金星凌日神秘光弧可解金星超慢速自轉之謎

• 本文編譯自《Physicists explain how type of aurora on Mars is formed》

形成極光的要素有三，其中之一就是磁場。地球具有覆蓋全球的磁場，可以在兩極地區生成北極光和南極光；然而，火星沒有覆蓋全球的磁場，因此火星上的極光並非出現在兩極，只能在特定區域生成。

近期，愛荷華大學領導的研究團隊，根據美國航空暨太空總署（NASA）火星大氣與揮發物演化任務（MAVEN）探測器的數據，確認了火星離散極光是由太陽風和火星南半球地殼上空殘存的磁場相互作用所生成。

極光三要素：大氣、磁場、高能帶電粒子

在介紹火星前，讓我們先把鏡頭轉到地球，談談地球上的極光在哪裡形成，以及如何形成。

地球極光出現的區域稱為極光橢圓區（auroral oval），涵蓋北極與南極地區，但並非以兩極為中心；換句話說，極光橢圓區也涵蓋了極圈以外的部分高緯度地區。另外，極光橢圓區的寬度與延伸範圍，會隨著太陽黑子 11 年的循環週期而變動。

當太陽風和地球磁層的高能帶電粒子被地球磁場牽引，沿著磁力線加速往高緯度地區移動，最後和大氣中的原子碰撞時，就會形成多采多姿的極光。

綜合以上所述，可以得知極光的三個要素是：大氣、磁場、高能帶電粒子。

地球上這些「指引我們美妙未來的魔幻極光」，若屬於可見光波段，就能用肉眼觀測，並以相機記錄這夢幻舞動的光線。

極光橢圓區與地理北極、地磁北極相對位置圖。其中紅色實線表示極圈範圍，綠色區域則為極光橢圓區。圖／National Park Service

火星的大氣層、磁場以及離散極光

在介紹離散極光之前，得先介紹它的幕後推手——行星際磁場（Interplanetary Magnetic Field，IMF）。IMF就是太陽風產生的磁場，在行星際空間主導著太陽系系統內的太空天氣變化，並阻擋來自星際間的高能粒子轟擊。

那麼 IMF 是如何產生的呢？當太陽風的高能帶電粒子從太陽表面向外傳播，會同時拖曳太陽的磁力線一起離開；太陽一邊自轉一邊拋射這些粒子，讓延伸的磁力線在黃道面上形成了螺旋型態的磁場。

以蛋糕裝飾來說明的話，太陽就像是在轉盤上的蛋糕，太陽風粒子就是擠花裝飾；而當蛋糕一邊以固定速度自轉，擠花逐漸向外擴散的同時，就會在蛋糕產生螺旋狀的軌跡。

對太陽風和 IMF 有基本認識之後，讓我們把鏡頭轉向火星，談談火星的大氣層和磁層和地球有什麼不同。

相較地球來說，火星的大氣層非常稀薄。這是因為太陽風的高能粒子轟擊火星大氣層，強大的能量將大氣層的中性原子解離為離子態，導致大氣層的散失；該過程稱作濺射（sputtering），發生在火星大氣層的濺射主要透過兩種方式達成—–第一，在 IMF 的作用之下，部分的離子會環繞磁力線運動，隨著 IMF 移動而被帶離火星；另外一部份的離子則像撞球一般，撞擊其他位於火星大氣層頂端的中性原子，引發連鎖的解離反應。 

MAVEN 任務的領銜研究員 Bruce Jakosky 說明，根據團隊研究的成果，太陽風的濺射效應會將火星大氣層中的惰性氣體氬解離，並將這些氬離子從大氣層中剝離。火星大氣層內氬的同位素（質子數相同，但是質量不同的元素）以氬-38 以及氬-36 為主，後者因為質量較小而較容易發生濺射。

藉由氬- 38 和氬-36 的佔比，Jakosky 的團隊推估火星約有 65％ 的氬已經散逸至外太空。基於該研究結果還可以推算出火星大氣層中其他氣體的散逸情形；其中又以二氧化碳為焦點，畢竟行星需要足夠的溫度才能維持液態水的存在，而二氧化碳在溫室效應有很大的貢獻。

