一、Large-scale magnetic structures of coronal mass ejections（论文文献综述）
杨丽平[1]（2021）在《光球视向电流密度分布和耀斑带位置的关系》文中研究说明长期的观测和研究表明,耀斑爆发与活动区电流结构有着密切的联系。所以,选择一种适合的方法来计算光球视向电流密度分布,对于预测耀斑爆发的位置和形态都具有重要的意义。我们基于SDO/HMI获得的高分辨率光球矢量磁场数据,利用Ampere定律的微分算法和积分算法计算了2011年2月15日活动区AR11158中一个X2.2级耀斑爆发期间的视向电流密度。结果显示:Ampere定律的两种算法计算得出的电流密度存在显着的差异,形成这种显着差异的原因很可能是由于矢量磁场测量中不可避免地会受到随机噪声的影响。微分法所得电流密度受随机噪声影响更大。当把积分路径扩大至两个环路时,所得电流密度比一个积分环路时受随机噪声影响更小,而且电流的精细结构也很清晰。而当继续扩大积分环路的半径时,得到的电流密度分布图比两个环路时更清晰,但电流中的部分精细结构明显失真。我们得出结论:由于受随机误差的影响,使得利用Ampere定律的微分算法计算视向电流密度时,由于测量值的离散度会增大,从而导致得到的电流密度没有环路积分法好。随着积分环路的扩大,得到的电流密度分布图会越来越清晰。这表明通过扩大积分环路半径可以有效减小随机噪声的影响。但积分环路并非扩得越大越好,而是要根据不同的分辨率来选择合适的积分路径。这样才能在获得清晰电流密度分布图的同时保留完整的电流精细结构。在本文中,我们得出利用Ampere定律的积分算法,并将积分环路半径扩大到两个环路时计算出的视向电流密度最好。为了验证我们所得计算方法的有效性和合理性,我们还将两个积分环路计算出的视向电流密度分布图与SDO/AIA获得的相近时刻的304?波段和1700?波段的耀斑图进行比较。结果发现耀斑带与电流带不但在位置上大致对应,而且形态极其相似。这进一步验证了我们所得电流密度计算方法的合理性及意义所在。本文第1章为绪论部分,主要介绍了太阳的分层结构和太阳活动现象。第2章主要介绍了太阳耀斑和耀斑活动区电流。第3章主要介绍了太阳活动区中矢量磁场的测量和电流的计算。第4章为我们本篇论文的主要工作,即运用Ampere定律的微分算法和积分算法分别计算了与活动区AR11158中的一个X2.2级耀斑相关的视向电流密度,通过比较分析,从中得出一种计算电流密度比较适合的计算方法。第5章为总结与展望。
颜毅华[2]（2021）在《中国科学院国家天文台太阳物理研究20年》文中进行了进一步梳理中国科学院国家天文台自2001年成立以来,汇集了与太阳物理有关的创新研究队伍和观测基地,是我国规模最大的太阳物理研究群体,拥有理论研究、观测分析和设备研制等综合优势. 20年来,国家天文台成功运行着多通道太阳磁场望远镜和太阳射电宽带动态频谱仪等世界一流的观测设备,研制了全日面太阳光学和磁场监测系统及明安图射电频谱日像仪（Mingantu Spectral Radioheliograph, MUSER）等新一代观测设备,正在研制中红外太阳磁场精确测量观测系统（accurate solar infrared magnetic measuring system, AIMS）、我国首个空间太阳望远镜ASO-S（Advanced Space-based Solar Observatory）的有效载荷全日面磁场望远镜（full-disk magnetograph, FMG）、米波-十米波射电频谱日像仪和行星际闪烁射电望远镜等新设备.本文着重回顾近20年国家天文台研究人员取得的一系列开拓性研究成果或亮点研究进展,进一步展望未来我国太阳物理界将主要在太阳磁场、太阳射电和深空太阳探测方面进行的重点突破,推动在太阳和日地物理中解决科学难题,包括太阳磁场与太阳周的起源、日冕加热、太阳爆发起源及其对日地空间环境的作用和影响等.
