一、Diagnosis of solar chromospheric magnetic field（论文文献综述）
刘梦阳[1]（2021）在《对日冕扰动现象的数值模拟》文中研究指明太阳是一颗与人类命运息息相关的一颗星球,我们有必要对其开展研究。而研究太阳的重点就是研究太阳爆发现象。它是无时无刻地发生在太阳大气中的,起到了能量转换和释放的作用,故成为了太阳物理学研究的热点课题。当发生太阳爆发现象时,高能带电等离子和向外高速抛射的磁化等离子体会引起地球磁场和电离层的强烈扰动,从而影响到人类在地球上的正常活动。由于现在科学技术的限制,人类没有办法控制太阳,但是可以通过研究太阳爆发的基本特征和爆发的内在物理原因,从而获知具体信息,以便实现采用合适的措施加以规避。在太阳爆发过程中,科学家们经常观测到向四周传播的极紫外波（Extreme Ultraviolet,简称EUV）,它是太阳爆发时激烈变化的日冕磁场结构对太阳中高层大气剧烈扰动的结果。因此本文选择研究EUV波的起源和传播作为我们研究太阳爆发触发机制的切入点。本篇论文采用ZUES-2D程序,利用数值模拟的方法,研究日冕物质抛射（Coronal Mass Ejection,简称CME）在等温大气的背景下传播的过程,并分别绘制了各个时刻的数值模拟的结果。我们的数值模拟结果显示:当系统失去平衡态时,磁通绳会开始迅速向上移动,并在磁通绳前方产生一个冲击波。冲击波向前传播时,它同时也会向侧面扩展,从而在磁通绳周围形成新月形的形状。当冲击波接近底部边界时,会产生回声波。且回声波会影响等离子体的流动,导致等离子体在回声波后方形成堆积现象。这一模拟很重要,结合最近的国内外研究成果,我们认为此堆积就是EUV波形成的重要成因之一。为了提高数值计算的效率,我们还对数值模拟中涉及的数值算法进行了优化,在本论文中采用预条件的方法对相关算法进行优化处理。我们提出了一种新的预条件算法,从理论上可以证明该预处理可以有效地减小矩阵的谱半径。并与之前的预条件处理算法进行比较,通过数据实验的验证,发现该方法确实能够提升矩阵的收敛效率,进而提升算法的计算效率。
颜毅华[2]（2021）在《中国科学院国家天文台太阳物理研究20年》文中研究说明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.
薛建朝[3]（2021）在《太阳耀斑环顶下降流和日珥羽流的热动力学分析》文中研究指明太阳大气中大的爆发活动包括耀斑、日冕物质抛射和日珥爆发。它们被认为是磁能释放的不同表现形式,并且对空间天气预报十分重要。太阳耀斑是一种突然增亮现象,电磁波范围可以从射电波段延伸到γ射线。日珥是悬浮在日冕中的结构,其温度大约比日冕低100倍;日珥爆发是其消失的途径之一。日冕物质抛射指日冕物质被抛射到行星际空间的现象,日冕仪对研究日冕物质抛射的结构和传播十分重要。先进天基太阳天文台（Advanced Space-based So lar Observatory,简称 A SO-S）是我国第一个正式立项的太阳空间探测卫星计划,其科学目标简称为“一磁两暴”,即同时观测太阳磁场和太阳上两类最剧烈的爆发现象:耀斑和日冕物质抛射,并研究它们的形成机制和相互关系。为实现该科学目标,ASO-S卫星配备了3台有效载荷:全日面矢量磁像仪（Full-disk vector MagnetoGraph,简称FMG）、莱曼阿尔法太阳望远镜（Lyman-alpha Solar Telescope,简称LST）和硬X射线成像仪（Hard X-ray Imager,简称HXI）。本文的内容围绕ASO-S卫星计划展开,主要涉及3项工作。第1项工作研究了耀斑的环顶下降流（supra-arcade downflow,简称SAD,又称“凌环流”）热动力学演化（第2章）;SAD的研究有助于揭示耀斑能量释放和大气加热机制。第2项工作研究了日珥羽流（prominence plume）的形成机制（第3章）;日珥是LST观测目标之一,日珥爆发与耀斑、日冕物质抛射之间密切相关。第3项工作模拟了 LST/SCI日冕仪（Solar Corona Imager）的杂散光（第4章）;工作不仅让我们对杂散光的产生和强度有了进一步的认知,也是我国太阳观测领域技术积累的一部分。SAD是出现在耀斑环上方暗的雨滴状下落结构。SAD通常认为是磁重联的产物,可能与磁重联能量释放和耀斑等离子体加热有关。人们普遍认同SAD是低密度的结构,但是在SAD的形成机制方面存在争议。我们利用微分发射度（differential emission measure,简称 DEM）的方法研究了2011年10月22日一个边缘耀斑的SAD的热动力学演化,并且发现了3次加热事件。