Pole magnetyczne Ziemi i zjawiska zorzowe

19.01.2023

Opracował: dr Grzegorz Duniec, dr Marcin Kolonko, mgr Robert Przyłuski, CMM IMGW-PIB

  1. Pole magnetyczne Ziemi

Pole magnetyczne ziemskie ma charakter pola dipolowego. Kształt linii pola magnetycznego ziemskiego jest podobny do rozkładu pola magnetycznego znanej wszystkim sztabki żelaza [1].

Źródło: Jerzy M. Kreiner, Ziemi i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego – Kraków, 2009.

Natężenie i rozkład pola magnetycznego przy powierzchni ziemi zależy od wiatru słonecznego, niejednorodności wewnątrz ziemi oraz budowy geologicznej planety.

Wiatr słoneczny to strumień cząstek złożonych z elektronów, protonów, cząstek alfa oraz wysokoenergetycznych jąder ciężkich pierwiastków. W wyniku ruchu obrotowego Słońca wokół własnej osi strumień cząstek wiatru słonecznego porusza się po krzywej spiralnej, a dokładnie po spirali Archimedesa [5]. Podobną strukturę przyjmuje także pole magnetyczne, które jest transportowane przez strumień wiatru słonecznego. Strumień cząstek wiatru słonecznego dociera do Ziemi od strony wieczornej, co jest spowodowane ruchem obrotowym Ziemi.

Źródło: Anna Madany, Fizyka atmosfery – wybrane zagadnienia, Oficyna Wydawnicza Politechniki Warszawskiej, Warszawa 1996.

Kiedy cząstki wiatru słonecznego dotrą do Ziemi zaczynają oddziaływać z polem magnetycznym planety. Cząstki są hamowane, a najsilniejsze wyhamowanie następuje w płaszczyźnie równikowej. W zależności od tego pod jakim kątem cząstka wpada w pole magnetyczne cząstki będą poruszały się po torach kolistych (kiedy cząstki wpadają prostopadle do linii pola magnetycznego) lub po torach śrubowych, kiedy cząstka wpada pod kątem do linii pola magnetycznego. Kiedy wektor prędkości cząstki jest równoległy do linii pola magnetycznego, wówczas pole magnetycznego nie oddziałuje na cząstkę. W płaszczyźnie równikowej naładowane cząstki wpadają prostopadle do linii pola magnetyczne. Elektrony poruszają się w płaszczyźnie równikowej z zachodu na wschód, natomiast protony i cząstki naładowane dodatnio ze wschodu na zachód. Poruszające się cząstki w płaszczyźnie równikowej tworzą prąd okołorównikowy. Z fizyki wiadomo, że prąd płynący w kołowej pętli wytwarza pole magnetyczne. Podobnie jest w wypadku prądu okołorównikowego, który wytwarza pole magnetyczne, ale o odwrotnej biegunowości do ziemskiego pola magnetycznego. Wytworzone pole magnetyczne zaburza pole magnetyczne planety [8]. Cząstki poruszające się po torze śrubowym podążają w kierunku biegunów magnetycznych, które wnikają w głąb atmosfery. Wpływ wiatru słonecznego na ziemskie pole magnetyczne jest istotne przede wszystkich podczas wysokiej aktywności słońca.

Oprócz wiatru na pole magnetyczne Ziemi wpływa struktura geologiczna planety oraz złoża rud żelaza, które będą powodować anomalie pola magnetycznego. W Polsce taka anomalia magnetyczna występuje w Pieninach [1].

Linie pola magnetycznego, w naszych szerokościach geograficznych, tworzą pewien kąt z powierzchnią Ziemi. W celu określenia kierunku linii pola magnetycznego stosuje się dwa kąty:

Inklinacja magnetyczna (I) – kąt zawarty pomiędzy liniami pola magnetycznego, a płaszczyzną poziomą. Linie łączące punktu o takiej samej wartości inklinacji magnetycznej nazywamy izoklinami [1]. Inklinacja magnetyczna rośnie w kierunku biegunów magnetycznych osiągając wartość 90°, natomiast w kierunku równika maleje osiągając zero w pobliżu równika [2]

Deklinacja magnetyczna (D) – kąt zawarty pomiędzy rzutem kierunku linii pola magnetycznego na płaszczyznę poziomą i południkiem geograficznym.  Linie łączące punkty o takiej samej wartości deklinacji magnetycznej nazywamy izogonami [1].

Dla środkowej Polski inklinacja magnetyczna wynosi 67,5°, zaś deklinacja magnetyczna wynosi +4°. „+” dlatego ponieważ kierunek wskazywany przez kompas jest odchylony względem południka geograficznego na wschód [1].

