1.太陽活動

太陽是一個磁性的變星，其波動范圍從幾分之一秒到數十億年不等。 所有太陽活動都由太陽磁場驅動。太陽耀斑，日冕物質拋射，高速太陽風和太陽高能粒子都是太陽活動的形式,又稱為太陽風暴(solar storm)。

用肉眼望著天空，太陽似乎是靜止的，平靜的和恒定的。但是，我們的陽光不僅為我們提供瞭源源不斷的溫暖和陽光。太陽定期以光，帶電粒子和磁場的形式，使地球和我們太陽系的其餘部分沐浴在能量中。由此產生的影響就是我們所說的太空天氣。太陽是一個巨大的熱核反應堆，它將氫原子融合到氦中並產生百萬度的溫度和強磁場。太陽靠近其表面的外層就像一鍋沸騰的水，充滿熱的帶電氣體（處於第四種稱為等離子體的狀態的電子和質子）的氣泡從內部向上循環並爆發進入太空。從太陽吹來的穩定粒子流被稱為太陽風。太陽風以每小時800,000到500萬英裡的速度迷離，每秒將一百萬噸的物質帶入太空（這是猶他州大鹽湖的質量），並且遠遠超過瞭太陽系的行星。它的速度，密度和與該等離子體相關的磁場會影響地球在太空（磁層）中的保護性磁屏蔽。

• 太陽耀斑是由與黑子有關的磁能釋放而引起的強烈爆發性輻射。 耀斑是我們太陽系最大的爆炸事件。 它們是太陽上的明亮的區域，可以持續數分鐘到數小時。 由於耀斑會釋放出光子（或光），我們通常可以在光譜的每個波長處看到太陽耀斑。耀斑也是粒子（電子，質子和較重粒子）被加速的位置。 我們監視耀斑的主要方法是使用X射線和光學射線。

僅當太陽耀斑發生在面對地球的太陽一側時，太陽耀斑才會影響地球。 因為耀斑是由光子組成的，所以它們直接從耀斑站點傳播出去，因此，如果我們能夠看到耀斑，我們可能會受到它的影響。

太陽耀斑會立即影響電離層，對通信和無線電導航產生不利影響。

• 太陽的外部大氣電暈是由強磁場構成的。 在這些磁場通常處於黑子群上方的封閉區域，受約束的太陽大氣層會突然劇烈地釋放出氣泡和被稱為日冕物質拋射的磁場。 大型CME可能包含十億噸物質，在一次壯觀的爆炸中，每小時可以加速到幾百萬英裡。 太陽能流過行星際介質，影響其路徑中的任何行星或航天器。 CME有時與耀斑有關，但可以獨立發生。

CME，是從太陽噴發出來的等離子和磁場的大雲。 這些雲可以向任何方向噴發，然後繼續向該方向繼續前進，直射太陽風。 隻有當雲層對準地球時，CME才會撞擊地球，從而造成影響。

• 高速太陽風流(HSS)來自太陽上稱為日冕孔的區域。日冕孔是可變的太陽特征，可以持續數周到數月。 當以EUV或X射線波長觀察太陽時，它們是較大的黑暗區域（表示日冕密度較低的區域），有時甚至是太陽表面的四分之一。 這些孔紮根在太陽表面的大單極性磁場單元中。 它們的磁力線延伸到太陽系。 這些開放的場線允許高速太陽風不斷流出。 日冕之後的幾年中，冠狀孔往往最多。

這些洞可以在太陽的任何地方形成，通常，隻有當它們更靠近太陽赤道時，它們的風才會對地球產生沖擊。

與地球上的風相比，太陽風非常弱，盡管速度要快得多。 當我們測量太陽風速時，我們通常會獲得每小時1-2百萬英裡的速度。 他們最終變得虛弱，因為它很少。 太陽風密度通常約為每立方英寸100個粒子。 因此，來自太陽風的典型壓力以納帕為單位，而在地球表面，大氣壓力為100千帕，表面風約為100帕。 由於太陽風的單位是納米帕斯卡，因此它比地球上的風弱約十億倍。

極光也與太陽風有關，太陽風是來自太陽的帶電粒子的連續流動。當這些粒子到達地球的磁場時，其中一些會被捕獲。這些粒子中有許多朝著地球的磁極傳播。當帶電粒子撞擊大氣中的原子和分子時，就會釋放出能量。其中一些能量以極光的形式出現。在11年的太陽或黑子周期最強的階段，極光發生最頻繁。太陽風暴釋放的電子和質子增加瞭與地球大氣相互作用的太陽粒子的數量。這種增加的相互作用產生極亮的極光。

