太阳耀斑什么情况下出现?拜托了各位 谢谢

解题思路：主要考查了太阳活动对地球的影响，太阳活动对地球的影响：扰动电离层，干扰无线电短波通讯；扰动地球磁场，产生“磁暴”现象；使两极地区产生“极光”现象；许多自然灾害的发生也与太阳活动有关．
太阳活动主要有太阳黑子和耀斑，其中太阳耀斑发生于太阳色球层．

A、“太阳风暴”发生于太阳色球层，与“风暴潮”的形成无直接关系，故不符合题意；
B、耀斑现象发生会扰动大气层，影响地球上无线电短波通信，故不符合题意；
C、耀斑爆发与两极冰川大量融化无直接关系，故不符合题意；
D、“太阳风暴”会影响地球磁场，使卫星信号不稳定，故正确．
故选：D．

点评：
本题考点： 太阳活动对地球的影响．

考点点评： 本题难度适中，属于知识性试题，解题的关键是掌握太阳活动对地球的影响．

A

概念不清,防紫外线的不是红色,而是显红色的物体.为什么物体是红色?
之所以是红色,是因为它反射红色光能力最强,对其它的橙黄绿青蓝紫的反射能力逐渐减弱
之所以是白色,是因为它对所有色光综合反射能力最强,也就是七色光他都强烈反射,包括反射紫外线

11年太阳黑子的周期性
天文学家对黑子的活动从1755年开始标号统计,规定太阳黑子的平均活动周期为11.2年.黑子最少的年份为一个周期的开始年,称作“太阳活动宁静年”,黑子最多的年份则称做“活动峰年”.太阳耀斑（Solar flare）是一种最剧烈的太阳活动.周期约为11年.一般认为发生在色球层中,所以也叫“色球爆发”.其主要观测特征是,日面上（常在黑子群上空）突然出现迅速发展的亮斑闪耀,其寿命仅在几分钟到几十分钟之间,亮度上升迅速,下降较慢.特别是在,耀斑出现频繁且强度变强的时候.

太阳耀斑（Solar flare）是一种最剧烈的太阳活动.周期约为11年.一般认为发生在色球层中,所以也叫“色球爆发”.其主要观测特征是,日面上（常在黑子群上空）突然出现迅速发展的亮斑闪耀,其寿命仅在几分钟到几十分钟之间,亮度上升迅速,下降较慢.特别是在,耀斑出现频繁且强度变强的时候.别看它只是一个亮点,一旦出现,简直是一次惊天动地的大爆发.这一增亮释放的能量相当于10万至100万次强火山爆发的总能量,或相当于上百亿枚百吨级氢弹的爆炸；而一次较大的耀斑爆发,在一二十分钟内可释放巨大能量,除了日面局部突然增亮的现象外,耀斑更主要表现在从射电波段直到X射线的辐射通量的突然增强；耀斑所发射的辐射种类繁多,除可见光外,有紫外线、X射线和伽玛射线,有红外线和射电辐射,还有冲击波和高能粒子流,甚至有能量特高的宇宙射线.
耀斑是太阳色球层中局部小区域的突然发亮,并迅速增强的现象,又叫色球爆发,它是各种太阳活动中最为剧烈的现象.位置在谱斑或光斑附近,且常在黑子群周围.耀斑在几分钟内形成,可持续存在几个小时.能量大多是紫外辐射,也发出强X射线,还有宇宙线和非高能粒子.所释放的能量极大,最大可达到1025焦耳,相当于百万吨级氢弹威力的100亿倍.
耀斑按面积分为4级,由1级至4级逐渐增强,小于1级的称亚耀斑.耀斑的显著特征是辐射的品种繁多,不仅有可见光,还有射电波、紫外线、红外线、X射线和伽玛射线.耀斑向外辐射出的大量紫外线、X射线等,到达地球之后,就会严重干扰电离层对电波的吸收和反射作用,使得部分或全部短波无线电波被吸收掉,短波衰弱甚至完全中断.

太阳耀斑（Solar flare）是一种最剧烈的太阳活动.一般认为发生在色球层中,所以也叫“色球爆发”.其主要观测特征是,日面上（常在黑子群上空）突然出现迅速发展的亮斑闪耀,其寿命仅在几分钟到几十分钟之间,亮度上升迅速,下降较慢.特别是在,耀斑出现频繁且强度变强.

