tomiauroraaga

GALAKSI BIMA SAKTI

Galaksi Bima Sakti (Milky Way - terjemahan daripada Bahasa Latin: Via Lactea, berasal daripada Bahasa Greek: Γαλαξίας (Galaxias) kadang kala merujuk kepada "the Galaxy"), adalah galaksi pilin berpalang yang merupakan sebahagian galaksi Kumpulan Tempatan dan terletaknya Sistem Suria. Satah galaksi Bima Sakti dapat dilihat dari Bumi sebagai jalur cahaya di langit malam dan rupa jalur cahaya berkenaan merupakan inspirasi kepada nama galaksi ini.

Sesetengah sumber mengatakan sebenarnya istilah Milky Way sepatutnya merujuk secara eksklusifnya kepada pemerhatian jalur cahaya berkenaan, sementara nama penuh Milky Way Galaxy atau disebut sebagai the Galaxy seharusnya digunakan bagi menerangkan galaksi berkenaan sebagai astrofizikal seluruhnya.^[3]^[4]^[5]

Isi kandungan

[sorok]

[sunting] Pandangan dari Bumi

Galaksi Bima Sakti, sebagaimana pandangannya dari Bumi yang berada pada salah satu lengan galaksi pilin (lihat kedudukan Matahari), kelihatan sebagai jalur berkabut daripada cahaya putih dalam langit malam melengkung melintasi seluruh sfera cakerawala yang bermula dari bintang-bintang dan bahan lain yang terletak dalam satah galaksi. Kecondongan satah Bima Sakti adalah kira-kira 60° pada ekliptik (satah orbit bumi) dengan Kutub Galaksi Utara yang berada jarak hamal 12j 49m, kecuraman +27.4° (B1950) berhampiran beta Comae Berenices. Kutub Galaksi Selatan adalah berhampiran alpha Sculptoris.

Pusat galaksi terletak dalam arah Sagittarius dan kemudiannya, Bima Sakti "bergerak" (ke arah barat) melalui Scorpius, Ara, Norma, Triangulum Australe, Circinus, Centaurus, Musca, Crux, Carina, Vela, Puppis, Canis Major, Monoceros, Orion & Gemini, Taurus, Auriga, Perseus, Andromeda, Cassiopeia, Cepheus & Lacerta, Cygnus, Vulpecula, Sagitta, Aquila, Ophiuchus, Scutum dan balik kepada Sagittarius.

Bima Sakti tampak paling terang dalam arah buruj Sagittarius, ke arah pusat galaksi. Jika dibandingkan dengan khatulistiwa cakerawala, ia bergerak sejauh buruj Cassiopeia di utara dan buruj Crux di selatan, menunjukkan kecondongan satah khatulistiwa Bumi dan satah ekliptik yang tinggi dibandingkan dengan satah galaksi. Fakta bahawa Bima Sakti membahagikan langit malam kepada lebih kurang dua hemisfera yang sama menunjukkan bahawa Sistem Suria berada dekat dengan satah galaksi. Bima Sakti mempunyai permukaan kecerahan yang agak rendah menyebabkan ia sukar dilihat dari kedudukan bandar mahupun subbandar manapun yang dijejaskan oleh pencemaran cahaya.

Fotografi panorama Bima Sakti 360°
Bima Sakti seperti yang dilihat dari Death Valley pada tahun 2007. Ini merupakan gambar panorama.

[sunting] Saiz

Cakera najam galaksi Bima Sakti mempunyai garis pusat lebih kurang 100,000 tahun cahaya dan purata ketebalannya dipercayai kira-kira 1,000 tahun cahaya.^[6] Bima Sakti juga dipercayai mempunyai kira-kira 200 bilion bintang^[7] dan mungkin lebih 400 bilion bintang^[8], angka sebenar bergantung kepada bilangan bintang yang mempunyai jisim yang sangat rendah di mana belum pasti sepenuhnya. Jauh di luar cakera najam mengandungi gas yang lebih tebal. Pemerhatian baru-baru ini menunjukkan bahawa cakera bergas Bima Sakti mempunyai ketebalan sekitar 12,000 tahun cahaya - 2 kali ganda nilai yang diterima sebelum ini.^[9] Sebagai panduan kepada skala fizikal relatif Bima Sakti, jika telah dikurangkan kepada 130 km (80 batu) diameter, Sistem Suria pasti cuma 2 mm (0.08 inci) lebar.

Halo Galaksi menjangkau luar tetapi terhad dalam saiz oleh orbit dua satelit Bima Sakti, Awan Magellan Besar dan Kecil di perigalaktikon pada ~180,000 tahun cahaya.^[10]

[sunting] Umur

Meteor Perseid hijau dan merah meteor lalu di kawasan langit hanya di bawah Bima Sakti pada Ogos 2007.

Rencana utama: Pembentukan dan evolusi galaksi dan kronologikosmonukleo

Amatlah sukar bagi menentukan umur di mana Bima Sakti telah dibentuk, namun umur bintang tertua di Bima Sakti yang dijumpai setakat ini berusia lebih kurang 13.3 bilion tahun, hampir setua dengan alam semesta itu sendiri.

Anggaran tersebut berdasarkan pada kajian yang dilakukan oleh sepasukan ahli astronomi pada tahun 2004 menggunakan Spektrograf Echelle Penglihatan-UV dari teleskop yang amat besar bagi mengukur untuk pertama kalinya, kandungan berilium pada dua bintang dalam kelompok globul NGC 6397.^[11] Dari penyelidikan tersebut, masa berlalu antara penaikan generasi pertama bintang dalam seluruh galaksi dan genersi pertama bintang dalam kelompok telah disimpulkan kepada 200 bilion hingga 300 bilion tahun. Dengan memsukkan umur anggaran bintang dalam kelompok globul (13.4 ± 0.8 bilion tahun), mereka menganggar umur bintang tertua dalam Bima Sakti iaitu 13.6 ± 0.8 bilion tahun.

Berdasarkan penerangan di atas, cakera galaksi yang nipis dianggarkan telah dibentuk antara 6.5 dan 10.1 bilion tahun dahulu.

[sunting] Komposisi dan struktur

Kajian pada tahun 2008 telah mencadangkan Bima Sakti adalah galaksi pilin berpalang. Pengarang mengesyorkan Messier 109 sebagai salah satu contoh yang munasabah.^[12]

Bima Sakti terdiri daripada bahagaian teras berbentuk palang yang dikelilingi cakera gas, debu dan bintang yang membentuk empat struktur lengan yang jelas yang berlingkar-lingkar keluar dalam corak pilin logaritma (lihat Lengan pilin). Taburan jisim dalam Bima Sakti hampir serupa pengelasan Hubble Sbc, di mana galaksi pilin yang mempunyai lengan belitan agak longgar.^[13] Ahli astronomi pada tahun 1980-an pada mulanya mengesyaki bahawa Bima Sakti merupakan galaksi pilin berpalang^[14] lebih daripada galaksi pilin biasa dan rasa sangsi mereka telah disahkan oleh pencerapan Teleskop Angkasa Lepas Spitzer pada tahun 2005^[15] di mana menunjukkan palang pusat galaksi terbabit menjadi lebih besar daripada yang disangka sebelum ini. Pada tahun 2006, jisim Bima Sakti dikatakan lebih kurang 5.8×10¹¹ jisim suria (M_☉)^[16]^[17]^[18] yang mengandungi 200 hingga 400 bilion bintang. Magnitud penglihatan terkamir mutlak telah dianggarkan menjadi -20.9. Kebanyakan jisim Bima Sakti dipertimbang menjadi jirim hitam, membentuk halo jirim hitam dengan anggaran 600-3,000 bilion M_☉ yang mungkin tersebar sama rata.^[18]

[sunting] Pusat galaksi

Rencana utama: Pusat galaksi

Cakera galaksi, yang membonjol keluar dari pusat galaksi, mempunyai garis pusat antara 70,000 dan 100,000 tahun cahaya.^[19] Jarak dari Matahari dengan pusat galaksi kini dianggarkan 26,000 ± 1400 tahun cahaya sementara anggaran lebih lama mungkin sejauh 35,000 tahun cahaya.

