オーロラの予報は、いつも4つのステップで行います。（1）太陽、（2）太陽風、（3）地球の磁気圏全体、（4）地球の大気、それぞれの宇宙天気の状況を観察し、分析するのです。
すべては太陽から始まります。この巨大なエネルギー源は、太陽風と磁気圏を通じて地球にオーロラを生み出すのに必要な燃料（プラズマ）とエネルギー（磁気・運動・熱）の両方を生み出しています。太陽自身の磁場がつくる構造や現象は、太陽風を強め、地球で活発なオーロラが見られるチャンスを増やします。太陽の磁場の複雑さは平均して5.5年ごとに変わるため、太陽は活動の極大期と極小期を繰り返します。どちらの時期かによって、太陽風を強める注目すべき構造の種類が変わります。非常に速い構造は数時間から1日ほどで地球に届きますが、遅いものは最大5日かかります。太陽の表面とその周辺を観察することで、地球に向かう構造を1〜5日前に予測できます。
SDO、SOHO、GOESなどの宇宙観測衛星には、地球に面した太陽面を極端紫外線（EUV）のさまざまな波長で撮影できる観測装置（AIA、HMI、LASCO、SUVIなど）が搭載されています。波長ごとに太陽の表面や大気の異なる層が見えるため、専門家は注目すべき構造や現象を見つけ、監視することができます。
太陽風は、太陽から惑星間空間へと広がる荷電粒子（プラズマ）の流れです。太陽風は、惑星間空間磁場（IMF）と呼ばれる太陽自身の磁場を引き連れています。そして、磁気圏（次のスライド）に燃料とエネルギーを供給し、その活動を強める役割を果たします。太陽風には平常時のレベルと強まったレベルがあり、後者は太陽から放出された、プラズマが多い・速い・磁場が強いといった構造にあたります（下にスクロール）。地球に向かう太陽風は、宇宙空間の150万km先にある2つの衛星で監視されています。これらの衛星で観測される太陽風の速度から、太陽風が地球の磁気圏に届くまでのおおよその時間がわかります。
SOLAR-1とIMAPという2つの衛星が、地球から約150万km離れた地点（L1点）で、地球に向かう太陽風の流れのただ中にとどまっています。2つの衛星は常に太陽風を観測しており、その変動を監視するための欠かせない手段になっています。これにより、やって来る太陽風に磁気圏がどう反応するか（地磁気活動）、そしてその結果としてどんなオーロラが生まれるか（オーロラ活動）を予測できます。太陽風がL1から磁気圏に届くまでには平均して約1時間かかります。ただし太陽風の速度によって変わるため、実際に得られる予測の猶予は15分（極端に速い場合）から120分（非常に遅い場合）です。
IMF Btは、地球に向かう太陽風の通り道で地球の約150万km手前にある宇宙空間のL1点で測った、惑星間空間磁場（IMF）の全磁場強度（ナノテスラ単位）です。宇宙空間へ伸びる太陽の「ゴムのような」磁場に、位置エネルギーとして蓄えられた張力のようなものだと考えてください。Btが大きいほど、太陽風とともに地球の磁気圏へ運ばれる磁気エネルギーが多くなります。太陽風のIMFが地球の磁場と相互作用するとき、IMF Btが大きいほど磁気リコネクションがより強く、より頻繁に起こりやすくなり、それが地磁気活動やオーロラ活動を活発にします。一般に、5 nT未満ならIMFは弱いレベル、10 nTを超えるとBtは高いとされます。Btが高いと、より強く、より頻繁で、より低緯度まで広がるオーロラにつながることがあります。さらに、Btの急な変化や長期的な変化は、太陽風の構造の切り替わりを示す有力な手がかりにもなります。Btの上昇は、太陽嵐やコロナホール高速流のような、太陽風を強める構造がまもなく到来することを示している場合がよくあります。
