行星際磁場(IMF)

行星際磁場 (IMF) 在太陽風與地球磁層互動中發揮重要作用。在本文中，我們將了解什麼是行星際磁場以及它如何影響地球上的極光活動。

太陽磁場

在太陽極小期，太陽的磁場看起來與地球的磁場相似。它看起來有點像普通的普通的長棒磁鐵，靠近赤道的地方有封閉的磁力線，而靠近兩極的地方則有開放的磁力線。科學家將這些區域稱為偶極子場。太陽的偶極子場與冰箱上的磁鐵相似強度(大約 50 高斯)。地球的磁場則約弱100倍。

當太陽活動達到最大值期間，通常在太陽盤上可以看到許多太陽黑子。這些太陽黑子充滿了磁性和大規模的磁場線，使物質沿著它們運行。這些場線通常比周圍的偶極磁場強數百倍。這導致太陽周圍的磁場成為一個非常複雜的磁場，具有許多受干擾的磁場線。

太陽的磁場並不僅停留在太陽周圍。太陽風帶著它穿過太陽系，直到到達日球層頂。日球層頂是太陽風停止之處並與星際介質碰撞的地方。由於太陽繞繞著自己軸的旋轉(大約 25 天一次)，因此行星際磁場具有螺旋形狀，稱為帕克螺旋。

B_t 數值

行星際磁場的Bt值表示行星際磁場的總強度。它是南北、東西、朝向太陽和遠離太陽方向的磁場強度的綜合測量。該值越高，增強地磁條件越好。當 Bt 超過 10nT 時，我們稱之為中等強度的總行星際磁場。強值從 20nT 開始，當值超過 30nT 時，我們稱之為非常強的總行星際磁場。這些單位採用奈米特斯拉 (nT) 格式—著名物理學家、工程師和發明家尼古拉·特斯拉 Nikola Tesla 的名字命名。

B_x, B_y 和 B_z

行星際磁場是具有三個軸分量的向量，其中兩個分量(Bx 和 By) 平行於黃道。 Bx 和 By 分量對極光活動不重要，因此不在我們的網站上展示。第三個分量，Bz 值垂直於黃道，是由太陽風中的波浪和其他干擾產生的。

與地球磁層的交互作用

南北方向的行星際磁場(Bz) 是極光活動最重要的因素。當行星際磁場的南北方向(Bz) 指向南時，它將與指向北的地球磁層連接。想像一下你家裡有的普通磁鐵條。兩個相反的極點互相吸引！ (強) 向南的 Bz 會對地球磁場造成嚴重破壞，擾亂磁氣層，並使粒子沿著地球磁場線如雨般落入我們的大氣層。當這些粒子與構成大氣的氧和氮原子碰撞時，它們會發光，這就是我們看到的極光。

對於地磁風暴的發展，行星際磁場(Bz) 的方向轉向南方至關重要。 持續值為-10nT 以下是地磁風暴可能發展的良好指標，但該值越低，極光活動越好。只有在太陽風速較高的極端事件期間，地磁暴(kp5 或更高) 才有可能發展為北向 Bz。

影像: 顯示 IMF 行星際磁場與南向 Bz 和地球磁層之間互動的示意圖。

值得注意的是，我們仍然無法(準確且一致地)預測 Bz(t)，即傳入太陽風結構的南北行星際磁場分量 Bz 的強度、方向和持續時間。我們不知道太陽風和磁場的特性，直到它到達日地拉格朗日點 1(地球和太陽之間的空間固定點，距離地球約 150 萬公里)，進行衛星測量太陽風性質之前，我們不知道太陽風和磁場的特性是什麼。我們將在下一段了解更多。

測得行星際磁場

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。

深太空氣候天文台衛星(DSCOVR) 現在是實時太陽風和行星際磁場數據的主要來源，而在太陽 - 地球 L1 點還有一顆衛星能測量傳入的太陽風，那就是先進成分探測器 。這顆衛星一直是主要的實時太空天氣數據來源，直到 DSCOVR 在 2016 年 7 月全面投入運作之前。現在，高先進成分探測器(ACE) 衛星仍在收集數據，主要作為 DSCOVR 的備用。

影像: 衛星在太陽 - 地球 L1 點的位置。

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