Pusat galaksi melindungi objek padat yang mempunyai jisim yang sangat besar (bernama Sagittarius A*), disyaki menjadi lohong hitam supermasif. Kebanyakan galaksi telah dipercayai mempunyai lohong hitam supermasif di bahagian pusatnya.^[20]

Palang galaksi ini dikatakan 27,000 tahun cahaya panjang, tersebar ke pusatnya pada sudut 44 ± 10 darjah pada garisan antara Matahari dan pusat Bima Sakti. Ia membentuk terutamanya bintang merah, dipercayai menjadi kuno (lihat kerdil merah, raksasa merah). Palang diselubungi oleh gegelang dipanggil "gelang 5-kpk" yang mengandungi pecahan besar molekul hidrogen yang wujud di galaksi tersebut, di samping kebanyakan aktiviti pembentukan bintang Bima Sakti.^[21]

[sunting] Lengan pilin

Setiap lengan pilin menggambarkan lengan logaritma (sebagaimana lengan pada setiap galaksi pilin keseluruhannya) dengan sudut anggul lebih kurang 12°. Ini dipercayai menjadi empat lengan pilin besar di mana semuanya bermula dari pusat Bima Sakti. Berikut adalah nama lengan berserta imej di sebelah kiri:

Struktur tercerap dan tertentu luar lengan pilin.

Warna	Lengan
	3-kpk dan Lengan Perseus
	Lengan Norma dan Cygnus (Mengikut lanjutan penemuan baharu)
	Lengan Scutum-Crux
	Lengan Carina dan Sagittarius
Terdapat sekurang-kurangnya dua lengan atau susuh termasuk:
	Lengan Orion (di mana terletaknya Sistem Suria dan Matahari)

Di luar lengan pilin besar adalah Gegelang Luaran atau Gegelang Monoceros, sebuah gegelang bintang di sekeliling Bima Sakti telah dicadangkan oleh Brian Yanny and Heidi Jo Newberg di mana terdiri daripada gas dan bintang yang koyak daripada galaksi lain berbilion-bilion yang lalu.

Meskipun biasa bagi kebanyakan galaksi, penyebaran jirim dalam Bima Sakti adalah seperti kelajuan orbit bagi kebanyakan bintang dalam galaksi berkenaan tidak bergantung sepenuhnya kepada jarak dari pusatnya. Jauh dari bonjol pusat atau sembir luaran, halaju najam biasa di antara 210 dan 240 km/s.^[22] Justeru itu, tempoh orbit bintang biasa adalah langsung sahaja kepada panjang laluan yang dilalui. Ini situasi yang berbeza dalam Sistem Suria di mana dua jasad dinamik graviti paling menonjol dan orbit berlainan dijangka mempunyai halaju yang agak berbeza dikaitkan dengannya. Perbezaan ini merupakan salah satu bahan bukti yang besar bagi kewujudan jirim hitam. Aspek lain yang menarik dikenali "masalah putar" lengan pilin. Jika seseorang mempercayai bahawa bahagian dalam lengan berputar lebih pantas daripada bahagian luar, kemudian Bima Sakti akan berputar sehingga struktur pilin berkurang. Tetapi ini bukanlah yang diperhatikan dalam galaksi pilin; sebaliknya ahli astronomi menyarankan bahawa lengan pilin dibentuk hasil gelombang ketumpatan jirim datang dari pusat galaksi. Ini mengibaratkan kesesakan lalu lintas yang bergerak di lebuh raya - semua kereta bergerak tetapi terdapat juga kawasan kereta bergerak perlahan. Oleh itu, hasil sebegini dalam beberapa lengan pilin di mana di situ mempunyai banyak bintang dan gas. Model tersebut juga serupa dengan pertambahan pembentukan bintang dalam atau berhampiran lengan pilin; gelombang mampatan meningkatkan ketumpatan molekul hidrogen dan protobintang.

Tanggapan pelukis tentang struktur pilin Bima Sakti dengan dua major, lengan najam dan palang.^[23]

Pemerhatian pada tahun 2008 oleh Robert Benjamin dari Universiti Wisconsin-Whitewater mencadangkan bahawa Bima Sakti hanya memiliki dua lengan najam iaitu lengan Perseus dan lengan Scutum-Centaurus. Lengan yang selebihnya adalah kecil atau lengan tambahan.^[23]

[sunting] Halo

Cakera galaksi dikelilingi oleh halo sferoid dari bintang tua dan kelompok globul di mana 90% terletak dalam 100,000 tahun cahaya,^[24] menyarankan halo sferoid bergaris pusat 200,000 tahun cahaya. Namun, beberapa kelompok globul telah dijumpai lebih jauh seperti PAL 4 dan AM1 lebih 200,000 tahun cahaya dari pusat galaksi. Sementara cakera yang mengandungi gas dan debu di mana menutup pandangan sesetengah panjang gelombang dan tiada komponen sferoid. Pembentukan bintang yang aktif berlaku dalam cakera (khususnya dalam lengan pilin yang merupakan kawan berketumpatan tinggi) tetapi bukannya dalam halo. Kelompok terbuka juga terjadi terutamanya dalam cakera.

Penemuan akhir-akhir ini menyatakan bahawa cakera Galaksi Andromeda memanjang lebih jauh daripada yang ditafsirkan sebelumnya,^[25] kebarangkalian cakera Bima Sakti memanjang lebih jauh adalah jelas dan ini menyokong bukti penemuan baharu pemanjangan Lengan Luaran pada Lengan Cygnus.^[26] Dengan penemuan Galaksi Elips Kerdil Sagittarius menyusuli penemuan puing reben galaksi sebagaimana orbit kutub Sagittarius dan interaksinya dengan Bima Sakti yang mengoyakkannya berjauhan antara satu sama lain. Begitu juga dengan penemuan Galaksi Kerdil Canis Major, didapati bahawa gegelang puing galaksi dari interaksinya dengan Bima Sakti yang mengelilingi cakera galaksi.

Pada 9 Januari 2006, Mario Jurić dan rakannya dari Universiti Princeton telah mengumumkan bahawa Pencerap Langit Digital Sloan telah menjumpai struktur yang amat besar dan berbaur di langit selatan (tersebar melintasi keluasan sekitar 5,000 kali ganda saiz bulan penuh) dalam Bima Sakti yang tidak sesuai dengan model semasa. Himpunan bintang bermula hampir berserenjang dengan satah lengan pilin Bima Sakti. Tafsiran mencadangkan bahawa galaksi kerdil bergabung dengan Bima Sakti. Galaksi berkenaan dinamai Alur Najam Virgo buat sementara waktu dan ditemui dalam arah Virgo kira-kira 30,000 tahun cahaya jauhnya.

[sunting] Kedudukan Matahari

Matahari (begitu juga Bumi dan Sistem Suria) mungkin terletak dekat sembir dalam Lengan Orion milik galaksi ini, dalam Sasul Tempatan atau Jalur Gould, berada pada jarak 7.62±0.32 kpk dari pusat galaksi.^[27]^[28]^[29]^[30] Jarak antara lengan tempatan dan lengan berikutnya, Lengan Perseus adalah lebih kurang 6,500 tahun cahaya.^[31] Matahari, begitu juga Sistem Suria ditemui di zon galaksi boleh didiami.

