⑴ 什麼是磁暴
當太陽表面活動旺盛，特別是在太陽黑子極大期時，太陽表面的閃焰爆發次數也會增加，閃焰爆發時會輻射出X射線、紫外線、可見光及高能量的質子和電子束。其中的帶電粒子（質子、電子）形成的電流沖擊地球磁場，引發短波通訊所稱的磁暴。所謂強烈是相對各種地磁擾動而言。其實地面地磁場變化量較其平靜值是很微小的。在中低緯度地區，地面地磁場變化量很少有超過幾百納特的（地面地磁場的寧靜值在全球絕大多數地區都超過 3萬納特）。一般的磁暴都需要在地磁台用專門儀器做系統觀測才能發現。
磁暴是常見現象。不發生磁暴的月份是很少的，當太陽活動增強時，可能一個月發生數次。有時一次磁暴發生27天（一個太陽自轉周期）後，又有磁暴發生。這類磁暴稱為重現性磁暴。重現次數一般為一兩次。
磁暴能改變人造地球衛星的姿態，比如它能改變衛星上遙感器的探測方向。大磁暴還會影響定位、導航和短波通訊，但一般不會影響手機。大磁暴產生的附加電流對電力系統會有一定影響。此外，出現大磁暴時，放飛的鴿子會因迷路而回不了家，因為鴿子是沿磁力線飛行的，而大磁暴會改變磁力線的方向。據了解，在太陽活動比較劇烈的時候，突發性大磁暴就比較多。
19世紀30年代，C.F.高斯和韋伯建立地磁台站之初，就發現了地磁場經常有微小的起伏變化。1847年，地磁台開始有連續的照相記錄。1859年9月1日，英國人卡林頓在觀察太陽黑子時，用肉眼首先發現了太陽耀斑。第二天，地磁台記錄到 700納特的強磁暴。這個偶然的發現和巧合，使人們認識到磁暴與太陽耀斑有關，還發現磁暴時十分活躍。19世紀後半期磁暴研究主要是積累觀測資料。
20世紀初，挪威的K.伯克蘭從第一次國際極年（1882～1883）的極區觀測資料，分析出引起極光帶磁場擾動的電流主要是在地球上空，而不在地球內部。為解釋這個外空電流的起源以及它和極光、太陽耀斑的關系，伯克蘭和F.C.M.史篤默相繼提出了太陽微粒流假說。到30年代，磁暴研究成果集中體現在查普曼·費拉羅磁暴理論中，他們提出地磁場被太陽粒子流壓縮的假說，被後來觀測所證實。
50年代之後，實地空間探測不但驗證了磁暴起源於太陽粒子流的假說，並且發現了磁層，認識了磁暴期間磁層各部分的變化。對磁層環電流粒子的存在及其行為的探測，把磁暴概念擴展成了磁層暴。
磁暴和磁層暴是同一現象的不同名稱，強調了不同側面。盡管磁暴的活動中心是在磁層中，但通常按傳統概念對磁暴形態的描述仍以地面地磁場的變化為代表。這是因為，人們了解得最透徹的仍是地面地磁場的表現。
在磁暴期間，地磁場的磁偏角和垂直分量都有明顯起伏，但最具特徵的是水平分量H。磁暴進程多以水平分量的變化為代表。大多數磁暴開始時，在全球大多數地磁台的磁照圖上呈現出水平分量的一個陡然上升。在中低緯度台站，其上升幅度約10～20納特。這稱為磁暴急始，記為SSC或SC。急始是識別磁暴發生的明顯標志。有急始的磁暴稱為急始型磁暴。高緯台站急始發生的時刻較低緯台站超前，時間差不超過1分鍾。
磁暴開始急，發展快，恢復慢，一般都持續兩三天才逐漸恢復平靜。磁暴發生之後，磁照圖呈現明顯的起伏，這也是識別磁暴的標志。同一磁暴在不同經緯度的磁照圖上表現得很不一樣。為了看出磁暴進程，通常都需要用分布在全球不同經度的若干個中、低緯度台站的磁照圖進行平均。經過平均之後的磁暴的進程稱為磁暴時（以急始起算的時刻）變化，記為Dst。
