Наверняка те, кто хоть раз в жизни видел своими глазами северное (или южное) полярное сияние, скажут, что это просто фантастическое зрелище. Чудо природы планетарного масштаба, грандиозное явление, которое человек может наблюдать на Земле невооруженным глазом. Свечение атмосферы на высотах в сотни и на удалении в тысячи километров настолько разноцветно и динамично, что производит впечатление чего-то живого, движущегося, дышащего…

Но только ли наша планета может похвастать этим грандиозным зрелищем? Могут ли, если не коренные жители, то будущие колонисты, к примеру Марса или спутников Юпитера, наблюдать что-либо подобное?

Что вообще нужно, чтобы на какой-либо планете возникли полярные сияния?

По определению, полярные сияния — это свечение (люминесценция) верхних слоёв атмосфер планет, обладающих магнитосферой, вследствие их взаимодействия с заряженными частицами солнечного ветра.

Итак, нам требуется:

1. Солнечный ветер, представляющий из себя поток заряженных частиц — протонов, электронов, ядер гелия и др. — Имеется всегда во всей Солнечной системе.
У планет или их спутников:
2. Атмосфера, с атомами которой будет взаимодействовать солнечный ветер.
3. Магнитное поле, направляющее заряженные частицы в определенную область планеты (не обязательно в полярную, — угол между магнитной осью и осью вращения планеты, может быть значительным.)

Посмотрим, как это работает на Земле.

Земля

Землю можно рассматривать как большой магнит, южный полюс которого располагается вблизи северного географического полюса, а северный — вблизи южного. Силовые геомагнитные линии Земли немного сжаты со стороны Солнца вследствие давления солнечного ветра и оттянуты в противоположном направлении, образуя у Земли магнитосферный хвост.

А как ведут себя частицы солнечного ветра при взаимодействии с магнитосферой планеты? — В околоземном пространстве все происходит как со сверхзвуковым самолетом. — Поток солнечного ветра на сверхзвуковой скорости (400-700 км\сек) набегает на магнитосферу планеты, в результате чего образуется так называемая, головная ударная волна. — (Скорость солнечного ветра на орбите Земли примерно в 10 раз больше скорости звука в околоземной плазме.)

Головная ударная волна — это, таким образом, магнитное препятствие, которое отклоняет заряженные частицы солнечного ветра по траекториям вокруг планеты. Налетая на нее, большинство заряженных частиц просто обтекает магнитосферу.

Некоторая часть солнечной плазмы попадает в магнитные ловушки радиационных поясов Земли,- заряженным частицам затруднительно двигаться поперек силовых линий и они просто наматываются на них и могут болтаться от полюса к полюсу десятилетиями.

А ещё часть беспрепятственно проникает в полярную ионосферу через полярные каспы — воронкообразные области, расширяющиеся от Земли до магнитопаузы, возникающие в результате взаимодействия солнечного ветра и магнитного поля Земли.

Через каспы частицы солнечного ветра «высыпаются» в верхние слои атмосферы планеты в двух областях в высоких широтах.


Магнитосфера Земли

Эти области представляют собой два овала (в северном и южном полушариях), удаленные от геомагнитных полюсов ночью приблизительно на 20°, а днем на 10°. Протяженность этих овальных областей по широте составляет всего несколько сот километров.
При интенсивной магнитной буре овал сильно смещается по направлению к экватору.

И если в периоды спокойного Солнца интенсивность полярных сияний мягко говоря невелика, дело усугубляется во время солнечной активности. Выбросы корональной массы (плазмы из короны Солнца) многократно увеличивают интенсивность солнечного ветра.

Подливают масла в огонь магнитосферные суббури. Во время них в геомагнитном хвосте (на ночной стороне Земли) происходит пересоединение силовых линий межпланетного магнитного поля и геомагнитного поля Земли. В результате топология линий меняется, взрывообразно высвобожденная при этом энергия преобразуется в новый ток, называемый «электроджетом». Электроджет среди прочего, разогревает и разгоняет заряженные частицы, превращая их в высокоэнергичный плазменный поток.



Поскольку солнечный ветер и выбросы корональной массы Солнца — это по большей части протоны и электроны, соответственно различают два типа полярных сияний.

Электронные полярные сияния,

вызываемые потоками электронов и преобладающие на Земле. Это всем привычные зеленые или фиолетово-малиновые дуги, лучистые полосы, ленты, занавесы и прочие образования, имеющие достаточно четко выраженную структуру.

