一、Radio and EUV signatures of a solar flare-CME event on November 28, 1998（论文文献综述）
蔡祯茂[1]（2021）在《束缚环形耀斑的能量分配》文中研究表明耀斑是太阳上主要的爆发活动,在短时间内可以释放大量能量,通过有无伴随日冕物质抛射可以分为爆发耀斑和束缚耀斑。耀斑爆发的物理过程相当复杂,在此期间各种能量相互转换,各种作用力相互影响,所以要想得到完美解释耀斑爆发的物理模型是极其困难的。通过计算耀斑在爆发期间的能量分配,不仅可以对耀斑模型给出一定的参数限制,而且对磁重联等物理概念的验证以及空间天气的研究也有着重要意义。关于爆发耀斑能量分配的研究已经有很多,但是对于束缚耀斑能量分配的研究依然很少,所以本论文对束缚耀斑的能量分配做进一步的计算和探究。我们选取了四个位于日面中心附近的束缚环形耀斑（CRFs）,其中两个为M级,两个为C级,分别爆发于2012年5月10日,2013年11月7日,2013年12月29日以及2014年3月5日。利用SDO,GOES以及RHESSI的观测数据,我们计算了每个耀斑的各种能量成分,其中包括1-8 A,1-70 A,70-370 A的辐射能,热等离子体的总辐射损耗,峰值热能,加速电子的非热能以及磁场自由能。计算结果表明四个耀斑在1-70 A的辐射能要比70-370 A大很多,而且非热能比峰值热能以及辐射损失的总和还要多,这说明非热能是可以满足耀斑期间的整个热耗散所需（峰值热能以及辐射损失）。计算结果也表明耀斑爆发前存储的磁场自由能比其他能量成分更大,而且基本上所有能量成分的值都和耀斑等级呈正相关,说明等级越高的耀斑存储和释放的能量越大。通过计算四个CRFs非热能与磁场自由能的比值Enth/Emag,与之前关于爆发耀斑的研究相比较发现该值（0.70-0.76）更大,这或许可以作为区别爆发耀斑和束缚耀斑的判定条件。
陈俊[2]（2020）在《太阳活动区电流环不稳定性及磁场拓扑结构的研究》文中研究说明日面上的爆发活动经常与磁绳有关,而电流环不稳定性可以解释磁绳的初始抬升和爆发过程,伴随着磁绳的抬升,磁绳下方电流片的磁场重联释放出磁场中存储的能量,太阳耀斑由此发生。本文讨论了不同参数下电流环不稳定性的爆发条件,以及太阳耀斑极紫外后相的物理特征和成因,并分析了它们的磁场拓扑结构所起作用。以三维磁流体动力学数值模拟为手段,使用Titov-Demoulin无力场模型设定磁绳初始状态,磁绳足点固结,通过改变磁绳的粗细,足点距离,背景磁场与磁绳的夹角,研究磁绳在一系列不同参数下其电流环不稳定性的爆发阈值。过去的理论模型给出背景磁场的极向分量衰减因子为3/2时磁绳处于临界爆发状态,但在日面观测和实验中发现了不同情形下临界衰减因子散落在[1,2]之间。通过分析不同参数下得到的临界衰减因子,得到了如下结果:1.在磁绳比较粗的情况下,在磁轴位置测量的临界衰减因子数值偏高,而此时的电流经过演化聚积在磁轴下方,应考虑用经电流加权后的临界衰减因子表征背景磁场的衰减特征。在无环向分量的情况下,电流加权的临界衰减因子仍在区间[1,3/2]。2.在计算衰减因子的公式中,若高度的测量基于的零点不同,则衰减因子的数值也会不同。理论上零点应取于电流环中心,但观测上一般取为光球面。在大大偏离理论上细绳假设的情况下,越粗的磁绳对应的基于光球面测量的临界衰减因子越大,与理论预言的趋势相反。但如果考虑磁绳抬升后电流环圆心的变化,并基于圆心位置测量的临界衰减因子,则仍可以解释临界衰减因子随磁绳粗细反转的原因。3.背景磁场的环向分量对磁绳有强烈的致稳作用,一些参数下临界衰减因子甚至达到2以上。4.临界不稳定的爆发初期基本符合自相似膨胀假设,平衡态下为半环形的磁绳尤其符合。太阳耀斑的衰减相中在极紫外波段有时会有二次辐射通量增强,称为极紫外后相。过去的工作认为极紫外后相与主相发生在大小不同的两组环系,而极紫外后相的成因是二次加热还是长的环系的冷却过程存在争议。我们分析了 2010年至2014年间伴随着极紫外后相的55个M级以上耀斑,基于耀斑带的形态,这些耀斑被分类为环形耀斑（19个）、双带耀斑（23个）和复杂耀斑（13个）。其中有22个耀斑事件（40%）观测到了相关的日冕物质抛射。双带耀斑中的48%,环形耀斑中的37%,复杂耀斑中的31%观测到了后相峰值辐射通量超过主相峰值的超强极紫外后相,显示双带耀斑比环形耀斑更容易发生二次加热。因为后相辐射区域面积基本都大于主相区域,且空间上相互分离,环系的冷却可能是后相峰值晚于主相峰值出现的主要原因,尤其是对于环形耀斑。磁零点的“扇-脊”拓扑结构是内嵌在“穹-片”准分界层的子结构,示例的一个环形耀斑的后相成因可以很好地被“弯-片”准分界层解释。有一半的环形耀斑发现了磁零点的“扇-脊”拓扑结构。“穹-片”准分界层的存在是发生环形耀斑的主要原因。
刘瑾[3]（2020）在《希尔伯特-黄变换在空间物理瞬态时间序列数据分析中的应用》文中研究指明在日地空间系统中,无论是空基还是地基的观测数据,通常都会呈现出多尺度和非稳态的时间变化特征,这反映了空间物理中存在一些复杂的非线性动力学过程。因此,在空间物理瞬态时间序列观测数据的分析处理中,寻找合适的时频分析方法,获取关键物理参量各时间尺度的波形特征及其在时间-频率空间的瞬时能量分布,对我们深入了解日地空间系统的非线性物理特性具有重要意义。本文关注太阳风、地磁场相关的瞬时扰动和连续时间演化问题,尝试将希尔伯特-黄变换（Hilbert-Huang Transform,HHT）技术应用于空间物理中两种典型的非稳态时间序列数据,分别是中低纬局域地磁感应电流（Geomagnetically Induced Current,GIC）和太阳风中Alfvén波动数据的处理分析。HHT作为一种自适应的时频分析技术,能够根据信号本身的瞬时特性自适应地对其进行分解,并通过Hilbert变换获得信号的瞬时时频能量分布,近年来被广泛应用于各领域非线性非平稳时间序列的数据分析。在中低纬局域GIC效应及其驱动源的相关研究中,首先,针对中低纬电网GIC实际监测数据很有限且信号弱的问题,本文提出了一种GIC弱信号识别的方法,即基于局域电网GIC的监测数据、临近地磁场数据和太阳风能量输入参数,采用HHT方法分解和重构GIC的暴时扰动信号,通过综合分析GIC扰动信号的瞬时能量分布和磁暴各时间相扰动总能量的变化率来识别电网GIC对磁暴的响应。然后,运用短时 Fourier 变换（Short-Time Fourier Transform,STFT）、小波变换（Wavelet Transform,WT）和HHT三种不同的时频分析技术对一次超强磁暴期间的地基观测数据进行功率谱和时频能量谱分析,利用地磁场水平分量数据构建一组双频带GIC地磁振幅指数,并进一步分析了该指数与GIC监测信号的绝对振幅在波形和能量谱方面的对应关系。研究结果表明,在中强等级的磁暴期间,中低纬度局域电网监测到的GIC信号很弱,容易被其他周期信号或噪声掩盖,但经适当处理仍然可以将GIC弱信号用于分析空间天气的GIC潜在风险;在极端空间天气事件中,GIC监测信号存在两个频带上的能量集中分布,分别对应地磁水平分量的低频带能量和地磁水平分量差分信号的高频带能量。此外,本文基于上述两方面对GIC实际监测事例的分析,结合以往的相关研究,讨论并归纳了影响局域电网GIC效应的各方面因素,其中包括GIC的空间驱动源、大地深部电性结构和电网系统的自身因素。以上研究结果有助于扩充GIC实测事例的样本,对局域电网GIC潜在风险的评估、空间天气事件对地效应的统计分析和GIC预测模型的构建等方面的研究提供了重要的参考。Alfvén波是太阳风等离子体流中普遍存在一种磁流体电磁波,其主要的观测特征是等离子体速度和磁场波动呈强相关性且成比例,因此,基于单卫星太阳风观测数据,可以通过De Hoffmann-Teller（HT）坐标架中等离子体速度和磁场波动信号的Walen关系来判断识别太阳风中的Alfvén波。在太阳风Alfvén波的观测识别研究中,传统方法定义的HT坐标架是基于平稳化近似条件确定的,忽略了太阳风等离子体背景结构随时间的非稳态变化,同时,也没有考虑观测数据中有可能存在的其他波动或非传播磁结构的混杂干扰。