WSZYSTKO CO MUSISZ WIEDZIEĆ O ZORZY POLARNEJ

Zrozumieć Zorzę

Odkryj tajemnicę Zorzy Polarnej.

Dotykając gwiazd

Zorzę, podziwianą nocą, zawdzięczamy naszemu Słońcu :). To jego nieustanna aktywność dostarcza nam „paliwa” niezbędnego do powstawania zórz. Energia Słońca, będącego ogromną kulą plazmy, wynika z reakcji termojądrowej fuzji, podczas których (w warunkach ekstremalnego ciśnienia) jądra wodoru łączą się, tworząc atomy helu. Towarzyszy temu uwalnianie ogromnych ilości ciepła i światła.

Wrząca plazma na powierzchni gwiazdy oraz nierównomierny obrót Słońca (nasze Słońce jest kulą gazu) powodują, że linie pola magnetycznego zachowują się w sposób nieuporządkowany.

Skręcają się coraz bardziej, aż w pewnym momencie dochodzi do zjawiska zwanego rekoneksją magnetyczną — połączenia linii pola magnetycznego, a w praktyce ich zniszczenia. W ten sposób rodzą się rozbłyski słoneczne — emisje promieniowania w całym spektrum elektromagnetycznym. Rozbłyskom mogą towarzyszyć potężne eksplozje wyrzucające w przestrzeń ogromne ilości plazmy. Największe z nich nazywamy CME (Coronal Mass Ejections). Dość często z dziury koronalnej o otwartym polu magnetycznym wydmuchiwany jest również wiatr słoneczny (strumień naładowanych protonów i elektronów), który dodatkowo wspiera chmurę plazmy i nadaje jej większą prędkość.

Kosmiczne trio

Obserwacja Słońca i prognozowanie zorzy nie byłyby możliwe bez różnych sond, które wysłaliśmy w przestrzeń kosmiczną.

Satelity GOES: Początkowo informują nas o sile rozbłysku, mierząc strumień promieniowania rentgenowskiego. Dzięki prędkości światła informacja ta pojawia się już po kilku minutach od rozbłysku. Te amerykańskie satelity meteorologiczne znajdują się 35 790 km nad Ziemią i monitorują pogodę kosmiczną z boku.

Sonda SOHO: Jednocześnie sonda SOHO umożliwia obserwację rozbłysków. Jest wyposażona między innymi w koronograf (tarczę blokującą bezpośrednie światło słoneczne, umożliwiającą obserwację słabszych szczegółów) oraz zestaw instrumentów do badania powierzchni Słońca i heliosfery.

Sonda DSCOVRVR Probe: Ta sonda krąży wokół punktu Lagrange’a L1, ok. 1,5 mln km od Ziemi. W tym punkcie siły grawitacyjne Słońca i Ziemi równoważą się. Znajduje się tam DSCOVR (Deep Space Climate Observatory). Jej zadaniem jest pomiar wiatru słonecznego (i ostrzeganie przed jego zagrożeniami) oraz analiza plazmy. Dla nas, łowców zorzy, jej praca jest bezcenna. Ale dlaczego jest aż tak ważna?

Kosmiczny wiatr

Gdy CME występuje „w kierunku” Ziemi, istnieje potencjał do powstania zorzy polarnej. Zanim jednak będziemy mogli ją zobaczyć, musi zostać spełnionych wiele warunków.

Po pierwsze — czy rozbłysk jest wystarczająco silny? Moc klasyfikujemy w 4 klasach: najsłabsze B, C, M oraz najsilniejsze (i najrzadsze) X. W każdej kategorii wyróżnia się także 9 poziomów. Dzięki satelitom GOES możemy niemal natychmiast określić, z jaką siłą mamy do czynienia. Silniejszym rozbłyskom może towarzyszyć wyrzut plazmy.

Materia wyrzucona ze Słońca staje się sama źródłem pola magnetycznego, posiadając własne bieguny i orientację w przestrzeni. Nazywamy to IMF – międzyplanetarnym polem magnetycznym; to właśnie analizuje sonda DSCOVR, a informacja ta ma dla nas największe znaczenie.

DSCOVR mierzy 3 główne parametry:

Prędkość cząstek: Średnio ok. 450 km/s, choć zakres jest dość szeroki (ok. 250 do nawet 2000 km/s).
Gęstość cząstek.
Natężenie: Opisywane ogólną wartością Bt oraz jego orientacją (składowa Bz, dodatnia lub ujemna).

Prędkość i gęstość łącznie informują nas o całkowitej energii chmury (muszą być na tyle duże, by dotrzeć do biegunów Ziemi), natomiast natężenie, badane przez magnetometr, podpowiada, jak „chętnie” (z jaką siłą) chmura „przyłączy się” do ziemskiego pola magnetycznego. W tym pomiarze niezwykle ważna jest orientacja w przestrzeni: oddziaływanie między cząstkami chmury a naszą atmosferą zajdzie tylko w przypadku orientacji południowej. Jeśli IMF ma orientację północną, jego cząstki zostaną „odparte” od Ziemi i niestety — nie będzie zorzy! Ale żeby nie było zbyt łatwo — orientacja przestrzenna IMF może zmienić się w każdej chwili, co tylko podkreśla ulotny charakter zorzy :)

Od momentu dotarcia do sondy DSCOVR, pod wpływem sił elektromagnetycznych wewnątrz magnetosfery Ziemi, strumień cząstek znacznie przyspiesza, ale nadal daje nam kilkadziesiąt minut na ubranie się i przygotowanie aparatów.