• 太陽高能粒子是高能帶電粒子，主要被認為是由日冕物質拋射和太陽耀斑前部形成的沖擊釋放的。 當CME雲層掠過太陽風時，會產生高速的太陽高能粒子，並且由於它們帶電，它們必須遵循遍及太陽與地球之間空間的磁場線。 因此，隻有遵循與地球相交的磁力線運動的帶電粒子才會導致撞擊。

太陽高能粒子會在20分鐘到幾小時內到達，威脅到航天器和不受保護的宇航員的電子設備，因為它們上升到平靜背景通量的10,000倍噴射的整體等離子體，並且其太陽磁場在30-72小時內到達（取決於初始速度和減速度），引發瞭地磁風暴，導致電流在磁層中流動並為粒子通電。這些電流導致大氣加熱，並給衛星運營商增加阻力；它們還會在地面上的長導體中感應出電壓和電流，從而對管道和電網產生不利影響。

地球的磁層是由我們的磁場產生的，它保護我們免受太陽發射的大多數粒子的傷害。 當CME或高速流到達地球時，它會攪動磁層。 如果到達的太陽磁場指向南，它將與地球的相反方向的磁場強烈相互作用。 然後，將地球磁場像洋蔥一樣剝開，使高能的太陽風粒子順著磁力線流下來，擊中兩極上的大氣層。 在地球表面，磁場風暴被視為地球磁場強度的快速下降。 這種下降持續約6到12個小時，此後幾天內磁場逐漸恢復。

太陽風暴隻能持續幾分鐘到幾小時，但是地磁風暴的影響會持續幾天到幾周不等，停留在地球的磁層和大氣中。(在我的理解中，穩定的太陽風流是載體，1.當太陽耀斑爆發或者日冕物質拋射時會形成高能粒子流和太陽磁場，如果到達地球時，太陽磁場朝南，則會導致此時處於白天部分的地球磁場的擾動，產生地磁暴。2.高速太陽風流（HSS）。 HSS進入前方較慢的太陽風，並產生同向旋轉的相互作用區域(CIR)。這些地區通常與地磁風暴有關，盡管HSS引起的地磁風暴強度不及CME風暴，但通常可以在更長的時間段內將更多的能量沉積在地球磁層中。)

磁暴還會導致磁層中的強電流，輻射帶的變化以及電離層的變化，包括加熱電離層和稱為熱層的高層大氣區域。在太空中，地球周圍有一圈西向電流會在地面上產生磁幹擾。通常使用這種電流的量度，即幹擾風暴時間（Dst）指數來表征地磁風暴的大小。另外，在磁層中會產生跟隨磁場的電流，稱為場對準電流，這些電流與極光電離層中的強電流相連。這些極光電流稱為極光電噴，也會產生較大的電磁幹擾。所有這些電流以及它們在地面上產生的磁偏差一起用於生成稱為Kp的行星地磁幹擾指數。該kp指數是三個NOAA空間天氣標度（地磁風暴或G尺度）之一的基礎，該尺度用於描述可能破壞地球系統的空間天氣。

在磁暴期間，電離層中的電流以及沉淀到電離層中的高能粒子會以熱能的形式添加能量，從而可以增加高空大氣層的密度和密度分佈，從而對低地球的衛星造成額外的阻力軌道。局部加熱還會在電離層密度中產生強烈的水平變化，從而會改變無線電信號的路徑並在GPS提供的定位信息中產生誤差。

目前，太陽活動的觀測是通過現有的NOAA衛星和一些NASA科學衛星來完成的。利用各種基於地面和空間的傳感器和成像系統來觀察太陽大氣中各個深度的活動。 望遠鏡用於檢測可見光，紫外線，伽瑪射線和X射線。 他們使用接收器和發送器來檢測CME撞入太陽風並產生沖擊波時產生的無線電沖擊波。 粒子探測器可對離子和電子進行計數，磁力計可記錄磁場的變化，紫外線和可見光相機可觀測地球上方的極光模式。 NASA航天器上的太空天氣“信標”為太空天氣預報員提供實時科學數據。例子包括從拉格朗日點L1進行的行星際條件的ACE測量，在該點上，物體永遠不會被地球或月球遮擋；來自SOHO的CME警報；太陽遠側的STEREO信標圖像；和SDO的超高分辨率圖像。美國宇航局將繼續與其他機構合作，以在這一領域獲得新知識，並測量對作戰和科學研究至關重要的太空條件。

