Kolory Zorzy Polarnej – Zielony, Czerwony, Fioletowy, Niebieski

Czy zastanawiałeś się, dlaczego Zorza Polarna ma różne kolory i jaka jest linia czasowa życia zorzy? Dlaczego tak się dzieje, wyjaśniam w tym poście na blogu Szymon Travels.

Taniec świateł na nocnym niebie, zorzy polarnej na półkuli północnej i półkuli południowej, od wieków urzeka obserwatorów. Zorza polarna zapewnia zapierającą dech w piersiach gamę kolorów. Jednak ich kolory nie zawsze są takie same, ich kolor zależą od tego, co dzieje się z energetycznie naładowanymi cząstkami, które reagują z atomami pierwiastków w atmosferze.

Kosmiczny taniec

Za paletę barw zorzy odpowiada interakcja pomiędzy naładowanymi cząstkami ? głównie protonami i elektronami ? wyrzucanymi przez Słońce podczas burz słonecznych a gazami w naszej atmosferze. Wiatr słoneczny, strumień naładowanych cząstek, który stale emanuje ze Słońca, przenosi te naładowane cząstki na Ziemię.

Kolor zielony zorzy polarnej

Dominacja zorzy polarnej : Zielony jest najbardziej rozpowszechnionym kolorem zorzy polarnej, a jego pochodzenie można przypisać interakcji pomiędzy energetycznymi elektronami i cząsteczkami tlenu w górnych warstwach atmosfery Ziemi, na wysokościach od 100 do 300 kilometrów. Kiedy te szybkie elektrony zderzają się z tlenem, przekazują energię cząsteczkom, zmuszając je do uwolnienia światła w zielonej części widma.

Kolor czerwony zorzy polarnej

Głębsze nurkowanie : Czerwone odcienie zorzy polarnej są bardziej nieuchwytne i zwykle obserwuje się je na większych wysokościach, około 200 do 300 kilometrów. Ten charakterystyczny kolor pojawia się, gdy cząstki słoneczne zderzają się z tlenem o małej gęstości znajdującym się na dużych wysokościach. Większa wysokość i mniejsza gęstość powodują, że emitowane światło przesuwa się w stronę czerwonego końca widma.

Kolor fioletowy zorzy polarnej

Symfonia azotu i tlenu : zorza polarna odsłania także odcienie fioletu, powstałe w wyniku interakcji między naładowanymi cząsteczkami oraz mieszaniną cząsteczek azotu i tlenu na jeszcze większych wysokościach. To eteryczne zabarwienie dodaje złożoności i tak już czarującemu niebiańskiemu spektaklowi.

Kolor niebieski zorzy polarnej

W głąb ziemskiej atmosfery : Błękitne zorze, chociaż rzadsze, oferują wyjątkowy i uderzający pokaz. Kolor ten jest zwykle kojarzony z interakcją pomiędzy naładowanymi cząsteczkami i cząsteczkami azotu na niższych wysokościach. Niebieski odcieni dodaje dodatkową warstwę tajemniczości do repertuaru zorzy polarnej.

Poza kolorami

Zmienne : Na konkretne kolory obserwowane podczas pokazu zorzy polarnej wpływają różne czynniki, w tym rodzaj i energia naładowanych cząstek, wysokość nad poziomem morza oraz skład gazów w atmosferze ziemskiej. Zrozumienie tych czynników ma kluczowe znaczenie dla odkrycia pełnego spektrum kolorów zorzy polarnej.

Linia czasu

T-minus 0 do 2 dni: zdarzenie słoneczne (CME lub rozbłysk słoneczny):

Na powierzchni Słońca zachodzą zdarzenia słoneczne, takie jak koronalny wyrzut masy (CME) lub rozbłysk słoneczny.

T+1 do 2 dni: Podróż przez kosmos:

Naładowane cząstki uwolnione podczas zdarzenia słonecznego przemieszczają się w przestrzeni jako wiatr słoneczny.

T+2 Dni: Przylot na Ziemię:

Wiatr słoneczny, w tym naładowane cząstki, dociera do Ziemi.

T+2 do 2,5 dnia: Interakcja z ziemską magnetosferą:

Naładowane cząstki oddziałują z ziemską magnetosferą ? obszarem, na który wpływa ziemskie pole magnetyczne.

T+2,5 do 3 dni: Wejście w atmosferę ziemską:

Niektóre naładowane cząstki przenikają do atmosfery ziemskiej, szczególnie w pobliżu regionów polarnych.

T+3 dni i później: Widoczna zorza polarna:

Interakcja między naładowanymi cząstkami i gazami w ziemskiej atmosferze prowadzi do emisji światła, tworząc widoczny obraz zorzy polarnej.