第1次加热事件伴随着发射度（emission measure,简称EM）的上升,在第1个SAD到达前的2.8分钟温度开始上升。该加热事件的传播速度约为140kms-1,略快于SAD的传播速度。而后2次加热事件的传播速度大于700 kms-1。我们认为,第1次加热事件可以用SAD下落过程伴随的绝热压缩解释,后2次加热事件则需要用其他机制解释。另外,我们观测到SAD可以将其周围的亮纤维排开。结合观测与前人的观点,我们重新阐释了 SAD的形成过程,即SAD是局部间歇性磁重联的出流,因为出流来自较高位置而密度较小,它将周围高温高密度物质排开而呈现为暗的结构。我们还讨论了 DEM结果的可靠性、加热和冷却机制,以及其他几种SAD的解释。宁静区日珥的下方有时会出现暗腔,称为气泡（bubble）;气泡与日珥的边界有时会间歇性拱起,并形成暗的上升流进入日珥,该现象称为日珥羽流。2018年11月10日,我们利用位于云南省抚仙湖畔的1米新真空红外太阳望远镜（New Vacuum Solar Telescope,简称NVST）对一个边缘日珥进行了观测,三个波段的Hα图像清晰记录了十几个日珥羽流的形成过程。一些日珥羽流在演化过程中会发生分裂,并且伴随着指状结构的产生。在羽流形成之前到演化后期,气泡与日珥间的边界长期存在蓝移流动。在羽流演化的后期,一些更密集的手指状结构出现在流动明显的位置。我们通过谱线分析还发现了日珥羽流前端的亮度、蓝移和扰动的增强。羽流分裂和手指状结构的出现是瑞利-泰勒不稳定性的特征,而边界处的流动可以提高开尔文-亥姆霍兹/瑞丽-泰勒不稳定性的增长率。而日珥羽流前端的扰动表明,还需要其他机制触发、驱动羽流的上升,例如向上的磁压梯度力。SCI日冕仪是ASO-S/LST 3台仪器之一,它可以对1.1—2.5 R☉（太阳半径）内的日冕在Lyα和白光两个波段同时进行成像。因为日冕辐射远比日面辐射微弱,杂散光抑制成为研制日冕仪的重要课题。SCI是一台反射内掩式日冕仪,它的杂散光主要来源于主镜表面对日面辐射的散射,因此降低主镜表面粗糙度是抑制SCI杂散光的重要途径。我们通过Zemax OpticStudio软件,采用三种散射模型,模拟了 SCI主镜散射引起的杂散光的产生和传播过程,得到了不同表面参数下的杂散光水平。结果表明,两个通道的信号、杂散光之比都随日心距增大而降低;通常情况下,Lyα通道的杂散光低于日冕信号,但是白光通道的杂散光在2.5 R☉处的杂散光比日冕辐射高一个数量级。通过优化,我们得到了使杂散光低于日冕辐射的几组主镜表面参数组合。我们通过研究SAD、日珥羽流的热动力学性质,力求解释这两种现象,并将这两种现象分别与耀斑能量释放和日珥形成联系起来。其中,SAD一方面为局部间歇性磁重联的存在提供了证据,另一方面反映出绝热压缩在耀斑后期大气加热方面起到了作用。日珥羽流方面的研究,首次通过谱线分析的方法发现了日珥羽流前端的扰动,并强调需要不稳定性之外的其他机制推动羽流的向上运动,这就部分解释了为什么日珥在不稳定性的作用下没有坍塌。ASO-S卫星计划在研究SAD和日珥羽流方面具有独特的优势。HXI的观测有利于检验SAD与耀斑能量释放的关系,SCI日冕仪有望提供SAD白光观测的数据。LST将提供Lyα全日面、长期观测数据,日珥（包括日珥羽流）研究打开一个新的窗口。而SCI杂散光模拟的工作为该仪器主镜的研制提供了技术指标参考,也为将来在轨分析杂散光提供了理论基础。
申远灯,李波,陈鹏飞,周新平,刘煜[4]（2020）在《日冕极紫外波研究进展》文中研究表明高温低密日冕磁化等离子体介质可承载多种波动模式的传播.本文主要介绍低日冕中两类常见的极紫外波动现象:大尺度极紫外波和准周期快磁声波.大尺度极紫外波是低日冕中全球性传播的大尺度扰动现象,它通常与耀斑、日冕物质抛射等剧烈太阳爆发活动紧密相关. 20世纪60年代,大尺度扰动现象（莫尔顿波）首先在太阳色球层被观测到,相应的理论模型预言了低日冕中也必然存在与莫尔顿波相关的大尺度扰动现象.直到20世纪90年代,空间望远镜才探测到与莫尔顿波类似的日冕大尺度波动现象（大尺度极紫外波）.然而,关于大尺度极紫外波的物理本质和激发机制长期以来一直存在着巨大分歧.得益于近年来空间和地面太阳望远镜的高（时间、空间）分辨、多波段、多视角观测数据,目前人们对大尺度极紫外波的激发和物理本质有了更深入和较为完备的认识.近年的高分辨观测还揭示了日冕中的另一类波动现象,即准周期快磁声波.本文将总结近年来人们对两类波动的研究进展,指出目前研究中存在的重点和难点问题,并展望未来可能的研究方向.