Как образуются. — Электроны солнечной плазмы, прорвавшись в верхние слои атмосферы Земли, спускаются до высот 400—100 км над уровнем моря. Здесь под их действием происходит ионизация нейтральных атмосферных газов (кислорода и азота), а также возбуждение их атомов и молекул. В ответ на это молекулы, атомы и ионы кислорода и азота атмосферы излучают кванты света на строго определенной длине волны.



Это обуславливает цвет полярных сияний: например, за зеленый цвет отвечает кислород (его наиболее сильная линия), а за фиолетовый, синий или красный — азот. Вообще же, у каждого сияния своя неповторимая палитра цветов, зависящая от постоянно меняющегося процентного химического состава атмосферы.

Потоки электронов вызывают на Земле полярные сияния, регистрируемые не только в видимом диапазоне.

Редкие на Земле, но встречающиеся ещё только на Юпитере, — рентгеновские авроры.


Сильнейшее рентгеновское полярное сияние, зафиксированное 11 апреля 1997 года орбитальным спутником Polar. На картинке видны рентгеновские лучи (в условных цветах), порожденные в верхней атмосфере и обусловленные потоками электронов высоких энергий.

Протонные полярные сияния

Тоже достаточно редкое явление на Земле и его вклад в свечение неба Земли относительно невелик.

Протоны, попадая в атмосферу Земли, также сталкивается с молекулами и атомами атмосферных газов, возбуждая и ионизуя их. Но при этом протон может захватить свободный электрон и произойдет процесс перезарядки. В результате образуется нейтральный атом водорода, который может испускать фотоны в видимом и УФ-диапазонах.



Самая обычная форма протонных полярных сияний — довольно широкая дуга, вытянутая в направлении с востока на запад, шириной от 300 до 1000 км. Также встречаются арки и просто диффузные пятна.


Красная протонная арка, штат Мичиган


Мощное протонное полярное сияние в УФ-диапазоне. Фото со спутника «IMAGE»

Теперь посмотрим, как обстоит дело с полярными сияниями на других планетах.

Меркурий

Всё плохо.

Несмотря на имеющееся магнитное поле, интенсивность которого, правда, в 100 раз меньше земного, атмосфера на планете фактически отсутствует. Она настолько разрежена, что сами частицы солнечного ветра и составляют атмосферу планеты, вкупе с атомами, выбитыми с поверхности. Атомы атмосферы чаще сталкиваются с планетой, чем друг с другом.

Венера

Не так все плохо, как могло бы показаться.

Ситуация, противоположная Меркурию — густая и плотная атмосфера и отсутствие глобального магнитного поля. Но несмотря на это, слабая магнитосфера у Венеры имеется — она индуцирована самим солнечным ветром, а не планетой.

В 2000-х аппарат Venus Express обнаружил, что за Венерой тянется магнитосферный хвост, аналогичный земному. В нем тоже происходит перезамыкание силовых линий магнитного поля. — Разнонаправленные линии движущейся солнечной плазмы оказываются слишком близко друг от друга и замыкаются.

Солнечный ветер, управляемый процессом перезамыкания, совершенно беспрепятственно взаимодействует с атмосферными газами Венеры. Поэтому полярное сияние здесь не совсем полярное, вернее, совсем не полярное, и представляет собой светлые и диффузные пятна различной формы и интенсивности. Иногда они затрагивают весь планетарный диск. Особенно хорошо видны на ночной стороне планеты.

Марс

На Марсе глобального магнитного поля тоже нет, однако наблюдается остаточная локальная намагниченность коры, особенно в горной местности южного полушария.

Атмосфера у Марса тонкая и разреженная, в основном состоящая из углекислого газа. При взаимодействии с электронами солнечного ветра, которые ускоряется вдоль линий локальных магнитных полей, можно наблюдать редкие и кратковременные ультрафиолетовые электронные полярные сияния.

14 августа 2004 года инструментом SPICAM на борту орбитальной станции Mars Express в районе Киммерийской земли было зафиксировано такое явление. Общий размер излучающей области составлял около 30 км в поперечнике, и примерно 8 км в высоту.


Локальные магнитные поля Марса

А вот протонные полярные сияния, впервые зафиксированные во время солнечной бури 12-13 сентября 2017 года орбитальным аппаратом MAVEN, не в пример более мощные и глобальные. Они могут охватывать практически всю планету.

