一、黄道面内行星际激波相互碰撞作用过程研究——能量效应（论文文献综述）
王宇贤[1]（2021）在《木星太阳风-磁层-电离层/热层耦合研究》文中研究说明作为太阳系八大行星中体积最大、自转最快的行星,木星拥有太阳系体积最大的行星磁层。和类地行星磁层不同,木星磁层动力学主要由两种机制主导:一种是和地球磁层类似的太阳风驱动的Dungey循环,而另一种则是和行星高速自转以及内等离子体源相关的Vasyliunas循环。太阳风与行星磁层的相互作用,以及行星磁层动力学的研究是行星物理学的关键问题之一。在太阳风和行星自转的共同驱动和调制下,全球磁层等离子体流特征和磁层-电离层-热层（Magnetosphere-Ionosphere-Thermosphere,MIT）耦合机制都是木星磁层动力学的研究热点。在木星磁层动力学的研究中,观测数据和模拟工具都扮演着非常重要的角色。在本文的第一章中,我们首先简要介绍了太阳风和木星的概况,并回顾了木星磁层、电离层和热层/大气层的背景知识和基本理论。之后,我们又介绍了木星极光观测形态和MIT耦合基本原理。磁流体力学数值模拟是研究行星磁层大尺度物理过程的重要工具之一,它可以高效地模拟磁层中的大尺度动力学过程。为了研究在太阳风和行星自转的驱动作用下木星的全球磁层动力学,在第二章中我们自主构建了木星全球磁层磁流体力学模型。该模型包含了木卫一（Io）的内磁层等离子体源效应,行星的高速自转（～10 h）效应,以及磁层-电离层耦合效应。模拟结果显示,该模型可以合理地模拟木星磁层的基本位型,如赤道面等离子体流、共转驱动电流和电离层的场向电流。此外,我们还将模拟结果和观测结果进行了比较,发现赤道面等离子体的密度和压强曲线和观测吻合性较好,而且模拟的电离层场向电流分布和观测到的极光特征具有很好的相似性,表明本模型中采用的磁层-电离层静电耦合模型可以适用于木星复杂的磁层-电离层耦合过程。在太阳风和磁层以及电离层的相互作用过程中,太阳风作为其中重要的驱动源之一,主导着木星的磁层动力学和物理过程。而由于观测数据的缺失,木星附近实时的太阳风数据只能依赖于数值模型获得。因此,在第三章我们构建了一个“数据驱动”的内日球层背景太阳风磁流体力学模型,来模拟木星附近的太阳风。在该模型中,我们将太阳磁场概要图作为输入,然后基于WSA关系得到模型内边界条件并驱动内日球层模型,进而模拟木星附近的太阳风。为了测试模型性能和预报的准确度,我们将模拟结果和不同纬度、不同日心距离的多卫星观测结果进行比对。结果显示:（1）我们的模型可以再现行星际太阳风的典型结构和物理现象,如共转相互作用区、日球层电流片和高速流等;（2）整体上来说,模拟的太阳风参数在不同纬度和不同日心距离上,都和卫星观测吻合较好。该研究表明我们的日球层模型有能力预报内日球层太阳风的大尺度结构,而且可以用来预报行星如地球和木星附近的背景太阳风,这对太阳风和行星磁层的相互作用等研究具有重要意义。木星磁层动力学主要由MIT耦合机制主导。在电离层高度上,MIT耦合可以由一系列关键参数（包括电离层电导率、电流和电场、沿着磁力线的粒子交换、焦耳热和粒子能量沉积）来表征。由于磁流体理论的局限性,MIT耦合中的很多物理现象无法由磁层磁流体力学模型来描述。因此在第四章,结合Juno的多仪器数据,我们提出了一种新方法来评估沿着Juno轨迹的MIT耦合参数,并将其应用于Juno前8圈南半球主极光穿越事件,来分析穿越过程中这些关键参数的变化和分布特征。至此,我们完成了木星太阳风-磁层-电离层/热层的因果链的初步研究:（1）创建了描述太阳风和木星磁层全球动力学和大尺度结构的2个磁流体力学模型;（2）利用Juno卫星观测数据来定量分析木星MIT耦合的基本特征。
齐兆辉[2]（2021）在《慢太阳风中特殊结构的研究》文中研究指明空间天气日益受到国家的重视,它可能会对宇航员身体健康、天基和地基电子设备等产生深刻影响。太阳活动和太阳风是影响空间天气的重要因素。太阳风通常可以分成快慢两种,和快风相比,慢太阳风的起源和演化仍存在一些不清楚的地方。本文利用多卫星观测结果,通过事例分析、统计研究以及利用构建相关太阳风模型等方法,对慢太阳风中的低密度结构和阿尔芬度异常现象进行了深入细致的研究。希望通过分析慢太阳风中的特殊结构进而对慢太阳风的起源和演化提供一些思路。在太阳活动小年期间,太阳黑子和爆发事件的数量大幅降低,太阳磁场也几乎呈现典型偶极子场结构,太阳风较为平稳和不受干扰且可以按照速度大致分为从极区冕洞起源的快风和低纬度起源的慢风两种。