因此,针对传统方法的局限性和不确定性,本文提出了 一种基于集合经验模态分解（Ensemble Empirical Mode Decomposition,EEMD）技术进行Alfvén波动分析的新方法,并通过两种Alfvén波的测试方式与现有的分析方法进行对比。在基于HT参考系的常规Walen测试中,通过对等离子体和Alfvén速度各分量之差进行EEMD分解直接提取出一组随时间变化的HT速度分量,由此得到的测试结果可与传统的最小剩余电场法（Minimum Variance Analysis on Electric Field,MVAE）和平均速度差法进行对比;在改进的Walen测试中,本文利用EEMD方法分解并重构出多种组合的等离子体速度和Alfvén速度波动分量,测试结果与速度时间差分方法进行比较。在综合考虑各个Alfvén波参数后,测试结果表明:本文提出的EEMD方法能显着优化Walen判据的认证效果,相对于传统的分析方法,EEMD方法不但可以自适应地获得一个随时间变化的HT参考系速度,还提供了一种重构Alfvén波动的灵活方案,有助于消除与Alfvén波性质无关的高频和低频干扰,更适用于存在非平稳的等离子体背景运动和磁场结构的复杂情况,可以作为基于单卫星数据识别太阳风中大振幅Alfvén波的一种有效方法来使用。
赵坤娟[4]（2020）在《基于iGMAS的电离层监测和评估方法研究》文中提出电离层对卫星信号的影响一直是全球卫星导航系统GNSS（Global Navigation Satellite System）数据处理中主要的误差源之一。基于GNSS的电离层研究主要包括电离层延迟监测方法研究,建模和预报研究,以及电离层产品的应用。随着我国北斗卫星导航系统BDS（Bei Dou Navigation Satellite System）全球组网建设完成,使得基于GNSS的电离层研究有了更多的机遇和可能性。一方面,北斗系统的星座不同于其他卫星导航系统,在赤道上空包含特有的地球静止轨道GEO（Geostationary Earth Orbit）卫星,可实现高精度电离层延迟监测;另一方面,我国建立了独立的国际GNSS监测评估系统（international GNSS Monitoring and Assessment System,i GMAS）,使得研究电离层有了可靠的数据支撑和分析基础。因此本文依托i GMAS重点开展了北斗GEO卫星的电离层监测、北斗全球广播电离层延迟修正模型BDGIM（Bei Dou Global broadcast Ionospheric delay correction Model）评估、i GMAS电离层产品长期预报方法研究。论文研究结果可促进i GMAS监测系统的完善和发展,为我国北斗卫星导航系统和电离层相关技术的发展和应用提供支撑。论文研究的主要成果和创新点如下:（1）利用北斗GEO卫星对地静止的特性,基于近几年的观测数据和频间偏差产品,开展了固定穿刺点处电离层TEC的连续监测试验研究。BDS特有的GEO卫星和地面站相对位置固定,其电离层穿刺点几乎固定不变,可对固定穿刺点处电离层进行连续不间断监测。因此论文提出利用GEO卫星双频观测数据对固定穿刺点处电离层TEC监测的方法。首先通过比较北斗码伪距和载波相位观测值的不同组合,分析得到B1&B2双频组合计算电离层延迟为最优组合。然后采用相位平滑伪距方法计算电离层延迟TEC,相较其他电离层数学模型,该方法的优点是不会引入模型误差,连续三年监测结果与IGS格网产品比较误差约为2TECU。最后利用GEO电离层连续的监测结果,分析了太阳活动的电离层响应特征。（2）在北斗三号全球系统开通之前,基于i GMAS全球跟踪网等数据,以GNSS多系统的事后精密电离层产品和双频实测电离层产品为参考,开展了北斗电离层模型（BDGIM）评估方法研究和实际的试验评估,并与其他广播电离层模型进行了比较分析。评估结果表明:a)与BDSKlob相比BDGIM模型在性能上有了较大提升,电离层改正精度大约提高了20%,并弥补了BDSKlob模型在高纬度和两极区域异常的缺点;b)BDGIM模型和GPSKlob模型相比,模型参数更新率快,对全球范围内的电离层延迟描述更精确,北半球和赤道区域的电离层改正优势明显,南半球中纬度区域和GPSKlob模型精度相当,南半球高纬度区域会出现精度略逊于GPSKlob模型;c)BDGIM模型在电离层平静时期和春季异常时期的表现都优于BDSKlob、GPSKlob模型,在较长时间尺度上BDGIM模型也是可靠的。d)通过与双频实测电离层的对比,BDGIM的差值STD约为1～2.5 TECU;BDSKlob的差值STD约为2～3 TECU,GPSKlob的差值STD约为1.7～6.8 TECU。（3）基于i GMAS电离层产品研究了电离层TEC的长期预报方法,提出了电离层TEC的直接序列预报方法和间接系数预报方法,并对实际预报效果进行了验证。研究电离层TEC的长期预报方法,对于卫星导航系统自主运行,以及相关科学研究等具有重要意义。直接序列预报方法是利用自回归滑动平均ARMA（p,q）模型直接对每个格网点上的电离层VTEC序列进行预报,而间接系数预报方法是将电离层VTEC转换成球谐系数后,对球谐系数序列应用ARMA（p,q）模型进行预报。利用i GMAS电离层产品对提出的两种方法进行检验和比较,结果表明,在15天以内,上述两种方法的预报结果较好,和参考值比较具有很好的一致性,预报值和参考值之差小于3 TECU的格网点数占比75%以上,在每天太阳直射阶段和参考值的差值略大,在4 TECU以内,超过15天时,间接系数预报方法的精度略高于直接序列预报方法。通过6次30天的预报得到的2019年下半年结果显示,两种方法电离层预报的精度基本在80%以上。另外,直接序列预报方法适用于区域性预报,间接系数预报方法适用于全球性预报;临时预报采用直接序列预报方法较为省时,而连续自动化预报采用间接系数预报方法更省时省存储空间。
王大鑫[5]（2020）在《真空紫外电离层光学遥感辐射特性和反演算法研究》文中研究说明电离层真空紫外（10nm-200nm）气辉辐射是中高层大气物理过程的一个重要能量源,主要是由太阳光电离激发以及光电子与高层大气碰撞电离激发过程而产生,对大气真空紫外气辉辐射的测量是地球电离层和热层天基遥感探测的重要手段,从中可以获得电离层F层电子密度剖面、O+离子密度剖面以及电离层氧氮比O/N2等物理参量的空间分布信息。由于低热层中分子粒子的吸收作用,导致光谱波长在200nm以下的气辉瑞利散射无法传递到热层高度以上,因此能够将测量区的辐射和其它大气区域的辐射隔离开,即利用卫星平台对真空紫外波段气辉辐射进行测量时,探测背景非常干净,因此真空紫外探测是研究电离层的理想探测手段,也是我国电离层探测的主要发展趋势之一。本文针对极远紫外在电离层及热层中应用广泛的波段,包括O+离子83.4nm日气辉、O原子135.6nm日气辉以及N2LBH辐射带的辐射特性展开研究,并利用风云三号D星电离层光度计的探测数据开展反演算法研究,为后续真空紫外电离层探测技术的进一步发展奠定了基础。主要研究成果包括:1、对真空紫外气辉的辐射传输机制进行研究,着重分析了电离层真空紫外气辉辐射的光电离激发过程、光电子碰撞激发过程以及吸收过程和共振散射过程;2、基于大气紫外辐射传输模型,对O+83.4nm日气辉的辐射传输特性进行研究,并通过构建马尔可夫链矩阵来实现O+83.4nm的辐射传输模型,基于此模型,模拟计算83.4nm气辉辐射的初始体发射率、共振散射作用下的体发射率和临边柱辐射强度的分布情况,探究O+83.4nm日辉谱线与高度、纬度、太阳活动和地磁活动等电离层物理参量的相关性;3、对氧原子135.6nm和氮分子LBH带辐射特性进行研究,并开发相关的反演算法,获得热层高度O/N2参数;4、采用滤波器滤波算法对FY-3D卫星上电离层光度计数据进行预处理,进一步降低仪器测量数据中残存的带外杂散光的影响,有效提高数据精度;5、将开发的反演算法应用于FY-3D卫星电离层光度计的探测数据,获得我国首个具有完全知识产权的O/N2分布情况。对2018年8月发生的磁暴现象时电离层光度计O/N2数据进行分析,并与全球紫外成像仪（Global Ultraviolet Imager,GUVI）的实测反演结果进行比较,结果表明:利用自行开发的反演算法获得的O/N2产品与GUVI获得的O/N2产品趋势一致性好。
