一、太阳耀斑CaIIK线不对称性的观测和分析（论文文献综述）
孙萌萌[1]（2021）在《非对称磁重联粒子动力学过程的隐式粒子模拟研究》文中提出
陆洪鹏[2]（2020）在《基于国内外巡天大数据统计研究晚型恒星的物理参数及磁活动性质》文中指出研究晚型恒星的黑子,耀斑及色球活动谱线发射等磁活动现象对了解恒星磁场的形成与演化,以及探索地外文明等有着重要的作用。随着LAMOST光谱巡天与Kepler测光巡天等项目的开展,释放了海量的天文观测数据,让我们可以使用天文大数据研究晚型恒星的磁活动。本论文主要通过LAMOST光谱巡天数据与Kepler测光巡天数据分析M型恒星,X射线恒星以及红巨星的磁活动规律,并结合LAMOST光谱及国内外的地基小望远镜的测光数据分析四颗W UMa型食双星（UV Lyn,V781 Tau,NSVS 4484038,2MASS J15471055+5302107）的物理参数及磁活动情况。研究成果分别如下:一、我们结合LAMOST DR5的光谱数据以及Kepler与K2巡天的测光数据研究了M型恒星的磁活动。我们计算了从LAMOST DR5中得到的516688条M型恒星光谱的磁活动谱线（Hα,Hβ,Hγ,Hδ,Ca Ⅱ H&K,Ca Ⅱ IRT,He Ⅰ D3）的等值宽度。通过分析发现这些磁活动谱线的活动比例在光谱型M0到M3之间逐渐增加。我们还发现在38417颗M型恒星的40464条光谱存在Hα谱线活动,且其中有1791颗LAMOST重复观测的M型恒星存在Hα谱线变化。此外,通过把516688条LAMOST低色散光谱与Kepler及K2巡天的星表进行交叉证认,最终得到8964颗Kepler望远镜观测的长曝光类型（LC）的M型恒星的测光数据。通过使用减背景光变曲线及目视检查的方法,我们得到了来自4143颗M型恒星的17432个恒星耀斑。此外,我们还使用最小平方频谱分析法搜寻这些M型恒星的自转周期。M型恒星的光谱分析结果及测光分析结果显示:1.M型恒星耀斑发生频率在光谱型M0到M3上也呈现出逐渐增加的趋势。2.Hα与Ca Ⅱ H谱线的等值宽度与恒星耀斑振幅密切相关。3.磁活动谱线（Hα,Ca Ⅱ H,HeⅠ D3）的等值宽度随着恒星自转周期的增加而逐渐减小,耀斑振幅也随着恒星自转周期的增加而逐渐减小。此外,我们发现使用Hα谱线等值宽度等于0.75（?）与使用恒星自转周期等于10天作为M型恒星耀斑时间频率的阈值几乎是等效的。二、我们通过把包含12254颗X射线恒星星表（ARXA）与LAMOST DR3低色散光谱数据库进行交叉证认,得到713颗X射线恒星的984条LAMOST低色散光谱数据。通过计算这些光谱中Hα谱线的等值宽度,我们发现有145颗X射线恒星的203条LAMOST低色散光谱存在Hα谱线发射现象,并且Hα谱线发射的X射线恒星的比例在光谱型FGKM上呈现出逐渐增加的趋势。这145颗X射线恒星中有10颗是新星,2颗是行星状星云,6颗是光谱型为OB型的早型恒星,7颗属于激变变星,76颗属于前主序带上光谱型为FGKM的金牛T星,44颗是主序带上存在磁活动的晚型恒星。此外,我们还分析了53颗多次观测的X射线恒星Hα谱线的变化情况,其中有37颗金牛T星存在Hα谱线变化,这可能是由于金牛T星周围的厚而密的恒星周盘磁层吸积不断变化所产生的。还有5颗激变变星存在Hα谱线变化,这可能是由激变变星系统内的白矮星周围的吸积盘引起的。最后还有8颗晚型恒星存在Hα谱线变化,这可能是由于光球层与色球层存在磁活动导致的。我们也对18颗Ca Ⅱ IRT谱线发射的X射线恒星的Ca Ⅱ IRT谱线进行分析。最后,我们还讨论了Hα谱线的等值宽度与X射线流量的相关性。三、我们给出了四颗W UMa型食双星（UV Lyn,V781 Tau,NSVS 4484038,2MASS J15471055+5302107）的测光数据及LAMOST低色散光谱数据,首先使用最小二乘法更新这四颗W UMa型食双星的历元公式并分析他们的轨道周期变化,然后使用Wilson-Devinney程序通过最小二乘法分析得出这四颗食双星的轨道参数及黑子参数。随后用我们得到的结果去拟合其他的光变曲线来分析这四颗食双星的磁活动情况,分析结果显示这四颗食双星都存在磁活动现象。