一、中尺度磁绳结构的行星际观测（论文文献综述）
冯恒强,赵国清,王杰敏[1]（2020）在《小尺度行星际磁通量绳》文中研究表明行星际磁通量绳是太阳风中一种重要的磁结构在地球附近经常被卫星观测到,其直径分布约为0.0039～0.6266 AU,其时间尺度分布在几十分钟到几十小时之间.在行星际磁通量绳中,大尺度的磁云是行星际日冕物质抛射（interplanetary coronal mass ejec tion, ICME）的子集,其直径约为0.2～0.6 AU,持续时间通常在12 h以上.直径小于磁云的磁通量绳称为小尺度磁通量绳,其时间尺度通常小于12 h.其实磁云和小尺度磁通量绳并没有明显的尺度界限,行星际磁通量绳的尺度呈现连续分布.由于磁通量绳的螺旋磁结构
王泽浩[2]（2019）在《太阳风中磁流体波动研究》文中提出本文对太阳风中磁流体波动做了一些研究,得到的主要结论如下:1通过对WIND卫星于1995-2015期间所识别出的ICME事例进行了系统性的统计分析,主要发现如下:（1）绝大多数ICME存在零星阿尔芬扰动分布,平均出现率为26.2%,太阳风中的平均出现率为35.7%。（2）高速ICME中阿尔芬扰动出现率高于低速ICME。（3）相对于ICME横截面位置,ICME内均一化T p/T exp与阿尔芬扰动出现率呈现逐渐增加的分布特点,推测阿尔芬扰动耗散可能是ICME内等离子体局地加热的原因。2虽然阿尔芬波在行星际磁绳中存在扭转形式的波模,然而至今没有找到令人信服的观测证据。我们在此报道了一例由WIND和ACE共同观测到的特殊磁云事件（发生在2003年3月20号）:这个磁云事件的上游与下游都存在着明显的阿尔芬扰动的性质,其特殊性在于磁云内所展现出了的阿尔芬扰动性质与其上下游不同。通过最小变量分析法,在垂直于最小变量的平面上,磁云内部的磁场在一个相对较小的角度尺度上交替扭转,这种小角度交替扭转我们将其推测为扭转波模的具体化表现。值得注意的是,在磁云中等离子体通常存在着绕着磁云轴向的螺旋运动,所以该事例中速度扰动与磁场扰动的高相关性,可能是由于扭转阿尔芬波与场向螺旋运动的等离子体共同作用导致的。3首次发现邻近SIR在1AU处发生融合:如果两个SIR距离相当近,并且后面的速度高于前面,它们在持续运动演化过程中可能合并生成融合相互作用区,然而在1AU处我们从未发现类似的例子。本文中,我们发现两个相距极近的冕洞,其喷射的高速流分别在1AU处形成了两个相距较近的SIR,而且后面的速度明显高于前面;随着太阳旋转约1/4周后,仅观测到一个持续时间较长的融合相互作用区,但仍可识别出两个SIR的性质。融合相互作用区充满了向外传播的阿尔芬扰动,推测邻近SIR在1AU发生融合与磁流体湍流有关;同时在两个SIR的分界面处确认重联出流区的存在,因此提出磁重联可能是两个SIR融合的潜在重要机制。4前人的工作由于单个卫星的局地观测限制,仅可推断出磁绳中所存在阿尔芬波沿着磁力线传播（即向阳或背阳）。在本文中,我们首次利用大角度分开的多卫星分析了两个大尺度磁云结构。令人兴奋的发现:两端根植于日面的行星际磁绳中,存在沿着磁云轴向传播的阿尔芬波,即单向与双向。由此推测:行星际磁绳中单向阿尔芬波可能来源于太阳大气中先前存在的磁绳扭曲产生,而双向阿尔芬波的来源是磁绳爆发时磁重联过程,所产生的双向阿尔芬波分别沿着两个磁云腿向外传播。
魏佳筠[3]（2019）在《地磁感应电流扰动的行星际源研究》文中认为地磁场的剧烈变化会在输电线路、中性点接地变压器和大地回路中产生强地磁感应电流（Geomagnetic Induced Currents,GICs）,对地基技术系统可能造成灾害性影响,因此GIC扰动是影响地基技术系统最重要的空间天气现象之一。本文利用在高纬度芬兰曼查拉地区观测到的近两个太阳活动周期（1999-2017年）内的天然气传输管道的GIC数据,统计分析了GIC扰动分布的特征、强GIC扰动事件的分布及其行星际源,并对行星际激波引起GIC扰动特性及其可能形成的物理机制进行了初步分析,研究结果如下:通过统计发现95%时间段的GIC强度分布在0 A-1 A之间,GIC扰动（定义为maxGIC（29）1A）在磁地方时夜侧附近发生的概率最高,这主要与磁层亚暴期间电离层电流发生最剧烈的变化在磁地方时夜侧附近有关。本文证认了1999-2017年发生的91例强GIC扰动事件（定义为maxGIC（29）10A）,统计发现在第23太阳活动周强GIC扰动事件明显比第24太阳活动周发生的要多,这与第23太阳活动周发生太阳风扰动事件以及磁层强扰动事件较频繁一致;另外强GIC扰动事件在太阳活动下降期比太阳活动上升期发生的事件频繁。研究发现行星际日冕物质抛射及其驱动的激波和鞘区等离子体结构,以及流相互作用区是强GIC扰动事件主要的行星际源。除激波驱动的强GIC扰动事件外,其它强GIC扰动事件全部发生在磁暴期主相和恢复相期间,但是强GIC扰动事件对应的GIC强度峰值与磁暴强度相关性较弱。行星际激波压缩磁层时会引起全球地磁场的突然剧烈变化,同时触发磁层-电离层耦合系统各个等离子体区域的扰动,本文统计分析了行星际激波引起的GIC扰动的分布特征。行星际激波触发地磁场突然增强（SI（10））从而引起GIC扰动。从形态上,此种GIC扰动具有三类变化特征,分别为双极结构、震荡型、单极型。双极结构型事件约占所有事件的52.80%,且这些事件GIC的变化与SI（10）的变化相关性较强,主要发生在晨昏侧。其中发生在晨侧双极型扰动主要以先西后东双极型变化为主,而发生在昏侧双极型扰动主要以先东后西双极型变化为主。GIC的双极极性变化由高纬度地磁场扰动的双极变化引起。利用Araki建立的地磁场急始模型可用于解释在晨昏侧GIC扰动双极性变化极性方向相反的现象。而震荡型GIC扰动主要发生在日侧,单极型GIC扰动主要发生在夜侧,具体物理机制有待进一步研究。本文的研究结果使我们更全面了解高纬度GIC扰动及其驱动行星际源,并帮助理解其形成的物理机制,为建立GIC强度预报的物理模型,实现GIC扰动事件预报从而减轻其带来的空间天气危害奠定基础。