应蓓丽[6]（2020）在《日冕物质抛射及其驱动激波的多波段和多视角研究》文中研究表明日冕物质抛射（coronal mass ejection,简称CME）是太阳大气中剧烈的爆发现象之一。其爆发通常能释放大量的能量并抛射大量磁化等离子体。当CME的运动速度超过当地快磁声速时,CME能够驱动激波形成。而CME所驱动的激波则能进一步导致太阳高能粒子事件（solar energetic particle,简称SEP）的发生。CME是引发地磁暴主要原因之一,而由其驱动激波产生的太阳质子事件可能影响航天器和宇航员的安全。因此,研究CME及其驱动激波的形成机制和性质有利于我们更加清晰的了解及监测它们的运动过程,降低它们带来的灾害性空间天气影响。本文主要以分析观测数据为主,对不同CME事件及其驱动激波进行了多方面研究。利用不同仪器的观测,我们分析了不同尺度的CME事件。观测数据主要来自SOHO、SDO和STEREO三个卫星。首先,我们分析了一个小尺度短时标的太阳爆发事件（第2章）,该事件的CME在低日冕中首先以热通道结构的形式存在和演化,其快速运动驱动了一个快模激波的形成。结合多波段观测,我们分析了它们的运动学和热学性质,并讨论了 CME热通道和激波的相互关系。其次,我们分析一个与喷流相关的CME（第3章）,该CME鼻端驱动了一个弓激波。对于这个CME及其驱动激波,我们对它们进行三维重构以此研究其演化过程并且讨论了 CME前沿的两个主曲率半径的关系。然后,利用磁流体动力学（magnetohydrodynamics,简称MHD）数值模拟的结果,我们合成得到白光图像,利用互相关方法计算了 CME的二维速度分布,并将该方法应用到实际观测事件中,以此首次获得了 CME的动能分布（第4章）。最后,结合SOHO/LASCO白光日冕仪数据和SOHO/UVCS O VI通道光谱数据和白光通道数据,我们分析了一个伴随激波的快速CME事件,并估算了 CME的密度、速度及温度分布等信息（第5章）。多年来,人们已经广泛研究了太阳大气中大尺度爆发事件的性质,但是,关于伴随激波的小尺度CME爆发研究,人们的认知却很有限。通过研究2015年11月4日的爆发事件,我们发现该事件源区较小,与其相关的M1.9级耀斑脉冲相持续时间短（<4分钟）。与大尺度的CME爆发事件相比,这个CME热通道结构主加速相持续时间短（<2分钟）、最大加速度大（～50km s-2,是目前所知加速度最大的一个CME）以及峰值速度高（～1800 km s-1）的特性十分突出。CME的快速脉冲式运动驱动了一个活塞型的快模激波。CME的膨胀速度和传播速度都小于激波运动速度,并且CME和激波间的间距随着时间不断增加。与该激波相关的Ⅱ型射电暴的起始基频高达～320 MHz,其源区的形成高度低于1.1 R☉,且形成时间不晚于CME热通道主加速相的2分钟以内。通过分析Ⅱ型射电暴的频带分裂,我们发现在1.1 R☉到2.3 R☉范围内激波的压缩比从2.2下降到1.3,激波上游的磁场强度从13 G降至0.5 G。此外,CME消耗的磁能（～4 × 1030 erg）与耀斑消耗的磁能（～1.6 × 1030 erg）量级相同,这个结果和大尺度爆发事件相同。这表明小尺度和大尺度爆发事件的CME和耀斑可能具有相同的耗能机制。依据爆发磁通量绳模型的预测,该CME事件的运动学特征可能与相关磁通量绳的足点间距小有关。许多研究发现利用CME和激波的间距（Δ）与CME鼻端曲率半径（Rc）之间的比值（δ）可推测激波上游的日冕信息,比如阿尔芬马赫数。但这些研究都仅考虑了 CME的一个曲率半径,而在真实空间中,CME具有三维结构,在其鼻端存在最大、最小两个主曲率半径。这里我们分析了 2010年8月31日的一个CME事件,该CME与喷流相关,并驱动了一个快模激波。结合SOHO和STEREO卫星数据,我们对喷流、CME及激波进行三维重构,并研究了这几个结构在三维空间中的真实运动学性质。考虑到激波顶点的运动速度与CME顶点的速度基本一致,以及激波鼻端具有弓激波形状,我们推测该激波鼻端遵循弓激波的形成机制。通过“区域拟合（mask-fitting）”方法,我们可获得非对称CME顶点的最大、最小主曲率半径及其曲率半径的演化。由CME的两个主曲率半径推导得到的比值δ之间相差四倍左右,这表明仅假设CME具有一个曲率半径将会导致日冕参量的估算产生很大误差。依据阿尔芬马赫数与比值δ的关系,我们还估算了日冕的阿尔芬马赫数、阿尔芬速度及磁场强度等参量。对于大多数CME的研究,研究人员一般通过追踪白光日冕图像中较亮的特征（如CME核心或前沿）计算CME的平均速度,并将CME的平均运动速度直接作为CME整体的运动速度。但实际上,CME通常存在明显的密度不均匀性,CME内部等离子体会以不同的投影速度向外传播,并导致CME自身复杂的演化,最终形成行星际CME。我们首次使用互相关方法分析了日冕白光图像序列,获得了 CME内部瞬时等离子体的二维速度分布图。该方法首先利用MHD数值模拟结果合成的白光图像进行测试,然后再被用于2010年10月28日的真实CME事件的速度测量。我们还研究了 CME内部的动能演化和分布,以及机械能（动能加势能）在CME核心和前沿不同部分的分配情况。将来,新一代的日冕仪将对CME提供白光和紫外（HI Lyα）波段的同时观测,比如搭载在ESA Solar Obiter卫星上的Metis日冕仪和搭载在中国先进天基太阳天文台（ASO-S）上的Lyα太阳望远镜（Lyα Solar Telescope,LST）。互相关方法可用于将来CME的速度测量,限制Lyα多普勒暗化效应,以便我们进一步分析CME相关物理参数。大量研究表明,CME在不同的波段中通常表现出不同的特征。许多工作讨论了未来多波段日冕仪（如Metis和LST）的观测结果的可能诊断方法。通过结合白光和紫外波段（HILyα121.6nm及其他波段）的观测,这些方法可以用来估算CME的密度和电子温度等物理性质。因此,我们也通过结合SOHO/LASCO的白光观测和 SOHO/UVCS 在 2.45R☉ 的紫外（O Ⅵ 103.2 nm 和 HILyα121.6 nm）和白光的观测分析了一个快速运动的CME,该CME同时驱动了一个激波。首次基于UVCS的白光数据,我们利用偏振度方法得到了 CME的传播位置角度。结合紫外和白光数据,我们分析得到了 UVCS视场中CME核心及暗腔处等离子体的电子温度和有效运动温度。CME核心的通过（可能还有嵌入的暗条中较冷等离子体的运动和膨胀冷却）导致电子温度下降至105K。CME前沿在Lyα强度图上出现明显的暗化现象。由于等离子体团视向方向运动,CME前沿的Lyα谱线轮廓致宽显着。我们利用LASCO白光图像推导的CME二维径向速度分布来限制Lyα谱线多普勒暗化效应,以此重构获得将来可能的Metis和LST的紫外观测图像。总的来说,我们利用不同的地面和空间观测仪器,对CME及其驱动激波进行了多角度多波段的观测分析。并结合已有的白光和Lyα波段观测,依据相对应的研究方法推导CME的速度、密度和温度等性质,为将来新的观测仪器（Metis和LST）提供必要的科学工具和准备。
