Как отслеживают полярное сияние с помощью науки? Обзор для тех, кто не ладил с физикой в школе

Рассказываем, почему возникают и как их отследить в Петербурге.

Привет! Я — Александр, технический писатель в Selectel. В окрестностях Санкт-Петербурга полярное сияние — не такое уж и редкое явление, но многие мои друзья и знакомые его ни разу не видели. Как оказалось, они не знают, когда, куда и при каких обстоятельствах отправиться, чтобы его застать. Это побудило меня впервые написать код на Python, чтобы решить проблему.

Я разделил текст на две части. В первой расскажу о природе этого феномена. Во второй поделюсь инструкцией создания Telegram-бота, который автоматически оценивает состояние магнитосферы Земли. Впереди несколько абзацев теории и картинок. Тем, кто интересуется вопросом, рекомендую к прочтению.

Используйте навигацию, если не хотите читать текст полностью:

→ Что такое полярное сияние

→ Как зарождается полярное сияние

→ Какие данные нужны для прогноза

Северное полярное сияние (Aurora Borealis, или просто аврора) — это финал длительного, масштабного и достаточно сложного, но все же предсказуемого процесса. Он начинается с магнитных аномалий на Солнце. А заканчивается тем, что свободные электроны из магнитосферы Земли на колоссальной скорости сталкиваются с атомами и молекулами азота и кислорода в верхних слоях атмосферы. Процесс сопровождается испусканием фотонов, что мы и видим как сияние в небе.

Чаще всего заметны зеленый (иногда с оттенками желтого) и фиолетовый цвета. Реже можно увидеть красный, совсем редко — синий. Зеленый и красный цвет дают молекулы кислорода, фиолетовый и синий — азота. Кстати, возникает и ультрафиолетовое свечение, но невооруженным глазом его не видно.

Все начинается на Солнце. Оно, как и все звезды главной последовательности, имеет конвекцию. То есть более горячее вещество из его недр поднимается к поверхности из-за разницы температур и давлений. Примерно то же самое происходит в чайнике с кипящей водой.

Этот процесс мог бы быть самым скучным во Вселенной, если бы не магнитное поле звезды. Иногда оно локально усиливается с обычных 50 до нескольких тысяч гаусс и подавляет конвективные движения. В результате местами количество разогретого вещества из недр звезды на ее поверхности и в фотосфере уменьшается. Участки, где магнитное поле победило конвекцию, недополучают тепла, охлаждаются и визуально кажутся более темными — их называют солнечными пятнами. Кстати, на самом деле они не темные, да и совсем не холодные — их температура составляет около 4 000 градусов по Цельсию.

В больших областях пятен рядом расположены несколько очень сильных магнитных потоков в форме гигантских петель. В некоторые из них без труда поместилась бы наша Земля. Солнечный магнетизм заставляет циркулировать вдоль этих петель колоссальные объемы относительно холодной и более плотной солнечной плазмы. Такие образования называются протуберанцами. Часто, хоть и не всегда, магнитные потоки спутываются и создают напряжение.

Кульминация этого процесса — коллапс протуберанца, который называется корональным выбросом массы, или солнечной вспышкой. При нем плазма Солнца выбрасывается в космос на скорости до 3 000 км/с. На секундочку, это 1% от скорости света. Сгусток вещества по мере движения от звезды увеличивается в объеме и замедляется. В исключительных случаях он может занимать до четверти пространства между Солнцем и Землей.

Есть и второй сценарий — корональные дыры. Это более холодные и менее плотные участки солнечной короны, через которые потоку солнечных частиц легче убежать от звезды. Такие дыры являются источниками быстрого солнечного ветра. В целом, они производят тот же эффект, что и корональный выброс массы, но куда слабее. Кроме того, корональные дыры чаще образуются у полюсов Солнца, хотя могут заходить и в экваториальные широты.

Когда сгусток солнечного вещества добирается до Земли, начинается самое интересное. Столкнувшись с магнитным полем планеты, выброс деформирует его и придает форму кометного хвоста, вытянутого в направлении от звезды.

В магнитосфере Земли есть свободные электроны, а они обладают массой. Следовательно, им передается огромное количество энергии от столкновения с солнечным веществом. А еще у электронов есть отрицательный заряд, поэтому, получив импульс, они разгоняются до скорости около 20 000 км/с вдоль линий магнитного поля по направлению к магнитным полюсам Земли.