Марс окружен обширной короной из нейтрального водорода. Протоны солнечного ветра, прошедшие процесс перезарядки в короне, уже в виде нейтральных атомов проникают сквозь головную ударную волну (она задерживает только заряженные частицы) и взаимодействуют с атомами и молекулами атмосферных газов в нижней термосфере (на высотах 110-130 км), порождая ультрафиолетовое свечение.

Уровень радиации на поверхности Марса, зафиксированный во время этой солнечной бури марсоходом Curiosity, побил все ранние рекорды, превысив их показания почти вдвое.
(У Curiosity есть такой прибор — «Детектор оценки радиации» или RAD. Он собирает данные для оценки уровня радиационного фона, который будет воздействовать на участников будущих экспедиций к Марсу. Прибор установлен практически в самом «сердце» марсохода, имитируя человека, находящегося внутри космического корабля).

Так что во время солнечных бурь колонистам на Марсе лучше куда-то прятаться.


Ультрафиолетовые данные наложены на снимок Марса на ночной стороне до (слева) и во время (справа) события. Авроральное излучение кажется наиболее ярким на краю снимка планеты вдоль линии светящегося слоя атмосферы.

Газовые гиганты

Четыре планеты-гиганта Солнечной системы имеют в наличии всё для появления полярных сияний — и мощные атмосферы, и сильные магнитные поля.

Неприятной особенностью наблюдений с Земли (и вообще из внутренних областей Солнечной системы) планет-гигантов является то, что они обращены к наблюдателю освещённой Солнцем стороной. Поэтому в видимом диапазоне их полярные сияния теряются в отражённом солнечном свете.

Однако полярные сияния в других электромагнитных диапазонах можно «засечь». — УФ-излучение от богатых водородом атмосфер гигантов фиксируется космическим телескопом «Хаббл». Рентгеновский диапазон ловит опять же космический телескоп «Чандра». А инфракрасный регистрирует даже наземный «Subaru».

Система Юпитера

Нужно ли говорить, что самая большая планета Солнечной системы имеет и самые мощные полярные сияния? К тому же, в отличие от Земли, авроры Юпитера имеют постоянный характер.
Также удивительной особенностью аврор Юпитера является то, что они возникают не только из-за солнечного ветра, но и из-за потоков частиц, выбрасываемых спутниками планеты: Ио, Ганимедом и Европой (на этих спутниках тоже наблюдаются полярные сияния).

Особенно сильно сказывается присутствие Ио, поскольку этот спутник вулканически активен и у него есть своя ионосфера.


Северное полярное сияние Юпитера. Комбинированный снимок «Хаббла», видимый диапазон и ультрафиолет.

Маленькая Ио играет важную роль в формировании магнитного поля гиганта Юпитера. — Ее вулканы выбрасывают в атмосферу массу ионизированных и нейтральных серы, кислорода, хлора, атомарного натрия и калия, молекулярного диоксида серы, а также пыли хлорида натрия. Все это вещество вытягивается магнитосферой Юпитера из тонкой атмосферы Ио со скоростью 1 тонна в секунду.

При этом в зависимости от ионизации эта материя улетучивается или в разреженное нейтральное облако вокруг спутника (желтое пятно на рисунке), или в плазменный тор, окружающий весь Юпитер (красная область там же).


Схема магнитосферы Юпитера и воздействия Ио: плазменный тор (красное), нейтральное облако (жёлтое), потоковая трубка (зелёное) и линии магнитного поля (голубые)

А как Ио влияет на полярные сияния Юпитера? Оказывается, что часть ионизированного газа, который планета «ворует» у своего спутника, направляется вдоль силовых линий магнитного поля к ее полюсам (зеленое вертикальное кольцо на рисунке выше). Получается как бы трубка, соединяющая Ио и приполярные области Юпитера, по которой заряженные частицы туда закачиваются. В результате в атмосфере Юпитера образуется «отпечаток» Ио: авроральное пятно, которое следует за вращением спутника с некоторым отставанием.


Анимация, созданная из снимков космического телескопа Хаббл, весна 2005 года. Справа виден след Ио

Подобным же образом, но в гораздо меньшей степени, влияют на авроры Юпитера два других его спутника — Европа и Ганимед. Их горячие авроральные пятна образуются за счёт высокозаряженных ионов кислорода, серы и, возможно, углерода, которые активно обмениваются зарядами.


