磁暴，磁暴是什么引起的

1，磁暴是什么引起的

太阳大气抛出的带电粒子流，能使地球磁场受到扰动，产生“磁暴”现象，使磁针剧烈颤动，不能正确指示方向。

2，什么叫磁暴

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3，谁知道磁暴是什么东西

磁 暴 【拼 音】 cíbào 【英 文】 storm 【词 性】 名词, 【释 义】 [名词]地球磁场的方向和强度发生急剧而不规则变化的现象，由太阳突然喷发的大量带电粒子进入地球大气层而引起。发生时，短波无线电通信会受到严重干扰或完全中断。

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太阳风暴对地球磁场产生的影响

4，磁暴有哪些现象

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5，什么是磁暴

当太阳表面活动旺盛，特别是在太阳黑子极大期时，太阳表面的闪焰爆发次数也会增加，闪焰爆发时会辐射出X射线、紫外线、可见光及高能量的质子和电子束。其中的带电粒子（质子、电子）形成的电流冲击地球磁场，引发短波通讯所称的磁暴。 磁暴时会增强大气中电离层的游离化，也会使极区的极光特别绚丽，另外还会产生杂音掩盖通讯时的正常讯号，甚至使通讯中断，也可能使高压电线产生瞬间超高压，造成电力中断，也会对航空器造成伤害。

太阳风影响地球磁暴

6，什么叫做磁暴

磁暴指地磁暴地磁暴，是地球磁场全球性的剧烈扰动现象。以地磁指数来表征地磁暴的大小。地磁暴是高速等离子体云到达地球空间后，引发的最具代表性的全球空间环境扰动事件。地磁暴的强度可以表征太阳风暴中高速等离子体云的影响大小。地磁暴的强度等级一般用Kp指数和Dst指数这两类地磁指数来划分。在研究中通常采用Dst指数分级，而在预警应用中采用Kp指数 。扩展资料：19世纪30年代，在德国科学家高斯和韦伯建立地磁台站之初，他们就发现地磁场经常有微小的起伏变化，但当时他们并没有认识到这是由太阳引起的。之后，1859年9月1日，英国人卡林顿在观察太阳黑子时，首先观测到了太阳耀斑。第二天，地磁台站记录到1600纳特斯拉的强烈地磁扰动。这个偶然的发现和巧合，使他认识到地磁扰动居然与太阳爆发活动有关。参考资料来源：百度百科-等离子体参考资料来源：百度百科-磁暴

7，磁暴是什么T T

定义：由太阳耀斑引起的地球高层大气的扰动，全球范围内的地磁场的急骤无规则扰动。此现象发生突然，在1小时或更短时间内磁场经历显著变化, 然后可能要历时几天才回到正常状态。磁暴即当太阳表面活动旺盛，特别是在太阳黑子极大期时，太阳表面的闪焰爆发次数也会增加，闪焰爆发时会辐射出X射线、紫外线、可见光及高能量的质子和电子束。其中的带电粒子（质子、电子）形成的电流冲击地球磁场，引发短波通讯所称磁暴。磁暴时会增强大气中电离层的游离化，也会使极区的极光特别绚丽，另外还会产生杂音掩盖通讯时的正常讯号，甚至使通讯中断，也可能使高压电线产生瞬间超高压，造成电力中断，也会对航空器造成伤害。

地球的磁级发生了某些问题，比磁暴快艇强点

是苏联的磁爆腺圈吧

大爆炸的产物，能毁坏一切电子，电气设备，包括汽车…

定义：由太阳耀斑引起的地球高层大气的扰动，全球范围内的地磁场的急骤无规则扰动。此现象发生突然，在1小时或更短时间内磁场经历显著变化, 然后可能要历时几天才回到正常状态。 磁暴即当太阳表面活动旺盛，特别是在太阳黑子极大期时，太阳表面的闪焰爆发次数也会增加，闪焰爆发时会辐射出X射线、紫外线、可见光及高能量的质子和电子束。其中的带电粒子（质子、电子）形成的电流冲击地球磁场，引发短波通讯所称磁暴。磁暴时会增强大气中电离层的游离化，也会使极区的极光特别绚丽，另外还会产生杂音掩盖通讯时的正常讯号，甚至使通讯中断，也可能使高压电线产生瞬间超高压，造成电力中断，也会对航空器造成伤害。