迟雨田[4]（2018）在《行星际大尺度结构及其地磁效应》文中研究表明行星际日冕物质抛射（ICME）和流相互作用区（SIR）是行星际空间中的两种大尺度结构,是影响地球空间天气最重要的源头之一,有着许多不同于一般太阳风的特殊性质。因此分析ICME和SIR的局地特征和其地磁效应对于理解空间天气现象和空间天气预报具有重要的意义。本文利用WIND卫星和ACE卫星的局地观测数据和ICME、SIR的局地判定条件,建立了长时间的ICME、SIR列表。利用近20年的ICME、SIR局地列表,对ICME和SIR的局地特征和地磁效应进行了综合的分析。根据WIND卫星和ACE卫星的局地数据和ICME的局地判定条件,我们建立了 1995-2015年长时间的ICME列表。研究区间包含完整的第23太阳活动周和第24太阳活动周的上升期。根据ICME列表,我们发现每年观测到ICME的数目与太阳黑子数呈正相关关系。根据ICME的磁场结构,我们将ICME分为具有磁云结构的磁云ICME和不具有磁云结构的非磁云ICME。通过对每年观测到的磁云ICME的数目进行统计,我们发现每年观测到的磁云ICME数目与太阳黑子数之间没有明显的相关性。但是通过分析每年观测到的磁云ICME占当年观测到的ICME数目的比例,我们可以发现在太阳活动高年,磁云ICME的比例比较低,而在太阳活动低年,磁云ICME的比例较高。这可能是由于在太阳活动高年,每天爆发的CME数目较多。CME从日面传播到地球附近时,更容易与行星际空间中的CME或其他行星际结构发生相互作用,从而导致局地观测到的ICME的磁场结构发生了变化。除此之外,我们对ICME内平均磁场和等离子体参数进行分析。我们发现每年ICME内部的磁场和等离子体参数也与太阳活动强度具有很好的相关性。在太阳高年,ICME具有更强的磁场和更快的传播速度。同时我们对比了磁云ICME和非磁云ICME的参数特征,我们发现磁云ICME相较于非磁云ICME具有更强的磁场强度。当ICME的传播速度相较于背景太阳风大于当地的快磁声波数时,在ICME的前部就可能会形成激波。利用WIND卫星的局地数据,我们发现近一半ICME事件在其前部引起了激波。对引起激波的ICME事件进行统计分析时,我们发现每年观测到的引起激波的ICME数目和引起激波的ICME数目占ICME总数的比例都与太阳黑子数呈正相关。这说明在太阳活动高年,ICME更容易引起激波。通过对引起和没有引起激波的ICME局地参数进行对比,我们发现引起激波的ICME具有更强的磁场和更快的速度。激波与ICME本体之间的区域又被称为鞘区。通过对比ICME本体及其鞘区的磁场和等离子体参数,我们从统计的角度证实了 ICME本体的磁场和等离子体参数值都要略低于ICME鞘区。ICME是引起地磁暴,特别是强地磁暴的最重要的行星际源。根据ICME列表和Dst指数,我们仔细分析了 1995-2014年的ICME的地磁效应。由于ICME在行星际传播过程中,可能与CME或其他行星际结构发生相互作用,在局地形成复杂结构,共同引起地磁暴。因此,在研究ICME的地磁效应时,我们将ICME分为三类,分别为1)独立ICME（Isolated ICME,简称I-ICME）,其所对应的CME在行星际传播过程中,没有与其他CME及其相关结构发生相互作用。2)相互作用的ICME（multiple ICMEs,简称M-ICMEs）,在局地观测到两个ICME事件,第一个ICME事件的结束时间与第二个ICME事件的开始时间的间隔小于6个小时,我们就认为这两个ICME事件为一组M-ICMEs。3)激波ICME相互作用事件（Shock-ICMEs,简称S-ICMEs）,在局地观测到两个ICME事件,后一个ICME所引起的激波进入的前一个ICME事件的内部,我们就将这两个ICME事件称为一组S-ICMEs事件。其中M-ICMEs和S-ICMEs为复杂结构,内部可能包含两个及以上的ICME事件,因此我们用’ICME组’来表示这三类不同的ICME.事件。在1996-2014年间共有436个ICME事件,363组。其中I-ICME303组,M-ICMEs22组,S-ICMEs38组。通过对不同组的ICME的地磁效应进行分析,我们发现大约有58%组ICME事件可以引起地磁暴（Dstmin≤-30nT）。同时我们调查了 1996-2014年所有的强地磁暴事件的行星际源,发现87%的强地磁暴都是由ICME所引起的。根据ICME列表,我们发现每年观测到的ICME组的数目,引起地磁暴的ICME组数目都与太阳黑子数有着良好的相关性。对比第23个太阳活动周和第24个太阳活动周ICME的数目和地磁效应,我们发现第24个太阳活动周的ICME的数目要少于第23个太阳活动周在同阶段观测到的ICME数目。除此之外,在第24个太阳活动周ICME组引起地磁暴的数目和比例都要明显小于其在第23个太阳活动周。通过分析ICME的参数和Dstmin的相关性,我们发现ICME的平均磁场,磁场南向分量,太阳风速度,晨昏向电场强度与Dstm n有很好的相关性。通过分析I-ICME,M-ICMEs,S-ICMEs的地磁效应,我们发现S-ICMEs相较于其他两组ICME更容易引起强地磁暴。根据S-ICMEs中引起地磁暴主相的区域不同,我们将S-ICMEs分为4类。引起地磁暴主相的区域分别为:1)激波压缩前一个ICME的磁场区域,2)两个ICME之间的相互作用区,3)前一个ICME未被压缩的区域,4)后一个ICME。通过讨论这4类S-ICMEs的地磁效应,我们发现由激波压缩前一个ICME的南向磁场所引起的地磁暴更容易为强地磁暴。根据SIR的局地判定条件,我们将Jian,et al.（2010）的1995-2009的SIR列表扩展到2016年。1995-2016年,我们共识别了 866个SIR事件。根据SIR列表,我们讨论了 SIR的地磁效应。我们发现52%的SIR可以引起地磁暴,但只有3%（26）的SIR可以引起强地磁暴。在这26个强地磁暴中,我们发现其中有10个强地磁是由SIR与ICME相互作用形成的复杂结构所引起的。这种复杂结构中的ICME是镶嵌在SIR内部,位于快慢太阳风中间,受到后面快速太阳风的挤压。从统计上看SIR-ICME相互作用结构具有更强的地磁效应,其引起地磁暴的比例要远远大于单独的SIR或I-ICME引起地磁暴的比例。SIR-ICME引起地磁暴比例与S-ICMEs基本持平,但是对于引起强地磁暴的比例,SIR-ICME还是远小于S-ICMEs。除此之外,我们还对SIR地磁效应的周期性变化进行了讨论,发现在秋分日和春分日附近,SIR更容易引起地磁暴。ICME是引起地磁暴,特别是强地磁暴的主要行星际源。强地磁暴对人类的生存环境以及卫星所在的空间环境造成严重的影响。因此对ICME的预报就显得极其重要。朝向地球的CME通常在地球附近的日冕仪（SOHO/LASCO）中呈现全晕状或半晕状。但是依然有很多局地观测到的ICME事件在SOHO/LASCO日冕仪中找不到对应的CME。2011年5月28日ICME事件在SOHO/LASCO日冕仪中就找不到对应的晕状CME,但是在STEREO卫星的日冕仪中找到了两个可能与之相关的的朝向地球的CME。通过对2011年5月28日ICME事件的分析,我们认为两个原因导致SOHO/LASCO日冕仪中找不到对应的CME。1)由于投影效应和挡板效应,沿日地连线传播且尺度较小的CME在地球附近的日冕仪中的投影区域大部分在日冕仪的挡板之后。2)由于汤姆森散射效应,朝向地球的CME的亮度相对于边缘的CME的亮度较暗,而日冕仪的探测范围有限导致亮度较弱的CME不能够被观测到。