Авроральные или горячие пятна (в ультрафиолете) Ио, Ганимеда и Европы — следы магнитных силовых линий, соединяющих ионосферы спутников с ионосферой Юпитера.
Яркие пятна внутри основных колец, появляющиеся время от времени, как считается, связаны с взаимодействием магнитосферы и солнечного ветра.


Северное и южное полярные сияния Юпитера. Фото планеты и фото полярных сияний, сделанные разными инструментами телескопа «Хаббл» (видимый диапазон и ультрафиолет).

Крайне интересны рентгеновские полярные сияния Юпитера. — Во-первых, Юпитер — это единственный газовый гигант в Солнечной системе, у которого обнаружены рентгеновские полярные сияния. Во-вторых, в отличие от Земли, где полярные сияния на северном и южном полюсах являются почти зеркальным отражением друг друга, излучение на полюсах Юпитера «несинхронизировано» — южные и северные авроры ведут себя независимо друг от друга и изменяют свою интенсивность вразнобой.

К тому же, рентгеновское излучение Юпитера пульсирует. На южном полюсе — каждые 11 минут, а вот на северном сияние неустойчиво и меняет свою активность независимо и с другой периодичностью – в разные периоды времени – от 12 до 26 и даже до 40–45 минут.
Причины таких рассинхронизации и пульсации пока неясны.


Рентгеновские полярные сияния в северном и южном полушарии Юпитера. Данные с орбитальных спутников «XMM-Newton» и «Chandra X-ray»

И ещё вопрос, — как Юпитер наделяет частицы в своей магнитосфере огромными энергиями, необходимыми для создания постоянного потока рентгеновских лучей?

Есть предположение, что планета ускоряет ионы кислорода до невероятно высоких энергий, которые при столкновении с атмосферой на скорости в тысячу километров в секунду теряют все восемь электронов. Будущие наблюдения «Чандры», «XMM-Newton» и юпитерианской станции «Juno» должны раскрыть природу данного процесса.


Комбинированное фото телескопов «Хаббл» и «Chandra X-ray»


Фото + реконструкция полярного сияния в видимом диапазоне над северным полюсом Юпитера с аппарата «Juno». Орбитальная юпитерианская станция позволила наблюдать темную сторону планеты. 18 декабря 2018 год.


Инфракрасное изображение полярного сияния на Южном полюсе Юпитера с телескопа «Subaru».

Взаимодействующие с солнечным ветром газы в верхних слоях атмосферы нагреваются, как и на Земле. Однако нагрев юпитерианской атмосферы происходит в два или три раза глубже, чем на Земле, достигая нижнего уровня стратосферы.

Ну и нельзя не отметить Ганимед — крупнейший спутник в Солнечной системе и единственный, имеющий собственную магнитосферу. Она очень мала и погружена в магнитосферу Юпитера. Однако наличие у Ганимеда ещё и слабой кислородной атмосферы обуславливают и наличие ультрафиолетовых полярных сияний.

Наблюдая за аврорами Ганимеда (а они зависят от изменения магнитного поля Юпитера — при этом полярные сияния на Ганимеде как бы «покачиваются»), ученые пришли к удивительному выводу: под корой Ганимеда содержится большое количество солёной воды, и она влияет на его магнитное поле.

Присутствие солёного океана создаёт вторичное магнитное поле, которое позволяет противостоять влиянию Юпитера. Это «магнитное трение» некоторым образом подавляет раскачивание сияний. На практике качание сияний уменьшено до 2 градусов (вместо 6 градусов, которые бы наблюдались, если бы океана не существовало).

По расчётам учёных, глубина океана – 100 километров, то есть он примерно в 10 раз глубже, чем океаны Земли. Правда, океан Ганимеда похоронен под 150-170-километровым панцирем льда.


Комбинированное фото «Хаббла» в видимом и УФ-диапазонах + визуализация Ганимеда.

Система Сатурна

На Сатурне тоже имеются полярные сияния, куда ж они денутся.

Здесь «вулканически» активен Энцелад, южная полярная область которого активно извергает фонтаны водяного пара с частицами льда в окружающую спутник атмосферу. Эти выбросы достигают нескольких сотен километров и даже становятся частью кольца E, в котором вращается Энцелад.

Часть этого водяной пара ионизируется и в объеме 100 кг в секунду пополняет магнитосферу Сатурна различными гидро-, водородными, кислородными и пр. ионами и радикалами.

