Z Plazmawiki
(Przekierowano z Zorza)
Skocz do: nawigacja, szukaj
Zorza polarna północna, lub Północne Światła, nad Jeziorem Niedźwiedzim na Alasce.
Zdjęcie roku z Wikimedia Commons, 2006 Eielson Air Force Base, Alaska
Zorza północna

Zorza polarna jest jasnym żarzeniem, obserwowanym na nocnym niebie, zwykle nad obszarami polarnymi.

Mechanizm

Uważa się, że zorza powstaje na skutek kolizji naładowanych cząstek (np. elektronów), obecnych w magnetosferze, z atomami górnej ziemskiej atmosfery (powyżej 80 km). Owe naładowane cząstki mają zwykle energię rzędu pomiędzy 1000 a 15 000 elektronowoltów. Wzbudzone zderzeniami atomy atmosfery oddają po chwili energię w postaci światła. Światło emitowane przez zorzę zdominowane jest widmem tlenu, czego wynikiem jest kolor zielony (fale długości 557,7 nm), a na dużych wysokościach - ciemna czerwień (630 nm). Obie długości fali oznaczają zabronione przejścia elektronów atomowego tlenu, który, przy braku nowych kolizji, zachowuje się długo czas i odpowiada za powolne pojaśnianie i wygaszanie (0,5 - 1 s) promieni zorzowych. Obserwuje się również wiele innych kolorów - szczegónie tych, emitowanych przez atomowy i cząsteczkowy wodór (odpowiednio niebieski i purpurowy) [1]. Te jednak zmieniają się znacznie szybciej i ujawniają prawdziwą dynamikę zorzy.

Poza światłem widzialnym, zorza emituje podczerwień, ultrafiolet oraz promienie rentgena (obserwowane między innymi przez polarne sondy kosmiczne). Podczas, gdy emisje światła widzialnego łatwo dostrzec z Ziemi, ultrafiolet i promienie rentgena najlepiej widać z kosmosu, gdyż ziemska atmosfera absorbuje je i osłabia.

Zorzowe formy i magnetyzm

Zorza

Zazwyczaj zorza pojawia się jako rozproszone żarzenie lub zasłony, ciągnące się najczęściej w kierunku wschód-zachód. Czasami formują one ciche łuki, innymi razy ciągle ewoluują i zmieniają się (zorza aktywna). Każda zasłona składa się z wielu równoległych promieni, z których każdy jest zgodny z kierunkiem lokalnego pola magnetycznego, co sugeruje, że zorza kształtowana jest ziemskim polem magnetycznym. Faktycznie, satelity pokazały, że zorzowe elektrony są prowadzone liniami pola magnetycznego, spiralując wokół nich w miarę, jak schodzą ku Ziemi.

Zasłony często wykazują fałdy, zwane prążkowaniem.

Kiedy linie pola, prowadzące jasne pasma zorzy, stykają się z gruntem dokładnie nad obserwatorem, zorza może wyglądać jak korona rozbieżnych promieni, jako efekt perspektywy.

Historia badań

W 1741 Olof Hiorter (1696-1750) oraz Andreas Celsius pierwsi zanotowali dalsze dowody na magnetyczną kontrolę nad zorzą. Były o duże zaburzenia magnetyczne, pojawiające się w czasie jej występowania nad miejscem pomiaru. Oznaczało to (co sobie potem uświadomiono), że z zorzą powiązany jest ogromny prąd elektryczny. Kristian Birkeland (1908)[1] wydedukował, że prąd ten płynie w kierunku wschód-zachód wzdłuż łuku zorzowego, a prądy takie, płynące od strony dziennej ku (w przybliżeniu) nocnej, zostały potem nazwane zorzowymi elektrodżetami (zobacz również: prąd Birkelanda).