Źródło: Jerzy M. Kreiner, Ziemi i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego – Kraków, 2009.

Źródło: Lech Czechowski, Tektonika płyt i konwekcja w płaszczu Ziemi, PWN, 1994.

Wartość indukcji magnetycznej na Ziemi waha się od 23µT do 61µT. W Polsce wartość indukcji magnetycznej wynosi około 46µT [1].

Linie pola magnetycznego okalające naszą planetę zbiegają się w dwóch punktach. Punkty te stanowią bieguny geomagnetyczne. Współrzędne geograficzne biegunów geomagnetycznych są następujące:

  1. Biegun geomagnetyczny północny 80,08°N; 72,21°W- wschodnie wybrzeże Wyspy Ellesmere’a (https://pl.wikipedia.org/wiki/Biegun_geomagnetyczny)

Źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/Biegun_geomagnetyczny

  1. Biegun geomagnetyczny południowy 80,08°S; 107,79°E- Płaskowyż Polarny (https://pl.wikipedia.org/wiki/Biegun_geomagnetyczny)

Źródło: https://pl.wikipedia.org/wiki/Biegun_geomagnetyczny

Bieguny geomagnetyczne nie pokrywają się z biegunami geograficznymi. Natomiast bieguny magnetyczne nie leżą dokładnie naprzeciw siebie. Oś łącząca bieguny geomagnetyczne tworzy kąt około 10° z osią obrotu Ziemi [1, 2, 3].

Na półkuli północnej linie pola magnetycznego wnikają do wnętrza planety, co oznacza, że na półkuli północnej znajduje się południowy biegun magnetyczny. Na półkuli południowej, zwrot linii pola magnetycznego jest na zewnątrz, czyli linie pola magnetycznego „wychodzą” z wnętrza Ziemi. Zatem na półkuli południowej mamy północny biegun magnetyczny.

Jak wskazują badania naukowe bieguny magnetyczne nie zachowują stałego położenia. Przede wszystkim jest to spowodowane oddziaływaniem na ziemskie pola magnetyczne wiatru słonecznego, który zaburza nasze pola magnetyczne. Jak sugerują badacze prawdopodobnie bieguny magnetyczne zataczają po powierzchni Ziemi, w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara [3] pełny okrąg i to w ciągu 8000 lat [1]. 

Źródło: Lech Czechowski, Tektonika płyt i konwekcja w płaszczu Ziemi, PWN, 1994.

Pole magnetyczne Ziemi wykazuje pewną zmienność. Ja sugerują badania magnetyzmu resztkowego skał ferromagnetycznych, co 1-2 miliony lat następuje zjawisko przebiegunowania Ziemi. W oparciu o badania paleomagnetyzmu wyodrębniono kilka epok [1]:

  1. Epoka Gilberta (3,3-4,5 mln lat) – biegunowość odwrotna do obecnej;
  2. Epoka Gaussa (2,3-3,3 mln lat) – biegunowość zgodna z obecną;
  3. Epoka Matuyamy (0,73-2,5 mln lat) – biegunowość odwrotna do obecnej;
  4. Epoka Brunhesa (obecnie – 0,73 mln lat) – obecna biegunowość magnetyczna planety.

Z powyższej analizy wynika, że pole magnetyczne planety w dość długim okresie czasu zachowuje swoją biegunowość. Należy jednak zaznaczyć, że nie wykluczony były drobne epizody, podczas których dochodziło do chwilowego przebiegunowania planety. Okresy te niekoniecznie musiały trwać dość długo. Chwilowe przebiegunowanie planety mogło trwać od kilku to kilkudziesięciu tysięcy lat. Przykładem może być epizod sprzed 30000 lat. W ciągu 2000 lat bieguny magnetyczne przemieściły się w rejon równika, a następnie powróciły do stanu początkowego [1].