Ten słynny indeks Kp

Większość aplikacji typu „alert zorzy” działa w oparciu o indeks Kp. To nic innego jak końcowe podsumowanie wszystkich wcześniej omówionych procesów. Jest on podawany „na żywo” przez NOAA Space Weather Prediction Center (SWPC), z uwzględnieniem odczytów z magnetometrów znajdujących się już na powierzchni Ziemi.

Kp podawany jest w skali 10-stopniowej (0-10) i określa zaburzenia geomagnetyczne. WAŻNE: zaburzenia geomagnetyczne NIE są równoznaczne z zorzą polarną; opisują one prawdopodobieństwo jej powstania. Przyjmujemy, że Kp powyżej 5 oznacza możliwą zorzę.

Kamera all-sky w Szwedzkim Instytucie Astrofizyki

Kadr jest ustawiony tak, jakbyś leżał na plecach z głową skierowaną na północ i patrzył na całe niebo.

Zorza polarna na krawędzi obrazu znajduje się w zenicie w odległości około 300 km.

Obrazy są odświeżane co minutę.

30-minutowa prognoza udostępniana przez NOAA

Model ten zapewnia krótkoterminową prognozę intensywności owalu zorzowego dla półkuli północnej.

Opiera się na warunkach wiatru słonecznego i międzyplanetarnego pola magnetycznego (IMF) mierzonych przez statek kosmiczny ACE.

Mapa pokazuje intensywność i położenie owalu zorzowego w czasie wskazanym w prawym rogu mapy.

W miejscach oddalonych o maksymalnie 1 000 kilometrów na północ lub południe od owalu zorzowego zorza może być nadal widoczna nisko nad horyzontem przy optymalnych warunkach obserwacji.

Kolory zorzy...

Jak wszyscy wiemy, zorza jest wynikiem zderzeń elektronów pochodzących ze Słońca z cząsteczkami gazów obecnych w naszej ziemskiej atmosferze. Czas dowiedzieć się więcej o jej kolorach.

Atmosfera Ziemi ma warstwową budowę; wraz ze zmniejszaniem się odległości od powierzchni naszej planety wzrasta gęstość i różnorodność atomów oraz cząsteczek. W takiej sytuacji najwyższe partie atmosfery bombardowane są przez najszybciej poruszające się elektrony. Im niżej, tym więcej elektronów zostaje „przechwyconych”, a prędkość spada.

Najwyżej położone cząsteczki tlenu są najsilniej „naładowywane” elektronami, ale nadmiar tej energii musi zostać uwolniony w postaci fotonu. Każda cząsteczka/atom uwolni nadmiar energii z częstotliwością właściwą dla siebie, co widzimy jako różne kolory. Najsilniej „wzbudzony” tlen uwolni ją w postaci czerwonego światła. To zasadniczo wyjaśnia, dlaczego w przypadku silnych zórz widocznych daleko na południu dominującym kolorem jest właśnie czerwień.

Niżej gęstość atomów tlenu wzrasta, a skład atmosfery staje się bogatszy w inne pierwiastki, więc czas (a tym samym ilość przekazanej energii) potrzebny do wzbudzenia atomów tlenu maleje; dlatego zamiast czerwieni pojawia się zielony kolor — najbardziej dominujący w zorzach.

Dopiero na wysokości około 100 km nad Ziemią dochodzi do oddziaływań z atomami azotu i helu, w wyniku czego pojawiają się kolory niebieski, fioletowy (purpurowy), a czasem także różowy/czerwony.

... i jej fantazyjne kształty

Każda zorza jest absolutnie niepowtarzalnym spektaklem. Dzieje się tak, ponieważ jej zachowanie zależy od lokalnych właściwości pola magnetycznego — a magnetyzm Ziemi również podlega stałym, subtelnym zmianom. Dodatkowo cząstki wiatru słonecznego nie poruszają się wzdłuż linii pola magnetycznego — przemieszczają się spiralnie.

Wszystkie opisane powyżej procesy (i jeszcze całkiem sporo innych!) wpływają na ostateczny kształt świetlnego widowiska: czasem będzie to owal/korona, innym razem niebo zabarwi się na zielono, a jeśli dopisze nam szczęście, zaobserwujemy poruszające się kurtyny światła, wiry lub „skrzydła anioła”.

Jeśli nie chcesz marznąć albo mieszkasz zbyt daleko od regionów aktywnych zorzowo, sprawdź dostępne kamery online.

Zobacz kamery internetowe