Polární záře je souhrnný název pro světelné úkazy nastávající ve vysoké atmosféře ve výškách od 80 do 1000 km, nejčastěji kolem 100 km (v ionosféře – oblast vysoké koncentrace iontů a volných elektronů). Běžně se vyskytují v polárních oblastech (jižní záře – aurora australis, severní záře – aurora borealis), zatímco ve středních zeměpisných šířkách a zejména v tropech jen výjimečně.
Její jméno Aurora Borealis je složené ze jména římské bohyně úsvitu Aurory a řeckého pojmenování západního větru Boreas. Toto jméno poprvé použil v r.1621 francouzský filozof Pierre Gassendi.
Obsah
[skrýt]Průběh jedné polární záře[editovat]
Průběh jedné polární záře by se dal ve stručnosti popsat asi takto: Na Slunci vznikají vlivem nerovností v magnetickém poli sluneční skvrny. U těchto skvrn vznikne jedna masivníprotuberance (erupce). Mrak částic slunečního větru tvořený protony, elektrony a alfa částicemi letí vesmírem (rychlostí řádově 0,1 % rychlosti světla) a pokud se na své cestě setká s magnetickým polem Země, tak ho ono pole většinu odrazí dál do vesmíru, ale část ho zachytí a stáčí po spirálách směrem k magnetickým pólům Země. Tam sluneční vítr interaguje s atmosférou a vzniká polární záře.
Vliv Slunce na polární záři[editovat]
Sluneční vítr, který se ve velkém množství uvolňuje při slunečních erupcích, které jsou způsobovány nerovnostmi v magnetickém poli Slunce, a magnetické pole Země jsou dva hlavní faktory pro vznik polární záře
Magnetické pole Slunce[editovat]
Magnetické pole Slunce by v ideálním případě mělo tvar jako pole tyčového magnetu (tedy podobný, jako má magnetické pole Země) to ovšem není dobře možné, a to hned ze dvou důvodů: za prvé, Slunce není pevné těleso (na pólech se otáčí pomaleji, než na rovníku), a za druhé, plazma, kterou je Slunce tvořeno, si pevně uchovává svou magnetickou orientaci. Výsledné magnetické pole Slunce je proměnné a jeden jeho cyklus se opakuje s jedenáctiletou periodou od klidného až po absolutně nestabilní.
Poruchy v magnetickém poli a vznik slunečních skvrn[editovat]
Poruchové indukční siločáry vystupují v místě slunečních skvrn na povrch a v jiných se zase zanořují do povrchu. V jejich okolí se sousedící prostor uzavírá do magnetických pastí a zpomaluje se v něm proudění. Dané místo se pak zářením ochlazuje a oproti teplejšímu okolí se nám zdá tmavé. U těchto slunečních skvrn pak vznikají protuberance, při kterých jsou do prostoru odhazovány megatuny protonů, elektronů a alfa částic.
Vliv magnetického pole Země na polární záři[editovat]
Když se sluneční vítr setká s magnetickým polem Země, nastane zde interakce, jelikož složky slunečního větru mají své vlastní magnetické pole (protony a alfa částice jsou kladné, elektrony záporné). Většina je ho tedy odražena, ale část je zachycena a stáčí se v magnetickém poli po spirálách až k atmosféře.
Interakce slunečního větru s atmosférou[editovat]
A nyní se dostáváme přímo k jevu, který nazýváme polární září. Když se totiž konečně hrstka protonů, elektronů a alfa částic dostane skrz magnetické pole až k zemské atmosféře, tak jejich rychlost, potažmo energie, je stále o několik řádů větší, než energie okolních molekul ze zemské atmosféry. Částice slunečního větru se začnou s molekulami atmosféry srážet, a přitom z nich vyrážejí elektrony, na jejichž místo se okamžitě obsazují jiné (viz fyzika atomového obalu). Při tomto ději se emituje elektromagnetické záření, které je ve viditelném spektru. Pro kyslík to je 558nm (zelená barva) a 630nm (červená barva)[1].