王怡然[5]（2020）在《基于漫射体的太阳望远镜平场测量方法研究》文中研究表明灾害性空间环境事件的发生,可能会威胁到航天器在轨运行安全,影响通讯导航精度,甚至会影响地面电力系统和石油管道。全日面太阳望远镜和日冕仪可以从全局视角监测太阳爆发活动及其传播过程,对空间环境预报和太阳物理研究都具有重要的意义。平场用于描述整个望远镜系统的不均匀性,是科学数据处理的必要步骤,改正效果的好坏决定了后续科学数据的精度,对数据产品质量至关重要。目前太阳望远镜平场改正方法存在计算量大、算法复杂、受天气和时间制约等问题。因此,本文围绕这一问题,基于漫射体材料开展了相关研究工作,探索了一套新的太阳望远镜平场测量和改正方法。漫射体可以将入射的非均匀太阳光扩散成特定已知强度分布的面光源,为全日面太阳望远镜和日冕仪平场测量提供了新的技术途径。本文在国内率先开展了基于漫射体的太阳望远镜平场测量方法研究。我们研究了当前可用的四类漫射体材料——乳白玻璃、毛玻璃、高斯散射片和工程散射片在日冕仪和全日面望远镜的应用情况,并开展了相关的模拟、实验验证和数据分析。本文的主要研究结果为:1、乳白玻璃所形成的面光源接近理想均匀面光源,透过率接近日冕亮度,适用于日冕仪,直接拍摄即可得到平场像。相比现有日冕仪平场测量方法,本方法测量精度更高,且使得平场测量不再受天气和时间制约,并且允许乳白玻璃存在一定的装调误差,便于实现工程应用。2、毛玻璃在太阳视场角范围内形成的面光源均匀性达到99%,透过率约为0.2%,在望远镜曝光条件允许的情况下,可以直接拍摄得到平场像。通过与GONG和HMI的数据交叉定标,改正后的各项数据指标显着提高,低频轮廓与理论临边昏暗相关性达到0.99。3、高斯散射片的扩散角度进一步减小,视场透过率约为20%,缩短了平场测量和常规观测曝光时间的差距。背景修正后的扩散面光源均匀性可以达到99.6%。通过在全日面光球和色球望远镜开展实验验证和数据分析,色球局部视场的改正精度达到0.5%,并且能够有效改正全日面大尺度轮廓不均匀性。4、工程散射片对光源的扩散形状为平顶型,因此扩散面光源本身就具有很好的均匀性,透过率也与高斯散射片相当,可以快速便捷的完成平场测量和改正,并在此基础上开展了全日面速度场定标。利用平场改正像序列计算得到的全日面速度场与HMI速度场的相关系数达到0.923,日面赤道上的相关系数达到0.958。通过在全日面太阳望远镜或日冕仪上开展的实验验证,对比改正前后的图像可以发现,本文方法均可以有效改正脏点、灰尘、条纹等小尺度干扰的影响。同时,不同方向径向强度衰减不均匀等大尺度失真也能够得以改正或修正,使得图像强度变化与临边昏暗一致。整个改正过程中,日面上活动区、暗条等特征信息并不会受到影响。通过与国际数据交叉验证或观测设备数据自身验证等方式,利用不同指标对平场改正精度进行定量评价,证明本文研究方法具有很好的改正效果。本文的平场测量方法构建了与常规观测目标强度相近的面光源,因此无需移动太阳像即可获得平场像。这一系列方法使得日冕仪平场测量不再受到时间和天气的制约,也使得全日面望远镜平场从拟合计算到直接拍摄的转变。平场改正算法简单,通用性强,控制精度要求低,易于实现自动化,为我国现有和未来在建的天地基大视场太阳观测设备平场测量提供新的技术方法。
王璐[6]（2020）在《太阳射电爆发的系统研究》文中进行了进一步梳理太阳耀斑作为太阳大气中最剧烈的爆发现象之一,是太阳物理研究的热点。磁重联被认为是非势磁场能量释放和耀斑产生的激发（机制）。被释放的磁场能量中有相当一部分被转移给高能电子和离子。反过来,这些非热粒子也会增强来自于太阳的射电和X射线辐射。因此,射电和X射线辐射携带着太阳耀斑丰富的动力学（过程）信息。在本论文中,我们将在射电和X射线波段辐射上研究太阳耀斑的特性。第1章节介绍了本文的研究背景。在第1.1小节,我们介绍了太阳结构和太阳大气中各种活动现象。第1.2小节介绍了一些常用的射电频谱仪。对射电频谱仪的准确定标是正确获取太阳射电信息的基础。目前存在多种射电仪器的定标方法,在该论文中我们将详细地介绍相对定标法和非线性定标法。此外,我们也将对国内射电频谱仪,太阳宽频带射电频谱仪（Solar Broadband Radio Spectrometer,SBRS）和明安图宽频谱射电日像仪（Mingantu Ultrawide Spectral Radioheliograph,MUSER）的定标手段以及成像原理展开详细说明。第1.3小节介绍等离子体中的基本辐射机制和辐射转移过程。因为回旋同步辐射和轫致辐射是来自于太阳耀斑中的射电和X射线辐射常见辐射机制,所以重点介绍了这两种辐射机制。此外,我们也解释了热和非热分布的电子是如何产生X射线和射电辐射,以及X射线和射电的辐射能谱与电子能量分布之间的关系。辐射机制是通过远距离观测耀斑所产生的辐射和理解太阳耀斑动力学过程之间的桥梁。第1.4小节从观测角度描述了射电、X射线和高能电子之间的关系。通过二维射电成像,我们可以精确的确定出电子被加速（高能化）的位置。另外,射电和X射线光变曲线之间的时间关系也提供了电子传播的信息。利用二维射电和X射线成像结果计算（耀斑中不同位置）的能谱可以提供给我们太阳耀斑中不同位置的主导辐射机制信息。更进一步,我们通过射电和X射线源区时间演化信息,确定了耀斑的日冕源和电流片的位置。通过多波段观测所建立的标准太阳耀斑模型包含射电辐射、X射线和高能电子（这些信息）。在第2章,基于对中国科学技术大学位于蒙城的射电频谱仪（McSRS）所观测到,发生在2015年8月27日所发生的M 2.9级太阳耀斑的分析,我们发现由于仪器电子学噪音,传统定标方法给出的结果并不令人满意。通过使用地球静止轨道环境业务卫星（GOES）、日本野边山的射电偏振计（NoRP）以及射电日像仪（NoRH）的观测数据,结合有关的理论辐射机制对McSRS的定标方法进行改进。