太阳耀斑（Solar flare）是一种最剧烈的太阳活动.周期约为11年.一般认为发生在色球层中,所以也叫“色球爆发”.其主要观测特征是,日面上（常在黑子群上空）突然出现迅速发展的亮斑闪耀,其寿命仅在几分钟到几十分钟之间,亮度上升迅速,下降较慢.特别是在,耀斑出现频繁且强度变强的时候.
别看它只是一个亮点,一旦出现,简直是一次惊天动地的大爆发.这一增亮释放的能量相当于10万至100万次强火山爆发的总能量,或相当于上百亿枚百吨级氢弹的爆炸；而一次较大的耀斑爆发,在一二十分钟内可释放巨大能量,除了日面局部突然增亮的现象外,耀斑更主要表现在从射电波段直到X射线的辐射通量的突然增强；耀斑所发射的辐射种类繁多,除可见光外,有紫外线、X射线和伽玛射线,有红外线和射电辐射,还有冲击波和高能粒子流,甚至有能量特高的宇宙射线.
耀斑对地球空间环境造成很大影响.太阳色球层中一声爆炸,地球大气层即刻出现缭绕余音.耀斑爆发时,发出大量的高能粒子到达地球轨道附近时,将会严重危及宇宙飞行器内的宇航员和仪器的安全.当耀斑辐射来到地球附近时,与大气分子发生剧烈碰撞,破坏电离层,使它失去反射无线电电波的功能.无线电通信尤其是短波通信,以及电视台、电台广播,会受到干扰甚至中断.耀斑发射的高能带电粒子流与地球高层大气作用,产生极光,并干扰地球磁场而引起磁暴.
此外,耀斑对气象和水文等方面也有着不同程度的直接或间接影响.正因为如此,人们对耀斑爆发的探测和预报的关切程度与日俱增,正在努力揭开耀斑迷宫的奥秘.

解题思路：太阳活动对地球的影响：1．扰动电离层，干扰无线电通讯；2．扰动地球磁场，产生“磁暴”现象；3．使两极地区产生“极光”现象；4．许多自然灾害的发生也与太阳活动有关．

A、使地球表面的太阳辐射量减弱的原因是地球大气层造成的，故不符合题意；
B、导致全球各地正午太阳高度角增大的原因是黄赤交角的变化造成的，故不符合题意；
C、某些地区紫外线强度大幅减少可能是臭氧层吸收造成的，故不符合题意；
D、某些地区无线电短波通讯受到干扰可能是太阳活动造成的，故正确．
故选：D．

点评：
本题考点： 太阳活动对地球的影响．

考点点评： 主要考查了太阳活动对地球的影响，注意与其它知识之间的区别与联系，容易混淆．

东E
南S
西W
北N
太阳耀斑在色球层
太阳黑子在光球层

D

D

太阳耀斑（Solar flare）是一种最剧烈的太阳活动.一般认为发生在色球层中,所以也叫“色球爆发”.其主要观测特征是,日面上（常在黑子群上空）突然出现迅速发展的亮斑闪耀,其寿命仅在几分钟到几十分钟之间,亮度上升迅速,下降较慢.特别是在,耀斑出现频繁且强度变强.别看它只是一个亮点,一旦出现,简直是一次惊天动地的大爆发.这一增亮释放的能量相当于10万至100万次强火山爆发的总能量,或相当于上百亿枚百吨级氢弹的爆炸；而一次较大的耀斑爆发,在一二十分钟内可释放巨大能量,除了日面局部突然增亮的现象外,耀斑更主要表现在从射电波段直到Ｘ射线的辐射通量的突然增强；耀斑所发射的辐射种类繁多,除可见光外,有紫外线、X射线和伽玛射线,有红外线和射电辐射,还有冲击波和高能粒子流,甚至有能量特高的宇宙射线.耀斑对地球空间环境造成很大影响.太阳色球层中一声爆炸,地球大气层即刻出现缭绕余音.耀斑爆发时,发出大量的高能粒子到达地球轨道附近时,将会严重危及宇宙飞行器内的宇航员和仪器的安全.当耀斑辐射来到地球附近时,与大气分子发生剧烈碰撞,破坏电离层,使它失去反射无线电电波的功能.无线电通信尤其是短波通信,以及电视台、电台广播,会受到干扰甚至中断.耀斑发射的高能带电粒子流与地球高层大气作用,产生极光,并干扰地球磁场而引起磁暴.此外,耀斑对气象和水文等方面也有着不同程度的直接或间接影响.正因为如此,人们对耀斑爆发的探测和预报的关切程度与日俱增,正在努力揭开耀斑迷宫的奥秘.不太可能发生《先知》中的地球毁灭现象