Jeszcze więcej dowodów na powiązania z magnetyzmem przyniosły statystyki obserwacji. Elias Loomis (1860), a potem, bardziej szczegółowo, Hermann Fritz (1881)[2], ustalili, że zorza pojawia się głównie w strefie zorzowej, pierścieniowym obszarze o promieniu około 2500 km wokół biegunów magnetycznych, nie zaś geograficznych, Ziemi. W pobliżu samych biegunów niemal się jej nie obserwuje. Jednorodny rozkład zorzy (owal zorzowy, Yasha [lub Yakov] Felds[h]tein 1963[3]) jest nieco różny, wycentrowany około 3-5 stopni ku stronie nocnej, zatem łuki zorzowe sięgają najniższych szerokości około północy.

Zorza południowa

Wiatr słoneczny i magnetosfera

Schemat ziemskiej magnetosfery

Ziemia jest ciągle zanurzona w wietrze słonecznym, rozrzedzonym strumieniu gorącej plazmy, emitowanym przez Słońce we wszystkich kierunkach. Wiatr słoneczny dosięga Ziemię mając prędkość typowo 400 km/s, gęstość 5 jonów/cc oraz pole magnetyczne o 2-5 nanoT (pole ziemskie ma przy powierzchni 30 - 50 µT). Są to typowe wartości. Podczas burz magnetycznych, przepływ może być kilkukrotnie szybszy, również międzyplanetarne pole magnetyczne (IMF) może być znacznie silniejsze.

IMF bierze swój początek na Słońcu i jest powiązane z plamami słonecznymi, po czym unoszone jest z wiatrem słonecznym. Proces ten ułożyłby je w kierunku Słońce - Ziemia, jednak ze względu na obrót Słońca wokół osi, na wysokości Ziemi jest ono nachylone pod kątem 45 stopni. Zatem linie pola, dotykające Ziemi, zaczynają się po zachodniej (limbicznej) stronie Słońca (ilustruje to symulacja numeryczna wiatru słonecznego: prognoza wiatru słonecznego).

Ziemska magnetosfera jest obszarem zdominowanym przez pole magnetyczne. Stanowi ona przeszkodę dla wiatru słonecznego, powodując jego odkształcanie w odległości ok 70 000 km (zanim osiągnie granicę, zwykle na wysokości 12 000 - 15 000, tworząc falę uderzeniową). Szerokość bąbla magnetosfery wokół Ziemi, wynosi około 190 000 km, a po nocnej stronie znajduje się warkocz magnetyczny, rozciągnięty na dużą odległość.

Gdy wiatr słoneczny jest zaburzony, z łatwością przekazuje energię i materię do magnetosfery. Jony i elektrony płyną wzdłuż linii pola magnetycznego ku regionom biegunowym, powodując zorzę.

Częstotliwość występowania

Ta sekcja jest niekompletna. Jeśli możesz, rozbuduj ją.

Aktywność zorzowa o znaczeniu historycznym

Zorze, jakie miały miejsce w wyniku wielkiej burzy geomagnetycznej 28 sierpnia i 2 września 1859, uważane są za najbardziej spektakularne zjawiska, odnotowane w najnowszej historii. Druga, która miała miejsce 2 września, jako wynik nagłego, intensywnego białego rozbłysku Carringtona-Hodgsona z 1 września, była tak szeroka i jasna, że odnotowano ją raportach naukowych, logach okrętowych i gazetach w Stanach Zjednoczonych, Europie, Japonii i Australii. W New York Times napisano, że przy jej świetle można było normalnie czytać. Uważa się, że przyczyną zorzy był jeden z największych w historii koronalnych wyrzutów masy, bardzo blisko maksymalnej intensywności, o jakiej sądzi się, że Słońce może osiągnąć. Był to pierwszy raz, gdy zjawiska zorzy były niewątpliwie powiązane z elektrycznością. Można było to stwierdzić nie tylko ze względu na odczyty magnetometrów, lecz również dzięki obecności 125 000 mil linii telegraficznych, które stały się nieużywalne na wiele godzin. Niemniej niektóre z tych linii miały odpowiednią długość i ułożenie, powodujące indukowanie się w nich prądu (na skutek fluktuacji ziemskiej magnetosfery), którego można było użyć do komunikacji. Następująca rozmowa, przeprowadzona nocą 2-go września, pomiędzy operatorami telegrafu American Telegraph Line pomiędzy Bostonem a Portlandem w Oregonie, została odnotowana w Boston Traveler:

