极光是如何产生的？_百度知道
极光是如何产生的？
带电粒子（如太阳风）打到地磁场后由于会受到洛伦兹力的作用，应该会原地转圈才对，怎么会到两极去撞击大气层呢？求高手解释一二，百度上粘就算了，我都看了，就这点不懂。
提问者采纳
太阳风是太阳喷射出的带电粒子，是一束可以覆盖地球的强大的带电亚原子颗粒流。太阳风在地球上空环绕地球流动，以大约每秒400公里的速度撞击地球磁场。地球磁场形如漏斗，尖端对着地球的南北两个磁极，，当太阳的质点直射这层磁场而被挡住时，它便向地球四周扩散，寻找钻入的空隙，结果约有1％的质点钻入北磁极附近的大气层。每颗太阳质点含有等于1000伏特的电力。它们在100千米外的高空大气层中与原子和多半由氧和氮构成的分子相遇，原子吸收了太阳质点所含的一部分能量时，立即又将这能量释放出来而产生极强的光，氧发出绿色和红色的光，氮则发出紫、蓝和一些深红色的光。 极光是来自太阳活动区的带电高能粒子 [可达1万电子伏] 流使高层大气分子或原子激发或电离而产生的。由于地磁场的作用，这些高能粒子转向极区，所以极光常见于高磁纬地区。在大约离磁极25°—30°的范围内常出现极光.简单点讲：地球南北两极磁场最强，就像一个条形吸铁石2端磁场最强一样，条形磁铁在吸引铁粉时，2端吸得最多最明显。地球南北磁极也把带电太阳风粒子大部分都吸过去了！不是说只有北极点才有，极光是越靠近北极点越强。
可是地球时磁场，不是电场，带电粒子是会在磁场受洛伦兹力转圈的呀！这、怎么能说南北磁极把太阳风离子吸过去呢？
1，带电粒子也是可以产生磁场的，电生磁么！,2，理论上地球两级磁场磁力线远比其他地方密集，洛伦兹力也越强，但是地球是球体，而磁力线是闭合的，地磁极上方磁力线绝大部分是垂直于地面的的，而进入大气层的粒子流这时很大部分也是垂直于地面的当，磁力线和电流（粒子运动）平行时，不受洛伦兹力。此时发生粒子流与大气层中与原子和多半由氧和氮构成的分子相遇。
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出门在外也不愁日侧极向运动极光结构的观测特征及其产生机制研究--《西安电子科技大学》2013年博士论文
日侧极向运动极光结构的观测特征及其产生机制研究
【摘要】：太阳风能量和动量可以通过日侧极隙区直接注入到地球磁层，不同能量的沉降粒子可以沿着磁力线直接映射到极区电离层，激发出各种不同的瞬态极光现象。通过对日侧极光的光谱、强度和动力学特征的研究，寻找与磁层边界层之间的内在联系，进而可以反映日侧磁层的动力学过程。本文通过分析中国北极黄河站高分辨率的地基多波段极光观测数据，并结合太阳风和粒子的探测卫星和地基雷达的协同观测数据，详细研究了日侧极光的光谱、形态和运动特征，尤其详细阐述了“极向运动极光结构(PMAFs)”的观测特征及其产生机制。主要结果归纳如下：
1)利用年的北极黄河站极光观测，结合DMSP卫星粒子沉降探测，对磁正午附近的极光强度与沉降粒子沉降能量之间的关系进行了定量研究。统计结果表明，在10-13MLT，630.0nm的极光发光占主导，以低能粒子沉降为主；而在13-14MLT，I(630.0nm)/I(427.8nm)极光强度比值降低，沉降粒子能量较高。另外，利用极光强度与沉降电子的能通量以及极光强度比值与平均能量之间的函数关系，初步建立了北极黄河站磁正午附近极光强度与沉降粒子能量关系的反演参数模型，为空间天气的监测提供服务。
2)联合地基极光、ESR和SuperDARN雷达等观测，研究了发生在日UT时间段内极区电离层极光和等离子体的变化特征。结果表明，在不同行星际磁场（IMF）条件下，黄河站极光ASI均观测到了一系列PMAFs，且这些PMAFs都伴随有明显的粒子沉降特征。在IMF北向时，该粒子沉降能达到更低的电离层E区，而此时PMAFs相应位置的高纬电离层出现了一个典型反向对流涡，这是高纬（尾瓣）重联的典型特征之一，这些结果表明北向IMF条件下的这些PMAFs与高纬重联有关。而在IMF南向时，黄河站观测到的PMAFs可跨越更广的地磁纬度，表明其演化时间亦较长，其相应区域的电离层特征也表明该PMAFs由日侧磁层顶低纬磁重联所产生。
3)利用北极黄河站6年高分辨率的地基多波段极光观测数据，统计研究了PMAFs与太阳风和IMF条件的依赖性关系。统计结果表明PMAFs大多发生在南向IMF条件下，并且大的IMF|Bx|更易触发PMAFs。从PMAFs发生率随MLT的分布以及对IMF的响应看，PMAFs在磁正午附近存在个弱的活动区，且呈现出与IMF By有关的午前-午后的不对性分布。我们首次发现这种与IMF By有关的午前-午后不对性在Bz正向比Bz负向时更明显，这可能与尾瓣重联有关。午前扇区和午后扇区的PMAFs的分布峰值在IMF时钟角90°和270°附近，这对应着午前/午后的反平行重联，而在磁正午扇区的PMAFs可能对应日下点的分量重联。统计结果还表明PMAFs不太可能是由太阳风动压脉动引起的，更可能是由脉动重联引起的。
