來自光之精靈的呼喚

  究竟什麼是極光(aurora)?顧名思義,極光是指發生在地球高緯度地區極圈附近上空極高處的光,因此有北極光(northern light,學名為「aurora borealis」,意指「北方的黎明」)與南極光(southern light,學名為「aurora australis」,意指「南方的黎明」)兩種。學理上來說,極光為一種,能在地球夜空中呈現出壯麗景觀的地球物理學現象,是太陽與地球產生相互作用的結果。

  然而,在尚未以科學方法有系統地探究極光真面目的1870年之前,人們對極光的產生一直有著錯誤的理解,認為極光是太陽光照射在冰山、極區冰帽與北極海的反射結果,甚至也有人將它說成是大氣中的冰晶反射太陽光形成的。人們常常是根據觀測到的極光的顏色、形狀和運動狀態等特徵,從日常事物中選取適當類比來稱呼並藉以解釋所看到的極光,因此從古希臘羅馬時代就出現諸多如下稱謂:裂口、秤桿、火炬、箭、飛火、飛龍、歡樂的舞者、燃燒的長矛、佛祖之光……等等,不勝枚舉。

  在歐洲和亞洲的一些文學作品裡不乏描述極光的語詞,而那些主要居住在經常會出現極光的北極圈附近廣闊土地上至少已有六千年的愛斯基摩人,他們有關極光的各種傳說就如不同部落擁有不同語言一樣,各處不盡相同,不過大多數幾乎都牽涉到存在於萬事萬物之中、無處不在並擁有無窮神力的精靈。其中一個流傳於愛斯基摩人之間的迷信就提到,在萬籟俱寂的夜晚,置身於空無一人的荒郊野外觀賞極光時,絕對不能因為心生害怕而對著極光吹口哨來壯膽,因為精靈會從天而降並砍下吹口哨者的頭顱。

  擁有五千年歷史文明的中國向來對觀測天象極為重視,史書中流傳下來的各種天象觀測記載相當豐富,自然不乏與極光有所關聯的史料,僅從西元1世紀到10世紀期間,相關記載就約有170次左右,遠自傳說中的黃帝時代到唐堯、夏桀及商湯時代,都找得到可被視為極光現象的文字記錄。《漢書•天文志》中所載發生於孝成建始元年9月戊子(西元前32年10月27日)的極光現象:「有流星出文昌,色白,光燭地,長可四丈,大一圍,動搖如龍虵形,有頃,長可五六丈,大四圍所,詘折委曲,貫紫官西,在斗西北子亥間,後詘如環,北方不合,留一刻所。」這裡的「流星」指的就是極光,而不是現代字義上稍縱即逝的流星。此段不到百字的描述與真正的流星完全不同,很符合當代專業人士對極光觀測記錄的要求,包括了極光出現的時間、地點、方位、出現與消失的狀況、顏色、明亮度、運動形狀的變化以及分布的範圍大小等,非常確切且深具科學性,無疑是世界上比較早之最精確的極光觀測記錄。

  與世界其他民族一樣,古代中國人並不使用「極光」一詞,而是針對極光呈現出來的各種現象,譬如它們的形狀、大小、顏色、動靜和變化等,分別給予不同的稱謂,西元前一世紀的《史記•天官書》即首見有關極光的分類命名法,而《晉書•天文志》中對極光的記述更出現了系統化分類法。綜觀中國古代史料中形容極光的名稱就有「天冲」、「濛星」、「天開眼」、「天裂」、「獄漢星」、「旬始」、「格澤」、「蚩尤旗」、「枉矢」、「長庚」、「歸邪」、「赤氣」、「白氣」、「蒼黑雲」、「星隕如雨」、「大星如月,眾小星隨之」、「眾星交流」、「星流如織」、「含譽星」、「天狗」……等等,並繪製了相對應的圖例,黃鼎在1652年(清順治九年)編纂的《管窺輯要》中就繪有極光的草圖,雖然很粗糙,但有些和現代的極光攝影幾乎完全一樣,無疑是世界上最早的極光分類繪圖,今日看來仍具有相當的參考價值。

