мини|350п|Слики од северната и јужната поларна светлина. Поларна светлина () — природна појава на светлина на небото, особено во поларните региони, предизвикана од судирот на наелектризираните честички под влијание на магнетното поле на Земјата. Поларната светлина обично се забележува ноќе, а настанува во јоносферата. Таа е позната и како поларна аврора или колективно, како поларни светлини (аурори). Овие феномени обично се видливи помеѓу 60 и 72 степени северна и јужна географска ширина, со што се ставаат во рамките на Северниот и Јужниот Поларник. Поларните светлини настануваат подлабоко во поларните региони, но тие се реткост и често се невидливи за голо око.
На Северниот Пол овој ефект е познат како aurora borealis (или северна светлина), наречена по Аврора, римската божица на зората и старогрчкиот назив за северниот ветер, Бореј. Поларната светлина во близина на магнетното поле може за се забележи високо над Земјата, но гледано од поголема далечина, таа го осветлува северниот хоризонт со зеленикав сјај или понекогаш со бледо црвена боја, па изгледа како Сонцето да изгрева од необична насока. Оваа светлина обично се јавува за време на рамнодениците. Низ историјата ѝ се давале голем број имиња. Крите (домородcки народ во Америка) овој феномен го нарекле "танцот на духовите". Во Европа, во средниот век се верувало дека поларните светлини биле знак од Бога.
Нејзината јужна двојничка, aurora australis (или јужна светлина), има слични својства и е видлива во јужните географски широчини на Антарктикот, Јужна Америка и Австралија.
Поларните светлини може да се забележат насекаде низ светот и на други планети. Тие се повидливи поблиску до магнетните полови на Земјата поради подолгите периоди на темнина и магнетното поле.
Современите прирачници за стилови препорачуваат имињата на метеролошките феномени, како што е аврора бореалис, да не се пишуваат со голема почетна буква. Механизам на поларната светлина Поларните светлини настануваат како резултат на фотоните во горниот дел на атмосферата на Земјата, над 80 км (50 милји), поради јонизираните атоми на азот кои апсорбираат електрони, и атомите на кислород и азот кои преминуваат од возбудена состојба (состојба на висока енергија), во основна состојба (состојба на ниска енергија). Тие се јонизирани или се во возбудена состојба поради судирот со честичките од сончевиот ветер, упатени и забрзани кон магнетното поле на Земјата при што возбудената состојба се губи со емисиите на фотони во светлината, или со судир со други молекули.
Емисии на кислород
Појава на зеленикаво - црвена светлина, во зависност од количината на апсорбирана светлина.
Емисии на азот
Појава на сина или црвена светлина. Светлината е сина ако атом се здобие со електрон откако ќе биде јонизиран. Црвена ако атомот премине од возбудена во основна состојба.
Кислородот е необичен во поглед на преминувањето во основна состојба: за три четвртини од секундата може да емитува зелена светлина, а за најмногу две минути црвена. Судирот со други атоми или молекули може да предизвика апсорбирање на возбудената (висока) енергија и да спречи емисија. Бидејќи во самата височина на атмосферата има понизок процент на кислород и тој е ретко распределен, ретко се случуваат вакви судири кои би овозможиле појава на емисија на црвена светлина. Судирите стануваат почести во пониските делови на атмосферата, па така нема време да се појават црвените емисии, а понекогаш дури и емисиите на зелена светлина се спречуваат.
Ова е причината зошто на различна височина се јавува различна боја. На голема височина доминира црвената боја од кислородот, потоа се зелената боја од кислородот и сината/ црвената боја од азотот и на крај сината/ црвената боја од азотот кога судирите спречуваат кислородот да емитува каква било светлина. Зад овие светлини има розова боја, мешавина од црвената и зелената светлина, придружена со чиста црвена боја, жолта (мешавина од црвена и зелена) и на крај чиста сина боја.
