太陽風

太陽風是一種連續存在，來自太陽同時以200～800km/s的速度運動的等離子體流。這種物質盡管與地球上的空氣不同，不是由氣體的分子組成，而是由更簡單的比原子還小一個層次的基本粒子——質子和電子等組成，可是它們流動時所產生的效應與空氣流動十分相似，因此稱它為太陽風。

當然，太陽風的密度與地球上的風的密度相比，是非常稀薄而微不足道的，一般情況下，在地球周圍的行星際空間中，每立方厘米有幾個到幾十個粒子。而地球上風的密度則為每立方厘米有2687億億個分子。太陽風雖然極其稀薄，但它刮起來的猛烈勁，卻遠遠勝過地球上的風。在地球上，l2級台風的風速是每秒32.5米以上，太陽風的風速，在地球附近卻經常保持在每秒350～450千米左右，是地球風速的上萬倍，最猛烈時可達每秒800千米以上。

為了清楚地表述太陽風是怎樣形成的，需要先了解太陽大氣的分層情況。

通常情況下，我們把太陽大氣分為六層，由內往外依次命名為：日核，輻射區，對流層，光球，色球，日冕。日核的半徑占太陽半徑的四分之一左右，它集中了太陽質量的一大半，同時是太陽99%以上的能量的發生地。光球是我們平常所見的明亮的太陽圓麵，太陽的可見光都是由光球麵發出的。

日冕位於太陽的最外層，屬於太陽的外層大氣，太陽風就是在這裏形成並發射出去的。

用X射線或遠紫外線拍下的日冕照片上能夠觀察到，在日冕中存在著大片的長條形的或是不規則行的暗黑區域，通過人造衛星和宇宙空間探測器拍攝的照片，我們發現在日冕上長期存在著長條形的大尺度的黑暗區域，這裏的X射線強度比其他區域要低得多，從表觀上看就如同日冕上的一些洞，我們形象地稱之為冕洞。

冕洞是太陽磁場的開放區擴散，許多的等離子體順著磁力線跑出去，形成高速運動的粒子流。粒子流在冕洞底部速度約為每秒16km，當到達地球軌道附近時，速度可達每秒300 ～ 400km以上。這種高速運動的等離子體流也就是人們常說的太陽風。

太陽風從冕洞噴發而出後，夾帶著被裹挾在其中的太陽磁場向四周迅速吹散。目前我們肯定，太陽風至少能夠吹遍整個太陽係。

當太陽風到達地球附近時，與地球的偶極磁場發生作用，而且把地球磁場的磁力線吹得向後彎曲。不過，地磁場的磁壓阻滯了等離子體流的運動，使得太陽風不能侵入地球大氣而繞過地磁場繼續向前運動。於是形成一個空腔，地磁場就被包含在這個空腔裏，地磁場外形就如同一個一頭大一頭小的蛋狀物。

然而，當太陽出現突發性的劇烈活動時，情況會有所變化。此時太陽風中的高能離子會增多，這些高能離子可以沿著磁力線侵入地球的極區；並在地球兩極的上層大氣中放電，產生絢麗壯觀的極光。

1850年，英國天文學家卡林頓在觀察太陽黑子時，發現在太陽表麵上出現了一道小小的閃光，它持續了大約5分鍾。卡林頓認為自己看到一顆大隕石落在了太陽上。

到了20世紀20年代，有了更精致的研究太陽的儀器。人們發現這種“太陽光”是普通的事情，它的出現通常與太陽黑子有關。例如，1899年，美國天文學家霍爾發明了一種“太陽攝譜儀”，可以用來觀察太陽發出的某一種波長的光。如此，人們就能夠靠太陽大氣中發光的氫、鈣元素等的光，拍攝到太陽的照片。結果查明，太陽的閃光和隕石毫不相幹，那不過是熾熱的氫的短暫爆炸。

小型的閃光是極其普通的事情，在太陽黑子密集的部位，一天能觀察到一百次之多，特別是當黑子在“生長”的過程中更是如此。像卡林頓發現的那種巨大的閃光是很罕見的，一年隻會發生很少幾次。

有時候，閃光正好發生在太陽表麵的中心，如此，它爆發的方向正衝著地球。在這樣的爆發過後，地球上會一再出現奇怪的事情。一連幾天，極光都會極其強烈，有時甚至在溫帶地區都能看到。羅盤的指針也會不安分起來，發狂似地擺動，所以這種效應有時被稱為“磁暴”。

到了20世紀，人們發現，磁暴可以影響無線電接收，各種電子設備也會’受到影響。由於人類越來越依賴於這些設備，磁暴也就變得越來越事關重大了。如，在磁暴期內，無線電和電視傳播會中斷，雷達也無法工作。

天文學家更為仔細地研究了太陽的閃光，發現在這些爆發中很顯然有熾熱的氫被拋得遠遠的，其中有_些會克服太陽的巨大引力射入空間。氫的原子核就是質子，所以太陽的周圍有一層質子雲（同時還有少量複雜原子核）。1958年，美國物理學家帕克把這種向外湧的質子雲稱為“太陽風”。

向地球方向湧來的質子在抵達地球時，大多數會被地球自身的磁場推開。不過還是有一些會進入大氣層，從而導致極光和各種放電現象。向地球方向射來的強大質子雲的一次特大爆發，會產生可以稱為“太陽風暴”的現象，於是，磁暴效應就會出現。

使彗星產生尾巴的也正是太陽風。彗星在靠近太陽時，星體附近的塵埃和氣體會被太陽風吹到後麵去。這一效應也在人造衛星上得到了證實，如同“回聲一號”那樣又大又輕的衛星，往往就會被太陽風顯著吹離事先計算好的軌道。