王开让[5]（2016）在《基于太阳风参数的电网GIC事件的预测方法研究》文中研究指明地磁暴侵害我国电网衍生的地磁感应电流（Geomagnetically Induced Current, GIC）研究取得了重要进展,包括揭示了地磁暴侵害电网衍生灾害性GIC的机理,探明了地磁暴对我国未来电网的严重危害,防御地磁暴电网灾害已成为需要解决的问题。本文提出研究基于太阳风参数预测GIC事件的方法,以期能够根据太阳风的观测数据计算、预测电网的GIC,为运行调度制定防灾策略提供决策支持。本文的主要工作及研究成果的创新点如下：针对我国甘肃750kV与330kV电网和新建的1000kV与500kV电网,采用电网GIC全节点模型和运用节点导纳矩阵算法,计算、分析了双电压等级电网的GIC相互作用,探明了双电压等级电网GIC的相互影响的特征,揭示了地磁暴侵害电网衍生灾害性GIC的机理,为研究防灾提供了数据依据。根据太阳风观测数据计算、预测电网GIC的需求,分析了管网GIC量值、频谱等特征参数与日冕物质抛射（Coronal Mass ejection, CME）和行星际太阳风特征参数的关系,以及电网GIC在磁暴各阶段的能量分布情况,探明了太阳风速度等参数对GIC的贡献,提出了利用太阳风数据预测GIC的思路。根据GIC特征参数与太阳风观测参数关系研究成果,提出运用空间物理科学家研究、建立的全球MHD模型预测电网GIC,据此,建立电网GIC事件与CME事件和行星际太阳风事件的初步联系,提出了利用行星际太阳风观测数据预测电网GIC的算法,根据GIC监测数据验证了算法有效性。本文的研究揭示了地磁暴衍生灾害性GIC机理,为地磁暴灾害列入国家重点研发计划专项提供了数据,研究、提出了基于太阳风观测数据预测电网GIC事件的方法,对运行调度和检修维护制定防灾策略具有重要的意义。
杨利平[6]（2011）在《背景太阳风的三维数值模拟研究》文中研究表明近年来,随着空间天气学的提出与发展,人们迫切希望了解空间天气的发生机制,并实现提前几个小时到几天的空间天气预报。受此重大需求的驱动,基于物理的以强大计算能力为基础的日冕-行星际过程三维数值模式研究受到人们的普遍关注。本文在SIP-CESE MHD模型中引入适合处理日地空间球壳区域的6片网格系统,并实现网格自适应技术（称之为SIP-AMR-CESE MHD模型）。利用该模型,我们探讨了不同加热方法对日冕和太阳风结构的影响,并对太阳活动23周和24周之间的极小期所表现出的异常进行了数值研究。为进一步改善SIP-CESE MHD模型,我们主要在以下几个方面做出尝试:（1）采用一种新的重叠网格-6片网格。该重叠网格由6个相同的片组合成一个球面,每一片都是近乎均匀低纬度的球面网格,并且片与片可以通过坐标变换相互转换,因此非常易于编程。6片网格的引入不仅避免了传统球面网格的极区网格汇聚和奇性,而且有利于内边界条件的处理和实现“（θ,φ）”方向的并行计算,（2）采用多重网格方法下泊松校正以处理磁场散度的数值误差;该方法可以使磁场散度的整体误差降低近三个数量级,（3）采用库郎数不敏感方法以降低库郎数大的差异而引起的过量的数值粘性,（4）采用多个时间步方法以加速计算, （5）采用流量限制时变边界条件以处理位于亚声速亚阿尔芬速太阳表面边界;该边界条件可以产生更接近实际的冕流和冕洞的结构。为了产生快慢速太阳风流,我们在加热源项中考虑磁场的拓扑结构,即磁场的扩散因子（fS）和开场到闭场最小的角距离（θb）。改善之后的SIP-CESE MHD模型给出的卡琳顿周1911的模拟结果和LASCO C2以及WIND飞船的观测有非常好的一致性。太阳风加速加热问题是几十年来困扰太阳物理学家和空间物理学家的难题。为了产生切合实际的太阳风,数值模拟者提出了很多方法,其中有三种常用的加热方法:Wentzel-Kramers-Brillouin （WKB）近似的阿尔芬波加热方法,湍动加热方法和体积加热方法。为了明确这三种加热方法的适用性和局限性,我们在卡琳顿周1897下进行了数值试验和验证。结果表明三种加热方法基本上都能产生极小期所观测到的太阳风结构。但是,即使在近太阳处它们也表现出非常的不同。对于湍动加热方法,主要加速区段终止于4RS;而对于阿尔芬波加热方法和体积加热方法,主要加速区段终止于10RS。在1AU附近,湍动加热方法和体积加热方法都能捕捉到WIND飞船所观测到的太阳风参数的变化,尽管湍动加热方法给出比较高的密度。但是,阿尔芬波加热方法没有捕捉到速度大的变化。这项工作将有助于我们发展更接近实际的背景太阳风数值模式。无论是在日冕还是行星际空间,太阳活动23周和24周之间的极小期都表现出不同于过去几个极小期的观测特征。选用卡琳顿周2070,我们对这个时期的异常进行了数值研究,并把模拟得到的数值结果与众多卫星（SOHO, Ulysses,STEREO, Wind, ACE）进行了比对。结果表明以观测的视向磁场作为边界条件的数值模拟重现了这个时期的许多观测特性,比如相对比较小的极区冕洞,中低纬度冕洞的存在,倾斜和弯曲的电流片以及比较宽的多冕流结构。数值结果也给出了太阳风速极小值的位置并不是和日球电流片的位置完全一致,并且也得到了这个时期比较慢的,冷的和窄的高速太阳风,宽的低纬度的中间速流,以及行星际空间整体比较弱的磁场和比较低的密度。在增强的极区磁场下的数值模拟表明这个时期弱的极区磁场对日冕和太阳风结构的形成起了很重要的作用。为了在6片网格下SIP-CESE MHD模型实施网格的自适应技术,我们利用了自适应软件包PARAMESH,并把物理空间（x,y,z）的MHD方程组转化到参考空间（ξ,η,ζ）,同时也保留了MHD方程组的守恒形式。我们在参考空间（ξ,η,ζ）实施自适应技术,数值计算并最大限度使用PARAMESH所提供的操作。为了验证模式的可靠性,我们模拟了不同太阳活动相的背景太阳风,并与SOHO卫星的观测和OMNI数据进行了比较。结果表明SIP-AMR-CESE MHD模型基本上捕捉到了飞船所观测到的日冕和太阳风的结构。