刘铁[3]（2021）在《暗条热通道和日珥冕穴系统的磁场结构与演化》文中提出太阳哺育着地球,人类仰望着太阳。当我们用望远镜仔细观察太阳时,发现它并不是永恒不变的,太阳上常常发生一些瞬变现象,人们称之为太阳活动。长时间的观测,发现太阳活动具有周期性,最明显的太阳活动周期是1 1年。太阳活动中最引人注目的是太阳爆发活动,这是一种剧烈能量释放过程,如果正对地球,会产生灾害性空间天气,影响空间探测和地面通信等人类活动。包括太阳耀斑、暗条爆发、日冕物质抛射在内的太阳爆发活动被认为是同一物理过程磁重联的不同表现形式。虽然各种模型可以解释太阳爆发的诸多观测现象,然而爆发前磁场能量是通过哪种方式积累的?爆发的具体触发机制是什么?爆发过程中的能量又是如何释放的?目前在这些太阳物理的核心前沿问题上仍存在很大争议。本论文的主要内容是,利用日冕磁场重建和磁流体力学模拟的方法,探索具体的太阳活动事件源区的‘暗条热通道’系统和‘日珥冕穴’系统的磁场结构和演化过程,以期望加深对爆发的触发与能量积累和释放过程的理解。论文最后利用最新发展的人工神经网络方法探究建立不同太阳观测之间的映射的可能性,进一步又延伸到提高太阳观测图像质量。综上所述,本论文主要的研究可以分为两方面:探究太阳爆发活动的物理过程和探索辅助太阳观测的新方法。下面展示这两方面的结果。当一组磁力线绕着某个主轴缠绕时,就形成了所谓的磁通量绳（磁绳）结构。磁通量绳是宇宙中普遍存在的基本等离子体结构,在太阳爆发过程中普遍存在,而且磁绳在爆发的能量存储和释放过程中均起着至关重要的作用。SDO 卫星发射成功后,观测发现了太阳活动区日冕中的‘热通道’结构,许多学者认为其很可能是磁通量绳特征物,但是由于尚无日冕磁场常规测量,所以一直无法对‘热通道’结构的物理本质及磁场结构给予直接回答。我们研究了四个具有‘暗条热通道’系统的活动区太阳耀斑事件。首次通过基于观测的磁场建模成功重建了符合观测中的‘热通道’的磁场结构,并对重建的磁场模型中的‘磁通量绳’与观测中的‘热通道’和‘暗条’之间的对应关系进行了初步探讨与比较。观测发现,在‘暗条热通道’系统中,S形的热通道位于暗条上方,两者在爆发前成对出现。热通道的形成大约需要几个到几十个小时,在此期间,两个J形的剪切磁拱发生磁重联形成S形的热通道。热通道形成后一般保持大约几十分钟的稳定状态,然后爆发形成日冕物质抛射。然而底部的暗条在热通道形成之前已经存在,并未随热通道的爆发而爆发。我们用磁通量绳插入法构造了一系列的磁场模型,与观测比较后,发现最适模型中包含一个带有双曲磁流管结构的磁通量绳。在双曲磁流管结构上方的磁力线与热通道相对应,其下方的磁力线对应暗条磁场。在SOL2014-04-18事件中,与观测中的热通道一致的磁力线位于磁绳上方,其余三个事件都可以用经过磁绳中心位置的磁力线模拟观测到的热通道。磁绳中心的高度位于19.8兆米到46兆米之间,其中SOL2012-07-12事件中磁绳高度最高,为46兆米。这个事件中热通道的投影效应可以用于解释观测中发现的双层结构。通过增加轴向磁通量构造出的磁场演化模型与观测中的热通道形成过程相符,表明热通道可能是由磁重联增加轴向磁通形成的。进一步,借助磁流体力学模拟,我们分析了‘日珥冕穴’系统中的磁重联。这一系统与‘暗条热通道’系统类似,核心都是一个磁通量绳。不同之处在于,‘日珥冕穴’系统多在宁静区日面边缘被观测到,而‘暗条热通道’系统多出现在日面中心的活动区。在‘日珥冕穴’系统中有一个热的冕穴,包围着一个日珥,日珥上方有牛角结构,牛角结构中心存在一个热核心。我们发现这一系统从准平衡态到爆发的过程可以分为四个阶段:准静态阶段、慢速上升阶段、快速上升阶段和传播阶段。在准静态阶段,磁绳几乎静止,直到磁绳上方出现双曲磁流管结构后,磁绳与上方束缚场之间发生磁重联,该重联削弱了磁绳上方磁场的束缚,进而驱动磁绳进入慢速上升阶段。一旦磁绳上升进入电流环不稳定性区域,快速上升阶段开始,随后磁绳下方出现双曲磁流管结构,快速耀斑磁重联在此处发生。当磁绳上升到大约一个太阳半径高度时,其加速度下降到大约为0 km/s2,因而进入传播阶段。该模拟重现了一类日珥爆发的全过程,尤其能加深我们对宁静区太阳日珥爆发过程的理解。最后,我们探究了利用条件限制的生成对抗网络建立从输入集（A）到目标集（B）之间映射的可能性,并且定义了映射的上限和下限。当输入集（A）和目标集（B）相同时,我们称为AA映射;不同时,为AB映射。AB映射中包含随机映射,其输入集中图像为随机像素值图像。我们首先训练了 8组从GONG的Hα图像到AIA的8个波段图像的AB映射。得到伪造的AIA图像与实际观测AIA图像类似。在活动区和日珥等大尺度结构上伪造AIA图像与实际观测AIA图像一致,然而小尺度的日冕环和暗条细丝无法被重现。进一步,我们用AA映射和随机映射展示了所有AB映射的上限和下限,并用4种评测函数定量比较。最后,我们发现AA映射有提高图像信噪比的效果,AA映射处理后的图像峰值信噪比大于三张实际观测AIA图像叠加的峰值信噪比。但是这种降噪效果还需用其他类型的数据和神经网络进行验证。在这个工作基础上,我们进一步开展了两个工作:1.探索了利用条件限制的生成对抗网络从地面观测到的Hα图像得到HMI磁图的可能性;2.