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 termojądrowych, podczas których (w warunkach skrajnego 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 właściwie 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 zasila 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 kilka minut po 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 miliona km od Ziemi. W tym punkcie siły grawitacyjne Słońca i Ziemi równoważą się. Znajduje się tam DSCOVR (Deep Space Climate Observatory). Jego zadaniem jest pomiar wiatru słonecznego (i ostrzeganie przed jego zagrożeniami) oraz analiza plazmy. Dla nas, łowców zorzy, jego praca jest bezcenna. Ale dlaczego jest aż tak ważna?

Wiatr kosmiczny

Gdy CME jest skierowany „w stronę” 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: najsłabszej B, C, M oraz najsilniejszej (i najrzadszej) X. W każdej kategorii wyróżnia się także 9 poziomów. Dzięki satelitom GOES możemy niemal natychmiast określić, z jaką siłą mamy do czynienia. Silniejsze rozbłyski mogą być połączone z wyrzutem plazmy.

Materia wyrzucona ze Słońca sama staje się 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 aż do nawet 2000 km/s).
Gęstość cząstek.
Natężenie: opisywane ogólną wartością Bt oraz jego orientacją (składowa Bz, dodatnia lub ujemna).

Prędkość i gęstość razem informują nas o całkowitej energii chmury (muszą być wystarczająco duże, by dotrzeć do biegunów Ziemi), natomiast natężenie, badane przez magnetometr, podpowiada, jak „chętnie” (z jaką siłą) chmura „przyłączy się” do pola magnetycznego Ziemi. W tym pomiarze niezwykle ważna jest orientacja w przestrzeni: oddziaływanie między cząstkami chmury a naszą atmosferą nastąpi 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. Jest on niczym innym jak końcowym podsumowaniem wszystkich wcześniej omówionych procesów. Jest 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 wskazuje na możliwą zorzę.

Kamera all-sky w Szwedzkim Instytucie Astrofizyki

Kadr jest ustawiony tak, jakbyś leżał na plecach z głową skierowaną na północ i patrzył w 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 lokalizacjach 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 polarnej...

Jak wszyscy wiemy, zorza polarna jest wynikiem zderzeń między elektronami pochodzącymi ze Słońca a cząsteczkami gazów obecnymi w atmosferze naszej planety. Nadszedł czas, aby dowiedzieć się więcej o jej kolorach.

Atmosfera Ziemi ma warstwową strukturę; im bliżej powierzchni naszej planety, tym większa jest gęstość i różnorodność atomów oraz cząsteczek. W takiej sytuacji najwyższe partie atmosfery są bombardowane przez najszybciej poruszające się elektrony. Im niżej, tym więcej elektronów zostaje „przechwyconych”, a ich prędkość spada.

Najwyżej położone cząsteczki tlenu najsilniej ładują się elektronami, lecz nadmiar tej energii musi zostać uwolniony w postaci fotonu. Każda cząsteczka/atom uwalnia nadmiar energii z częstotliwością właściwą dla siebie, co widzimy jako różne kolory. Najsilniej „wzbudzony” tlen uwalnia ją w postaci światła czerwonego. To zasadniczo wyjaśnia, dlaczego w przypadku silnych zórz obserwowanych 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 kolor zielony — 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 wyjątkowym 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 odrobina szczęścia, zaobserwujemy poruszające się kurtyny światła, wiry lub „skrzydła anioła”.

Jeśli nie chcesz marznąć ani mieszkać zbyt daleko od obszarów aktywności zorzy, sprawdź dostępne kamery online.

Odwiedź kamery internetowe