快风和慢风相互作用形成共转相互作用区,其中相互作用的界面为流界面。在流界面前为高密度、低速的慢风,流界面后为低密度、高速的快风。我们利用ACE、WIND和STEREO在流界面前高密度慢风中发现一种密度异常事例,它的速度不快,但是质子温度和成分等信息与流界面后的快风高度相似。我们利用多颗卫星对这种结构的起源和形成机制进行了深入分析。我们根据观测到该结构卫星的位置和磁场重构这种结构的空间分布,发现它的磁场独立于周围的太阳风。该密度异常区域的磁场方位角垂直于帕克螺旋线方向,结合超热电子的数据,我们发现它的磁场是回弯的。这些信息都说明该结构和周围的太阳风具有不同的源区,而和流界面后的快风具有相似的起源。为了寻找它的源区,我们通过二段回溯的方法找到该结构在光球层的足点位置为活动区附近具有开放磁力线的小冕洞区域。除了该事例,我们还在不同太阳活动周期中寻找了其它类似的事例,并报道和分析了一个在太阳活动高年中的相似事例。由于它的持续时间不长,我们还和瞬态结构的特性进行了对比,发现它的特性和瞬态结构不完全一致。我们对工作一中发现的起源于小冕洞区域的特殊结构的阿尔芬特性进行了深入分析,发现它的阿尔芬度很低,这与通常情况下起源于小冕洞开放磁力线区域的太阳风具有高阿尔芬度是相悖的。由于太阳风中的阿尔芬波可以认为是在背景等离子体中以局地阿尔芬速度向外传播的波动,因此从小冕洞起源的等离子体和阿尔芬波动之间的速度就会存在差异。我们认为这种小冕洞风阿尔芬度降低可以是由于传播造成的。我们利用一个简单的二维太阳风模型计算了阿尔芬波和小冕洞风的传播;计算结果显示,由于阿尔芬波的传播特性,从小冕洞出发的等离子体和阿尔芬波动在传播到1AU的过程中会发生分离,形成了低阿尔芬度的小冕洞风和高阿尔芬度的普通慢风。这个结果定性地解释了慢太阳风中观测到的小冕洞风和高阿尔芬度慢风的特性,也为解开慢太阳风的起源之谜提供了新的思路。本文的创新点主要有:·首次在CIR压缩区域发现密度异常结构·利用多卫星联合观测,对该密度异常结构进行分析,确认它是起源于小冕洞·分析了该小冕洞风的阿尔芬特性,并用简易太阳风模型解释阿尔芬度降低的现象
柏诗晨[3]（2021）在《日侧磁场重联及其物质输运过程的观测分析》文中认为磁场重联是空间等离子体中一种重要的磁力线拓扑改变过程和能量转换机制。在磁场重联过程中,电流片两侧附近区域的等离子体随着磁力线运动参与磁场重联,两侧的等离子体相混合,随着重联新生成的磁力线离开重联点,完成物质输运。伴随着磁力线拓扑位形的改变,磁场储存的磁自由能转化为等离子体的动能和热能,从而加速和加热等离子体。在地球磁层与太阳风耦合过程中,磁重联是向磁层输运能量和粒子的重要机制,电离层的极光,磁尾的磁暴、亚暴,磁尾的冷而密等离子体片等空间物理现象都与磁重联驱动的太阳风等离子体输入息息相关。近期的研究发现弓激波附近的瞬态现象会在磁层内部产生超低频波（ULF）波和场向电流,从而加速粒子,在电离层形成极光,影响磁层内部的等离子体输运。在数值模拟研究中磁重联发生于瞬态现象产生的初期,但是至今没有相关的观测。本文通过多卫星数据观测主要研究得到以下结果。1.弓激波瞬态现象中的重联迹象观测近来,通过MMS观测的事例报道,弓激波附近的磁场重联被广泛关注。经过磁重联加速的粒子,可能是弓激波附近一阶费米加速问题中的注入粒子的来源之一。而热流异常等弓激波瞬态结构内部的环境有利于磁场重联的发生,并且已在数值模拟中发现重联迹象,然而并没有经过卫星观测的证实。通过MMS卫星观测的热流异常结构后边界内的小尺度磁通绳事件,我们发现磁重联能够在热流异常等弓激波瞬态结构内部发生。通过进一步分析小尺度磁通绳内部的电流和离子能谱,我们排除了由热流异常膨胀导致观测到磁场的双极性变化的可能性,并进一步分析了磁通绳内部的能量转化和受力情况。2.基于分界线附近的两种尺度的双粒子色散观测确定了从扩散区到重联出流的等离子体输运过程通过MMS卫星观测的一个分型线穿越事例,观测到电子和离子的长短双色散现象,两者能量范围相同而时间尺度不同。分析长短色散的形成机制,我们认为两种色散的形成都与不同能量粒子的平行速度不同,导致的ExB漂移时间不同有关。相比长色散,形成短色散的粒子在沿着分型线离开重联点的细长区域内是不冻结于磁力线上的,没有ExB漂移,所以利用电子/离子短色散的卫星观测确定了磁场重联出流离子/电子边界的源区,从而确定了从扩散区到重联下游出流粒子边界的等离子体输运过程。3.