磁暴時變化大體可分為3個階段。緊接磁暴急始之後，數小時之內，水平分量較其平靜值大，但增大的幅度不大，一般為數十納特，磁照圖相對穩定。這段期間稱為磁暴初相。然後，水平分量很快下降到極小值，下降時間約半天，其間，磁照圖起伏劇烈，這是磁暴表現最活躍的時期，稱為磁暴主相。通常所謂磁暴幅度或磁暴強度，即指這個極小值與平靜值之差的絕對值，也稱Dst幅度。水平分量下降到極小值之後開始回升，兩三天後恢復平靜，這段期間稱為磁暴恢復相。磁暴的總的效果是使地面地磁場減小。這一效應一直持續到恢復相之後的兩三天，稱為磁暴後效。通常，一次磁暴的幅度隨緯度增加而減小，表明主相的源距赤道較近。
同一磁暴，各台站的磁照圖的水平分量H與平均形態Dst的差值，隨台站所在地方時不同而表現出系統的分布規律。這種變化成分稱為地方時變化，記為DS。DS反映出磁暴現象的全球非軸對稱的空間特性，而不是磁暴的過程描述。它表明磁暴的源在全球范圍是非軸對稱分布的。
磁照圖反映所有各類擾動的疊加，又是判斷和研究磁暴的依據，因此實際工作中往往把所有這些局部擾動都作為一種成分，包括到磁暴中。但在建立磁暴概念時，應注意概念的獨立性和排他性。磁暴應該指把局部干擾排除之後的全球性擾動。
太陽耀斑的噴出物常在其前緣形成激波，以1000千米/秒的速度，約經1天，傳到地球。太陽風高速流也在其前緣形成激波，激波中太陽風壓力驟增。當激波掃過地球時，磁層就被突然壓縮，造成磁層頂地球一側的磁場增強。這種變化通過磁流體波傳到地面，表現為地面磁場增強，就是磁暴急始。急始之後，磁層被壓縮，壓縮劇烈時，磁層頂可以進入同步軌道之內。與此同時磁層內的對流電場增強，使等離子體層收縮，收縮劇烈時，等離子體層頂可以近至距地面2～3個地球半徑。如果激波之後的太陽風參數比較均勻，則急始之後的磁層保持一段相對穩定的被壓縮狀態，這對應磁暴初相。
磁暴期間，磁層中最具特徵的現象是磁層環電流粒子增多。磁層內，磁赤道面上下4個地球半徑之內，距離地心2～10個地球半徑的區域內，分布有能量為幾十至幾十萬電子伏的質子。這些質子稱為環電流粒子，在地磁場中西向漂移運動形成西向環電流，或稱磁層環電流，強度約106安。磁層環電流在磁層平靜時也是存在的。而磁暴主相時，從磁尾等離子體片有大量低能質子注入環電流區，使環電流幅度大增。增強了的環電流在地面的磁效應就是H分量的下降。每注入一次質子，就造成H下降一次，稱為一次亞暴，磁暴主相是一連串亞暴連續發生的結果。磁暴主相的幅度與環電流粒子的總能量成正比。磁暴幅度為100納特時，環電流粒子能量可達4×1015焦耳。這大約就是一次典型的磁暴中，磁層從太陽風所獲得並耗散的總能量。而半徑為 3個地球半徑的球面之外的地球基本磁場的總能量也只有3×1016焦耳。可見，磁暴期間磁層擾動之劇烈。
磁層亞暴時注入的粒子向西漂移，並繞地球運動，在主相期間來不及漂移成閉合的電流環，因此這時的環電流總是非軸對稱的，在黃昏一側強些。
除主相環電流外，在主相期間發生的亞暴還對應有伯克蘭電流體系。伯克蘭電流體系顯然是非軸對稱的。它在中低緯度也會產生磁效應，只不過由於距離較遠，效應較之極光帶弱得多。它和主相環電流的非軸對稱部分的地磁效應合在一起就是DS場。
由於磁層波對粒子的散射作用，以及粒子的電荷交換反應，環電流粒子會不斷消失。當亞暴活動停息後，不再有粒子供給環電流，環電流強度開始減弱，進入磁暴恢復相。
