地磁暴会造成人员伤亡么

不会。

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 。

地磁暴会造成人员伤亡么

进来的太阳风暴到达地球基本就被大气层吸收了，基本不会影响健康，不会造成人员伤亡

进来的太阳风暴到达地球基本就被大气层吸收了，基本不会影响健康

地磁暴对人类生活的影响有：导致人们无法正常通信，电网极易损坏甚至有可能烧毁，会使对于有气象依赖性的人感到不舒服，会影响航天活动、地质勘探和信鸽飞行等。地磁暴是地球磁场全球性的剧烈扰动现象，一般以地磁指数来表征地磁暴的大小。

地磁暴是什么

地磁暴是由高速等离子体冲击地球磁层引起的，对人身体的伤害是比较小的，对电子仪器的影响则会比较大。

地磁暴会引起全球性的地磁波动，地磁场的大小、方向首先会改变，进而影响人造卫星，对人类生活最直接的影响就是通信网络。

强磁暴时，地磁场会发生剧烈扰动变化，变化的地磁场会在土壤电阻率高的地区产生每公里几伏特到十几伏特，持续时间从几分钟到几小时的地面电势，从而引发大面积停电事故。

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。