李汇军[7]（2009）在《行星际磁通量绳结构研究与激波渡越时间预报方法分析》文中指出本文首先对日地物理过程、空间天气预报的相关概念进行了综述,然后重点介绍了行星际磁通量绳结构的观测研究结果。主要研究成果包括发展了一个磁通量绳轴向推断的新方法;证认了两个具有典型等离子体场向剩余流结构的磁云事件,提出了磁云结构中等离子体惯性效应的概念。此外,利用太阳瞬变事件的观测资料,对行星际激波传播模型（原SPM ）在行星际激波波达时间（SAT）预报中的应用进行了研究,通过观测资料和预报结果的分类统计分析掌握了原SPM的SAT预报误差特性,提出了该模型在预报应用中的改进方向。（1）发展了一个磁通量绳轴向推断的新方法。利用行星际磁通量绳模型存在不同场线不变量的几何性质,我们提出了新的残差定义,用来测量通量绳轴向推断结果与真实轴向之间的偏差,并在此基础上发展了一个残差最小化（MR）方法,用于通过单飞船观测资料推断行星际通量绳结构的轴向。利用通量绳解析模型输出的数据,加上“趋势噪音”得到行星际磁通量绳的单飞船观测模拟数据,对残差最小化方法进行基准测式。结果显示:新方法可以应用于实际观测数据的分析;相应的轴向推断结果在数据采样路径离磁通量绳轴线最短距离不太大,噪音水平不太高的情况下可以接受。与传统磁通量绳轴向推断方法相比,新方法的轴向推断结果在精度上有所提高。新方法还成功地应用于由WIND飞船观测到的一个典型磁云事件的轴向分析,通过不同磁通量绳模型得到的结果对比发现:模型越精细,结果越好。表明在磁云轴向推断中,适当地采用复杂度较高的模型有利于改善轴向推断结果的精度。（2）证认了两个具有典型场向剩余流结构的磁云事件。利用WIND飞船的观测资料,我们通过MR分析得到磁云结构的轴向,通过deHo?man-Teller（HT）分析得到两个磁云事件HT速度,最后建立了磁云的自然坐标系。在此坐标系中详细地分析了磁云共行参照系下,等离子体剩余流与磁场之间的关系,结果发现两个磁云结构中的等离子体剩余流与磁场之间均保持反向平行的关系。基于磁云磁场的螺旋结构特征,我们提出:这两个磁云事件中发现的场向剩余流结构可能是磁云结构内的一种大尺度磁流体拟序涡结构。随后对两个磁云事件的动力学、热力学特性质进行分析,发现:（a）在低速背景太阳风中运动的磁云结构具有膨胀磁云的特征,而在高速背景太阳风中运动的磁云结构则不具有典型膨胀磁云的特征;（b）两个磁云结构中,质子的热力学行为近乎为等温过程;（c）两个磁云结构在1 AU附近表现出随背景太阳风对流运动的特征;（d）在磁云共行参照系中,两个磁云事件中等离子体场向剩余流的动压与磁压之比均超过热压与磁压之比,表明等离子体场向剩余流的动力学效应在磁场结构演化过程中的作用要比等离子体热压更重要。这一研究工作也显示出等离子体剩余流的惯性效应在磁通量绳结构的生成、演化与传播等物理问题的研究中有潜在价值。（3）采用分类统计分析方法研究了原激波传播模型的行星际激波波达时间预报的性能。基于点源爆炸波理论的激波传播模型（SPM）已经在行星际激波波达时间（SAT） （也称作渡越时间:Shock Transit Time）预报中得到应用。和其它半经验半物理预报模型一样,激波传播模型在应用中存在哪些问题,需要作什么样的改进?围绕着这些问题,我们利用原SPM模型的内蕴渡越时间上极限性质对其SAT预报性能进行了分类统计分析。统计结果显示:（I）激波能量的估计误差并不是SAT预报误差的唯一来源,因此我们不能指望仅通过提高激波能量估算精度就能大幅度提高SAT预报的质量;（II） SPM模型在SAT预报应用中存在系统性误差,特别是对强激波在低速背景太阳风中传播以及能量相对较低的激波在高速背景太阳风中传播时,系统性误差明显。随后针对原SPM模型的这些误差特性,我们从模型的数学基础、行星际激波的磁场位形、激波的非对称性传播、激波驱动机制等不同的角度对预报误差特性进行了解释,同时指出了原SPM模型在SAT预报应用中改进方向。基于统计分析的结,果我们对原SPM模型进行简单地修订,剔除了分类结果中SAT预报误差的趋势性,并应用修订后的SPM模型进行预报试验,结果显预报精度有明显的改善。这说明SPM模型仍有改进空间,值得进一步发展。
左平兵[8]（2008）在《太阳风中中小尺度结构的观测研究》文中进行了进一步梳理本文对太阳风中的慢激波观测、磁云边界层的磁层响应以及磁云边界层中朗缪尔波活动现象三个方面作了初步观测研究,主要研究结果如下:1.历史上太阳风中慢激波的观测非常少,利用WIND飞船的高分辨率磁场和粒子观测数据,我们严格证认了一例典型的慢激波事件,该慢激波正好位于某磁云边界层的前边界.该事件也是文献上首次和磁云相关的慢激波事件的报道.在证认慢激波事件过程中,我们提出一种新的基于Rankine–Hugoniot解的激波法向自洽确定方法.基于此方法确定激波法向,并且与其它方法如磁场共面法、最小方差法作比较,我们发现此方法确定的激波法向更准确.随后我们又证认了一例罕见的双间断事件,该双间断事件也位于某磁云边界层的前边界.通过WIND飞船和Geotail飞船在磁层外的联合观测发现该双间断是不稳定的,这与前人报道的双间断事件不同.2.综合考察了磁云边界层穿越磁层时磁层各区域的响应.首先我们统计分析了WIND飞船1995–2006年探测的35例磁云前边界层和磁层亚暴的相关性问题,发现“SF”型边界层与亚暴有很好的相关性,是触发亚暴的重要行星际源.边界层触发亚暴的必要条件是紧邻鞘区有持续南向磁场.随后我们全面分析了WIND飞船2004年11月9日探测的磁云边界层引起的磁层活动.该磁云边界层本身持续较强南向磁场驱动了一个强磁暴.相对于紧邻鞘区和磁云本体,磁云边界层是一个动压增强区.此边界层把磁层压缩至一个很小区域,甚至地球同步轨道向阳侧的多颗卫星穿越磁层顶,以致很长时间内直接暴露在太阳风中,构成极端空间天气条件.磁云边界层内部磁场等离子体结构触发了一个典型亚暴.另外,磁云边界层前边界是一个快速强动压脉冲结构,此动压脉冲结构会引起磁层电场、磁场、电流、电流层对流以及高能粒子全面的响应.对我们分析的35例磁云前边界层,57%的前边界为快速强动压脉冲增强结构,这些响应是边界层前边界压缩磁层引起磁层扰动的共性.最后根据Shue（1998）磁层顶模型,我们计算了磁云边界层穿越磁层时对磁层的普遍压缩作用.磁云边界层强动压区会使磁层顶被压缩至非常靠近地球的位置.而在我们考察的34个边界层事件（35个样本里面其中一个缺少等离子体观测数据）中,有21个事件（62%）对应的由于磁层顶的被压缩使日下点位置距地心的最小距离r0min≤8.0 RE.另外结合GOES卫星的观测和Shue（1998）模型,发现有8个事件（占总样本的24%）对应的向阳面磁层顶被压缩至地球同步轨道以内,可能导致灾害性空间天气事件的发生,所以须引起足够的重视.磁云边界层相对于鞘区和磁云本体,对磁层的压缩能力更强.3.对磁云边界层内朗缪尔波动作了初步分析,发现两类磁云边界层内特有的朗缪尔波活动现象:一类是相对于邻近鞘区和磁云本体,整个边界层内朗缪尔波活动增强;另一类是短时间的朗缪尔波爆发现象,同时伴随着宽频带的离子声波活动.随后我们考察了其中一例朗缪尔波爆发的事件对应的高分辨率电子分布函数数据,发现速度约为7×103 km/s的高能电子束流形成尾峰分布不稳定性导致了朗缪尔波的爆发.