接著，讓我們一探究竟火星磁場與地球有何不同。地球能形成全球磁場的奧秘是什麼呢？這要先從行星發電機理論開始說起，該理論指出行星要維持穩定的磁場有三個要件——導電流體、驅動導電流體運動的能量來源、科氏力。

以地球為例，地核內部保留了地球形成初始的熱能，約有 4000°C 至 6000°C 的高溫。位於地核底層的高溫液態鐵，因為密度下降而上升至地核頂端，接觸到地函時，這些液體會喪失部分熱能而冷卻，因為溫度比周圍環境低，密度變高而下沉；如此不斷的熱對流循環下，讓帶有磁力的流體不斷運動，進而形成電磁感應。另外，科氏力的作用讓地球內部湧升的流體偏向，產生螺旋狀的流動效果，有如電流通過螺旋線圈移動的效果。

在火星所發現的地殼岩石證據顯示，火星在數十億年前曾經和地球一樣具有全球的磁場。科學家對火星磁場消失的原因還不是很清楚，其中一種假說認為可能跟火星質量較小有關，在火星形成之初散熱較快，造成火星外核液態鐵短時間內就凝固，無法像地球一樣，保留高溫地核使液態的鐵和鎳因為密度的變化，不斷從地核深處上升至地函，再冷卻下降，持續進行熱對流。

火星地核內部缺乏驅動導電流體的原動力，導致火星內部的發電機幾乎停止運轉，無法形成全球的磁場。話雖如此，火星仍然具備小區塊的磁場，主要分布在火星南半球留有殘存磁性的地殼上空。

磁層與大氣層相互依存，火星在太陽風不斷吹襲之下，大氣層愈趨稀薄；火星內部又缺乏發電機的動力，無法形成完整的磁層。火星缺乏厚實的大氣層保護，就難以阻擋外太空隕石的猛烈攻勢，因此如今呈現貧瘠乾燥又坑坑疤疤的外貌。

既然這樣，看似缺乏極光形成要素的火星，又是如何形成極光的呢？

雖然火星沒有覆蓋全球的磁層作為保護，但火星南半球仍帶有區域性的磁場。在那裡，磁性地殼形成的殘存磁場與太陽風交互作用，滿足了極光生成的條件。這種極光被稱為「離散極光」，與地球上常見的極光不同，有些發生在人眼看不見的波段（比如紫外線），所以也更加提升了觀測難度。

那麼，研究團隊是怎麼發現這種紫外線離散極光的呢？那就是藉由文章首段提到的 MAVEN 探測器所搭載的紫外成像光譜儀（Imaging Ultraviolet Spectrograph，IUVS）！

該團隊的成員 Zachary Girazian 是一位天文及物理學家，他解釋了太陽風如何影響火星上的極光。

火星離散極光的發現

研究團隊根據火星上離散極光的觀測結果，比較以下數據之間的關係——太陽風的動態壓力、行星際磁場（IMF）強度、時鐘角和錐角^{[註 1]} 以及火星上極光的紫外線，發現在磁場較強的地殼區域內，極光的發生率主要取決於太陽風磁場的方向；反之，區域外的極光發生率則與太陽風動壓（Solar Wind Dynamic Pressure）關聯較高，但是太陽風動壓的高低則與極光亮度幾乎無關。

N. M. Schneider 與團隊曾在 2021 年的研究發表提到，在火星南緯 30 度至 60 度之間、東經 150 度至 210 度之間的矩形範圍內，當 IMF 的時鐘角呈現負值，如果正逢火星的傍晚時刻，較容易觀測到離散極光；也就是說在火星上符合前述的環境條件很可能有利於磁重聯（Magnetic Reconnection）——意即磁場斷開重新連接後，剩餘的磁場能量就會轉化為其他形式的能量（如動能、熱能等）加以釋放，例如極光就是磁重聯效應的美麗產物。

未來研究方向：移居火星

因為火星上離散極光的生成與殘存的磁層有關，而磁層又關乎大氣的保存。所以觀測離散極光的數據資料，也能作為後續追蹤火星大氣層逸散情形的一個新指標。愛荷華大學的研究成果，主要在兩個方面有極大的進展——太陽風如何在缺乏全球磁層覆蓋的行星生成極光；以及離散極光在不同的環境條件的成因。