8，产生磁暴的原因是什么

太阳活动期间，大量的带电粒子进入地球空间，并被地磁场捕获。由于粒子增多，环电流也增强。环电流产生的磁场与地磁场叠加，使得地磁场的水平分量发生很大变化。这时就发生了磁暴。这种情况也就是产生磁暴的直接原因。 地磁暴发生时，这种全球性的剧烈扰动会在整个磁层持续十几个小时到几十个小时的时间，所有地磁要素都发生剧烈变化。通常可分为三个阶段：初相、主相和恢复相。 磁暴注意事项地球磁暴是由太阳风暴诱发的，届时地球上几乎所有的电子系统都会受到影响。如果“超级太阳风暴”抵达地球，额外电流将穿过地球上的电网，成千上万个变压器上的铜线都将快速加热至熔化，多数电网陷入瘫痪。停电会导致短波通讯设备停止工作，会间接的影响短波通讯。太阳风暴喷发的各种物质会直接影响短波通讯。科学家们形象地将太阳风暴喻为“打喷嚏”，太阳会向地球喷发数十亿吨的物质。太阳风暴期间所射出的X射线会比平时增加1000倍，从而大大增加地球大气中电离层的电子密度，使短波无线电通讯受到严重干扰，甚至会导致无线电通讯中断。

9，磁暴是一种怎样的现象

说白了，就是地球磁场出现紊乱，指南针不能正确指示方向

磁暴是由太阳耀斑爆发所引起的一种现象，换句话说就是太阳最活动激烈的时候引起的。那时太阳会对地球放出大量电子，从而干扰地球的磁场和地面通讯，具体可表现在指南针偏转和手机无法通讯。

磁暴是一种太阳耀斑爆发的一种现象。常发生与离地球地面350公里外的宇宙，磁暴对宇宙的卫星和航天飞机带来严重的影响

太阳耀斑

太阳耀斑的喷出物常在其前缘形成激波，以1000公里／秒的速度，约经一天，传到地球。太阳风高速流也在其前缘形成激波，激波中太阳风压力骤增。当激波扫过地球时，磁层就被突然压缩，造成磁层顶地球一侧的磁场增强。这种变化通过磁流体波传到地面，表现为地面磁场增强，就是磁暴急始。急始之后，磁层被压缩，压缩剧烈时，磁层顶可以进入同步轨道之内。与此同时磁层内的对流电场增强，使等离子体层收缩，收缩剧烈时，等离子体层顶可以近至距地面2～3个地球半径。如果激波之后的太阳风参数比较均匀，则急始之后的磁层保持一段相对稳定的被压缩状态，这对应磁暴初相。 磁暴期间，磁层中最具特征的现象是磁层环电流粒子增多。磁层内,磁赤道面上下4个地球半径之内，距离地心2～10个地球半径的区域内,分布有能量为几十至几十万电子伏的质子。这些质子称为环电流粒子，在地磁场中西向漂移运动形成西向环电流,或称磁层环电流,强度约106安。磁层环电流在磁层平静时也是存在的。而磁暴主相时，从磁尾等离子体片有大量低能质子注入环电流区，使环电流幅度大增。增强了的环电流在地面的磁效应就是H分量的下降。每注入一次质子，就造成H下降一次，称为一次亚暴，磁暴主相是一连串亚暴连续发生的结果。磁暴主相的幅度与环电流粒子的总能量成正比。磁暴幅度为100纳特时,环电流粒子能量可达4×1015焦耳。这大约就是一次典型的磁暴中，磁层从太阳风所获得并耗散的总能量。而半径为 3个地球半径的球面之外的地球基本磁场的总能量也只有3×1016焦耳。可见，磁暴期间磁层扰动之剧烈。 磁层亚暴时注入的粒子向西漂移,并绕地球运动,在主相期间来不及漂移成闭合的电流环，因此这时的环电流总是非轴对称的，在黄昏一侧强些。 除主相环电流外，在主相期间发生的亚暴还对应有伯克兰电流体系。伯克兰电流体系显然是非轴对称的。它在中低纬度也会产生磁效应,只不过由于距离较远,效应较之极光带弱得多。它和主相环电流的非轴对称部分的地磁效应合在一起就是DS场。 由于磁层波对粒子的散射作用，以及粒子的电荷交换反应,环电流粒子会不断消失。当亚暴活动停息后,不再有粒子供给环电流，环电流强度开始减弱，进入磁暴恢复相。 所有这些空间电流，在地面产生磁场的同时，还会在导电的地壳和地幔中产生感应电流，但是感应电流引起的地磁场变化，其大小只有空间电流引起的地磁场变化的一半。