钟鼎坤[9]（2007）在《行星际中小尺度结构的综合研究》文中认为在空间物理学中行星际中小尺度结构和磁场重联是两种重要的物理现象,它们在空间天气中起着十分重要的作用。加深对二者的研究有利于提高空间天气的预报水平,并有助于增进磁场重联这种等离子体物理中的重要现象的认识。本文主要以分析观测数据为主,研究了磁云中的磁场突然下降区、磁云边界层、多磁云追赶形成的相互作用区等行星际中小尺度结构中的磁场、等离子体特征和若干与磁云及其边界层相关的行星际磁重联事件。主要结果如下:（1）根据Wind飞船的等离子体波和相关太阳风与磁场的观测资料,分析了从1995–2003年间的60余个磁云边界层样本中的等离子体波活动,发现其中常常存在不同于邻近太阳风和磁云本体中的等离子体波活动,其基本特征主要是:约75%的边界层中最占优势的一种波活动是在电子等离子体频率（fpe）附近的朗缪尔波增强;约有60%的边界层事件中朗缪尔波和频率（f < fpe）的离子声波活动都增强;在约30%的边界层中热噪声接受器的整个频段内观测到一种宽带、连续的等离子体波活动增强现象。（2）利用WIND飞船的等离子体、磁场和等离子体波的观测资料,在2001年11月2日磁云尾部发现了行星际存在磁重联区的直接观测证据:磁场突然下降与磁场方向变化较大（Δθ≈45°,Δφ在90°～340°之间变化）相联系;与此对应,质子数密度增加,超热电子（superthermal electrons）加热、加速,其数密度减小;反向喷流和Hall磁场信号均被观测到;能量较低的电子的投掷角分布表现出很强的湍动性质,能量稍高的电子可以看到双向电子流;在电子等离子体频率,fpe和2fpe附近的等离子体波活动增强。（3）利用ACE飞船的等离子体、磁场的观测数据,分析多磁云追赶而形成的相互作用区。这类相互作用区有两类,其特征分别是磁场增强和磁场下降。在磁场下降的相互作用区和一个磁云边界层发现了磁重联信号,它们的观测特征与前述的事件大致相同,主要是:磁场下降并伴随方向的较大变化（Δθ≈135°,Δφ≈180°）;出现反向喷流和Hall磁场信号;质子数密度、温度和等离子体β值上升。根据SOHO的观测,这一类的相互作用区是在0.4–0.8AU之间形成的,因此这类相互作用区为行星际等离子体发生磁重联提供了观测证据,初步的数值模拟也印证了这一分析。此外,本文还介绍了子午工程数据与通信系统的硬件和安全体系的初步设计。为实现数据与通信系统的子午工程相关数据的汇集、存储、管理和服务的功能和性能指标,除需要相关的软件外还需要具备高可用性、高性能的硬件环境,保证各项业务的开展;并需要构建一定的安全系统,提高整个系统的安全性。为此,我们设计了采用SAN（Storage Area Network）存储设备和磁带库实现海量存储的集中存储结构,采用双机热备份、双核心的星形千兆网等技术,以满足系统高性能、高可用性的要求;使用了防火墙、安全网关等网络安全技术,提高网络和系统的安全性;设计了数据容灾系统,进一步保证数据安全。还提出虚拟空间天气观测台（VSWO）的构想,以整合各类分散的空间天气的相关数据和计算资源。
赵新华[10]（2007）在《日地扰动事件的统计分析及相关预报方法的综合研究》文中指出太阳瞬变爆发活动,如太阳耀斑、射电爆发、日冕物质抛射等,是造成行星际扰动及相应非重现性地磁扰动的主要原因,具有强烈的地球物理效应,是空间天气学研究的重要内容。本文以观测资料的统计分析为主,在积累大量样本事件的基础上,进行太阳爆发活动、行星际扰动和相应地磁扰动的相关性分析及相关预报方法的研究,对影响太阳暴及其产生的行星际太阳风暴能否到达地球、何时到达地球及其引起地磁暴强度的因素进行了综合研究。搜集了1997.2-2002.8期间347个伴随有II型射电暴发生的太阳耀斑事件,研究了太阳爆发活动的观测特征及大尺度日球电流片位形对相应激波能否到达地球的影响。统计结果表明:（1）到达地球的行星际激波最可能起源于日面上东经10度到西经30度之间区域;（2）行星际激波的地磁效应关于源区位置分布存在东西不对称性,大的地磁暴事件多由起源于日面中心附近和西半球的事件触发,同时发现大扰动事件的地磁效应具有更显着的东西不对称性,最容易触发大磁暴的扰动源位置在西经20度附近;（3）激波到达地球的几率随爆发源到日地连线角距离的增加而下降;（4）日球电流片大尺度位形对行星际激波能否到达地球有重要影响,一方面,事件数目分布的峰值位于电流片附近,但爆发源靠近电流片的弱激波到达地球的几率较小;另一方面,在相同角距离下,爆发源和地球位于电流片同侧的激波事件传播到地球的几率较异侧激波大。基于CME爆发的日面位置和太阳源表面磁场观测,建立了一种定量描述CME爆发源、日球电流片和地球三者之间相对位置的坐标系-电流片磁坐标系（CMC）,在此坐标系下统计研究了1997.1-2002.11期间100个到达地球的CME-ICME事件的分布特征及其地球物理效应。结果表明:CME主要起源于太阳上闭合磁力线区域,超过3/4的事件其CME爆发源和地球位于电流片的同一侧,异侧的CME事件较少能够到达地球,日球电流片对CME-ICME的跨越传播具有“阻碍”作用;大磁暴事件多为同侧事件触发,并且随着相应地磁扰动强度的增加,同侧事件所占比例逐渐上升,异侧事件比例显着下降,Dst<-200nT大磁暴100%对应于同侧事件。给出一种预测行星际激波到达时间的新方法-SPM（Shock Propagation Model）模型。模型输入参数为太阳扰动的开始时间、X耀斑持续时间、初始激波速度、角宽度和背景太阳风速度,可以输出相应激波传播到行星际空间任意径向距离处所需要的时间。预报给出的时间可以比相应扰动的到达时间提前1～3天。对165个样本事件的试验表明,SPM模型给出的相对误差小于10%的事件占27.88%,小于30%的事件占71.52%,小于50%的事件占85.46%。与国际流行的激波到达时间预报模式STOA、ISPM、HAFv.2相比,对于相同的样本事件来说,SPM模型给出的误差都不大于其它模型,显示了该模型在空间天气实时预报中所具有的潜力。另外,在电流片磁坐标系下,考虑了CME爆发源、日球电流片和地球之间相对位置对其到达时间及相应地磁暴强度的影响,给出一种利用CME朝向地球的有效传播速度来预报其到达时间和定量估计相应地磁扰动强度的经验方法。
二、中尺度磁绳结构的行星际观测（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、中尺度磁绳结构的行星际观测（论文提纲范文）
（2）太阳风中磁流体波动研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 符号列表 |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 日冕物质抛射 |
| 1.2 流相互作用区 |
| 1.3 阿尔芬波 |
| 1.4 数据处理方法 |
| 1.4.1 deHoffman-Teller(HT)Frame |
| 1.4.2 最小变量分析法(Minimum Variance Analysis) |
| 1.4.3 Walén关系 |
| 1.4.4 LMN重联坐标系 |
| 1.5 观测卫星简要介绍 |
| 第2章 ICME中阿尔芬扰动的统计研究 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 事例 |
| 2.3 分析 |
| 2.4 结论 |
| 第3章 磁云中扭转阿尔芬波的可能性观测证据 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 观测与分析 |
| 3.3 讨论 |
| 第4章 小尺度磁绳中扭转阿尔芬波研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 观测与分析 |
| 4.3 讨论 |
| 第5章 邻近SIR在1AU处相互作用融合 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 观测与分析 |
| 5.3 讨论 |
| 第6章 多卫星观测:磁云内存在单向与双向阿尔芬波 |
| 6.1 引言 |
| 6.2 数据 |
| 6.3 观测与分析 |
| 6.3.1 CME1/MC1:2013/11/700:00:06 |
| 6.3.2 CME2/MC2:2011/10/2210:24:05 |
| 6.4 讨论 |
| 第7章 总结与展望 |
| 7.1 全文总结 |
| 7.2 火星弓激波与太阳风中向阳传播的阿尔芬波关系 |
| 附录A 速度分布函数的测量 |
| 参考文献 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
| 致谢 |
（3）地磁感应电流扰动的行星际源研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 课题背景及研究的目的和意义 |