北向行星际磁场（IMF）条件下由磁重联驱动的等离子体输运具有半年周期变化,成为Russell-McPherron效应的新观测证据行星际磁场南向时,磁暴、亚暴等强地磁活动存在半年的周期性,Russell-McPherron（R-M）效应预测的南向行星际磁场Bz振幅的日变化和年变化能够很好的解释这种半年周期性。并且磁暴、亚暴等强地磁活动的强度与磁平静期时磁尾等离子体片的环境有关,冷而密的等离子体片有助于形成较强环电流。北向行星际磁场期间的太阳风等离子体进入,会影响磁尾等离子体片参数。本文利用Geotail、Image等卫星多年的观测数据,通过统计分析揭示了冷而密等离子体片和跨极盖极光的发生率的具有明显的半年周期性。我们还发现北向行星际磁场Bz振幅也存在与南向时相同的日变化和年变化,可以用R-M效应很好的预测。行星际磁场北向分量的增强有利于高纬重联的发生,而高纬重联是冷而密等离子体片和跨极盖极光弧产生的一种重要机制,所以冷而密等离子体片和跨极盖极光弧发生率的半年周期性也可以很好的符合R-M效应的预测,因此本系列工作成为了Russell-McPherron效应的新观测证据。
陈远强[4]（2021）在《等离子体片边界层中场向电流的观测研究》文中研究表明场向电流是太阳风、地球磁层和电离层之间能量和动量输运的主要媒介,在太阳风—磁层—电离层耦合过程中起着重要作用,研究场向电流的性质可以帮助我们理解地球磁层中各活动之间的联系。本论文将对连接夜侧电离层和磁尾的等离子体片边界层中的场向电流进行深入研究:利用四颗磁层多尺度卫星高精度的等离子体和磁场测量数据,主要分析动力学尺度（接近局地离子惯性长）的场向电流在等离子体片边界层中的空间分布、电流载流子等性质,并通过高时间分辨率的等离子体数据发现和研究了亚质子尺度场向电流的观测特征。1.对亚质子尺度场向电流的观测。等离子体片边界层中的场向电流具有动态的更小尺度的精细结构（低于局地的离子惯性长）。利用高时间分辨率的等离子体测量,本论文中发现前人研究的大尺度场向电流为该亚质子尺度场向电流的累积效应。在没有大尺度电流的区域,仍可以发现双极的或单极的亚质子尺度场向电流,表明了磁尾和内磁层或电离层间的耦合过程可能更加动态化,而非简单的能量输入输出。该亚质子尺度场向电流的来源和具体作用还需要进一步的观测或模拟研究。2.对动力学尺度场向电流的观测。磁层多尺度卫星之间较小的间距使得我们可以研究尺度接近局地离子惯性长的动力学尺度场向电流。该场向电流在磁尾等离子体片边界层内展现出三叉的分布结构,即在午夜附近和靠近两个侧翼区域发生率比较大;它们在北半球（夏季半球）的发生率也比南半球要高,尤其是对地向场向电流来说。场向电流在靠近中心等离子体片的区域（β较大）发生率要高,靠近尾瓣的区域（β较小）发生率要低。束状场向电流（beam-type FACs,B-FACs）的发生率在等离子体片边界层内部基本均匀的分布在0.1<β<1.0的区域上,而流状场向电流（flow-type FACs,F-FACs）的发生率则在β从1.0到0.1区域上线性的减少。场向电流的强度基本不会随着β改变,但越靠近地球则越大。强地磁活动下,场向电流的发生率和强度都会增加。研究结果证明了场向电流和磁尾重联活动存在相关性,同时反映了电离层环境对场向电流和磁尾的反馈作用。3.通过改进场向电流的计算方法,我们使用粒子能通量数据比较好的确定了场向电流载流子的种类和能量范围。场向电流的主要载流子为电子。等离子体片边界层中可能会出现离子电流但同时伴随着反向的电子电流。能量在0.5Te‖到5 Te‖（Te‖为电子平行磁场温度）间的热电子是场向电流的主要贡献者,而随着地磁活动的增强,能量低于0.5Te‖的冷电子对场向电流的贡献会增加。冷电子来源于电离层,这反映了电离层在地磁活动期间对磁尾活动的响应过程。4.磁通量绳结构中心也存在着场向电流。金星电离层在非磁化状态下会出现大量的磁通量绳结构,研究表明其在电离层内的发生率会随着高度的降低而增加,然而其空间尺度会随着高度而降低而减少。在太阳天顶角较大的晨昏区域,其轴向基本与地表平行。对金星磁通量绳的研究可以增加我们对其它类地行星上的电流和其它行星空间环境的认知,同时也帮助我们理解地球空间中各电流体系之间相互作用和耦合过程。本论文通过对磁尾等离子体片边界层中场向电流的空间分布特征、随地磁活动的变化、以及电流载流子的研究,揭示了场向电流的源区包括了磁尾磁重联区和低纬边界层两部分,同时也表明电离层的性质在磁层—电离层的耦合过程中会起到调制和反馈作用。对其它类地行星电流的研究可以帮助理解日地空间环境中电流体系的形成和在能量传输过程中的作用。