  相較於中國的古代史料,歐洲文明有關極光的記載顯然遜色許多,不僅見諸史書的次數少很多,連與極光現象相關的日期、月份甚至年份都付諸闕如,此外針對極光所做的描述,也不如中國的豐富、生動、深刻得多,更遑論其中的科學性、嚴謹性與準確性,由此更能看出中國的相關史料對當今極光科學研究來說是何等珍貴的科學財富。

 

極光是來自太陽與地球的相互作用

  對任何初次聽到「極光」這個名詞的人來說,首先浮現出來的疑問不外乎:極光是什麼?以及它們是如何產生的?針對此類基本疑問給出簡短而不致誤導的答案,就是極光實際上為出現在天空中極高處的光,一般來說不會低於地表上方60公里,平均都在1百公里左右,甚至可高達數百公里處,而且它們只能在晚上才看得到。極光的形成就像在廣告招牌和櫥窗中展示的霓虹燈,在霓虹燈管中注入一些低密度的特定氣體,當電流通過時,與組成氣體的粒子相碰撞,就會發出特定顏色的光,顏色則視內部的氣體種類而定,極光的顏色也是由高空中的氣體種類來決定的。

  知道了極光出現的位置、如何發生的類比,以及極光顏色的形成等大致情形後,要進一步了解極光產生的機制、形狀、顏色、亮度、運動狀態等特徵,必須先介紹太陽和地球的一些基本特徵。

  太陽主要由氫原子組成,為一顆平均溫度達56千度的高溫大火球,其最外側為延伸可達數百萬公里、溫度將近絕對溫度2百萬度的日冕(corona),足以將氫原子的電子剝離而形成一種包含質子和電子等帶電粒子的電漿(plasma)狀態,持續從太陽射向太陽系的每個角落,就是所謂的太陽風(solar wind),以平均每秒約4百公里的速度來到距離太陽15千萬公里遠的地球大約需要3天,此外由日冕洞(coronal hole)、太陽閃焰(solar flare)、日冕質量放射(coronal mass ejection)三種現象產生的太陽風更猛烈,且能更快抵達地球。極光基本上就是太陽風與地球這個大磁鐵之間產生相互作用所造成的現象之一。

  英國物理學家吉伯特(William Gilbert)在1600年就證明地球為一塊巨大的磁鐵,會形成偶極磁場,磁場線分別從南北地磁極輻射出去並連接成環,在地球周圍形成磁場。正是這個磁場阻擋住太陽風,使其大部分通過由地球磁場形成的磁層(magnetosphere)外側,不讓其大舉穿透地球大氣層。面向太陽一側的磁層受到太陽風擠壓,原本厚達20個地球半徑的磁層變成只剩一半左右的程度;而遠離太陽一側的磁層則被拉扯出呈類似彗尾形狀的磁層尾,可以延伸達數百個地球半徑遠。

  當太陽風來到磁層尾時,由於本身所具有的微弱磁場與地球磁場的外側邊緣(稱為磁層頂)產生相互作用而造成高度扭曲狀況,就有可能使磁層出現漏洞,使得太陽風中的帶電粒子能滲進地球磁場裡。這些進入地球磁場區域內的帶電粒子會以螺旋形路徑沿著地球磁場的方向行進,由磁場線帶領到南北地磁極附近上空的大氣層裡。

  挪威物理學家柏克蘭(Kristian O. B. Birkeland)在1896年即推論,由於電子受到地球磁場的導引而被侷限在圍繞極區的圓形區域裡,他甚至暗示太陽就是提供這些電子的來源。日後藉由人造衛星的觀測,在1963年證實了極光的出現確實被侷限在以地磁極為中心、直徑可達約4千公里之近乎圓形的環狀區域裡,稱為極光橢圓區(auroral oval)。

  以地球南、北二個地磁極為中心各形成一個極光橢圓區,北半球的極光橢圓區一般會通過阿拉斯加、加拿大北部、格陵蘭南部、冰島、挪威北部海岸,以及俄羅斯的西伯利亞海岸外側;南半球的極光橢圓區則有部分通過南極大陸,其餘通過印度洋南部,由於它與有人居住的非洲、南美洲、澳洲和紐西蘭有相當距離,因此直到1773年,著名的英國探險家庫克(James Cook)船長在印度洋南部航行期間,才首次記錄下南極光的出現情形。