Apeks haluan Matahri atau puncak suria merupakan arah perjalanan Matahari melalui angkasa lepas dalam Bima Sakti. Arah am pergerakan galaksi Matahari adalah ke arah bintang Vega berhampiran buruj Hercules, secara kasarnya bersudut 60° langit ke arah pusat galaksi. Orbit Matahari di sekeliling Bima Sakti dijangka secara kasarnya elips dengan tambahan pengusikan disebabkan oleh taburan jisim tidak seragam dan lengan pilin galaksi. Tambahan pula, Matahari berayun ke atas dan ke bawah berbanding dengan satah galaksi kira-kira 2.7 kali ganda per orbit. Ini sangat serupa dengan bagaimana pengayun harmonik ringkas berfungsi tanpa daya seret. Oleh sebab ketumpatan bintang yang lebih tinggi hampir kepada satah galaksi, ayunan terbabit kerapkali sama dengan jisim peristiwa pemupusan Bumi, mungkin disebabkan oleh peningkatan peristiwa hentaman.^[32]

Sistem Suria memerlukan lebih kurang 225-250 juta tahun bagi melengkapkan satu orbit galaksi (tahun galaksi),^[33] jadi ia mesti melengkapkan 20-25 orbit semasa masa hayat Matahari dan ke-1/1250 putaran sejak evolusi manusia. Kelajuan orbit Sistem Suria di sekeliling pusat Bima Sakti adalah lebih kurang 220 km/s. Dengan kelajuan ini, ia memerlukan 1,400 tahun bagi Sistem Suria bergerak pada jarak 1 tahun cahaya, atau 8 hari untuk bergerak 1 AU.^[34]

[sunting] Persekitaran

Pandangan inframerah lebar Galaksi Bima Sakti dari Teleskop Angkasa Spitzer yang menghailkan 800,000 keping bingkai. Ini merupakan imej inframerah Bima Sakti yang paling terperinci setakat ini.

Rencana utama: Kumpulan Tempatan dan Perlanggaran Bima Sakti-Andromeda

Bima Sakti dan Galaksi Andromeda merupakan sistem perduaan galaksi pilin gergasi yang tergolong dalam kumpulan 50 galaksi terikat tertutup yang disebut sebagai Kumpulan Tempatan, sebahagian daripada Supergugus Virgo.

Dua galaksi yang lebih kecil dan sebuah galaksi kerdil dalam Kumpulan Tempatan mengelilingi Bima Sakti. Galaksi yang terbesar pula ialah Awan Magellan Besar dengan garis pusat 20,000 tahun cahaya. Teman terdekatnya ialah Awan Magellan Kecil. Aliran Magellan adalah panahan ganjil gas hidrogen neutral yang bersambung dengan dua galaksi kecil berkenaan. Aliran ini dikatakan telah diheret dari Awan Magellan dalam interaksi pasang surut dengan Bima Sakti. Sesetengah galaksi kerdil yang mengelilingi Bima Sakti ialah Galaksi Kerdil Major Canis (yang terdekat), Galaksi Elips Kerdil Sagittarius, Galaksi Kerdil Ursa Minor, Galaksi Kerdil Sculptor, Galaksi Sferoid Kerdil Sextans, Galaksi Sferoid Kerdil Fornax, and Galaksi Sferoid Kerdil Leo I. Galaksi kerdil Bima Sakti terkecil hanya 500 tahun cahaya diameter. Ini termsuklah Galaksi Sferoid Kerdil Carina, Galaksi Sferoid Kerdil Draco dan Galaksi Sferoid Kerdil Leo II, mungkin terdapat galaksi kerdil yang tidak dikesan yang terikat secara dinamik kepada Bima Sakti. Pemerhatian menerusi zon elakan sering kali menjumpai galaksi berhampiran dan jauh yang baharu. Sesetengah galaksi mengandungi banyak gas dan debu yang menghalang pengesanan setakat ini.

Pada Januari 2006, penyelidik telah melaporkan berlakunya herotan cakera Bima Sakti yang berpunca oleh riak atau getaran yang dihasilkan oleh Awan Magellan Besar dan Kecil semasa mereka mengelilingi Bima Sakti, menyebabkan getaran pada frekuensi tertentu apabila mereka melalui tepi Bima Sakti.^[35] Sebelum ini, kedua-dua galaksi berkenaan, sekitar 2% jisim Bima Sakti dianggap terlalu kecil untuk mempengaruhi Bima Sakti. Bagaimanapun, dengan mengubah jirim hitam kepada kira-kira (Penukaran ini menghasilkan lebih kurang 20 kali ganda jirim Bima Sakti), pergerakan kedua-dua galaksi ini mewujudkan olak buri yang mempengaruhi Bima Sakti. Pengiraan ini adalah berdasarkan model komputer oleh Martin Weinberg dari Universiti Massachusetts Amherst. Dalam model tersebut, jirim hitam tersebar keluar dari cakera galaksi dengan lapisan gas yang dikenali. Akibatnya kesan graviti Awan Magellan telah meningkat apabila melalui Bima Sakti.

Ukuran semasa mencadangkan Galaksi Andromeda merapati Bima Sakti selaju 100 hingga 140 km/s dan mungkin berlanggar antara 3 hingga 4 bilion tahun lagi, bergantung pada kepentingan komponen sisi tidak dikenali kepada pergerakan nisbi galaksi. Andai kata perlanggaran ini terjadi, Matahari dan bintang yang lain dalam Bima Sakti barangkali tidak berlanggar dengan bintang dalam Galaksi Andromeda, namun kedua-dua galaksi berkenaan bercantum menjadi galaksi elips tunggal yang mengambil masa kira-kira 1 bilion tahun.^[36]

[sunting] Halaju

Secara umumnya, halaju mutlak sesuatu objek menerusi angkasa lepas bukanlah persoalan yang bermakna berdasarkan teori kerelatifan khas Einstein yang menegaskan bahawa tiada rangka rujukan inersia yang "lebih baik" di angkasa lepas di mana untuk dibandingkan dengan gerakan Bima Sakti. (Gerakan mesti menetapkan berkenaan dengan objek lain.)

Ahli astronomi percaya Bima Sakti bergerak selaju 600 km/s berbanding dengan galaksi berdekatan lain. Kebanyakan kajian baru-baru ini menganggarkan julat dari 130 km/s hingga 1,000 km/s. Jika Bima Sakti bergerak pada 600 km/s, Bumi bergerak sejauh 51.84 juta km setiap hari atau lebih 18.9 bilion km setiap tahun, lebih kurang 4.5 kali ganda jarak terdekat dari Pluto. Bima Sakti dikatakan bergerak ke arah buruj Hydra dan mungkin satu hari nanti menjadi ahli rapat Gugusan Virgo.

Pemerhatian yang berasingan yang disediakan sinaran latar mikrogelombang kosmos (CMB) mengesahkan Bima Sakti bergerak sekitar 552 km/s^[2] berkenaan dengan foton CMB. Gerakan ini diperhati oleh satelit seperti COBE dan WMAP sebagai penyebaran dwikutub kepada CMB, sebagaimana foton dalam keseimbangan di dalam bingkai CMB mendapat anjakan biru dalam arah gerakan dan anjakan merah dalam arah bertentangan.

AURORA

Terjemahan Inggris ke Bahasa Indonesia

Aurora Borealis "beralih ke halaman ini. Untuk kegunaan lain, lihat Aurora Borealis (disambiguasi).
"Aurora Australis" beralih ke halaman ini. Untuk kapal, lihat Aurora Australis (pemecah es). Untuk buku, lihat Aurora Australis (buku).
Untuk kegunaan lain, lihat Aurora (disambiguasi).
aurora borealis bersinar di atas Danau Bear
Aurora merah dan hijau di Fairbanks, Alaska
Utara lampu dengan cahaya biru yang sangat langka di atas Moskosel, Lapland di Swedia
Northern lampu atas Malmesjaur, Moskosel, Lapland, Swedia
Aurora australis di Antartika
Aurora Timelapse.ogv
Putar video
Aurora timelapse video

Sebuah aurora (jamak: aurora atau aurora) adalah display cahaya alami di langit, khususnya di daerah kutub, yang disebabkan oleh tumbukan partikel bermuatan diarahkan oleh medan magnet bumi. aurora Sebuah biasanya diamati pada malam hari dan biasanya terjadi di ionosfer. Hal ini juga disebut sebagai aurora kutub atau, secara kolektif, sebagai lampu kutub. Fenomena ini biasanya terlihat antara 60 dan 72 derajat lintang utara dan selatan, yang menempatkan mereka di atas ring hanya dalam lingkaran Antartika Kutub Utara dan kutub [rujukan?] Aurora memang terjadi lebih dalam di daerah kutub,. Tapi ini jarang terjadi dan sering tak terlihat dengan mata telanjang.

