Jak vzniká polární záře a proč je někdy vidět i z Česka

Polární záře vzniká, když urychlené elektrony předávají energii atomům a molekulám ve vysoké zemské atmosféře. Ty ji pak vyzařují jako světlo. Energii pro tento děj dodává interakce slunečního větru se zemskou magnetosférou. Záře je nejčastější kolem magnetických pólů, při zesílené geomagnetické aktivitě ji ale můžeme zahlédnout i z Česka. Nemusí přitom svítit přímo nad námi.

Cesta od Slunce k obloze: sluneční vítr a zemská magnetosféra

Slunce neustále uvolňuje sluneční vítr, tedy proud nabitých částic unikajících z jeho vnější atmosféry do meziplanetárního prostoru. O tom, proč je právě tahle vrstva mnohem žhavější než viditelný povrch Slunce, jsme podrobně psali v samostatném vysvětlení fyziky sluneční koróny. Vítr vane prakticky pořád, mění se ale jeho rychlost a hustota podle toho, co se zrovna na Slunci děje.

Kromě tohoto stálého proudu vysílá Slunce také dramatičtější epizody. Sluneční erupce je krátký a prudký záblesk záření, zatímco výron koronální hmoty, označovaný zkratkou CME, vypouští do prostoru mrak plazmatu s vlastním, silnějším magnetickým polem, který se může k Zemi řítit rychlostí od stovek do zhruba tří tisíc kilometrů za sekundu. Nejrychlejší CME dorazí k Zemi za patnáct až osmnáct hodin, pomalejší až za několik dní. Erupce a CME spolu často souvisejí, ale nejde o totéž a ne každá erupce vyšle k Zemi hmotu, která by geomagnetickou bouři skutečně vyvolala.

Důležitou roli při přenosu a uvolňování magnetické energie hraje magnetická rekonexe. Při ní se mění propojení magnetických siločar a část energie magnetického pole se může přeměnit na pohyb a ohřev částic. Tento proces probíhá na Slunci i v zemské magnetosféře. Pro vznik noční polární záře je podstatné také uvolňování energie v magnetickém ohonu Země, na straně odvrácené od Slunce.

Když sluneční vítr nebo mrak z CME dorazí k Zemi, narazí na její magnetosféru, ochranný magnetický obal planety. Ta dokáže nabité částice z velké části odklonit, zároveň si ale v sobě umí energii ukládat podobně jako natažená pružina. Pokud je magnetické pole ve slunečním větru natočené opačně než pole Země, přenos energie do magnetosféry zesílí a ta ji následně prudce uvolní. Uvolněná energie urychlí elektrony uvnitř magnetosféry, které se pak řítí podél magnetických siločar dolů k atmosféře nad póly.

Ve výšce zhruba sto kilometrů a výš se tyto elektrony střetávají s atomy kyslíku a molekulami dusíku v zemské atmosféře. Srážka jim předá energii, atom nebo molekula se na okamžik dostanou do excitovaného stavu a při návratu zpět do klidu tuto energii vyzáří jako foton, tedy částici světla. Miliony takových srážek za vteřinu pak vytvářejí charakteristické pohybující se závoje a oblouky, které známe jako polární záři.

Proč polární záře svítí zeleně, červeně i fialově

Barva světla závisí na druhu atmosférické částice a na tom, mezi jakými energetickými stavy přechází. Výška ovlivňuje, které emise se mohou výrazně projevit. Nejběžnější zelenou barvu vytváří atomární kyslík. Příslušný excitovaný stav trvá přibližně sekundu, takže může vyzářit světlo i tam, kde by pomalejší přechody častější srážky s okolními částicemi potlačily.

Také červenou barvu může vytvářet kyslík, ale jiným energetickým přechodem. Ten je mnohem pomalejší, a proto se červená emise výrazněji uplatňuje ve vyšší, řidší atmosféře. V hustších vrstvách může atom předat energii při další srážce dřív, než ji vyzáří jako červené světlo. Červená část záře tak často leží výše než zelená, nejde však o vrstvy s ostrou a neměnnou hranicí.

Modré a fialové odstíny souvisejí s emisemi dusíku, včetně jeho ionizovaných molekul. Některé dusíkové emise vznikají velmi rychle po předání energie. Mohou se proto projevit i v hustších vrstvách a vytvářet barevný spodní okraj záře. Výsledný odstín závisí také na překrývání emisí různých částic.