人類一直以來懷抱著移居外太空的夢想，火星是目前人類圓夢的最佳選擇；但是在執行火星移民計畫之前，火星不斷逸散的大氣層是首要解決的課題。缺乏覆蓋全球的大氣層保護，生物將難以在貧瘠的土壤存活。或許透過火星上極光觀測的研究成果，科學家們將發掘新的突破點；期許在不久的將來，我們能找到火星適居的鑰匙。

• 註1：IMF 的時鐘角（Clock Angle）與錐角（Cone Angle）

如何判定 IMF 的角度呢？因為磁場空間是立體的關係，我們測量 IMF 方向切線與 X、Y、Z 軸之間的夾角——也就是運用空間向量的概念，來衡量 IMF 的角度。時鐘角是指 Y、Z 軸平面上，IMF 方向與 Z 軸的夾角；而錐角則是在 X、Y 平面上，IMF 方向與 X 軸之間的夾角。

參考資料

1. Science Daily. Physicists explain how type of aurora on Mars is formed.
2. Z. Girazian, N. M. Schneider, Z. Milby, X. Fang, J. Halekas, T. Weber, S. K. Jain, J.-C. Gérard, L. Soret, J. Deighan, C. O. Lee. Discrete Aurora at Mars: Dependence on Upstream Solar Wind Conditions. Journal of Geophysical Research: Space Physics, Volume 127, Issue 4.
3. Michelle Starr. Mars Has Auroras Without a Global Magnetic Field, And We Finally Know How. ScienceAlert.
4. Michelle Starr. For The First Time, Physicists Have Confirmed The Enigmatic Waves That Cause Auroras. ScienceAlert.
5. Southwest Research Institute. SwRI Scientists Map Magnetic Reconnection In Earth’s Magnetotail.
6. 呂凌霄。太空教室學習資料庫。
7. 頭條匯。火星上的「離散極光」是如何形成的？物理學家有新發現，帶你揭秘。
8. Wilson Cheung。【北極物語】承載北極文化──極光。綠色和平。
9. 大紀元。火星上的極光是如何形成的？ 科學家解謎。
10. BBC News 中文。北極光：美國科學家首次在實驗室驗證北極光產生原理。
11. 明日科學。科學團隊藉由 NASA 的太空船所收集的資料得知火星大氣層的流失可能肇因於強烈的太陽風。
12. 台北天文館。NASA 首次繪製火星周圍電流分布圖，證實火星有磁場。科技新報。
13. 交通部中央氣象局太空天氣作業辦公室。太空天氣問答集。
14. Denise Chow. In an ultraviolet glow, auroras on Mars spotted by UAE orbiter. NBC News.
15. NASA. NASA Mission Reveals Speed of Solar Wind Stripping Martian Atmosphere.
16. NASA Goddard. NASA | Mars Atmosphere Loss: Sputtering.

1761 年 6 月 6 日，歐洲的天文學家們乘船抵達世界各地的天文台，爭相用最先進的儀器紀錄一個罕見的天文現象──金星凌日， 因為此天文現象可以幫助人們精確測算地球與太陽的距離。在英法七年戰爭的氛圍下，兩國的天文學家尤其較勁，都想要第一個量出日地距離，為天文學史畫下濃墨重彩的一筆。然而當大家拭目以待地望向剛與太陽重疊的金星時，卻都露出了驚訝的表情──金星變形了！

說到金星凌日，大家最有印象的或許是 2012 年的一次金星凌日，從天文學家到各個職業的人們都拿著減光濾鏡共襄盛舉，畢竟下一次的金星凌日要到 2117 年才會再發生。然而在過去，金星凌日並不只是歡樂的娛樂事件，也是非常嚴肅的科學事件。

在十八世紀時，多數天文學家都接受哥白尼的日心說，而克卜勒提出的行星運動三大定律，則可以推導出各行星軌道半徑與地球軌道半徑之間的相對長度，然而最大的問題是當時的人們並不知道地球軌道半徑（地球到太陽的平均距離）的絕對長度。為了解決這個問題，英國天文學家愛德蒙．哈雷於 1716 年提出了使用金星凌日來測量日地距離的方法。如圖一所示，金星凌日的軌跡長短與在地球上的何處觀測有關，在軌跡較長處金星凌日的時間較長，反之則較短，這是因為在地球上不同處觀測金星的視角不同造成的。