李传洋[7]（2020）在《太阳射电爆发物理过程研究》文中研究说明太阳射电爆发现象一直是太阳射电研究,乃至整个太阳物理研究中的重要课题。由于射电辐射的观测特征（强度、频率、谱形等）与辐射源区的磁场、等离子体、高能粒子的性质密切相关,所以射电暴可用以诊断太阳大气的物理性质,特别是爆发过程中的物理参数。对射电暴的研究可以加深对太阳磁场能量的转换与释放、高能粒子的加速与射电暴产生机制的认识。本论文从观测数据分析、线性理论和数值模拟三个方面对射电爆发相关过程与辐射机制进行了研究。论文第一章主要介绍了有关的研究背景,包括太阳大气中的活动现象,及其引发的太阳射电爆发,同时简单介绍了两种重要的射电辐射机制:电子回旋脉泽辐射和等离子体辐射。第二章利用SDO/HMI-AIA、NRH射电成像等多波段数据,对Ⅰ型暴相关的太阳大气极紫外与磁场活动进行了详尽分析。导致Ⅰ型暴的动力学过程和辐射机制始终没有一个很好的阐释,其在太阳大气中对应的活动现象也是一个重要课题,有助于理解相关物理过程。通常认为,Ⅰ型暴是由捕获于黑子上方封闭磁结构中的高能电子激发的,代表着发生于太阳活动区上方的长时间、缓慢的磁场能量释放过程。有关研究对于认识活动区长时间演化及小尺度能量释放过程具有重要意义。本节分析了 2011年7月30日的一例Ⅰ型暴事件,联合SDO/AIA多波段EUV观测数据、HMI矢量磁场数据、NRH的Ⅰ型暴射电成像数据,找到了将Ⅰ型射电暴、EUV增亮、运动磁结构（MMFs）活动三者关联在一起的关键证据——Ⅰ型暴源区斜下方存在增强的EUV辐射增亮现象,呈非常规整的三带结构;源区辐射强度变化曲线与多波段EUV辐射流量相关系数高达0.7-0.8;EUV活动区下方的光球磁场存在频繁向外运动的磁结构,而且这些磁结构也呈三区分布。此外,观测到了MMFs有关磁对消、EUV增亮,还观测到几处明显的EUV增亮区域上方的双向喷流过程,这些说明Ⅰ型暴源区附近存在小尺度磁重联过程。基于光球磁场活动、日冕中的EUV和射电活动这三者之间的密切联系,认为观测到的Ⅰ型暴和EUV增亮等活动是光球上的MMFs驱动的小尺度磁场重联导致的,这一发现与Bentley et al.（2000）提出的MMFs是米波Ⅰ型暴的源基本一致。结合源表面势场外推（PFSS）结果,得出Ⅰ型暴产生过程的物理图景为:MMFs在外移过程中发生磁场对消,驱动上方磁拱发生磁场重联形成新的闭合磁环,这一过程中产生并加速高能电子激发射电辐射。根据上面Ⅰ型暴物理图景描述,可知Ⅰ型暴与小尺度磁重联过程相关。这些重联过程所加速产生的高能电子注入并束缚于活动区上方的闭合磁环之中。因此Ⅰ型暴辐射与束缚于闭合环中的约束电子及重联过程瞬时注入的高能电子有关。除Ⅰ型暴外,ⅣV型暴以及其它几类射电暴（Ⅱ,Ⅴ）也均可能与束缚电子有关。束缚于磁结构中的能量电子能够形成损失锥类分布,这种分布在垂直速度方向上具有反转的粒子分布,即（?）f/（?）v⊥>0,其中f表示能量电子的速度分布函数。这些电子能够驱动动理学不稳定性并激发等离子体波,在等离子体特征频率比ωpe/Ωee》1条件下,这类分布将会激发增强的Z波模,驱动Z模不稳定性。第三章研究了约束电子通过电子回旋共振不稳定性所激发的Z模波情况,细致分析了背景等离子体温度和非热电子能量对Z模激发的影响。以往同类研究鲜有考虑背景等离子体的热效应,个别考虑该热效应影响的文章甚至存在矛盾之处。本工作从动理论出发,推导了包含背景等离子体热效应的Z模增长率,研究了背景等离子体温度（T0）和能量电子速度（ve）对Z波模的影响,并分析了导致这些影响的原因。除分析最大增长率（γmax）随ωpe/Ωce的变化之外,也讨论了其它参数如传播角（θ）和增长波频率（ω）的变化。首先,在固定频率比（ωpe/Ωce=15）时,发现（1）γma。随ve增加总体上呈下降趋势,而随T0的变化趋势与ue的具体数值有关;（2）随着T0和ue的连续增加,频率实部ωmaxr呈现出明显的阶梯状跳变,跳变前后则为渐变。分析表明,这主要是由主导谐波次（即Z模增长率最大的谐波次）在特定参数上的变化引起的;（3）相应Z模传播方向总是与磁场方向垂直或接近垂直,且传播角（θmax）展现出与ωmaxr同步的变化。然后,变化频率比（10<ωpe/Ωce≤30）时,主要考察了T0和ue对（γmax,ωpe/Ωce）曲线峰值和相邻峰谷比（用于衡量曲线平滑度）的影响,发现:（1）曲线最显着的特征就是准周期的波峰和波谷,相邻峰之间相差约Ωce,这种Z模的增长特征在以往研究中已被用来解释观测到的ⅣV型暴斑马纹结构;（2）随ωpe/Ωce的增加,曲线峰谷比减小,并且曲线峰值位置向ωpe/Ωce小的方向移动;（3）曲线峰谷比随T0增加基本不变;而在ue≤0.3c时,峰谷比随ve增加整体呈下降趋势,对应于减弱的斑马纹特征;对于更大的ue,则峰谷比低于1.2,这对应于不含斑马纹的ⅣV型暴连续谱辐射,或者Ⅰ型暴的连续谱背景。该工作表明,太阳爆发过程中的等离子体加热和粒子加速会对射电暴谱型有重要影响,产生带有或不带有斑马纹的辐射,并可能导致频率起伏变化。Ni et al.（2020）使用PIC方法研究了基于电子回旋脉泽不稳定性的等离子体辐射过程（ECMI-Plasma Emission）,讨论了高杂波（UH）、Z模和W模的性质,及之后的非线性波模耦合与等离子体辐射过程。第四章基于Ni et al.（2020）的工作,利用粒子模拟（PIC）方法验证了第三章的部分线性理论结果,并进一步研究了高能电子能量（ve）与等离子体特征频率比（ωpe/Ωce）对增长波模性质的影响（10≤ωpe/Ωce≤11）。结果显示,ECMI过程激发的UH模增长率随ωpe/Ωce的变化与第三章的线性理论结果基本一致;分析了各主要波模强度对频率比的依赖关系,发现UH模的线性增长率与最终能量随ωpe/Ωce变化的趋势并不同步,而Z模增长率与能量变化曲线基本一致;UH和H模、O-F和Z模的强度变化基本一致,这在一定程度上支持Ni et al.（2020）提出的ECMI波模耦合过程。另外,发现谐频辐射的方向性显着依赖ue和ωpe/Ωce的值。ve=0.15c时,若ωpe/Ωce～10及11,H辖射在垂直方向增长最明显,而在两数值之间时H模在除了平行方向及准平行方向之外的各个方向上均有一定辐射。谐频辐射显着强于基频辐射,前者随ωpe/Ωce的能量变化曲线呈现更大起伏,故更可能是ⅣV型暴斑马纹对应的辐射模式。这些结果对于如何基于观测诊断日冕等离子体密度和磁场等参数具有重要意义。论文的第五章是对本论文主要研究成果的总结,及对今后工作提出的展望。
梁周渝[8]（2020）在《耀斑爆发位置与电流分布的统计关系》文中研究指明太阳耀斑是太阳大气中局部区域急剧增亮的一种太阳活动现象,也是太阳大气中迄今观测到的最剧烈的太阳活动现象之一。太阳耀斑爆发过程中释放的大量高能电磁辐射和高能粒子流在很大程度上会影响日地空间环境和地球人类的生活。因此研究太阳耀斑的爆发机制和演化规律,给出一种可能的预报方法具有积极的科研意义。2017年9月6日位于日面西南方向的活动区NOAA AR12673在8:00-12:00UT时段内频繁地出现了包括两个X级的大耀斑在内的十多次耀斑爆发。针对耀斑爆发的位置,我们应用SDO/AIA在1700?波段观测的活动区数据进行了仔细的统计研究,结果发现在这一时段内（8:00-12:00UT）活动区内形成的耀斑块共计约有57个（大耀斑可以由数个甚至十几个耀斑块组成）,我们将这些耀斑块的位置都用星号标注在同一张图上,结果显示这些耀斑块分布具有明显的规律,其中三十几个分布在一条南北走向的带状区域上,另外二十几个分布在东西走向的带状区域。将这个分布图与SDO/HMI观测的矢量磁图进行比对,很容易发现南北走向的分布带几乎与活动区的磁中性线重合,而东西走向的分布带则与磁图特征没有显着的对应关系。但是比较活动区在9月1至9月6日的演化,我们发现两个耀斑块分布带均位于新浮磁流区。为了更进一步理解耀斑的爆发机制,我们基于SDO/HMI获得活动区矢量磁图,利用安培环路积分算法计算出活动区的电流分布,对比耀斑块位置与电流分布情况,发现耀斑爆发位置与强电流带有非常好的对应关系:视向电流分布图显示在磁中性线对应的位置处存在一对极性相反的共轭强电流带,而南北走向的耀斑块分布带上的耀斑块的位置大部分都对应于强电流区;另外东西走向的耀斑块分布带所处的位置也出现电流分布极强区。这种对应关系表明耀斑的爆发与太阳活动区内的电流分布存在紧密的联系。根据以上的相关关系,一种比较合理的解释可能是,活动区内强电流区贮存了高密度的自由能,这些自由能一旦释放就可能快速加热相应区域的等离子体,从而形成猛烈的耀斑爆发。强电流结构我们可以在耀斑爆发之前利用矢量磁图计算出来,因此我们可以在耀斑爆发之前根据强电流带的位置推测耀斑可能爆发的位置。从而根据这种耀斑与电流分布的对应关系,提出一种预报耀斑爆发位置可行的方法。本文第1章主要介绍太阳的分层结构和太阳活动区爆发的太阳活动现象。第2章主要介绍太阳耀斑的研究进展、磁流体方程（MHD）、磁重联模型、电流片的形成和耀斑理论模型。第3章介绍了活动区磁场的测定理论和电流的计算方法。第4章是我们的主要工作,即对耀斑爆发位置与电流分布的统计研究。