  極光橢圓區所涵蓋的範圍並非以地磁極為正中心,而是會稍微朝地球的夜晚一側偏離,其寬度與延伸範圍在太陽黑子11年的循環週期裡都會改變。在太陽黑子循環週期的極大期裡,來自太陽的龐大帶電粒子流抵達地球就有可能形成磁暴(magnetic storm),使得極光活動的規模增加,極光橢圓區即會變寬並延伸到地球的中緯度地區;若發生罕見的大型磁暴,甚至有可能更往赤道方向延伸。相對地,在極小期裡,極光活動的規模會減低,極光橢圓區就會變窄並向內朝地磁極收縮。

 

極光的生成與顏色

  簡單來說,極光即是由位在地球高層大氣中的原子和分子受到來自太陽風中快速運動的電子和質子的撞擊而發出的光。從太陽發出的光只要8分半鐘就會抵達地球,而組成太陽風的帶電粒子則以較太陽光慢1千倍的速度行進,來到地球需要3天。這些帶有動能的電子和質子進入地球磁層之後,會被加速至光速的五分之一左右,足以穿透大氣層來到地表上方約1百公里左右的高度。

  被加速的電子與質子也被磁場導引至極區附近的高層大氣,行進途中會撞擊到許多大氣層的原子和分子,直到動能耗盡為止。此種撞擊過程能使大氣層中的原子和分子獲得額外能量,它們接著會立刻放出光子而發光,擁有不同組成的物質放出的光子能量也有差異,即代表一種特定波長的光,呈現出來的顏色也就不同。組成地球大氣層的成分大部分是氮和氧,不論是在地表附近或最高層都是如此,因此我們看到的大多數極光是由氧原子和氮分子產生出來的,極光的顏色即主要由這些氣體的性質來決定。

  極光的產生過程可以想像成撞球檯上的白色母球代表進入大氣層的快速帶電粒子(電子和質子),當它撞到其他色球(大氣層中的氧、氮原子和分子)後,接著會繼續去撞其他色球,直到動能耗盡就停止前進,而這些被撞的色球即經由放出一道閃光(光子),遂將剛獲得的能量拋棄。

  對於極光的產生還可以舉出電視的例子,將太陽和地球這個系統與電視機裡的映像管做比較,就能很容易理解整個極光產生過程的一般性質。映像管的末端為會發出電子的陰極射線管,內部的電場可以將電子加速,由精確控制的磁場和電場將電子導引到映像管表面的適當位置,電子在此撞擊螢光塗料而發出光,結果就是我們看到的電視影像。

  對照於陰極射線管就是太陽及其向外延伸的太陽風,當太陽風接近地球時,大多數帶電粒子會流過磁層朝太陽系外側遠去,少部分則滲入磁層內部。地球的磁場和散布其間的電場會將帶電粒子加速並導引至地球南北極區,並撞擊高層大氣中的原子和分子。在大氣層裡發生的這些撞擊現象就如螢光塗料受到電子撞擊一樣,發出的光即是我們看到的極光。因此,我們可以說極光正是經由這種方式產生的,而我們看到的正是呈現在一個延伸達15千萬公里的巨大電視映像管表面的影像。

  極光的產生也可視為大氣中的一種放電現象,在放電過程中,帶有能量的粒子會沿著地球磁場線傾瀉而下,產生的極光顏色即依這些粒子撞擊到大氣層中的原子和分子種類而定。大氣層中的不同氣體都能發出特定的顏色,氣體本身的電性、帶電粒子的能量、不同的原子和分子依高度形成的分布狀況、帶電粒子愈深入大氣層所遭遇到的氣體密度,都是決定極光顏色的重要因素。

  帶電粒子擁有的能量能夠決定它們進入大氣層會有多深,也決定了會在哪個高度產生極光。而不同氣體的高度分布狀況則能讓我們知道帶電粒子大概會撞擊哪種氣體,也因此知道會發出哪種顏色的極光。靠近地表的大氣組成以78﹪的氮分子和21﹪的氧分子為主,其餘1﹪則為二氧化碳、氦、氫、甲烷、氬、氖、氙等其他氣體,直到1百公里左右的高度幾乎都是如此。在大氣層最高之大約56百公里以上的部分,氫和氦原子含量相對較高,但發出的極光譜線較弱。由此高度到約2百公里高度,氧原子的含量最高;1百至2百公里高度範圍內,氮分子佔大多數,其他則以氧原子和氧分子最多;由1百公里高度以下到極光產生最低高度的670公里之間,氧分子和氮分子佔絕對多數。