IMF Bzは、地球に向かう太陽風の通り道で地球の約150万km手前にある宇宙空間のL1点で測った、GSM座標系のz軸方向のIMFの磁場強度（ナノテスラ単位）です。GSM座標系では、z軸は地球の磁気双極子軸に平行で、+zは地磁気の北を向く「上向き」、-zは地磁気の南を向く「下向き」です。つまり、Bzが正ならIMFの全磁場（Bt）の一部が「北向き」、負ならBtの一部が「南向き」であることを意味します。よく誤解されますが、IMF Bzはz軸方向の磁場の大きさを表すだけで、その軸でのIMFの正確な「向き」を表すものではありません。たとえばBz = -7.5 nTは、IMFがおおよそ「南向き」に7.5 nTの磁場成分を持つことを意味しますが、正確な角度はわかりません。y/z平面での正確な向きを示すのがTheta角です。上の太陽風のモデル図には、Bz、Theta角、Phi角のすべてが表されています。IMFの線の太さは磁場の大きさを表し、色と矢印はTheta（y/z）とPhi（x/y）の角度から求めた正確な向きを表しています。線が赤く下向きになるほどThetaは負（南向き）、逆に青く上向きになるほどThetaは正（北向き）です。BzとThetaは、太陽風が地球の磁場とどれだけうまく、強く、頻繁に、そしてどこで結合して地磁気活動・オーロラ活動を生み出すかを決める重要な要素です。
地球の磁場がIMFと直接ぶつかる磁気圏の昼側前面では、地球の磁場は常に主に「北向き」です。
• IMF BzとThetaが正だと、「北向き対北向き」の組み合わせになり、同じ極どうしの磁石のように2つの磁場は反発し合います。この状態が長く続くと、前面での結合が滞り、磁気圏は休止に近い状態になって、オーロラ活動は弱まり、非常に高い地磁気緯度へと退いていく傾向があります。Bzが大きく正の状態が続くことは、一般に磁気緯度約70°より低い場所でオーロラを待つ人にとって不利です。
• 逆に、IMF BzとThetaが負だと、「南向き対北向き」の組み合わせになり、反対の極どうしの磁石のようにIMFと地球の磁場は引き合います。これにより、程度の差はあれ効率的で頻繁な磁気リコネクションを通じて、前面で2つの磁場の結合が進みます。その結果、地磁気活動とオーロラ活動が高まります。BzとTheta角が強く負の状態が長く続く時期は、地球上で最も強く、最も低緯度まで広がるオーロラ活動と結びついていることがよくあります！そのため、Bzが負の時期はオーロラを待つ人にとってずっと有利な傾向があります。
IMF Bzは、オーロラが生まれる過程のさまざまな段階に影響しうるため、オーロラハンティングで最も解釈が難しい値かもしれません。Bzの値、符号、それが持続的か周期的か、そして正確なTheta角、さらにはかなりの程度でPhi角、Bx、Byのすべてが、オーロラの強さ、頻度、場所、動きを決めるうえで重要な役割を果たします。「Bzが負ならすべて良し、正ならすべてダメ」と機械的に考えるのは決しておすすめできません。たとえば、Bzが負の状態が続いても、必ずしも明るいオーロラが出るとは限りません。同様に、Bzが短時間正になっても、たいていは明るいオーロラを妨げません。太陽風をより正確に読み取るには、IMFの詳細を確認できる太陽風の詳細グラフを開いて、より正確に解釈することをおすすめします。
太陽風は、太陽コロナから放出された荷電粒子を一定の速度で運んでいます。太陽の近くでは太陽風の速度はふつう非常に速いのですが、地球付近では秒速150〜450km（km/s）程度であることが多く、これは「平常」または「遅い」速度とされます。太陽嵐（CME）やコロナホール高速流（CHHSS）のような構造の中では、太陽風の速度がこの平常値から上がることがあります。一般に、500 km/sを超えると「速い」太陽風と呼ばれます。太陽粒子の速度が速いことは、地磁気活動やオーロラ活動を強める要因と考えられています。ただし必須の条件ではなく、特に高い地磁気緯度では、ほかの太陽風の指標が好条件であれば、速度が遅くても活発なオーロラが出ることがあります。科学文献では、太陽風の速度が、磁気圏尾部で起こるサブストーム（地球の夜側でオーロラが一気に明るく激しくなる現象）の頻度を左右する重要な役割を担っていることが示されています。