4)更进一步地，我们统计分析了稳定IMF条件下的PMAFs的位置分布与IMFBz和By分量的依赖性关系。我们发现大多数PMAFs发生在南向IMF条件下，而发生的地磁纬度也更低，且PMAFs呈现的与IMF By有关的午前-午后的不对性分布在Bz0比Bz 0时更明显。在Bz 0时，PMAFs分布覆盖的MLT扇区更广泛，这些表明重联X线可能呈现“S”型分布；然而，在Bz0，PMAFs在By0时主要分布午前扇区，而在By 0时主要发生在午后，这可能与高纬重联的效应有关，这些结果与电离层对流的理论模型很大程度上是一致的。本文对PAMFs的观测特征和产生机制进行了系统研究，揭示了一些新特征，并对PMAFs的产生机制形成了一些新的认识。但是由于日侧PMAFs及其动力学过程的复杂性，PMAFs的精细结构，详细的演化过程以及伴随的极区电离层响应等仍有待进一步深入研究。
【关键词】：
【学位授予单位】：西安电子科技大学【学位级别】：博士【学位授予年份】：2013【分类号】：P353.6【目录】：
作者简介3-4摘要4-6ABSTRACT6-11第一章 绪论11-45 §1.1 日地耦合系统11-19
§1.1.1 太阳风和行星际磁场11
§1.1.2 磁层和磁层顶边界层11-13
§1.1.3 磁重联13-16
§1.1.4 极区电离层16-19 §1.2 日侧极光现象及其特征19-26
§1.2.1 日侧极光及其形态结构19-25
§1.2.2 极光粒子沉降25-26 §1.3 极向运动极光结构的国内外研究进展26-36
§1.3.1 极向运动极光结构与磁层边界层过程27-29
§1.3.2 极向运动极光结构的统计研究现状29-30
§1.3.3 极向运动极光结构的研究进展30-36 §1.4 极光观测及其原理36-43
§1.4.1 光学观测及其多波段原理36-40
§1.4.2 雷达观测40-42
§1.4.3 卫星探测42-43 §1.5 论文的主要内容43-44 §1.6 论文的创新点44-45第二章 日侧极光的多波段观测及能量特征研究45-55 §2.1 日侧极光的粒子沉降特征45-46 §2 .2 极光强度与沉降粒子能量特征的关系46-47 §2.3 数据和反演参数模型的建立47-49
§2.3.1 数据选取47
§2.3.2 反演参数模型的建立47-49 §2.4 统计结果与讨论49-54
§2.4.1 磁正午附近 427.8nm 与 630.0nm 极光强度的关系49-50
§2.4.2 磁正午附近 I(630.0 nm)/I(427.8 nm)与 I(427.8 nm)的关系50-51
§2.4.3 I(427.8 nm)与沉降电子能通量的关系51-53
§2.4.4 I(630.0 nm)/I(427.8 nm)与沉降电子平均能量之间的关系53-54 §2.5 本章小结54-55第三章 极向运动极光结构的协同观测55-71 §3.1 引言55-56 §3.2 2003 年 12 月 22 日事例分析56-63
§3.2.1 行星际磁场和太阳风条件56-57
§3.2.2 光学观测特征57-59
§3.2.3 ESR 雷达观测的等离子体特征59-60
§3.2.4 SuperDARN 雷达观测的电离层对流特征60-61
§3.2.5 讨论和小结61-63 §3.3 2004 年 01 月 03 日事件分析63-70
§3.3.1 行星际磁场和太阳风条件63
§3.3.2 光学观测特征63-65
§3.3.3 SuperDARN 雷达观测的南北极电离层特征65-69
§3.3.4 讨论和小结69-70 §3.4 本章小结70-71第四章 极向运动极光结构的统计研究71-87 §4.1 引言71-72 §4.2 事件选取及统计方法72-74
§4.2.1 事件选取72-74
§4.2.2 统计方法的建立74 §4.3 统计结果74-83
§4.3.1 PMAFs 与行星际磁场的关系74-78
§4.3.2 PMAFs 与太阳风动压变化的关系78-79
§4.3.3 PMAFs 的 MLT 和 IMF 调制作用79-81
