预测极光始终遵循一套四步流程，即监测并分析以下四个层面的空间天气状况：（1）太阳，（2）太阳风，（3）地球磁层，（4）地球大气。
一切都始于太阳。这座巨大的能量工厂，通过太阳风和磁层，为地球上极光的产生提供了燃料（等离子体）与能量（磁能、动能、热能）。太阳自身的磁场会造就各种结构和事件，它们增强太阳风，让地球上出现活跃极光的机会更多。太阳磁场的复杂程度平均每 5.5 年变化一次，太阳因而经历活动峰年与活动谷年。这些时期决定了哪类值得关注的结构会增强太阳风。速度极快的结构只需数小时到一天即可抵达地球，较慢的则最多需要 5 天。通过监测太阳表面及其近邻环境，我们能够提前约 1 至 5 天预报朝向地球的结构。
SDO、SOHO 或 GOES 等空基天文台搭载了 AIA、HMI、LASCO、SUVI 等仪器，能够在极紫外（EUV）波段的不同波长上对面向地球的日面成像。每个波长揭示太阳表面与大气的特定层次，使专家得以探测并监测值得关注的结构与事件。
太阳风是由太阳向行星际空间膨胀扩散的带电粒子流（等离子体），它同时携带着太阳自身的磁场，即行星际磁场（IMF）。它既是燃料也是能量，用来充填并驱动磁层（见下一页）。太阳风可能处于背景水平，也可能处于增强水平；后者对应从太阳抛出的富含等离子体和／或高速和／或磁场强劲的结构（请向下滚动）。朝向地球的太阳风由两颗位于 150 万公里外太空的卫星监测。这些卫星测得的太阳风速度，大致决定了太阳风抵达地球磁层所需的时间。
两颗名为 SOLAR-1 和 IMAP 的卫星悬停在地球前方约 150 万公里处（称为 L1 点），正处在朝向地球的太阳风流中。它们时刻探测太阳风，是监测其起伏的关键工具。由此，人们得以预测磁层将如何响应来袭的太阳风（地磁活动），并作为副产物产生极光（极光活动）。平均而言，太阳风从 L1 传播到磁层约需一小时。不过，随着太阳风速度的变化，这一预报提前量在 15 分钟（极高速度）到 120 分钟（非常慢的速度）之间浮动。
IMF Bt 以纳特斯拉为单位，衡量 L1 点（位于地球前方约 150 万公里、来袭太阳风路径上）行星际磁场（IMF）所包含的总磁感应强度（也称磁力或磁场强度）。可以把它想象成太阳那张延伸到太空中的“弹性”磁场里储存的张力，即势能。Bt 越高，随太阳风带到地球磁层的潜在磁能就越多。当太阳风的 IMF 与地球磁场相互作用时，较高的 IMF Bt 往往导致更强、更频繁的磁重联，进而促成更高的地磁活动与极光活动。低于 5 nT 时，我们通常说 IMF 处于低水平；高于 10 nT 时，则称 Bt 偏高。偏高的 Bt 值有助于形成更强、更频繁、更靠近赤道的极光表演。此外，Bt 的突变或长期变化也可以作为太阳风结构转换的有力指示。Bt 上升往往意味着太阳风暴或冕洞高速流之类的增强结构即将抵达。
IMF Bz 以纳特斯拉为单位，衡量 L1 点（位于地球前方约 150 万公里、来袭太阳风路径上）行星际磁感应强度（磁力或磁场强度）在 GSM 坐标系 z 轴上的大小。在 GSM 坐标系中，z 轴与地球磁偶极轴平行，+z 指向“上方”即地磁北，−z 指向“下方”即地磁南。因此，Bz 为正意味着 IMF 总磁力（Bt）中有一部分指向“北”，Bz 为负则意味着 Bt 中有一部分指向“南”。与大众印象不同，IMF Bz 只衡量 z 轴方向上的力的大小，并不表示 IMF 在该轴上的精确“取向”。例如，Bz = −7.5 nT 表示 IMF 在大致“向南”的方向上带有 7.5 nT 的力，但其精确角度仍然未知。Theta 角才给出 y/z 平面内的精确取向。在上方的太阳风模型中，Bz、Theta 角和 Phi 角都有呈现：IMF 线条的粗细代表力的大小，颜色和箭头则借助 Theta（y/z）与 Phi（x/y）角表示确切取向。线条越红、越朝下，Theta 就越负（偏南）；反之线条越蓝、越朝上，Theta 就越正（偏北）。Bz 与 Theta 是决定太阳风与地球磁场连接得有多好、多强、多频繁以及在何处连接，从而产生地磁与极光活动的关键因素。
