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太空天氣常識

太空天氣始於太陽。太陽不僅僅是我們太陽系中央的一個發光的熱球體，它還非常動態且在整個太陽系中扮演著關鍵的角色。

我們需要先了解的是，太空並不像看起來那樣空無一物。太空中充滿了來自太陽的高度帶電的粒子(電子) 的持續流動，我們稱之為太陽風。我們行星周圍的磁場確保了居住在這裡的每個人都不會受到太陽風的影響。如果我們的行星沒有環繞著的磁場，地球將會像火星一樣：一個荒蕪的行星，沒有大氣層，人類無法在那裡生存。儘管我們有這個環繞地球的磁場保護著我們，但我們的磁場並非百分之百的密封。太陽風仍然能夠穿透我們的大氣層，尤其是在地球磁極周圍呈橢圓形的弱點附近。太陽風在那裡與組成我們大氣層的氧氣和氮氣原子碰撞，這主要發生在海拔80至600公里之間。當太陽風與這些原子碰撞時，我們大氣層中的原子暫時獲得了能量的提升。這種能量使得我們大氣層中的原子暫時釋放出光子，這是一種我們看到的光能形式。這些原子會持續發出光直到冷卻下來。我們在夜空中看到的極光就是這些原子所發出的光。

太陽風是我們需要了解的第一個關鍵點，以充分理解太空天氣的全貌。第二個關鍵點與太陽的磁場有關，這就是我們所謂的星際磁場。星際磁場由太陽風帶到整個太陽系，其性質不斷變化。星際磁場在強度和方向上都不斷變化。對於極光，我們希望星際磁場的總強度(用Bt表示) 越高越好，並且星際磁場的Z分量(Bz) 向南轉。在我們的網站上找到的圖表中，當星際磁場的Z分量(Bz) 向南轉時，它會顯示為負值。

但為什麼行星際磁場的 Z 分量轉向南對我們如此重要呢？如果你曾經玩過條形磁鐵，這其實很容易理解。如果您將兩條形磁鐵並嘗試將兩個北極(或南極) 放在一起，會發現磁鐵彼此間會產生排斥。如果你把北極和南極放在一起，相反的極性便相互吸引！同樣的原理也發生在太空中，當太陽系間的磁場與地球的磁場相遇時，地球的磁場線指向從南到北。這就是地球磁場的Z分量，它總是指向北方。當太陽系間磁場的Z分量也指向北方時，就像我們家中的磁鐵一樣，太陽風會被排斥，無法與地球的磁場連接，進入我們的大氣層變得更加困難。

現在假設太陽系間磁場的Z分量(Bz) 已經轉向南方。由於地球的磁場指向北方，具有南向Z分量的太陽系間磁場更容易與我們的地球磁場連接。想像一下磁鐵吧！南極和北極會相互吸引！有了這種連接，太陽風進入我們的大氣層將變得更加容易。在我們網站上的圖表中，我們希望看到一個負值。這意味著太陽系間磁場的Z分量(Bz) 指向南方。

太陽風和行星間磁場的強度、方向、密度和速度並不穩定。這些數值在不同的時刻可能會截然不同。正常地球上的太陽風速度約為每秒300公里。然而，由於太陽上發生的某些事件，這個速度可以急劇增加到每秒1,000公里甚至更高！太陽風的密度(每平方厘米的太陽風粒子數量) 也可以在不同時刻完全不同。甚至太陽系間磁場的強度也可能急劇增加，這反過來會在與地球磁場相互作用時引發更加劇烈的反應。當太陽風速度和密度很高，並且行星間磁場強烈指向南方時，我們可以看到地球磁場被太陽風淹沒，進而導致越來越多的太陽風粒子進入我們的大氣層。極光變得更加明亮，極光橢圓環帶區會擴展到比正常情況更低的緯度。當這種情況發生時，我們稱之為地磁風暴。稍後我們將回來討論這個問題，因為我們首先需要了解是什麼引起這些增強的太空天氣條件。要找出原因，我們當然需要再次將注意力集中在太陽上。我們有兩個不同的現象需要學習：日冕洞和日冕物質拋射。

日冕洞

我們先從日冕洞開始。日冕洞是太陽上的一個區域，太陽的磁場線延伸到遠處的太空，導致太陽日冕即太陽最外層形成一個洞。這些日冕洞是太陽上太陽風速度比正常情況下更高的區域。當這樣的區域面向地球時，這種日冕空洞的太陽風將開始趕上通常比它慢得多的正常太陽風。這導致在太陽風密度較高並攜帶著更強的行星間磁場的地方形成了一個衝擊波。當衝擊波通過後，我們會看到密度和太陽系間磁場強度下降，太陽風速度增加。日冕洞通常是地球上較小到中等強度地磁風暴的來源。