对UV Lyn的轨道周期变化分析显示其轨道周期以速率dP/dt=+8.9（5）×10-8days/year在逐渐增加,这可能是由于系统中较小质量的子星向较大质量的子星以d M1/dt=-6.4×10-8 M⊙/year的速率转移物质导致的。2MASS J15471055+5302107的轨道周期也以速率dP/dt=+6.0（4）×10-7days/year在逐渐增加,这可能是由于较小质量的子星向较大质量的子星转移物质导致,且质量转移率为d M1/dt=-2.8×10-7 M⊙/year。对V781 Tau的分析显示其轨道周期变化是向下的抛物线趋势叠加周期性的振荡,其中周期性的振荡可能由周期为30.8（5）年的磁活动导致的,其轨道周期中出现的向下抛物线趋势显示V781 Tau的轨道周期以速率dP/dt=-3.2（4）×10-8days/year在逐渐减小,这可能是由于较大质量的子星向较小质量的子星转移物质,且质量转移率为d M2/dt=-2.2×10-8 M⊙/year。NSVS 4484038的轨道周期也存在周期性的振荡,这可能是由系统中存在周期为10.8（1）年的磁活动导致,也可能是NSVS 4484038周围存在一颗最小质量为5.015M⊙的黑洞候选体,需要在今后进行持续的多波段观测证认。四、我们结合LAMOST DR5低色散光谱数据研究红巨星的磁活动情况并使用反向传播神经网络构建红巨星年龄估计模型。我们通过计算3539颗红巨星的5349条LAMOST低色散光谱中的磁活动谱线（Hα,Hβ,Hγ,Hδ,Ca Ⅱ H&K及Ca Ⅱ IRT）的等值宽度,分析这些磁活动谱线的发射情况。然后,通过把从LAMOST光谱中得到的红巨星的恒星参数（Teff,logg,[Fe/H]）,磁活动谱线的等值宽度,星震学参数(νmax,△ν)依次作为输入参量加入到使用反向传播算法构建的红巨星年龄估计模型中。研究结果显示:由参数组合Teff,[Fe/H],logg,νmax,△ν作为输入参数经过反向传播神经网络训练建立的红巨星年龄估计模型最优,且使用该方法得到的红巨星年龄的平均相对误差约为22.4%。把磁活动谱线的等值宽度作为输入参数并不能提高红巨星年龄估计模型的性能。这可能是由于在红巨星中,核心氢燃烧结束后外层的发电机产生恒星表面磁场的机制已停止,大部分红巨星是由核心的发电机机制产生恒星内部的磁场。此外,5349条红巨星光谱的所有磁活动谱线都不存在发射现象也表明这些红巨星的表面没有存在强烈的磁活动现象。在红巨星中,磁活动谱线等值宽度与恒星表面有效温度‘Teff’有明显的相关性。
陈俊[3]（2020）在《太阳活动区电流环不稳定性及磁场拓扑结构的研究》文中研究说明日面上的爆发活动经常与磁绳有关,而电流环不稳定性可以解释磁绳的初始抬升和爆发过程,伴随着磁绳的抬升,磁绳下方电流片的磁场重联释放出磁场中存储的能量,太阳耀斑由此发生。本文讨论了不同参数下电流环不稳定性的爆发条件,以及太阳耀斑极紫外后相的物理特征和成因,并分析了它们的磁场拓扑结构所起作用。以三维磁流体动力学数值模拟为手段,使用Titov-Demoulin无力场模型设定磁绳初始状态,磁绳足点固结,通过改变磁绳的粗细,足点距离,背景磁场与磁绳的夹角,研究磁绳在一系列不同参数下其电流环不稳定性的爆发阈值。过去的理论模型给出背景磁场的极向分量衰减因子为3/2时磁绳处于临界爆发状态,但在日面观测和实验中发现了不同情形下临界衰减因子散落在[1,2]之间。通过分析不同参数下得到的临界衰减因子,得到了如下结果:1.在磁绳比较粗的情况下,在磁轴位置测量的临界衰减因子数值偏高,而此时的电流经过演化聚积在磁轴下方,应考虑用经电流加权后的临界衰减因子表征背景磁场的衰减特征。在无环向分量的情况下,电流加权的临界衰减因子仍在区间[1,3/2]。2.在计算衰减因子的公式中,若高度的测量基于的零点不同,则衰减因子的数值也会不同。理论上零点应取于电流环中心,但观测上一般取为光球面。在大大偏离理论上细绳假设的情况下,越粗的磁绳对应的基于光球面测量的临界衰减因子越大,与理论预言的趋势相反。但如果考虑磁绳抬升后电流环圆心的变化,并基于圆心位置测量的临界衰减因子,则仍可以解释临界衰减因子随磁绳粗细反转的原因。3.背景磁场的环向分量对磁绳有强烈的致稳作用,一些参数下临界衰减因子甚至达到2以上。4.临界不稳定的爆发初期基本符合自相似膨胀假设,平衡态下为半环形的磁绳尤其符合。