-li elektronu dodáno více energie, uvolní se z atomu - dojde k ionizaci. Po krátké době opět dojde k rekombinaci, přičemž se rovněž vyzáří foton. Kromě emise fotonů mohou atomy ztratit energii srážkami s jinými atomy.[4]

Atomy ’’kyslíku’’ emitují zelené nebo červenooranžové zářní v závislosti na množství absorbované energie. Atomy ’’dusíku’’ emitují modré a fialové záření při záchytu elektronu poté, co byly ionizovány, nebo červené záření při návratu z excitovaného stavu.

U kyslíku může vyzáření zeleného fotonu o vlnové délce 557,7 nm trvat 0,7 sekundy od excitace, ale u červeného fotonu o vlnové délce 630,0 nm může emise nastat až za dvě minuty. Srážky s jinými atomy nebo molekulami absorbují excitační energii a omezují emisi fotonů. Vzhledem k tomu, že nejvyšší vrstvy atmosféry obsahují vyšší procento kyslíku při nižší hustotě částic, jsou srážky s jinými atomy dostatečně vzácné na to, aby měl kyslík čas emitovat červené fotony. Směrem k nižším vrstvám atmosféry se srážky stávají častějšími kvůli zvyšující se hustotě, čímž se nejdříve omezují emise červených fotonů a nakonec se zabrání i emisím zeleného světla.

Barva polární záře proto závisí na nadmořské výšce. V nejvyšších výškách dominuje kyslíková červená, pak kyslíková zelená a barvy emitované dusíkem (modrá, fialová a červená), v nejnižších vrstvách srážky omezí emise kyslíku a převládnou barvy emitované dusíkem. Nejběžnější barva je zelená, následuje růžová, směs zelené a červené, čistě červená, pak žlutá (směs červené a zelené) a nakonec čistě modrá.[5]

VýškaEditovat

Nadmořskou výšku, v níž se vyskytují polární záře, zjišťovali už v 18. století John Dalton a Henry Cavendish, kteří v roce 1789/90 pomocí triangulace určili nadmořskou výšku 80 až 160 km, což zhruba odpovídá dnešním hodnotám. V letech 1911 až 1944 Carl Størmer a jeho kolegové, kteří pomocí kamer zaměřovali více než 12 000 polárních září zjistili, že většina viditelných efektů vzniká ve výškách mezi 90 km a 150 km nad povrchem Země, výjimečně se však mohou vyskytovat i ve výškách více než 1000 km.[6] Průměrnou výšku pro zelené světlo určili na 110 km.

Zelená polární záře vzniká ve výškách 100 až 200 km, červená záře ve výškách nad 200 km.

VýskytEditovat

Polární záře se nejčastěji vyskytuje v pásu širokém 3° až 6° vzdáleném 10° až 20° od geomagnetického pólu Země.[7] Oblast, v níž je pozorovatelná polární záře, tvoří ovál, který je vlivem slunečního větru posunut směrem k noční straně Země.[8] Aurorální ovál se při větší intenzitě slunečního větru, respektive při silnějších geomagnetických bouřích rozšiřuje k nižším zeměpisným šířkám, výjimečně může dosáhnout až k rovníku.

Některé z lokalit, kde jsou častěji pozorovatelné polární záře:

Polární záře byla pozorována i na jiných planetách, které mají atmosféru a magnetické pole, například na Jupiteru nebo Saturnu.

GalerieEditovat

ZajímavostEditovat

Poruchy magnetického pole mohou zaznamenat i citlivé seismometry, pokud nejsou stíněny před vlivy magnetického pole.[10]

OdkazyEditovat

ReferenceEditovat

  1. Study presents surprising explanation for differences in Southern and Northern Lights [online]. phys.org [cit. 2021-01-17]. Dostupné online. (anglicky) 
  2. BURCH, J L. The solar wind and the Earth. Redakce Akasofu S-I and Y Kamide. [s.l.]: D. Reidel, 1987. ISBN 978-90-277-2471-7. S. 103. (anglicky) 
  3. https://www.helsinki.fi/en/researchgroups/vlasiator/about-vlasiator
  4. Ultraviolet Waves [online]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 27 January 2011. (anglicky) 
  5. Simultaneous ground and satellite observations of an isolated proton arc at sub-auroral latitudes [online]. Journal of Geophysical Research, 2007 [cit. 2015-08-05]. Dostupné online. (anglicky) 
  6. STØRMER, Carl. Frequency of 12,330 measured heights of aurora from southern Norway in the years 1911–1944. Terrestrial Magnetism and Atmospheric Electricity. 1946, s. 501–504. DOI 10.1029/te051i004p00501. Bibcode 1946TeMAE..51..501S. (anglicky) 
  7. FELDSTEIN, Y. I. A Quarter Century with the Auroral Oval. EOS. 2011, s. 761. DOI 10.1029/EO067i040p00761-02. Bibcode 1986EOSTr..67..761F. (anglicky) 
  8. BRUZEK, A.; DURRANT, C. J. Illustrated Glossary for Solar and Solar-Terrestrial Physics. [s.l.]: Springer Science & Business Media, 2012. Dostupné online. ISBN 978-94-010-1245-4. S. 190. (anglicky) 
  9. Северное сияние в Мурманске: инструкция для туриста | Север для вас. north4you.com [online]. [cit. 2021-01-19]. Dostupné online. 
  10. Alaskan seismometers record the northern lights [online]. phys.org [cit. 2021-01-17]. Dostupné online. (anglicky) 

Externí odkazyEditovat