太陽風は、太陽コロナから放出された荷電粒子を一定の密度で運んでいます。地球付近の太陽風の密度は、L1で測った単位体積あたりの陽子の数で、1立方センチメートルあたりの陽子数（p/cm3）で表されます。太陽風は陽子、電子、イオンなど、さまざまな種類の荷電粒子を運んでいます。陽子は電子に比べて質量が大きく、粒子の大部分を占めるため、陽子の数で評価しています。太陽風の密度は、L1の観測衛星を通過する構造の種類によって変わります。たとえばコロナストリーマーは速度が遅く、陽子密度はやや高め（5〜10 p/cm3）です。逆にコロナホール高速流のような現象は、速度は速いものの密度は低く、5 p/cm3を下回ることもよくあります。CIRやCMEのシースのような極端な圧縮領域や、CMEの磁束ロープのような閉じた構造では、密度が10 p/cm3を超えることがよくあります。太陽風の速度と同じく、密度も地磁気活動やオーロラ活動を強める要因ですが、必須の条件ではありません。よく誤解されますが、地球で見えるオーロラの大部分は、太陽風の陽子ではなく、磁気圏から降り込む高エネルギーの電子によって生まれます。太陽風の陽子は電子に比べて質量がはるかに大きいため、磁気圏にかかる動圧に大きく関わり、オーロラの緯度を動かします。もちろん太陽風は、目に見えるオーロラを生み出しうる電子も運んでいますが、特に夜側のオーロラでは、その過程はあまり直接的ではありません。オーロラを生む電子のうち無視できない割合は太陽風そのものに由来するわけではなく、太陽風に由来する電子も、夜側のオーロラを直接生み出すとは限りません。つまり、太陽風の密度が高いと長い目で見ればオーロラの燃料は増えますが、非常に活発で鮮やかなオーロラが出るための必須条件ではありません。Btと同じく、太陽風の密度も、CHHSSやCMEのように太陽風を強める現象の到来を示す有力な手がかりになります。密度が10 p/cm3の線を超えて急に、あるいはゆっくりと上昇していないか、常に気にかけておくとよいでしょう。
太陽風は、太陽から放出された荷電粒子を一定の密度と速度で運んでいます。この2つが合わさって、動圧と呼ばれる力が磁気圏にかかります。単位はナノパスカルです。太陽風の動圧は、磁気圏に大きな影響を与えます。地磁気活動を活発にするだけでなく、磁気圏の形そのものにも決定的な影響を及ぼすのです。太陽風の動圧が高まると、磁気圏は押しつぶされるように圧縮されます。人形遣いが糸を引いてマリオネットを動かすように、太陽風はオーロラオーバルを形づくる地球の磁場の「糸」を引っぱります。すると、瞳が開くようにオーロラオーバルが広がり、オーロラが赤道側へ広がって、オーロラ帯の外にいる人にも見えるようになります。オーロラの緯度を左右する指標は動圧だけではありません。たとえばIMFの強さや向きも大きく影響します。それでも、動圧が高いときは、ふだんより低い緯度でオーロラが見られる可能性が高いことが多いのです！
太陽風は、太陽から放出された荷電粒子を一定の温度で運んでいます。温度はケルビン（K）で表されます。太陽風の粒子の温度は夜間のオーロラに直接の影響はなく、むしろ手がかりとして役立ちます。さまざまな太陽風の構造がL1の衛星を通過するたびに温度が上がったり下がったりするため、地球がこれから通過する構造の種類を見分けるのに役立つのです。たとえば、コロナホール高速流は温度が高い傾向がある一方、コロナ質量放出の中心部はずっと低い温度になります。