段雅丹[9]（2020）在《孪生日冕物质抛射的形成机制研究》文中进行了进一步梳理本文主要利用太阳动力学天文台（SDO）的一组高精度数据,再结合SOHO中LASCO/C2的数据后,对太阳大气中一例孪生日冕物质抛射（Twin CME）的触发机制进行了研究。该事件发生于2015年8月23日,位于一个宁静区冕洞附近。通过成像观测和动力学分析,我们发现这个孪生CME是由一个迷你暗条驱动的爆裂喷流演化而来的;这个小暗条的激活伴随着光球层连续的磁场对消,我们还观测到准周期的小喷流活动出现在小暗条下方;由于小暗条与周围开放的磁力线发生磁场重联,它在北端部分断裂并在向南方向形成了一个喷流;这个喷流由于一组远区开放磁力线的影响发生了偏转,导致喷流由南向东发生了明显的喷射方向变化。基于喷流,暗条爆以及这个孪生CME相近的时间,空间关系。我们得出结论:在高日冕被大视角分光日冕仪（LASCO/C2）捕捉到的这个孪生CME,它的喷流状部分（jetlike CME）是喷流在外日冕的延伸,而泡状的部分（bubble-like CME）应该起源于喷流底部由封闭磁场所限制的迷你暗条。此外,我们还利用日冕磁场（势场）外推技术（PFSS）来推断该事件的拓扑结构;利用WIND/WAVES的射电频谱来探测其有关的行星际射电信号。本文第1章为绪论部分,分别介绍太阳分层结构,太阳磁场和太阳活动。第2章主要介绍日冕物质抛射,喷流和独特的孪生CME现象。第3章介绍观测的仪器及数据分析。第4章为我们的主要工作,即观测研究一个由小暗条驱动的日冕喷流在高日冕演变成一对孪生CME的物理过程。第5章为总结与展望。
朱健[10]（2020）在《基于YOLOv3和DeepSort的太阳活动区检测与跟踪》文中研究表明太阳活动区是各类太阳活动的主要能量来源,剧烈的太阳活动会直接影响人类的生存环境,因此准确地检测与跟踪太阳活动区对监控和预报空间天气非常重要。太阳活动区的跟踪是一种典型的多目标跟踪问题,根据太阳活动区跟踪的任务需求和Detection-Based Tracking（DBT）模式的特性,本文选用了DBT模式,先采用检测算法检测太阳活动区,再对检测结果进行跟踪。目前用来解决太阳活动区检测与跟踪的方法主要采用传统的图像处理技术。这些方法在检测和跟踪方面存在如下问题:（1）一个具有双极的太阳活动区被误检测为多个活动区。（2）多个距离较近的太阳活动区被误检测为一个活动区。（3）未能及时标注新浮现的太阳活动区、以及仍标注了已经在全日面图像上消失的太阳活动区等现象。本文基于深度学习框架的YOLOv3和DeepSort提出了一种太阳活动区检测和跟踪方法（Active Regions Detection and Tracking Method,ARDTM）。主要工作如下:（1）建立太阳活动区检测数据集。（2）研究基于YOLOv3的太阳活动区检测方法。本文采用YOLOv3-spp方法作为太阳活动区检测方法,该方法在YOLOv3的基础上添加了空间金字塔池化,有效提高了检测性能和准确率。（3）建立太阳活动区跟踪数据集。（4）研究基于纬向较差自转定律和DeepSort的太阳活动区跟踪方法。该跟踪方法对DeepSort中的重识别网络、目标预测、目标匹配和终止条件等方面都做了改进。有效提高了算法对太阳活动区的跟踪性能。ARDTM方法较好地解决了传统图像处理技术易将一个太阳活动区误检测为多个,或者多个太阳活动区误检测为一个活动区的问题;及时捕获到新产生的太阳活动区和终止跟踪已消失的太阳活动区,有效地提高了太阳活动区跟踪的准确率。本文的训练集虽然只采用了HMI数据,但本方法能很好地检测和跟踪HMI和MDI序列数据上的太阳活动区,表现出了较好的泛化性。在太阳活动区检测数据集上,本方法的召回率达到了92.77%,精确率达到了91.70%,AP达到了91.04%。在太阳活动区跟踪过程中,12分钟间隔的序列数据的多目标检测准确率（MOTA）达到了91.2%,24小时间隔的序列数据的MOTA达到了82.7%,在两种序列数据上的MOTA达到了90.2%。结果表明,该方法可以较好地检测和跟踪不同望远镜、不同时间间隔序列图像中的太阳活动区。为了进一步提高短时间间隔序列数据的跟踪性能,本文针对短时间间隔的（12-36分钟）序列数据对ARDTM进行了改进,在ARDTM的基础上添加了局部加权线性回归（LWLR）,将该方法称之为LWLR-ARDTM。经过测试,本方法适用于时间间隔为12-36分钟的序列数据中太阳活动区的跟踪。在12分钟时间间隔的序列数据上,MOTA达到了92.7%,比ARDTM提高了1.5个百分点,具有更好的跟踪性能。
二、Radio and EUV signatures of a solar flare-CME event on November 28, 1998（论文开题报告）
（1）论文研究背景及目的
此处内容要求：
首先简单简介论文所研究问题的基本概念和背景，再而简单明了地指出论文所要研究解决的具体问题，并提出你的论文准备的观点或解决方法。
写法范例：
本文主要提出一款精简64位RISC处理器存储管理单元结构并详细分析其设计过程。在该MMU结构中,TLB采用叁个分离的TLB,TLB采用基于内容查找的相联存储器并行查找,支持粗粒度为64KB和细粒度为4KB两种页面大小,采用多级分层页表结构映射地址空间,并详细论述了四级页表转换过程,TLB结构组织等。该MMU结构将作为该处理器存储系统实现的一个重要组成部分。
（2）本文研究方法
调查法：该方法是有目的、有系统的搜集有关研究对象的具体信息。
观察法：用自己的感官和辅助工具直接观察研究对象从而得到有关信息。
实验法：通过主支变革、控制研究对象来发现与确认事物间的因果关系。
文献研究法：通过调查文献来获得资料，从而全面的、正确的了解掌握研究方法。
实证研究法：依据现有的科学理论和实践的需要提出设计。
定性分析法：对研究对象进行“质”的方面的研究，这个方法需要计算的数据较少。
定量分析法：通过具体的数字，使人们对研究对象的认识进一步精确化。
跨学科研究法：运用多学科的理论、方法和成果从整体上对某一课题进行研究。
功能分析法：这是社会科学用来分析社会现象的一种方法，从某一功能出发研究多个方面的影响。
模拟法：通过创设一个与原型相似的模型来间接研究原型某种特性的一种形容方法。
三、Radio and EUV signatures of a solar flare-CME event on November 28, 1998（论文提纲范文）
（1）束缚环形耀斑的能量分配（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳简介 |
| 1.2 耀斑概述 |
| 1.3 耀斑的多波段观测 |
| 1.3.1 射电波段 |
| 1.3.2 可见光以及红外波段 |
| 1.3.3 UV、EUV以及SXR |
| 1.3.4 HXR、γ波段 |
| 1.3.5 磁场观测 |
| 1.4 耀斑模型 |
| 1.4.1 耀斑能量存储 |
| 1.4.2 耀斑的触发 |
| 1.4.3 耀斑能量的转化 |
| 1.4.4 耀斑和CME |
| 第2章 束缚环形耀斑能量分配的研究 |
| 2.1 成像观测和磁场结构 |
| 2.2 辐射能 |
| 2.3 辐射损失 |
| 2.4 峰值热能 |
| 2.5 非热能 |
| 2.6 磁场自由能 |
| 第3章 总结与展望 |
| 3.1 关于CRFs能量成分计算的讨论与总结 |
| 3.2 展望——临界自组织(SOC)模型在太阳中的应用 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（2）太阳活动区电流环不稳定性及磁场拓扑结构的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 研究背景介绍 |