  1. Jak powstaje pole magnetyczne Ziemi

            Co jest źródłem pola magnetycznego? Hipotez dotyczących powstania pola magnetycznego w przeszłości było sporo [4]. Jedna z nich zakładała, że źródłem pola magnetycznego jest ruch obrotowy planety. Z fizyki elementarnej wiadomo przecież, że moment magnetyczny jest wprost proporcjonalny do momentu pędu. Według innej hipotezy źródła pola magnetycznego należy upatrywać w istnieniu materiału ferromagnetycznego w skorupie planety. Z fizyki ciała stałego wiadomo, że ciało ferromagnetyczne traci swoje własności ferromagnetyczne w temperaturze Curie, która dla magnetytu stanowiącego główny czynnik namagnesowania skał wynosi 580°C [2]. Jest to dość niska temperatura z uwagi na warunki termiczne panujące we wnętrzu planety. Przy tak niskiej temperaturze przejścia fazowego drugiego rodzaju, już na niewielkiej głębokości materiał powinien utracić właściwości magnetyczne. W oparciu o fizykę wysokich ciśnień wskazywano, że właściwości magnetyczne materiału są zachowane przy o wiele wyższych temperaturach, że względu na fakt, że być temperatura Curie zostaje znacząco podwyższona wraz ze wzrostem ciśnienia. Kolejna hipoteza była oparta na próbie wyjaśnienia istnienia pola magnetycznego Ziemi przy pomocy istnienia siły termoelektrycznej, która miała się pojawiać na granicy jądra i płaszcza planety. Żadna z wyżej ww. hipotez nie przetrwała zderzenia z danymi eksperymentalnymi. Otóż z pomiarów paleomagnetycznych wynikało, że pole magnetyczne wielokrotnie doznawało inwersji, czyli następowało przebiegunowanie. Proponowane hipotezy nie potrafiły zadowalająco poradzić się z tym zagadnieniem [4]. Zatem co jest źródłem pola magnetycznego? Otóż współcześnie zakłada się, że źródłem pola magnetycznego planety jest samowzbudne dynamo hydrodynamiczne. Do uruchomienia procesu wymagane jest pole magnetyczne początkowe. Może to być pole magnetyczne pochodzenia międzyplanetarnego, które w późniejszym etapie, ze względu na jego słabość, może być pominięte. Kluczowym elementem dynama jest ruch cieczy przewodzącej w polu magnetycznym. Tą cieczą przewodzącą jest płynne jądro planety, a pole magnetyczne to pole pierwotne zewnętrzne. Ruch cieczy elektroprzewodzącej w polu magnetycznym skutkuje wygenerowaniem prądu elektrycznego. Powstały prąd elektryczny natomiast wytwarza pole magnetyczne, o czym wiadomo w z elementarnego kursu fizyki. Oczywiście powstałe pole magnetyczne, będzie wpływało na otoczenie, a dokładniej na ruch płynnego metalu w otoczeniu, co znowu generuje prąd elektryczny w sąsiedztwie pierwotnych prądów i powstania dodatkowego pola magnetycznego. Te powstające pola oczywiście będą dawały swój wkład do pola magnetycznego pierwotnego, zwiększając wartość indukcji pola magnetycznego. W rezultacie końcowym ustali się stan równowagi i pole magnetyczne Ziemi osiągnie finalny obraz. Dynamo magnetohydrodynamiczne funkcjonuje kosztem energii kinetycznej cieczy. Ośrodek elektroprzewodzący charakteryzuje się oporem elektrycznym, co skutkuje rozproszeniem energii. Rozproszona energia z kolei jest odzyskiwana przez działanie przepływu przeciwko sile Lorentza [4]. Może wyprowadzić równanie określające zmianę energii pola magnetycznego. Prędkość wzrostu energii pola magnetycznego jest równa sumie dwóch czynników. Pierwszy związany jest z prędkością zmiany energii pola magnetycznego w ciepło Joule’a, a drugi związany jest z pracą wykonywaną w jednostce czasu przez ośrodek przeciwko siłom pola magnetycznego. Cowling i Elsasser wykazali, że przy pewnym typie przepływu drugi czynnik może doprowadzić do wzrostu energii pola magnetycznego i podtrzymania początkowego pola magnetycznego. Pełna matematyczna teoria samowzbudnego dynama hydrodynamicznego jest dość skomplikowana i złożona. Wśród badaczy występuje także pogląd, że pole magnetyczne Ziemi jest konsekwencją asymetrycznych ruchów zachodzących w jądrze Ziemi. Rozkład pola magnetycznego nie jest symetryczny, oś dipola nie przechodzi przez środek planety. Jak wiadomo oś łącząca bieguny magnetyczne tworzy z osią obrotu Ziemi kąt 11° co też może być konsekwencją asymetrycznych ruchów zachodzących w jądrze Ziemi. Niektórzy badacze sugerują, że zmniejszenie asymetrii ruchów w jądrze jest odpowiedzialne za inwersję pola magnetycznego. Zatem zmniejszenie kąta zawartego pomiędzy osią dipola, a osią obrotu planety, czyli kiedy biegun magnetyczny zbliża się do bieguna geograficznego pole magnetyczne dipola staje się słabsze. Wariacje wiekowe wykazały, że przy zmniejszaniu odległości między biegunami 0,02° szerokości geograficznej na rok, wartość natężenia pola magnetycznego zmniejszyła się około 0,05 % na rok [4]. Obecnie indukcja magnetyczna Ziemi, na równiku, maleje w tempie 30 nT na rok [3]. Jedna z teorii zakładała, że asymetria ruchów jest konsekwencją asymetrycznego kształtu samego jądra. Jeszcze inna teoria wskazywała na oscylacje jądra wokół środka ciężkości Ziemi [4]. 