假設我們在地球上的 A 與 B 兩處量測金星凌日的時間，我們可以量出兩地觀測金星時的視角差，在知道 A 與 B 間距的前提下，我們可以用視差法量出地球到金星在金星凌日發生時的距離（見圖二）。最後根據克卜勒第三行星運動定律─行星公轉太陽週期平方與行星到太陽的平均距離立方成反比─可以得出金星到太陽的距離約為地球到太陽距離的 0.7 倍，我們也可以得知地球與金星在金星凌日時的距離是地球到太陽距離的0.3倍，由此可以推導出太陽與地球的距離。

此方法在當時極大鼓舞了天文學家的士氣，大家都摩拳擦掌的為 1761 年的金星凌日作出準備，共一百多名天文學家乘船至世界各地以測量不同地方金星凌日的時長，其中較為著名的有英國派出的庫克船長於大溪地觀測金星凌日，以及荷蘭則派出的 Johan Maurits Moh 到歷史課本中提過的荷蘭東印度公司巴達維雅總部進行觀測（圖三）。

然而正當金星與太陽重疊時，大家卻不知道何時該按下碼表記錄金星凌日開始的時間，因為金星變形了。圖四是最早關於金星變形的紀錄，在金星靠近太陽的邊緣時金星的旁邊會出現黑色的陰影與太陽邊緣相連接，而這樣的陰影狀似水滴，因此這個現象也被稱作「黑滴現象」。

當時的天文學家們為黑滴現象提出了各種不同的解釋，有些天文學家認為黑色的陰影是金星大氣對太陽光的散射與折射造成的錯覺，也有人認為這是地球大氣擾動造成的現象，還有人認為是太陽光通過金星時繞射所造成的陰影。

前面兩種解釋在 1999 年 NASA 的 TRACE 太空望遠鏡對水星凌日的觀測後被否定，因為太空中沒有地球大氣干擾，水星上則沒有大氣可以散射或折射太陽的光線，而觀測的照片中卻仍出現黑滴效應（圖五）。光的繞射所能造成的影響則不足以產生黑滴現象（繞射影響在約 10^{-9} 角秒，可忽略^[1]）。

關於黑滴現象的成因一直到 2004 年才得到令人信服的解釋，天文學家 Glenn Schneider 認為黑滴現象是由望遠鏡的點擴散函數（Point Spread Function, PSF）以及太陽的周邊減光造成的 ^[2]。

為了簡單瞭解他所提出的概念，大家可以將大拇指與食指放在一光源之前漸漸靠近（直視強光源會傷害眼睛，請注意光源強度不可以太強），在兩指快要靠在一起時，可以看見兩指中間突然浮現出一段陰暗的橋將兩指相連（如圖六）。

這是因為非點光源會在兩指的邊緣製造出模糊的陰影，而人眼對模糊的陰影並不敏感，因此直到兩指特別靠近時，兩指的陰影重疊導致陰影變明顯才看得出來。圖七與圖八中的兩塊陰影可以幫助大家更好地破除這個錯覺，圖七單純顯示兩塊模糊的陰影，而圖八將陰影的等暗度線畫出來。比較兩圖我們可以發現雖然圖七中兩塊陰影像是連接在一起，然而實際上圖八卻顯示兩陰影並沒有連接在一起 ^[3]。

金星凌日所產生的黑滴效應也是透過類似的方式產生的，不過金星模糊陰影與太陽邊緣模糊的成因不同。金星陰影在望遠鏡的觀測中，會因為望遠鏡的點擴散函數而在成像時顯得模糊。望遠鏡的點擴散函數，指的是一望遠鏡在觀測點光源時成像的樣子，不同望遠鏡的點擴散函數有所不同，但通常口徑小或做工差的望遠鏡會有較大之點擴散函數，點光源被模糊化的程度也越高，看的也就越不清晰。

回到金星的陰影，當古代人們用做工差且口徑較小的望遠鏡觀測金星時，其陰影非常模糊、黑滴現象較現在的望遠鏡明顯的多，這也是為什麼各地回報黑滴現象的次數隨著望遠鏡的進步逐漸地減少 ^[4]。