林隽,黄善杰,李燕,种晓宇,张珅毅,李明涛,张艺腾,周斌,欧阳高翔,项磊,董亮,季海生,田晖,宋红强,刘煜,金振宇,冯晶,张洪波,张贤国,张伟杰,黄旻,吕群波,邓雷,符慧山,程鑫,汪敏[5]（2021）在《太阳爆发抵近探测——“触碰计划”》文中研究表明本文旨在介绍一项具有重大科学意义和应用价值的深空探测任务构想.该任务将对驱动恒星大尺度爆发过程的中心结构（即磁重联电流片）进行抵近（原位）探测,主要目的是详细研究发生在离地球最近的恒星——太阳上的大尺度磁重联过程的精细物理特征,揭示太阳系中最为剧烈的能量释放过程（即太阳爆发或太阳风暴）的奥秘.该任务的科学目标:磁重联过程是发生在宇宙磁化等离子体中的能量转换和释放的核心过程,其一直是太阳物理、等离子体物理、空间科学研究领域内的一个极为重要的研究课题及研究方向.通过抵近观测可以将同样设备的分辨能力提高5～20倍,将提供在地球附近无法获得的太阳超清晰图像以及相应的物理信息,让人类在一个前所未有的平台上来研究、认识和了解太阳,从而解决太阳爆发核心驱动过程的精细物理性质与日冕加热等长期困扰太阳物理研究领域的难题.
何建森,林荣,崔博,王玲华,宗秋刚[6]（2020）在《外日球层的宽能段离子及其与湍动的耦合作用》文中指出围绕"日球层太阳风及其与侵入星际风的作用"这个主题,从目前认知、前沿问题、探测建议等3方面展开论述。日球层中的离子包括:原初太阳风离子、源于星际风的拾起离子、超热离子。其中拾起离子和超热离子有来自局地星际质侵入流的贡献。深空飞船探测到双模态遍布日球层:日球层内边界、太阳风、行星际湍动、超热离子能谱等都存在双模态特征。前沿问题有3个方面:①从未到达的领域,即黄道面里的日球层尾部以及高纬的外日球层;②曾经到达的领域,但是没有探测的物理量,例如外日球层中的拾起离子;③曾经到达并探测,但是形成机制不明,例如超热离子的幂律谱及其双模态。针对上述前沿问题,本文提出如下的建议:①设计不同的飞行路径,朝向不同的方位进行探测;②携带宽能段的离子谱仪器包涵盖原初太阳风等离子体、拾起离子和超热离子;③搭载高灵敏度磁强计测量外日球层的可压缩磁湍动。
刘瑾[7]（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》文中认为在日地空间系统中,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。
王官银[8]（2020）在《太阳高能粒子传播过程研究》文中提出
应蓓丽[9]（2020）在《日冕物质抛射及其驱动激波的多波段和多视角研究》文中研究说明日冕物质抛射（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。
肖博兮[10]（2020）在《太阳高能电子蓄水池现象统计研究》文中研究指明在缓变型高能粒子事件中,利用空间中处于行星际不同经纬度以及不同日心距离的多颗卫星进行联合观测,人们经常发现不同的卫星观测到的粒子通量在上升阶段会有数量级的差距,而处在衰减期粒子通量接近相等。这种现象被称为蓄水池现象。本文利用第23太阳活动周的Ulysses和ACE卫星,对电子蓄水池现象发生期间粒子通量与磁场、等离子体温度、等离子体速度、等离子体数密度在整个事件发生期间的变化情况,进行联合观测分析。将粒子通量与绝热冷却和扩散模型进行拟合,研究哪一种运动规律在蓄水池现象发生中起主导作用。进一步,通过研究第24太阳活动周STEREO A和STEREO B卫星,对出现蓄水池现象的电子事件中,粒子通量与各向异性情况进行联合观测分析。求出不同能段各方向上粒子通量所占比值,进而研究STEREO卫星粒子数据的各向异性情况。通过粒子通量的各向异性反映出事件中源与卫星的磁连接状况,而根据卫星与源磁连接情况可以推测出粒子在发生蓄水池现象期的粒子是通过哪一种传播方式达到卫星。基于以上的观测结果,我们认为横向扩散是解释蓄水池现象的普遍适用机制,并且高能电子源的注入过程在形成电子蓄水池现象中也起到重要作用。在太阳高能电子事件通量的衰减期,高能电子通过横向扩散方式来减小行星际分布的空间梯度,从而形成蓄水池现象。在强的缓变型电子事件中,通量的持续时间比较长,横向扩散的效果能够更好地显现出来。行星际的磁镜效应有利于蓄水池现象的出现,但是磁镜效应并不是普遍适用机制。如果高能电子在源区附近发生横向扩散,那么STEREO A-B两颗卫星都能够观测到投掷角的各向异性分布,这种情况下蓄水池现象依靠行星际空间的平行扩散就可以发生。如果高能电子横向扩散发生在行星际空间而不是在源区,那么只有一颗卫星能够观测到投掷角的各向异性分布,这种情况下在行星际空间发生蓄水池现象时必须考虑横向扩散。