Prawdopodobnie przyczyną asymetrycznych ruchów w jądrze Ziemi jest siła Coriolisa. W jądrze Ziemi występują ruchy konwekcyjne wstępujące i zstępujące. Oprócz sił grawitacji na poruszającą się materię działa siła Coriolisa, która powoduje odchylenie prądów wstępujących na zachód względem obracającego się jądra, a prądów zstępujących cieczy przewodzącej jądra na wschód. Skutkuje to tym, że wewnętrze i zewnętrzne części jądra poruszają z różną prędkością, a dokładniej obszar wewnętrzny porusza się szybciej niż zewnętrzny. W kinetycznym modelu dynama stosuje wiele uproszczeń. Między innymi pomija się równania ruchu, próbując odgadnąć najbardziej rozsądny przepływ cieczy przewodzącej w jądrze. Wybór przepływu nie jest dowolny, dobiera się go tak aby był zgodny z wynikami laboratoryjnymi. Wśród modeli kinematycznych dynama na uwagę zasługują dwa typy. Pierwszy typ zakłada, że powstanie pola magnetycznego jest efektem uśrednienia przypadkowych pól magnetycznych występujących w drobnoskalowych turbulencyjnych pulsacjach. W drugim typie zakłada pole magnetyczne powstaje w wyniku istnienia niewielkiej ilości dużych wirów, których rozmiary osiągają wielkość jądra, a przepływy są rozpatrywane jako laminarne [4].

  1. Magnetosfera Ziemi

Magnetosfera to obszar wokół ciała niebieskiego, który wpływa na ruch cząstek naładowanych elektrycznie. Siły oddziaływania grawitacyjnego są na tyle małe, że ich wpływ na ruch cząstek jest na tyle znikomy, że można je pominąć [1]. Magnetosfera nie jest jednakowa wokół planety. W bliskiej odległości od planety linie magnetycznego oraz wartość wektora indukcji magnetycznej jest w przybliżeniu regularne. W miarę oddalania się od Ziemi pole magnetyczne ulega deformacji za sprawą oddziaływania wiatru słonecznego stanowiącego strumień elektronów, protonów, cząstek alfa, które poruszają się z bardzo dużymi prędkościami rzędu 300-800 km/s. W strefie dziennej planety pole magnetyczne doznaje ściśnięcia. Ustala się równowaga pomiędzy ciśnieniem wywieranym poprzez pole magnetyczne, a ciśnieniem wytwarzanym przez wiatr słoneczny. To powoduje, że pole magnetyczne w strefie odsłonecznej przyjmuje kształt w przybliżeniu półsfery [5]. W dziennej strefie magnetosfery występują wąskie obszary gorącej plazmy. Rozmiary tej części magnetosfery osiągają wartość 64000 km [1]. W strefie nocnej wiatr słoneczny powoduje, że pole magnetyczne zostaje rozciągnięte w postaci długiego ogona [1, 5]. Rozmiary ogona osiągają wartość kilku milionów kilometrów [1]. Ogon magnetosfery złożony jest z dwóch płatów rozdzielonych płaszczyzną równikową [5]. W płacie północnym zwrot linii pola magnetycznego jest do Ziemi. W płacie południowym odwrotnie, zwrot linii pola magnetycznego jest od Ziemi. W obszarze przejściowym między płatami pole magnetyczne jest osłabione. W obszarze tym gromadzi się plazma tworząc grubą warstwę plazmową [5].

Źródło: Tadanori Ondoh, Katsuhide Mareubashi, Wiedza o Środowisku Kosmicznym, Wydawnictwo Centrum Badań Kosmicznych PAN, Warszawa, 2007.

Źródło: Anna Madany, Fizyka atmosfery – wybrane zagadnienia, Oficyna Wydawnicza Politechniki Warszawskiej, Warszawa 1996.

Wewnątrz magnetosfery występują dwa obszary promieniowania nazywane pasami Van Allena [1], w których uwięzione są naładowane cząstki [8].

Źródło: Jerzy M. Kreiner, Ziemi i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego – Kraków, 2009.