太陽邊緣的模糊則主要是因為太陽是一團沒有銳利邊緣的發光電漿。如圖九所示，假設每單位體積電漿能發出的光相同，我們可以看到往太陽邊緣的線上通過的電漿比往太陽中心的線上通過的電漿要少，這也代表著往太陽中心看去的光線較亮，而越往太陽邊緣看去亮度會逐漸減少。圖十是一個比較誇張的示意圖，圖中一模糊的黑影為金星，一模糊的白色邊緣則代表太陽邊緣，即便兩者的邊緣沒有接觸，我們仍能看到金星的邊緣伸出了黑影，與太陽邊緣相連接，這便是黑滴現象的由來。

回到日地距離的問題上，難道在這兩百多年的時間中沒有其他方式能量測金星與地球的距離嗎？實際上在雷達與遙測技術的加持下，人們早在 1964 年就能夠以高精度量測地球到金星間的距離了，因此如今的日地距離測量早已與金星凌日無關。

不過黑滴現象這一歷史悠久的問題，仍在一代一代天文學家的不懈努力下被解決了；時至今日，我們仍面臨著宇宙的諸多未知，而我由衷的期待這些現在看似無解的問題，能在未來的某一天被解決，無論花上幾十年、幾百年的時間。

參考資料：

1. The Transit of Venus and the Notorious Black Drop, Schaefer, B. E. (2000) https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000AAS…197.0103S/abstract
2. TRACE observations of the 15 November 1999 transit of Mercury and the Black Drop effect: considerations for the 2004 transit of Venus, Glenn Schneider (2004) https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103503003841?via%3Dihub
3. Stackexchange, Why do shadows from the sun join each other when near enough? (2014) https://physics.stackexchange.com/questions/94235/why-do-shadows-from-the-sun-join-each-other-when-near-enough
4. The black-drop effect explained, Jay M. Pasachof (2005) https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005tvnv.conf..242P/abstract

• 作者／邱麒豪（國立中央大學大氣物理研究所博士候選人）、劉千義（中央研究院環境變遷研究中心副研究員）

咦！地球彼端的火山爆發和我們有什麼關係？

距離臺灣八千多公里的東加王國發生了前所未有的火山爆發，當太平洋周遭國家開始擔心海底火山噴發引起海嘯的同時，卻有更多不為人知的事情正悄然發生。到底火山噴發的同時除了引發海嘯還造成什麼樣影響呢？讓我們一同來瞭解！

看不見也摸不著的氣象波動——大氣重力波

大氣的重力波現象並不罕見，通常是垂直方向上的氣塊受到擾動，在浮力（作為恢復力）與重力的雙重影響下而在水平面上形成振盪式的波動。

常見的氣流流經山峰並在背風處產生圓盤狀的雲系（莢狀高積雲），以及晴朗穩定天氣下出現的波狀高積雲即為大氣重力波在自然這張畫布下最好的圖繪。而火山爆發，同樣有機會引起大氣重力波。

西元 2022 年 1 月 15 日，臺灣時間下午 12 時 20 分（事發當地時間下午 5 時 20 分）左右，位於西南太平洋島國——東加王國首都努瓜婁發（Nuku’alofa）北方65公里的洪加湯加－洪加哈派（Hunga Tonga-Hunga Ha’apai）海底火山大規模爆發，伴隨而來的地震與引起的海嘯引發世界的關注。

這場可能是 21 世紀以來最大規模的火山噴發，其一連串的後續效應不僅被地震儀及海象儀器記錄下來，當天下午 8 時左右，臺灣的氣象站也陸續觀測到海底火山噴發造成的氣壓變化，根據觀測資料顯示，這次的海底火山噴發事件在臺灣造成的氣壓變化量約 1 至 2 百帕（hPa），這大約是日常標準大氣壓力的千分之一至千分之二的變動（圖一）。

若將地面氣壓資料的解析度提高到每分鐘，並將中央氣象局109個局屬測站由東南向西北排列，繪製成臺灣高密度測站氣壓擾動的二維時間序列圖（圖二），火山噴發由東南向西北傳遞的能量作用於大氣中最先於臺灣東南方的蘭嶼測站測量到，時間上和最晚被觀測到的馬祖測站相差約 25 分鐘。其次，火山噴發造成的大氣波動除了氣壓變化最為劇烈的主波外，尚有前導波與數次的餘波產生。