二、黄道面内行星际激波相互碰撞作用过程研究——能量效应（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、黄道面内行星际激波相互碰撞作用过程研究——能量效应（论文提纲范文）
（1）木星太阳风-磁层-电离层/热层耦合研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳风与空间天气 |
| 1.2 木星的概况 |
| 1.3 木星磁层 |
| 1.3.1 磁层顶、磁鞘和弓激波 |
| 1.3.2 内磁层 |
| 1.3.3 等离子体片 |
| 1.3.4 磁层等离子体流 |
| 1.4 木星大气层和电离层 |
| 1.5 木星极光 |
| 1.6 磁层-电离层-热层耦合基本原理 |
| 1.7 小结及本文研究内容 |
| 第2章 木星全球磁层MHD数值模拟 |
| 2.1 MHD数值模型 |
| 2.1.1 磁流体力学基本理论 |
| 2.1.2 木星磁层MHD模型的研究进展 |
| 2.1.3 控制方程 |
| 2.1.4 数值格式简介 |
| 2.1.5 磁层-电离层耦合方法 |
| 2.1.6 Io等离子体源 |
| 2.1.7 计算单位制 |
| 2.1.8 解域和网格 |
| 2.1.9 初始和边界条件 |
| 2.2 木星磁层模拟结果 |
| 2.2.1 北向IMF条件下的木星磁层 |
| 2.2.2 不同太阳风和IMF条件下的木星磁层 |
| 2.3 讨论 |
| 2.3.1 不同磁层-电离层耦合模型间的对比 |
| 2.3.2 磁场内边界条件的影响 |
| 2.3.3 内磁层高纬等离子体流 |
| 2.3.4 木星磁层中的Dungey循环 |
| 2.3.5 木星内源磁场对磁层-电离层耦合的影响 |
| 2.4 小结 |
| 第3章 木星附近背景太阳风的MHD数值模拟 |
| 3.1 日球层MHD数值模型 |
| 3.1.1 内日球层MHD模型的研究进展 |
| 3.1.2 控制方程 |
| 3.1.3 数值格式简介 |
| 3.1.4 计算单位制 |
| 3.1.5 解域和网格 |
| 3.1.6 初始和边界条件 |
| 3.2 内日球层MHD模拟结果 |
| 3.2.1 卡林顿周内的模拟观测对比 |
| 3.2.2 2007年全年模拟观测对比 |
| 3.3 讨论 |
| 3.3.1 模型的局限性 |
| 3.3.2 不同MHD模型结果之间的比较 |
| 3.4 小结 |
| 第4章 基于Juno数据的木星磁层-电离层-热层耦合研究 |
| 4.1 背景介绍 |
| 4.1.1 木星MIT耦合及其特征参数 |
| 4.1.2 Juno卫星的介绍 |
| 4.2 研究方法 |
| 4.2.1 Juno数据 |
| 4.2.2 应用的3个模型 |
| 4.2.3 由Juno数据和模型得到关键参数的方法 |
| 4.3 基本结果 |
| 4.3.1 电导率和极光电子沉降之间的关系的初步分析 |
| 4.3.2 本研究中选用的事例描述 |
| 4.3.3 PJ-3S和PJ-6S关键参数的详细分析 |
| 4.3.4 前8圈南极轨道的统计分析 |
| 4.4 讨论 |
| 4.4.1 MIT耦合参数计算的稳定性和误差来源 |
| 4.4.2 计算的电离层电导率和以往研究的对比 |
| 4.4.3 MIT耦合参数的量级 |
| 4.4.4 和MHD模型以及轴对称的共转驱动模型间的比较 |
| 4.4.5 和电离层-热层模型间的比较 |
| 4.5 小结 |
| 第5章 总结与展望 |
| 5.1 工作总结 |
| 5.1.1 木星全球磁层MHD数值模拟 |
| 5.1.2 木星附近背景太阳风的MHD数值模拟 |
| 5.1.3 基于Juno数据的木星磁层-电离层-热层耦合研究 |
| 5.2 未来展望 |
| 参考文献 |
| 附录 |
| 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 |
（2）慢太阳风中特殊结构的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 符号说明 |
