Aurora Borealis: Cząstki naładowane w Magnetorzezi Ziemi

Magnes, wiatr i kurtyna światła

Ziemia jest magnesem owiniętą bańką plazmową znaną jako magnetosfera. Słońce stale wypuszcza strumień protonów i elektronów na zewnątrz – wiatr słoneczny – z prędkością 300 do 800 km/s, a gdy ten wiatr dociera do Ziemi, nie może po prostu przebić się przez pole planetarne. Zamiast tego pole odchyla większość z niego, kompresując dzień magnetosferę do około 10 promieni Ziemi i ciągnąc nocną stronę w długi ogon magnetyczny. Aurora to to, co dzieje się, gdy niewielka część tego wiatru słonecznego przedostaje się jednak, jest przyspieszana i pada na dno pola liniowego w górną atmosferę w pobliżu biegunów.

Zwykle uszkodzającym cząsteczką jest elektron o energii kilku keV. Gdy spiralizuje w dół linii pola i uderza w rzadką powietrze 100 do 300 km nad ziemią, zderza się z atomami tlenu i azotu, wypychając ich elektrony w stan wzbudzony. Kiedy te atomy wracają do stanu podstawowego, emitują foton o długości fali ustalonej przez poziomy energii – zielony od tlenu atomowego około 557,7 nm, czerwony od tlenu wyższego poziomu około 630,0 nm i niebiesko-fioletowy od jonizowanego azotu.

Siła Lorentza i dlaczego cząstki spiralują

Równanie napędzające każdą cząstkę w symulacji to siła Lorentza: cząstka o ładunku odczuwa siłę proporcjonalną do jej ładunku, pola elektrycznego i prędkości pomnożonej przez pole magnetyczne.

F = q(E + v × B) Dla prawie nieruchomego pola dipola (E ≈ 0 w oddaleniu od Ziemi): F = q v × B Ponieważ część siły magnetycznej jest zawsze prostopadła do prędkości, nigdy nie przyspiesza ani nie spowalnia cząstki – jedynie ją obraca. Rezultatem jest spiralowanie: cząstka o ładunku krąży wokół linii pola z częstotliwością cyklotronową ω = qB/m, rysując helisę, którego osie biegną wzdłuż linii pola samo.

F = q(E + v × B)

For a nearly-static dipole field (E ≈ 0 far from Earth):
F = q v × B

Od ogona do biegunów: przyspieszenie i opadanie”, “paragraphs”: [

Większość przychodzących cząstek z wiatru słonecznego nie dociera bezpośrednio do atmosfery – pole ziemskie stanowi stosunkowo dobrą ochronę. Aurora jest karmiona głównie cząstkami, które są energetyzowane wewnątrz magnetyosfery, zwłaszcza w ogonie magnetycznym, gdzie wydłużone linie pola magazynują energię z wiatru słonecznego jak paralotnia. Podczas burzy substormowej ta zgromadzona energia magnetyczna jest uwalniana w ciągu kilku minut poprzez proces nazywany ponownym połączeniem: przeciwnie skierowane linie pola po obu stronach neutralnej płyty ogona łączą się i przekształcają, odrzucając plazmę zarówno na zewnątrz, jak i ku Ziemi. Elektrony poruszające się w kierunku Ziemi są dodatkowo przyspieszane przez pole elektryczne wyrównane z liniami pola blisko bieguna i ostatecznie odbijają się lub opadają do jonosfery, wzbudzając gaz, który świeci jako zorza polarna.

Gdy cząstki spiralują w głąb wzdłuż linii pola, również się skupiają – linie pola zgęszczają się w pobliżu biegunów, a cząstka poruszająca się w obszarze rosnącego natężenia pola odczuwa siłę wypychania do tyłu, zwaną efektem lustrzanym magnetycznym. Cząstki o zbyt małym kącie padania (kąt między prędkością a linią pola) uciekają z tego lustra i giną w atmosferze; ten obszar ucieczki jest dokładnie populacją, która rozświetla niebo.”]}**”**

Powiązanie owalu zorciowego z indeksem Kp

Ze względu na to, że linie pola magnetycznego prowadzące do ogona skupiają się wokół biegunów magnetycznych, zorza tworzy przybliżony owalny pas w odległości 15 do 25 stopni od każdego bieguna geomagnetycznego, zamiast losowego rozproszenia. Aktywność geomagnetyczna jest śledzona za pomocą indeksu Kp, skali od 0 do 9 zbudowanej na podstawie pomiarów magnometrycznych z całego świata, która mierzy stopień zakłóceń pola ziemskiego w oknie czasowym wynoszącym 3 godziny. Cichy indeks Kp rzędu 1-2 utrzymuje owal blisko biegunów i widoczny głównie z umiarkowanych szerokości geograficznych Arktyki; poziom burzy indeksu Kp rzędu 7-9, zwykle wywołany uderzeniem masy koronalnej w magnetosferę, rozszerza i zwiększa jasność owalu, tak że można go obserwować nawet z środkowych szerokości geograficznych.

Kp zwykły brzeg owalu (szerokość geomagnetyczna) 0-2 ~66-70°N — tylko Obwód Arktyczny 3-4 ~62-65°N — północna Skandynawia, Alaskę, Kanadę 5-6 ~55-58°N — Szkocja, Kanada Północna, Stany Zjednoczone (Północ) 7-9 ~45-50°N — Europa Środkowa, północne stany USA Ta sama fizyka działa w odwrotny sposób na południowym biegunie, jak zorza australis, odbita przez płaszczyznę równikową, ponieważ linie pola magnetycznego łączące oba półkule mają tę samą populację cząstek opadających z każdego końca.

Kp   typical oval edge (geomagnetic latitude)
0-2  ~66-70°N   — Arctic Circle only
3-4  ~62-65°N   — northern Scandinavia, Alaska, Canada
5-6  ~55-58°N   — Scotland, southern Canada, northern US
7-9  ~45-50°N   — mid-latitude Europe, northern US states

Frequently asked questions

Wypróbuj na żywo

Wszystko powyżej działa bezpośrednio w Twojej przeglądarce — otwórz Aurora Borealis i zmieniaj parametry podczas działania. Nic nie jest instalowane ani przesyłane na serwer, cały model działa w jednej karcie.