所有這些空間電流，在地面產生磁場的同時，還會在導電的地殼和地幔中產生感應電流，但是感應電流引起的地磁場變化，其大小隻有空間電流引起的地磁場變化的一半。
磁暴觀測早已成為各地磁台站的一項常規業務。在所有空間物理觀測項目中，地面磁場觀測最簡單可行，也易於連續和持久進行，觀測點可以同時覆蓋全球陸地表面。因此磁暴的地面觀測是了解磁層的最基本、最有效的手段。在研究日地空間的其他現象時，往往都要參考代表磁暴活動情況的磁情指數，用以進行數據分類和相關性研究。
磁暴引起電離層暴，從而干擾短波無線電通訊；磁暴有可能幹擾電工、磁工設備的運行；磁暴還有可能幹擾各種磁測量工作。因此某些工業和實用部門也希望得到磁暴的預報和觀測資料。
磁暴研究除了上述服務性目的之外，還有它本身的學科意義。磁暴和其他空間現象的關系，特別是磁暴與太陽風狀態的關系，磁暴與磁層亞暴的關系，以及磁暴的誘發條件，供應磁暴的能量如何從太陽風進入磁層等問題，至今仍是磁層物理最活躍的課題。磁暴作為一種環境因素，與生態的關系問題也開始引起人們的注意和興趣。
電離層暴
電離層暴，太陽局部地區擾動引起的全球大范圍的電離層內F區狀況的劇烈變化。經常伴有電離密度降低和F區虛高（等效反射高度）的增加，可持續數小時至數日。電離層暴發生於太陽擾動出現1～2天之後，持續時間由幾小時至幾天，這期間常伴隨著磁暴和極光，會影響短波通信正常進行，甚至造成通信中斷。
⑵ 為什麼太陽風暴發生時，固態硬碟堅強的倖存了下來，而機械硬碟卻不幸損壞
機械硬碟是磁場，利用磁場強弱記錄數據的，太陽風暴大量的磁場，會破壞機械硬碟的磁場
固態硬碟是利用電路保存數據的，除非摧毀電路，才會毀掉數據
⑶ 磁暴是太陽風與磁層相互作用所引發的磁場擾動，磁暴的危害性有多大
當太陽表面活動劇烈時，特別是在太陽黑子極大期，太陽表面的耀斑數量也會增加，耀斑爆發時會發出X射線、紫外線、可見光以及高能質子和電子束。其中，帶電粒子(質子和電子)形成的電流沖擊地球磁場，引起磁暴，稱為短波通信。作為聯系太陽和地球的重要紐帶，行星際磁雲在空間氣象學中發揮著重要作用。它是行星際空間日冕物質拋射的產物，也是中等以上非重復發生地磁暴的主要製造者。
但是，速度比背景太陽風慢的會向西偏轉，使得暈CME的分布向東移動。這種現象可能是行星際螺旋造成的。很少有幾個月不發生磁暴，當太陽活動增加時，一個月可能會發生幾次。有時一場磁暴發生在27天之後(一個太陽自轉周期)，然後又一場磁暴發生。這種磁暴被稱為重現磁暴。復發次數一般為一兩次。磁暴引起電離層風暴，從而干擾短波無線電通信；磁暴可能會干擾電氣和磁性設備的運行；磁暴也可能幹擾各種磁測量。
⑷ 磁暴是什麼，又有什麼影響
磁暴即當太陽表面活動旺盛，特別是在太陽黑子極大期時，太陽表面的閃焰爆發次數也會增加，閃焰爆發時會輻射出X射線、紫外線、可見光及高能量的質子和電子束。其中的帶電粒子（質子、電子）形成的電流沖擊地球磁場，引發短波通訊所稱磁暴。磁暴時會增強大氣中電離層的游離化，也會使極區的極光特別絢麗，另外還會產生雜音掩蓋通訊時的正常訊號，甚至使通訊中斷，也可能使高壓電線產生瞬間超高壓，造成電力中斷，也會對航空器造成傷害。
⑸ 磁暴是什麼，它有什麼研究意義
磁暴現象是指太陽黑子輻射出來的帶電粒子形成電流沖擊地球磁場，引起對短波通信的干擾。
