太陽磁暴是指當太陽表面活動旺盛，特別是在太陽黑子極大期時，太陽表面的閃焰爆發次數也會增加，閃焰爆發時會輻射出X射線、紫外線、可見光及高能量的質子和電子束。
基本介紹
簡介,地球磁場,電磁暴,研究簡史,形態,成因,研究意義,
簡介
當太陽表面活動旺盛，特別是在太陽黑子極大期時，太陽表面的閃焰爆發次數也會增加，閃焰爆發時會輻射出X射線、紫外線、可見光及高能量的質子和電子束。其中的帶電粒子（質子、電子）形成的電流衝擊地球磁場，引發短波通訊所稱的磁暴。
地球磁場
電磁性質 地磁場並不指向正南。11世紀中國的《夢溪筆談》就有記載。地磁偏角隨地而異。真正地磁場的形態是很複雜的。它有顯著的時間變化，最大的變化幅度可達到總地磁場的千分之幾或更高。變化可分為長期的和短期的。長期變化來源於地球內部的物質運動；短期變化來源於電離層的潮汐運動和太陽活動的變化。在地磁場中，用統計平均或其他方法將短期變化消去後就得到所謂基本地磁場。用球諧分析的方法可以證明基本地磁場有99%以上來源於地下，而相當於一階球諧函式部分約占80%，這部分相當於一個偶極場，它的北極坐標是北緯78.5°，西經69.0°。短期變化分為平靜變化和干擾變化兩大類。平靜變化是經常出現的，比較有規律並有一定的周期，變化的磁場強度可達幾十納特 ；干擾變化有時是全球性的 ，最大幅度可達幾千納特 ，叫做磁暴。
基本磁場也不是完全固定的，磁場強度的圖像每年向西漂移0.2°～0.3°，叫做西向漂移。這就指出地磁場的產生可能是地球內部物質流動的結果。如今普遍認為地球核主要是鐵鎳組成的（還包含少量的輕元素）導電流體，導體在磁場中運動便產生電流。這種電磁流體的耦合產生一種自激發電機的作用，因而產生了地磁場。這是當前比較最為人接受的地磁場成因的假說。
當岩漿在地磁場中降溫而凝固成岩石時，便受到地磁場磁化而保留少許的永久磁性，稱為熱剩磁。大多數岩漿岩都帶有磁性，其方向和成岩時的地磁場方向一致。由相同時代的不同岩石標本可以確定成岩時地球磁極的位置。但由不同地質時代的岩石標本所確定的地磁極位置卻是不同的。這就給大陸漂移的假說提供了一個有力的證據。人們還發現，在某些地質時代成岩的岩石，磁化方向恰好和現代的地磁場方向相反。這是由於地球在形成之後，地磁場曾多次自己反向的結果。按照自激發電機地磁場成因假說，這種反向是可以理解的。地磁場的短期變化可以感應地下電流，而地下電流又引起地面的感應磁場。地下電流同地下物質的電導率有關，因而可由此估計地球內部的電導率分布。然而計算是複雜的，而且解答不單一。所能取得的一致意見是電導率隨深度而增加，在60～100千米深度附近增加很快 。在400～700千米的深處，電導率又有明顯的變化，此處相當於地幔中的過渡層（又叫C層）。
電磁暴
全球性的強烈地磁場擾動即磁暴。所謂強烈是相對各種地磁擾動而言。其實地面地磁場變化量較其平靜值是很微小的。在中低緯度地區，地面地磁場變化量很少有超過幾百納特的（地面地磁場的寧靜值在全球絕大多數地區都超過 3萬納特）。一般的磁暴都需要在地磁台用專門儀器做系統觀測才能發現。
磁暴是常見現象。不發生磁暴的月份是很少的，當太陽活動增強時，可能一個月發生數次。有時一次磁暴發生27天（一個太陽自轉周期）後，又有磁暴發生。這類磁暴稱為重現性磁暴。重現次數一般為一、二次。