Di lintang utara, efek ini dikenal sebagai aurora borealis (atau cahaya utara), dinamakan setelah dewi Romawi fajar, Aurora, dan nama Yunani untuk angin utara, angin dr utara, oleh Pierre Gassendi pada tahun 1621. [1] peluang visibilitas aurora borealis meningkat dengan kedekatannya ke Kutub Utara Magnetik. [rujukan?] Aurora terlihat di dekat kutub magnet mungkin overhead tinggi, tetapi dari jauh, mereka menerangi cakrawala utara sebagai cahaya kehijauan atau kadang-kadang pingsan merah , seolah-olah matahari itu terbit dari arah yang tidak biasa. Yang aurora borealis yang paling sering terjadi di dekat ekuinoks. Lampu utara memiliki sejumlah nama sepanjang sejarah. Para Cree menyebutnya fenomena "Tari dari Roh". Di Eropa, pada Abad Pertengahan, aurora yang umum diyakini tanda dari Allah (lihat Wilfried Schröder, Das Phänomen des Polarlichts, Darmstadt 1984).

Its counterpart selatan, aurora australis (atau lampu selatan), memiliki sifat yang sama, tetapi hanya dapat dilihat dari garis lintang selatan yang tinggi di Antartika, Amerika Selatan, atau Australasia. Australis adalah kata Latin untuk "Selatan".

Aurora dapat terlihat di seluruh dunia dan di planet lain. Mereka adalah yang paling terlihat lebih dekat ke kutub akibat periode lama kegelapan dan medan magnet.

panduan gaya modern merekomendasikan bahwa nama-nama fenomena meteorologi, seperti aurora borealis, akan uncapitalized. [2]
Isi
[Hide]

* 1 Auroral mekanisme
* 2 Bentuk dan magnet
* 3 Solar angin dan magnetosfer
* 4 Frekuensi kejadian
* 5 Auroral signifikansi peristiwa sejarah
* 6 Asal
* 7 Sumber dan jenis
* 8 Di planet lain
* 9 Sejarah teori aurora
* 10 Images
* 11 Dalam budaya tradisional dan populer
* 12 Lihat juga
* 13 Referensi
o 13.1 Catatan kaki
* 14 Pranala luar

[Sunting] mekanisme Auroral

Aurora hasil dari emisi foton di atmosfer atas Bumi, di atas 80 km (50 mil), dari atom nitrogen terionisasi mendapatkan kembali elektron, dan oksigen dan atom nitrogen kembali dari keadaan tereksitasi untuk keadaan dasar. Mereka terionisasi atau senang dengan tabrakan partikel angin surya yang disalurkan ke bawah dan dipercepat sepanjang garis magnet bumi lapangan; energi eksitasi hilang oleh emisi foton cahaya, atau dengan tumbukan dengan atom atau molekul:

oksigen emisi
Hijau atau merah kecoklatan, tergantung pada jumlah energi yang diserap.
emisi nitrogen
Biru atau merah. Biru jika atom mendapatkan kembali elektron setelah telah terionisasi. Merah jika kembali ke keadaan dasar dari sebuah keadaan tereksitasi.

Oksigen tidak biasa dalam hal kembali ke keadaan dasar: ia dapat mengambil tiga perempat kedua untuk memancarkan cahaya hijau dan sampai dua menit untuk memancarkan merah. Tumbukan dengan atom lain atau molekul akan menyerap energi eksitasi dan mencegah emisi. Bagian paling atas atmosfer adalah baik persentase yang lebih tinggi oksigen, dan begitu tipis yang jarang terjadi tabrakan tersebut cukup untuk memberikan waktu bagi oksigen untuk memancarkan merah. Tabrakan menjadi lebih sering maju ke dalam atmosfer, sehingga emisi merah tidak punya waktu untuk terjadi, dan akhirnya bahkan emisi lampu hijau dicegah.

Inilah sebabnya mengapa ada perbedaan warna dengan ketinggian; pada ketinggian merah oksigen yang tinggi mendominasi, kemudian hijau oksigen dan nitrogen biru / merah, lalu akhirnya nitrogen biru / merah ketika tabrakan mencegah oksigen dari memancarkan apa-apa. Hijau adalah yang paling umum dari semua aurora. Dibalik itu adalah pink, campuran cahaya hijau dan merah, diikuti oleh merah murni, kuning (campuran merah dan hijau), dan terakhir biru murni.
Sebuah aurora australis didominasi merah

Aurora dikaitkan dengan angin surya, aliran ion terus mengalir keluar dari Matahari. perangkap magnetik Bumi lapangan partikel-partikel ini, banyak yang perjalanan menuju ke kutub di mana mereka dipercepat ke arah Bumi. Tabrakan antara ion dan atom molekul atmosfer dan menyebabkan melepaskan energi dalam bentuk aurora muncul di lingkaran besar di sekitar kutub. Aurora lebih sering dan terang selama fase kuat dari siklus matahari ketika ejections coronal mass meningkatkan intensitas angin surya. [3] Dilihat dari ruang angkasa, tirai ini berapi-api membentuk cincin tipis dalam bentuk ubun-ubun dicukur biarawan.
[Sunting] Bentuk dan magnet
Northern lampu lebih dari Calgary

Biasanya aurora muncul baik sebagai cahaya difus atau sebagai "tirai" yang kira-kira memperpanjang ke arah timur-barat. Pada beberapa kali, mereka membentuk "busur tenang"; pada orang lain ("aurora aktif"), mereka berkembang dan berubah terus-menerus. tirai Masing-masing terdiri dari sinar sejajar banyak, masing-masing berbaris dengan arah lokal dari garis-garis medan magnet, menunjukkan bahwa aurora dibentuk oleh medan magnet bumi. Memang, satelit menunjukkan elektron akan dipandu dengan garis-garis medan magnet, spiral sekitar mereka sambil bergerak ke arah Bumi.

Kesamaan untuk tirai sering ditingkatkan dengan lipatan yang disebut "striations". Ketika garis lapangan membimbing seorang patch auroral terang mengarah ke suatu titik tepat di atas pengamat, aurora dapat muncul sebagai "corona" sinar divergen, efek perspektif.

Meskipun pertama kali disebutkan oleh petualang Yunani kuno / Pytheas geografi, Hiorter dan Celcius pertama kali dijelaskan pada 1741 bukti untuk kontrol magnetik, yaitu, fluktuasi magnet besar terjadi setiap kali aurora diamati overhead. Hal ini menunjukkan (itu kemudian menyadari) bahwa arus listrik besar dikaitkan dengan aurora, mengalir di wilayah di mana cahaya aurora berasal. Birkeland Kristian (1908) [4] menyimpulkan bahwa arus mengalir pada arah timur-barat sepanjang busur auroral, dan arus demikian, mengalir dari dayside menuju (kurang lebih) tengah malam kemudian bernama "electrojets aurora" (lihat juga arus Birkeland) .

