一、2003年8月太阳活动区AR0442内的暗条爆发及其相关现象的研究（论文文献综述）
辛泽寰,尚振宏[1]（2022）在《基于改进VNet太阳暗条检测方法》文中研究表明太阳暗条作为太阳大气磁场的示踪,对研究太阳磁场有极其重要的意义。针对现有的暗条检测方法存在检测精度不高,弱小暗条错检、漏检等问题,提出一种基于改进VNet网络的太阳暗条检测方法。首先,使用大熊湖天文台Hα全日面图像并结合磁图制作了太阳暗条数据集;其次,在VNet网络下采样部分采用Inception模块融合不同尺度特征图的特征,同时加入注意力机制增强特征图中暗条部分的语义信息;最后在上采样部分引入深度监督模块,更多地保留太阳暗条的细节特征。为验证算法性能,采用191幅Hα全日面图像数据集,其中包含暗条共3 372条。算法在测试数据集上平均准确率达到0.988 3,F1值达到0.838 5。实验结果证明,该方法可以有效识别Hα全日面图中的暗条。
辛泽寰[2]（2021）在《基于改进VNet算法的太阳暗条检测方法研究》文中认为太阳暗条存在于日冕中,是由低温高密度的等离子体组成。强烈的暗条爆发活动会影响地球磁层,严重时将导致通信设备受损,造成通信中断、航空运输导航失效等。此外,暗条作为太阳大气磁场的示踪,对暗条进行研究有助于探究太阳磁场的结构和演化规律。因此对暗条准确地检测作为相关研究的基础和前提,具有重要的科学意义。针对现有的暗条检测方法存在数据集不准确、检测结果精度不高,弱小暗条错检、漏检等问题,本文首次结合太阳磁图制作了暗条数据集,同时,在编-解码分割网络的基础上进行改进,分别提出了多尺度稠密连接M-DensenUNet网络以及改进的VNet网络,利用自制数据集训练网络,并用训练好的模型完成暗条的检测。针对上述内容,本文主要进行了以下三个方面的研究工作。第一,首次结合太阳磁图完成暗条数据集的制作。由于目前已有的暗条数据集,其标注暗条的方法采用的是图像阈值分割处理,导致图像中太阳黑子和小噪声点也会被标注出来,同时也会漏掉弱小暗条,致使网络提取到错误特征信息,造成暗条漏检和背景误识别。本文通过利用太阳磁场分布与暗条位置的关系,根据同一时刻磁图中的极性反转线进一步确定暗条的位置,再根据暗条的亮度和纹理特征,采用手工标注的方式制作了暗条数据集,提升了数据集的准确度,为后续实验提供数据样本。第二,提出了基于多尺度稠密连接M-DensenUNet的太阳暗条检测方法。引入稠密连接结构的DenseUNet网络通过增加浅层特征图与深层特征图的连接,解决了ResnetUNet网络的冗余问题,增大了特征信息重用量,减少了参数量,同时提升了检测精度。为了防止在下采样过程中暗条细节信息的丢失,在DenseUNet网络基础上提出多尺度稠密连接MDensenUNet网络,引入多尺度卷积结构,结合了不同尺度的特征图,降低了暗条纹理信息的丢失,使检测的暗条结果得到进一步提升。第三,提出基于改进VNet的太阳暗条检测方法。考虑到多尺度稠密连接网络占用内存极高以及受背景干扰较大,容易将部分背景误识别为暗条。因此,采用抗干扰能力较强的VNet网络训练并进行暗条检测。同时,为进一步去除背景干扰的影响及暗条断裂等问题,对VNet网络进一步改进。首先引入Inception模块,得到暗条不同尺度信息,更好地利用网络内部计算资源,提取到更多图像特征;其次引入注意力机制,达到增强暗条特征同时抑制无用背景信息;最后在上采样部分引入深度监督模块,使不同尺度的特征图都能学到最准确的特征,在抑制干扰背景的同时提高了检测暗条的精度。改进前后的VNet网络与其他分割网络检测暗条的结果进行对比分析,得出改进后的VNet网络在测试数据集上平均准确率达到0.9883,F1值达到0.8385。实验结果证明,该方法可以有效识别Hα全日面图中暗条。