Boston: Odetnij całkowicie swoją baterię na 15 minut.
Portland: Zrobi się. Jest teraz odłączona.
Boston: Moja jest odłączona, pracujemy teraz na prądzie z zorzy. Jak mnie odbierasz?
Portland: Lepiej, niż na włączonych bateriach. Prąd przychodzi i odchodzi stopniowo.
Boston: Mój prąd jest czasami bardzo silny, i możemy lepiej pracować bez baterii, jako, że zorza zdaje się na przemian neutralizować i osłabiać nasze baterie, czyniąc czasami prąd zbyt silnym dla magnesów przekaźnikowych. Pracujmy na razie bez baterii, dopóki trwa problem.
Portland: Bardzo dobrze. Mogę zaczynać nadawanie?

Boston: Tak. Dawaj.

Rozmowa trwała jeszcze przez około dwie godziny, w ogóle bez użycia baterii, jedynie przy zasilaniu prądem indukowanym przez burzę geomagnetyczną, przy czym powiedziano, że był to pierwszy raz, gdy w ten sposób przetransmitowano więcej niż jedno lub dwa słowa.[4]

Pochodzenie

Podstawowym źródłem energii dla zorzy jest wiatr słoneczny, opływający Ziemię.

Zarówno magnetosfera oraz wiatr słoneczny zawierają zjonizowany gaz, który może przewodzić elektryczność. Jest dobrze znanym faktem (od czasów odkrycia go przez Faraday'a w 1830), że dwa przewodniki elektryczne, zanurzone w polu magnetycznym i poruszające się względem siebie, indukują pole elektryczne, a gdy są podłączone do zamkniętego obwodu, powoduje to przepływ prądu. W ten sposób działają generatory elektryczności lub dynama, jednak przewodnikiem może być również plazma lub płyn.

W szczególności wiatr słoneczny i magnetosfera są dwoma przewodnikami, poruszającymi się względem siebie, powinny więc generować prąd, tak jak dynamo. W procesie tym dokonuje się również ekstrakcji energii z przepływu wiatru słonecznego. Proces ten jest utrudniony ze względu na fakt, że plazma przewodzi najłatwiej wzdłuż linii pola magnetycznego, natomiast słabo w poprzek nich. Ważne jest zatem ustalanie się tymczasowego połączenia magnetycznego pomiędzy polem Słońca a magnetosferą, na skutek procesu zwanego rekoneksją magnetyczną. Najłatwiej następuje to przy południowym nachyleniu linii pola międzyplanetarnego (?), ponieważ wówczas linie pola w przybliżeniu pasują do linii na północnym biegunie magnetycznym, i podobnie na południu.

Prądy elektryczne, powstające przy takich warunkach, wyraźnie dają energię zorzowym elektronom. Plazma magnetosferyczna ma ich pod dostatkiem, niektóre są magnetycznie uwięzione, inne rezydują w warkoczu, a inne są obecne w górnej jonosferze, która może się rozciągać (z malejącą gęstością) do 25 000 km wokół Ziemi.

Jasne zorze są zwykle powiązane z prądami Birkelanda (Schield et al., 1969[5], Zmuda i Armstrong, 1973[6]), które spływają w dół do jonosfery po jednej stronie bieguna, a wypływają z drugiej. Pomiędzy niektóre prądy podłączone są bezpośrednio do jonosferycznej warstwy E (125 km); reszta (region 2) obchodzi obszar dookoła, opuszczając linie pola bliżej równika i zamykając obwód poprzez częściowo pierścieniowy prąd, niesiony przez uwięzioną magnetycznie plazmę. Jonosfera jest przewodnikiem stawiającym opór, więc takie prądy potrzebują napięcia, które może dostarczyć mechanizm dynama. Wyniki pomiarów sond kosmicznych, obecnych ponad biegunami, sugerują napięcia rzędu 40 000V, które podczas silnych burz magnetycznych rosną do 200 000V.