Pada tanggal 26 Februari 2008, probe Themis mampu menentukan, untuk pertama kalinya, acara memicu untuk awal substorms magnetospheric. [5] Dua dari lima probe, posisi kira-kira sepertiga jarak ke bulan, peristiwa diukur menyarankan rekoneksi acara magnetik 96 detik sebelum intensifikasi auroral. [6] Dr Vassilis Angelopoulos dari University of California, Los Angeles, peneliti utama misi Themis, menyatakan, "Data kami menunjukkan dengan jelas dan untuk pertama kalinya bahwa rekoneksi magnetik pemicu. " [7]

bukti Masih lebih untuk koneksi magnetik adalah statistik pengamatan aurora. Elias Loomis (1860) dan kemudian di lebih detail Hermann Fritz (1881) [8] menetapkan bahwa aurora muncul terutama dalam "zona aurora", sebuah wilayah berbentuk cincin dengan radius sekitar 2500 km di sekitar kutub magnet bumi. Hal itu hampir tidak pernah terlihat di dekat kutub geografis, yang berjarak sekitar 2000 km jauhnya dari kutub magnet. Distribusi sesaat aurora ("oval aurora", Yasha / Jakob Feldstein 1963 [9]) adalah sedikit berbeda, berpusat sekitar 3-5 derajat nightward dari kutub magnet, sehingga busur auroral mencapai terjauh menuju khatulistiwa sekitar tengah malam. Aurora dapat dilihat terbaik pada saat ini.
[Sunting] angin Solar dan magnetosfer
Skema magnetosfer bumi

Bumi terus-menerus tenggelam dalam angin matahari, aliran yang kompleks plasma panas (gas elektron bebas dan ion positif) yang dipancarkan oleh Matahari ke segala arah, akibat dari panas dua-juta-derajat lapisan Matahari paling luar, yang korona. Angin matahari biasanya mencapai bumi dengan kecepatan sekitar 400 km / s, kepadatan sekitar 5 ions/cm3 dan intensitas medan magnet sekitar 2-5 nT (nanoteslas; bidang permukaan bumi biasanya 30,000-50,000 nT). Ini adalah nilai-nilai khas. Selama badai magnetik, khususnya, arus bisa beberapa kali lebih cepat; medan magnet antarplanet (IMF) juga mungkin jauh lebih kuat.

IMF berasal pada Sun, terkait dengan bidang bintik matahari, dan lapangan lini (garis-garis gaya) yang diseret keluar oleh angin matahari. Itu saja akan cenderung garis mereka ke arah Matahari-Bumi, tapi rotasi Matahari skews mereka (di Bumi) sekitar 45 derajat, sehingga garis-garis medan lewat Bumi benar-benar dapat mulai dekat tepi barat ("anggota tubuh") dari Matahari terlihat [10].

magnetosfer bumi dibentuk oleh dampak dari angin matahari pada medan magnet bumi. Membentuk hambatan bagi angin matahari, mengalihkan itu, pada jarak sekitar 70.000 km, membentuk kejutan busur 12.000 km 15.000 km lebih hulu. Lebar mengikuti Magnetosfer Bumi, biasanya 190.000 km, dan di sisi malam yang "magnetosfer" panjang garis-garis medan membentang meluas sampai ke jarak yang jauh.

magnetosfer ini penuh dengan ion terjebak sebagai angin surya melewati Bumi. Gangguan di angin surya peningkatan aliran ion. Kelebihan bergerak sepanjang garis-garis medan dan akhirnya dipercepat ke arah kutub bertanggung jawab untuk perubahan aurora.
[Sunting] Frekuensi terjadinya
Aurora australis 1994 dari Bluff, Selandia Baru

Mereka kadang-kadang terlihat di daerah beriklim sedang, ketika sebuah badai magnetik untuk sementara memperluas oval aurora. badai magnetik besar yang paling umum selama puncak siklus sunspot sebelas tahun atau selama tiga tahun setelah puncak itu. [rujukan?] Namun, dalam zona aurora kemungkinan sebuah aurora yang terjadi sangat tergantung kemiringan medan magnet antarplanet (IMF) baris (miring dikenal sebagai Bz), menjadi lebih besar dengan miring ke selatan.

Geomagnetik badai yang memicu aurora sebenarnya terjadi lebih sering pada bulan-bulan sekitar ekuinoks. Hal ini tidak dipahami mengapa badai geomagnetik terikat untuk musim bumi sementara aktivitas kutub tidak. Tetapi diketahui bahwa selama musim semi dan musim gugur, medan magnet antarplanet dan Bumi berhubungan. Pada magnetopause itu, titik magnetik bumi utara lapangan. Ketika Bz menjadi besar dan negatif (yaitu, IMF miring selatan), maka sebagian dapat membatalkan medan magnet bumi pada titik kontak. Selatan-menunjuk pintu terbuka Bz adalah melalui mana energi dari angin matahari dapat mencapai magnetosfer dalam bumi.

Yang memuncak dari Bz selama ini adalah hasil dari geometri. IMF berasal dari Matahari dan dibawa ke luar dengan angin surya. Rotasi Matahari menyebabkan IMF untuk memiliki bentuk spiral. The selatan (dan utara) kunjungan dari Bz yang terbesar selama April dan Oktober, ketika sumbu dipol magnet bumi yang paling berkaitan erat dengan spiral Parker.

Namun, Bz bukan hanya berpengaruh pada aktivitas geomagnetik. sumbu rotasi Matahari dimiringkan 8 derajat terhadap bidang orbit Bumi. Angin berhembus matahari lebih cepat dari kutub Matahari dari dari khatulistiwa, sehingga kecepatan rata-rata partikel hentakan lilin magnetosfer bumi dan berkurang setiap enam bulan. Kecepatan angin surya terbesar - sekitar 50 km / s, rata-rata - sekitar 5 September dan 5 Maret ketika Bumi terletak di lintang tertinggi heliographic nya.

Namun, tidak Bz maupun angin matahari sepenuhnya dapat menjelaskan perilaku musiman badai geomagnetik. Faktor-faktor bersama-sama memberikan kontribusi hanya sekitar sepertiga dari setengah tahunan variasi yang diamati.
[Sunting] Auroral signifikansi peristiwa sejarah

Aurora yang dihasilkan dari "badai geomagnetik besar" pada kedua 28 Agustus dan September 2, 1859 diperkirakan paling spektakuler dalam sejarah baru-baru ini. Balfour Stewart, dalam makalah [11] [12] kepada Royal Society pada tanggal 21 November 1861, digambarkan baik peristiwa auroral yang didokumentasikan oleh magnetograph diri rekaman di Observatorium Kew dan mendirikan hubungan antara badai September 2, 1859 auroral dan acara suar Carrington-Hodgson ketika ia mengamati bahwa "tidak mungkin untuk menganggap bahwa dalam kasus ini kami termasyhur diambil dalam bertindak." Acara auroral kedua, yang terjadi pada September 2, 1859 sebagai akibat dari suar putih sangat intens Carrington-Hodgson cahaya matahari pada September 1, 1859 aurora diproduksi begitu meluas dan luar biasa brilian bahwa mereka dilihat dan dilaporkan dalam pengukuran ilmiah yang diterbitkan, kapal 'log dan surat kabar di seluruh Amerika Serikat, Eropa, Jepang dan Australia. Hal ini dilaporkan oleh New York Times [13] [14] [15] yang di Boston pada Jumat, September 2, 1859 aurora "sangat brilian bahwa pada sekitar 1:00 cetak biasa dapat dibaca oleh cahaya". [ 14] [16] [17] Satu jam Boston waktu pada hari Jumat tanggal 2 September akan menjadi 06:00 GMT dan magnetograph diri rekaman di Observatorium Kew adalah rekaman badai geomagnetik, yang kemudian satu jam tua, di yang penuh intensitas. Antara 1859 dan 1862, Elias Loomis menerbitkan serangkaian sembilan makalah di Great Auroral Pameran 1859 di American Journal of Science di mana ia mengumpulkan laporan seluruh dunia dari peristiwa aurora. Aurora diperkirakan telah diproduksi oleh salah satu yang paling kuat ejections coronal mass dalam sejarah, sangat dekat dengan intensitas maksimum yang Matahari dianggap mampu menghasilkan. Hal ini juga terkenal karena fakta bahwa itu adalah saat pertama di mana fenomena aktivitas aurora dan listrik yang jelas terkait. Wawasan ini dimungkinkan bukan hanya karena pengukuran magnetometer ilmiah zaman tetapi juga sebagai akibat dari sebagian besar dari 125.000 mil (201.000 km) dari garis telegraf maka dalam jasa yang secara signifikan terganggu selama berjam-jam di seluruh badai. Beberapa baris telegraf Namun tampaknya telah panjang yang sesuai dan orientasi untuk menghasilkan cukup geomagnetically arus induksi dari lapangan elektromagnetik untuk memungkinkan komunikasi lanjutan dengan daya operator telegraf 'pasokan dimatikan. Pembicaraan berikut terjadi antara dua operator dari American Telegraph Line antara Boston dan Portland, Maine, pada malam tanggal 2 September 1859 dan dilaporkan dalam Traveler Boston:

