行星際空間的風暴擾動 引 言 在閃焰或日冕物質噴射從太陽表面爆發後，較大的擾動會在經過一段時間後抵達地球並在地球周圍的空間造成磁暴，因為擾動的太陽風會與地球磁場在地球到月亮軌道距離的六分之一處的磁層頂發生碰撞。然而，卻不是每一次日冕物質噴射或閃陷都會產生磁暴。

太陽各種擾動的傳播時程與影響 (1) (1) 8分鐘後  Radio, X-rays   由太陽閃焰所發出的X光和紫外線抵達地球。這兩種光在正常的情況下與電離層的形成有關，然而現在這些光的強度卻明顯增加。在整個向日側半球電離層的密度增加，特別是在低高度的D、E層範圍。這樣的現象被稱為瞬間電離層擾動(SID)，通常持續10到60分鐘。當低高度的電離產生時，會提高短波無線電訊號的吸收，我們稱這種訊號的消失為短波漸減。太陽輻射的增加，也會造成中性大氣的增溫、膨脹、增加大氣阻力，使衛星的動向產生不可測的改變。

太陽各種擾動的傳播時程與影響 (2) (2) 數分鐘到數小時後  Solar particles 太陽質子被太陽閃陷爆炸所釋放的能量加速至相當高的速率。這些粒子會先行離開日冕，沿著太陽延伸出來的磁力線(行星際磁場，IMF)而無法以直線的路徑抵達地球。這些磁力線與草地上灑水系統的螺旋結構相似(稱為Parker Spiral)。因此高速太陽風粒子的強度及 抵達地球的時間隨其位置不同而改變。第一種情況，太陽中心的閃焰在正視地球的路徑上。第二種情況，在太陽邊緣的太陽閃焰沿著磁力線直接連接地球。第二種情況的太陽閃焰粒子比由太陽中心部份產生的粒子更早抵達地球，數量也更多(通量幾乎多了十倍)‧

太陽各種擾動的傳播時程與影響 (3) (3) 數小時到數日後  solar wind disturbances 太陽風擾動在太陽強烈事件發生數小時到數日後才抵達地球。地球上最強的太空天氣擾動主要是由日冕物質噴射和日冕洞噴出的快速太陽風所產生。日冕洞是週期性太陽活動的主要來源。而日冕物質噴射會將數十億噸的太陽物質噴到行星際空間，當這些物質推擠前面慢速移動的太陽風時會在前緣產生震波，震波結構會加速大量的粒子並趕在日冕物質噴射之前衝擊地球。普遍認為，到達地球大部份的太陽高能粒子是由這些震波產生的，而不是由太陽閃焰產生。事實上在有日冕儀之前日冕物質噴射是很難被偵測的。許多朝地球的日冕物質噴射並沒有直接影響地球，都只是擦身而過。

太陽各種擾動的傳播時程與影響 (4) (4) 27天後  recurrent activity 在太陽X光圖像中可輕易的以深色的區域辨別出日冕洞的位置。日冕洞其內部的磁力線會向外延伸到行星際空間，這些磁力線讓太陽風電漿能夠自由的流向行星際空間。其周圍的磁力線，則像拱門以兩個足點連接到太陽表面，向外流動電漿會被困在這個封閉的磁力線範圍內。 太陽極區的日冕洞幾乎一直存在著。然而，和極區日冕洞有關的快速流未曾抵達地球。在某些期間，當日冕洞在太陽較低緯處形成時，就會像花園裡強大的噴水器般向地球噴發高速電漿流，日冕洞隨著太陽自轉會造成27天後再發生的磁暴。這些重複發生的磁暴比日冕物質噴射所產生的磁暴微弱，並僅在太陽活動高峰期那幾年頻繁地出現。

(由太陽射入行星際空間的各種擾動及其到達地球的相對時程)

行星際空間傳播的各種形式風暴 行星際磁雲(Interplanetary Magnetic Cloud) 行星際震波(Interplanetary Shock Wave) 無線電波爆(Radio Burst) X射線爆(X-ray Burst) 太陽高能粒子(Energetic Solar particles) 日冕洞高速流(Coronal Hole High Speed Plasma Flow)

行星際磁雲(Interplanetary Magnetic Cloud) 一般認為行星際磁雲是日冕物質噴射發生時所噴出的大量高溫電漿（即電漿團）後，傳播到行星際空間所產生的結構。 在內部磁場張力與外界電漿壓縮力平衡的假設下， Burlaga et al. (1996) 曾使用磁管束的磁雲模型成功地應用於1995年10月WIND衛星的觀測事件，並從單一穿過磁雲軌跡的觀測資料中獲得磁雲的大小與磁場轉向。 模型與相關資料分析均證實磁雲其主要磁場的特性宛如從太陽分離出來的巨大磁層，在黃道面上伸展並有自己的“船首震波” (bow shock)。 磁雲的前後邊界與被推出震波面的分析顯示，與估計的磁雲軸心幾何形狀有密切相關。 地球磁層的磁暴發生主要導因於磁雲前半部之南向強磁場的通過。