Gdzie jeszcze można zobaczyć zorzę w Układzie Słonecznym?

1. Jowisz: Jowisz, największa planeta w naszym Układzie Słonecznym, ma silne pole magnetyczne i potężną magnetosferę. Jej zorze powstają w wyniku interakcji naładowanych cząstek, głównie elektronów, z atmosferą planety. Zorze Jowisza są znacznie bardziej energetyczne i większe niż te na Ziemi.
2. Saturn: Podobnie jak Jowisz, Saturn ma zorze w pobliżu biegunów. Źródłem naładowanych cząstek jest przede wszystkim magnetosfera planety i jej księżyc Enceladus, który wyrzuca parę wodną w przestrzeń kosmiczną.
3. Uran: Na Uranie zaobserwowano zorze, chociaż są one słabiej zbadane w porównaniu do zorzy na Jowiszu i Saturnie. Uran ma nachylone pole magnetyczne, a na jego zorze może wpływać niezwykłe nachylenie osi planety.
4. Neptun: Neptun, najdalsza znana planeta w naszym Układzie Słonecznym, również wykazuje zorze polarne. Podobnie jak Uran, zorze Neptuna są powiązane z jego nachylonym polem magnetycznym i interakcjami z naładowanymi cząstkami.
5. Mars: Choć nie jest to dokładnie to samo, co zorze na Ziemi, na Marsie występuje zjawisko znane jako ?poświata nocna?. Jest to spowodowane rekombinacją atomów i cząsteczek w marsjańskiej atmosferze w nocy, emitując słabe światło. Nie jest to bezpośredni skutek interakcji wiatru słonecznego z polem magnetycznym Marsa, ponieważ Mars ma bardzo słabe pole magnetyczne.
6. Io (Księżyc Jowisza): Io, jeden z największych księżyców Jowisza, wykazuje zorze w wyniku interakcji z magnetosferą Jowisza. Aktywność wulkaniczna na Io uwalnia dwutlenek siarki, który ulega jonizacji i przyczynia się do pojawienia się zorzy polarnej.

Bardziej naukowe podejście

Wiatr słoneczny to strumień naładowanych cząstek uwalniany z górnej atmosfery Słońca, zwanej koroną. Plazma ta składa się głównie z elektronów, protonów i cząstek alfa o energii kinetycznej od 0,5 do 10 keV ¹. Wiatr słoneczny obserwuje się w dwóch podstawowych stanach, określanych jako powolny wiatr słoneczny i szybki wiatr słoneczny, choć różnice między nimi wykraczają daleko poza prędkości. W pobliżu Ziemi obserwuje się powolny wiatr słoneczny o prędkości 300?500 km/s, temperaturze około 100 MK i składzie zbliżonym do korony ¹.

Pole magnetyczne wiatru słonecznego można mierzyć w trzech składowych: Bz, Bx i By. Bx leży wzdłuż linii Słońce-Ziemia, przy czym Bz i By wyznaczają płaszczyznę pionową (tarczę zegara). Kąt zegarowy wiatru słonecznego jest kątem utworzonym z sumy wektorów By i Bz ².

Więcej cząstek w wietrze słonecznym oznacza większe szanse na zorzę polarną, ponieważ więcej cząstek zderza się z magnetosferą Ziemi.

Strony, które są bardzo przydatne

1. [SPDF – OMNIWeb Service] : Ta strona zawiera godzinowe dane dotyczące pola magnetycznego i plazmy wiatru słonecznego w pobliżu Ziemi, a także energetycznych strumieni protonów (>1 do >60 MeV) oraz wskaźniki aktywności geomagnetycznej i słonecznej.
2. [NSRDB: Krajowa baza danych promieniowania słonecznego] : Ta baza danych zawiera pełną serię godzinowych i półgodzinnych wartości danych meteorologicznych oraz trzy najczęściej mierzone pomiary promieniowania słonecznego: globalny poziomy, bezpośredni normalny i rozproszony poziomy.
3. [Wiatr słoneczny w czasie rzeczywistym – Centrum prognoz pogody kosmicznej NOAA / NWS] : Ta strona zawiera dane dotyczące wiatru słonecznego w czasie rzeczywistym.

Źródło:
(1) Wiatr słoneczny ? Wikipedia. https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_wind.
(2) SWS ? Warunki słoneczne ? Prędkość wiatru słonecznego ? Biuro Meteorologii. https://www.sws.bom.gov.au/Solar/1/4.
(3) Wiatr słoneczny | Pomoc | SpaceWeatherLive.com. https://www.spaceweatherlive.com/en/help/the-solar-wind.html.