operator Boston (ke operator Portland): "Silakan memotong baterai [sumber daya] Anda sepenuhnya selama lima belas menit."
operator Portland: "Maukah melakukannya Sekarang terputus.."
Boston: "Tambang terputus, dan kami bekerja dengan auroral saat Bagaimana Anda menerima tulisan saya.?"
Portland: ". Lebih baik daripada dengan baterai kami - kini datang dan pergi secara bertahap."
Boston: "saya saat ini adalah sangat kuat pada waktu, dan kami dapat bekerja lebih baik tanpa baterai, sebagai aurora tampaknya menetralisir dan meningkatkan baterai kita bergantian, membuat arus terlalu kuat pada kali untuk magnet relay kami Misalkan kita bekerja tanpa baterai sementara kami. dipengaruhi oleh masalah ini. "
Portland: ". Baiklah Haruskah aku pergi ke depan dengan bisnis?"
Boston: "Ya Teruskan.."

Percakapan dilakukan selama sekitar dua jam tidak menggunakan daya baterai sama sekali dan bekerja semata-mata dengan arus yang disebabkan oleh aurora, dan dikatakan bahwa ini adalah pertama kalinya pada catatan bahwa lebih dari sebuah kata atau dua ditransmisikan dengan cara seperti . [16] seperti peristiwa menyebabkan kesimpulan umum bahwa

Pengaruh Aurora di telegrap listrik umumnya untuk meningkatkan atau mengurangi arus listrik yang dihasilkan dalam bekerja kabel. Kadang-kadang sepenuhnya menetralkan mereka, sehingga, pada dasarnya, tidak ada cairan ditemukan di dalamnya. The aurora borealis tampaknya terdiri dari massa masalah listrik, menyerupai dalam segala hal, yang dihasilkan oleh baterai galvanis listrik. Arus dari itu perubahan datang pada kabel, dan kemudian menghilang:. Massa gulungan aurora dari cakrawala ke zenit [18]

[Sunting] Asal
Aurora australis (September 11, 2005) seperti yang ditangkap oleh satelit IMAGE NASA, digital overlay ke Gambar Blue Marble komposit. Sebuah animasi dibuat menggunakan data satelit yang sama juga tersedia.

Sumber energi utama aurora adalah angin matahari mengalir melewati Bumi. Magnetosfer dan angin matahari terdiri dari plasma (gas terionisasi), yang melakukan listrik. Hal ini juga dikenal (sejak Michael Faraday [1791-1867] bekerja di sekitar 1830) bahwa ketika sebuah konduktor listrik ditempatkan dalam medan magnet sementara gerak relatif terjadi dalam arah yang memotong konduktor di seberang (atau dipotong oleh), daripada bersama , garis-garis medan magnet, arus listrik dikatakan diinduksi ke dalam konduktor dan elektron akan mengalir di dalamnya. Jumlah arus tergantung pada a) laju gerak relatif, b) kekuatan medan magnet, c) jumlah konduktor mengeroyok bersama-sama dan d) jarak antara konduktor dan medan magnet, sedangkan arah aliran tergantung pada arah gerak relatif. Dinamo memanfaatkan proses dasar ("efek dinamo"), setiap dan semua konduktor, padat atau sebaliknya begitu termasuk terpengaruh plasma atau cairan lainnya.

Secara khusus angin matahari dan magnetosfer adalah dua elektrik cairan dengan melakukan gerak relatif tersebut dan harus mampu (pada prinsipnya) untuk menghasilkan arus listrik dengan "aksi dinamo", dalam proses juga mengekstrak energi dari aliran angin matahari. Proses ini terhambat oleh kenyataan bahwa plasma mudah melakukan garis-garis medan magnet, tetapi tidak begitu mudah tegak lurus terhadap mereka. Jadi, penting bahwa koneksi magnet sementara dibentuk antara garis bidang angin matahari dan orang-orang dari magnetosfer, dengan proses yang dikenal sebagai rekoneksi magnetik. Ini terjadi paling mudah dengan kemiringan ke selatan garis antar bidang, karena garis-garis medan lalu ke utara Bumi kira-kira cocok dengan arah garis-garis medan di dekat kutub utara magnet (yaitu, ke Bumi), dan juga dekat kutub selatan magnet. Memang, aktif aurora (dan yang terkait "substorms") jauh lebih mungkin pada saat seperti itu. arus listrik yang berasal sedemikian rupa rupanya memberikan elektron auroral energi mereka. Plasma magnetospheric memiliki kelimpahan elektron: beberapa magnetis terjebak, beberapa berada di magnetosfer, dan beberapa ada di perpanjangan ke atas dari ionosfer, yang dapat memperpanjang (dengan mengurangi kepadatan) sekitar 25.000 km di sekitar Bumi.

aurora Bright umumnya terkait dengan arus Birkeland (Schield et al, 1969;. [19] Zmuda dan Armstrong, 1973 [20]) yang mengalir ke dalam ionosfer di salah satu sisi tiang dan keluar di sisi lain. Di antara, sebagian arus menghubungkan langsung melalui lapisan E ionosfer (125 km), sisanya ("wilayah 2") jalan memutar, meninggalkan lagi melalui garis-garis medan lebih dekat dengan garis khatulistiwa dan penutupan melalui "cincin parsial saat ini" dibawa oleh magnetis terjebak plasma. ionosfer adalah sebuah konduktor ohmik, arus jadi semacam memerlukan tegangan mengemudi, yang beberapa mekanisme dinamo dapat pasokan. lapangan probe Electric di orbit di atas tutup kutub menunjukkan tegangan urutan 40.000 volt, naik hingga lebih dari 200.000 volt selama badai magnetik intens.

perlawanan yg berkenaan dgn ionosfir memiliki sifat yang kompleks, dan menyebabkan aliran Hall sekunder saat ini. Dengan twist aneh fisika, gangguan magnetik pada tanah akibat arus utama hampir membatalkan keluar, sehingga sebagian besar dari efek yang diamati dari aurora adalah karena electrojet, arus sekunder aurora. Indeks electrojet auroral (diukur dalam nanotesla) secara teratur berasal dari data tanah dan berfungsi sebagai ukuran umum aktivitas aurora.

Namun, tahanan bukan hambatan hanya untuk aliran arus dalam rangkaian ini. Konvergensi dari garis-garis medan magnet dekat Bumi menciptakan "efek cermin" yang mengubah kembali sebagian besar elektron mengalir turun-(di mana arus mengalir ke atas), kapasitas pembawa arus menghambat. Untuk mengatasi hal ini, bagian dari tegangan yang tersedia akan muncul di sepanjang garis lapangan ("paralel ke lapangan"), membantu mengatasi elektron yang kendala oleh pelebaran bundel lintasan mencapai Bumi, "potensial paralel" yang sama digunakan dalam "cermin tandem" plasma penahanan perangkat. Sebuah fitur tegangan tersebut adalah bahwa itu terkonsentrasi dekat Bumi (proporsional potensi untuk bidang intensitas; Persson, 1963 [21]), dan memang, seperti yang dideduksi oleh Evans (1974) dan dikonfirmasi oleh satelit, percepatan paling aurora terjadi di bawah 10.000 km. Indikator lain dari medan listrik paralel di sepanjang garis lapangan balok ke atas mengalir O + ion diamati pada garis-garis medan aurora.

Sementara mekanisme ini mungkin merupakan sumber utama dari busur auroral akrab, formasi mencolok dari tanah, lebih banyak energi mungkin pergi ke lain, jenis kurang menonjol dari aurora, misalnya aurora difus (di bawah) dan elektron energi rendah diendapkan dalam badai magnetik (juga di bawah).
Aurora borealis ditinjau dari tim Ekspedisi ISS 6. Danau Manicouagan terlihat ke bawah kiri.