  亦即呈原子或分子狀態之不同種類的氣體性質也極為重要,因為極光的顏色是由這些性質來決定的。大氣密度為極光顏色的重要決定因素是因為在高層大氣中,大氣密度相當低,產生極光的過程受到原子和分子間發生碰撞的影響比較小;而在較低處的空氣密度越濃密,原子和分子間的碰撞情形會大大影響極光產生的過程。

  氧原子能夠產生最常看到且是極光中最明亮的單一綠色譜線,其波長正位在人類眼睛最敏感的部分。位在不同高度的其他原子或分子也能產生不同的極光顏色,只是其譜線波長位在人類眼睛敏感度較弱的區域,例如介於1百至2百公里高空被離子化的氮分子會產生紫色或藍色極光,而位於801百公里的氮分子則會產生一種優美的粉紅色極光,但通常肉眼都無法有效感知這些顏色。

 

極光的形狀與變化

  古人對極光的命名大都以其外形來稱呼,也由於它的變化太多而一直無法進行精準的系統化分類。就像雪花一樣,沒有兩個極光是完全相似的,可以說極光的顏色、形狀和運動情形變化無窮,尤其它們的形狀更是隨時在變。縱然研究人員長期以來即致力於極光的分類工作,卻始終未能獲致一個放諸四海皆準的系統,即使如此,極光呈現出來的形態仍有數種基本特徵可以用來描述其間的差異,也都為大多數科學家經常採用。

  基本上,通常看來似乎不動,有一條或多條細長而均勻的光帶,外形單純無明顯變化且稍微彎曲,底部具有平滑邊緣,可以延伸很長的範圍,就如圓圈中一段彎曲的部分,此種極光即稱為弧狀(arcs)極光。如果在極光底層出現有些不規則的紐結或彎曲的結構特徵,可稱之為帶狀(bands)極光。弧狀極光可以持續一、二個小時,有時也會在數分鐘內發展出相當明顯的褶曲而成為帶狀極光,甚至大大捲曲成一種螺旋狀(或稱波浪狀)極光。有些極光完全不具任何明顯特徵的外形,只是一片孤立且範圍小的發光區域,可稱之為片狀(patches)極光。

  弧狀和帶狀極光通常是在夜晚稍早時分最先出現的極光,不具有較明顯的內部結構,不過進入半夜時分,極光的形狀與結構即會展現出顯著及多樣的變化,如果碰巧又發生極光活動的一種間歇性增強狀態--極光亞暴(auroral substorm),將使極光的強度和形狀出現明顯變化,在數分鐘至數十分鐘期間造成極光幾乎是爆發性的展現,亮度突然增強,也能夠發展出大規模的褶曲狀態,形成相當壯觀的景象。

  極光亞暴出現時,看似寂靜的弧狀極光會發展出許多長條狀的直立光柱,稱為射柱狀(rays)極光,它們即沿著地球磁場的方向排列在一起。通常涵蓋相當可觀天域的大片極光總稱為紗帳狀(veils)極光,而且由於觀看位置的不同,就呈現出不同的風貌。構成紗帳狀極光的射柱狀極光若以顯著的褶層圈繞出環狀結構,從遠處觀之就像窗簾一樣,可稱之為簾幕狀(curtains)極光,在其中可以看到明顯的射柱狀極光迅速移動。

  當紗帳狀極光出現在頭頂正上方時又是另一種景象,一大群射柱狀極光似乎是從一個特定點向四面八方輻射出來,猶如在雨中開車看到雨點從前方的某一點傾瀉出來,也像觀賞流星雨時是從輻射點(radiant)射出一樣,可稱之為冠冕狀(coronas)極光,這其實是一種視覺上的透視效果,實際情況並非如此。

