两个磁场中间放什么东西可以失去磁力_百度作业帮
两个磁场中间放什么东西可以失去磁力
两个磁场中间放什么东西可以失去磁力
首先要明白,两个磁场在一起就成了一个叠加磁场了,因为磁场强度是矢量,可以叠加!如果想把磁场隔离开来,一般用导磁材料如铁板等
两个磁场中间放云母可以失去磁力。
或者可以在中间放高温物体，可以消磁当前位置：
＞＞＞磁场中放一根与磁场方向垂直的通电导线，它的电流是2.5A，导线长..
磁场中放一根与磁场方向垂直的通电导线，它的电流是2.5 A，导线长1 cm，它受到的安培力为5×10-2 N。问： (1)这个位置的磁感应强度是多大？ (2)如果把通电导线中的电流增大到5A时，这一点的磁感应强度是多大？ (3)如果通电导线在磁场中某处不受磁场力，是否肯定这里没有磁场？
题型：计算题难度：中档来源：同步题
解：(1)由磁感应强度的定义式得： (2)磁感应强度B是由磁场和空间位置决定的，和导线的长度L、电流I的大小无关，所以该点的磁感应强度是2T(3)如果通电导线在磁场中某处不受磁场力，则有两种可能：①该处没有磁场，②该处有磁场，只不过通电导线与磁场方向平行
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据魔方格专家权威分析，试题“磁场中放一根与磁场方向垂直的通电导线，它的电流是2.5A，导线长..”主要考查你对&&磁感应强度&&等考点的理解。关于这些考点的“档案”如下：
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磁感应强度
磁感应强度：
磁感应强度B与电场强度E的比较：
发现相似题
与“磁场中放一根与磁场方向垂直的通电导线，它的电流是2.5A，导线长..”考查相似的试题有：
16845538426629292695740380033160740太阳磁场 - 概况
太阳磁场太阳磁场是分布于太阳和的磁场，分大尺度结构和小尺度结构。前者主要指太阳普遍和整体磁场，它们是单极性的，后者则主要集中在太阳活动区附近，且绝大多数是双极磁场。太阳指日面宁静区的微弱磁场，强度约1×10-4 特斯拉，它在太阳南北两极区极性相反，通过光球的大多数磁通量管被集中在太阳表面称作磁元的区域，其半径为100~300千米，场强为0.1~0.2特斯拉，大多数磁元出现在米粒和超米粒边界及活动区内。
太阳磁场 - 起源
太阳磁场的来源是一个尚未解决的难题。现有学说可分为两类：
化石学说一类是，认为现有的磁性是几十亿年前形成太阳的物质遗留下来的。理论计算表明，太阳普遍磁场的自然衰减期长达100亿年，因此，磁性长期留存是可能的。
发电机学说另一类是目前得到普遍承认的（），认为太阳的磁场是带电物质的运动使微弱的中子磁场得到放大的结果。既然太阳的物质绝大部分是等离子体，并且经常处于运动状态，那就可以利用发电机效应来说明关于太阳磁场起源中的若干问题。太阳磁场理论的一个重要课题是太阳活动周的形成机制。得到公认的是理论。它认为太阳的较差自转（太阳自转）使光球下面的水平磁力线管缠绕起来，到一定时候，上浮到日面，形成。由于大量的双极的膨胀和扩散，原来的普遍磁场被中和掉了，接着就会出现极性相反的普遍磁场。这样就可以解释太阳的22年。
太阳磁场 - 研究
测量海耳测得太阳黑子的磁场 1908年，美国天文学家等在（现称），利用光谱线的塞曼效应测量太阳黑子的磁场。这项工作后来在（1942年）、克里米亚天体物理台（1955年）等处也相继开展起来。1912年，海耳等开始测量太阳的普遍磁场，但得到的结果有较大误差。1953年，H.D.巴布科克研制了，用以观测太阳表面的微弱磁场。在以后二十多年，各种不同类型的磁像仪先后研制成功，因而发现了日面局部磁场、太阳整体磁场和磁结点等。实测工作取得巨大进展的同时，理论研究也蓬勃开展起来。例如，黑子、太阳活动周的起源、耀斑爆发机制以及磁场内谱线形成理论等研究，都有了重要的进展。
观测方法和仪器测量主要利用谱线的 ，也就是利用磁场内辐射的两种性质：①谱线的或致宽；②塞曼支线的偏振。一般使用呈现的磁敏感谱线；例如 FeIλ6303。谱线在磁场内的分裂量ΔλH与磁场强度H成正比，相应的关系式为ΔλH=4.67×10-5gλ2H，式中g为谱线的。对FeIλ6303来说，g=2.5。 黑子是日面上磁场最强的区域，强度可达三、四千高斯。这时 FeIλ6303的ΔλH约为10-1埃。大型太阳摄谱仪可以准确测定这个数值。具体作法是在摄谱仪狭缝前安放1/4（使圆偏振光变为平面偏振光）和偏光膜网（让不同偏振方向的光依次通过），底片上就能得到犬牙交错的谱线。这使人们容易直接测出ΔλH，代入上式便可算出磁场强度H。但是对于 以外的区域，磁场弱，ΔλH小，很难精确测定。这时需要使用磁像仪，按某种方式进行调制，交替地得到两条塞曼支线，于是穿过对准线翼的出射狭缝的辐射流量就会不断变化。根据这个变化的幅度可以测定H值。