日冕物質拋射

最戲劇性的太空天氣效應來自所謂的日冕物質拋射。日冕物質拋射(簡稱CME) 基本上是一個巨大的太陽等離子體雲，充滿太陽的磁場線，在太陽發生戲劇性事件，如太陽耀斑和絲狀物爆發時被太陽抛射出來。稍後我們將詳細介紹太陽耀斑和絲狀物爆發的內容，但請記住這兩個術語，因為往後分析中會經常聽到這兩個術語！

讓我們更深入地研究一下日冕物質拋射。日冕物質拋射是一個巨大的太陽風粒子雲，通常比周圍的太陽風速度更快、密度更高。這樣的日冕質量抛射中的行星間磁場通常也更強。在地球這裡，太陽系間磁場的總強度(Bt) 通常約為6 nanoTesla 奈特斯拉，但在日冕物質拋射內，這個數值可以增加到40奈特斯拉甚至更高！可以想像，當太陽系間磁場的強度增加到這種程度時，地球的磁場可能會產生劇烈的反應！

我們需要了解的一個重要事情是，日冕物質抛射可以朝著任何方向發射。通常情況下，它們會遠離地球。如果我們幸運地有這樣的等離子雲朝向我們的行星移動，我們可以在比平常更低的緯度上欣賞到壯麗的極光表演。

太陽黑子、太陽耀斑和太陽絲

現在知道什麼是日冕質量抛射，但太陽是如何抛射這些巨大的等離子體雲的呢？為此，我們當然再次將注意力轉向太陽。最強大的日冕物質拋射幾乎總是因為太陽耀斑。太陽耀斑是在複雜的太陽黑子區域發生的強烈爆炸。太陽耀斑的強度非常驚人，我們很難想像它們的力量。一次太陽耀斑相當於數百萬枚核彈的威力。這些爆炸可以打破太陽黑子區域附近的磁場線，將太陽大氣層(日冕) 的一部分抛射到太空中。被抛射並開始穿越行星間太空的等離子體就是我們所謂的日冕質量抛射。

關於太陽黑子的更多細節，因為如果沒有太陽黑子，就不會有任何太陽耀斑。太陽黑子是太陽表面較暗且較冷的區域，強大的磁力線從太陽內部穿過太陽表面出現。當這些磁力線互相纏繞並斷裂時，它們會釋放出大量的能量，我們稱之為太陽耀斑。然而，太陽黑子並不是我們隨時都能在太陽上找到的，太陽遵循約11年的週期，從幾乎沒有太陽黑子到有很多太陽黑子，再回到沒有太陽黑子。這就是我們所稱的太陽週期。

此外，所謂的日冕絲爆發也可以將一個日冕物質拋射發射到太空中。日冕絲是在太陽表面上形成的電離氣體雲，位於相反磁極區域之間。當日冕絲變得不穩定時，通常會崩潰並被太陽重新吸收。另一種可能性是它爆發並成功逃離太陽的引力，形成的等離子體雲就是... 沒錯，你猜對了.. 一次日冕質量抛射。

像太陽耀斑和日冕噴發這樣的激烈太陽事件有時會將大量帶電粒子射入太空。最重要的粒子是質子，它們可能損壞衛星，使極地緯度的高頻無線電通信變得困難，甚至無法進行。當這些質子超過一定閾值時，我們稱之為太陽輻射風暴。

極光

好的，現在對太空天氣有了更多了解。回顧一下：我們知道太空天氣始於太陽，其中高度帶電的粒子流，即太陽風，不斷逸出太陽。偶爾，我們會看到太陽風數量的劇烈增加：日冕孔太陽風流和日冕物質拋射。太陽風帶走了太陽的磁場，我們稱之為星際磁場。當星際間磁場的Z分量(Bz) 向南轉向(負值) 時，這導致與地球磁場良好連接，進而使太陽風更容易穿透我們的大氣層。當所有的拼圖都齊全時，將看到極光活動大幅增加，這反過來導致極光可在比正常更低的緯度觀察到。這就是我們所謂的地磁風暴。

地磁暴是由日冕孔太陽風流或日冕物質拋射到達地球而引起的。當知道可能存在增強的極光活動時，就該檢查磁力計告訴我們什麼。磁力計是非常敏感的儀器，分佈在全球各地，用於測量我們行星周圍的磁場干擾。在網上可以找到許多全球磁力計的圖表，如果將所有這些數據結合起來，就能相當準確地猜測現在地磁風暴有多強，以及可能在哪些緯度看到極光。有了這些磁力計的數據，可以給地磁干擾一個特定的Kp值。Kp指數從0到9，地磁風暴從Kp 5開始，這是一個較小的地磁暴，一直到Kp9，這將是一個極端的地磁暴。因此，Kp指數是告訴我們極光橢圓的大小和極光強度的基本方式。

電腦也試圖通過使用太陽風和磁場數據來估計未來的Kp指數。這並不總是100%可靠的，但對於初學者來說，這是一個很好的工具，可以大致預測未來一小時左右是否有極光的機會。如果您需要更詳細的幫助，我們邀請您閱讀以下文章。

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