和传统的定标方法相比,改进后的定标方法给出的定标结果与NoRP/NoRH的观测结果相一致,更好地揭示了该M 2.9级耀斑射电频谱的典型演变（规律）。第3章利用多波段观测数据,进一步分析了 2015年8月27日M 2.9级耀斑的辐射特性。我们发现来自于太阳耀斑的射电辐射脉冲成分和缓变成分产生于不同位置的源区。更进一步的,我们发现这两个成分的主导辐射机制也不同,比如,脉冲相是由双温电子模型的同步辐射所产生,而缓变相则是由轫致辐射所主导。我们采用微分发射度（Different Emission Measure,DEM）分析法来解释缓变相能谱,发现冷等离子体扮演着一个非常重要的作用,在缓变相期间贡献了比热等离子体更多的射电辐射。在第4章节中,因为短时标的流量变化和耀斑中磁重联过程的能量释放有着紧密的关系。我们对NoRP从2000年到2010年中所观测到的209个耀斑事例,在五个通道（1、2、3.75、9.4和17 GHz）上的射电光变曲线进行移动步长的平滑分析。我们发现大部分耀斑1 GHz辐射的脉冲成分（变化时标小于1秒）的峰值流量密度为几十个太阳流量单位（solar flux unit,sfu）,并且持续约1分钟。然而2 GHz辐射的脉冲成分的峰值流量密度较1 GHz更低,脉冲成分的持续时间也更短。除此之外,在另外三个更高的频率上,耀斑发生频率随峰值流量的降低而增加,直到流量达到背景噪音水平。然而,（不同频段的）射电辐射的缓变成分有着相似的持续时间和峰值流量分布。我们也得到了事例中不同时间尺度的能谱。归一化的小波分析方法也被用于确认短时标特征。我们发现在0.1秒的时间分辨率上,这些光变曲线中超过～60%事例显示出在1秒或者更短时标上有着显着的流量变化。这个比例随着频率的降低而升高,最终在1GHz处达到～100%,说明短时标（动力学）过程在太阳耀斑中非常普遍。我们也研究了脉冲射电流量密度与通过GOES卫星获得软X射线流量之间的关系,发现65%具有显着脉冲成分的耀斑的脉冲射电成分峰值时刻早于软X射线流量峰值,这个比例随着射电观测频率的升高而升高。在第5章,我们对全文进行了总结和展望。
李传洋[7]（2020）在《太阳射电爆发物理过程研究》文中认为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。
侯振永[8]（2020）在《太阳活动区小尺度活动的动力学研究》文中认为小尺度活动是太阳大气中最常见的现象,也是其中重要的磁流体结构之一,普遍认为它们是太阳大气物质与能量输运过程的重要表现。尽管在过去的几十年的时间里,形式多样的小尺度活动现象不断地被发现并被广泛地研究,但是它们的起源、物理特征、与不同活动现象之间的联系、对活动区磁场演化和等离子体运动的影响等还尚未弄清。随着观测能力的不断提升,近几年来获取的多波段高分辨率成像与光谱学数据,可以帮助我们进一步认识这些现象。过渡区是很活跃的太阳大气,当其中的小尺度活动现象发生时,显着的辐射响应能够被观测到,对这些观测的分析与研究能够使我们深入的认识和理解这些小尺度活动的物理过程。IRIS界面层成像光谱仪是观测太阳色球、过渡区的紫外光谱仪,能提供同步的、高分辨率的光谱和成像数据,为我们研究活动区内过渡区小尺度活动提供了非常好的契机。本论文旨在利用高分辨率光谱、成像以及磁场数据,结合光谱学诊断方法,侧重于从过渡区的视角,分析太阳活动区内不同类型的小尺度活动现象的观测特征,以深入理解它们的物理机制及其与其他活动现象的联系。本论文首先统计分析了活动区内2700多个过渡区亮点的基本特征。结果显示过渡区亮点常位于黑子、谱斑区和冕环足点区域,表明过渡区亮点与活动区内强磁场区域有关。245个过渡区亮点的SiⅣ具有增宽增强的非高斯轮廓,其中100个过渡区亮点的SiⅣ线翼掺杂明显的冷线吸收线。这些过渡区亮点可能与其他小尺度活动现象（例如极紫外亮点、黑子亮点、过渡区爆发事件以及紫外爆发事件）有关。这些观测表明活动区内存在大量的小尺度活动现象,其中至少有一部分与太阳大气中的能量和物质输运过程有直接的联系。在众多的小尺度活动现象中,紫外爆发事件是一类与磁浮现相关的小尺度活动现象。过渡区图像中的亮环也与磁浮现密切相关,本论文进一步研究了紫外爆发事件和过渡区环之间的物理联系。结合IRIS卫星和SDO卫星的联合观测,本论文研究了 12个位于多条过渡区环联合足点的紫外爆发事件。通过分析光谱数据,本论文定量地给出了事件的光谱学参数,并分析了各个参数之间的联系。我们发现事件的NiⅡ吸收线与近紫外连续谱和MgⅡ2798.8A红翼的强度之间存在一定的关系,相关性系数分别为0.90和0.81。然而,事件的SiⅣ辐射强度与其他参数之间没有联系,说明事件的NiⅡ、近紫外连续谱、MgⅡ和OⅠ的响应源区与SiⅣ的源区是不同的。结合SJ 1330/1400 A和AIA304 A波段,本论文详细地研究了与四个紫外爆发事件相关的过渡区环的演化过程。我们发现在事件增亮期间,过渡区环不断地增亮且存在从事件区域出发沿着环以几十公里每秒的速度传播的增亮现象。我们认为过渡区环内传播的亮度结构是紫外爆发事件的加热效应导致的直接后果。在研究活动区众多小尺度活动现象时,我们发现一种新的存在于黑子大气过渡区中的紫外爆发事件。这种事件的过渡区谱线轮廓与其他紫外爆发事件的不同,呈现出辐射强（是平均背景的4到20倍）谱线宽度极窄的轮廓,我们称之为窄展宽紫外爆发事件。本论文分析了 6个该类事件,其中4个事件的寿命大约是10分钟,2个事件寿命大于36分钟;有些事件呈现结构紧凑的亮点,有些包含多个大小为1角秒左右的亮核。事件内SiⅣ辐射是光学薄的,多普勒速度在15到18km s-1之间。与光谱视场平均谱线的辐射强度和展宽相比,窄展宽紫外爆发事件内谱线的辐射强度增加了4到20倍,展宽减小了一半左右。