自然现象

10，什么是磁暴怎么产生的

磁暴也称地磁暴是高速等离子体云到达地球空间后，引发的最具代表性的全球空间环境扰动事件。地磁暴的强度可以表征太阳风暴中高速等离子体云的影响大小。地磁暴的强度等级一般用Kp指数和Dst指数这两类地磁指数来划分。在研究中通常采用Dst指数分级，而在预警应用中采用Kp指数 。产生方式：高速等离子体云从太阳日冕抛射出来，相对背景太阳风速度更高，携带着日冕磁场冲击地球磁层，使磁层压缩变形。并且它通常携带南北方向转动的磁场，当磁场转为南向和地磁场相互作用时，太阳风会将巨大的能量倾泄到磁尾的大尺度空间中。使磁尾等离子体片中大量的带电粒子注入到环电流中，使环电流强度发生变化，而变化的电流会产生变化的磁场，从而引起全球范围剧烈的地磁扰动-地磁暴。扩展资料地磁暴对人的影响地磁暴是一种危害非常大的自然灾害，它对人类的生活、生产以及航空航天事业造成极大的危害。1989年3月发生地磁暴时，美国的气象局卫星、欧空间局海事卫星、日本通讯卫星和气象卫星有的出现了故障，有的姿势控制失灵，美国“发现号”航天飞机在飞行时遇到的阻力比以前飞行时增加15%，飞机急剧下降，幸好带有足够的燃料，并采取了紧急的措施，才避免机毁人亡。在1989年发生多次地磁暴中，加拿大和美国北部地区，曾经好几次发生变压器烧毁，停电几十个小时，损失达上亿美元；2000年7月14日发生地磁暴时，北京地区的短波通讯一度中断20分钟。参考资料来源：百度百科-地磁暴