太阳色球层中局部小区域的突然发亮,并迅速增强的现象,又叫色球爆发,它是各种太阳活动中最为剧烈的现象.位置在谱斑或光斑附近,且常在黑子群周围.耀斑在几分钟内形成,可持续存在几个小时.能量大多是紫外辐射,也发出强X射线,还有宇宙线和非高能粒子.所释放的能量极大,最大可达到1025焦耳,相当于百万吨级氢弹威力的100亿倍.粒子的运动速度比耀斑的光速慢得多,因而一二天后才能到达地球附近.耀斑发出的辐射和粒子同地球磁场和电离层相互作用,会使地球上的短波无线电通讯中断并出现极光.耀斑是太阳活动最主要的标志.耀斑和黑子有密切关系,它多出现在黑子区的上空,并有同一兴衰过程,活动周期为11年.
太阳耀斑是在太阳的色球-日冕过渡层中发生的一种局部辐射突然增加的太阳活动.可以观察到亮度突然增加,射电波、紫外线、X射线流量也会猛增,有时还会发射高能的γ射线和高能带电粒子.
一般把增亮面积超过3亿平方千米的称为耀斑,而面积小于3亿平方千米的则叫亚耀斑.随着不断的研究,天文学家又将耀斑分为：
光学耀斑：发射可见光增强辐射,并可用单色光观测到
X光耀斑：用X光观测到的
白光耀斑：在白光照片上可以看到,这种耀斑极为罕见
与耀斑有关的光学现象有：
耀斑前暗条激活
冲浪
喷焰
爆发日珥
环状日珥
与耀斑共生或由耀斑引起的现象：
紫外线
软X射线
硬X射线
γ射线和射电波段的爆发
各种高能粒子（质子、电子、中子）辐射的突然增强
磁暴
突然电离层扰动
极光
极冠吸收
耀斑释放的能量非常巨大,天文学家认为这些能量来自太阳磁场.而对于这些能量如何转变成耀斑?许多性质相差悬殊的辐射为什么会一起发生?这些问题还有待解决.

太阳耀斑（Solar flare）是一种最剧烈的太阳活动.一般认为发生在色球层中,所以也叫“色球爆发”.其主要观测特征是,日面上（常在黑子群上空）突然出现迅速发展的亮斑闪耀,其寿命仅在几分钟到几十分钟之间,亮度上升迅速,下降较慢.特别是在,耀斑出现频繁且强度变强的时候.
别看它只是一个亮点,一旦出现,简直是一次惊天动地的大爆发.这一增亮释放的能量相当于10万至100万次强火山爆发的总能量,或相当于上百亿枚百吨级氢弹的爆炸；而一次较大的耀斑爆发,在一二十分钟内可释放巨大能量,除了日面局部突然增亮的现象外,耀斑更主要表现在从射电波段直到X射线的辐射通量的突然增强；耀斑所发射的辐射种类繁多,除可见光外,有紫外线、X射线和伽玛射线,有红外线和射电辐射,还有冲击波和高能粒子流,甚至有能量特高的宇宙射线.
也同样给你太阳黑子的权威解释：
日斑[sunspot] 即太阳黑子.
在太阳的光球层上,有一些旋涡状的气流,像是一个浅盘,中间下凹,看起来是黑色的,这些旋涡状气流就是太阳黑子.黑子本身并不黑,之所以看得黑是因为比起光球来,它的温度要低一、二千度,在更加明亮的光球衬托下,它就成为看起来像是没有什么亮光的、暗黑的黑子了.
太阳黑子是在太阳的光球层上发生的一种太阳活动,是太阳活动中最基本,最明显的活动现象.一般认为,太阳黑子实际上是太阳表面一种炽热气体的巨大漩涡,温度大约为4500摄氏度.因为比太阳的光球层表面温度要低,所以看上去像一些深暗色的斑点.太阳黑子很少单独活动.常常成群出现.

极光和地磁场骚动（磁暴）.

太阳耀斑（Solar flare）是一种最剧烈的太阳活动.周期约为11年.一般认为发生在色球层中,所以也叫"色球爆发".其主要观测特征是,日面上突然出现迅速发展的亮斑闪耀,其寿命仅在几分钟到几十分钟之间,亮度上升迅速,下降较慢.当耀斑辐射来到地球附近时,破坏电离层,使它失去反射无线电电波的功能.无线电通信尤其是短波通信,以及电视台、电台广播,会受到干扰甚至中断.耀斑发射的高能带电粒子流与地球高层大气作用,产生极光,并干扰地球磁场而引起磁暴.此外,耀斑对气象和水文等方面也有着不同程度的直接或间接影响.正因为如此,人们对耀斑爆发的探测和预报的关切程度与日俱增,正在努力揭开耀斑迷宫的奥秘.