參考：

極光

極光是地球周圍的一種大規模放電的過程。來自太陽的帶電粒子到達地球附近，地球磁場迫使其中一部分沿著磁場線集中到南北兩極。當他們進入極地的高層大氣（>80km）時，與大氣中的原子和分子碰撞並激發，能量釋放產生的光芒形成圍繞著磁極的大圓圈，即極光。

極光最易出現的時期是春分和秋分兩個節氣來臨之前，且春秋兩季出現頻率更甚夏冬。這是因為在春分和秋分兩節氣時地球位置與“磁索”交錯最甚。另外，在太陽黑子多的時候或當太陽周期在日冕大量拋射增加和太陽風強度增強的階段時，極光出現的頻率和亮度也會增加.

經常出現的地方是在南北緯度67度附近的兩個環帶狀區域內

極光主要有紅、綠二色是因為在熱成層的氮和氧原子被電子激發，分別發出紅色和綠色光。

氧的輻射：綠色或褐紅色，具體取決於所吸收的能量。氮的輻射：藍色或紫色；如果收回一顆被電離的電子會輻射出藍色；從激發態回到基態是紅色。

氧原子受高能帶電粒子碰撞激發到高能級後的粒子，力圖回到基態上去，與此同時放出激發時所吸收的能量. 激發時發綠色， 躍遷時發紅色.

氮原子受高能帶電粒子碰撞激發到高能級後的粒子，力圖回到基態上去，與此同時放出激發時所吸收的能量. 激發時發藍色， 躍遷時是紫紅色.

電離層擾動

太陽耀斑與日冕物質拋射的區別^[1]

太陽上有很多種噴發。太陽耀斑和日冕物質拋射都涉及巨大的能量爆炸，但在其他方面卻大不相同。這兩種現象有時確實會同時發生——實際上，最強的耀斑幾乎總是與日冕物質拋射有關——但它們發出不同的東西，它們的外觀和傳播方式不同，它們在行星附近有不同的影響。

當太陽內部的運動扭曲其自身的磁場時，就會產生兩次噴發。就像扭曲的橡皮筋突然釋放一樣，磁場爆炸性地重新排列，將大量能量驅入太空。這種現象會產生突然的閃光——太陽耀斑。耀斑可以持續幾分鐘到幾小時，並且它們包含大量的能量。以光速行駛，太陽耀斑發出的光需要八分鐘才能到達地球。耀斑中釋放的一些能量還加速瞭可以在數十分鐘內到達地球的高能粒子。

磁扭曲還可以產生一種不同類型的爆炸，將太陽物質拋入太空。這些是日冕物質拋射，也稱為 CME。人們可以使用大炮的物理原理來想象爆炸。耀斑就像槍口閃光，在附近的任何地方都可以看到。CME 就像炮彈一樣，以單一的、優先的方向向前推進，這種從槍管彈出的物質隻會影響目標區域。這就是 CME——一團巨大的磁化粒子被拋入太空。被稱為等離子體的熱物質以每小時超過一百萬英裡的速度行駛，需要長達三天的時間才能到達地球。兩種類型的爆炸之間的差異可以通過太陽望遠鏡看到，耀斑表現為明亮的光線，而 CME 表現為膨脹到太空的巨大氣體扇。

耀斑和 CME 對地球也有不同的影響。耀斑產生的能量會破壞無線電波穿過的大氣區域。這可能導致導航和通信信號的退化，最壞的情況是暫時停電。

另一方面，CME 可以將粒子輸送到近地空間。CME 可以推動地球磁場產生電流，將粒子向下推向地球兩極。當它們與氧氣和氮氣反應時，它們有助於產生極光，也稱為北極光和南極光。此外，磁性變化會影響各種人類技術。高頻無線電波可能會降級：無線電傳輸靜態，GPS 坐標偏離幾碼。磁振蕩還會在地球上的公用電網中產生電流，當電力公司沒有做好準備時，這會使電力系統過載。

耀斑和 CME 有一點是一樣的：美國宇航局太空中的太陽物理天文臺一直在監視這些爆炸。就像我們如何預測雷暴和陣雨一樣，美國國傢海洋和大氣管理局的空間天氣預報中心運行模擬，可以根據這些數據和其他數據預測 CME 何時到達地球。然後，他們會向適當的團體發出警報，以便電力公司、航空公司和其他利益相關者能夠在發生太陽風暴時采取預防措施。例如，如果強大的 CME 即將到來——公用事業公司可以重新調整電力負載以保護電網。