Beberapa + O ion ("conics") juga tampak dipercepat dalam cara yang berbeda oleh plasma proses yang terkait dengan aurora. Ion-ion ini dipercepat oleh gelombang plasma, terutama dalam arah tegak lurus ke garis lapangan. Oleh karena itu mereka mulai mereka sendiri "titik cermin" dan dapat melakukan perjalanan ke atas saja. Ketika mereka melakukannya, "efek cermin" mengubah arah mereka gerak, dari tegak lurus ke garis untuk berbaring pada kerucut di sekitarnya, yang secara bertahap menyempit ke bawah.

Selain itu, aurora dan arus terkait menghasilkan emisi radio yang kuat sekitar 150 kHz dikenal sebagai radiasi kilometric auroral (AKR, ditemukan pada 1972). penyerapan yg berkenaan dgn ionosfir membuat AKR diamati dari luar angkasa saja.

Ini "potensi paralel" mempercepat elektron untuk energi aurora dan tampaknya menjadi sumber utama aurora. Mekanisme lain juga telah diusulkan, khususnya, gelombang Alfven, gelombang mode melibatkan medan magnet pertama diungkapkan oleh Hannes Alfven (1942), yang telah diamati di laboratorium dan di ruang angkasa. Pertanyaannya adalah apakah Namun gelombang ini hanya mungkin menjadi satu cara yang berbeda untuk melihat proses di atas, karena pendekatan ini tidak menunjukkan sumber energi yang berbeda, dan fenomena banyak plasma massal juga dapat dijelaskan dalam bentuk gelombang Alfven.
Wikinews memiliki berita terkait: Aurora Borealis yang disebabkan oleh tornado ruang listrik

Proses lainnya juga terlibat dalam aurora, dan masih banyak yang harus dipelajari. Auroral elektron yang diciptakan oleh badai geomagnetik besar sering tampak memiliki energi di bawah 1 keV, dan berhenti lebih tinggi, dekat 200 km. energi rendah tersebut terutama membangkitkan garis merah oksigen, sehingga sering aurora tersebut merah. Di sisi lain, ion positif juga mencapai ionosfer pada waktu tersebut, dengan energi 20-30 keV, menyarankan mereka mungkin menjadi "overflow" sepanjang garis medan magnet dari "cincin saat ini" berlebihan ion dipercepat pada saat seperti itu, melalui proses berbeda dari yang dijelaskan di atas.
[Sunting] Sumber dan jenis
Artikel ini sepertinya berisi spekulasi diverifikasi dan klaim tidak bisa dibenarkan. Informasi harus diverifikasi dan berdasarkan sumber yang diterbitkan dapat diandalkan. Silakan hapus spekulasi belum diverifikasi dari artikel.
Aurora Borealis dari Ekspedisi 6.ogg
Putar video
Aurora borealis dari Stasiun Luar Angkasa Internasional.
Aurora selama badai geomagnetik yang kemungkinan besar disebabkan oleh ejeksi massa koronal dari Matahari pada tanggal 24 Mei 2010. Diambil dari ISS.

Sekali lagi, pemahaman kita sangat tidak lengkap. Sebuah rasa yang kasar dapat menunjukkan tiga sumber utama:

1. Dinamo tindakan dengan angin matahari mengalir Bumi masa lalu, mungkin menghasilkan busur auroral tenang ("langsung didorong" proses). Rangkaian arus mempercepat dan sambungan ke angin matahari tidak pasti.
2. tindakan Dynamo melibatkan plasma diperas menuju Bumi oleh kejang tiba-tiba magnetosfer tersebut ("substorms magnet"). Substorms cenderung terjadi setelah mantra lama (jam) yang selama antarplanet medan magnet memiliki komponen selatan cukup besar, yang mengarah ke tingkat tinggi interkoneksi antara garis-garis medan dan orang-orang dari Bumi. Akibatnya angin matahari bergerak fluks magnet (tabung garis medan magnet, bergerak bersama-sama dengan plasma penduduk mereka) dari sisi hari bumi ke magnetosfer itu, pelebaran penghalang itu menyajikan dengan aliran angin matahari dan menyebabkan ia harus diperas lebih keras . Akhirnya plasma ekor robek ("rekoneksi magnet"); beberapa gumpalan ("plasmoids"), diperas tailwards dan dibawa pergi dengan angin surya, yang lainnya, diperas terhadap bumi di mana gerakan mereka feed ledakan besar aurora, terutama sekitar tengah malam ( "Proses bongkar"). badai Geomagnetik memiliki efek yang sama, tetapi dengan kekuatan yang lebih besar. Perbedaan besar adalah penambahan banyak partikel plasma terperangkap sekitar Bumi, meningkatkan "cincin saat ini" membawanya. Modifikasi yang dihasilkan dari lapangan bumi membuat aurora terlihat di garis lintang tengah, pada garis-garis medan lebih dekat dengan khatulistiwa.
3. Citra satelit aurora dari atas menunjukkan "cincin api" sepanjang oval aurora (lihat di atas), sering terluas di tengah malam. Itu adalah "menyebar aurora", tidak berbeda cukup untuk dilihat oleh mata. Ini tampaknya tidak dikaitkan dengan percepatan oleh arus listrik (meskipun arus dan busur mereka mungkin tertanam di dalamnya) tetapi terjadi karena elektron bocor keluar dari magnetosfer tersebut.

aurora Diffuse diamati oleh DE-1 satelit dari orbit Bumi rendah

Setiap perangkap magnetik adalah bocor-ada selalu ada seikat dari arah ("rugi kerucut") di sekitar garis pemandu medan magnet di mana partikel-partikel tidak terjebak tetapi melarikan diri. Dalam sabuk radiasi Bumi, sekali partikel-partikel di lintasan tersebut hilang, yang baru hanya menggantikan mereka sangat lambat, sehingga arah tersebut hampir "kosong". Di magnetosfer, bagaimanapun, lintasan partikel tampaknya terus reshuffle, mungkin saat partikel melintasi bidang yang sangat lemah di dekat khatulistiwa. Akibatnya, aliran elektron dalam segala arah adalah hampir sama ("isotropik"), dan yang menjamin pasokan elektron bocor.

The energization elektron tersebut berasal dari proses magnetosfer. Kebocoran elektron negatif tidak meninggalkan ekor bermuatan positif, karena setiap elektron bocor hilang ke atmosfir dengan cepat digantikan oleh elektron energi rendah ditarik ke atas dari ionosfer. penggantian seperti itu "panas" elektron dengan "dingin" yang adalah sesuai lengkap dengan hukum 2 termodinamika.

jenis lain aurora telah diamati dari luar angkasa, misalnya [rujukan?] "busur poleward" membentang menuju ke matahari di tutup kutub, yang "theta aurora", dan terkait "dayside busur" siang dekat. Ini adalah relatif jarang terjadi dan kurang dipahami. Ada efek menarik lainnya seperti berkedip aurora, "aurora hitam" dan busur merah subvisual. Selain semua ini, cahaya yang lemah (sering merah tua) telah diamati sekitar dua katup kutub, yang "saluran" dari garis-garis medan memisahkan orang yang dekat di sisi hari Bumi dari garis menyapu ke ekor. The katup memungkinkan sejumlah kecil angin surya untuk mencapai puncak atmosfer, menghasilkan cahaya aurora.
[Sunting] Pada planet lain
Aurora Jupiter. Tempat terang di paling kiri adalah akhir baris lapangan untuk Io; tempat di pimpin bawah ke Ganymede dan Europa.
Sebuah aurora tinggi di atas bagian utara Saturnus. Gambar yang diambil oleh pesawat ruang angkasa Cassini. Sebuah film menunjukkan gambar dari 81 jam pengamatan aurora Saturnus juga tersedia.