杨凯[3]（2018）在《太阳爆发事件和日冕加热中磁拓扑的研究》文中研究表明太阳大气中的等离子体与磁场是高度耦合的,磁场在日冕的加热和动力学过程中扮演了至关重要的作用。观测也显示对地球和空间环境具有重要影响的太阳爆发事件都源自日冕的磁活动。因此对日冕磁场的研究是理解太阳活动、日冕加热机制和开展空间天气预报的一个重要基础。随着现代空间和地面仪器的发展,我们可以以准确度和高时空分辨率来测量太阳光球层的磁场。然而,对日冕磁场的直接测量仍然存在着很大的难度,通常的方法是利用光球的观测数据和适当的磁场模型（如无力场模型）来重构出日冕的三维磁场。据此,我们可以对日冕磁场进行详细的分析,结合磁拓扑理论,研究日冕的磁流体动力学过程。在本论文中,我们利用太阳动力学天文台、日出卫星和拉马第高能太阳光谱成像仪获得的多波段观测资料,运用日冕磁场重构技术和磁拓扑分析方法,对磁场在太阳爆发事件和日冕加热机制等方面所起到的关键作用进行了深入的研究。日冕磁场的连接性将日冕划分成不同的磁拓扑区域。磁拓扑区域的边界（如分界层）是一些非理想过程（如磁重联）发生的场所。磁拓扑的边界在形态上通常与一部分紫外波段的辐射特征相符合,例如在耀斑过程中低层辐射展示的耀斑带对应磁拓扑边界在色球的映射。为了研究磁拓扑结构与太阳爆发事件的相关性,我们对发生于2012年10月23日的X级环形耀斑进行了详细的分析。该耀斑在Ca Ⅱ H谱线的辐射中展示出一个准环形的耀斑带,并且在其内外还存在另外两条狭长的耀斑带。极紫外成像观测显示一个热通道结构,说明此耀斑过程中有磁绳结构存在。此外,热通道的两个足点正好对应两个硬X射线源。利用非线性无力场模型,我们对该活动区进行了日冕三维磁场的重构,并证认出三个磁拓扑结构:一个三维磁零点、一个磁绳结构和一个大尺度准分界层结构。我们发现磁零点包含在大尺度准分界层中,而磁绳结构位于磁零点的扇面之下,并且硬X射线辐射起源于磁绳与周边磁场之间的磁重联。以上三个磁拓扑结构的动力学演化与相互作用导致了该耀斑的爆发以及在爆发过程中所展示出的多波段辐射特征。由于大多数爆发性事件的源区都存在高度剪切的磁拱或者磁绳结构,定量研究这种结构的拓扑性质和时间演化对于理解太阳爆发活动是十分重要的。为此,我们跟踪了太阳活动区12017从2014年3月28日至29日共两天的演化,并通过非线性无力场模型重构了该区域的日冕三维磁场。在两天的时间内,该区域内的暗条活动触发了 12个太阳耀斑,包括9个C级耀斑,2个M级耀斑和1个X级耀斑。在日冕磁场中我们证认了一个磁绳结构,并发现它与暗条在空间和形态上是对应的。我们利用准分界层来定义磁绳的边界,提取出了磁绳自身的空间区域以及其内部的磁场分布。对比耀斑前后的磁绳结构,我们发现闭合性的准分界层（磁绳的包络）所勾勒出来的区域在耀斑发生后有明显的减小。我们还计算了磁绳结构的缠绕数和相对磁螺度,并且发现该活动区大多数耀斑的发生都是由扭曲不稳定性引起的。进一步研究表明,不同特征参数对耀斑的响应是不同的,相对来说磁绳缠绕数的敏感性要高于其他参数（如磁螺度）。除了太阳爆发事件,日冕加热是太阳物理中另一个未解决的重要问题,即日冕等离子体是通过何种方式被加热到百万度的高温。目前已经提出了几种加热机制,比较流行的有阿尔芬波加热和磁重联（纳耀斑）加热。二者在理论上都可以提供日冕加热所需要的能量,但是在一般的情况下,二者都缺乏利用观测数据进行反馈的定量模型。我们基于磁重联加热机制发展了一个利用磁场的观测数据进行约束的日冕结构模型。该模型给出了与极紫外波段观测相符合的辐射特征。在理想等离子体（无磁重联）中,磁场与等离子体冻结在一起,磁力线的足点与周围的等离子体以相同的速度运动。但实际上,由于磁场的耗散（磁重联）磁力线足点和等离子体之间的速度有偏差,这个偏差称之为非理想速度,它与磁重联速率成正比。基于上述物理图像,我们首先从观测到的时间序列的磁图推导了非理想速度的分布以及对应的加热函数,然后基于流体静力学平衡假设推导日冕磁环的热力学结构。该模型不依赖于反常电阻率的假设,一个重要参数是重联磁流管横截面的尺度。该尺度参数可通过模型结果与观测的对比,结合高分辨率的观测资料而得到限制,大约是160 km左右。对比模型生成的和实际观测的极紫外图像,我们发现两者不但在定性上（冕环的形态）而且在定量上（极紫外辐射强度的直方分布）都符合得很好。此外,模型给出的微分发射度与多波段观测反演出的微分发射度具有相似的轮廓。由此可见,我们的研究证实了磁重联加热（纳耀斑）机制可以提供日冕加热所需的能量,并且能够维持一个与观测相符合的活动区日冕结构。