研究簡史
19世紀 30年代 C.F.高斯和韋伯建立地磁台站之初,就發現了地磁場經常有微小的起伏變化。1847年，地磁台開始有連續的照相記錄。1859年9月1日，英國人卡林頓在觀察太陽黑子時，用肉眼首先發現了太陽耀斑。第二天，地磁台記錄到 700納特的強磁暴。這個偶然的發現和巧合，使人們認識到磁暴與太陽耀斑有關。還發現磁暴時極光十分活躍。19世紀後半期磁暴研究主要是積累觀測資料。
20世紀初,挪威的K.伯克蘭從第一次國際極年(1882～1883)的極區觀測資料,分析出引起極光帶磁場擾動的電流主要是在地球上空，而不在地球內部。為解釋這個外空電流的起源，以及它和極光、太陽耀斑的關係，伯克蘭和F.C.M.史篤默相繼提出了太陽微粒流假說。到30年代,磁暴研究成果集中體現在查普曼-費拉羅磁暴理論中，他們提出地磁場被太陽粒子流壓縮的假說，被後來觀測所證實。
50年代之後，實地空間探測不但驗證了磁暴起源於太陽粒子流的假說，並且發現了磁層，認識了磁暴期間磁層各部分的變化。對磁層環電流粒子的存在及其行為的探測，把磁暴概念擴展成了磁層暴。
磁暴和磁層暴是同一現象的不同名稱，強調了不同側面。儘管磁暴的活動中心是在磁層中，但通常按傳統概念對磁暴形態的描述仍以地面地磁場的變化為代表。這是因為，人們了解得最透徹的仍是地面地磁場的表現。
形態
在磁暴期間，地磁場的磁偏角和垂直分量都有明顯起伏,但最具特徵的是水平分量H。磁暴進程多以水平分量的變化為代表。大多數磁暴開始時，在全球大多數地磁台的磁照圖上呈現出水平分量的一個陡然上升。在中低緯度台站，其上升幅度約10～20納特。這稱為磁暴急始,記為SSC或SC。急始是識別磁暴發生的明顯標誌。有急始的磁暴稱為急始型磁暴。高緯台站急始發生的時刻較低緯台站超前,時間差不超過1分鐘。
磁暴開始急，發展快，恢復慢，一般都持續兩三天才逐漸恢復平靜。磁暴發生之後，磁照圖呈現明顯的起伏，這也是識別磁暴的標誌。同一磁暴在不同經緯度的磁照圖上表現得很不一樣。為了看出磁暴進程，通常都需要用分布在全球不同經度的若干箇中、低緯度台站的磁照圖進行平均。經過平均之後的磁暴的進程稱為磁暴時（以急始起算的時刻）變化，記為Dst。
磁暴時變化大體可分為 3個階段。緊接磁暴急始之後，數小時之內，水平分量較其平靜值大，但增大的幅度不大，一般為數十納特，磁照圖相對穩定。這段期間稱為磁暴初相。然後，水平分量很快下降到極小值，下降時間約半天，其間，磁照圖起伏劇烈，這是磁暴表現最活躍的時期，稱為磁暴主相。通常所謂磁暴幅度或磁暴強度，即指這個極小值與平靜值之差的絕對值，也稱Dst幅度。水平分量下降到極小值之後開始回升，兩三天后恢復平靜，這段期間稱為磁暴恢復相。磁暴的總的效果是使地面地磁場減小。這一效應一直持續到恢復相之後的兩三天，稱為磁暴後效。通常，一次磁暴的幅度隨緯度增加而減小，表明主相的源距赤道較近。
同一磁暴,各台站的磁照圖的水平分量H與平均形態Dst的差值,隨台站所在地方時不同而表現出系統的分布規律。這種變化成分稱為地方時變化，記為DS。DS反映出磁暴現象的全球非軸對稱的空間特性，而不是磁暴的過程描述。它表明磁暴的源在全球範圍是非軸對稱分布的。