具體來說，當太陽表面活動旺盛，尤其是太陽黑子出現的高峰期，太陽黑子數量出現極大時，太陽表面就會增多爆發的次數，這樣太陽表面就會輻射出X射線、紫外線、可見光及高能量的質子和電子束。其中的質子、電子等帶電粒子形成的電流沖擊地球磁場，引發短波通信所稱的磁暴。相對各種地磁擾動而言，磁暴是很強烈的。但是這個磁暴所引起的地面地磁場變化量其實是很小的。在中低緯度地區，地面地磁場變化量很少有超過幾百納特的。所以一般的磁暴需要在地磁台用專門儀器做系統觀測才能發現。
磁暴是一種很常見的現象。幾乎沒有哪個月份是不發生磁暴的，有時候太陽活動增強時，一個月發生數次都是常事。有時一次磁暴發生27天後，又有磁暴發生。這類磁暴稱為重現性磁暴。重現次數一般為一兩次。
目前，因為磁暴對社會生產生活都有很重要的影響，所以對磁暴的觀測早已成為各地磁台站的一項常規業務。
磁暴的一個最重要特徵就是容易引起電離層暴，從而干擾短波無線電通訊。另外，磁暴對電工、磁工設備的運行也有一定的干擾，磁暴還有可能幹擾各種磁測量工作。因此有關磁暴的預報和觀測結果對於某些工業和實用部門來說是很重要的資料。
對磁暴的研究除了以上為社會服務以外，還有它本身的學科意義。比如磁暴和其他空間現象特別是太陽風狀態的關系，磁暴與磁層亞暴的關系，以及磁暴的誘發條件，供應磁暴的能量如何從太陽風進入磁層等等問題，至今仍是磁層物理最活躍的課題。另外，磁暴作為一種環境因素，與生態的關系問題也開始引起人們的注意和興趣。
⑹ 磁暴現象是什麼
當太陽表面活動旺盛，特別是在太陽黑子極大期時，太陽表面的閃焰爆發次數也會增加，閃焰爆發時會輻射出X射線、紫外線、可見光及高能量的質子和電子束。其中的帶電粒子（質子、電子）形成的電流沖擊地球磁場，引發短波通訊所稱的磁暴。所謂強烈是相對各種地磁擾動而言。其實地面地磁場變化量較其平靜值是很微小的。在中低緯度地區，地面地磁場變化量很少有超過幾百納特的（地面地磁場的寧靜值在全球絕大多數地區都超過 3萬納特）。一般的磁暴都需要在地磁台用專門儀器做系統觀測才能發現。 磁暴是常見現象。不發生磁暴的月份是很少的，當太陽活動增強時，可能一個月發生數次。有時一次磁暴發生27天（一個太陽自轉周期）後，又有磁暴發生。這類磁暴稱為重現性磁暴[1]。重現次數一般為一、二次
⑺ 引起磁暴會有什麼後果
作為聯接太陽和地球的一個重要的紐帶，行星際磁雲在空間天氣學中佔有重要的地位。它是日冕物質拋射在行星際空間中的一種產物，也是中等以上非重現性地磁暴的主要製造者。本文主要以分析觀測資料為主，同時通過建立理論模型和進行數值模擬，對日冕物質拋射（CME）、行星際擾動和地磁暴之間的聯系、行星際中多重磁雲結構和激波追趕磁雲等現象，進行了綜合研究。
1．日冕物質拋射、行星際擾動和地磁暴之間的統計關系
根據SOHO飛船上的LASCO和EIT以及GOES衛星上的觀測資料， 分析了1997年3月到2000年底的所有正面暈狀（halo）CME，發現45%（59/132）的CME具有地磁效應，它們引起了51次中等以上地磁暴。C級以上耀斑的伴隨情況顯示，具有地磁效應的暈狀CME的耀斑伴隨率普遍偏高；隨著太陽活動的增強，耀斑伴隨率也在逐年增加。在太陽高年（2000年）期間，幾乎100%的暈狀CME都伴隨有C級以上耀斑。對於Kp≥ 7以上的大磁暴事件，其CME的日地傳輸時間與初始的投影速度基本滿足經驗關系Tau = 27.98 + 2.11×104∕V (hours)，相關系數達到0.87。通過分析2000年中12次行星際南向磁場（Bs）事件，發現僅有2次與共轉流相互作用區有關，有11次與CME有關。11次與CME有關的Bs事件中，有10次引起了Dstmin≤�6�1100nT的大磁暴。