Поларните светлини се придружени со сончевиот ветер и проток на јони кои континуирано доаѓаат од Сонцето. Магнетното поле на Земјата ги заробува овие честички, од кои многу патуваат и се забрзуваат кон Земјата. Судирите помеѓу овие јони и атомите и молекулите во атмосферата предизикуваат енергијата да се ослободува во облик на поларна светлина во големи кругови околу половите. Поларните светлини се почести и појасни при интензивната фаза на сончевиот циклус, кога настануваат експлозии на материјата во сонцето загрена до повеќе од милион степени со што се интензивира и сончевиот ветер. Гледано од вселената, овие огнени завеси образуваат тенки прстени во облик на тонзура на калуѓер.
Облици и магнетизам Обично поларните светлини се појавуваат или како распрскан сјај или како „завеси“ кои најчесто се шират во источно - западен правец. Понекогаш образуваат „совршен светлосен лак“, а други пак („активна поларна светлина“) постојано се менуваат. Секоја завеса се состои од многу паралелни зраци, секој подреден според локалната насока на линиите на магнетното поле, со што покажуваат дека магнетното поле на Земјата ги образува поларните светлини. Навистина, сателитите покажуваат дека електроните се насочуваат според линиите на магнетното поле, извиткувајќи се околу нив додека се движат кон Земјата.
Сличноста на завесите често се зголемува со наборите наречени „избраздини“. Кога линијата на магнетното поле водејќи до светли точки на поларната светлина доведува до точка директно над набљудувачот, поларната светлина може да изгледа како „корона“ од разидени зраци, односно ефект на перспектива.
Иако за првпат било споменато од страна на грчкиот антички истражувач/ географичар Питеј, Целзиус и Олоф Х. во 1741 година први опишале доказ за контролата на магнетното поле, имено, се појавувале големи магнетни промени секогаш кога поларната светлина била набљудувана одозгора. Ова укажува на фактот дека полраната светлина е придружена со голема електрична енергија, која протекува во регионот од каде се појавува поларната светлина (ова подоцна било увидено).
На 26 февруари 2008 гонина, сондата ТХЕМИС (THEMIS- сонда на НАСА) за првпат беше во можност да го утврди почетокот на нарушувања во магнетосферата на Земјата (бури во магнетосферата). Две од пет сонди беа поставени на оддалеченост од приближно една третина од Месечината, мерејќи случувања кои покажуваат дека магнетната реконекција настанува 96 секунди пред интензивирање на поларната светлина. Д-р Василис Ангелопоулос на Универзитетот на Калифорнија во Лос Анџелес, главниот истражувач во мисиите на НАСА потврди: „ Нашите податоци за првпат и јасно покажуваат дека магнетната реконекција е предизвикувачот“.
Повеќе докази за магнетната поврзаност даваат статистичките податоци од истражувањата за поларната светлина. Елијас Лумис (1860 година), а подоцна и подетално Херман Фриц (1881 година) утврдиле дека поларната светлина се појавува главно во „зоната на поларна светлина“, регион во облик на прстен со полупречник од околу 2.500 км околу магнетното поле на Земјата. Таа едвај се забележува во близина на географскиот пол, кој се наоѓа на оддалеченост од 2.000 км од магнетното поле. Моменталното ширење на поларните светлини (аурорен овал/ овал на поларна светлина) е малку поинакво, сместено околу 3 до 5 степени од магнетното поле на ноќната страна на планетата, со што лаковите на поларната светлина се шират кон екваторот околу полноќ и најдобро можат да се забележат ова време. Сончев ветер и магнетосфера Земјата постојано е под влијание на сончевиот ветер, проток на топла плазма (гас од слободни електрони и позитивни јони) која Сонцето ја емитува во сите правци и е резултат на двата милиони степени топлина од најнадворешниот слој на Сонцето, короната. Сончевиот ветер обично достигнува до Земјата со брзина од околу 400 км/ с, густина околу 5 јони/ цм3 и силата на магнетното поле од околу 2 до 5 нт (нанотесли, полето на површината на Земјата е околу 30.000 до 50.000 нт). Ова се типични вредности. Особено за време на магнетни бури, протоците може да бидат побрзи за неколкупати, а меѓупланетарното магнетно поле (ММП) може да биде многу посилно.