| 1.1 太阳概况 |
| 1.2 太阳活动区 |
| 1.2.1 太阳黑子 |
| 1.2.2 暗条(日珥) |
| 1.2.3 日冕物质抛射 |
| 1.2.4 太阳耀斑 |
| 1.3 磁场的拓扑结构 |
| 1.3.1 磁绳下方的磁场拓扑结构 |
| 1.3.2 磁零点的“扇-脊”磁场拓扑结构 |
| 1.3.3 磁压缩因子Q |
| 1.4 电流环不稳定性 |
| 第2章 数值模型,观测数据及处理方法 |
| 2.1 数值方法 |
| 2.1.1 Titov-Demoulin模型 |
| 2.1.2 磁流体动力学数值模拟 |
| 2.1.3 势场外推 |
| 2.1.4 追踪磁力线的数值方法 |
| 2.1.5 计算磁压缩因子Q的数值算法 |
| 2.1.6 寻找磁零点的数值方法 |
| 2.2 观测数据及处理方法 |
| 2.2.1 太阳动力学观测站(SDO) |
| 2.2.2 ELP事件认证 |
| 2.2.3 Hopkins统计 |
| 第3章 电流环不稳定性爆发阈值的研究 |
| 3.1 参数设置 |
| 3.2 临界背景磁场的确定 |
| 3.3 爆发阈值与参数的关系 |
| 3.3.1 B_(et)=0时,D_f和a的几何效应 |
| 3.3.2 临界衰减因子与a的关系异常的原因 |
| 3.3.3 背景磁场环向分量的致稳作用 |
| 3.3.4 Green函数外推的势场下的临界衰减因子 |
| 3.3.5 磁场拓扑结构的对爆发阈值的影响:BPS与HFT的对比 |
| 3.4 磁绳爆发后的自相似膨胀 |
| 第4章 太阳耀斑极紫外后相及其磁场拓扑的研究 |
| 4.1 伴随环形耀斑的ELP事件特征 |
| 4.2 伴随双带耀斑的ELP事件特征 |
| 4.3 统计结果 |
| 第5章 总结与展望 |
| 5.1 关于电流环不稳定性的研究的总结 |
| 5.2 关于耀斑极紫外后相的研究的总结 |
| 5.3 展望 |
| 5.3.1 电流环不稳定性的后续研究 |
| 5.3.2 磁绳振动周期异常的研究 |
| 5.3.3 关于耀斑极紫外后相的后续研究 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（3）希尔伯特-黄变换在空间物理瞬态时间序列数据分析中的应用（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 地磁扰动事件及其驱动源特征 |
| 1.1.1 空间天气历史事件及其影响 |
| 1.1.2 GIC问题的研究意义和背景 |
| 1.1.3 GMD事件的多尺度特性 |
| 1.2 太阳风中Alfvén波的概述 |
| 1.2.1 太阳风的基本观测属性 |
| 1.2.2 太阳风中Alfvén波的观测研究进展 |
| 1.3 数据处理思路和数据来源 |
| 1.3.1 瞬态数据处理思路 |
| 1.3.2 数据来源简介 |
| 1.4 论文研究的主要内容 |
| 第2章 瞬态时间序列观测数据的分析方法 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 时间序列的数据分析 |
| 2.2.1 相关性分析 |
| 2.2.2 功率谱及时频能量谱分析 |
| 2.3 常用的时频分析方法 |
| 2.3.1 短Fourier变换 |
| 2.3.2 Wigner-Ville分布 |
| 2.3.3 Wavelet分析 |
| 2.4 HHT方法原理及步骤 |
| 2.4.1 HHT的基本概念 |
| 2.4.2 经验模态分解 |
| 2.4.3 集合经验模态分解 |
| 2.4.4 Hilbert谱分析 |
| 2.4.5 HHT尚待解决的问题 |
| 2.5 本章小结 |
| 第3章 中低纬电网GIC效应及其空间驱动源的研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.1.1 中低纬GIC研究面临的困难 |
| 3.1.2 GIC的基础理论 |
| 3.2 中低纬电网GIC弱信号的处理分析 |
| 3.2.1 事件选取和数据来源 |
| 3.2.2 暴时扰动信号的分解和重构 |
| 3.3 极端GIC事件相关数据的谱分析 |
| 3.3.1 事件选取和数据来源 |
| 3.3.2 GIC的功率谱和边际谱 |
| 3.3.3 地磁及GIC信号的时频能量谱 |
| 3.3.4 双频带GIC地磁振幅指数 |
| 3.4 局域电网GIC易损性因素分析 |
| 3.4.1 GIC的空间驱动源 |
| 3.4.2 大地深部电性分布 |
| 3.4.3 电网系统的自身因素 |
| 3.5 本章小结 |
| 第4章 太阳风中Alfvén波的观测识别研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.1.1 Alfvén波的理论基础 |
| 4.1.2 De Hoffmann-Teller分析 |
| 4.2 Alfvén波的传统识别方法 |
| 4.2.1 Walén测试 |
| 4.2.2 Alfvén波的纯度指标 |
| 4.3 基于EEMD的Alfvén波判定方法 |
| 4.3.1 Alfvén波动事件的选取 |
| 4.3.2 基于HT坐标架进行的Walén测试 |
| 4.3.3 基于速度变化量的改进Walén测试 |
| 4.4 本章小结 |
| 第5章 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（4）基于iGMAS的电离层监测和评估方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 选题的背景和意义 |
| 1.2 电离层相关研究的国内外现状 |
| 1.3 论文主要内容与结构安排 |
| 第2章 GNSS相关内容及电离层基本理论 |
| 2.1 GNSS的发展现状及IGS和 iGMAS的简介 |
| 2.2 卫星导航定位原理及相关误差源分类 |
| 2.3 电离层的基本理论 |
| 2.4 本章小结 |
| 第3章 基于北斗GEO卫星的电离层监测方法 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 双频实测电离层监测原理和精度分析 |
| 3.2.1 双频观测值的选取及平滑方法 |
| 3.2.2 组合观测值计算电离层的精度分析 |
| 3.3 利用北斗GEO卫星的优势 |
| 3.4 监测固定穿刺点处TEC结果及分析 |
| 3.4.1 单站电离层监测结果 |
| 3.4.2 典型测站连续监测结果与分析 |
| 3.5 利用监测结果分析太阳活动的电离层响应特征 |
| 3.5.1 太阳活动表征指数与分析电离层响应的思路 |
| 3.5.2 第24太阳活动周的电离层响应特征及其分析 |
| 3.6 本章小结 |
| 第4章 北斗三号BDGIM模型性能评估 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 广播电离层模型算法 |
| 4.3 测站分布、参数选择与评估方法 |
| 4.4 评估结果及分析 |
| 4.4.1 全球格网点上不同电离层模型计算结果与分析 |
| 4.4.2 各个站点上空不同电离层模型计算结果与分析 |
| 4.4.3 与双频实测电离层的对比 |
| 4.5 本章小结 |
| 第5章 iGMAS电离层产品的长期预报方法研究 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 时间序列模型及其性质 |
| 5.3 直接序列预报方法和间接系数预报方法 |
| 5.4 预报结果及其分析 |
| 5.4.1 直接序列预报方法预报结果 |
| 5.4.2 间接系数预报方法预报结果 |
| 5.4.3 两种方法预报结果对比及其分析 |
| 5.5 本章小结 |