| 第1章 背景介绍 |
| 1.1 太阳和空间天气 |
| 1.2 太阳风的探测历史和常用卫星 |
| 1.2.1 ACE卫星 |
| 1.2.2 WIND卫星 |
| 1.2.3 STEREO卫星 |
| 1.2.4 PSP卫星 |
| 1.2.5 小结 |
| 1.3 太阳风的分类 |
| 1.3.1 太阳活动和太阳周期 |
| 1.3.2 速度 |
| 1.3.3 离子电荷态 |
| 1.3.4 元素丰度 |
| 1.3.5 氦氢比 |
| 1.3.6 阿尔芬特性 |
| 1.3.7 小结 |
| 1.4 太阳风的起源 |
| 1.4.1 寻找源区位置的方法 |
| 1.4.2 快太阳风起源模型 |
| 1.4.3 慢太阳风起源模型 |
| 1.4.4 冕洞 |
| 1.4.5 冕流和伪冕流 |
| 1.4.6 活动区 |
| 1.4.7 小结 |
| 1.5 太阳风中的典型结构 |
| 1.5.1 日球层磁场 |
| 1.5.2 共转相互作用区 |
| 1.5.3 瞬态结构 |
| 1.5.4 小结 |
| 1.6 工作出发点 |
| 第2章 太阳风中低密度异常结构事例分析 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 数据 |
| 2.3 观测 |
| 2.3.1 事例一 |
| 2.3.2 事例二 |
| 2.4 分析 |
| 2.4.1 综合图景 |
| 2.4.2 太阳小尺度瞬态结构的起源 |
| 2.5 讨论 |
| 2.5.1 异常密度结构是否来源于冕洞 |
| 2.5.2 异常密度结构与小尺度瞬态结构的关系 |
| 2.6 结论 |
| 第3章 慢太阳风中的小冕洞风和阿尔芬波 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 小冕洞风的阿尔芬度 |
| 3.3 太阳风模型和模拟结果 |
| 3.3.1 太阳风模型原理 |
| 3.3.2 典型慢风模拟结果 |
| 3.4 讨论 |
| 3.4.1 太阳附近小冕洞风和阿尔芬波 |
| 3.4.2 和1 AU处统计结果的比较 |
| 3.5 结论 |
| 第4章 总结与展望 |
| 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 |
（3）日侧磁场重联及其物质输运过程的观测分析（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 二维稳态电阻重联模型介绍 |
| 1.1.1 Sweet-Parker模型 |
| 1.1.2 Peschek模型 |
| 1.1.3 无碰撞重联模型 |
| 1.2. 日侧磁场重联 |
| 1.2.1 弓激波以及磁鞘内的磁场重联 |
| 1.2.2.地球磁层顶磁重联以及物质输运过程 |
| 1.3 地磁活动的半年周期性及相关假说 |
| 1.4 小结 |
| 第二章 卫星仪器数据及数据分析方法 |
| 2.1 相关卫星数据介绍 |
| 2.1.1 ACE、Wind卫星以及0mni数据库 |
| 2.1.2 Themis和Athemis卫星计划 |
| 2.1.3 Geotail卫星 |
| 2.1.4 MMS卫星 |
| 2.2 数据处理方法 |
| 2.2.1 坐标系和参考系 |
| 2.2.2 最小(最大)方差分析方法(MVA) |
| 2.2.3 最小方向导数分析方法(MDD)和时空差分方法(STD) |
| 2.2.4 时间分析法(Timing analysis) |
| 2.2.5 多卫星计算电流密度的方法 |
| 2.2.6 磁场曲率分析方法 |
| 2.2.7 Walen分析 |
| 2.2.8 小结 |
| 第三章 弓激波附近的热流异常事件中的小尺度磁通量绳观测 |
| 3.1 研究背景 |
| 3.2. MMS卫星观测 |
| 3.2.1. 热流异常瞬态结构的观测结果 |
| 3.2.2. HFA后边界内部的离子惯性尺度的磁通绳观测 |
| 3.2.3. 磁通绳内部的受力分析 |
| 3.3. 讨论与小结 |
| 第四章 分型线附近的电子色散和平行电子束 |
| 4.1 研究背景 |
| 4.2 事件观测介绍 |
| 4.2.1. 事件概览 |
| 4.2.2. 重联出流电子和离子边界观测 |
| 4.2.3. 两种电子色散观测 |
| 4.2.4. 分型线外的平行电子束观测 |
