太陽風

太陽風是從太陽釋放的帶電粒子流(等離子體)。此流的速度、密度和溫度不斷變化。當太陽風從日冕洞或以日冕物質拋射形式逸出時,這三個參數最顯著的差異就會發生。源自日冕洞的流可以被視為穩定的高速太陽風流,而日冕物質拋射更像是巨大的快速移動的太陽等離子體雲。當這些太陽風結構到達地球時,它們會遇到地球磁場,太陽風粒子能夠進入地球磁北極和磁南極周圍的大氣層。太陽風粒子在那裡與構成我們大氣的原子如氮原子和氧原子碰撞,這反過來又給予它們能量,並以光的形式緩慢釋放。

藝術家對太陽風從太陽出發並遇到地球磁層的描繪。這個圖像非按比例繪製。
影像: 藝術家對太陽風從太陽出發並遇到地球磁層的描繪。這個圖像非按比例繪製。

太陽風速度

太陽風的速度是一個重要因素。速度更高的粒子對地球的磁層打擊更強,並有更高的機會引起磁暴擾動,因為它們壓縮了磁層。地球上的太陽風速度通常在每秒300公里左右,但在日冕洞高速流(CH HSS) 或日冕物質拋射(CME) 到達時會增加。在日冕物質拋射衝擊期間,太陽風速度可能會突然躍升至500公里/秒,甚至超過1000公里/秒。對於較低的中緯度地區,需要一個適當的速度,700公里/秒以上的值是理想的。然而,這並不是一個絕對規則,如果行星間磁場的值有利於增強地磁條件,即使在較低的速度下也可能發生強烈的地磁暴。在數據圖上,當日冕物質拋射衝擊到達時,可以輕易地看到太陽風速度的增加,有時會達到數百公里/秒。然後需要大約15到45分鐘(取決於衝擊時的太陽風速度) 才能使衝擊波通過地球,磁力計開始有反應。

2013年日冕物質拋射到來,速度差異明顯。
影像: 2013年日冕物質拋射到來,速度差異明顯。

太陽風的密度

這個參數展示太陽風有多密集。太陽風中的粒子越多,與地球的磁層碰撞的機會就越多,這樣就有更多機會看到極光。我們網站上使用圖表中的比例的是每立方厘米的粒子數或p/cm³。超過20p/cm³的值是強烈地磁暴的良好開始,但這並不保證我們能看到極光,因為太陽風速度和行星間磁場參數也需要有利條件。

測量太陽風

您可以在本網站上查看來自深太空氣候天文台(DSCOVR) 衛星的實時太陽風和行星際磁場數據,該衛星位於繞行太陽 - 地球拉格朗日點1的軌道上。這是太陽和地球之間的一個固定空間點,太陽和地球的引力對衛星的影響相等,這意味著它們可以在該點周圍保持穩定的軌道。這一點對於像DSCOVR這樣的太陽任務非常理想,因為這使DSCOVR有機會在抵達地球之前測量太陽風和行星際磁場的參數。這為我們提供了 15 到 60 分鐘的警告時間(取決於太陽風的速度),讓我們知道哪種太陽風結構正在朝地球而來。

衛星在太陽 - 地球 L1 點的位置。
影像: 衛星在太陽 - 地球 L1 點的位置。

實際上,太陽-地球L1點還有一個衛星,稱為先進成分探測器,用於測量太陽風和行星間磁場數據。這個衛星曾經是主要的數據來源,直到2016年7月,當時深太空氣候天文台衛星(DSCOVR) 任務正式投入運營。先進成分探測器(ACE) 衛星仍然在收集數據,現在作為DSCOVR的備用衛星運行。

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