美麗的極光是如何形成的？
知識點：當太陽活動發生劇烈變化時(如耀斑爆發)，常引起地球磁層亞暴。於是這些帶電粒子被加速，並沿磁力線運動。從極區向地球注入，這些帶電粒子撞擊高層大氣中的氣體分子和原子，使後者被激發而發光。不同的分子，原子發出不同顏色的光，這些單色光混合在一起，就形成多姿多彩的極光。
極光是一種常常出現於靠近地磁極地區上空大氣中的彩色發光現象，一般是帶狀、孤狀、幕狀或放射狀。這些形狀有時穩定有時作連續性變化。極光是來自太陽活動區的帶電高能粒子流（可達10千電子伏）使高層大氣分子或原子激發或電離而產生的。由於地磁場的作用，這些高能粒子轉向極區，因此極光常見於高磁緯地區。在大約離磁25～30的範圍內常出現極光，這個區域稱為極光區。在地磁緯度60°～45°之間的區域稱為弱極光區，地磁緯度低於45°的區域稱為微極光區。
極光的下邊界的高度，離地面不到100公里，極大發光處的高度為110公里左右，正常的最高邊界為300公里左右，在極端情況下可達1，000公里以上。根據近些年來關於極光分布情況的研究，極光區的形狀不是以地磁極為中心的圓環形，而是更象卵形。極光的光譜線範圍約為3100-6700埃。其中最重要的譜線是5577埃的原子氧綠線稱極光綠線。極光的出現同磁暴、地冕、太陽風和宇宙線有關，因而也同太陽活動有關。
極光作為一種天象，自古以來為人注目。但對極光及其空間物理現象的研究取得重大進展，則是最近二、三十年的事。在太陽創造了光和熱等能量的同時，也產生了一種能量叫「太陽風」。這是一種覆蓋整個太陽系的強大的帶電亞原子顆粒流，該太陽風以大約每秒400公里的速度撞擊地球磁場。磁場使該顆粒流偏向地磁極，從而導致帶電顆粒與地球上層大氣發生撞擊而發光，在南極地區形成著名的南極光。其英文名字為「Aruora Australis」。在北極地區同樣可看到這一現象，一般稱之為北極光，其英文名字為「Aurora Borealis」。
太陽風作用於地球上層大氣的稀薄氣體，其產生的光與不同的氣體相對應，在空中顯出黃綠色、藍色和紅色等。通過極光我們了解到，地球磁場並不是對稱的。在太陽風的吹動下，它已經變成某種「流線型」。就是說朝向太陽一面的磁力線被大大壓縮，相反方向卻拉出一條長長的，形似彗尾的地球磁尾，磁尾的長度至少有1000個地球半徑長。由於與日地空間行星際磁場的偶合作用，變形的地球磁場的兩極外各形成一個狹窄的、磁場強度很弱的極尖區。因為等離子體具「凍結」磁力線特性，所以太陽風粒子不能穿越地球磁場，而只能通過極尖區進入地球磁尾。當太陽活動發生劇烈變化時(如耀斑爆發)，常引起地球磁層亞暴。於是這些帶電粒子被加速，並沿磁力線運動。從極區向地球注入，這些帶電粒子撞擊高層大氣中的氣體分子和原子，使後者被激發而發光。不同的分子，原子發出不同顏色的光，這些單色光混合在一起，就形成多姿多彩的極光。
事實上人們看到的極光，主要是帶電粒子流中的電子和質子造成的。而且極光的顏色和強度也取決於沉降粒子的能量和數量。用一個形象比喻，可以說極光活動就像磁層活動的實況電視畫面。沉降粒子為電視機的電子束，地球大氣為電視屏幕，地球磁場為電子束導向磁場。科學家可以從這個天然大電視中得到磁層以及日地空間電磁活動的大量信息。例如通過極光譜分析可以了解沉降粒子束來源，粒子種類，能量大小。從極光的強度和分布就能知道地球磁尾的結構，地球磁場與行星磁場的相互作用，以及太陽擾亂對地球的影響方式與程度等信息。
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