| 4.3. 讨论与小结 |
| 第五章 冷而密等离子体片的空间分布及其发生率的半年周期效应 |
| 5.1 研究背景 |
| 5.2 冷而密等离子体片的统计分析 |
| 5.3 北向行星际磁场GSM Bz的统计分析 |
| 5.4 讨论与小结 |
| 第六章 结论与展望 |
| 6.1 结论 |
| 6.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读学位期间发表的学术论文目录 |
| 学位论文评阅及答辩情况表 |
（4）等离子体片边界层中场向电流的观测研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 引言 |
| 1.1 地球磁层 |
| 1.1.1 地磁场和太阳风相互作用 |
| 1.1.2 地球磁尾 |
| 1.1.3 磁尾等离子体片边界层 |
| 1.2 磁层电流体系 |
| 1.2.1 磁层顶电流 |
| 1.2.2 磁尾电流 |
| 1.2.3 环电流 |
| 1.3 场向电流 |
| 1.3.1 电离层场向电流系统 |
| 1.3.2 磁尾场向电流 |
| 1.3.3 太阳风-磁层-电离层耦合 |
| 1.4 类地行星电流观测 |
| 1.4.1 水星 |
| 1.4.2 金星和火星 |
| 1.4.3 磁通量绳 |
| 1.5 小结 |
| 第2章 数据及研究方法 |
| 2.1 MMS数据 |
| 2.1.1 MMS卫星任务 |
| 2.1.2 研究使用数据 |
| 2.2 等离子体片边界层的选定 |
| 2.3 场向电流计算 |
| 2.3.1 计算场向电流的方法 |
| 2.3.2 场向电流事例的认定 |
| 2.3.3 场向电流的空间尺度 |
| 第3章 亚质子尺度场向电流的观测特征 |
| 3.1 背景介绍 |
| 3.2 数据和方法 |
| 3.2.1 MMS Burst Mode数据 |
| 3.2.2 FAC计算和事例筛选 |
| 3.3 事例分析 |
| 3.3.1 事例1 |
| 3.3.2 事例2和事例3 |
| 3.3.3 其它事例 |
| 3.4 小结 |
| 第4章 动力学尺度场向电流的分布特征 |
| 4.1 背景介绍 |
| 4.2 场向电流事例筛选 |
| 4.2.1 数据 |
| 4.2.2 事例筛选 |
| 4.3 场向电流的分布特征 |
| 4.3.1 FACs的空间分布 |
| 4.3.2 FACs的大小分布 |
| 4.3.3 FACs与地磁活动的联系 |
| 4.4 PSBL与上游太阳风的相关性 |
| 4.5 小结 |
| 第5章 场向电流载流子的种类和能量范围 |
| 5.1 背景介绍 |
| 5.2 数据和方法 |
| 5.3 事例观测 |
| 5.3.1 2017年6月21日事例1 |
| 5.3.2 2017年6月18日事例2 |
| 5.3.3 2017年8月3日事例3 |
| 5.4 统计结果 |
| 5.5 小结 |
| 第6章 类地行星电流观测: 金星磁通量绳的性质 |
| 6.1 背景介绍 |
| 6.2 事例筛选 |
| 6.3 磁通量绳在晨昏区性质 |
| 6.3.1 磁通量绳的空间发生率 |
| 6.3.2 磁通量绳的尺度 |
| 6.3.3 磁通量绳的方向 |
| 6.3.4 磁通量绳的螺度 |
| 6.4 小结 |
| 第7章 总结 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的其他研究成果 |
（5）太阳爆发抵近探测——“触碰计划”（论文提纲范文）
| 0 引言 |
| 1 科学背景 |
| 2 太阳空间探测的国内外现状及发展趋势 |
| 2.1 国内现状与发展趋势 |
| 2.2 国际现状与发展趋势 |
| 2.3 启示与思考 |
| 3 拟解决的关键科学问题 |
| 3.1 大尺度电流片内部结构及物理过程 |
| 3.2 太阳高能带电粒子 |
| 3.3 CME驱动的快模激波 |
| 3.4 日冕磁场直接测量与日冕加热 |
| 4 有效载荷配置 |
| 4.1 电磁场探测仪 |
| 4.2 高能粒子探测仪 |
| 4.3 低频射电频谱仪 |
| 4.4 远紫外光谱成像仪 |
| 4.5 远紫外日冕光谱仪 |
| 4.6 光学与红外光谱成像日冕仪 |
| 5 任务总体设计 |
| 5.1 第一阶段任务规划 |
| 5.2 第二阶段任务规划 |