陈华东,赵世清,李琼英,姜云春[4]（2004）在《2003年8月太阳活动区AR0442内的暗条爆发及其相关现象的研究》文中研究指明利用色球Hα单色像、TRACE和SOHO/EITEUV单色像、SOHO/LASCO白光日冕观测及SOHO/MDI光球磁图,对2003年8月25日日面AR0442边界上2个暗条爆发的不同动力学行为及与之相关的耀斑、耀斑后环和CME等现象进行了分析。主要结论如下:（1）2个暗条的激活态和爆发过程有明显不同:暗条F1先变粗变黑,出现明显分叉,然后表现为whiplike爆发;而暗条F2一部分先消失,其余部分出现水平的轴向运动,最后F2整体爆发。（2）2个暗条的爆发机制是不同的:F1的爆发可能与新浮磁流密切相关,而F2的爆发与F1爆发产生的双带耀斑的分离运动和相互作用密切相关。
二、2003年8月太阳活动区AR0442内的暗条爆发及其相关现象的研究（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、2003年8月太阳活动区AR0442内的暗条爆发及其相关现象的研究（论文提纲范文）
（1）基于改进VNet太阳暗条检测方法（论文提纲范文）
| 1 太阳暗条数据集 |
| 1.1 数据预处理 |
| 1.2 制作数据集 |
| 2 方法原理 |
| 2.1 改进的VNet网络 |
| 2.2 Inception模块 |
| 2.3 注意力机制 |
| 2.4 深度监督 |
| 3 实验过程及结果分析 |
| 3.1 训练细节 |
| 3.2 数据增强 |
| 3.3 损失函数 |
| 3.4 评价指标 |
| 3.5 实验结果 |
| 3.5.1 算法改进前后对比 |
| 3.5.2 不同算法评估指标对比 |
| 4 结 论 |
（2）基于改进VNet算法的太阳暗条检测方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 研究背景及意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.2.1 基于数字图像处理方法 |
| 1.2.2 基于机器学习方法 |
| 1.2.3 基于深度学习方法 |
| 1.3 本文的研究内容和章节安排 |
| 1.3.1 研究内容 |
| 1.3.2 章节安排 |
| 第二章 太阳暗条及数据集的介绍 |
| 2.1 太阳暗条 |
| 2.1.1 暗条的分类 |
| 2.1.2 暗条的磁场特点 |
| 2.2 太阳暗条数据集 |
| 2.2.1 现有暗条数据集存在的问题 |
| 2.2.2 数据来源介绍 |
| 2.2.3 图像预处理 |
| 2.2.4 制作暗条数据集 |
| 2.3 小结 |
| 第三章 暗条检测流程与基础知识 |
| 3.1 暗条检测流程 |
| 3.2 卷积神经网络结构 |
| 3.2.1 卷积层 |
| 3.2.2 池化层 |
| 3.2.3 激活函数 |
| 3.2.4 批量归一化 |
| 3.3 全卷积神经网络 |
| 3.4 小结 |
| 第四章 基于多尺度稠密连接的太阳暗条检测方法 |
| 4.1 UNet网络 |
| 4.1.1 UNet网络介绍 |
| 4.1.2 UNet网络的问题 |
| 4.2 ResnetUNet网络模型 |
| 4.2.1 残差结构 |
| 4.2.2 ResnetUNet网络模型构建 |
| 4.3 M-DensenUNet网络模型 |
| 4.3.1 稠密连接结构 |
| 4.3.2 多尺度卷积 |
| 4.3.3 多尺度稠密连接M-DensenUNet网络 |
| 4.4 实验与结果分析 |
| 4.4.1 暗条数据集的评价指标 |
| 4.4.2 算法改进前后定量分析 |
| 4.4.3 算法改进前后定性分析 |
| 4.5 小结 |
| 第五章 基于改进VNet网络的太阳暗条检测方法 |
| 5.1 VNet网络 |
| 5.1.1 VNet网络介绍 |
| 5.1.2 VNet存在的问题 |
| 5.2 改进VNet网络 |
| 5.2.1 Inception模块 |
| 5.2.2 注意力机制 |
| 5.2.3 深度监督 |