地球南北兩個磁極附近都會出現極光,在大多數情況裡,南極光和北極光都很相似,幾乎會在相同時間出現並以相同方式運動。法國科學家麥蘭(Jean Jacques d’Ortous de Mairan)在1733年出版第一本討論極光的教科書裡,就合理推測出這種所謂的共軛現象(conjugacy),認為南半球也可能出現極光,而且可能類似於那些在北半球看到的極光。庫克船長在1770年證實南半球也會出現極光,科學家在19世紀中葉也了解到南北半球出現的極光一般具有相似的行為。而從1967年到1971年,阿拉斯加大學費爾班克斯分校地球物理學研究所和洛沙拉摩斯科學實驗室(Los Alamos Scientific Laboratory)的研究人員執行了總共18次的雙機飛行觀測任務,證實南極光和北極光的確呈現出鏡像(mirror image)的效果。

  極光的運動情形同樣多變,可以持續一段長時間的穩定狀態,只出現一些漸進而不重複的變化,也可能週期性出現亮度增強或減弱的變化。快速運動出現時,可以從每秒十次左右的脈動到肉眼無法分辨的程度,亮度變化也會從只能藉由儀器偵測的極弱狀況到能夠投射出影子的強度。

  作為極光發生源頭的太陽,因本身11年的太陽黑子循環週期所發生的任何變化,都會引起來到地球的帶電粒子流內部產生變化,進而影響極光呈現出來的狀態。太陽黑子是太陽活動狀態的表徵,與太陽表面的強烈活動區域所在的位置有關聯,這些強烈活動區域包含有日珥(prominence)和太陽閃焰等爆發現象,會發射出比平常增強許多的帶電粒子流。一般來說,太陽黑子會先出現在高緯度地區,接著再漸漸朝赤道方向移動,只有當太陽黑子接近赤道的極大期時,伴隨產生的太陽風會更濃密且速度更快,使得極光活動更強烈,極光出現的範圍也更廣泛。反之,在極小期期間,極光活動自然減弱而相對安靜許多。另外在極大期期間,大型太陽黑子對地球產生的磁暴現象可以持續一至數天,將使極光橢圓區的範圍擴展至較低緯度,甚至會出現少數罕見的大規模極光。

  太陽活動的強弱與否支配著極光展現出來的多樣風貌,若能事先預測太陽的活動狀況,自然對安排極光觀賞計畫有所助益。今天,世界各地有許多天文臺持續對太陽進行監測,在太陽表面發生的各種爆發現象使太陽風出現的增強效果,大致需要13天才抵達地球,觀測者因此有足夠時間預先安排觀測計畫。

  有關極光的科學研究即使已超過1百年,對其產生的機制、發生地點,以及諸如形狀、顏色、運動狀態等特徵,都有相當完整的了解,不過仍有少數未解之謎需要更進一步蒐集證據來闡明,其中之一就是神密的極光聲音。數千年來,即使在今天,都還有人指出曾聽到過極光會發出數種不同的聲音,但大都被描述成有如微弱的咻咻聲,並且通常是冠冕狀極光在頭頂正上方快速移動期間被聽到的。研究人員對這些說法感到疑惑的理由是,在產生極光之距離地表上方1百公里高空的空氣太稀薄而無法傳遞聲音。縱使如此,人們還在繼續描述這些聲音,而針對極光聲音的產生與否進行的所有錄音嘗試迄今都未獲成功。

 

觀賞極光的時機與地點

  正值中壯年時期的太陽已經誕生約50億年了,會不斷放射出太陽風抵達地球,帶電粒子即一直進入地球極區上空的大氣層並產生極光。但是,太陽光太強烈了,白天根本看不到極光,就連晨曦與薄暮的微亮光芒都可能掩蓋住大部分極光,因此唯有在夜晚才有機會目睹極光炫麗多彩、形態多變的面貌。

  極光的產生高度一般不會低於60公里的高空,任何雲層根本達不到那麼高的地方,如果它們太濃密且布滿整個天空,縱然出現大規模極光,恐怕只能仰天長嘆了。正因為如此,晴朗的星空就成為能否看得到極光的先決條件,它即順理成章地成為極光盡情表演的偌大舞臺背景了。

  並非整個晚上的時間裡都看得到極光,它的出現可以持續數分鐘至個把小時,最佳觀賞時間通常是午夜前後12個小時之內,以及清晨34點鐘左右。若要不錯過任何一個觀賞極光的機會,就應該隨時牢記一項重要原則,那就是不要輕易放棄任何時段,因為入夜之後到清晨之前的任何時間裡,極光都可能毫無預警地出現。