磁照圖反映所有各類擾動的疊加，又是判斷和研究磁暴的依據，因此實際工作中往往把所有這些局部擾動都作為一種成分，包括到磁暴中。但在建立磁暴概念時，應注意概念的獨立性和排他性。磁暴應該指把局部干擾排除之後的全球性擾動。
成因
太陽耀斑的噴出物常在其前緣形成激波，以1000公里/秒的速度，約經一天，傳到地球。太陽風高速流也在其前緣形成激波，激波中太陽風壓力驟增。當激波掃過地球時，磁層就被突然壓縮，造成磁層頂地球一側的磁場增強。這種變化通過磁流體波傳到地面，表現為地面磁場增強，就是磁暴急始。急始之後，磁層被壓縮，壓縮劇烈時，磁層頂可以進入同步軌道之內。與此同時磁層內的對流電場增強，使電漿層收縮，收縮劇烈時，電漿層頂可以近至距地面2～3個地球半徑。如果激波之後的太陽風參數比較均勻，則急始之後的磁層保持一段相對穩定的被壓縮狀態，這對應磁暴初相。
磁暴期間，磁層中最具特徵的現象是磁層環電流粒子增多。磁層內,磁赤道面上下4個地球半徑之內，距離地心2～10個地球半徑的區域內,分布有能量為幾十至幾十萬電子伏的質子。這些質子稱為環電流粒子，在地磁場中西向漂移運動形成西向環電流,或稱磁層環電流,強度約106安。磁層環電流在磁層平靜時也是存在的。而磁暴主相時，從磁尾電漿片有大量低能質子注入環電流區，使環電流幅度大增。增強了的環電流在地面的磁效應就是H分量的下降。每注入一次質子，就造成H下降一次，稱為一次亞暴，磁暴主相是一連串亞暴連續發生的結果。磁暴主相的幅度與環電流粒子的總能量成正比。磁暴幅度為100納特時,環電流粒子能量可達4×1015焦耳。這大約就是一次典型的磁暴中，磁層從太陽風所獲得並耗散的總能量。而半徑為 3個地球半徑的球面之外的地球基本磁場的總能量也只有3×1016焦耳。可見，磁暴期間磁層擾動之劇烈。
磁層亞暴時注入的粒子向西漂移,並繞地球運動,在主相期間來不及漂移成閉合的電流環，因此這時的環電流總是非軸對稱的，在黃昏一側強些。
除主相環電流外，在主相期間發生的亞暴還對應有伯克蘭電流體系。伯克蘭電流體系顯然是非軸對稱的。它在中低緯度也會產生磁效應,只不過由於距離較遠,效應較之極光帶弱得多。它和主相環電流的非軸對稱部分的地磁效應合在一起就是DS場。
由於磁層波對粒子的散射作用，以及粒子的電荷交換反應,環電流粒子會不斷消失。當亞暴活動停息後,不再有粒子供給環電流，環電流強度開始減弱，進入磁暴恢復相。
所有這些空間電流，在地面產生磁場的同時，還會在導電的地殼和地幔中產生感應電流，但是感應電流引起的地磁場變化，其大小只有空間電流引起的地磁場變化的一半。
研究意義
磁暴觀測早已成為各地磁台站的一項常規業務。在所有空間物理觀測項目中，地面磁場觀測最簡單可行,也易於連續和持久進行,觀測點可以同時覆蓋全球陸地表面。因此磁暴的地面觀測是了解磁層的最基本、最有效的手段。在研究日地空間的其他現象時，往往都要參考代表磁暴活動情況的磁情指數，用以進行數據分類和相關性研究。
磁暴引起電離層暴，從而干擾短波無線電通訊；磁暴有可能幹擾電工、磁工設備的運行；磁暴還有可能幹擾各種磁測量工作。因此某些工業和實用部門也希望得到磁暴的預報和觀測資料。