Собственно, далее происходит то, что я кратко описал в самом начале. Эти электроны сталкиваются с атомами азота и кислорода в верхних слоях атмосферы планеты, передают им энергию и приводят в возбужденное состояние, заставляя излучать фотоны. Визуально этот процесс мы и наблюдаем как полярное сияние.

Теперь мы знаем, как устроены полярные сияния. Значит, по поведению Солнца и магнитосферы Земли можем довольно точно предсказать их появление. Посмотрим, какие параметры нам нужны и как их оценивать.

Индекс F10.7 cm

Мы выяснили, что путь полярного сияния начинается с магнитных аномалий на Солнце. А они выражаются в появлении солнечных пятен. Вот с них и начнем. Для отслеживания этого феномена есть два варианта:

Думаю, выбор очевиден. Если не вдаваться в детали, F10.7 cm — это поток радиоволн от Солнца на частоте 2 800 МГц. Параметр измеряется в единицах солнечного потока (solar flux units, sfu) и хорошо коррелирует с появлением солнечных пятен. К тому же ученые еще в 1940-х годах научились легко измерять его с поверхности Земли при любой погоде с погрешностью не более 1%.

Индекс крайне редко опускается ниже 64-67 sfu. Этот уровень характерен для так называемого солнечного минимума — периода в 11-летнем цикле активности Солнца, когда звезда наиболее спокойна. Магнитная активность светила, способная вызвать на Земле слабые и умеренные полярные сияния, усиливает радиопоток по меньшей мере до 210-230 sfu.

Но само по себе повышение значения F10.7 cm не стоит рассматривать как однозначный признак скорого сияния. Вот незадача — пятна не приводят к мгновенному корональному выбросу массы. Магнитным потокам у поверхности звезды нужно некоторое время, чтобы накопить напряжение.

При этом Солнце, как и все во Вселенной, еще и вращается. Его экваториальные регионы делают полный оборот за 27 дней, приполярные — чуть медленнее. Разница в скорости вращения объясняется отсутствием у звезды твердой поверхности. Впрочем, аномалии в приполярных регионах Солнца нам не так интересны, поскольку орбита Земли пролегает в плоскости его эклиптики, а вспышка должна быть направлена точно на планету.

Получается, мы можем довольно точно отследить момент образования солнечных пятен. Но затем Солнце повернется и вспышка улетит в пустоту? Да, чаще всего именно так и бывает. Или активность угасает. Но если приборы на Земле фиксируют резкое усиление радиопотока от звезды, это в любом случае хороший знак.

Kp-индекс

Это глобальный планетарный индекс геомагнитной активности. Если не углубляться в детали, то чем сильнее Солнце воздействует на магнитосферу Земли, тем выше Kp.

Kp-индекс измеряется по 10-балльной шкале от 0 до 9 с шагом 0,3(3). В спокойные периоды его величина варьируется от 0 до 4. При таких показателях рассчитывать на сияние не стоит (при Kp 3,67 или 4,00 может возникнуть слабое сияние на северном горизонте, но глазом оно будет неразличимо).

Высокая активность магнитосферы Земли приводит к явлению, которое называют магнитными бурями. Национальное управление океанических и атмосферных исследований США (NOAA) оценивает их силу по шестибалльной шкале от 0 до 5 с индексом G. Для удобства показал в таблице, как соотносятся Kp, G, вероятность наблюдения авроры и последствия для электросетей и связи на Земле.

Широты, приведенные в таблице, — это усредненные значения для западного и восточного полушарий Земли. Дело в том, что полярные сияния, если взглянуть на них из космоса, образуют овалы вокруг полюсов. Только не географических, а магнитных. Эти полюса не совпадают, и фактически при одинаковых условиях в западном полушарии аврору видно южнее, чем в восточном.

Удобство Kp-индекса в том, что его можно прогнозировать. На трехдневные показатели можно смотреть с уверенным оптимизмом, примерно прикидывая, когда отправиться за город для наблюдений. Это нам еще пригодится далее. Реальный Kp-индекс — это то, что уже зафиксировано на Земле. Эти данные обновляются каждые три часа.