事件中SiⅣ的非热速度与黑子内事件周围区域的相近,说明窄展宽紫外爆发事件是黑子等离子体的活动现象。利用SJ1400 A波段的观测,本论文还研究了两个悬浮于黑子本影上方过渡区的小尺度振荡结构,其振荡的速度相当于当地的声速,具有非线性的特征,且没有明显的衰减现象。过渡区振荡结构位于一些大尺度冕环的根部区域,同时也能观测到沿着冕环传播的扰动现象。振荡结构与日冕扰动具有相同的周期一3分钟,说明它们都与黑子内3分钟振荡现象有关。利用AIA171A波段,本论文得到了日冕扰动的传播速度在30～80 km s-1之间,小于日冕的声速。我们发现过渡区振荡结构和日冕扰动是两种独立的活动现象,两者之间没有相互干扰。基于这些观测结果,本论文提出了黑子上方过渡区振荡结构与向上传播的日冕扰动之间物理联系的唯像模型:过渡区振荡结构被磁拱支撑着,受到沿着磁力线向上传播的激波的作用而产生周期性的振荡运动;来自低层太阳大气的激波持续传播,能为过渡区结构的振荡运动提供持续的能量输入;而向上传播的日冕扰动是激波持续驱动等离子体的表现,或者是激波加热日冕等离子体后转变成的慢磁声波的结果。通过这一系列研究,本论文在活动区小尺度活动现象的观测特征方面取得了更深入的认识。本论文首次将紫外爆发事件与过渡区环活动联系起来研究,发现过渡区环的演化及环内物质输运与小尺度磁场重联过程有密切联系;首次发现了一类黑子大气中的紫外爆发事件;提出了黑子上方过渡区振荡结构与向上传播的日冕扰动之间物理联系的唯像模型。本论文为研究活动区内小尺度活动现象及其它们之间的联系提供了重要的观测结果,为理解活动区的物质和能量输运过程提供了观测依据。
段雅丹[9]（2020）在《孪生日冕物质抛射的形成机制研究》文中研究说明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。
武昭[10]（2019）在《太阳耀斑微波辐射的观测和模型研究》文中研究指明太阳微波（>GHz）爆发是耀斑磁场重联加速产生的高能电子（中等相对论）在耀斑环中绕磁场回旋运动所产生的回旋同步辐射,可以提供耀斑区磁场、高能（非热）电子等方面的物理信息,是耀斑磁场诊断、高能粒子加速及输运效应研究的重要观测手段。基于微波辐射,本论文将在观测和理论两个方面对耀斑期间“磁场演化-粒子加速-微波辐射”的关联物理过程进行研究,结合多波段（极紫外、X射线等）数据加深对耀斑爆发、磁能释放的理解。在第二章,研究了耀斑脉冲初相期间的微波辐射性质,证实了微波在磁场诊断方面的潜力;在第三章,结合多波段数据,研究了磁暴裂事件期间的磁场演化及其粒子加速效应;在第四章,根据辐射机制计算了在给定日冕磁场、等离子体条件下,高能电子分布对微波辐射的影响;第五章对本文简单总结,并对未来可开展的工作进行了展望。首先,利用微波观测对耀斑区的磁场位型进行尝试性研究。我们报道了耀斑区磁通量绳结构的微波成像观测。在2012年7月19日的入M7.7级耀斑脉冲初相阶段,我们在SDO/AIA的高温极紫外波段（94,131A）成像观测中观测到典型的磁绳结构（热通道）。利用野边山日像仪（NoRH）17 GHz的微波成像观测,我们发现磁绳区数个局地增强的微波辐射区,与相互间稍弱的微波辐射一起形成了拱状微波环。这些微波辐射增强区（亮温度10000 K至20000 K）位置相对稳定,我们认为这可能源于非热电子被束缚于扭曲磁绳所形成的局地磁岛中。进一步对磁绳区微波辐射的亮温度时变曲线进行小波分析,结果显示两分钟的准周期行为清晰可见。这一周期与EUV波段所观测到的2分钟周期的回缩耀斑环和爆发等离子体团吻合。这意味着两种观测中的准周期性现象均来源于耀斑爆发初期的磁场重联（两分钟周期）。该工作证明微波成像观测对于研究日冕磁场位型及其演化具有极大潜力,对进一步理解耀斑的物理过程及其中的能量释放具有重要的研究意义。其次,利用微波辐射对耀斑磁场位形对粒子的加速效应进行了分析。我们研究了日冕耀斑区微波与硬X射线所观测到的日冕双源结构。微波和X射线是耀斑重联所产生的高能电子分别被束缚于日冕磁场和沉降至色球、光球层所产生的,对理解耀斑区大尺度电流片的磁场重联过程及能量释放至关重要。2014年4月25日的太阳活动事件（X1.3级耀斑和日冕物质抛射）是典型的磁爆裂过程所导致的爆发。我们对事件期间的微波、硬X射线观测进行分析,发现双源特征显着异于之前的报道:下方源位于耀斑环环顶,而上方源出现于南北方向侧拱结构的回挤区（速度达～500 km s-1）;上方源的硬X射线能量高达70-100 keV,同时微波、硬X射线的上下方源区的时变曲线存在明显差别;上方源能谱比下方源稍硬且持续时间较短（与EUV观测到的回挤时间重合）。对微波双源结构（17和34 GHz的）的进一步分析表明微波两点谱具有典型的非热回旋同步辐射特征。以上的极紫外、微波及硬X射线联合观测表明上方日冕辐射源可能来源于磁爆裂拓扑中的侧环快速回挤形成。该工作为日冕双源结构的研究提供了新的视角。进一步地,在理论上对给定日冕磁场、等离子体环境下特定高能电子分布的微波辐射进行了数值计算,并尝试解释对观测中的异常微波谱。最近的微波观测工作中发现了10 GHz以上高频微波谱的异常谱型,如硬化谱（平谱、正幂律谱）或极高的峰值频率。目前的理论工作显然并不能重现这些异常谱型,为更好的理解观测,需要考虑更为复杂日冕、高能电子环境下的微波辐射。在该部分工作中,基于完整的回旋同步辐射理论,计算了具有高能谱硬化特征的高能电子（三个关键参数:低频谱指数δ1、转折能量EB以及高能谱指数δ2）的微波辐射。分析结果显示,相对于单一幂律谱,双幂律谱电子所产生的微波辐射流量显着提高（数倍至数个数量级）,峰值频率提升至几十GHz,偏振度整体下降。进一步地参数研究表明:（1）辐射流量在光薄区的增强显着大于光厚区,微波谱在峰值频率附近呈现逐渐软化或先软后硬的特征;（2）δ1、EB主要影响光厚区的微波偏振及谱型,而δ2的影响范围主要集中于光薄区。该工作对微波异常谱的理解提供了新的视角,对未来微波设备在高频段（>10-20 GHz）的观测提出了需求。