在地球磁场自然与 IMF 相遇的前侧磁层，地球磁场始终以“向北”为主导方向。
• IMF Bz 与 Theta 为正时，会形成“北对北”的对峙，两个磁场像同极磁铁那样相互排斥。若这种情形长时间持续，前侧的耦合过程就会停滞，磁层被迫进入较为闲置的状态，极光活动趋于暗淡，并退缩到地球上极高的地磁纬度。总体而言，持续且强烈为正的 Bz，对位于约 70° MLAT 以下的极光观测者较为不利。
• 反之，IMF Bz 与 Theta 为负时，会形成“南对北”的对峙，IMF 与地球磁场像磁铁异极那样相互吸引。这有利于两个磁场在前侧通过或强或弱、或频或疏的磁重联实现耦合，进而带来更高的地磁与极光活动。持续、强烈的负 Bz 与负 Theta 时段，往往与地球上最强烈、最靠近赤道的极光活动相关联！因此，负 Bz 时段对极光观测者通常有利得多。
IMF Bz 大概是追光中最难解读和运用的数值，因为它的影响会在极光形成过程的多个环节介入。Bz 的数值、正负号、是持续还是间歇，以及精确的 Theta 角——还有在相当程度上 Phi 角、Bx 和 By——都在决定极光表演的强度、频率、位置和动态方面扮演重要角色。切不可想当然地认为“负 Bz 全是好事，正 Bz 全是坏事”。例如，并非所有持续的负 Bz 时段都有利于明亮极光的产生；同样，短暂的正 Bz 时段通常也不会抑制明亮极光。若想更精确地判读太阳风，我们建议您打开完整的太阳风图表，在那里可以看到 IMF 的更多细节，从而做出更精准的解读。
太阳风携带着从日冕抛出的带电粒子，并具有一定速度。在太阳附近，太阳风速度通常非常高；但在地球附近，我们常遇到的速度在每秒 150 至 450 公里（km/s）之间，被视为“背景”或“慢速”太阳风。在太阳风暴（CME）或冕洞高速流（CHHSS）等增强结构中，太阳风速度会从这些背景值上升。在实践中，我们通常把超过 500 km/s 的太阳风称为“快速”太阳风。太阳粒子的高速被视为地磁与极光活动的放大因素，但并非必要条件：低速情况下依然可能出现强烈的极光活动，在高地磁纬度尤其如此，前提是其他一些太阳风指标较为有利。科学文献已经证明，太阳风速度在调制磁尾亚暴（地球夜侧更明亮、更活跃的极光爆发）的发生频率方面起着重要作用。
太阳风携带着从日冕抛出的带电粒子，并具有一定密度。近地太阳风密度是在 L1 测得的单位体积内质子数量，以每立方厘米质子数（p/cm3）表示。太阳风携带质子、电子和离子等多种带电粒子。相比电子，质子质量很大，且占据相当大的比重，因此成为评估对象。太阳风密度取决于扫过 L1 测量卫星的结构性质。例如，冕流速度较低，而质子密度实际上略偏高（5 至 10 p/cm3）；相反，冕洞高速流往往速度偏高而密度较低，通常低于 5 p/cm3。像 CIR、CME 鞘区这样的极端压缩事件，或 CME 磁流绳这样的闭合结构，则常含有高于 10 p/cm3 的偏高密度。与太阳风速度一样，密度是地磁与极光活动的放大因素，但并非必要条件。与大众印象不同，地球上大多数可见极光来自磁层高能电子的沉降，而非太阳风中的质子。太阳风中的质子质量远大于电子，因此它们主要参与施加在磁层上的动压，使极光在纬度上移动。当然，太阳风同样携带能够产生可见极光的电子，但这往往不是一个非常直接的过程，对夜侧极光尤其如此。产生极光的电子中有相当一部分并非源自太阳风本身，而那些源自太阳风的电子往往也不会直接产生夜侧极光。换言之，较高的太阳风密度长远来看能为极光提供更多燃料，但并不是形成极为活跃、绚丽极光的必要条件。和 Bt 一样，太阳风密度也可以作为 CHHSS 或 CME 等增强事件抵达的有力指示。密度突然或缓慢越过 10 p/cm3 这条线时，值得多加留意。