利用专门为图像降噪设计的神经网络self2self对HMI磁图进行降噪。初步均得到了正面的结果。综上所述,‘暗条热通道’系统和‘日珥冕穴’系统的核心结构都是磁通量绳。我们首次通过基于观测的磁场建模,成功重建了符合观测中的‘热通道’的磁场结构。发现‘暗条热通道’系统的磁场结构是带有双曲磁流管结构（HFT）的磁通量绳。其中HFT结构上方的磁力线对应观测到的‘热通道’,而下方的磁力线环绕着暗条。进一步磁场建模研究表明热通道可能是由磁重联增加轴向场形成的。我们用磁流体力学模拟的方法研究了太阳宁静区的‘日珥冕穴’系统中磁通量绳的结构和演化,重现了日珥爆发的四个阶段,发现磁绳与其上方束缚场的磁重联和磁绳下方的耀斑磁重联分别在慢速上升阶段和快速上升阶段起主要作用。上述工作有助于加深对太阳爆发源区的磁场结构和爆发机制的理解。最后关于条件限制的生成对抗网络在太阳观测图像中的应用,我们指出了这一方法的局限性,给出了生成结果的上限和下限。进一步我们探讨了神经网络深度学习在数据降噪方面的应用。
李传洋[4]（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。
段雅丹[5]（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。
李智[6]（2020）在《磁场重联的结构及其磁能转换》文中进行了进一步梳理磁场重联是空间等离子体中普遍存在的物理现象,同时也是实验室等离子体和模拟研究的重点。特殊的近地空间环境,为磁场重联的产生提供了良好的条件。卫星观测是研究磁场重联的重要方法,本文利用MMS卫星观测的高精度数据,研究了与磁场重联相关的哨声波,磁洞,以及扩散区的结构和能量耗散,同时研究了小尺度的磁场重联。通过分析,得到了一些重要的结果,具体如下:1.在磁层顶磁场重联中观测到的哨声波与磁洞利用MMS卫星在2015年11月12日观测的数据,分析了与磁场重联相关的物理过程。在观测中,磁场重联的分界线附近出现了哨声波。在磁层侧的哨声波,具有较高的发射频率（>0.5 fce）,较高的共振能量,同时坡印廷矢量表明波动沿着磁力线朝向X-line传播;反之,磁鞘侧观测到的哨声波的发射频率较低,共振能量较低,并且沿着磁力线反向传播,即远离X-line。虽然哨声波的性质有所不同,但是都与垂直方向电子通量的增加相关。哨声波与电子之间的强烈作用,可以影响等离子体的动力学过程。同时在远离X-line的下游区域,观测到了小尺度的磁洞。因为磁洞内部的电子温度增加,所以磁洞是加热电子的重要结构。该结构很少在近地空间的磁场重联事例中观测到,事实证明X-line的下游区域也是能量产生的重要区域。进一步的研究显示,磁洞的边界处存在着微观物理过程,对应着明显的能量转换过程。磁洞的边界是磁洞加热电子的可能途径。综上所述,与磁场重联相关联的物理过程对粒子的能量化有重要作用。2.磁鞘中观测到的小尺度磁场重联太阳风与地球磁场之间强烈的相互作用,导致了近地空间复杂多变的环境。其中磁鞘区域包含大量的湍动等离子体,因此预期可以产生很多小尺度的电流片。MMS卫星在磁鞘环境中,探测到了位于通量管中心的电子磁场重联。分析发现,每个重联电流片都对应着能量转换。通量管中心的剪切流是导致重联发生的可能机制。所有的电子尺度重联都没有相应的离子流响应。更多的数据表明,这类重联对电子的加热有限,即所有加热电子都位于一个较低的能段100-200 eV。作为磁鞘等离子体中普遍存在的结构,小尺度磁场重联没法产生高能电子。在另一个强引导场存在重联事例的观测中,重联的分界线有重要的结构特征。同时对应着单极的平行电场和明显的能量耗散,加速的电子沿着分界线流向X-line,与入流的其他电子相混合,导致了电子温度在平行方向的急剧增加。因为电子加速只存在于其中的一条分界线,所以电子加热只在电流片的一侧比较明显,导致电流片两侧的温度不对称。剪切流的存在有利于平行电场的产生。3.非对称磁场重联的结构磁层顶的磁场重联大多是不对称重联,即等离子体片两侧的磁场强度以及密度有很大的差别。在2016年1月1日观测到的不对称重联中,在离X-line为9个离子惯性长的位置,可以观测到四极型的Hall磁场和双极的Hall电场。该结构一般认为存在于理想磁场重联中。进一步的分析表明,磁鞘侧（高密度侧）的Hall电场要远小于磁层侧的电场。广义欧姆定律的结果证明,Hall效应是电场产生的主要原因。同时耗散区的电流是高度丝状的,对应的能量耗散也是不连续的。耗散区的电子加热主要来自于平行方向,这是因为强引导场的存在,抑制了垂直方向的电子加热。磁场重联的分界线有很强的能量耗散和电子加热。在分界线,单极的平行电场有效的加速了电子,betatron机制导致了垂直方向的电子温度升高。因此,分界线区域的多种微观物理过程,对电子的加热和加速起到至关重要的作用。
王泽浩[7]（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。