ММП потекнува од Сонцето, поврзано со полето на сончеви дамки, а неговите магнетни линии се шират со сончевиот ветер. Сончевиот ветер би имал тенденција овие линии да ги постави во правец Земја- Сонце, но ротацијата на Сонцето ги искосува за околу 45 степени, така што линиите кои поминуваат низ Земјата всушност започнуваат во близина на западната приферија на видливиот дел од Сонцето.
Магнетосферата на Земјата е образувана со влијанието на сончевиот ветер врз магнетното поле на Земјата. Тоа образува пречки за сончевиот ветер. Ширината на магнетосферата напоредно со Земјата обично изнесува околу 190.000 км, а на ноќната страна долга „магнетна опашка“ на развлечени линии на магнетно поле се протега на огромна далечина.
Магнетосферата е полна со јони кои се заробени како што сончевиот ветер минува низ Земјата. Пречките во сончевиот ветер го зголемуваат овој проток на јони. Остатокот се движи заедно со линиите на магнетното поле и на крајот се забрзуваат кон половите и се одговорни за промените во поларната светлина.
Честота на појавување Поларните светлини повремено се забележуваат во умерените географски широчини, кога магнетната бура повремено го шири кругот на поларната светлина. Големите магнетни бури се најчести за време на врвот на единаесетгодишниот циклус на активностите на сончевите дамки или за време на три години по тој врв. Сепак, во рамките на зоната на поларната светлина, веројатноста за нејзиното појавување најмногу зависи од закосеноста на линиите на меѓупланетарното магнетно поле (закосеноста е позната како Bz), кои се поголеми на јужниот дел.
Геомагнетните бури, кои ги „распалуваат“ поларните светлини, всушност се случуваат почесто за време на месеците на рамноденици. Не се знае зошто геомагнетните бури се поврзани со годишните времиња, а не се поврзани со поларната активност. Но, се знае дека за време на пролет и есен, меѓупланетарното магнетно поле и она на Земјата се поклопуваат. За време на магнетопаузата, магнетното поле на Земјата е ориентирано кон север. Кога закосеноста на линиите на меѓупланетарното магнетно поле станува поголема и негативна (односно ММП се закосува јужно), може да се јави делумен застој на магнетното поле на Земјата. Јужно насочените линии на меѓупланетарното магнетно поле отвораат „врата“ преку која енергијата од сончевиот ветер може да достигне до внатрешноста на магнетосферата на Земјата.
Врвот на закосеноста на линиите на меѓупланетарното магнетно поле во ова време е резултат на геометрија. Меѓупланетарното магнетно поле произлегува од Сонцето и се придвижува на надвор со помош на сончевиот ветер. Ротацијата на Сонцето ја предизвикува спиралниот облик на меѓупланетарното магнетно поле. Јужното и северното придвижување на линиите на меѓупланетарното магнетно поле е најголемо во април и октомври, кога магнетната диполарна оска на Земјата е најблиску до Паркеровата спирала.
Сепак, линиите на меѓупланетарното магнетно поле не се единственото влијание на геометриската активност. Оската на вртење на Сонцето е закосена за 8 степени во соодветност со рамнината на Земјата. Сончевиот ветер дува побрзо од половите на Сонцето отколку од неговиот екватор, па оттука просечната брзина на честичките кои удираат во магнетосферата на Земјата се зголемува и опаѓа на секои шест месеци. Брзината на сончевиот ветер е најголема околу 5 септември и 5 март (во просек околу 50 км/с) кога Земјата се наоѓа во најголемата хелиографска ширина.
Сепак, ниту закосеноста на линиите на меѓупланетарното магнетно поле, ниту сончевиот ветер не можат целосно да го објаснат годишното однесување на геомагнетните бури. Тие фактори заедно придонесуваат само за една третина од набљудуваните полугодишни варијации.
Појави на поларна светлина од историско значење