Pas wewnętrzny ma kształt pierścienia, którego szerokość wynosi około 6000 km. Nad równikiem pas ten rozciąga się od około 3500 do 6000 km nad powierzchnią. Pas ten złożony jest głównie z elektronów o energii około 1 MeV oraz protonów, których energia waha się w granicach 10-100 MeV [1]. W drugim pasie, zewnętrznym, występują głównie elektrony o nieco mniejszej energii rzędu 10 keV – 1MeV. Zewnętrzny pas znajduje się na wysokości 12000-25000 km nad powierzchnią Ziemi [1]. Z analizy koncentracji cząstek w jednostce objętości wynika, że gęstość jest większa w pasie wewnętrznym w porównaniu z koncentracją w pasie zewnętrznym. Jak wskazują pomiary gęstość podlega silnym fluktuacjom [1]. Pasy Van Allena stanowią pewnego rodzaju pułapkę magnetyczną, w której uwięzione są cząstki ze strumienia wiatru słonecznego. Równanie toru cząstek poruszających się w tym obszarze wskazują, że cząstki poruszają się po dość skomplikowanych torach spiralnych przebiegających na przemian między obszarami południowymi i północnymi pasów [6]. Niektóre cząstki znajdujące się w pasach Van Allena mają pochodzenie spoza wiatru słonecznego [1]. 

Źródło: Paweł Artymowicz, Astrofizyka układów planetarnych, PWN, 1995

Obszar magnetosfery zakończony jest tzw. magnetopauzą. Chcąc określić kształt magnetopauzy należy w sposób poprawy określić rozkładu pola ciśnienia na bocznych obszarach magnetosfery [5]. W magnetopauzie występują dwa punkty osobliwe w którym zbiegają się wszystkie linie pola magnetycznego, które oplatają powierzchnię graniczną. W punktach osobliwych pole magnetyczne znika, a obszary otaczające powyższe obszary nazywane są lejami polarnymi [5].

Kształt magnetosfery nie jest stały. Pulsuje ona kurcząc się i rozszerzając w zależności od prędkości z jaką poruszają się cząstki wiatru słonecznego. Na kształt magnetosfery wpływa także koncentracja cząstek w strumieniu wiatru słonecznego [1].

  1. Zjawisko zórz

Zjawisko zorzy polarnej jest konsekwencją oddziaływania wysokoenergetycznych cząstek wiatru słonecznego z cząsteczkami gazu stanowiącego ziemską atmosferę. Cząstki wiatru słonecznego to głownie elektrony, ale także i protony, które poruszają się z bardzo dużą prędkością. Średnia prędkość cząstek wiatru słonecznego w okolicach Ziemi to około 400-450 km/s. Cząsteczki wiatru słonecznego wchodząc w atmosferę ziemską zderzają się z cząsteczkami atmosfery. Cząsteczki wiatru mają dużą energię 10keV. Zderzając się z atomami zgodnie z zasadami zachowania energii i pędu przekazują część swojej energii i pędu elektronom znajdującym się na zewnętrznych powłokach elektronowych. Elektron po uzyskaniu energii przeskakuje na wyższą powłokę. Atom w wyniku oddziaływania z elektronem wprowadził atom w stan wzbudzenia. Atom w stanie wzbudzenia nie będzie znajdował się przez nieskończony okres czasu. Na ogół trwa to od kilku sekund do kilku minut [1]. Po tym czasie elektron przeskakuje z powłoki wyższej na niższą, przechodząc w ten sposób do stanu podstawowego. Nadmiar energii jaką posiada elektron zostanie wyemitowana w postaci kwantu promieniowania elektromagnetycznego, którego długość fali mieści się w zakresie widma światła widzialnego o określonej barwie. Z obserwacji wiadomo, że barwy zorzy są różne, od koloru zielonego, po niebieski, purpurowy czy czerwony, ale także żółte a nawet białe [7]. Wszystko zależy od tego z jakim atomem w atmosferze cząstki wiatru słonecznego się zderzą. Kiedy zderzenie następuje z atomami tlenu, na niższych wysokościach rzędu 110 km, wówczas efektem zderzenia elektronów z wiatru słonecznego z atomami tlenu, jest zielona barwa zorzy. Kiedy do zderzenia dochodzi na wyższych wysokościach z atomem tlenu, gdzie gęstość atmosfery jest mniejsza, a elektrony wiatru słonecznego są bardziej energetyczne, efektem tego zderzenia jest emisja promieniowania elektromagnetycznego o długości 630nm oraz 636,4 nm, czy jest to zakres widma światła widzialnego o barwie czerwonej [1]. Obserwujemy wówczas zorze w kolorze czerwieni. Kiedy cząstki wiatru słonecznego zderzają się z atomami azotu wówczas wyemitowane promieniowanie elektromagnetyczne ma długość fali o barwie niebieskawej i purpurowej [1]. Badania spektroskopowe ujawniły charakterystyczne dla zórz linie widmowe tlenu: 557,7 nm, 630 nm, 636,4 nm. Natomiast charakterystycznymi liniami widmowymi azotu cząsteczkowego oraz jonu N2+są linie o długości: 470,8 nm, 646,6 nm, 427,8 nm, 723,4 nm, 420 nm, 391,4 nm. Dla atomu wodoru Hα dwie linie widmowe o długości fali 656,3 nm oraz 486,1 nm są charakterystyczne dla zórz [8]. Zorze w kolorze czerwonym są rzadko obserwowane, a to dlatego, że do ich wywołania potrzebne są bardziej energetyczne elektrony wiatru słonecznego [1].