綜觀全球的大眼睛——從氣象衛星看見大氣重力波

從上圖可以觀察到，這些波動的週期約為 10 到 15 分鐘，不容易從 10 分鐘的觀測資料中發現。目前在西太平洋與東太平洋地區監測的地球同步衛星向日葵八號（Himawari-8）與 GOES-17，可分別提供 2.5 分鐘與 1 分鐘高解析度的衛星觀測，對於高頻的大氣波動將有比過往更好的解析能力。

不只是地面氣象觀測站，位於地球上空 3 萬 6 千公里的地球同步衛星同樣也捕捉到火山噴發的證據。日本氣象衛星 Himawari-8 觀測到火山噴發後產生的陣陣漣漪（圖三），以火山噴發口為中心產生的漣漪即為大氣的重力波現象。

東加王國所在的區域不僅位於向日葵八號的觀測網內，也涵蓋在美國的地球同步衛星 GOES-17 監測之中。下圖（圖四）為 GOES-17 氣象衛星紅外線水氣頻道每 10 分鐘的亮度溫度差，藉由對流層中層的水氣頻道雲圖可以明顯看到火山爆發產生的內重力波由火山口為圓心向外傳遞。

火山噴發引起快速上升的氣流與火山灰造成的重力波現象在學理上是可行的，但在觀測上實屬少見，特別是海底火山能將大量的火山灰與氣體穿過海洋快速釋放至大氣中，並造成如此壯觀的大氣波動並不是件容易的事。

這場大氣波動產生的雲系高度深，範圍廣，觀測到的雲頂紅外線亮度溫度達 -105.18ºC 可能打破了自 20 世紀末有雲頂溫度的監測以降，最低溫的紀錄（圖五）。

除了上述的兩顆地球同步衛星，搭載於美國國家航空暨太空總署（NASA）之 Aqua 衛星上的大氣紅外探空儀（Atmospheric Infrared Sounder，AIRS）也同時發現了此一現象（圖六）。德國尤利希超級運算中心的大氣科學家——霍夫曼博士（Dr. Lars Hoffmann）說：「AIRS 自 2002 年 5 月開始觀測以來，從未在過往的火山噴發個案中發現過類似的情況」，這也意味著這次的海底火山噴發事件是前所未有的劇烈。

英國牛津大學物理系大氣、海洋與行星物理組的氣候科學家 Scott Osprey 博士也表示：「這次噴發可能會干擾熱帶地區風向週期性的逆轉，長遠看來或許會造成歐洲地區天氣型態的改變，必須非常小心地關注它造成的變化」，可見整個地球系統都可能因為這次的火山爆發造成巨大的影響。

雲圖之外——衛星於汙染物探勘之應用

衛星不僅僅能夠監測雲層的移動與大氣中的水氣分佈，近年來較為廣泛的應用是使用衛星針對大氣中的汙染因子做大範圍的遙測。舉凡工業污染排放之氣溶膠、交通源排放之二氧化氮，以及生質燃燒產生之煙塵與黑碳微粒，均可藉由衛星的觀測進而推估汙染程度，並搭配氣象模式的模擬進行短期的預警。

下圖（圖七）為 NASA 的 Suomi-NPP 衛星觀測到的氣膠垂直剖面分佈與雲頂高度，可以清楚看到伴隨火山噴發的氣膠粒子衝破對流層進入平流層，高度可達 30 公里。這些氣膠粒子在平流層中不易沉降至地表，長期下來可能會對氣候造成重大影響。舉例而言，氣膠依照光學特性的不同可粗略分為散射能力較強與吸收能力較強的兩大群體，散射能力較強的氣膠進到平流層中將造成更多的太陽短波輻射被反射回外太空，進而降低地球平均溫度（氣膠直接效應）；反之吸收能力好的氣膠則是會讓地球溫度上升。