| 第6章 地磁活动的电离层响应特征分析 |
| 6.1 引言 |
| 6.2 地磁暴的指数和形态及分析电离层响应的思路 |
| 6.3 地磁活动对应的测站电离层响应实例与分析 |
| 6.3.1 测站TEC序列和强磁暴期间DST指数相关性 |
| 6.3.2 电离层增量dTEC和强磁暴期间DST的相关性 |
| 6.3.3 较平静地磁环境下的电离层响应 |
| 6.4 本章小结 |
| 第7章 总结与展望 |
| 7.1 论文的主要结论及创新点 |
| 7.2 下一步工作展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
（5）真空紫外电离层光学遥感辐射特性和反演算法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 引言 |
| 1.1 研究背景 |
| 1.1.1 地球大气的基本组成及特征 |
| 1.1.2 电离层对人类生活的影响 |
| 1.1.3 电离层探测技术 |
| 1.2 天基电离层光学遥感探测 |
| 1.2.1 极紫外光学遥感探测 |
| 1.2.2 远紫外光学遥感探测 |
| 1.2.3 真空紫外电离层探测技术研究进展 |
| 1.2.4 真空紫外电离层反演算法研究进展 |
| 1.3 本文的课题来源、研究内容及研究意义 |
| 第2章 极紫外O~+83.4NM日气辉辐射传输特性研究 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 O~+83.4NM日气辉辐射的产生机制 |
| 2.3 O~+83.4NM气辉辐射传输模型 |
| 2.3.1 完全频率再分配 |
| 2.3.2 几何结构 |
| 2.3.3 马尔可夫链形式 |
| 2.4 O~+83.4NM气辉辐射模式计算结果分析及验证 |
| 2.4.1 O~+83.4nm气辉辐射随高度的变化 |
| 2.4.2 O~+83.4nm气辉辐射与太阳活动的关系 |
| 2.4.3 O~+83.4nm气辉辐射与地磁活动的关系 |
| 2.5 本章小结 |
| 第3章 OI 135.6NM远紫外气辉辐射传输特性研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 OI 135.6NM远紫外气辉辐射传输计算 |
| 3.2.1 OI 135.6nm远紫外气辉辐射产生机制 |
| 3.2.2 OI 135.6nm远紫外气辉辐射传输模型 |
| 3.2.3 OI 135.6nm远紫外气辉辐射传输算法 |
| 3.3 OI 135.6NM日气辉辐射临边计算结果及分析 |
| 3.3.1 OI 135.6nm日气辉随高度的变化情况 |
| 3.3.2 OI 135.6nm日气辉辐射与太阳活动的关系 |
| 3.3.3 OI 135.6nm日气辉辐射与地磁活动的关系 |
| 3.4 本章小结 |
| 第4章 N_2 LBH远紫外气辉辐射传输特性研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 N_2 LBH远紫外气辉辐射传输模型 |
| 4.3 N_2 LBH远紫外气辉辐射传输算法 |
| 4.4 N_2 LBH带日气辉辐射临边计算结果及分析 |
| 4.4.1 N_2 LBH日气辉随高度、纬度的变化情况 |
| 4.4.2 N_2 LBH日气辉辐射与太阳活动的关系 |
| 4.4.3 N_2 LBH日气辉辐射与地磁活动的关系 |
| 4.5 本章小结 |
| 第5章FY-3D电离层光度计反演白天电离层O/N_2 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 O/N_2反演基本原理 |
| 5.3 切比雪夫滤波器处理信号杂散光 |
| 5.4 FY-3D电离层光度计O/N_2的反演计算 |
| 5.5 本章小结 |
| 第6章 总结 |
| 6.1 本文总结 |
| 6.2 论文主要创新点 |
| 6.3 工作展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
（6）日冕物质抛射及其驱动激波的多波段和多视角研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 CME及其驱动激波的研究及观测 |
| 1.1 日冕辐射 |
| 1.1.1 白光辐射 |
| 1.1.2 紫外辐射 |
| 1.2 CME观测研究 |
| 1.2.1 CME的空间及地面观测仪器 |
| 1.2.2 CME的多波段观测特征 |
| 1.2.3 CME的动力学特征 |
| 1.2.4 CME/耀斑标准模型及CME触发机制 |
| 1.3 日冕中的波动和激波 |
| 1.3.1 MHD波动模式 |
| 1.3.2 激波理论 |
| 1.3.3 激波的观测特征 |
| 第2章 小尺度短时标CME及其驱动激波 |
| 2.1 2015年11月4日爆发事件观测 |
| 2.2 分析和结果 |
| 2.2.1 CME热通道的传播和膨胀 |
| 2.2.2 活塞型驱动激波 |
| 2.2.3 CME热通道与激波的关系 |
| 2.2.4 爆发事件的热力学性质 |
| 2.2.5 LASCO视场中的CME |
| 2.3 讨论与小结 |
| 2.3.1 讨论 |
| 2.3.2 小结 |
| 第3章 与喷流相关的CME及其驱动激波 |
| 3.1 2010年8月31日爆发事件观测 |
| 3.2 喷流、CME和激波的三维重构 |
| 3.3 喷流、CME和激波的运动学性质 |
| 3.4 相关日冕物理参量的估测 |
| 3.5 CME的起始和激波形成机制 |
| 3.6 讨论与小结 |
| 第4章 利用互相关方法首次测量CME内部二维速度分布 |
| 4.1 利用合成白光图像测量CME径向速度分布 |
| 4.1.1 径向速度测量的互相关方法 |
| 4.1.2 CME径向速度不确定性 |
| 4.2 2010年10月28日CME事件分析 |
| 4.2.1 CME的观测 |
| 4.2.2 CME的二维径向速度分布 |
| 4.2.3 CME的多普勒暗化因子 |
| 4.2.4 CME的能量分布 |
| 4.3 讨论与小结 |
| 第5章 紫外和白光波段的CME研究 |
| 5.1 CME在LASCO和EUV波段的观测 |
| 5.2 CME在UVCS的观测 |
| 5.2.1 紫外通道观测 |
| 5.2.2 白光通道观测 |
| 5.2.3 白光与紫外的直接比较 |
| 5.3 结合紫外和白光观测的温度诊断 |
| 5.3.1 CME密度测量 |
| 5.3.2 CME内部径向速度测量 |
| 5.3.3 CME温度测量 |
| 5.4 讨论与小结 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 参考文献 |
| 附录A 三维曲面拟合及曲率半径计算 |
| A.1 CME尖角三维曲面拟合 |
| A.2 曲率半径计算 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（7）太阳射电爆发物理过程研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳大气中的活动现象 |
| 1.1.1 几种主要的光球磁场演化过程 |
| 1.1.2 耀斑与日冕物质抛射(CME)观测特征与物理机制简介 |
| 1.1.3 相关小尺度活动现象简介 |
| 1.2 太阳射电爆发(米-十米波)主要观测特征与辐射机制简介 |
| 1.2.1 Ⅰ型暴 |
| 1.2.2 Ⅱ型暴 |
| 1.2.3 Ⅲ型暴 |
| 1.2.4 Ⅳ型暴 |
| 1.2.5 Ⅴ型暴 |
| 1.3 冷等离子体磁离子波动理论与太阳射电相干辐射机制 |
| 1.3.1 冷等离子体磁离子理论 |
| 1.3.2 电子回旋脉泽辐射(ECME)机制 |
| 1.3.3 等离子体辐射机制 |