Proč záři obvykle vidíme jen u pólů

Magnetické pole vede urychlené elektrony do horní atmosféry především v prstencových oblastech kolem magnetických pólů. Těm se říká aurorální ovály. Záře v nich vzniká velmi často, k jejímu pozorování ze země však potřebujeme tmu a dostatečně jasnou oblohu. Ovál není pevná čára, jeho poloha i šířka se mění podle geomagnetické aktivity.

Index Kp popisuje míru poruch zemského magnetického pole. Vyšší hodnoty obvykle souvisejí s jasnější a aktivnější září a s rozšířením aurorálního oválu směrem k rovníku. Kp toto rozšíření nezpůsobuje a neurčuje přesnou polohu každého zářícího oblouku. Je to orientační ukazatel aktivity, nikoli mapa skutečného pozorování.

Stejný základní mechanismus vytváří severní polární záři, aurora borealis, i jižní polární záři, aurora australis. Jejich aktivita spolu souvisí, jednotlivé útvary však nemusí být přesným zrcadlovým obrazem. Mezi polokoulemi se může lišit poloha i jas záře.

Proč se výjimečně objeví i nad Českem

Česko leží jižně od oblastí, kde bývá záře běžná. Při geomagnetické bouři se aurorální ovál může rozšířit k nižším šířkám a záře zesílit. Abychom ji spatřili, nemusí ovál zasahovat přímo nad naše území. Světlo vznikající vysoko v atmosféře lze za vhodných podmínek vidět i ze značné vzdálenosti, například jako oblouk nad severním obzorem. Výrazná záře viditelná pouhým okem je u nás neobvyklá, slabší projevy mohou zachytit fotoaparáty. Při focení polární záře mobilem pomůže pevná opora a vhodný noční režim.

Pro konkrétní noc je potřeba posoudit aktuální aktivitu spolu s místní oblačností a tmou. I příznivá kombinace znamená pouze příležitost k pozorování, nikoli jistotu, že záři skutečně uvidíme.

Proč na fotografii může vypadat jinak než pouhým okem

Při slabém osvětlení se lidské oko spoléhá hlavně na tyčinky, které dobře zachycují slabé světlo, ale nerozlišují barvy. Barevné vidění zajišťují čípky, které potřebují více světla. Slabší záře se nám proto může jevit jako šedavý závoj, zatímco u jasnějších částí můžeme rozeznat i barvy.

Fotoaparát může při delší expozici shromažďovat světlo po několik sekund a zachytit i slabé barevné emise, které očima nerozlišíme. Výsledný vzhled ale ovlivňuje také nastavení a zpracování snímku. Fotografie proto nemusí odpovídat tomu, co bychom na stejném místě vnímali pouhým okem.

Proč samotný Kp nestačí k zaručení viditelnosti

Kp index popisuje celoplanetární geomagnetickou aktivitu, ne počasí ani polohu Slunce nad konkrétním místem. Vysoká hodnota Kp řekne, že se auroralní ovál pravděpodobně rozšířil, ale sama o sobě neřekne, jestli je zrovna nad Prahou nebo Beskydy zataženo, jestli je ještě dost tma, nebo jestli bouře nedorazí až po ránu, kdy už vychází slunce.

NOAA používá také škálu geomagnetických bouří G1 až G5, odvozenou z Kp. G1 odpovídá Kp 5 a G5 hodnotě Kp 9. Stupně popisují závažnost bouře a její možné dopady na elektrické sítě, družice nebo navigaci. Nejsou stupnicí pravděpodobnosti, že záři uvidíte ze svého místa.

Ani vysoký Kp proto nezaručuje úspěšné pozorování. Záleží také na skutečném jasu a poloze záře, světelném znečištění a volném výhledu. Celoplanetární index navíc nevystihuje každý krátký místní vývoj. Při rozhodování má smysl sledovat stáří údajů a rozlišovat aktuální měření od předpovědi.

Pochopení tohoto řetězce, od slunečního větru přes magnetosféru až po světélkující atomy kyslíku a dusíku, tak dává smysl i praktické stránce věci. Stejné bouře, které dokážou jednou za čas rozsvítit oblohu nad Českem, mívají zároveň dopad na satelity, navigaci nebo elektrické sítě, a proto je sledování slunečního počasí užitečné i mimo romantiku nočního nebe.