Baik Jupiter dan Saturnus memiliki medan magnet lebih kuat dari bumi (kekuatan medan ekuator Jupiter adalah 4,3 gauss, dibandingkan dengan 0,3 gauss untuk Bumi), dan keduanya memiliki sabuk radiasi besar. Aurora telah diamati pada kedua, paling jelas dengan Teleskop luar angkasa Hubble. Uranus dan Neptunus juga telah diamati memiliki aurora. [22]

Aurora pada gas raksasa tampak, seperti Bumi, yang akan didukung oleh angin matahari. Selain itu, bagaimanapun, bulan Jupiter, Io khususnya, merupakan sumber yang kuat aurora di Jupiter. Ini timbul dari arus listrik di sepanjang garis-garis medan ("field arus sejajar"), yang dihasilkan oleh mekanisme dinamo karena gerak relatif antara planet berputar dan bulan bergerak. Io, yang telah vulkanik aktif dan ionosfer sebuah, merupakan sumber sangat kuat, dan arus perusahaan juga menghasilkan emisi radio, dipelajari sejak 1955. Aurora juga telah diamati di Io, Europa, dan Ganymede sendiri, misalnya, menggunakan Hubble Space Telescope. Ini adalah dihasilkan ketika magnetospheric plasma Jupiter dampak atmosfer mereka sangat tipis.

Aurora juga telah diamati di Venus dan Mars. Karena Venus tidak memiliki medan (planet) intrinsik magnetik, aurora Venus muncul patch cerah dan menyebarkan bentuk dan intensitas yang berbeda-beda, terkadang didistribusikan di seluruh planet disk penuh. aurora Venus diproduksi oleh dampak elektron yang berasal dari angin matahari dan mempercepat dalam suasana malam-side. Sebuah aurora juga terdeteksi di Mars, pada tanggal 14 Agustus 2004, dengan instrumen SPICAM pesawat Mars Express. Aurora terletak di Terra Cimmeria, di wilayah 177 ° BT, 52 ° Selatan. Ukuran total emisi wilayah sekitar 30 km di seluruh, dan mungkin sekitar 8 km tinggi. Dengan menganalisis peta anomali magnetik kerak dikompilasi dengan data dari Mars Global Surveyor, para ilmuwan mengamati bahwa daerah emisi berhubungan ke suatu daerah dimana medan magnet terkuat adalah lokal. Korelasi ini menunjukkan bahwa asal-usul emisi cahaya sebenarnya fluks elektron yang bergerak sepanjang garis magnetik kerak dan menarik bagian atas atmosfer Mars [22] [23].
[Sunting] Sejarah teori aurora

Dalam teori terakhir telah diusulkan untuk menjelaskan fenomena tersebut. Teori ini sekarang usang.

* Benjamin Franklin berteori bahwa "misteri Cahaya Utara" disebabkan oleh konsentrasi muatan listrik di daerah kutub intensif oleh salju dan kelembaban lainnya. [24]
elektron Auroral * berasal dari balok yang dipancarkan oleh Matahari. Hal ini diklaim sekitar tahun 1900 oleh Kristian Birkeland, yang eksperimen dalam ruang vakum dengan elektron balok dan bidang magnet (model miniatur Bumi atau "terrellas") menunjukkan bahwa elektron tersebut akan dipandu menuju daerah kutub. Masalah dengan model ini termasuk tidak adanya aurora di kutub sendiri, self-penyebaran seperti balok oleh muatan negatif mereka, dan lebih baru-baru ini, tidak adanya bukti pengamatan di ruang angkasa.
* Aurora adalah melimpah dari sabuk radiasi ("teori leaky bucket"). Ini pertama kali dibantah sekitar 1962 oleh James Van Allen dan rekan kerja, yang menunjukkan bahwa tingginya tingkat disipasi energi dengan aurora cepat akan mengeringkan sabuk radiasi. Segera setelah itu, menjadi jelas bahwa sebagian besar energi dalam partikel terperangkap tinggal di ion positif, sedangkan partikel auroral hampir selalu elektron, energi relatif rendah.
* Aurora ini diproduksi oleh angin matahari partikel dipandu oleh garis-garis medan bumi ke atas atmosfer. Hal ini berlaku untuk aurora titik puncak, tetapi di luar cusp, angin matahari tidak memiliki akses langsung. Selain itu, energi utama dalam angin matahari berada di ion positif, elektron hanya memiliki sekitar 0,5 eV (elektron volt), dan sementara di cusp yang ini akan naik menjadi 50-100 eV, yang masih jauh lebih rendah dari energi aurora.

[Sunting] Gambar
25-detik pemaparan dari aurora australis dari Amundsen-Scott SPS

Gambar aurora secara signifikan lebih umum hari ini akibat kenaikan penggunaan kamera digital yang memiliki kepekaan yang cukup tinggi [25] Film dan paparan digital untuk menampilkan auroral penuh dengan kesulitan, terutama jika kesetiaan reproduksi tujuan.. Karena sekarang spektral energi yang berbeda, dan perubahan dinamis di seluruh pemaparan, hasilnya agak sulit diprediksi. lapisan yang berbeda dari emulsi film merespon secara berbeda terhadap tingkat cahaya rendah, dan pilihan film bisa sangat penting. eksposur yang lebih lama agregat energi cepat berubah dan sering selimut atribut dinamis menampilkan. kepekaan yang lebih tinggi menciptakan masalah dengan graininess.

David Malin dipelopori beberapa paparan menggunakan beberapa filter untuk fotografi astronomi, mengkombinasikan gambar di laboratorium untuk menciptakan tampilan visual yang lebih akurat. [26] Untuk penelitian ilmiah, proxy sering digunakan, seperti ultra-violet, dan re-berwarna untuk mensimulasikan penampilan untuk manusia. teknik prediktif juga digunakan, untuk menunjukkan tingkat tampilan, alat yang sangat berguna bagi pemburu aurora. [27] Terestrial fitur sering menemukan jalan mereka ke dalam gambar aurora, membuat mereka lebih mudah diakses dan lebih mungkin diterbitkan oleh situs web utama. [28] Hal ini dimungkinkan untuk mengambil gambar yang sangat baik dengan film standar (menggunakan peringkat ISO antara 100 dan 400) dan kamera lensa refleks tunggal dengan ukuran lobang penuh, lensa cepat (f1.4 50 mm, misalnya), dan eksposur antara 10 dan 30 detik, tergantung pada kekuatan layar aurora itu. [29]

Awal bekerja pada pencitraan dari aurora dilakukan pada tahun 1949 oleh University of Saskatchewan menggunakan SCR-270 radar.

TATASURYA

Jarak antara planet

Sebuah tata surya terdiri dari satu Matahari dan semua benda angkasa yang beredar mengelilinginya. Matahari adalah bintang yang menghasilkan cahayanya sendiri. Benda yang mengedari bintang dinamakan planet. Sebagian besar planet memiliki satelit (bulan) yang berjalan mengelilinginya. Dalam tata surya kita semuanya terdapat sembilan planet yang mengedari matahari.

Sebuah planet dapat dibagi menjadi dua kelompok: planet besar serta planet kecil. Merkurius, Venus, Bumi dan mars membentuk kelompok empat planet yang kecildan sejenis bumi. Keempat planet ini terdiri dari materi yang kerapatan rata-ratanya empat atau lima kali kerapatan air.

Planet dan satelitnya

Yupiter, Saturnus dan Neptunus jauh lebih besar daripada planet-planet sejenis Bumi. Jari-jari Yupiter lebih dari sebelas kali jari-jari Bumi, dan volumenya kira-kira 1320 kali lebih besar. Saturnus mempunyai jari-jari 60400 km; ini hampir 10 kali jari-jari Bumi.Yupiter serta Saturnus mempunyai banyak satelit. Uranus mempunyai jari-jari yang panjangnya 23700 km, sedangkan Neptunus mempunyai jati-jari 22300 km. Pluto mempunyai jari-jari 3200 km; ini berarti bahwa Pluto lebih kecil dari Mars.