Однако их не хватает, чтобы раздуть магнитосферу гиганта до размеров юпитерианской. Поэтому полярные сияния на Сатурне зависят гораздо сильнее, чем на Юпитере, от интенсивности солнечного ветра. В этом они схожи с земными.


Северное полярное сияние Сатурна, снятое аппаратом «Кассини» в инфракрасном диапазоне (4 мкм, синим цветом). Лежащие внизу облака — окрашены в условный красный (5 мкм). Прямо под сияниями видно обнаруженное ранее шестиугольное облако.

Полярные сияния на Сатурне, как и на Земле, образуют замкнутые или неполные кольца вокруг магнитных полюсов.

«Полярные сияния на Сатурне могут быть чрезвычайно изменчивыми. — Сейчас вы видите фейерверк вихрей, а через некоторое время не видите ничего. В 2013 г., например, мы видели невообразимое множество сияний на обоих полюсах планеты — от устойчивых ярких колец до сверхбыстрых вспышек света, проносящихся через полюс», — обращает внимание Джонатан Николс (Jonathan D. Nichols) из Лестерского университета в Англии.


Южный полюс Сатурна и совместная работа телескопа «Хаббл» в УФ-диапазоне и аппарата «Кассини» в видимом, ИК- и радиодиапазонах.
Три изображения Сатурна, полученные с промежутками в два дня.


И Сатурн в чистом ультрафиолете от «Хаббла».

Благодаря возможности «Кассини» наблюдать объекты в видимом свете, ученые смогли выяснить цвета полярных сияний на Сатурне. В то время как, авроры на Земле имеют зеленые цвета ближе к поверхности и красные наверху, камеры зонда показали, что полярные сияния на Сатурне имеют красные цвета ближе к центру планеты и фиолетовые — в верхних слоях атмосферы.

Особенно яркое полярное сияние на Сатурне, снятое с близкого расстояния миссией «Кассини» 29 ноября 2010 года. Сияние уходит вниз от поверхности планеты (занимающей верхнюю часть изображения) на 1400 км. Штриховыми линиями обозначены параллели и меридианы, черточки в нижней части фотографии — звёзды.

Уран и Нептун

С Ураном у нас тут всё не слава богу — и лежит на боку, и ось магнитного поля не проходит через геометрический центр планеты. Она «промахивается» на треть радиуса и наклонена на целых 59° от оси вращения.

БОльшая «промашистость» — только у Нептуна. Ось его диполя сдвинута на 14 тыс. км в сторону от центра планеты (это 0,57 ее радиусов), а центр диполя смещен на 6 тыс. км в южное полушарие. Поэтому напряженность магнитного поля у южного магнитного полюса в 10 раз выше, чем у северного. Но наклон поменьше — 47°.

Несмотря на такую «кривость и промашистость» осей, магнитные поля у ледяных гигантов не такие и слабые, — у Урана почти как у Земли, у Нептуна всего раза в 2-3 поменьше. Соответственно, имеются и магнитосферы, и головные ударные волны, а вкупе с мощными атмосферами должны быть и полярные сияния.



Трудности охоты за полярными сияниями на Уране и Нептуне заключаются в том, что рассчитать «подлетное время» коронального выброса с Солнца непросто. Даже до Земли высокоэнергетические частицы летят сутки-двое-трое, и точно предсказать время не получается. Скорость выброса, конечно, известна — она обычно составляет сотые доли скорости света, то есть тысячи километров в секунду, — но на результат влияет еще и взаимодействие частиц с гравитационным и магнитным полем Солнца.

Легко подсчитать, что при скорости выброса в 3000 км/с и расстоянии до Урана почти 3 млрд. км, полярное сияние на планете произойдет приблизительно через 11 дней. Однако погрешность этих вычислений велика, а время работы на телескопе «Хаббл» расписано, так что невозможно смотреть несколько суток подряд только на Уран или Нептун.

И поскольку орбитальных миссий у ледяных гигантов не было, то в случае с Ураном первую аврору удалось зафиксировать только в 2011 году.

Авроры на Нептуне пока не удалось изловить телескопами. «Вояджер-2» наблюдал полярные сияния, в атмосфере Нептуна, — они были разбросаны по всему пространству (а не только в овальных областях вокруг полюсов). Авроры наблюдались также и на Тритоне.


Полярные сияния Урана, пойманные УФ-спектрографом «Хаббла» в 2011, 2012 и 2014 годах.