苗玉虎[8]（2019）在《日冕喷流及波动的研究》文中进行了进一步梳理本论文主要通过高分辨、多波段和多角度的数据对日冕喷流和日冕波动现象进行了研究。本论文共分六个部分。第一部分引言,主要介绍与太阳相关的一些基本爆发活动,重点介绍喷流和日冕波相关背景;第二章主要介绍本工作所使用的数据和设备;第三章至第五章,主要介绍在攻读博士期间所做的相关研究工作。第六章是总结与展望。本论文在第三章和第五章中着重介绍喷流方面的研究。本论文在第三章中研究一个爆裂喷流及其引发的双日冕物质抛射（CME）现象,即一个喷流状日冕物质抛射和一个泡状日冕物质抛射。该事件是目前观测到的第二例由爆裂喷流爆发所引发的双日冕物质抛射事件。该爆裂喷流底部有一微暗条也随喷流一起爆发。泡状喷流的形成一般认为有两种可能原因,一种是由于微暗条爆发内部磁重联导致的,另一种可能性是由于日冕高层的磁场重构导致的;值得一提的是,该爆裂喷流爆发上升阶段,前端产生了一个极紫外（extreme-ultraviolet（EUV））波。本论文也简略探讨了喷流与日冕波的关系。通过多角度、高分辨和多波段数据对该事件进行了全面分析,该事件对研究日冕磁场结构重组具有重要意义。在本论文第四章中对日冕波进行了研究。通常认为日冕极紫外波（EUV wave）和准周期快模磁声波（quasi-periodic fast-propagating（QFP）magnetosonic wave）的触发机制是不同的。一般认为EUV波与日冕物质抛射关系密切,QFP波与耀斑爆发有重要联系。但在本章中,在同一个事件爆发中,发现了EUV波和QFP波同时爆发的现象,并且EUV波的波前与QFP波列的第一个波前在空间观测上是同一个波前。此次事件为我们提供了一个非常好的机会去探测这两种波的爆发机制和起源。在日面上观测到的宽带脉冲可以认为是活塞式激波,这种波一般是由日冕物质抛射引起的,宽带脉冲沿着扇形冕环传播,由于色散,在扇形冕环上形成了QFP波列,由于STEREO卫星观测到了对应的日冕物质抛射现象,因此,我们认为该QFP波与日冕物质抛射有关。在本论文的第五章中研究了活动区AR11166边缘处一个重复喷流事件。该事件最初由一个新浮现的带有负极性磁场的卫星黑子触发。负极性卫星黑子与先前存在的正极性主黑子的磁场发生对消导致重复喷流事件。在此过程中,卫星黑子不断移动,在移动过程中与周边新磁浮现的同极性磁通量发生汇聚融合。此次重复喷流事件共统计了37次独立喷流,并将这37个喷流事件分成两类:爆裂喷流和标准喷流,并给出了判断依据。通过研究爆裂喷流和标准喷流在光球上磁场运动和演化,表明爆裂喷流爆发时,磁场的扭缠运动和剪切运动更剧烈一些。研究还表明,爆裂喷流爆发时,能够释放更多的能量,并且爆发的速度和规模比标准喷流的速度要快,规模更大。爆裂喷流爆发时往往伴随耀斑或者底部增亮,而标准喷流就没有如此明显的特征。总的来说,本论文主要对喷流和日冕波的爆发机制做了研究和探讨。本论文研究成果如下:1、喷流与小张角EUV波密切联系;2、爆裂喷流导致双CME事件又有新的证据,证明并完善了申远灯、刘煜、苏江涛和邓元勇等人的模型;3、爆裂喷流和标准喷流之间存在较大区别;4、EUV波与QFP波触发机制的新发现。以上研究结果对完善喷流模型、日冕物质抛射的类型和日冕波的起源和演化具有重要意义。
戴俊[9]（2019）在《太阳暗条形成和爆发的高分辨观测研究》文中进行了进一步梳理对暗条的研究是当前太阳物理研究中最热门的前沿课题之一。近年研究发现日冕物质抛射（CME）同暗条爆发密切相关,而且暗条爆发往往伴随着双带耀斑的开始。因此对于暗条的分析研究,不仅能够让我们探讨暗条本身的活动现象,也将有助于我们更深入的了解CME和耀斑等爆发活动的物理本质。SDO卫星自2010年升空开始,为我们源源不断地提供了全日面、多波段和高时空分辨率的连续观测,以及光球视向磁场和矢量磁场等磁场数据。这为我们筛选、获取以及分析研究暗条事件提供了可靠的数据基础。云南抚仙湖太阳观测与研究基地NVST望远镜已经为我们提供具有更高时空分辨率的观测数据。利用太阳动力学天文台（SDO）和新真空太阳望远镜（NVST）的高质量观测数据,我们对暗条的形成和爆发做了较为详细的研究。到目前为止所取得研究进展主要有:（1）通过观测活动区两个交叉暗条的爆发过程,对暗条爆发产生的耀斑双带、耀斑后环、电流片、磁岛、日冕物质抛射（CME）作了详细的研究;首次报道了连接上方爆发暗条和下方耀斑双带的电流片;为磁绳灾变模型提供了日面观测的新证据。（2）我们研究了日面中心附近一个小尺度暗条的形成和爆发,暗条负极足点的逆时针旋转形成了S状弯曲结构的暗条,增加了暗条磁通量绳的扭缠度,达到了扭曲不稳定性触发机制的阈值,暗条附近的小尺度日浪活动持续扰动暗条,并且加速了暗条的爆发。本文主要介绍关于暗条的研究工作,并通过两个事例对于暗条的形成和爆发过程作了详细的观测研究,所取得的研究进展有助于提高人们对暗条的认识,有助于加深人们对于暗条形成和爆发的理解。关于暗条的研究可以帮助人们深入了解太阳爆发事件的物理过程,为预报相关的空间灾害性天气提供了观测依据。