二、Diagnosis of solar chromospheric magnetic field（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、Diagnosis of solar chromospheric magnetic field（论文提纲范文）
（1）对日冕扰动现象的数值模拟（论文提纲范文）
| 致谢 |
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 1 引言 |
| 1.1 研究背景及意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.3 数值模拟简述 |
| 1.4 交互式数据语言介绍 |
| 1.5 论文创新点介绍 |
| 1.6 本文结构安排 |
| 2 磁流体方程组与程序介绍 |
| 2.1 磁流体基本方程组 |
| 2.2 ZEUS-2D程序介绍 |
| 2.2.1 基本求解方法 |
| 2.2.2 网格划分 |
| 2.2.3 具体数值算法 |
| 2.2.4 特征值和传输限制技术 |
| 2.3 本章小结 |
| 3 预条件算法优化 |
| 3.1 已有的预条件算法 |
| 3.2 新预条件的算法优化 |
| 3.3 理论模型 |
| 3.4 数值实验 |
| 3.5 本章小结 |
| 4 数值模拟实验 |
| 4.1 系统整体设计 |
| 4.2 初始条件 |
| 4.3 数值结果 |
| 4.4 小结 |
| 5 展望 |
| 参考文献 |
| 作者攻读硕士学位期间取得的研究成果 |
（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）太阳耀斑环顶下降流和日珥羽流的热动力学分析（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 符号说明 |
| 第1章 简介 |
| 1.1 太阳物理与ASO-S卫星计划 |
| 1.1.1 ASO-S的科学目标: 磁场、耀斑与CME |
| 1.1.2 ASO-S的有效载荷: FMG、LST与HXI |
| 1.2 磁重联与耀斑环顶下降流 |
| 1.2.1 磁重联 |
| 1.2.2 环顶下降流及其形成机制 |
| 1.3 日珥与日珥羽流 |
| 1.3.1 日珥综述 |
| 1.3.2 日珥羽流 |
| 1.4 日冕仪与杂散光抑制 |
| 1.4.1 日冕仪简介 |
| 1.4.2 杂散光抑制与表面散射分析 |
| 第2章 环顶下降流的热动力学研究 |
| 2.1 观测与数据处理 |
| 2.2 结果 |
| 2.3 讨论 |
| 2.3.1 DEM结果的可靠性分析 |
| 2.3.2 加热现象的解释 |
| 2.3.3 冷却现象的解释 |
| 2.3.4 环顶下降流的形成机制 |
| 2.4 小结 |
| 第3章 日珥羽流的高分辨率观测研究 |
| 3.1 方法 |
| 3.1.1 数据处理与DEM方法 |
| 3.1.2 谱线参数的推导 |
| 3.1.3 Hα辐射定标与日珥EM计算 |
| 3.2 观测结果 |
| 3.2.1 观测概览 |
| 3.2.2 沿日珥边界的流动 |
| 3.2.3 羽流前端的扰动 |
| 3.3 讨论 |
| 3.3.1 KH与RT不稳定性 |
| 3.3.2 羽流形成的其他机制 |
| 3.4 小结 |
| 第4章 源于SCI镜面散射的杂散光模拟 |
| 4.1 SCI光路介绍与杂散光模拟方法 |
| 4.1.1 SCI光路介绍 |
| 4.1.2 Zemax模拟SCI杂散光的方法 |
| 4.2 表面散射的基本知识和模型 |
| 4.2.1 相关物理量的定义 |
| 4.2.2 镜面特性与散射分布 |
| 4.2.3 镜面散射模型 |
| 4.3 结果与分析 |
| 4.3.1 通常参数下的杂散光水平 |
| 4.3.2 优化得到的参数组合 |
| 4.4 讨论与小结 |
| 第5章 结论与展望 |
| 5.1 结论 |
| 5.2 待解决的问题与讨论 |
| 5.3 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）日冕极紫外波研究进展（论文提纲范文）
| 1 EUV波 |
| 1.1 EUV波的多波段观测 |
| 1.2 EUV波的物理参量 |
| 1.3 EUV波的形成 |
| 1.4 EUV波与日冕结构的相互作用 |
| 1.5 EUV波的解释模型 |
| 1.5.1 波动模型 |
| 1.5.2 非波模型 |
| 1.5.3 混合模型 |
| 2 QFP波 |
| 2.1 QFP波观测特征 |
| 2.2 QFP波的解释和模型 |
| 3 总结和展望 |
（5）基于漫射体的太阳望远镜平场测量方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳与空间环境 |
| 1.1.1 太阳 |
| 1.1.2 空间环境 |
| 1.1.3 太阳监测对空间环境的意义 |
| 1.2 太阳望远镜 |
| 1.2.1 日冕仪 |
| 1.2.2 全日面太阳望远镜 |
| 1.2.3 局部成像太阳望远镜 |
| 1.2.4 各类望远镜的观测意义 |
| 1.3 自主监测设备的发展 |
| 1.4 研究目标和主要研究内容 |
| 第2章 太阳望远镜数据定标 |
| 2.1 数据定标的种类及意义 |