| 5.3 实验部分 |
| 5.3.1 实验细节 |
| 5.3.2 训练策略 |
| 5.3.3 数据增强 |
| 5.3.4 损失函数 |
| 5.4 实验结果分析 |
| 5.4.1 算法改进前后对比 |
| 5.4.2 不同算法评估指标对比 |
| 5.5 小结 |
| 第六章 结论与展望 |
| 6.1 全文总结 |
| 6.2 研究展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录 A 攻读硕士学位期间取得的科研成果 |
| 附录 B 攻读硕士学位期间参与的科研项目 |
（3）太阳爆发事件和日冕加热中磁拓扑的研究（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳的观测历史 |
| 1.2 太阳的磁场 |
| 1.2.1 太阳磁场测量 |
| 1.2.2 磁场方位角的180°不确定性 |
| 1.2.3 日冕磁场模型 |
| 1.3 观测数据 |
| 1.3.1 太阳动力学天文台 |
| 1.3.2 拉马第太阳高能光谱成像仪 |
| 1.3.3 日出卫星 |
| 1.4 总结 |
| 第二章 磁场拓扑理论 |
| 2.1 磁场连接性 |
| 2.1.1 磁零点 |
| 2.1.2 庞加莱指标 |
| 2.1.3 分界层与分界线 |
| 2.1.4 磁荷拓扑法 |
| 2.1.5 准分界层 |
| 2.2 磁场螺度 |
| 2.2.1 相对磁螺度的定义 |
| 2.2.2 磁螺度的计算 |
| 第三章 不稳定性与爆发性事件 |
| 3.1 磁流体不稳定性 |
| 3.2 灾变机制 |
| 3.3 缰绳断裂模型 |
| 3.4 磁爆裂模型 |
| 3.5 太阳耀斑的观测与模型 |
| 第四章 环形耀斑辐射特征与磁拓扑的研究 |
| 4.1 耀斑的多波段观测 |
| 4.1.1 CaⅡH谱线的观测 |
| 4.1.2 极紫外观测 |
| 4.1.3 硬X射线观测 |
| 4.2 耀斑的磁场拓扑 |
| 4.2.1 磁场重构 |
| 4.2.2 磁场拓扑分析 |
| 4.3 讨论与总结 |
| 第五章 与多次耀斑活动相关联的磁绳拓扑的定量计算 |
| 5.1 观测 |
| 5.1.1 极紫外观测 |
| 5.1.2 磁场的观测 |
| 5.2 磁场数据分析 |
| 5.2.1 磁能与磁螺度 |
| 5.2.2 日冕磁场重构 |
| 5.2.3 磁绳的准分界层结构 |
| 5.2.4 磁场的衰减因子 |
| 5.2.5 磁绳缠绕数 |
| 5.2.6 磁绳的磁螺度 |
| 5.3 讨论与总结 |
| 5.3.1 磁绳的准分界层的变化 |
| 5.3.2 磁绳的触发机制 |
| 5.3.3 磁螺度注入与磁绳磁螺度 |
| 5.3.4 磁绳缠绕数在耀斑期间的衰减 |
| 5.3.5 总结 |
| 第六章 日冕加热的研究 |
| 6.1 能量的释放 |
| 6.2 非理想速度的测量 |
| 6.3 日冕模型的构建 |
| 6.4 观测实例的应用 |
| 6.5 讨论与总结 |
| 第七章 总结与展望 |
| 7.1 总结 |
| 7.2 展望 |
| 附录A 流体静力学冕环 |
| 附录B 日冕磁场可加自螺度的计算 |
| 附录C 不动点理论的推广 |
| C.1 不动点理论 |
| C.2 推广与应用 |
| 参考文献 |
| 攻读博士学位期间完成的学术成果 |
| 攻读博士学位期间进行的学术交流 |
| 致谢 |
四、2003年8月太阳活动区AR0442内的暗条爆发及其相关现象的研究（论文参考文献）
- [1]基于改进VNet太阳暗条检测方法[J]. 辛泽寰,尚振宏. 天文研究与技术, 2022(01)
- [2]基于改进VNet算法的太阳暗条检测方法研究[D]. 辛泽寰. 昆明理工大学, 2021(01)
- [3]太阳爆发事件和日冕加热中磁拓扑的研究[D]. 杨凯. 南京大学, 2018(09)
- [4]2003年8月太阳活动区AR0442内的暗条爆发及其相关现象的研究[J]. 陈华东,赵世清,李琼英,姜云春. 天文研究与技术.国家天文台台刊, 2004(04)