徐孟娇[10]（2019）在《激波-行星际日冕物质抛射复杂结构的空间天气效应》文中指出激波-行星际日冕物质抛射（S-ICME）作为行星际空间中一类大尺度复杂结构,具有极强的空间天气效应。一方面,S-ICME是强地磁暴的一个重要的行星际起源;另一方面,S-ICME也可能导致太阳高能粒子事件增强。本文主要依据Wind卫星长时间的观测,分析了 S-ICME对地磁暴和太阳高能粒子事件的影响。根据Wind卫星的观测数据,本文建立了 1995至2017年间地球附近的激波列表,总共包含568个前向快激波。利用R-H迭代方法,本文对这些激波进行了参数拟合。总体而言,地球附近的激波速度慢且强度弱:其平均速度为442 km/s,平均密度压缩比为2.0,平均阿尔芬马赫数为2.7。此外,激波更倾向于为准垂直激波,其θBN的平均值为61°。激波的数量和速度呈现出明显的太阳周期性变化,在太阳活动高年,激波数量更多,速度更快。而激波的密度压缩比、阿尔芬马赫数以及θBN并不随太阳太阳黑子数的变化而表现出明显的差异。根据激波后方24小时内出现的结构,可将其分为行星际日冕物质抛射（ICME）驱动的激波,流相互作用区（SIR）驱动的激波和无驱动源的激波。对比这三类激波的参数可以发现,ICME驱动的激波数量最多、速度最快、密度压缩比和阿尔芬马赫数也最大。在太阳活动高年,激波主要由ICME驱动,而在太阳活动低年,激波主要为SIR激波。这568个激波中,有58个位于ICME内部。这些ICME中的激波大多出现在太阳活动高年。与其他地球附近的激波相比,ICME中的激波速度快但强度弱,其平均速度较其他激波快约lOOkm/s,而其阿尔芬马赫数却低约0.6。此外,ICME中的激波并非是均匀分布的,高达73%的激波出现在ICME的后1/3处。这意味着,ICME内部低等离子体β的环境令很多激波无法继续保持其快激波的状态,45%的激波在传播过程中被耗散。2017年9月8日的地磁暴是一个峰值强度高达-142nT的强多阶磁暴。根据局地观测,可以判定该地磁暴的行星际起源为开始于2017年9月7日16:50 UT的S-ICME事件。通过将S-ICME中被激波压缩的部分还原至未被压缩的状态,并代入至多种Dst预测方法中,本文发现激波对ICME内部南向磁场的压缩使得地磁暴的强度增强了近两倍。这项工作首次实现了定量分析激波压缩对ICME地磁效应的影响。此外,在这个事件中,S-ICME内部的高能质子通量较上游增加了约5倍。利用同样的方法,本文分析了 1995年以来Wind卫星总共观测到的11个由激波与行星际日冕物质抛射相互作用加剧的地磁暴。平均而言,由于激波的压缩,ICME中南向磁场和晨昏电场的峰值分别增加了 2.0倍和2.4倍,进而使地磁暴的强度增加了 1.4倍。如果没有激波压缩,ICME的地磁效应将显着降低,其中5个（63%）强地磁暴将降为中等强度地磁暴。此外,本文从理论和统计的角度出发,分别证明了激波的密度压缩比与激波导致的地磁暴增强之间存在显着的相关性:激波的密度压缩比越大,地磁暴的增强就越明显。根据1995至2017年间Wind卫星对太阳风、磁场以及高能质子通量的观测,本文识别了 12个高能粒子通量增强的ICME事件。在这12个ICME中,9个是S-ICME复杂结构,占全部事件的75%,说明与其他ICME相比,S-ICME复杂结构内部更易出现高能质子通量增强的现象。通过比较高能质子通量增强增强的I-ICME和S-ICME事件,可以发现在所有的能段,尤其是高能能段中,S-ICME事件内部的通量增强比I-ICME事件更为显着。此外,与其他在ICME内部传播的激波相比,高能质子通量增强的ICME事件中的激波具有较大的速度、密度压缩比和阿尔芬马赫数。这表明在这些事件中,高能质子的加速与激波有关。
二、Large-scale magnetic structures of coronal mass ejections（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、Large-scale magnetic structures of coronal mass ejections（论文提纲范文）
（1）光球视向电流密度分布和耀斑带位置的关系（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳分层结构 |
| 1.1.1 太阳内部结构 |
| 1.1.2 太阳大气结构 |
| 1.2 太阳活动现象 |
| 第2章 太阳耀斑与电流 |
| 2.1 太阳耀斑 |
| 2.1.1 太阳耀斑概览 |
| 2.1.2 太阳耀斑的观测与研究 |
| 2.1.3 太阳耀斑的触发机制和能量释放 |
| 2.1.4 耀斑经典模型 |
| 2.1.5 与耀斑爆发相关的磁重联及磁重联电流片 |
| 2.2 耀斑活动区电流 |
| 2.2.1 活动区磁场的非势性 |
| 2.2.2 电流带与耀斑带的关系 |
| 第3章 太阳活动区中磁场的测量与电流的计算 |
| 3.1 太阳活动区中矢量磁场的测量 |
| 3.1.1 太阳黑子的观测和矢量磁场的测量 |
| 3.1.2 塞曼效应 |
| 3.1.3 偏振辐射转移方程 |
| 3.1.4 太阳横向磁场方位角180°不确定性问题 |
| 3.2 电流的计算 |
| 3.2.1 安培定律的微分算法和环路积分算法 |
| 3.2.2 电流计算方法的比较 |
| 第4章 与活动区AR11158中的一个X2.2 级耀斑相关的视向电流密度的计算 |