Opór jonosfery ma złożoną naturę i prowadzi do pobocznego przepływu. Poprzez dziwaczny zbieg praw fizyki, zaburzenia magnetyczne przy powierzchni, wywołane głównym prądem, niemal się kasują, przez co większość obserwowanych efektów zorzy spowodowanych jest prądem pobocznym, elektrodżetem zorzowym. Jego indeks (mierzony w nanoteslach) jest regularnie mierzony na powierzchni i służy jako ogólny wskaźnik aktywności zorzowej.

Tym niemniej, omowa oporność jonosfery nie jest jedyną przeszkodą dla prądu elektrycznego. Zbieganie się linii pola magnetycznego w pobliżu Ziemi daje efekt lustra, który większość schodzących elektronów kieruje z powrotem w górę, obniżając zdolność jonosfery do przewodzenia prądu. Aby to przezwyciężyć, część dostępnego woltażu występuje wzdłuż linii pola magnetycznego, pomagając elektronom pokonać przeszkodę poprzez poszerzanie swoich trajektorii ku ziemi. Podobny równoległy woltaż używany jest w pojemnikach na plazmę tandemowego lustra. Właściwością takiego woltażu jest jego skoncentrowanie blisko Ziemi (potencjał proporcjonalny do gęstości pola, Persson, 1963[7]), oraz faktycznie, jak wydedukował Evans (1974), oraz potwierdziły satelity, przyspieszenie materiału zorzowego odbywa się głównie poniżej wysokości 10 000 km. Kolejną wskazówką o istnieniu pola elektrycznego równoległego z polem magnetycznym są skierowane w górę strumienie jonów dodatnich tlenu, obserwowane w liniach pola zorzy.

Podczas, gdy mechanizm ten jest prawdopodobnie głównym źródłem znanych łuków zorzowych, formacji rzucających się w oczy z powierzchni, więcej energii może iść do innych, mniej istotnych rodzajów zorzy, jak np. zorzy rozproszonej (poniżej), oraz nisko energetycznych elektronów, strącanych podczas burz magnetycznych (również poniżej).

Zorza północna, widziana z Międzynarodowej Stacji Kosmicznej, podczas 6-tej ekspedycji. Jezioro Manicouagan widoczne jest na dole po lewej.

Niektóre jony O+ (stożkowe) są również przyspieszane w różnych kierunkach przez procesy plazmowe, związane z zorzą. Jony te są przyspieszane falami plazmowymi, w kierunkach zwykle prostopadłych do linii pola. Zaczynają zatem ze swoich własnych lustrzanych punktów i mogą się poruszać jedynie w górę. Gdy zaczną to robić, efekt lustra przekształca ich kierunki ruchu z prostopadłych do pola do ułożonych w stożek wokół jego linii, zwężający się ku dołowi.

Dodatkowo, zorza oraz powiązane z nią prądy powodują silne emisje radiowe o częstotliwości około 150 kHz, znane jako zorzowe promieniowanie kilometrowe (AKR, odkryte w 1972). Ze względu na absorpcję ze strony jonosfery, ich obserwacja możliwa jest tylko z kosmosu.

Woltaż równoległy przyspiesza elektrony do energii zorzowych i wydaje się być głównym źródłem zorzy. Aczkolwiek zaproponowano też inne mechanizmy. Fale Alfvéna, struktury falowe, obejmujące pole magnetyczne, zanotowano po raz pierwszy w laboratorium przez Hannesa Alfvéna w 1942, są też obecne w kosmosie. Pojawia się jednak pytanie, czy nie jest to inne spojrzenie na to samo zjawisko, gdyż podejście to nie prowadzi do innego źródła energii, a fale Alfvéna opisują też wiele innych procesów plazmowych.

W zorzy biorą udział również inne procesy, a wiele z nich trzeba dopiero zgłębić. Zorzowe elektrony, tworzone przez duże burze geomagnetyczne, często mają poniżej 1 keV, i są zatrzymywane wysoko, na wysokości 200 km. Tak niskie energie wzbudzają głównie czerwoną linię widmową tlenu, zatem zorze takie często są czerwone. Z drugiej strony, w tym samym czasie jony dodatnie również dosięgają jonosfery, mając energię 20-30 keV, sugerując, że może to być przepełnienieobfitego prądu pierścieniowego, złożonego z jonów przyspieszonych nieznanym procesem, płynące wzdłuż linii pola magnetycznego.