  有月亮的晚上,尤其是越接近滿月的日子,月光多少會掩蓋過極光的表現,儘量挑選沒有任何月光干擾的晚上觀賞極光總是比較妥當,試想在準備了照相機要拍攝時,如果極光出現在滿月的方向上,那多麼煞風景啊!滿月的強光勢必會使底片曝光過度而得不到滿意的結果。

  就季節來說,在北半球觀賞極光的最佳時間為8月底至隔年4月底,期間夜晚的長度較長,看得到的機率一定比夏季時分高,尤以9月的秋分和3月的春分前後一個月左右的時間是值得推薦的絕佳觀賞時間。

  就像觀星一樣,選擇觀賞極光的適宜地點首重能盡量避免各類光害的影響。如果能再考慮周圍環境的視野開闊程度,比如未被山頭或林木阻擋太多,觀賞興緻自然不會打折扣,因為極光的規模若不夠大或位在較遠處,而觀賞地點的視野碰巧多少出現阻礙的話,只能歎運氣不佳了。

  大部分極光出現在高緯度地區的極光橢圓區裡,觀賞機率當然越往北方越高,而在較低的中高緯度地區能看得到的機率就低得多了。根據統計,美國中部的密蘇里州等地區一年中也許有五個晚上看得到極光,不過勢必要付出更多夜晚的等待,以換取極光不知何時且短暫出現的時機,而且夜空也必須剛好是晴朗的。此外,若太陽發生巨大爆發現象並在地球造成大型磁暴,極光橢圓區就能盡量往低緯度延伸,這些地區的人們看到極光的機會自然大增。越往北方高緯度地區前進,可能看到極光的夜晚天數也會隨之增加,以阿拉斯加中部的費爾班克斯為例,一年平均有243天,而位在較南邊相距78小時車程遠的安克拉治,一年平均只有1百天。

  極圈附近同樣為極光橢圓區覆蓋的地區,由於所處位置、當地地形差異所形成的氣候狀況,對觀賞極光的機率同樣會有相當程度的影響。再以阿拉斯加為例子,位於南方較靠近海洋的安克拉治出現多雲甚至下雨的日子,就比內陸的費爾班克斯附近地區多了不少,在地點的選擇上也就優劣立判。

觀賞地點的選擇,南半球除了南極大陸以外,南極圈並未經過任何陸地,而距離南極大陸最近的南美洲最南端還不到南緯56度,要到南極圈的路程可說遠了點,再加上非科學家得以踏上南極大陸的其他多種限制,所以暫時不考慮前往南極圈觀賞極光。

  另一方面,北極圈經過的陸地則有俄羅斯西伯利亞北部、北歐斯堪的那維亞半島北部、冰島、格陵蘭島南部、加拿大北部和美國的阿拉斯加等地,可供選擇的地點自然較多。仔細考量後,先將感覺上比較荒涼的西伯利亞、加拿大北部和格陵蘭島除名,若再將相當陌生且路程稍遠的北歐予以割愛,看來阿拉斯加就是唯一的選擇了。

    大多數人認識阿拉斯加都會先知道位在南部較靠近海邊的第一大城安克拉治,氣候狀況難免容易受到海洋影響而顯得多變。而位處阿拉斯加陸塊中央的第二大城費爾班克斯,氣候狀態相對穩定許多,一年平均有三分之二的日子看得到極光,為全世界最佳的極光觀賞地點。

 

如何拍攝極光?

  極光攝影就某些方面來說雖是天文攝影中最簡單的項目之一,但要獲致令人驚豔的結果,拍攝過程中仍需注意一些基本細節與要求。

  發生於地表上方近百公里以上的極光,從攝得的照片看來似乎都很亮麗,不過整體光度實際上還是相當弱,其燦爛多彩的風貌都需要長時間曝光才捕捉得到。因此,具有B快門的相機、三腳架和快門線都是基本必備的;至於曝光時間則依底片的速度(即ASA感度)、光圈的大小與拍攝當時極光的實際亮度等因素而定,一般可以從5秒至30秒不等,有時不妨也就極光呈快速運動狀態或靜止狀態來考量實際的曝光時間。