| 1.2 地磁感应电流 |
| 1.2.1 GIC的产生机理 |
| 1.2.2 GIC的影响 |
| 1.3 行星际扰动结构 |
| 1.3.1 行星际日冕物质抛射 |
| 1.3.2 流相互作用区 |
| 1.3.3 行星际激波 |
| 1.4 地磁暴 |
| 1.4.1 地磁暴特征及分类 |
| 1.4.2 地磁暴行星际起因 |
| 1.5 本文的主要研究内容 |
| 第2章 科学卫星与科学数据介绍 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 GIC观测数据简介 |
| 2.3 L1附近太阳风监测卫星及数据介绍 |
| 2.3.1 WIND卫星 |
| 2.3.2 ACE卫星 |
| 2.4 磁暴指数 |
| 2.5 列表来源 |
| 2.5.1 ICME列表 |
| 2.5.2 SIR列表 |
| 2.5.3 行星际激波列表 |
| 2.6 坐标系选取 |
| 2.7 本章小结 |
| 第3章 高纬度强GIC扰动的统计分析 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 GIC扰动的分布特征 |
| 3.3 强GIC扰动事件的定义及列表 |
| 3.4 强GIC扰动事件的统计结果 |
| 3.5 本章小结 |
| 第4章 GIC扰动的驱动源分析 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 典型强GIC扰动事件特性分析 |
| 4.2.1 ICME本体驱动的强GIC扰动事件 |
| 4.2.2 鞘区驱动的强GIC扰动事件 |
| 4.2.3 SIR驱动的强GIC扰动事件 |
| 4.3 强GIC扰动事件的行星际源统计结果 |
| 4.4 强GIC扰动事件与磁暴的关系 |
| 4.5 行星际激波驱动GIC扰动分析 |
| 4.5.1 GIC扰动的特征分析 |
| 4.5.2 Araki地磁急始模型 |
| 4.5.3 GIC扰动双极结构的解释 |
| 4.6 本章小结 |
| 结论 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间发表的论文及其它成果 |
| 致谢 |
（4）行星际大尺度结构及其地磁效应（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 引言 |
| 1.1 行星际日冕物质抛射(ICME) |
| 1.1.1 局地观测卫星:Wind卫星和ACE卫星 |
| 1.1.2 ICME的局地观测特征及判定条件 |
| 1.1.3 磁云的局地观测特征及判定条件 |
| 1.2 CME的观测仪器与方法 |
| 1.2.1 CME的观测 |
| 1.2.2 STEREO卫星 |
| 1.2.3 SOHO卫星 |
| 1.2.4 日冕仪观测CME的局限性 |
| 1.2.5 GCS模型 |
| 1.3 流相互作用区(SIR) |
| 1.3.1 概述 |
| 1.3.2 SIR与ICME的相互作用 |
| 1.4 地磁暴 |
| 1.4.1 地磁暴的定义和分类 |
| 1.4.2 地磁暴的行星际起源 |
| 1.4.3 地磁暴和ICME参数的相关性 |
| 1.5 小结 |
| 第2章 ICME的年出现率和局地特征的统计研究 |
| 2.1 ICME的年出现率 |
| 2.2 ICME性质的统计分析 |
| 2.2.1 磁场和等离子体参数的分布 |
| 2.2.2 磁云和非磁云磁场和等离子体参数对比 |
| 2.2.3 磁场和等离子体参数随太阳活动周的变化 |
| 2.2.4 是否引起激波的ICME参数对比 |
| 2.2.5 激波的参数分布 |
| 2.3 小结 |
| 第3章 ICME地磁效应的统计研究 |
| 3.1 ICME的分类 |
| 3.2 局地观测到的不同类型的ICME |
| 3.3 不同类型的ICME的地磁效应 |
| 3.4 对比不同太阳活动周ICME所引起的地磁暴 |
| 3.5 ICME参数和地磁暴之间的相关性 |
| 3.6 对比不同类型ICME地磁效应 |
| 3.7 S-ICMEs的地磁效应 |
| 3.8 小结 |
| 第4章 ICME与SIR相互作用的地磁效应统计研究 |
| 4.1 SIR列表的建立 |
| 4.2 SIR的地磁效应 |
| 4.3 SIR-ICME的地磁效应 |
| 4.4 SIR地磁效应的半年周期变化 |
| 4.5 小结 |
| 第5章 ICME的太阳源分析 |
| 5.1 2011年5月28日类stealth ICME太阳源分析 |
| 5.2 局地ICME观测 |
| 5.3 类stealth ICME的遥感观测及分析 |
| 5.3.1 CME-1的观测和分析 |
| 5.3.2 CME-2的观测和分析 |
| 5.3.3 CME-1与CME-2在行星际空间中相互作用 |
| 5.4 分析ICME的局地数据 |
| 5.5 结果分析与讨论 |
| 第6章 总结与展望 |
| 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 |
（5）基于太阳风参数的电网GIC事件的预测方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 课题的提出及其意义 |
| 1.2 国内外研究现状及其发展动态 |
| 1.3 本论文的主要工作 |
| 第2章 地磁暴侵害典型电网的GIC评估 |
| 2.1 地磁扰动的感应地电场算法 |
| 2.2 双电压等级电网GIC算法 |
| 2.2.1 变压器电路的等效模型 |
| 2.2.2 电网GIC的全节点模型 |
| 2.3 典型电网GIC的理论计算 |
| 2.3.1 我国地电场典型值的选取 |
| 2.3.2 甘肃电网GIC理论计算 |
| 2.3.3 特高压电网GIC理论计算 |
| 2.4 电网GIC的相互作用与影响 |
| 2.4.1 330kV与750kV电网GIC的相互影响 |
| 2.4.2 500kV与1000kV电网GIC的相互影响 |
| 2.5 本章小结 |
| 第3章 管网GIC和太阳风特征参数关系 |
| 3.1 太阳风驱动电网GIC机理 |
| 3.1.1 近地空间的电磁环境 |
| 3.1.2 太阳风驱动源与地磁扰动 |
| 3.1.3 太阳风驱动管网GIC机理 |
| 3.2 驱动管网GIC的太阳风结构 |
| 3.2.1 日冕物质抛射 |
| 3.2.2 行星际激波 |
| 3.2.3 磁云 |
| 3.2.4 共转相互作用区 |
| 3.3 管网GIC与太阳风特征参数的关系 |
| 3.3.1 GIC事件与CME速度的统计 |
| 3.3.2 GIC事件与CME日面源区关系 |
| 3.3.3 GIC事件与行星际太阳风参数关系 |
| 3.3.4 典型电网GIC事件太阳风参数分析 |
| 3.4 电网GIC的能量分布 |
| 3.4.1 小波变换定义 |
| 3.4.2 电网GIC能量分析 |
| 3.5 本章小结 |
| 第4章 基于太阳风数据的地电场算法 |
| 4.1 全球MHD模型在空间天气研究中的应用 |
| 4.1.1 全球MHD模型 |
| 4.1.2 全球MHD数值模型的解域和网格 |
| 4.1.3 全球MHD模型的边界条件 |
| 4.2 基于全球MHD模型的电离层电流算法 |
| 4.2.1 MHD基本方程 |
| 4.2.2 电离层电流体系计算 |
| 4.3 基于电离层等效电流的地电场算法 |
| 4.3.1 基于电离层等效电流的GMD算法 |
| 4.3.2 大地电性构造对地电场的影响 |
| 4.4 算例分析 |
| 4.5 本章小结 |
| 第5章 基于MHD模型的电网GIC事件预测方法 |
| 5.1 电网GIC的预测方法分析 |
| 5.2 电网GIC事件的预测算法 |
| 5.2.1 电网GIC事件预测架构 |
| 5.2.2 电网GIC事件预测流程 |
| 5.3 电网条件在预测算法中的应用 |
| 5.3.1 广东500kV电网参数 |
| 5.3.2 电网GIC计算等效模型 |
| 5.4 算例分析 |
| 5.5 本章小结 |
| 第6章 结论与展望 |
| 6.1 结论 |
| 6.2 有待继续研究的问题 |
| 参考文献 |
| 附录 |
| 附录A 甘肃电网等效参数 |
| 附录B 三华电网线路等效参数 |
| 附录C 广东500kV电网等效参数 |
| 攻读博士学位期间发表的学术论文 |
| 攻读博士学位期间参加的科研工作 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
（6）背景太阳风的三维数值模拟研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 表格 |