§4.3.4 不同 MLT 扇区的 PMAFs 分布81-83 §4 .4 讨论83-86 §4.5 本章小结86-87第五章 极向运动极光结构与电离层对流的关系87-95 §5.1 引言87-88 §5.2 事件选取及统计方法88-89 §5.3 统计结果89-92
§5.3.1 PMAFs 的 IMF 调制作用89-90
§5.3.2 PMAFs 的发生位置与 IMF Bz 的关系90-91
§5.3.3 PMAFs 分布与电离层对流的关系91-92 §5.4 讨论92-94
§5.4.1 稳定南向 IMF 时的 PMAFs 与低纬重联92-93
§5.4.2 稳定北向 IMF 时的 PMAFs 与高纬重联93-94 §5 .5 本章小结94-95第六章 极向运动极光结构的产生机制探究95-105 §6.1 极向运动极光结构的观测特征95-99
§6.1.1 PMAFs 的粒子沉降特征95-96
§6.1.2 PMAFs 的运动特征96-97
§6.1.3 PMAFs 与其它电离层瞬态结构的关系97-99 §6.2 极向运动极光结构的产生机制探究99-103
§6.2.1 PMAFs 的主要产生机制99-100
§6.2.2 南向 IMF 条件下的 PMAFs100-102
§6.2.3 北向 IMF 条件下的 PMAFs102-103 §6.3 本章小结103-105第七章 总结与展望105-109 §7.1 工作总结105-106 §7.2 对极光观测研究的展望106-109致谢109-111参考文献111-126攻读博士学位期间论文完成情况126-129
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blogTitle:'熨烫极光产生的原因与消除',
blogAbstract:'&“极光”是服装熨烫时常易出现的一种疵点，它不但影响成衣的外观效果，而且还容易引起内在的质量问题，所谓“极光”是指服装织物因压烫而发生表面构造变化所形成的一种光反射现象。这种光泽多出现在有较多层材料重叠之处，如衣片接缝处或口袋等部位。在压烫时，这些多层材料重叠的部位所承受的压力较其它部位大，随着长时间的熨压，会使这些部位衣料纱线纤维及纤维毛羽被压平磨光，从而形成极光现象。
　　从设备与操作上来看，极光的形成还有以下原因：
　　①下烫板表面不平整；
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极光是怎样形成的？
极光的形成和太阳活动、地磁场与高空大气都有密切关系。由于太阳的激烈活动，放射出无数的带电微粒，当带电微粒流射向地球进入地球磁场的作用范围时，受后者的影响，便沿着地球磁力线高速进入到南北磁极附近的高层大气中，与氧原子、氮分子等质点碰撞，使它们激发，由此产生极光。
回答数：31856
您的举报已经提交成功，我们将尽快处理，谢谢！极光形成有新解 可产生于地球磁层预先储存能量
来源：科学时报
　　本报讯（实习生邱锐）中科院地质与地球物理研究所地磁与空间物理研究室研究员杜爱民与美国的合作者通过分析卫星数据，研究了在持续的太阳磁场北向条件下太阳风—磁层—电离层的耦合过程，发现地球磁层储存的太阳风能量可以产生极光。相关成果于近日发表在国际期刊《地球物理学研究杂志》上。
　　一般认为，在南北两极上空看到的多彩极光是由来自太阳的高速带电粒子撞击高层大气产生的。这些太阳粒子主要在太阳磁场南向条件下深入地球磁层，而在太阳磁场北向期间，只有少数粒子渗透入磁层，不能满足夜侧强极光的能量。
　　而杜爱民团队的研究结果显示，在特定条件下地球磁尾预先储存下的能量可以激发强烈的极光。携带大量太阳磁场和带电粒子的云团事件（称为磁云）分为两类：一类是磁云的前半段为北向磁场，后半段为南向磁场，另一类为磁场先南后北。研究表明，对于第一类先北后南型，极光不易发生。该团队通过数据分析给出了太阳风能量进入磁层的次级机制——“似黏滞性”作用的物理模式。
　　对于第二类先南后北型，该团队发现在北向期间偶有极光发生，并提出了一种新的解释：北向期间极光能量来自于南向磁场期间储存在磁尾的剩余能量，而极光的强弱取决于太阳风的速度和磁暴的大小。这些能量在磁尾只存活1~4小时。
　　据此，杜爱民团队推断在太阳上可能存在相似的储能机制。而如果证实太阳有相似的工作模式，太阳物理学家们可能最终会预报太阳耀斑的发生及其对空间宇航员的危害。
　　图片来源：中科院西安光机所
(责任编辑：罗园)
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