| 1.4 太阳活动主要观测设备简介 |
| 1.4.1 极紫外和磁场观测设备 |
| 1.4.2 射电辐射观测设备 |
| 第二章 日冕Ⅰ型射电暴相关的极紫外与磁场活动研究 |
| 2.1 研究背景与动机 |
| 2.2 观测和事件概述 |
| 2.3 磁场和EUV活动,及其与Ⅰ型射电暴的关联 |
| 2.4 总结和讨论 |
| 第三章 背景等离子体温度及高能电子能量对Z模激发的影响 |
| 3.1 研究背景与动机 |
| 3.2 基本假设、色散关系和计算参数 |
| 3.3 Z模不稳定性的参数研究 |
| 3.3.1 ω_(pe)/Ω_(ce)=15时T_0与v_e魄对Z模增长的影响 |
| 3.3.2 10≤ω_(pe)/Ω_(ce)≤30时T_0与v_e对Z模增长的影响 |
| 3.4 讨论与总结 |
| 第四章 高能电子能量与等离子体特征频率比对ECMI-等离子体辐射过程的影响 |
| 4.1 研究背景与动机 |
| 4.2 模型参数配置 |
| 4.3 计算结果 |
| 4.3.1 ω_(pe)/Ω_(ce)=10.0时的模式激发与等离子体辐射特征 |
| 4.3.2 ω_(pe)/Ω_(ce)变化对模式激发的影响:ECMI不稳定性 |
| 4.3.3 ω_(pe)/Ω_(ce)变化对等离子体基谐频辐射特征的影响 |
| 4.4 讨论 |
| 4.4.1 关于ECMI-等离子体辐射基频和谐频方向性的讨论 |
| 4.4.2 对斑马纹源区参数诊断的影响 |
| 4.5 总结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 发表文章目录 |
| 学位论文评阅及答辩情况表 |
（8）耀斑爆发位置与电流分布的统计关系（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 太阳与太阳的分层结构 |
| 1.2 太阳活动体的概述 |
| 1.2.1 太阳黑子 |
| 1.2.2 太阳耀斑 |
| 1.2.3 日珥及暗条 |
| 1.2.4 日冕物质抛射(CME) |
| 第二章 太阳耀斑 |
| 2.1 太阳耀斑的观测及研究进展 |
| 2.1.1 耀斑的观测史 |
| 2.1.2 EUV观测 |
| 2.1.3 X射线观测 |
| 2.2 耀斑的触发机制及释能 |
| 2.2.1 磁流体方程(MHD) |
| 2.2.2 磁重联模型 |
| 2.2.3 电流片的形成 |
| 2.3 耀斑理论模型 |
| 2.3.1 双带耀斑理论模型 |
| 2.3.2 致密耀斑理论模型 |
| 第三章 太阳活动区磁场测定和电流计算方法 |
| 3.1 磁场的测定 |
| 3.1.1 斯托克斯参量 |
| 3.1.2 偏振辐射转移方程 |
| 3.1.3 太阳磁场方位角的180°不确定性 |
| 3.2 电流的计算方法 |
| 第四章 耀斑爆发位置与电流分布的统计关系 |
| 4.1 观测和方法 |
| 4.2 结果分析 |
| 4.3 讨论和结论 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间发表的学术论文和研究成果 |
| 致谢 |
（9）孪生日冕物质抛射的形成机制研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳分层结构 |
| 1.2 太阳磁场 |
| 1.3 太阳活动 |
| 第2章 日冕物质抛射与喷流 |
| 2.1 日冕物质抛射 |
| 2.1.1 CME的形态特征 |
| 2.1.2 CME的传播 |
| 2.1.3 CME与耀斑,暗条的联系 |
| 2.1.4 伴随的射电暴 |
| 2.1.5 CME的触发机制 |
| 2.2 喷流 |
| 2.2.1 早期的喷流研究 |
| 2.2.2 喷流的二分理论 |
| 2.2.3 喷流与暗条,CME的联系 |
| 2.3 独特的孪生CME现象 |
| 第3章 观测仪器及数据分析 |
| 3.1 太阳动力学天文台(SDO) |
| 3.2 太阳和日球天文台(SOHO) |
| 3.3 射电与等离子体波探测器(WAVES) |
| 3.4 日地关系天文台(STEREO) |
| 3.5 势场外推(PFSS) |
| 第4章 一个由喷流导致的孪生CME |
| 4.1 观测结果 |
| 4.1.1 迷你暗条的激活 |
| 4.1.2 爆裂喷流的形成 |
| 4.1.3 爆裂喷流的偏转及CMEs的形成 |
| 4.2 小结 |
| 第5章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间发表的论文及获奖情况 |
| 致谢 |
（10）基于YOLOv3和DeepSort的太阳活动区检测与跟踪（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 研究背景和意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.3 研究内容和创新点 |
| 1.4 论文结构概要 |
| 1.5 本章小结 |
| 第二章 YOLOv3和DeepSort算法 |
| 2.1 YOLOv3-spp |
| 2.2 DeepSort多目标跟踪 |
| 2.3 本章小结 |
| 第三章 基于YOLOv3的太阳活动区检测 |
| 3.1 数据集 |
| 3.2 模型训练 |
| 3.3 评价指标 |
| 3.4 实验结果与分析 |
| 3.5 本章小结 |
| 第四章 基于DeepSort的太阳活动区跟踪 |
| 4.1 数据集 |
| 4.2 ARDTM方法 |
| 4.3 训练重识别网络 |
| 4.4 本章小结 |
| 第五章 跟踪结果和测试 |
| 5.1 评价指标 |
| 5.2 实验结果与分析 |
| 5.3 LWLR-ARDTM |
| 5.4 本章小结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 研究总结 |
| 6.2 未来展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录 A (攻读学位期间发表论文目录) |
| 附录 B (攻读学位期间参与的科研项目) |
四、Radio and EUV signatures of a solar flare-CME event on November 28, 1998（论文参考文献）
- [1]束缚环形耀斑的能量分配[D]. 蔡祯茂. 中国科学技术大学, 2021(08)
- [2]太阳活动区电流环不稳定性及磁场拓扑结构的研究[D]. 陈俊. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [3]希尔伯特-黄变换在空间物理瞬态时间序列数据分析中的应用[D]. 刘瑾. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [4]基于iGMAS的电离层监测和评估方法研究[D]. 赵坤娟. 中国科学院大学(中国科学院国家授时中心), 2020
- [5]真空紫外电离层光学遥感辐射特性和反演算法研究[D]. 王大鑫. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2020
- [6]日冕物质抛射及其驱动激波的多波段和多视角研究[D]. 应蓓丽. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [7]太阳射电爆发物理过程研究[D]. 李传洋. 山东大学, 2020(08)
- [8]耀斑爆发位置与电流分布的统计关系[D]. 梁周渝. 云南师范大学, 2020(01)
- [9]孪生日冕物质抛射的形成机制研究[D]. 段雅丹. 云南师范大学, 2020(01)
- [10]基于YOLOv3和DeepSort的太阳活动区检测与跟踪[D]. 朱健. 昆明理工大学, 2020(05)