11，什么是磁暴

概述 磁暴(Magnetic storm) 全球性的强烈地磁场扰动即磁暴。所谓强烈是相对各种地磁扰动而言。其实地面地磁场变化量较其平静值是很微小的。在中低纬度地区，地面地磁场变化量很少有超过几百纳特的（地面地磁场的宁静值在全球绝大多数地区都超过 3万纳特）。一般的磁暴都需要在地磁台用专门仪器做系统观测才能发现。 磁暴是常见现象。不发生磁暴的月份是很少的，当太阳活动增强时，可能一个月发生数次。有时一次磁暴发生27天（一个太阳自转周期）后，又有磁暴发生。这类磁暴称为重现性磁暴。重现次数一般为一、二次。 研究简史 19世纪30年代 C.F.高斯和韦伯建立地磁台站之初,就发现了地磁场经常有微小的起伏变化。1847年，地磁台开始有连续的照相记录。1859年9月1日，英国人卡林顿在观察太阳黑子时，用肉眼首先发现了太阳耀斑。第二天，地磁台记录到 700纳特的强磁暴。这个偶然的发现和巧合，使人们认识到磁暴与太阳耀斑有关。还发现磁暴时极光十分活跃。19世纪后半期磁暴研究主要是积累观测资料。 20世纪初,挪威的K.伯克兰从第一次国际极年(1882～1883)的极区观测资料,分析出引起极光带磁场扰动的电流主要是在地球上空，而不在地球内部。为解释这个外空电流的起源，以及它和极光、太阳耀斑的关系，伯克兰和F.C.M.史笃默相继提出了太阳微粒流假说。到30年代,磁暴研究成果集中体现在查普曼·费拉罗磁暴理论中，他们提出地磁场被太阳粒子流压缩的假说，被后来观测所证实。 50年代之后，实地空间探测不但验证了磁暴起源于太阳粒子流的假说，并且发现了磁层，认识了磁暴期间磁层各部分的变化。对磁层环电流粒子的存在及其行为的探测，把磁暴概念扩展成了磁层暴。 磁暴和磁层暴是同一现象的不同名称，强调了不同侧面。尽管磁暴的活动中心是在磁层中，但通常按传统概念对磁暴形态的描述仍以地面地磁场的变化为代表。这是因为，人们了解得最透彻的仍是地面地磁场的表现。 形态 在磁暴期间，地磁场的磁偏角和垂直分量都有明显起伏,但最具特征的是水平分量H。磁暴进程多以水平分量的变化为代表。大多数磁暴开始时，在全球大多数地磁台的磁照图上呈现出水平分量的一个陡然上升。在中低纬度台站，其上升幅度约10～20纳特。这称为磁暴急始,记为SSC或SC。急始是识别磁暴发生的明显标志。有急始的磁暴称为急始型磁暴。高纬台站急始发生的时刻较低纬台站超前,时间差不超过1分钟。 磁暴开始急，发展快，恢复慢，一般都持续两三天才逐渐恢复平静。磁暴发生之后，磁照图呈现明显的起伏，这也是识别磁暴的标志。同一磁暴在不同经纬度的磁照图上表现得很不一样。为了看出磁暴进程，通常都需要用分布在全球不同经度的若干个中、低纬度台站的磁照图进行平均。经过平均之后的磁暴的进程称为磁暴时（以急始起算的时刻）变化，记为Dst。 磁暴时变化大体可分为3个阶段。紧接磁暴急始之后，数小时之内，水平分量较其平静值大，但增大的幅度不大，一般为数十纳特，磁照图相对稳定。这段期间称为磁暴初相。然后，水平分量很快下降到极小值，下降时间约半天，其间，磁照图起伏剧烈，这是磁暴表现最活跃的时期，称为磁暴主相。通常所谓磁暴幅度或磁暴强度，即指这个极小值与平静值之差的绝对值，也称Dst幅度。水平分量下降到极小值之后开始回升，两三天后恢复平静，这段期间称为磁暴恢复相。磁暴的总的效果是使地面地磁场减小。这一效应一直持续到恢复相之后的两三天，称为磁暴后效。通常，一次磁暴的幅度随纬度增加而减小，表明主相的源距赤道较近。 同一磁暴,各台站的磁照图的水平分量H与平均形态Dst的差值,随台站所在地方时不同而表现出系统的分布规律。这种变化成分称为地方时变化，记为DS。DS反映出磁暴现象的全球非轴对称的空间特性，而不是磁暴的过程描述。它表明磁暴的源在全球范围是非轴对称分布的。 磁照图反映所有各类扰动的叠加，又是判断和研究磁暴的依据，因此实际工作中往往把所有这些局部扰动都作为一种成分，包括到磁暴中。但在建立磁暴概念时，应注意概念的独立性和排他性。磁暴应该指把局部干扰排除之后的全球性扰动。