            Barwa zorzy zależy także od tego, czy dany obszar atmosfery jest oświetlony przez Słońce czy też nie. W obszarach oświetlonych Słońcem zorza charakteryzuje się barwą fioletową lub błękitnoszarą. W obszarze atmosfery, który nie jest oświetlony Słońcem, zorze charakteryzują się barwą żółtozieloną, sporadycznie czerwoną [8].   

Zorze mogą występować na różnych wysokościach. Dolna granica świecenia wynosi 60-140 km nad powierzchnią Ziemi [1]. Obserwacje wykazały również, że zorze mogą występować na znacznych wysokościach, nawet na wysokości 1100 km [8]. Wysokość na jakiej się pojawia świecenie zależy od intensywności. Wraz ze wzrostem intensywności dolna granica świecenia obniża się. Na niższych wysokościach na ogół występuje zorza zielona. Na wyższych wysokościach bardziej czerwona.

Zorze możemy podzielić pod kątem morfologicznym oraz w zależności od miejsca ich wystąpienia i są to zorze [5]:

  1. dyfuzyjne:
  • słabe zorze o strukturze drobnych pasm, jasne świecenie pojawiające się między północą i świtem);
  1. zwykłe dyskretne:
  • w sektorze nocnym przed północą mają postać kurtyn
  • wyraziste o intensywnych formach, w postaci pofalowanych zasłon/kurtyn, spadających z nieba;
  • w sektorze dziennym zorza promieniuje na zewnątrz z obszaru centralnego,
  1. czapy polarnej:
  • podłużne struktury rozciągające się równolegle do południka północ-południe,
  • pojedyncze łuki lub formy zorzowe złożone z 2 lub 3 łuków,
  • zorze typu – pas świecenia rozciągający się od dziennego leja polarnego poprzez czapę polarną, ku obszarowi nocnemu, łączący się z zorzą w owalu zorzowym.

Zorze dyfuzyjne wywoływane są przez cząstki pochodzące z centralnej warstwy plazmowej.  Populacja tych cząstek opisana jest rozkładem Maxwella o średniej energii kilku keV. Cząstki te nie są znacząco przyspieszane. W obszarze zorzy dyfuzyjnych stwierdzono także występowanie protonów, których populacja może być również opisana rozkładem Maxwella [5].  

W wypadku zorzy dyskretnej świeci ona w obszarze przepływu prądu elektrycznego ku górze wzdłuż pola magnetycznego. Prąd jest spowodowany ruchem elektronów poruszających się wzdłuż linii pola magnetycznego ku Ziemi. Elektrony są przyspieszane w polu magnetycznym i finalnie osiągają one energię rzędu 1-10 keV. Poniżej obszaru, gdzie cząstki zostają przyspieszane, obserwacje wykazały, istnienie wysypujących się elektronów. Powyżej obszaru stwierdzono istnienie jonów, które uzyskują przyspieszenie w kierunku do góry, co stanowi także bezpośrednie potwierdzenie istnienie pola elektrycznego, skierowanego do góry. Obszar przyspieszania cząstek rozciąga się od 3-12 km wysokości. W obszarze tym występują niejednorodności, o rozmiarach rzędu 100 km, w których przyspieszanie cząstek jest silne, a cząstki poruszają się do dołu osiągając prędkość 5-10 km/s.  W obszarze tym występuje silna emisja radiowa. W obszarach silnego przyspieszania potencjał pole elektrostatycznego jest największy od strony Ziemi. Elektrony silnie przyspieszane wpadają do atmosfery i wywołują dyskretne świecenie zorzowe [5].

Zorze czapy polarnej pojawiają się podczas niskiej aktywności geomagnetycznej oraz wtedy, kiedy międzyplanetarne pole magnetyczne skierowane jest na północ. Zorze theta wywołują prawdopodobnie protony oraz elektrony o charakterystykach zbliżonych do elektronów z warstwy plazmowej oraz na jej granicy [5].

