|
AURORA
Historie
Počátek
letopočtu |
- Polární záře pozorovány příležitostně Číňany,
Řeky a Římany.
|
|
16. století |
- Tycho Brahe pozoruje polární záře na hvězdárně v
Uraniborgu.
|
|
17. století |
- Pierre Gassendi pozoruje na počátku století několik
září a navrhuje pro ně název Aurora Borealis. Objev slunečních skvrn (1609), Maunderovo minimum
sluneční aktivity (1645-1715), polární záře pozorovány zcela
výjimečně.
|
|
1733 |
- J. J. Dortou de Mairan navrhl, že polární záře
vznikají interakcí slunečního fluida s atmosférou Země. První
teorie, která dává do souvislosti polární záře se Sluncem.
|
|
1741 |
- Olof P. Hiorter pozoruje chvění kompasové střelky při
polární záři. Hiorter byl asistentem Anderse Celsia. Spolu poukázali
na magnetickou povahu polárních září.
|
|
1745 |
- Don Ulloa, španělský námořník, pozoruje polární
záře na mysu Horn (56°) a potvrzuje tak domněnku J. Mairana, že polární
záře probíhají i v jižních polárních oblastech.
|
|
1770 |
- Kapitán James Cook potvrzuje výskyt polárních září
ve vysokých jižních šířkách.
|
|
1775 |
- Pehr Wilhelm Wargentin zjišťuje na základě mnohaletého
pozorování, že polární záře se vždy vyskytují na mnoha místech
současně a jejich výskyt pokrývá celý pás obklopující severní pól.
|
|
1896 |
- Kristian Birkeland navrhuje, že polární záře jsou
způsobeny elektrony vyvrženými ze Slunce. Plasma vyvržené ze Slunce
je zachyceno magnetosférou Země a vznikají proudy tekoucí podél
silokřivek magnetického pole (tzv. Birkelandovy proudy).
|
Birkeland své teorie ověřoval experimentálně. Zkonstruoval
malou napodobeninu Země
(terrellu). Šlo o kovovou zmagnetizovanou kouli, kterou ve vakuové komoře
ostřeloval
elektrony. Ty se skutečně dostávaly do polárních oblastí. Jeho
experiment je vyobrazen na
norské dvousetkorunové bankovce a terrella je dnes uložena v Muzeu
polárních září v Tromso.
|
1939 |
- Hannes Alfvén navrhuje první detailní model polárních
září a magnetických bouří. Proudy tekou v polární oblasti v proudových stěnách podél
magnetického pole Země a excitací atomů atmosféry způsobují záření.
|
|
1954 |
- Seaton a Hunten navrhují stupnici intenzity
polárních září (I až IV) založenou na počtu emitovaných fotonů. Dnes
je tato stupnice známa jako IBC (International Brightness
Coefficient).
|
|
1966 |
- Navigační satelit 1963-38C detekuje předpokládané
proudy v horních vrstvách atmosféry.
|
|
1973 |
- Satelit TRIAD provádí první podrobná měření
proudů tekoucích podél magnetického pole Země. Maximum tekoucích
proudů je na 70. rovnoběžce, tečou ve svislých stěnách, některé
stěny mají směr proudu vzhůru, jiné dolů.
|
Triad: Bíle jsou označeny proudy tekoucí do
ionosféry, šrafovaně
z ionosféry. Tato měření se stala podkladem pro znak expedice.
|
1974 |
- Vzniká A. Vallance-Jonesova klasifikace tvarů
polárních září (HA, HB, RA, RB, DS, PS, PA, PC, F).
|
|
1981 |
- Satelit DYNAMICS EXPLORER I poprvé pozoruje celý
aurorální ovál.
|
|
1989 |
- Dne 13.3. dorazil k Zemi oblak nabitých částic.