| 5.3 第三阶段任务规划 |
| 6 关键技术 |
| 6.1 大推力火箭技术 |
| 6.2 长寿命高比冲电推进技术 |
| 6.3 耐强辐射的高温热控涂层技术 |
| 6.4 轻质隔热材料技术 |
| 6.5 强太阳辐照下的太阳能电池发电及其热防护技术 |
| 6.6 深空测控和数据传输技术 |
| 6.7 探测器防撞技术 |
| 7 展望与总结 |
（7）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 |
（9）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 |
（10）太阳高能电子蓄水池现象统计研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 课题背景及研究目的及意义 |
| 1.1.1 太阳及其构成 |
| 1.1.2 太阳黑子与太阳活动现象 |
| 1.1.3 行星际空间物理现象 |
| 1.1.4 太阳高能粒子事件及研究 |
| 1.2 蓄水池现象的国内外研究现状 |
| 1.2.1 磁瓶理论 |
| 1.2.2 横向扩散理论 |
| 1.2.3 多因素理论 |
| 1.2.4 蓄水池现象的观测研究 |
| 1.3 论文主要内容 |
| 第2章 高能粒子传播及通量衰减机制研究 |
| 2.1 单粒子轨道理论 |
| 2.1.1 均匀电磁场下粒子的运动 |
| 2.1.2 磁镜效应 |
| 2.2 太阳高能粒子的加速与传播 |
| 2.2.1 动理学运动方程 |
| 2.2.2 衰减阶段通量影响机制的理论分析 |
| 2.3 本章小结 |
| 第3章 ULYSESS与 ACE卫星观测研究 |
| 3.1 ULYSSES 和 ACE 卫星计划及观测所用载荷 |
| 3.2 观测数据分析研究 |
| 3.2.1 第23太阳活动周中蓄水池现象的统计 |
| 3.2.2 衰减期有其他源影响形成的蓄水池现象分析 |
| 3.2.3 长衰减期事件的蓄水池现象分析 |
| 3.2.4 磁镜效应所导致的蓄水池现象分析 |
| 3.3 通量衰减过程主导因素建模分析 |
| 3.4 本章小结 |
| 第4章 STEREO卫星观测研究 |
| 4.1 STEREO卫星计划及观测所用载荷 |
| 4.2 投掷角分布的理论分析 |
| 4.3 观测数据分析研究 |
| 4.3.1 第24太阳活动周中蓄水池现象的统计 |
| 4.3.2 粒子各向异性与蓄水池现象的分析 |
| 4.4 本章小结 |
| 结论 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
四、黄道面内行星际激波相互碰撞作用过程研究——能量效应（论文参考文献）
- [1]木星太阳风-磁层-电离层/热层耦合研究[D]. 王宇贤. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2021(01)
- [2]慢太阳风中特殊结构的研究[D]. 齐兆辉. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2021(01)
- [3]日侧磁场重联及其物质输运过程的观测分析[D]. 柏诗晨. 山东大学, 2021(11)
- [4]等离子体片边界层中场向电流的观测研究[D]. 陈远强. 中国科学技术大学, 2021(09)
- [5]太阳爆发抵近探测——“触碰计划”[J]. 林隽,黄善杰,李燕,种晓宇,张珅毅,李明涛,张艺腾,周斌,欧阳高翔,项磊,董亮,季海生,田晖,宋红强,刘煜,金振宇,冯晶,张洪波,张贤国,张伟杰,黄旻,吕群波,邓雷,符慧山,程鑫,汪敏. 空间科学学报, 2021(02)
- [6]外日球层的宽能段离子及其与湍动的耦合作用[J]. 何建森,林荣,崔博,王玲华,宗秋刚. 深空探测学报(中英文), 2020(06)
- [7]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)
- [8]太阳高能粒子传播过程研究[D]. 王官银. 哈尔滨工业大学, 2020
- [9]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)
- [10]太阳高能电子蓄水池现象统计研究[D]. 肖博兮. 哈尔滨工业大学, 2020(02)