而對流層中的氣膠對氣候的影響更為複雜，會進一步改變雲的微物理狀態，在特定條件下吸濕性高的氣膠容易成為雲的凝結核，若大氣中的水氣含量不變，這些新形成的雲凝結核有可能與大氣中既有的雲滴競爭原先的水氣，進而致使雲滴數目增加且雲滴平均的粒徑降低，進而散射截面積增加，反射更多太陽光而達到降溫的效果。但也因為雲滴粒徑變小後，變得不利於雲滴粒子間的碰撞合併過程而形成為雨滴，使得地表降水減少與雲的生命週期增加，此謂氣膠間接效應。

不管是氣膠的直接效應或是間接效應都非常複雜，會受到氣膠種類、氣膠數量、氣膠粒徑分佈、大氣條件等影響，也正因為充滿了各種不確定性，氣膠的氣候效應預測非常困難，目前還需要更多的觀測，特別是用大範圍的衛星觀測加以驗證與評估。

火山噴發除了氣膠粒子的污染以外，對環境造成的另一個衝擊是大量的氣體被釋放到大氣中。常見的火山氣體有：水氣（H₂O）、二氧化碳（CO₂）、二氧化硫（SO₂）、硫化氫（H₂S）與氮氧化物（NO_x）等。

以二氧化硫為例，評估大氣中微量氣體多寡的單位為杜布森（Dubson， DU），指的是一大氣壓的空氣柱中，該氣體分子累積起來的厚度（垂直積分）多寡。若將氣柱中的二氧化硫全部累積在一起相當於 10 微米厚，稱為 1 DU 的二氧化硫。SO₂ 氣候平均值約略低為 0.5 DU，歐洲氣象衛星開發組織（EUMETSAT）的 MetOP-B 與 MetOP-C 觀測到的峰值高達 50 DU 以上，高於氣候平均值 100 倍。（圖八）

氣象與環境衛星遙測之展望

近年隨著科技的發展與遙測技術的精進，氣象衛星能提供的不僅僅是精美的天氣雲圖，還有許多從雲圖看不出來的科學議題可加以探討。這些科學議題不單只存在於象牙塔內，更多且更重要的是生活上的應用。社會大眾關心的是：下午的聚會會不會下雨？明天空氣汙染有多糟？或是下禮拜一晚上會多冷？

衛星掩星觀測技術的發展（如：福衛三號、福衛七號、Sentinel-6 等）補足了廣大洋面探空資料的缺失以及人力施放的不足，蒐集偏折角資訊與折射率變化推估出的大氣垂直溫溼度剖面，藉由數值預報模式的資料同化系統改善天氣預報的誤差。

汙染物濃度的監測也可以藉由衛星的觀測進行評估，不論是民眾在乎的近地表懸浮微粒濃度抑或是工業燃燒造成的空氣汙染，皆可藉由衛星的探測第一手掌握（如文章提到的 MetOP-B、MetOP-C 以及 Sentinel-5P）。

降雨來自天空中的雲，若能對雨的前驅物—雲有更深的瞭解，降雨的推估也能做得更準確。以我們所處的東亞地區而言，像是以 Himawari-8 觀測而開發的雲微物理科學資料，或是國際上整合多重衛星觀測的日本 GSMaP 、美國 NASA IMERG 等衛星推估的地面降水資料就是很好的例子。

當然，科學的發展並不是單純為民生服務，但在發展科學的同時能兼顧民眾的福祉相信也是社會大眾所樂見的。

延伸閱讀

1. Liu, C.-Y., C.-H. Chiu, P.-H. Lin, and M. Min (2020), Comparison of Cloud‐Top Property Retrievals from Advanced Himawari Imager, MODIS, CloudSat/CPR, CALIPSO/CALIOP, and radiosonde, J. Geophys. Res., Vol 125.
2. Lin, C.-A., Y.-C. Chen, C.-Y. Liu, W.-T. Chen, J. H. Seinfeld, C.-K. Chou (2019), Satellite-Derived Correlation of SO2, NO2, and Aerosol Optical Depth with Meteorological Conditions over East Asia from 2005 to 2015. Remote Sens., Vol 11, 1738.
3. “Explosive eruption of the Hunga Tonga volcano” in CIMSS Satellite Blog.
4. “Tonga volcano eruption created puzzling ripples in Earth’s atmosphere” in nature’s news article.
5. 中央氣象局預報中心副主任黃椿喜博士臉書
6. 「報天氣-中央氣象局」臉書粉絲專頁