NASA 的太陽物理學航天器也出於另一個原因觀察耀斑和 CME。科學傢們想確切地瞭解是什麼導致瞭這些強大的爆炸，並希望有一天甚至在它們爆發之前就預測它們。

太陽耀斑,電子含量, X-ray, EUV 關系

當加速的帶電粒子（主要是電子）與等離子體介質相互作用時，就會發生太陽耀斑. 耀斑在所有波長的電磁波譜中產生電磁輻射，從無線電波到伽馬射線。它們在可見光下不是很強烈，但在特定的原子線上它們會非常亮。 目前主要通過X射線和EUV進行觀測.

X射線通量波長范圍包括0.1-0.8nm, 0.05-0.4nm^[2]

EUV范圍包括0.1-50nm, 26-34nm^{[2], 大部分被200-500km的氧吸收.}

太陽耀斑導致的電離層擾動事件包括: sudden phase anomaly (SPA), sudden cosmic noise absorption (SCNA), sudden frequency deviation (SFD), shortwave fadeout (SWF), sudden increase of total electron content (SITEC).^[3]

X射線通過電離產生 E 層, 並和 Lyman-a 輻射次要的中性成分一氧化氮，創建 D 區^{[4], 對F層影響較小. SPA, SCNA, SWF與D層的電子密度增加相關, 主要受X射線影響.}

EUV輻射主要發生在F層, F層電子密度主要由EUV輻射產生, 因此SITEC主要受EUV影響^{[3]. 而F層電子含量是電離層電子含量的主體, 一般可將SITEC看作F層對太陽耀斑的響應.}

SFD與E, F層電子密度相關, 受X射線與EUV影響.^[2]

X射線波長短, EUV波長相對較大. 如果太陽耀斑發生在邊緣區域, EUV會有一部分被太陽大氣層吸收, 而X射線不受影響^{[5]. 因此同樣強度的太陽耀斑產生的SITEC不一致[2].}

太陽耀斑相關的輻射光子僅在地球朝向太陽的一面發生突然增強的電離,可以近似為chapman模型. 耀斑 EUV 光子可以在 5 分鐘內將太陽下電離層的總電子含量增加多達 30%^[6].

隨著太陽耀斑增強的光子通量的到達，相關的近光速電子也可能到達，延遲≃10分鐘 (可能導致SOHO-SEM記錄的EUV數據污染)^[5].

太陽耀斑常常伴隨有日冕物質拋射 (包含大量的帶電高能粒子和磁能粒子, 來源於在耀斑處加速的太陽帶電粒子Solar Energetic Particles SEPs, 10keV-GeV, 和行星際日冕物質拋射沖擊波加速的高能風暴粒子 Energetic Storm Particles ESPs, keV-100MeV). 在太陽耀斑到達地球30 分鐘到幾個小時甚至幾天後, 高能粒子也會到達地球(有時也可能與太陽耀斑一起到達地球, 導致SOHO-SEM記錄的EUV數據污染)^[5][6].

註意, 高能粒子可以通過極冠進入地球並影響高中緯度電離層。

太陽耀斑的影響的初始部分純粹是由於太陽光子。 原因是多方面的。

首先，高能質子通常是非相對論的，並且以遠低於光速的速度傳播。 其次，由於行星際磁場的曲率，粒子比光子行進的距離更長。 據估計，高能粒子至少行進 1.3 到 1.4 個天文單位才能到達地球距離。 因此，耀斑電磁輻射首先引起電離層效應，並持續 1 小時。 耀斑 EUV 和 X 射線發射會影響日側太陽下電離層。 SEP/ESP 引起的電子含量上升會延遲，但可能會持續數天或更長時間。 SEPs/EPSs 影響全球的極地和高緯度電離層。 因此，通過研究白天和夜晚電離層的 SFE，可以將 SEP/EPS 的影響與太陽耀斑的電磁成分的影響區分開來.

CMD:

Space Weather Glossary

^[2]

參考

1. ^https://www.nasa.gov/content/goddard/the-difference-between-flares-and-cmes
2. ^^{abcdehttps://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2013SW001000}
3. ^^{abhttps://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2010JA016089}
4. ^https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2010JA015576
5. ^^{abchttps://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2012SW000826}
6. ^^{abhttps://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2008RS004029}