Prudké změny magnetického pole indukovaly elektrické napětí, které
způsobilo vyhoření hlavního transformátoru kanadské provincie
Quebec. Totální kolaps energetické sítě zasáhl Kanadu, Ontario i
Britskou Kolumbii. Lokální výpadky byly v Pensylvánii, New Yorku a
Kalifornii. Nad ztemělou Amerikou se rozzářily nádherné polární
záře.
|
|
90. léta |
- Pozorovány polární záře na Saturnu a Jupiteru (HST,
kamera STIS), intenzivní výzkum polárních září Země z kosmického
prostoru (POLAR, DYNAMICS EXPLORER I, NOAA). Ukazuje se, že polární
záře stejného typu se vyskytují ve stejném čase na jižní i severní
polokouli.
|
|
Polární záře na Saturnu v UV oboru. HST, STIS, 1998. |
Polární záře na Jupiteru, severní pól. HST,
STIS. |
Klasifikace polárních září Polární záře (Aurora Polaris) dělíme na polární záře severní
(Aurora Borealis) a polární záře jižní (Aurora Australis).
-
Klasifikaci
polárních září z hlediska intenzity zavedl Seaton a Hunten v roce
1954 (jednotkou intenzity je 1 R - rayleigh, 106 fotonů
dopadajících na 1 cm2 za jednu sekundu). Výsledkem
je koeficient IBC (International Brightness Coefficient), který
podle pozorované intenzity nabývá hodnot I až IV.
-
Klasifikaci polárních září z hlediska
pozorovaného tvaru zavedli Valance a Jones v roce 1974 do devíti
základních skupin.
Seaton-Huntenova klasifikace
| IBC |
Intenzita (R) |
Ekvivalentní zdroj |
| I |
103 |
Mléčná dráha |
| II |
104 |
Cirry osvětlené Měsícem |
| III |
105 |
Kumuly osvětlené Měsícem |
| IV |
106 |
Měsíc v úplňku |
Valance-Jonesova klasifikace
| Tvar |
Anglický název |
Popis |
| HA |
Homogeneous Arc |
Homogenní oblouk. Útvar bez struktury ve výšce,
směru a intenzitě. |
| HB |
Homogeneous Band |
Homogenní pás. Jako HA, proměnný v podélném
směru. |
| RA |
Rays Arc |
Paprskový oblouk. Jako HA, intenzita má svislou
paprskovou strukturu. |
| RB |
Rays Band |
Paprskový pás. Jako RA, intenzita má svislou
paprskovou strukturu. |
| DS |
Diffuse Surface |
Difúzní povrch. Nepravidelná stejnoměrně svítící
oblast. |
| PS |
Pulsating Surface |
Pulsující povrch. Jako DS, ale intenzita se mění
řádově v sekundách. |
| PA |
Pulsating Arc |
Pulsující oblouk. Jako HA, ale intenzita se mění
řádově v sekundách. |
| C |
Corona |
Koróna. Soustava paprsků podél magnetického pole. |
| F |
Flaming |
Plápolání. Útvary proměnné intenzity pohybující
se k zenitu. |
   
Některé naše fotografie. Zkuste si je
zařadit!
-
Další klasifikací je tzv. Kp index,
který je úměrný změnám geomagnetického pole vůči klidovému stavu a
jeho stupnice je desetidílná. Z Kp indexu je odvozen
index aktivity
NOAA. Oba indexy určují spodní hranici geomagnetické šířky, na které lze
polární záři pozorovat. Vzhledem k tomu, že severní magnetický pól je
vůči geografickému posunut o 11° směrem k americkému kontinentu
(nachází se na 78,6° s.š. a 70,1° z.d.), jsou Američané a Kanaďané v
pozorování Aurory značně zvýhodněni. Pro Prahu (geomagnetická šířka
45,5°) vyplývá, že k pozorování polární záře musí hodnota indexů dosáhnout
maxima.