12，引起磁暴会有什么后果

作为联接太阳和地球的一个重要的纽带，行星际磁云在空间天气学中占有重要的地位。它是日冕物质抛射在行星际空间中的一种产物，也是中等以上非重现性地磁暴的主要制造者。本文主要以分析观测资料为主，同时通过建立理论模型和进行数值模拟，对日冕物质抛射（CME）、行星际扰动和地磁暴之间的联系、行星际中多重磁云结构和激波追赶磁云等现象，进行了综合研究。 1．日冕物质抛射、行星际扰动和地磁暴之间的统计关系 根据SOHO飞船上的LASCO和EIT以及GOES卫星上的观测资料， 分析了1997年3月到2000年底的所有正面晕状（halo）CME，发现45%（59/132）的CME具有地磁效应，它们引起了51次中等以上地磁暴。C级以上耀斑的伴随情况显示，具有地磁效应的晕状CME的耀斑伴随率普遍偏高；随着太阳活动的增强，耀斑伴随率也在逐年增加。在太阳高年（2000年）期间，几乎100%的晕状CME都伴随有C级以上耀斑。对于Kp≥ 7以上的大磁暴事件，其CME的日地传输时间与初始的投影速度基本满足经验关系Tau = 27.98 + 2.11×104∕V (hours)，相关系数达到0.87。通过分析2000年中12次行星际南向磁场（Bs）事件，发现仅有2次与共转流相互作用区有关，有11次与CME有关。11次与CME有关的Bs事件中，有10次引起了Dstmin≤?100nT的大磁暴。 同时，统计分析表明，对地晕状CME的日面位置分布具有东西不对称性。爆发在西边的CME比东边的多出57%，且西边的出现经度可以到70o，而东边的不超过40o。进一步分析了73次到达地球的正面晕状CME，发现这种东西不对称性与CME在行星际空间中的运行速度有关。快于背景太阳风速度的CME会向东偏转，从而使对地晕状CME的日面源区分布向西移动；而慢于背景太阳风速度则会向西偏转，使对地晕状CME的分布向东移动。这种现象可能是由行星际螺旋引起的。 通过对1999年2月到2003年2月期间的CME和M5.0级以上X射线耀斑的爆发次数以及地磁指数Ap的24小时平均值，进行周期谱分析，发现CME、X射线耀斑和磁暴Ap指数均有较明显的中准周期规律，其中X射线耀斑确实具有Rieger类型的中准周期。它们中的部分中准周期彼此相互吻合，说明了它们之间复杂的相关性。太阳上可能存在的大尺度Rossby类型波动是这种中准周期现象的一种理论解释。 通过分析1998–2001年ACE和Wind飞船的行星际磁场和太阳风等离子体数据，研究了行星际参数与地磁暴强度之间的关系，得到了产生中等以上地磁暴的行星际条件。对于Dstmin≤?50nT的中等磁暴，阈值为Bs≥3nT、?VBz≥1mV/m和?t ≥1h；对于Dstmin≤?100nT的强磁暴，阈值为Bs≥6nT、?VBz ≥3mV/m和?t ≥2h。并且发现，在引起磁暴的过程中?VBz的重要性远大于?t，且持续时间越长，能量的耗散效应就越明显。磁暴的峰值Dstmin与?VBz和?t满足经验公式Dstmin =?19.01?8.43(?VBz)1.09(?t)0.30 (nT)，与观测值比较，相关系数达到0.95。这公式指出了压缩后的南向磁场普遍具有更强的地磁效应。 2．行星际多重磁云结构 太阳高年期间CME频繁爆发，造成了复杂的行星际结构。根据行星际的观测资料，首次从理论和观测上提出和证实了多重磁云的存在。多重磁云不同于其他行星际复杂抛射结构，它具有以下5个观测特征：（1）仅包含磁云及磁云间的相互作用区；（2）每个子磁云都满足单个磁云的基本特征。由于子磁云间的相互压缩，质子温度可能偏高，但质子β值仍然低于0.1；（3）在前导（即被追赶的）子磁云的尾部，太阳风速度会有所抬升；（4）相互作用区内的磁场强度相对较弱，且起伏较大，没有规则；（5）相互作用区内，质子温度和β回升到较高的值。由于多重磁云携带较规则的磁场，且存在较大的压缩现象，故一般具有强烈的地磁效应。在2001年3月到4月期间三个多重磁云事件中，有两个事件造成了Dstmin≤?200nT的特大地磁暴。 在无力场磁通量管模型的基础上，建立了多重磁云的理论模型。同时，进一步运用分数步法，数值模拟了子午面内双重磁云在行星际空间中的传播。模拟的结果与实际的观测结果大体一致。双重磁云的磁场有两个峰值，Bz有两次起伏，太阳风速度持续下降，粒子温度和β均呈现两个低值槽，两磁云之间的磁场出现一极小值，即为相互作用区，相互作用区内，β回升到较高值。双重磁云中两个子磁云的尺度都要小于单个磁云运动时的尺度，这说明子磁云间的相互挤压限制了它们的膨胀。 3．激波追赶磁云现象 压缩后的南向磁场具有更强的地磁效应。与多重磁云相同，激波追赶磁云，压缩磁云内部的南向磁场分量，也会引起大的地磁暴。通过分析2000年10月和2001年11月两次激波追赶磁云的事件，首次报道了激波压缩磁云内部磁场引起特大地磁暴的现象，并再次证实了在低β的磁云内部，激波一样可以存在并传播。 利用磁云的磁通量管模型和垂直激波假设，建立了激波进入磁云的简单的理论模型，分析了激波进入磁云的深度与所能引起的磁暴强度之间的关系，发现对于中心磁场强度为20nT的磁云，当追赶的激波速度为550km/s时，激波进入磁云距中心0.86R0处的地磁扰动最强。且随着激波强度的增加，该深度也在加深，同时地磁扰动也相应地增强。而且，尽管磁场南向分量Bs的存在是引起较大地磁暴的前提条件，地磁效应Dstmin、Bs和?VBz（即对应?t）分别达到最大峰值所对应的激波进入磁云的深度是有差别的。

产生电磁干扰，对人体有害，影响通讯信号

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