太阳磁场 - 太阳活动区磁场
太阳黑子磁场一般说来，一个黑子群中有两个主要黑子，它们的磁极性相反。如果前导黑子是N极的，则后随黑子就是S极的。在同一半球（例如北半球），各黑子群的磁极性分布状况是相同的；而在另一半球（）情况则与此相反。在一个太阳活动周期（约11年）结束、另一个周期开始时，上述磁极性分布便全部颠倒过来。因此，每隔22年黑子磁场的极性分布经历一个循环，称为一个磁周。强磁场是太阳黑子最基本的特征。黑子的低温、物质运动和结构模型都与磁场息息相关。
耀斑与磁场的关系耀斑是最强烈的太阳活动现象。一次大耀斑爆发可以释放尔格的能量，这个能量可能来自磁场。在活动区内一个强度为几百高斯的磁场一旦湮没，它所蕴藏的磁能便全部释放出来，足够供给一次大耀斑爆发。在耀斑爆发前后，附近活动区的磁场往往有剧烈的变化。本来是结构复杂的，在发生后就变得比较简单了。这就是耀斑爆发的磁场湮的证据。太阳耀斑不仅会对地球上的电网构成威胁，同时也会造成极区出现极光现象，强大的带电粒子流穿过宇宙空间后与地球高层大气发生接触，导致极光的发生。&
日珥的磁场日珥现象日珥的温度约为一万度，它却能长期存在于温度高达一、两百万度的日冕中，既不迅速瓦解，也不下坠到太阳表面，这主要是靠磁力线的隔热和支撑作用。宁静的磁场强度约为10高斯，基本上与太阳表面平行；
太阳普遍磁场除太阳活动区外，日面宁静区也有微弱的磁场。整个说来，太阳和地球相似，也有一个普遍磁场。不过由于局部活动区磁场的干扰，太阳普遍磁场只是在两极区域比较显著，而不象地球磁场那样完整。太阳极区的磁场强度只有1～2高斯。太阳普遍磁场的强度经常变化，甚至极性会突然转换。这种情况在年和年曾两次观测到。
太阳整体磁场如果把太阳当作一颗，让不成像的太阳光束射进，就可测出日面各处混合而成的整体磁场。这种磁场的强度呈现出有规则的变化，极性由正变负，又由负变正。大致来说，在每个太阳自转周（约27天）内变化两次。对这个现象很容易作这样的解释：日面上有东西对峙的极性相反的大片磁区，随着太阳由东向西自转，科学家们就可以交替地观察到正和负的整体磁场。总之，太阳上既有普遍磁场，又有整体磁场。前者是南北相反的，后者是东西对峙的。
太阳磁场 - 结构
太阳磁场的精细结构磁场扇形结构通过高分辨率的观测表明，太阳磁场有很复杂的精细结构。就活动区来说，在同一个黑子范围内各处磁场强度往往相差悬殊；并且在一个就整体说来是某一极性（例如N极）的黑子里，常含有另一极性（S极）的小磁结点。因此，严格说来，单极黑子并不存在。在横向磁场图上，不仅各处强度不同，方位角也不一样。在中，较亮条纹与它们之间的较暗区域的磁场也有明显的差异。在活动区中，磁结点的直径约为1,000公里，磁场强度为1,000～2,000高斯。黑子磁场的自然衰减时间是很长的。在日面宁静区，过去认为只有微弱的磁场，其强度约为1~10高斯。可是新的观测表明，宁静区的磁场的强度同样是很不均匀的，也含有许多磁结点。它们在日面上所占面积很小，却含有日面宁静区绝大部分的。具体说来，宁静区磁结点的范围还不到200公里，而它们含的磁通量竟占整个宁静区的90%左右。由于磁通量集中，磁结点的磁场强度可达上千高斯，远远超过宁静区大范围的平均。
行星际磁场的扇形结构在磁场“冻结”的情况下，太阳风的粒子带着磁力线跑，于是太阳磁场便弥漫于整个太阳系空间。因为太阳在自转，太阳风所携带的磁力线就不是直线，而是螺旋线。此外，日面上有整体，相邻磁区的极性是相反的。这些因素同时起作用，形成行星际磁场的扇形结构。它和太阳整体磁场密切相关，它们的极性几乎完全一致。太阳整体磁场的极性一旦转换，际磁场的极性立即跟着转换。随着太阳磁场向外扩张，它的强度也就越来越弱。在地球外围空间，磁场强度还不到万分之一高斯。然而由于行星际空间的气体极为稀薄，这样弱的磁场也能对物质运动产生支配作用。在的作用下，地磁场被压缩在地球磁层的范围内，不能向外延伸。
太阳内部磁场在对太阳磁场测量只限于太阳。至于太阳内部磁场，还不能直接，只能用理论方法作粗略的估计。有人认为它可能比大气的强得多。
太阳磁场 - 磁场反转
日，美国国家航空航天局(NASA)表示，太阳磁场目前已经完全翻转，南北极对换。现在太阳磁场又开始向反方向移动，这个总过程将耗时22年，届时太阳两极又会发生转换。就职于NASA的托尼·菲利普斯表示：“太阳磁场翻转是个大事件。太阳磁场的影响远达数十亿公里，超越了冥王星所在位置。甚至影响到了正接近星际空间的‘旅行者’1号。”
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