太阳风携带着从太阳抛出的带电粒子，具有一定的密度和速度。二者共同作用，对磁层施加一种称为动压的力，以纳帕斯卡为单位。太阳风动压对磁层影响重大：它不仅有助于激发地磁活动，还以关键方式改变磁层的形状。随着太阳风动压增大，磁层形状被压缩。就像木偶师拉动提线操纵木偶一样，太阳风也在拉扯那些产生极光卵的地球磁力线。于是极光卵像瞳孔一样张开，极光向赤道方向扩张，让极光带之外的人们也能看见。动压并不是唯一能控制极光纬度的指标，例如 IMF 的强度和极性在这方面同样影响很大。尽管如此，动压读数越高，往往意味着在比平常更低的纬度看到极光的机会越大！
太阳风携带着从太阳抛出的带电粒子，具有以开尔文度衡量的一定温度。这些粒子的温度对夜间极光没有直接影响，它更多是作为一种指示。当不同的太阳风结构经过 L1 卫星时，会出现或高或低的温度，有助于识别地球即将穿过的结构类型。例如，冕洞高速流往往温度较高，而日冕物质抛射的核心区温度则低得多。
IMF Phi 角直接衡量 IMF 在 GSM 参考系 x/y 平面内的取向。它以度为单位，决定 IMF 是指向太阳还是背离太阳。在 0 至 180 度之间，IMF 背离太阳；反之在 180 至 360 度之间，IMF 指向太阳。在某种意义上，Phi 角与 Bx 相关联，二者变化趋势一致。Phi 角主要在某些情况下被有经验的追光者使用，用以判断特定的径向太阳风极性会如何影响地球磁层，或 L1 处是否出现了某些结构。
IMF Theta 角（也称 IMF 钟面角）直接衡量 IMF 在 GSM 参考系 y/z 平面内的取向。它以度为单位，决定 IMF 相对太阳是指向北还是指向南。在 0 至 −90° 之间，IMF 朝南；反之在 0 至 +90° 之间，IMF 朝北。在某种意义上，Theta 角与 Bz 密切相关，但两者并不相同：Bz 衡量的是 IMF 在南北方向上施加的磁力大小，而钟面角衡量的是 IMF 朝南或朝北的程度。IMF 可能在向南方向上携带相同大小的力，但角度或陡或缓。实际上，钟面角衡量的是某个 IMF Bz 值究竟能有多“有效”。例如，一段带有 Bz = −10.2 nT、Theta = −35° 的太阳风扇区，产生地磁活动的效果很可能不如同样 Bz 值但 Theta = −81° 的情形。关注钟面角的人不多，但要预判极光活动的潜在强度，它是一个相当重要的监测值。
磁层指的是地球磁场及其周围空间。它是一个极具动态、富有弹性且分层的结构，既可以看作发动机，也可以看作蓄水池。来袭的太阳风（见上一页）与磁层相互作用，改变它的形状、为它的油箱补充燃料，并驱动它的活动。磁层的形状控制着极光卵的纬度，而它的活动（称为地磁活动）则在一定程度上决定了极光活动。磁层某些部分的活动可以由地面观测台的磁力计来评估。磁图——磁力计的记录结果——是评估地磁活动的基础，并可借此提前 1 至 5 分钟推断极光活动。
由于磁图相当难以阅读和解读，我们构建了两个便于使用的地磁指数，分别评估高地磁纬度（H-Lys 指数）和中地磁纬度（M-Lys 指数）的磁层当前活动。两个指数都基于各自纬度范围内的磁力计数据计算得出，可以让您一眼看出对应高纬或低纬地磁区域的磁层是否更为活跃。这类指数常被用作代理指标，让我们大致了解各自纬度上的极光活动水平。请注意，它们虽然有用，却往往无法在位置、行为、形态、颜色等方面给出非常清晰准确的极光图景。关于图表的使用方法，可以在各自的信息按钮中找到。
极光可以看作从巨大的磁层发动机中排出的、美丽而灵动的“尾气”。所有可见极光都出现在大气层中，形成以地磁极为中心的带状结构，称为极光卵。我们创新的模型旨在向您展示欧洲、冰岛、格陵兰和北美上空北方极光卵的实时纬度与强度。这张交互式地图以磁力计数据为基础，以相当好的时间和空间精度计算极光的位置／活动概率。模型每分钟更新一次。
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