( 行星際磁雲的示意圖，Figure from Chen et al. [1995]. )

利用磁管束模式的磁雲行經地球時，行星際磁場隨時間變化的特性圖

1988年1月13-14 由IMP 8 衛星所觀測到的行星際磁雲

行星際震波(Interplanetary Shock Wave) 行星際震波是由超音速的太陽風推擠其上游較慢速的太陽風所造成的不連續面結構，這種波動上游流入波速是超音速(馬赫數大於1)，下游流出速率小於音速(馬赫數小於1)。 電漿流的密度、速度、溫度與行星際磁場在穿越震波面時會有劇烈的變化。 若不連續面無電漿流穿過或沒有耗散的加熱過程發生，則該不連續面只是一般的不連續界面而非震波面。

2000年2月由ACE衛星在L1點所觀測到的行星際震波事件，圖中太陽風的速度由330 km/s 跳升至 450 km/s 上游 震波面 下游

1998年9月ACE衛星觀測到的行星際震波事件，圖中的磁場分量與總量都有顯著的變化 震波面 上游 下游 1998年9月ACE衛星觀測到的行星際震波事件，圖中的磁場分量與總量都有顯著的變化

無線電波爆(Radio Burst) 又稱太陽射電爆發。太陽無線電波的一種急劇變化的過程，發生在與活動區有關的日球面局部區域。與寧靜太陽整個表面的輻射相比，爆發時的輻射流量可以從百分之幾到幾十萬倍以上，輻射增強的特徵時間從1秒 [如微波脈衝爆發和米波Ⅲ型爆發] 到數日之久 [如米波噪爆] 。

無線電波爆(Radio Burst) 太陽射電爆發是1942年發現的。按爆發的頻段分為微波爆發、分米波爆發、米波爆發[包括十米波爆發] 。根據射電輻射在太陽大氣中的傳播特性，可以確定各頻段的射電爆發來自太陽大氣的不同高度： 微波爆發來自色球日冕過渡層，與閃焰發生區域相銜接 米波爆發則來自日冕層，輻射特徵複雜多樣。

無線電波爆(Radio Burst) 太陽射電爆發的分類如下: Type I  Short, narrow band events that usually occur in great numbers together with a broader band continuum. May last for hours or days. Type II  Slow drift from high to low frequencies. Often show fundamental and second harmonic frequency structure. Type III  Rapidly drift from high to low frequencies. May exhibit harmonics. Often accompany the flash phase of large flares. Type IV  Flare-related broad-band continua. Type V  Broad-band continua which may appear with III bursts. Last 1 to 2 minutes, with duration increasing as frequency decreases.

( solar radio bursts 的分類 )

A type III radio burst appears as a vertical frequency-drifting signature on the radio dynamic spectrum. The high frequency radio emission (near 940 kHz) originate from a radio source near the sun (about 0.1 AU); the low frequency radio emission (near 30 kHz) is observed when the exciter electrons cause the radio emission far from the sun (about 1 AU).

X射線爆(X-ray Burst) X-ray and ultraviolet light given off by solar flares arrives at the Earth. These types of light are responsible for the formation of the ionosphere under normal circumstances. But now the intensities of these types of light have increased dramatically. All over the dayside hemisphere, the ionosphere is increased in density particularly at low altitudes in the D and E regions. This is called a sudden ionospheric disturbance (SID) and lasts usually for between 10 and 60 minutes. Short wave radio signals experience increased absorption when ionization is produced at these low altitudes. Loss of signal at this time is called a short wave fadeout.

太陽高能粒子(Energetic Solar particles) Solar protons are accelerated to very high velocities in the explosive release of energy associated with a solar flare. These particles first make their way out of the corona. Then they cannot take a straight line path to the Earth but must travel along the Sun's extended magnetic field lines (called the interplanetary magnetic field or IMF). These field lines have a structure resembling the spiral traced out by a spinning lawn sprinkler, which is referred to as a Parker spiral.

(太陽質子事件的發生頻率與太陽活動性有密切相關)

日冕洞高速流(Coronal Hole High Speed Plasma Flow) 在太陽X射線影像中的暗區域為日冕洞，其不同於周圍區域的是日冕洞磁場往外延伸至行星際介質，這些開放磁場會使太陽風電漿自由往外流入行星際空間。而周圍區域的磁場則由兩個足點以拱形方式連結至太陽表面，這些封閉磁場會阻止電漿往外流動。

日冕洞高速流(Coronal Hole High Speed Plasma Flow) Polar coronal holes almost always exist. However, the fast streams that are associated with the polar coronal holes never reach the Earth. During some intervals, coronal holes are formed at lower solar latitudes. In this location, the coronal holes spray the Earth with high speed plasma streams, like a powerful garden sprinkler, and are responsible for generating space weather storms that recur in intervals of 27 days as the coronal hole rotates back over the limb of the Sun. These recurrent storms tend to be weaker than storms produced by coronal mass ejections and to be most frequent during the years just following solar maximum.