IMF Phi角は、GSM座標系のx/y平面でのIMFの向きを直接表す値です。度で表される角度で、IMFが太陽の方を向いているか、太陽から離れる方を向いているかを示します。0〜180度ではIMFは太陽から離れる向き、逆に180〜360度では太陽に向かう向きです。Phi角はBxと関係しているため、ある意味でBxと連動して動きます。Phi角は主に経験豊富なチェイサーが、特定の状況で、太陽風の動径方向の極性が地球の磁気圏にどう影響しうるか、あるいはL1で特定の構造が現れているかどうかを判断するのに使います。
IMF Theta角（IMFクロック角とも呼ばれます）は、GSM座標系のy/z平面でのIMFの向きを直接表す値です。度で表される角度で、IMFが北向きか南向きかを示します。0〜-90°ではIMFは南向き、逆に0〜+90°では北向きです。Theta角はBzと関係しているため、ある意味でBzと密接に連動して動きます。ただし、両者は同じものではありません。BzはIMFの南北方向の磁場の大きさを測るものですが、クロック角はIMFがどれだけ北寄り・南寄りを向いているかを測るものです。南向きの磁場の大きさが同じでも、その角度が急なこともあれば緩やかなこともあります。現実的には、クロック角は、あるIMF Bzの値がどれだけ「効果的」かを表しているといえます。たとえば、Bz = -10.2nTでTheta = -35°の太陽風は、同じくらいのBzでTheta = -81°の太陽風に比べて、地磁気活動を引き起こす効果がおそらく小さいでしょう。クロック角に注目する人はあまりいませんが、オーロラ活動の強さの見込みを予想するうえで、とても重要な値です。
磁気圏とは、地球の磁場とその周辺の空間のことです。非常にダイナミックで、しなやかな多層構造をしており、エンジンであると同時に燃料タンクでもあると考えることができます。やって来る太陽風（前のスライド）は、磁気圏の形を変え、タンクに燃料を満たし、その活動を強めることで、磁気圏と相互作用します。磁気圏の形はオーロラオーバルの緯度を、その活動（地磁気活動と呼びます）はオーロラ活動の一部を左右しています。磁気圏の一部の活動は、磁力計と呼ばれる機器を備えた地上の観測所で評価できます。磁力計の記録を図にしたマグネトグラムは、地磁気活動、ひいてはオーロラ活動を1〜5分前に評価するための基礎となります。
マグネトグラムは読み取りや解釈がかなり難しいため、高地磁気緯度（H-Lys指数）と中地磁気緯度（M-Lys指数）それぞれの磁気圏の現在の活動を評価する、使いやすい2つの地磁気指数をつくりました。どちらの指数も、それぞれの緯度帯にある磁力計のデータから計算しています。これにより、高い地磁気緯度・低い地磁気緯度につながる磁気圏がどの程度活発かを、ひと目で確認できます。こうした指数は、それぞれの緯度でのオーロラ活動のレベルをおおまかに知るための間接的な指標としてよく使われます。ただし、便利ではあるものの、オーロラの位置、振る舞い、形、色などを正確にはっきりと示すことはできない場合が多いので、ご注意ください。グラフの使い方は、それぞれの情報ボタンから確認できます。
オーロラは、巨大な磁気圏のエンジンから吐き出される、美しく揺れ動く排気ガスのようなものだと考えることができます。目に見えるオーロラはすべて、地磁気極を中心とする帯状の領域、オーロラオーバルとして大気中に現れます。私たちの画期的なモデルは、ヨーロッパ、アイスランド、グリーンランド、北米の上空にある北半球のオーロラオーバルの緯度と強さを、リアルタイムで表示することを目指しています。このインタラクティブな地図は磁力計のデータにもとづき、オーロラの位置と活動の確率を、時間的にも空間的にもかなりよい精度で計算します。モデルは1分ごとに更新されます。
モデルについて