| 插图 |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 太阳 |
| 1.1.1 太阳内部 |
| 1.1.2 太阳大气 |
| 1.1.3 宁静太阳和太阳活动 |
| 1.2 太阳日冕 |
| 1.2.1 日冕结构 |
| 1.2.2 日冕密度、温度和磁场 |
| 1.2.3 日冕太阳周变化 |
| 1.2.4 日冕物质抛射 |
| 1.3 太阳风 |
| 1.3.1 太阳风的发现 |
| 1.3.2 太阳风主要的观测特性 |
| 1.3.3 行星际磁场 |
| 1.3.4 行星际扰动 |
| 1.4 日球层 |
| 第二章 日冕－行星际三维数值研究进展 |
| 2.1 MHD方程组 |
| 2.1.1 理想MHD方程组 |
| 2.1.2 MHD波和激波 |
| 2.2 日冕－行星际数值研究中常用数值算法 |
| 2.2.1 有限差分算法 |
| 2.2.2 有限体积算法 |
| 2.2.3 其它算法 |
| 2.3 背景太阳风和CME数值研究现状 |
| 2.4 日冕－行星际数值模式中存在的主要问题 |
| 2.4.1 物理方面 |
| 2.4.2 数值方面 |
| 第三章 基于6片网格的SIP-CESE MHD模型 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 模型物理描述 |
| 3.2.1 控制方程 |
| 3.2.2 加热方法 |
| 3.3 网格系统 |
| 3.3.1 6片网格 |
| 3.3.2 片与片之间的矢量变换 |
| 3.4 对原SIP-CESE MHD模型的改进 |
| 3.4.1 库郎数不敏感（CNIS）方法 |
| 3.4.2 多步时间法 |
| 3.4.3 多重网格法消去磁场散度 |
| 3.4.4 牛顿迭代 |
| 3.5 边界条件和初始条件 |
| 3.6 编程实现 |
| 3.7 模式检验 |
| 3.7.1 模拟卡林顿周1911背景太阳风数值结果 |
| 3.8 结论 |
| 第四章 基于SIP-CESE模型验证和比较三种加热方法 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 模型描述 |
| 4.2.1 阿尔芬波加热 |
| 4.2.2 湍动加热方法 |
| 4.2.3 体积加热方法 |
| 4.3 数值结果 |
| 4.4 结论 |
| 第五章 基于SIP-CESE模型模拟异常的2008极小期 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 MHD模型和初始输入 |
| 5.3 数值结果 |
| 5.3.1 以观测的光球磁场作为输入 |
| 5.3.2 以增强的光球磁场作为输入 |
| 5.4 结论 |
| 第六章 6片网格下的SIP-CESE 模型自适应实现 |
| 6.1 引言 |
| 6.2 SIP-CESE模型自适应实现 |
| 6.2.1 控制方程 |
| 6.2.2 网格系统 |
| 6.2.3 曲线坐标下的CESE算法 |
| 6.2.4 加密放粗准则和时间迭代 |
| 6.2.5 边界条件和初始输入 |
| 6.3 模型验证 |
| 6.3.1 太阳附近的计算结果 |
| 6.3.2 1AU附近的计算结果 |
| 6.4 总结和讨论 |
| 第七章 总结与展望 |
| 7.1 主要工作结果 |
| 7.2 未来工作展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（7）行星际磁通量绳结构研究与激波渡越时间预报方法分析（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 前言 |
| 1.2 太阳能量释放活动 |
| 1.2.1 瞬变过程 |
| 1.2.2 稳态过程 |
| 1.3 常见的行星际扰动现象 |
| 1.3.1 行星际激波(IP Shocks) |
| 1.3.2 行星际日冕物质抛射(ICMEs) |
| 1.3.3 共转相互作用区(CIRs) |
| 1.4 主要的地球物理效应 |
| 1.4.1 磁爆 |
| 1.4.2 亚爆 |
| 1.4.3 其它 |
| 1.5 空间天气预报基本概念 |
| 1.5.1 CMEs 与ICMEs 的预警与预报 |
| 1.5.2 Flares 的预警与预报 |
| 1.5.3 CHs 与CIRs 的预警与预报 |
| 1.6 本章小结 |
| 第二章 磁通量绳结构的轴向估算 |
| 2.1 前言 |
| 2.2 残差最小化方法 |
| 2.2.1 GS 轴向推断方法的原理 |
| 2.2.2 多场向不变量定义的残差 |
| 2.3 残差最小化方法的测试 |
| 2.3.1 基准测试 |
| 2.3.2 磁云实地观测数据测试 |
| 2.4 残差最小化方法的相关讨论 |
| 2.5 本章小结 |
| 第三章 磁云结构中场向剩余流的观测分析 |
| 3.1 前言 |
| 3.2 具有场向剩余流结构的磁云事件 |
| 3.2.1 2003 年3 月20 日磁云事件 |
| 3.2.2 2000 年10 月3 –4 日磁云事件 |
| 3.3 磁云场向剩余流观测结果的讨论 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 行星际激波渡越时间预报方法分析 |
| 4.1 前言 |
| 4.2 激波传播模型的物理基础 |
| 4.2.1 冲击波问题的提法 |
| 4.2.2 边界条件 |
| 4.2.3 非自相似理论 |
| 4.2.4 能量关系及应用 |
| 4.3 数据与方法 |
| 4.3.1 在激波渡越时间预报中的应用 |
| 4.3.2 模型预报性能的分类统计分析 |
| 4.4 结果与讨论 |
| 4.5 概要与结论 |
| 4.6 本章小结 |
| 附录 |
| 第五章 总结与展望 |
| 5.1 主要工作总结 |
| 5.2 未来工作展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（8）太阳风中中小尺度结构的观测研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 深空探测计划简介 |
| 1.1.1 内日球层探测 |
| 1.1.2 外日球层探测 |
| 1.1.3 1 AU 附近的深空探测 |
| 1.1.4 WIND飞船科学数据简介 |
| 1.2 太阳风中的间断面研究 |
| 1.2.1 磁流体间断面的特点 |
| 1.2.2 太阳风中方向间断的的观测 |
| 1.3 行星际激波 |
| 1.3.1 磁流体激波理论 |
| 1.3.2 行星际快激波的观测及空间天气效应 |
| 1.4 磁云边界层 |
| 1.4.1 磁云 |
| 1.4.2 磁云边界的确定 |
| 1.4.3 磁云边界层 |
| 1.4.4 磁云边界层与磁洞、磁场下降区特点的比较 |
| 1.5 总结 |
| 第二章 基于Rankine–Hugoniot（R–H）解的激波法向自洽确定方法 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 历史上的激波法向确定方法 |
| 2.3 基于Rankine–Hugoniot 解的激波法向自洽确定方法 |
| 2.4 总结 |
| 第三章 和磁云边界层相关的慢激波的观测研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 太阳风中慢激波和双间断的观测 |
| 3.3 慢激波的证认——WIND 飞船1997 年9 月18 日的观测 |
| 3.3.1 慢激波结构 |
| 3.3.2 慢激波的证认 |
| 3.3.3 慢激波的来源分析 |
| 3.3.4 激波厚度和激波内部结构 |
| 3.3.5 讨论 |
| 3.4 双间断的观测——WIND 飞船1997 年5 月15 日的观测 |
| 3.4.1 WIND 飞船探测到的双间断结构 |
| 3.4.2 慢激波层的证认 |
| 3.4.3 双间断的演化:从WIND 飞船观测到Geotail 飞船观测 |
| 3.4.4 讨论 |
| 3.5 总结 |
| 第四章 磁层对磁云边界层的响应研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 太阳风驱动下的磁层动力学状态 |
| 4.2.1 太阳风–磁层–电离层耦合 |
| 4.2.2 磁层大尺度活动现象 |
| 4.2.3 太阳风中瞬变和共转结构对磁层活动的影响 |
| 4.2.4 太阳风动压增强的磁层效应 |
| 4.2.5 小结 |
| 4.3 磁云边界层与磁层压暴的相关性研究 |
| 4.3.1 分析方法和磁云边界层列表 |
| 4.3.2 典型的磁云边界层触发亚暴事件 |