| 4.1 选题背景 |
| 4.2 数据来源和计算方法 |
| 4.2.1 数据来源 |
| 4.2.2 计算方法 |
| 4.3 结果分析 |
| 4.4 讨论和结论 |
| 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 |
（2）中国科学院国家天文台太阳物理研究20年（论文提纲范文）
| 1 观测分析与理论研究进展 |
| 1.1 太阳活动起源、发生和发展规律 |
| 1.1.1 太阳发电机 |
| 1.1.2 太阳光球磁场 |
| 1.1.3 磁重联过程 |
| 1.1.4 耀斑 |
| 1.1.5 太阳大气中的磁绳 |
| 1.1.6 磁螺度 |
| 1.1.7 太阳色球精细结构 |
| 1.1.8 太阳射电爆发研究 |
| 1.1.9 日冕物质抛射研究 |
| 1.1.1 0 日冕磁场的外推计算研究 |
| 1.1.1 1 日冕现象 |
| 1.1.1 2 日冕加热 |
| 1.1.1 3 日球空间与地球等离子体层 |
| 1.2 太阳活动与人类生存环境 |
| 1.2.1 太阳活动预报研究 |
| 1.2.2 太阳活动周行为研究 |
| 1.2.3 太阳与地磁活动等的关系研究 |
| 1.2.4 太阳活动预报新方法 |
| 1.2.5 类太阳恒星磁场活动特征研究 |
| 2 新一代太阳物理探测技术及方法研究进展 |
| 3 总结与展望 |
（3）暗条热通道和日珥冕穴系统的磁场结构与演化（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 研究背景和动机 |
| 1.1 太阳概况 |
| 1.2 太阳活动的研究历史 |
| 1.2.1 太阳黑子 |
| 1.2.2 暗条和日珥 |
| 1.2.3 太阳耀斑和日冕物质抛射 |
| 1.3 太阳成像观测 |
| 1.3.1 太阳动力学天文台SDO |
| 1.3.2 AIA原理简介 |
| 1.3.3 光的偏振和磁场测量 |
| 1.3.4 HMI原理简介 |
| 1.3.5 GONG简介 |
| 1.4 日冕磁场重建和磁流体力学模拟 |
| 1.4.1 日冕磁场重建 |
| 1.4.2 太阳爆发磁流体力学模拟 |
| 1.5 深度学习与图像处理 |
| 1.5.1 卷积神经网络 |
| 1.5.2 生成对抗网络 |
| 第2章 暗条热通道系统(Filament-Sigmoid System)的磁场结构研究 |
| 2.1 成像观测:‘暗条热通道’系统的形成和结构 |
| 2.2 磁场重构:‘暗条热通道’系统的形成和结构 |
| 2.2.1 磁通量绳插入法 |
| 2.2.2 暗条热通道系统的结构 |
| 2.2.3 暗条热通道系统的磁场拓扑分析 |
| 2.2.4 暗条热通道系统的形成 |
| 2.3 总结和讨论 |
| 第3章 日珥冕穴系统(Prominence-cavity system)的磁流体力学模拟中的磁重联过程分析 |
| 3.1 磁流体力学模拟中的日珥冕穴系统磁场结构与观测中日珥冕穴等结构特征的对应关系回顾 |
| 3.2 磁流体力学模拟的日珥冕穴系统演化 |
| 3.3 磁流体力学模拟的日珥冕穴系统的磁拓扑和磁重联 |
| 3.4 总结和讨论 |
| 第4章 对条件限制的生成对抗网络(cGANs)在太阳物理观测应用上的探索:AA映射和AB映射 |
| 4.1 背景介绍 |
| 4.2 数据介绍 |
| 4.3 方法介绍 |
| 4.4 评估函数 |
| 4.5 从Hα图像生成对应的aia紫外观测 |
| 4.6 AA映射和随机映射 |
| 4.7 总结和讨论 |
| 第5章 正在进行的工作小结与展望 |
| 5.1 数据约束的磁流体力学模拟(data-constrained MHD simulation)探究 |
| 5.1.1 数据约束的磁流体力学模拟中暗条热通道系统的演化 |
| 5.2 利用条件限制的生成对抗网络(cGANs)从地面Hα观测生成空间HMI视向磁场 |
| 5.2.1 从Hα图像生成对应的HMI视向磁场 |
| 5.3 降噪神经网络‘Self2Self’在高分辨率太阳观测图像降噪方面的应用 |
| 5.3.1 HMI视向磁图降噪效果简述 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 磁流体力学模拟在研究太阳爆发活动中的应用 |
| 6.1.1 暗条热通道系统(Filament-Sigmoid System)的磁场结构研究 |
| 6.1.2 日珥冕穴系统(Prominence-cavity system)的磁流体力学模拟中的磁重联过程分析 |
| 6.1.3 数据约束的磁流体力学模拟(data-constrained MHD simulation)探究 |
| 6.2 人工神经网络在寻找太阳观测图像之间映射的应用 |
| 6.2.1 对条件限制的生成对抗网络(cGANs)在太阳物理观测应用上的探索:AA映射和AB映射 |
| 6.2.2 利用条件限制的生成对抗网络(cGANs)从地面Hα观测生成空间hmi视向磁场 |