同時，統計分析表明，對地暈狀CME的日面位置分布具有東西不對稱性。爆發在西邊的CME比東邊的多出57%，且西邊的出現經度可以到70�0�2，而東邊的不超過40�0�2。進一步分析了73次到達地球的正面暈狀CME，發現這種東西不對稱性與CME在行星際空間中的運行速度有關。快於背景太陽風速度的CME會向東偏轉，從而使對地暈狀CME的日面源區分布向西移動；而慢於背景太陽風速度則會向西偏轉，使對地暈狀CME的分布向東移動。這種現象可能是由行星際螺旋引起的。
通過對1999年2月到2003年2月期間的CME和M5.0級以上X射線耀斑的爆發次數以及地磁指數Ap的24小時平均值，進行周期譜分析，發現CME、X射線耀斑和磁暴Ap指數均有較明顯的中准周期規律，其中X射線耀斑確實具有Rieger類型的中准周期。它們中的部分中准周期彼此相互吻合，說明了它們之間復雜的相關性。太陽上可能存在的大尺度Rossby類型波動是這種中准周期現象的一種理論解釋。
通過分析1998–2001年ACE和Wind飛船的行星際磁場和太陽風等離子體數據，研究了行星際參數與地磁暴強度之間的關系，得到了產生中等以上地磁暴的行星際條件。對於Dstmin≤�6�150nT的中等磁暴，閾值為Bs≥3nT、�6�1VBz≥1mV/m和�6�2t ≥1h；對於Dstmin≤�6�1100nT的強磁暴，閾值為Bs≥6nT、�6�1VBz ≥3mV/m和�6�2t ≥2h。並且發現，在引起磁暴的過程中�6�1VBz的重要性遠大於�6�2t，且持續時間越長，能量的耗散效應就越明顯。磁暴的峰值Dstmin與�6�1VBz和�6�2t滿足經驗公式Dstmin =�6�119.01�6�18.43(�6�1VBz)1.09(�6�2t)0.30 (nT)，與觀測值比較，相關系數達到0.95。這公式指出了壓縮後的南向磁場普遍具有更強的地磁效應。
2．行星際多重磁雲結構
太陽高年期間CME頻繁爆發，造成了復雜的行星際結構。根據行星際的觀測資料，首次從理論和觀測上提出和證實了多重磁雲的存在。多重磁雲不同於其他行星際復雜拋射結構，它具有以下5個觀測特徵：（1）僅包含磁雲及磁雲間的相互作用區；（2）每個子磁雲都滿足單個磁雲的基本特徵。由於子磁雲間的相互壓縮，質子溫度可能偏高，但質子β值仍然低於0.1；（3）在前導（即被追趕的）子磁雲的尾部，太陽風速度會有所抬升；（4）相互作用區內的磁場強度相對較弱，且起伏較大，沒有規則；（5）相互作用區內，質子溫度和β回升到較高的值。由於多重磁雲攜帶較規則的磁場，且存在較大的壓縮現象，故一般具有強烈的地磁效應。在2001年3月到4月期間三個多重磁雲事件中，有兩個事件造成了Dstmin≤�6�1200nT的特大地磁暴。
在無力場磁通量管模型的基礎上，建立了多重磁雲的理論模型。同時，進一步運用分數步法，數值模擬了子午面內雙重磁雲在行星際空間中的傳播。模擬的結果與實際的觀測結果大體一致。雙重磁雲的磁場有兩個峰值，Bz有兩次起伏，太陽風速度持續下降，粒子溫度和β均呈現兩個低值槽，兩磁雲之間的磁場出現一極小值，即為相互作用區，相互作用區內，β回升到較高值。雙重磁雲中兩個子磁雲的尺度都要小於單個磁雲運動時的尺度，這說明子磁雲間的相互擠壓限制了它們的膨脹。