磁暴研究除了上述服務性目的之外，還有它本身的學科意義。磁暴和其他空間現象的關係，特別是磁暴與太陽風狀態的關係，磁暴與磁層亞暴的關係，以及磁暴的誘發條件，供應磁暴的能量如何從太陽風進入磁層等等問題，至今仍是磁層物理最活躍的課題。磁暴作為一種環境因素，與生態的關係問題也開始引起人們的注意和興趣。25年來最強太陽磁暴
這一場景就是科學家們描述歐洲航天局和美國國家航空航天局的尤利塞斯號太陽探測器上一年12月份時遭遇的情況。美國國家航空航天局總部尤利塞斯號太陽探測器計畫科學家阿里克·波斯納說，“正當尤利塞斯號接近太陽南極時，它遭遇了高能粒子云形成的“沙塵暴”，這些高能粒子包括質子、電子和重離子。高能粒子云出現在太陽的南極點就像是撒哈拉沙漠風暴出現在南極一樣令人感到突兀。
這一奇特的事件開始於2006年12月5日。
波斯納說，太陽東部邊緣突然出現的巨大而猛烈的太陽黑子活動讓天文學家們十分興奮。這一黑子出現於12月5日，並產生了25年來最強的一次太陽耀斑活動。按照太陽耀斑的“里氏分別”劃分，1級的程度就很強烈，而12月5日這次的級別是9級。地球軌道上的感測器探測到了X射線暴，不久由質子、電子和重離子組成的高能粒子云從噴發點噴射出來。這就尤利塞斯號探測器遭遇的高能粒子云。
這一過程在12月6日和12月13日又再次出現，強度有所不同，分別為6級和3級。每一次暴發都會形成自己的高能粒子云。阿里克·波斯納說，“我們將這些雲稱為‘磁暴’，在大型耀斑活動後通常會出現這種情況。”
新漢普郡大學物理學家布魯斯·麥克吉本說，“這三次磁暴均被尤利塞斯號探測器捕捉到。12月6日的磁暴強度特別大，以重離子為主。”布魯斯·麥克吉本是尤利塞斯號探測器上攜帶的探測高能粒子宇宙及太陽粒子研究儀的主要研究人員。
德國實驗與套用物理學院的伯恩德·赫伯（音）教授說，12月6日的磁暴強度之大，“如果地球處於尤利塞斯號探測器的位置上的話，我們在地面也會感受到這一事件的影響。”換句話說，高能粒子會穿過地球的大氣層直達地面。赫伯是尤利塞斯號探測器的上攜帶的基爾電子望遠鏡 (KET)的主要研究人員，這一感測器可以探測得到超高能電子、質子和離子。
麥克吉本說，這些觀測資料讓科學家也感到非常疑惑。太陽黑子的位置靠近太陽赤道，而尤利塞斯號探測器位於太陽南極上空。太陽磁場應該把磁暴限制在較低的緯度。磁暴是如何抵達尤利塞斯號探測器的呢？
美國國家航空航天局非常希望解開這個謎團。太陽磁暴能夠引起地球上的通信中斷，地球軌道上的衛星失靈，在極端情況下還能給太空人帶來致命傷害。波斯納說，“我們需要預報出這些磁暴的軌跡。”
關鍵問題是太陽的磁場。就像地球上的磁場指引指南針的指針一樣，太陽的磁場也指引著磁暴的方向。磁暴是由帶電粒子組成，帶電粒子自動遵循著磁力線的軌跡。
科學家在過去預測磁暴的方法是依賴於“帕克螺旋線”，是芝加哥大學物理學家尤金·帕克提出的磁場模型。根據這一模型，太陽的磁場是從太陽表面曾螺旋線狀向太陽系延伸。波斯納說，“這就像是草坪上迴轉噴水器噴出的螺旋水流那樣。”
帕克螺旋線理論做出了一個直接的預測：磁暴開始於赤道並保持在赤道附近。一次磁暴可能會擴展到太陽系並襲擊到地球，它不會遠離太陽赤道平面。但是，它不應該襲擊到太陽南極上空的尤利塞斯號探測器。