| 6.2.3 降噪神经网络‘Self2Self’在高分辨率太阳观测图像降噪方面的应用 |
| 6.3 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）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 |
（5）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 |
（6）磁场重联的结构及其磁能转换（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 磁场重联概述 |
| 1.2 磁场重联模型及其发展 |
| 1.2.1 Sweet-Parker模型 |
| 1.2.2 Petschek模型 |
| 1.3 无碰撞磁场重联 |
| 1.4 磁场重联的空间观测 |
| 1.4.1 太阳活动与磁场重联 |
| 1.4.2 地球磁层和磁场重联 |
| 1.4.3 行星际磁场重联 |
| 1.5 磁场重联中的波动与电子加速 |
| 1.5.1 磁场重联中的波动 |
| 1.5.2 电子加速 |
| 1.6 小尺度的磁场重联 |
| 第2章 磁场重联与哨声波 |
| 2.1 磁层顶简介 |
| 2.1.1 磁层坐标系 |
| 2.1.2 条件 |
| 2.2 磁层顶磁场重联与哨声波 |
| 2.3 与磁场重联耦合的磁结构 |
| 2.4 本章小结 |
| 第3章 磁鞘中的磁场重联 |
| 3.1 磁鞘磁场重联观测 |
| 3.2 本章小结 |
| 第4章 分界线电子加速 |
| 4.1 磁场重联观测 |
| 4.2 本章小结 |
| 第5章 不对称磁场重联结构与电子加热 |
| 5.1 磁场重联观测 |
| 5.2 耗散区结构 |
| 5.3 Hall结构分析 |
| 5.4 本章小结 |
| 总结和展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 博士期间的研究结果 |
（7）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 |
（8）日冕喷流及波动的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳研究的背景和意义 |
| 1.2 太阳简介 |
| 1.2.1 太阳大气分层 |
| 1.3 太阳活动现象 |
| 1.3.1 喷流 |
| 1.3.2 太阳喷流的观测和活动特征 |
| 1.3.3 喷流的类型及其特点 |
| 1.3.4 喷流爆发的几种模型 |
| 1.3.5 喷流与日冕物质抛射的关系 |
| 1.3.6 极紫外波(EUV wave)和准周期快速磁声波(QFP wave) |
| 1.3.7 EUV波 |
| 1.3.8 QFP波 |
| 1.3.9 喷流与日冕波 |
| 1.4 其它活动爆发现象 |
| 1.4.1 暗条(日珥) |
| 1.4.2 太阳耀斑 |
| 第二章 观测仪器以及观测数据参数 |
| 2.1 太阳动力学天文台(SDO) |
| 2.1.1 大气成像阵列(AIA) |
| 2.1.2 日震学与磁场成像仪(HMI) |
| 2.2 日地关系探测项目(STEREO) |
| 2.2.1 EUVI |
| 2.2.2 COR1 |
| 2.3 一米新真空太阳望远镜(NVST) |
| 2.4 丽江日冕仪 |
| 2.5 其它观测仪器 |
| 第三章 爆裂喷流引发的EUV波和双CME事件 |
| 3.1 摘要 |
| 3.2 背景介绍 |
| 3.3 观测数据以及设备 |
| 3.4 观测结果 |
| 3.4.1 EUV波 |
| 3.4.2 双CME事件 |
| 3.5 讨论和结论 |
| 第四章 EUV波和QFP波的研究 |
| 4.1 摘要 |
| 4.2 背景介绍 |
| 4.3 观测结果 |
| 4.4 讨论和结论 |
| 第五章 喷流统计及分类 |
| 5.1 摘要 |
| 5.2 背景介绍 |
| 5.3 观测仪器和数据参数介绍 |
| 5.4 观测和数据分析 |
| 5.5 结论和讨论 |
| 第六章 总结和展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 参考文献 |
| 作者简介 |
| 致谢 |
（9）太阳暗条形成和爆发的高分辨观测研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 引言 |
| 1.1 暗条的结构和物理特性 |
| 1.1.1 暗条的分类 |
| 1.1.2 暗条的结构 |
| 1.1.3 暗条的物质运动 |
| 1.1.4 暗条的手性 |
| 1.1.5 暗条的上层日冕结构 |
| 1.1.6 暗条的磁场结构 |
| 1.2 暗条的形成 |
| 1.2.1 暗条磁场结构的形成 |
| 1.2.2 暗条形成的物质来源 |
| 1.3 暗条的爆发 |
| 1.4 太阳观测数据 |
| 1.4.1 太阳动力学天文台(SDO) |