| 4.3.3 “NF”型边界层不触发亚暴的事件 |
| 4.3.4 统计分析 |
| 4.3.5 结论和讨论 |
| 4.4 磁层对磁云边界层的响应——个例研究 |
| 4.4.1 WIND 飞船2004 年11 月9–10 日观测到的磁云和磁云边界层事件 |
| 4.4.2 磁层卫星的观测 |
| 4.4.3 磁云边界层触发磁层亚暴分析 |
| 4.4.4 磁云边界层前边界对磁层压缩效应 |
| 4.4.5 结论 |
| 4.5 磁云边界层对磁层的压缩作用分析 |
| 4.5.1 磁云边界层的边界特征 |
| 4.5.2 磁层顶被磁云边界层压缩至地球同步轨道以内的极端空间天气事件 |
| 4.6 总结 |
| 第五章 磁云边界层内等离子体波动的观测研究 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 太阳风中等离子体波动的观测 |
| 5.2.1 太阳风中探测的常见波模 |
| 5.2.2 行星际射电爆发现象 |
| 5.2.3 和中小尺度结构相关的等离子体波活动现象 |
| 5.3 磁云边界层内朗缪尔波活动现象的研究 |
| 5.3.1 引言 |
| 5.3.2 磁云边界层内朗缪尔波活动现象 |
| 5.3.3 2000 年10 月3 日朗缪尔波爆发事件对应的电子分布函数研究 |
| 5.4 总结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 主要研究结果 |
| 6.2 工作展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（9）行星际中小尺度结构的综合研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 行星际磁云和磁云边界层 |
| 1.1.1 行星际磁云 |
| 1.1.2 理论模型 |
| 1.1.3 磁云类型和地磁效应 |
| 1.1.4 磁云边界层 |
| 1.2 磁重联 |
| 1.2.1 磁重联的定义和基本过程 |
| 1.2.2 磁重联模型 |
| 1.2.3 太阳日冕中磁重联的观测 |
| 1.2.4 磁层中磁重联的观测 |
| 1.2.5 行星际中磁重联的观测 |
| 1.3 小结 |
| 第二章 磁云边界层中的等离子体波活动 |
| 2.1 观测与分析 |
| 2.1.1 磁云边界层中的离子声波和朗缪尔波活动增强 |
| 2.1.2 磁云边界层中的宽带、连续的等离子体波活动增强现象 |
| 2.2 初步讨论和结论 |
| 2.3 小结 |
| 第三章 磁云内部的扰动结构 |
| 3.1 观测与分析 |
| 3.1.1 反向流和反向磁场 |
| 3.1.2 超热电子加速和加热 |
| 3.1.3 等离子体波 |
| 3.2 结论与讨论 |
| 3.3 小结 |
| 第四章 多磁云追赶形成的相互作用区 |
| 4.1 数据和事件选取 |
| 4.2 多磁云追赶形成的相互作用区 |
| 4.2.1 2002年8月1日事件 |
| 4.2.2 2001年3月30日事件 |
| 4.2.3 相互作用区的观测总结 |
| 4.3 相互作用区和磁云边界层中的磁重联信号 |
| 4.3.1 2001年3月30日事件的磁重联信号区 |
| 4.3.2 2002年8月1日事件的磁重联信号区 |
| 4.4 初步的数值模拟验证 |
| 4.5 结论与讨论 |
| 4.6 小结 |
| 第五章 子午工程数据通信系统的硬件及安全体系的初步设计 |
| 5.1 子午工程数据与通信系统概况 |
| 5.2 数据与通信系统对硬件和安全体系的需求 |
| 5.2.1 数据存储的需求 |
| 5.2.2 数据处理的需求 |
| 5.2.3 台站监视的需求 |
| 5.2.4 网络通信的需求 |
| 5.2.5 系统安全的需求 |
| 5.3 硬件和安全体系设计 |
| 5.3.1 系统总体框架 |
| 5.3.2 系统运行环境 |
| 5.3.3 网络设计 |
| 5.3.4 系统安全设计 |
| 5.3.5 系统主机存储设计 |
| 5.3.6 观测监视系统设计 |
| 5.4 虚拟空间天气观测台的构想 |
| 5.5 小结 |
| 第六章 总结 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（10）日地扰动事件的统计分析及相关预报方法的综合研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳爆发活动 |
| 1.1.1 太阳耀斑 |
| 1.1.2 太阳射电爆发 |
| 1.1.3 日冕物质抛射 |
| 1.2 行星际扰动 |
| 1.2.1 行星际激波 |
| 1.2.2 行星际CME |
| 1.3 地磁扰动 |
| 1.3.1 磁层亚暴 |
| 1.3.2 磁暴 |
| 1.4 小结 |
| 参考文献 |
| 第二章 空间天气研究与预报 |
| 2.1 空间天气研究概况 |
| 2.2 能否到达地球的研究现状 |
| 2.3 到达时间预报 |
| 2.3.1 到达时间的物理预报模型 |
| 2.3.2 到达时间的经验预报模型 |
| 2.3.3 到达时间预报的综合模型 |
| 2.4 地球物理效应与地磁暴预报 |
| 2.4.1 地磁扰动的行星际/太阳活动条件 |
| 2.4.2 地磁扰动预报 |
| 2.5 小结 |
| 参考文献 |
| 第三章 行星际激波能否到达地球的统计研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 资料选取 |
| 3.3 统计结果 |
| 3.3.1 耀斑参数的影响 |
| 3.3.2 日球电流片位形的影响 |
| 3.4 结论 |
| 参考文献 |
| 第四章 行星际激波到达时间预报 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 激波传播模型 |
| 4.2.1 爆炸波解析理论 |
| 4.2.2 能量估计 |
| 4.2.3 模型描述及其训练 |
| 4.3 预报结果与比较 |
| 4.4 结论 |
| 参考文献 |
| 附录 |
| 第五章 电流片磁坐标系下CME地磁效应分析 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 电流片磁坐标系 |
| 5.2.1 电流片磁坐标系的建立 |
| 5.2.2 CMC坐标系下地球和CME爆发源的坐标 |
| 5.3 CME-ICME及其地磁响应的同异侧效应 |
| 5.3.1 CME-ICME事件的分布特征 |
| 5.3.2 地磁响应的同异侧效应 |
| 5.4 CMC在预报方法中的应用 |
| 5.4.1 CME到达时间预报 |
| 5.4.2 地磁扰动强度预报 |
| 5.5 结论 |
| 参考文献 |
| 第六章 总结 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
四、中尺度磁绳结构的行星际观测（论文参考文献）
- [1]小尺度行星际磁通量绳[J]. 冯恒强,赵国清,王杰敏. 中国科学:技术科学, 2020(02)
- [2]太阳风中磁流体波动研究[D]. 王泽浩. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2019(07)
- [3]地磁感应电流扰动的行星际源研究[D]. 魏佳筠. 哈尔滨工业大学, 2019(02)
- [4]行星际大尺度结构及其地磁效应[D]. 迟雨田. 中国科学技术大学, 2018(09)
- [5]基于太阳风参数的电网GIC事件的预测方法研究[D]. 王开让. 华北电力大学(北京), 2016(02)
- [6]背景太阳风的三维数值模拟研究[D]. 杨利平. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2011(03)
- [7]行星际磁通量绳结构研究与激波渡越时间预报方法分析[D]. 李汇军. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2009(02)
- [8]太阳风中中小尺度结构的观测研究[D]. 左平兵. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2008(08)
- [9]行星际中小尺度结构的综合研究[D]. 钟鼎坤. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2007(10)
- [10]日地扰动事件的统计分析及相关预报方法的综合研究[D]. 赵新华. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2007(10)