| 2.1.1 暗场定标 |
| 2.1.2 平场定标 |
| 2.1.3 波长定标 |
| 2.1.4 数据定标的意义 |
| 2.2 太阳望远镜平场 |
| 2.2.1 平场测量方法现状 |
| 2.2.2 理想的平场测量方法 |
| 2.3 漫射体材料 |
| 2.3.1 分类与应用现状 |
| 2.3.2 重要选型参数 |
| 第3章 基于乳白玻璃的日冕仪平场改正 |
| 3.1 研究背景 |
| 3.2 均匀性分析 |
| 3.3 测量方法与步骤 |
| 3.4 日冕仪平场测量和改正结果 |
| 3.5 平场改正效果定量分析 |
| 3.6 优缺点分析 |
| 3.7 本章小结 |
| 第4章 基于毛玻璃的全日面望远镜平场改正 |
| 4.1 毛玻璃透过率和均匀性的计算 |
| 4.2 测量装置与改正方法 |
| 4.3 全日面光球像的实验 |
| 4.3.1 原始像高频失真改正 |
| 4.3.2 平场改正像低频信息修正 |
| 4.4 全日面色球像的实验 |
| 4.5 实验结果分析和对比 |
| 4.6 优缺点分析 |
| 4.7 本章小结 |
| 第5章 基于高斯扩散片的全日面望远镜平场改正 |
| 5.1 可行性模拟 |
| 5.1.1 透过率和均匀性模拟 |
| 5.1.2 太阳特征影响模拟 |
| 5.2 测量装置与改正方法 |
| 5.3 全日面光球像实验及分析 |
| 5.3.1 原始像小尺度改正 |
| 5.3.2 实验结果分析 |
| 5.4 全日面色球像实验及分析 |
| 5.5 优缺点分析 |
| 5.6 本章小结 |
| 第6章 基于工程散射片的全日面平场和波长定标 |
| 6.1 全日面速度场测量和定标原理 |
| 6.2 平场测量可行性分析 |
| 6.3 计算步骤与实验平台 |
| 6.3.1 测量与计算步骤 |
| 6.3.2 实验平台 |
| 6.4 平场测量与改正 |
| 6.5 全日面太阳速度场定标 |
| 6.5.1 定标计算 |
| 6.5.2 结果分析 |
| 6.6 本章小结 |
| 第7章 总结与展望 |
| 7.1 研究内容总结 |
| 7.2 平场改正效果的评价方法 |
| 7.3 应用前景展望 |
| 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）太阳射电爆发的系统研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 研究背景 |
| 1.1 引言-太阳概况 |
| 1.1.1 太阳结构 |
| 1.1.2 太阳活动 |
| 1.2 射电观测仪器以及定标 |
| 1.2.1 国内外的偏振计、频谱仪和日像仪 |
| 1.2.2 偏振计、频谱仪的定标 |
| 1.2.3 X射线太阳观测设备 |
| 1.3 X射线和射电辐射机制 |
| 1.3.1 亮温度与辐射转移 |
| 1.3.2 来自于耀斑的X射线辐射 |
| 1.3.3 来自于耀斑的射电辐射 |
| 1.3.4 通过厚靶硬X射线能谱计算射电流量 |
| 1.4 射电辐射、X射线与电子之间的关系 |
| 1.4.1 射电频谱对电子加速区域的位置判断 |
| 1.4.2 射电观测与X射线的时变曲线之间时间关系 |
| 1.4.3 通过X射线和米波/分米波的成像研究推断耀斑过程中相互作用区域电子演化 |
| 1.4.4 通过回旋同步辐射定量诊断耀斑高能电子 |
| 1.4.5 耀斑新的观测窗口:毫米到亚毫米波观测 |
| 1.4.6 在爆发事件中磁重联和电流片的证据 |
| 1.4.7 总结 |
| 第2章 蒙城射电频谱仪的定标 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 观测 |
| 2.3 定标原理和方法 |
| 2.4 修正定标方法 |
| 2.5 结论与讨论 |
| 第3章 2015年8月27日耀斑源区分析 |
| 3.1 脉冲相射电源区分析 |
| 3.1.1 引言 |
| 3.1.2 多波段观测基本情况 |
| 3.1.3 脉冲相和缓变相辐射分量的分离 |
| 3.1.4 脉冲相能谱分析 |
| 3.1.5 小结 |
| 3.2 缓变成分源区的确定 |
| 3.3 发射度和微分发射度 |
| 3.4 数据分析和DEM方法 |
| 3.4.1 利用SDO/AIA计算DEM |
| 3.4.2 轫致辐射计算公式 |
| 3.4.3 不同DEM和EM的比较 |
| 3.5 冷等离子体假设和拟合射电频谱 |
| 3.5.1 冷等离子体假设 |
| 3.5.2 拟合射电频谱 |
| 3.6 结果和讨论 |
| 第4章 射电脉冲统计分析 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 样本、分析方法和样本脉冲成分与缓变成分的统计特性 |
| 4.2.1 样本 |
| 4.2.2 功率谱分析 |
| 4.2.3 脉冲和缓变成分的统计特性 |
| 4.3 在短时标的流量密度的变化 |
| 4.3.1 归一化的小波分析 |
| 4.4 与X射线之间的关系 |
| 4.5 结论 |
| 4.6 附录A |
| 第5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 |
（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）太阳活动区小尺度活动的动力学研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳及太阳大气 |
| 1.1.1 太阳内部结构 |
| 1.1.2 太阳大气 |
| 1.1.3 活动区 |