Źródła oraz rodzaje zorzy

Ponownie, nasze zrozumienie jest bardzo niekompletne. Można z grubsza zgadywać, że zorza pochodzi z trzech głównych źródeł:

  1. Efektu dynama, jaki ma miejsce, gdy wiatr słoneczny opływa Ziemię, wytwarzając być może ciche łuki zorzowe (proces bezpośredni). Obwód prądów przyspieszających oraz ich połączenie z wiatrem słonecznym jest niepewne.
  2. Efekt dynama, obejmujący ściskanie plazmy ku Ziemi na skutek nagłych konwulsji ogona plazmowego (sub-burza magnetyczna). Sub-burza ma tendencje do następowania po długom okresie (godzinach), podczas którego międzyplanetarne pole magnetyczne ma znaczny komponent skierowany na południe, co prowadzi do licznych połączeń pomiędzy nim a polem ziemskim. Na skutek tego wiatr słoneczny porusza strumienie magnetyczne (tuby pola poruszające się razem z zanurzoną w nich plazmą) z dziennej strony do ogona plazmowego, zwiększając przeszkodę, jaką stanowi dla wiatru słonecznego i powodując jego mocniejsze ściskanie. W końcu ogon zostaje przedarty (rekoneksja magnetyczna), część obłoków (plazmoidów) jest ściskanych w stronę, którą pokazuje i unoszonych z wiatrem słonecznym. Inne są ściskane ku Ziemi, gdzie ich ruch zasila ogromne zjawiska zorzy, głównie około północy (proces rozładowywania). Burze geomagnetyczne mają podobne skutki, ale z większym wigorem. Dużą różnicą jest dodanie wielu cząstek plazmy, uwięzionych wokół Ziemi, wzmacniających niosący je prąd pierścieniowy. Wynikłe z tego zmiany w polu magnetycznym Ziemi pozwalają obserwować zorzę ze średnich szerokości geograficznych.
  3. Obrazy satelitarne zorzy pokazują pierścień ognia wzdłuż owalu zorzowego, najszerszy od strony północnej. Jest to zorza rozproszona, za słaba, by być widoczna gołym okiem. Nie wydaje się, aby była powiązana z przyspieszaniem przez prądy elektryczne (chociaż prądy oraz ich łuki mogą być w niej zagnieżdżone), lecz raczej ma związek z elektronami wyciekającymi z warkocza plazmowego.
Zorza rozproszona, obserwowana z satelity DE-1

Ta sekcja jest niekompletna. Jeśli możesz, rozbuduj ją.

Zorze na innych planetach

Ta sekcja jest niekompletna. Jeśli możesz, rozbuduj ją.

Historia teorii

Ta sekcja jest niekompletna. Jeśli możesz, rozbuduj ją.

Przypisy

  1. Birkeland, Kristian (1908). "The Norwegian Aurora Polaris Expedition 1902-3."
  2. Fritz, Hermann (1881). "Das Polarlicht."
  3. Feldshtein, Y. (1963). "Some problems concerning the morphology of auroras and magnetic disturbances at high latitudes", Geomagnetism and Aeronomy, 3, 183-192.
  4. Green J. L., Boardsen S., Odenwald S., Humble J., Pazamickas K. A.. (2005) Eyewitness reports of the great auroral storm of 1859. Adv. in Space Res. 38 (2006) 145-154.
  5. Schield, M. A.; Freeman, J. W.; & Dessler, A. J. (1969) "A Source for Field-Aligned Currents at Auroral Latitudes", Journal of Geophysical Research, 74, 247-256.
  6. Armstrong J. C., & Zmuda, A. J. (1973). "Triaxial magnetic measurements of field-aligned currents at 800 kilometers in the auroral region: Initial results", Journal of Geophysical Research, 78, 6802-6807.
  7. Persson, Hans (1963). "Electric field along a magnetic line of force in a low-density plasma", Physics of Fluids, 6, 1756-1759.

Linki zewnętrzne