  由於人類眼睛對綠色的敏感度最強,對紅色的敏感度相對較弱,因此在現場看到的大部分都是綠色極光,其他如紅色、紫色、粉紅色極光等除非亮度夠強,否則肉眼較無法輕易辨認出來,但它們卻能無所遁形地顯現在底片上。所以當場看到的即使是大規模極光表演後殘留下稀薄的少許綠色極光,或許其中尚隱藏著其他顏色的極光,所以絕對不要因此輕易放棄拍攝的機會,說不定底片沖洗出來後會有意想不到的結果。

  極光有時看似靜靜地掛在天邊,但大多數時候卻呈現出動態的變化情形,移動的速度與延伸的方向、範圍時常又會帶給人們全新的期待。如果要記錄下極光的整體變動狀態,清晰呈現出一條條射柱狀極光,避免因長時間曝光使得它們的細部構造在快速移動過程中模糊掉,曝光時間自然越短越好。選擇ASA感度越高的底片,如ASA400以上,甚至是ASA3200,再將光圈縮小或減少曝光時間,都有助於改善上述情況。一般來說,ASA400底片比較能兼顧到影像的細部構造與品質。

  由於紗帳狀極光散布的範圍、弧狀極光延伸的長度有時會跨過半個天空以上,標準鏡頭根本無法將極光整個形貌捕捉下來,此時就該採用廣角鏡頭甚至魚眼鏡頭,尤其碰到發生在頭頂正上方的冠冕狀極光的情況,魚眼鏡頭更能顯現出射柱狀極光輻聚於天空中某一點的壯觀景象。拍攝時將焦點定在無限遠,並將光圈開至最大,以期在曝光時間內盡量吸收最多的光。

  星空提供了極光演出的舞臺背景,群星點綴在炫麗多彩的極光裡即構成一幅幅絕佳的畫面,若再攝入一些地面景物,必能豐富極光照片的內容,增加其可看性。諸如覆蓋著皚皚白雪的山峰、平靜無波並映照出地上景物的湖面、或形單影隻或簇集成林之披上雪衣的樹木,甚至孤立在一片銀白世界中並從窗戶透出一絲絲微弱黃色燈光的小木屋等等,在選擇觀賞並拍攝極光的地點時都是可以列入考慮的要素,此外絕對要避免前景中有太亮的光,但少量的月光有時也能出現不錯的效果。

  拍攝極光絕大部分都是在低溫環境下進行的,溫度低至攝氏零下230度是常有的狀況,而且待在戶外往往就是個把小時甚至更久,因此必須做好個人的保暖禦寒準備,從頭到腳都要做保護,否則造成凍傷是划不來的。為了操作快門線及更換底片的方便起見,最好戴上手指頭能運作自如且保暖的薄手套,才不致於赤手碰觸到表面結冰的低溫金屬物件,稍不小心即有可能皮開肉綻。

  照相機要在那樣酷寒的環境下能正常運作,同樣必須採取一些適當的防範措施。相較之下,機械式相機畢竟比全電子式相機受到低溫影響而出現操作失靈的機率低得多,但並不是說機械式相機就完全不會發生故障,何況電池在低溫下的耗電速度也較快,因此要準備多餘的電池之外,若能以保暖包將相機機身妥適包覆起來,自然能盡量少有掃興的情況發生。

  在拍攝極光的過程中,切記不要反覆將照相機從戶外移到溫暖的室內,因為鏡頭上會凝結水汽而影響到拍攝的品質。每一捲底片開始拍攝之前,可以先用手電筒使第一張曝光過度,讓沖洗店知道從哪裡剪斷底片上夾,以免因為亮度不夠而無從剪起。一捲底片接近結束時,必須留意不要試圖去拍最後一張,因為底片在低溫下有可能變得相當脆弱而較容易被扯斷。此外,在極低溫且乾燥的環境裡很容易產生靜電,它們可能會在底片上產生刮痕,對底片造成傷害,因此在拍完一捲底片後回捲的速度一定要放慢。

  近年風行的數位相機的最大優點是當場就可以看到拍攝的結果,做為接下來拍攝的參考依據,不過數位相機本身最好要有一定的高畫素,並具備長時間曝光的功能,才有可能拍下極光的美麗身影。至於一般的家庭用錄影機的敏感度不夠,即使配備電荷耦合元件(CCD),還是無法拍下極光完整的動態演出。要利用電視攝影機來拍攝極光,通常都需要先投注昂貴經費來改良、增強其性能,才能成功拍下極光出現與運動的整個變化過程。