| 1.4.2 新真空太阳望远镜(NVST) |
| 1.5 本文的目的和意义 |
| 第2章 两个交叉暗条爆发形成的电流片 |
| 2.1 研究背景 |
| 2.2 观测数据 |
| 2.3 观测结果 |
| 2.4 结论和讨论 |
| 第3章 一个微暗条形成和爆发的观测研究 |
| 3.1 研究背景 |
| 3.2 观测数据 |
| 3.3 观测结果 |
| 3.4 结论和讨论 |
| 第4章 总结和展望 |
| 4.1 工作总结 |
| 4.2 未来工作展望 |
| 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 |
（10）激波-行星际日冕物质抛射复杂结构的空间天气效应（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 引言 |
| 1.1 日冕物质抛射(CME)的遥感和局地观测 |
| 1.1.1 CME的遥感观测 |
| 1.1.2 CME的局地观测:行星际日冕物质抛射(ICME) |
| 1.1.3 ICME的统计研究 |
| 1.1.4 S-ICME复杂结构 |
| 1.2 行星际无碰撞激波 |
| 1.2.1 行星际激波的特征和分类 |
| 1.2.2 行星际激波的拟合方法及列表 |
| 1.2.3 激波加速机制 |
| 1.3 太阳高能粒子事件 |
| 1.3.1 太阳高能粒子事件的分类 |
| 1.3.2 影响太阳高能粒子时空分布的因素 |
| 1.4 地磁暴 |
| 1.4.1 地磁暴的定义 |
| 1.4.2 地磁暴与各行星际参数之间的关系 |
| 1.4.3 地磁暴的行星际起源 |
| 1.4.4 S-ICME的地磁效应 |
| 1.5 小结 |
| 第2章 行星际激波的统计研究 |
| 2.1 激波列表 |
| 2.2 所有激波的性质及其随太阳活动的周期性变化 |
| 2.3 不同类型激波的对比分析 |
| 2.4 激波-ICME复杂结构 |
| 2.4.1 事件列表 |
| 2.4.2 S-ICME的出现频率随太阳活动周的变化 |
| 2.4.3 S-ICME中激波的特性 |
| 2.4.4 ICME中激波的位置 |
| 2.5 小结 |
| 第3章 2017年9月7日S-ICME结构的空间天气效应 |
| 3.1 地磁暴的起源 |
| 3.2 S-ICME对地磁暴的影响 |
| 3.3 S-ICME对太阳高能粒子事件的影响 |
| 3.4 小结 |
| 第4章 S-ICME地磁效应的统计研究 |
| 4.1 事件挑选 |
| 4.2 统计分析 |
| 4.2.1 S-ICME对地磁暴的加强 |
| 4.2.2 时序叠加分析 |
| 4.2.3 地磁暴的加强幅度与激波密度压缩比之间的关系 |
| 4.3 小结 |
| 4.4 讨论 |
| 第5章 关于高能粒子通量增强的行星际日冕物质抛射事件的统计分析 |
| 5.1 SEP增强的ICME事件列表的建立 |
| 5.1.1 事件挑选标准 |
| 5.1.2 典型事例分析 |
| 5.1.3 事件列表 |
| 5.2 SEP增强的S-ICME与I-ICME的对比 |
| 5.2.1 两类ICME中高能粒子通量的增加幅度 |
| 5.2.2 能谱分析 |
| 5.3 SEP增强的S-ICME事件中激波的特征 |
| 5.4 小结 |
| 5.5 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 |
四、Large-scale magnetic structures of coronal mass ejections（论文参考文献）
- [1]光球视向电流密度分布和耀斑带位置的关系[D]. 杨丽平. 云南师范大学, 2021(08)
- [2]中国科学院国家天文台太阳物理研究20年[J]. 颜毅华. 科学通报, 2021(11)
- [3]暗条热通道和日珥冕穴系统的磁场结构与演化[D]. 刘铁. 中国科学技术大学, 2021(06)
- [4]太阳射电爆发物理过程研究[D]. 李传洋. 山东大学, 2020(08)
- [5]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)
- [6]磁场重联的结构及其磁能转换[D]. 李智. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [7]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)
- [8]日冕喷流及波动的研究[D]. 苗玉虎. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台), 2019(03)
- [9]太阳暗条形成和爆发的高分辨观测研究[D]. 戴俊. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台), 2019(04)
- [10]激波-行星际日冕物质抛射复杂结构的空间天气效应[D]. 徐孟娇. 中国科学技术大学, 2019(02)