3．激波追趕磁雲現象
壓縮後的南向磁場具有更強的地磁效應。與多重磁雲相同，激波追趕磁雲，壓縮磁雲內部的南向磁場分量，也會引起大的地磁暴。通過分析2000年10月和2001年11月兩次激波追趕磁雲的事件，首次報道了激波壓縮磁雲內部磁場引起特大地磁暴的現象，並再次證實了在低β的磁雲內部，激波一樣可以存在並傳播。
利用磁雲的磁通量管模型和垂直激波假設，建立了激波進入磁雲的簡單的理論模型，分析了激波進入磁雲的深度與所能引起的磁暴強度之間的關系，發現對於中心磁場強度為20nT的磁雲，當追趕的激波速度為550km/s時，激波進入磁雲距中心0.86R0處的地磁擾動最強。且隨著激波強度的增加，該深度也在加深，同時地磁擾動也相應地增強。而且，盡管磁場南向分量Bs的存在是引起較大地磁暴的前提條件，地磁效應Dstmin、Bs和�6�1VBz（即對應�6�2t）分別達到最大峰值所對應的激波進入磁雲的深度是有差別的。
⑻ 銷毀涉密筆記本電腦和移動存儲介質
你好！這個可以將存儲硬碟拆掉，然後用火燒，只有這樣才能徹底損壞。
⑼ 超級太陽風暴後硬碟還能用嗎
應該影響不大, 因為畢竟電磁干擾並不時那麼直接的..
但是一些小型 高精密電子儀器可能就不敢說了.
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可以參考 網路內詞條
http://ke..com/view/2458222.htm
"超級太陽風暴是指太陽在太陽黑子活動的高峰時產生耀斑爆發（俗稱太陽風暴）。科學家後來研究發現，太陽風暴是太陽因能量的增加而使得自身活動加強，從而向廣袤的空間釋放出大量帶電粒子所形成的高速粒子流。通常每隔11年就會進入一個太陽風暴的活躍期。"
"1962年，美國「水手2號」探測器首次發現太陽會在太陽黑子活動的高峰時產生耀斑爆發(俗稱太陽風暴)，科學家後來研究發現，太陽風暴是太陽因能量的增加而使得自身活動加強，從而向廣袤的空間釋放出大量帶電粒子所形成的高速粒子流。通常每隔11年就會進入一個太陽風暴的活躍期。"
「2005年1月20日下午3點左右，太陽發生一次X7.9級的太陽風暴。受此次太陽風暴的影響，我國境內通信、廣播、測量等系統的短波無線電信號立即遭受強烈的電離層吸收，因而中斷，其中北京地區信號中斷一個多小時。
另外，太陽風暴對地球的另一個重要影響是會導致磁暴的發生，從而對供電系統產生影響。"
⑽ 磁暴有哪些現象
「磁暴」現象整個地球是一個大磁場，地球的周圍充滿了磁力線。當耀斑出現時，其附近向外發射高能粒子，帶電的粒子運動時產生磁場，當它到達地球時，便擾亂原來的磁場，引起地磁的變動，一般產生在耀斑爆發後20—40小時。發生磁暴時，磁場強度變化很大，對人類活動特別是與地磁有關的工作會有很大影響。
影響地球大氣太陽的遠紫外線和太陽風會影響大氣的密度，大氣密度的變化周期為11年，顯然與太陽活動有關。太陽活動還可能影響到大氣溫度和臭氧層，進而影響到農作物的產量和自然生態系統的平衡。
由於太陽活動對人類有影響，特別是對航天、無線電通訊、氣象等方面影響顯著，因此，研究太陽活動，特別是太陽耀斑發生的規律，並設法進行預報，具有重要的應用價值。