Pod względem morfologicznym wyróżnia się siedem postaci zorzy polarnej [7]:

  1. Łuk – jednorodne łuki, z wyraźnym dolnym brzegiem. Rozciągają się prostopadle do południka magnetycznego.
  2. Wstęga – czy też inaczej draperie, szeroka ruchliwa wstęga, sprawiająca wrażenie pofałdowanej kurtyny.
  3. Korona – lub inaczej wachlarz, zbiór szerokich promieni wychodzących w zenitu magnetycznego.
  4. Poświata – słabe świecenie nad horyzontem.
  5. Plama – pojawiający się pod koniec widowiska, obszar świecący przypominający chmurę Cumulus, mocno pulsujący.
  6. Promień – prawie pionowa smuga światła.
  7. Zasłona – słaby, równomierny blask na znacznej części nieba.

Natężenie barw zórz może być bardzo zróżnicowany. Wyróżnia się kilka odmian [7]:

  1. Pulsacje – obserwuje się powolne pulsowanie. Natężenie światła zmienia się co kilka minut.
  2. Migotanie – obserwuje się gwałtowne zmiany natężenia światła, które mogą zachodzić w części zorzy lub w całym jej obszarze.
  3. Płomienistość – obszar gwałtowanej fali jasności wznoszącej się nad horyzontem

Jak wspomniano wyżej zorza jest zjawiskiem dynamicznym i może przybierać różnorakie formy.

Zorza w formie poświaty (poniżej, za górami) i prześwitującej zasłony (powyżej). Źródło: https://www.auroraiceland.uk/ .

Świecenie (ang. glow) zorzy następuje wtedy, gdy sama zorza skrywa się płytko pod horyzontem, poza linią widzenia – np. za pasmem górskim, które ją przesłania. Świecenie jest na ogół jednorodne, zielonkawe lub białe. Na zdjęciach może utrwalić się jako intensywnie zielone.

Łuk jednorodny. Źródło: https://www.auroraiceland.uk/ .

Jednorodne łuki i pasma (homogenous arc or band) stanowią łuki zorzowe nieposiadające wewnętrznej struktury, zwykle z dobrze określonymi granicami górną i dolną. Mogą mieć kształt tęczy, łuku zorzy rozciągającego się na kierunku wschód-zachód, lub „wstążki” (ribbons) o nieregularnych kształtach. Łuki mają skłonność do powolnego przesuwania się w kierunku północy lub południa. Pasma poruszają się nieco szybciej, zmieniają położenie również zagięcia łuków. Zwykle zorze ze strukturami łukowatymi są umiejscowione z dala od obserwatora, a ich forma jest wynikiem skrótu perspektywicznego (np. przejście od łuków promienistych do prążkowanych w miarę zbliżania się do obserwatora). Zgodnie z tym, łuki i jednorodne pasma są postrzegane albo jako białe (gdy są słabe), albo w odcieniach zieleni (od bladej do bardzo intensywnej) i zwykle nie mają innych barw.

Taniec promienistych pasm na całym niebie. Źródło: https://www.auroraiceland.uk/ .

Promieniste łuki i pasma (rayed arc or band) są podobne do jednorodnych, z tym zastrzeżeniem, że są złożone z wielu promienistych, pionowych struktur, które się poruszają w czasie. Promienie w łukach mogą migotać ze wschodu na zachód poziomo wzdłuż łuku, podczas gdy promienie w pasmach są często wielokrotnymi, nieregularnymi, promienistymi zasłonami, które zaginają się i „tańczą”. Podczas silnych zórz zasłony to potrafią się bardzo szybko poruszać, formując rozległe „zawijasy” na niebie. Widziane gołym okiem wydają się intensywnie zielone, ale mogą przyjmować inne barwy. W intensywnych, promienistych zasłonach lub łukach niższe frędzle promieni mają często różowy kolor, podczas gdy górne są głęboko czerwone lub purpurowe.

Słabe pasma prążkowane o niskiej intensywności. Źródło: https://www.auroraiceland.uk/ .

Pasma prążkowane (striated band) – często widoczne w zorzach na Islandii. Zazwyczaj składają się z gęstej połaci zorzy i wielu oddzielnych, pionowych pasów najczęściej pionowo nad obserwatorem oraz przeświecającego spoza nich czystego nieba. Rozciągają się pionowo do góry od wschodniego lub zachodniego horyzontu, i zwykle zanikają do wąskiego, rozmytego pasma dokładnie nad głową obserwatora. Zwykle zorze prążkowane koncentrują się w jednym kierunku a w przeciwnym prawie ich nie widać. Pozostają widoczne w jednej części nieba przez dłuższy czas, lub przesuwają się bardzo powoli. Dla oka nieuzbrojonego zorze prążkowane pozostają białe lub zielonkawe. Na zdjęciu mogą też wykazywać fragmenty prążków różowych.