Повышение Kp-индекса до 5 и выше (магнитные бури G1 и сильнее) дает основания надеяться на наблюдение сияния. Но на широте Петербурга при таких условиях оно может оказаться слабым и едва различимым. При Kp = 9 (G5 — это уже геомагнитный шторм) вы почти наверняка лишитесь интернета, мобильной и спутниковой связи, электричества и всех электроприборов, но полярное сияние будет видно даже в субтропиках.

По оценке специалистов NOAA, выбросы солнечной массы, которые способны спровоцировать геомагнитный шторм G5, происходят в среднем четыре раза за 11-летний солнечный цикл. Но обычно — к счастью — они направлены куда угодно, только не на Землю. Вспышки, которых достаточно для появления бурь уровня G1, происходят в среднем 1 700 раз за 11 лет.

Самая мощная магнитная буря в истории наблюдений произошла в 1859 году и получила название «событие Кэррингтона». По словам очевидцев, вызванное ею полярное сияние было настолько ярким, что под ночным небом можно было читать. Тогда самым страшным ее последствием стали неполадки в работе немногочисленного оборудования, например телеграфа. Если бы такая же буря произошла сегодня, человечество столкнулось бы с технологической катастрофой.

Компонент Bt

Bt — это общая напряженность межпланетного магнитного поля. В норме рядом с Землей этот параметр составляет около 6 nT (нанотесла). Если он резко растет, скажем до 20 и более nT, значит, магнитосфера планеты испытывает мощное воздействие извне. Его может оказать только массивный поток частиц от Солнца.

Сам по себе Bt лишь указывает на напряженность межпланетного магнитного поля. Но показатель не дает нам никаких важных подробностей. Зато это делает его составляющая — Bz.

Компонент Bz

У межпланетного магнитного поля есть три векторных компонента: Bx, By и Bz. Первые два расположены параллельно плоскости эклиптики и нам не интересны — они никак не влияют на активность полярных сияний. А третий — Bz — перпендикулярен.

Значение компонента показывает, куда ориентировано межпланетное магнитное поле. Если оно положительное, поле направлено на север, если отрицательное — на юг. Мы знаем, что магнитное поле Земли ориентировано на север, поэтому значение Bz должно быть отрицательным. Когда два поля — земное и межпланетное — направлены к разным полюсам, они не отталкиваются и легко взаимодействуют.

На изменение Bz влияет солнечный ветер: его скорость, плотность, волны и другие характеристики. В нормальных условиях, когда в магнитосфере Земли ничего интересного не происходит, компонент достаточно стабилен и слегка варьируется около 0 nT. Когда до Земли добирается корональный выброс массы, он привносит в магнитное поле хаос, и значение компонента начинает меняться.

Хорошо, если Bz опускается хотя бы до -10 nT. В идеале — ниже -20. Проблема здесь только в том, что этот параметр крайне чувствителен к возмущениям и непредсказуем. Впрочем, достаточно мощный корональный выброс массы обычно делает межпланетное магнитное поле нестабильным, ориентируя его то на юг, то на север. Следовательно, сияние в течение ночи может то разгораться, то угасать.

Скорость солнечного ветра

Напрямую скорость солнечного ветра не влияет на вероятность возникновения полярного сияния. Однако выброс солнечной массы, способный его вызвать, в любом случае будет двигаться быстро — не менее 450-500 км/с. Я учитываю этот показатель, чтобы рассчитать, когда добравшийся до спутника выброс окажется на Земле (о самом спутнике — чуть ниже).

Погода на Земле

Думаю, тут все просто. Вот что нам понадобится для наблюдений.

Следить за облачностью не всегда нужно именно там, где вы находитесь. Например, я живу в Санкт-Петербурге. Это почти 60-й градус северной широты. А сияния при слабых магнитных бурях (G ≤ 1, Kp ≤ 5) происходят на широтах к северу от 60 градуса. То есть смотреть нужно в направлении северного горизонта, а не вверх. Даже если прямо над головой облака, но к северу ясно, шанс увидеть сияние сохраняется.

Для отслеживания погоды я пользуюсь сайтом Windy. Помимо прочего, он дает очень точный прогноз облачности и тумана, а также предлагает информативную визуализацию. Это крайне полезно при выборе места для наблюдений.

Selectel — ведущий провайдер IT-инфраструктуры для цифровых проектов любой сложности: от небольших pet-проектов до enterprise-систем. Развивайте свои решения вместе с нами!