到目前为止,还没有一个非常完善的理论可以来完美地解释黑子的形成,但是已经可以发现有一个大而较简化的模式来略加解释,并而从中引导出旧理论,及之后新理论的建立. 一般认为太阳黑子和其他活动性都起因于热对流和各部份自转速度不同. 可以设想在太阳上原来存在南北两个磁极,在对流层里面行成的经向磁场.太阳物质的不同部位以不同转速运动(这称为较差自转),赤道附近自转较快靠近及区转得较慢.于是“冻结”在太阳物质里的磁力线就会逐步被拉长并环绕太阳,带有纬向成分.经多次缠绕之后纬向成分愈来愈强.磁场强度与磁力线的密度成正比,在多次缠绕之后太阳物质里的磁场基本变成纬向而且强度大为增加.磁力线之间互相有斥力,磁场加强时斥力愈来愈强.既然磁场“冻结”在太阳物质里面,磁力线的斥力就给太阳物质加上一种膨胀压力,通常称为磁压.在太阳内部对流层内,由于不均匀性,各处的气体压力并不完全相同,如果某处磁压超过气压,这一团物质就会膨胀,结果会像水里的气泡一样受到上浮力的作用向表面升起,最后连磁力线带物质都冒出太阳表面.在磁力线集中穿过对流层顶部进入光球的地方就会形成黑子.在磁力线集中和穿入的部位形成的黑子分别为N极性和S极性.且赤道两侧的磁力线走向正好相反,所以在南半球和北半球形成的黑子对的极性也相反. 由左到右可见磁力线缠绕的情形,及南北半球黑子的极性相反. 到此为止,我们发现所找到的资料对以上的说明差异性不大,均是以同一理论为观点.但在下来,讨论到为何磁力线会影响到温度时,便出现了新、旧两种差异性颇大的理论. 依照旧理论的说法,由于黑子里面磁力线大量密集,强大的磁场阻碍著太阳由内部到日面的对流,也就是电浆在黑子区的强大磁场之下不能随意移动,形成类似栓塞的效果,防止能量继续从内部流向表面.当栓塞上方的物质冷却后,已将近五千公里的时速流回太阳表面,周围的电浆便朝向黑子中心的磁场中进一步冷却并沉降,在磁场强度未衰之前,冷却效应便能够继续维持黑子结构的稳定. 由于磁拴塞能够防止热流向太阳面,因此黑子下层温度逐渐升高.天文学家在 1998 年6月的观测发现,太阳黑子其实很浅,表面下五千公里处的声速明显较高,显示该处的温度也较周围为高,与太阳黑子在表面处所呈现的现象刚好相反.新的理论同样以强大的磁场为基础,但却认为磁场不但没有抑制,反而大大加速能量的传送. 黑子的强大磁场把大部份热流变为磁流体波,沿磁力线迅速传播出去,能量就此化为波动(wave),因而冷却下来. 太阳黑子的影响——磁暴 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. 成因 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. 研究意义 磁暴观测早已成为各地磁台站的一项常规业务.在所有空间物理观测项目中,地面磁场观测最简单可行,也易于连续和持久进行,观测点可以同时覆盖全球陆地表面.因此磁暴的地面观测是了解磁层的最基本、最有效的手段.在研究日地空间的其他现象时,往往都要参考代表磁暴活动情况的磁情指数,用以进行数据分类和相关性研究. 磁暴引起电离层暴,从而干扰短波无线电通讯；磁暴有可能干扰电工、磁工设备的运行；磁暴还有可能干扰各种磁测量工作.因此某些工业和实用部门也希望得到磁暴的预报和观测资料. 磁暴研究除了上述服务性目的之外,还有它本身的学科意义.磁暴和其他空间现象的关系,特别是磁暴与太阳风状态的关系,磁暴与磁层亚暴的关系,以及磁暴的诱发条件,供应磁暴的能量如何从太阳风进入磁层等等问题,至今仍是磁层物理最活跃的课题.磁暴作为一种环境因素,与生态的关系问题也开始引起人们的注意和兴趣.

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