Promienie zorzowe na tle innych rodzajów aktywności zorzowej. Źródło: https://www.auroraiceland.uk/ .

Promienie zorzowe (aurora rays) mogą wystąpić w łukach prążkowanych (jak opisano powyżej). Jakkolwiek, pionowe promienie mogą występować w pojedynkę lub w oddzielnych gromadach. Zwykle promienie te są niezależne od głównej zorzy i mogą prędko pojawiać się i znikać. Mogą być wszędzie, od horyzontu po zenit. Dla gołego oka mogą wydawać się białe, żółtozielone bądź zielone a na zdjęciu okazują się czasem czerwone lub purpurowe na wierzchołkach.

Piękna korona widziana nieco z boku. Źródło: https://www.auroraiceland.uk/ .

Korony są bardziej wynikiem postrzegania niż oddzielnym typem zorzy. Podczas, gdy niektóre rodzaje zórz poruszają się ponad obserwatorem, perspektywa patrzenia w górę sprawia, że zbiegają się w punkt, aby uformować koronę. Korona jest formą zorzy wywierającą największe wrażenie, jako że pokazuje się w zenicie, i ewoluuje (często bardzo szybko) nad głową obserwatora. Zwykle trwa krótko, czasami nieco dłużej. Dla oka zbiegające się w punkt, długie promienie zazwyczaj się jasnozielone i często zawierają różowe lub purpurowe akcenty (w zależności od natężenia).

  1. Obszar występowania zórz na Ziemi

Zorze polarne pojawiają się między 68° a 78° szerokości geograficznej [1]. Dokładnie to obszar maksymalnej częstotliwości występowania zórz występuje w owalnym pasie, nazywanym strefą zorzową, którego szerokość to kilkaset kilometrów. Centralna część tego obszaru w ciągu doby nie zachowuje stałego położenia, tylko przemieszcza się od 68° do 78° szerokości geograficznej [1]. Obszar ten z punki widzenia Słońca zachowuje stałe położenie i dlatego podczas ruchu obrotowego Ziemi obszar ten zmienia swoje położenie [1]. W okolicach północy środek owalu zajmuje obszar znajdujący się na 68° szerokości geograficznej. Obszar maksymalnej częstotliwości ich występowania obejmuje obszar przechodzący przez północną Norwegię, Islandię, południowe rejony Grenlandii oraz północne obszary Ameryki i Azji. Jak wskazują obserwacje w tych rejonach średnio przez 109 dni obserwowane są zorze [8]. Kierując się na południe, ku niższym szerokością geograficznym. Okazuje się, że częstotliwość występowania zorzy spada. W Europie środkowej to są zaledwie 2 dni w ciągu roku. Im bliżej równika, tym częstotliwość występowania zórz jeszcze bardziej maleje. W południowych rejonach Europy, Ameryki środkowej czy Azji może zostać zarejestrowane zaledwie jedno zdarzenie na 10 lat [8]. Odsuwając się na północ od obszarów maksymalnej częstotliwości występowania zórz, ich liczba maleje, ale i tak ilość zdarzeń zorzowych jest większa w porównaniu z częstotliwością ich występowania na południu od tego obszaru.

Literatura

  1. Jerzy M. Kreiner, Ziemi i Wszechświat – astronomia nie tylko dla geografów, Wydawnictwo naukowe Uniwersytetu Pedagogicznego – Kraków, 2009.
  2. Lech Czechowski, Tektonika płyt i konwekcja w płaszczu Ziemi, PWN, 1994.
  3. Hannau Karttunen, Pekka Kroger, Heikki OJa, Markku Poutanwen, Karl Johan Donner, Astronomia ogólna, PWN, 2020.
  4. Fizyka i ewolucja wnętrza ziemi, pod redakcją Romana Teisseyre’a, PAN-Wydawnictwo PWN, Warszawa 1983.
  5. Tadanori Ondoh, Katsuhide Mareubashi, Wiedza o Środowisku Kosmicznym, Wydawnictwo Centrum Badań Kosmicznych PAN, Warszawa, 2007.
  6. Paweł Artymowicz, Astrofizyka układów planetarnych, PWN, 1995.
  7. Storm Dunlop, Pogoda – przewodnik ilustrowany, Wydawnictwo Świat Książki, Warszawa 2003.
  8. Anna Madany, Fizyka atmosfery – wybrane zagadnienia, Oficyna Wydawnicza Politechniki Warszawskiej, Warszawa 1996.

UDOSTĘPNIJ STRONĘ