| 1.2 活动区内小尺度活动现象 |
| 1.2.1 埃勒曼炸弹 |
| 1.2.2 紫外爆发事件 |
| 1.2.3 过渡区爆发事件 |
| 1.2.4 活动区的其它小尺度现象 |
| 1.2.5 黑子内的振荡现象 |
| 1.3 论文结构 |
| 第二章 观测仪器及光谱学诊断 |
| 2.1 观测仪器 |
| 2.1.1 IRIS卫星概述 |
| 2.1.2 SDO卫星概述 |
| 2.2 太阳过渡区光谱及光谱诊断方法 |
| 2.2.1 太阳高层大气的原子物理学过程 |
| 2.2.2 光学薄谱线的辐射通量 |
| 2.2.3 光谱学诊断 |
| 第三章 活动区内小尺度爆发现象的研究 |
| 3.1 活动区内过渡区亮点的高分辨率IRIS观测 |
| 3.1.1 引言 |
| 3.1.2 观测数据及分析方法 |
| 3.1.3 结果 |
| 3.1.4 讨论和结论 |
| 3.2 过渡区冷环联合足点处的紫外爆发事件的研究 |
| 3.2.1 引言 |
| 3.2.2 观测数据及分析方法 |
| 3.2.3 结果 |
| 3.2.4 讨论和结论 |
| 3.3 太阳黑子上方的窄展宽紫外爆发事件 |
| 3.3.1 引言 |
| 3.3.2 观测数据及分析方法 |
| 3.3.3 结果 |
| 3.3.4 讨论与结论 |
| 第四章 黑子大气中向上传播的波在过渡区和日冕的表现 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 观测数据 |
| 4.3 结果 |
| 4.3.1 第一组数据的分析结果 |
| 4.3.2 第二组数据的分析结果 |
| 4.4 过渡区振荡结构与日冕扰动之间的时间延迟 |
| 4.5 讨论 |
| 4.6 结论 |
| 第五章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 发表文章目录 |
| 学位论文评阅及答辩情况表 |
（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）太阳耀斑微波辐射的观测和模型研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳与太阳的外层大气——日冕概况 |
| 1.1.1 太阳概况及分层结构 |
| 1.1.2 日冕简介 |
| 1.2 太阳耀斑与太阳射电辐射物理背景简介 |
| 1.2.1 耀斑物理过程简介 |
| 1.2.2 太阳射电辐射物理基础 |
| 1.3 太阳微波辐射综述 |
| 1.3.1 微波辐射的一般特征 |
| 1.3.2 微波爆发的辐射机制 |
| 1.3.3 微波与X射线多波段联合观测研究 |
| 1.4 设备简介 |
| 1.4.1 极紫外观测设备 |
| 1.4.2 微波观测设备 |
| 1.4.3 X射线观测设备 |
| 第二章 2012年7月19日耀斑脉冲初相期间日冕磁绳的微波成像研究 |
| 2.1 研究背景与动机 |
| 2.2 事件概述和微波数据处理 |
| 2.3 脉冲初相太阳爆发结构的微波观测 |
| 2.3.1 爆发结构的微波成像观测 |
| 2.3.2 爆发结构微波辐射的准周期性 |
| 2.4 磁绳微波辐射机理的讨论 |
| 2.5 讨论与小结 |
| 第三章 2014年4月25日磁爆裂事件中X射线和微波双源的观测研究 |
| 3.1 研究背景与动机 |
| 3.2 磁爆裂事件:2014年4月25日X1.3级事件 |
| 3.2.1 触发阶段 |
| 3.2.2 爆发阶段 |
| 3.2.3 恢复阶段 |
| 3.3 日冕双源结构的观测分析 |
| 3.3.1 X射线双源观测分析 |
| 3.3.2 微波双源观测分析 |
| 3.3.3 微波、X射线关联性分析 |
| 3.3.4 观测小结 |
| 3.4 讨论与总结 |
| 第四章 双幂律高能电子分布的回旋同步辐射研究 |
| 4.1 研究背景与动机 |
| 4.2 计算模型 |
| 4.3 计算结果 |
| 4.3.1 单、双幂律电子分布的辐射比较 |
| 4.3.2 参数研究 |
| 4.3.3 能谱硬化对NoRH观测的影响 |
| 4.4 总结与讨论 |
| 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 |
| 附件二：学位论文评阅及答辩情况表 |
四、Diagnosis of solar chromospheric magnetic field（论文参考文献）
- [1]对日冕扰动现象的数值模拟[D]. 刘梦阳. 北京印刷学院, 2021(09)
- [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]太阳耀斑环顶下降流和日珥羽流的热动力学分析[D]. 薛建朝. 中国科学技术大学, 2021(06)
- [4]日冕极紫外波研究进展[J]. 申远灯,李波,陈鹏飞,周新平,刘煜. 科学通报, 2020(34)
- [5]基于漫射体的太阳望远镜平场测量方法研究[D]. 王怡然. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2020(04)
- [6]太阳射电爆发的系统研究[D]. 王璐. 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]太阳活动区小尺度活动的动力学研究[D]. 侯振永. 山东大学, 2020(12)
- [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]太阳耀斑微波辐射的观测和模型研究[D]. 武昭. 山东大学, 2019(09)