|
Kp index |
Spodní hranice
geomanetické šířky |
Index NOAA |
Spodní hranice
geomanetické šířky |
| 0 |
66,5 |
1 |
67,5 |
| 1 |
64,5 |
2 |
66,5 |
| 2 |
62,4 |
3 |
65,6 |
| 3 |
60,4 |
4 |
63,9 |
| 4 |
58,3 |
5 |
62,5 |
| 5 |
56,3 |
6 |
60,7 |
| 6 |
54,2 |
7 |
58,6 |
| 7 |
52,2 |
8 |
56,7 |
| 8 |
50,1 |
9 |
54,6 |
| 9 |
48,1 |
10 |
51,0 |
| - |
- |
10+ |
48,5 |
| - |
- |
10++ |
45,0 |
Výskyt září
Polární záře se vyskytují v polárních oblastech na severní
i jižní polokouli. Přibližně na 70. stupni se vyskytuje tzv. aurorální
ovál, který může být široký až 5°. Nejlépe je viditelný v UV záření z
kosmického prostoru. Aurorální ovál může být různě deformovaný. Jeho
intenzita souvisí přímo se sluneční aktivitou. V období zvýšené sluneční
aktivity se v oblasti aurorálního oválu vytvářejí nádherné strukturované
polární záře. Polární záře mohou vznikat ojediněle i mimo aurorální ovál,
potom mají ale výrazně chudší strukturu. Z fyzikálního hlediska je
aurorální ovál oblastí elektrických proudů tekoucích podél magnetických
silokřivek Země. Na obrázku je aurorální ovál fotografovaný družicí POLAR
v UV oblasti (1997). Polární záře
vznikají ve výškách 70 až 300 km nad Zemí. Okem pozorované polární záře jsou jen
dolní částí tekoucích proudů. Na délku (podél rovnoběžky) může polární
záře dosáhnout až 1000 km. Tloušťka svítících stěn nepřesahuje několik
kilometrů, maximálně desítek kilometrů.
Charakteristický čas vývoje polárních září může být v
minutách, ale i ve sekundách u pulsujících povrchů. Někdy lze pozorovat
vlnění stěn polárních září a světlé sloupce pohybující se polární září.
Charakteristické barvy jsou zelená (kyslík), červená
(kyslík, vodík), modrá (molekulární dusík). Výrazně září kyslík v UV
oboru, toho se využívá zejména při fotografování polárních září z oběžné
dráhy Země.
 Fyzikální mechanismy Slunce je hvězda s proměnnou sluneční aktivitou, která se
přenáší na Zemi prostřednictvím slunečního větru - toku nabitých i
neutrálních částic, který zaplavuje celou Sluneční soustavu. Tyto částice
se dostávají do magnetosféry Země, kde konají rotační pohyb podél
silokřivek pole. Typické poloměry rotačního pohybu jsou 200 metrů pro
protony a 10 cm pro elektrony. Protony mohou v důsledku srážek zachytávat
elektrony a stát se vodíkovými atomy, na které již magnetické pole nemá
vliv. V aurorální
oblasti dochází k elektrickému výboji, při kterém se vytvářejí proudové
stěny s proudovou hustotou cca 30 µA/m2. Proudy tečou
podél silokřivek magnetického pole Země.
Mikroskopické procesy:
Přímá excitace. Elektrony zachycené v magnetosféře se
sráží s atomy a molekulami atmosféry a excitují je na vybuzené hladiny:
X + e —> X * + e.
Při následné deexcitaci je vyzářeno světlo charakteristické vlnové délky:
X * —> X + g.
V hustších vrstvách atmosféry není na deexcitaci zářením dostatek času.
Nadbytečná energie je předána při srážkách mnoha dalším atomům a
molekulám v atmosféře. Proto se vyskytují polární záře ve výškách nad
70 km, kde je čas k deexcitaci zářením. Nepřímé excitace. Existuje celá řada
nepřímých excitačních procesů souvisících se srážkami. Jako příklad
uveďme zachycení magnetosférického elektronu ionizovanou molekulou
kyslíku. Ta se v důsledku srážky rozštěpí na atomární kyslík, který bude
v excitovaném stavu: O2+ + e —> O* + O.
Následně bude excitovaný kyslík deexcitovat za vzniku záření: O * —> O + g. Kolize s protony. V důsledku srážky s
protonem může dojít například k ionizaci vodíku (ztratí svůj elektron), k ionizaci
molekuly či k štěpení molekuly. Polární záře způsobené protony jsou
nevýrazné (typ I) a zpravidla bez struktury (HA, DS).
Tyto procesy jsou zodpovědné za světelné efekty
doprovázející polární záře. Různé přechody v atomárních obalech kyslíku a
dusíku způsobují zejména zelenou, červenou a modrou barvu polárních září.
Barva polárních září souvisí s momentálním stavem atmosféry a s nadmořskou
výškou. Výjimečně se pozorují i žluté polární záře při překrytí červené a
zelené oblasti. Barva polárních září je nejčastěji zelená na vlnové délce
557.7 nm, která odpovídá emisní čáře O(1S).
Typické spektrální čáry v polární záři
|