太阳耀斑的衰减相中在极紫外波段有时会有二次辐射通量增强,称为极紫外后相。过去的工作认为极紫外后相与主相发生在大小不同的两组环系,而极紫外后相的成因是二次加热还是长的环系的冷却过程存在争议。我们分析了 2010年至2014年间伴随着极紫外后相的55个M级以上耀斑,基于耀斑带的形态,这些耀斑被分类为环形耀斑（19个）、双带耀斑（23个）和复杂耀斑（13个）。其中有22个耀斑事件（40%）观测到了相关的日冕物质抛射。双带耀斑中的48%,环形耀斑中的37%,复杂耀斑中的31%观测到了后相峰值辐射通量超过主相峰值的超强极紫外后相,显示双带耀斑比环形耀斑更容易发生二次加热。因为后相辐射区域面积基本都大于主相区域,且空间上相互分离,环系的冷却可能是后相峰值晚于主相峰值出现的主要原因,尤其是对于环形耀斑。磁零点的“扇-脊”拓扑结构是内嵌在“穹-片”准分界层的子结构,示例的一个环形耀斑的后相成因可以很好地被“弯-片”准分界层解释。有一半的环形耀斑发现了磁零点的“扇-脊”拓扑结构。“穹-片”准分界层的存在是发生环形耀斑的主要原因。
黄楷[4]（2020）在《实验室和空间等离子体中磁场重联的粒子模拟研究》文中提出磁场重联是等离子体中的一种基本物理过程。被认为与空间,天体,以及实验室等离子体环境中多种爆发性物理过程息息相关。在磁场重联中,伴随着磁力线拓扑位形的改变,磁能迅速释放,被转化等离子体的动能,热能,并产生高能粒子。自上世纪四十年代磁场重联的概念被提出以来,研究者利用卫星观测,数值模拟以及实验室实验等方法对其进行了大量研究。尽管已经取得了不少研究进展,但目前关于磁场重联仍然有很多未解决的问题。本文利用二维以及三维全粒子模拟方法对实验室以及空间等离子体中的磁场重联进行了研究,得到了以下结果。1.激光产生的等离子体驱动的磁场重联的模拟研究激光产生的等离子体驱动的重联是近年来发展起来的利用各种大型激光实验装置研究高能量密度等离子体中磁场重联的手段。我们通过二维粒子模拟研究了两个包裹着环形磁场的,由激光产生的等离子泡之间的相互作用。我们考虑了两种情况:一种情况下,两个等离子体泡在碰撞区域的磁场反向平行（AP算例）;另一种情况下,两个等离子体泡在碰撞区域的磁场同向平行（P算例）。通过两种情况的对比,我们研究了高能量密度等离子体中磁场重联的判据以及电子能谱的形成。模拟结果表明,AP算例中两个等离子体泡的相互作用可以分为两个阶段:挤压阶段以及重联阶段。在挤压阶段,随着等离子体泡的快速膨胀与互相挤压,等离子体泡外围环形磁场会增强,尤其是在两个等离子体泡挤压的区域;在重联阶段,两个等离子体泡之间会形成一个薄电流片,然后发生重联。在P算例中,只存在两个等离子体泡之间的挤压过程。在两种情况下,我们都观测到了两个等离子泡相互作用区的四极Hall磁场、双极Hall电场,电子加热和电子非回旋度增强。然而只有在AP算例中,我们看到了三束平面内的电子高速流。我们认为除了两个激光产生的等离子体泡碰撞区的磁场湮灭,三束电子高速流也可以作为重联发生的证据。在挤压阶段,由于等离子体泡外围磁场的增强,电子会在垂直方向上获得Betatron加速。同时,有一部分非热电子通过费米加速产生,即电子在两个快速靠近的等离子体泡之间来回弹跳并被等离子体泡膨胀的对流电场加速。在重联阶段,电子在X线附近进一步被重联电场加速。当等离子体泡的膨胀速度足够大时,形成的电子能谱呈现kappa分布,即低能区满足麦克斯韦分布,高能区满足幂律谱分布。同时,增加等离子体泡的膨胀速度,挤压阶段和重联阶段的幂律谱都会变硬。2.激光诱导的电流驱动的磁场重联的模拟研究激光诱导的电流驱动的磁场重联是一种新的研究低等离子体β条件下驱动重联的实验方案。实验中两束高功率激光聚焦到一个电容-线圈靶上。磁场重联会在两个平行线圈中的电流激发的磁泡之间发生。我们用柱坐标二维粒子模拟研究了这一过程,模拟平面为（r,z）平面。随着线圈中电流的增强,其产生的两个磁泡逐渐膨胀,并在中间形成电流片,当电流片变得足够薄的时候,重联就会触发。我们看到了重联扩散区的四极Hall磁场Bθ以及出流区远离X线的电子出流形成的电流Jer。由于柱坐标中X线是沿着θ方向的圆,r=0处的等离子体的汇聚流会导致Bε和Jer在两个出流区方向不对称。3.引导场重联中重联电场的自发增长重联电场是磁场重联中的重要物理量。它量化了磁拓扑位形的改变以及磁能的耗散。我们利用二维粒子模拟研究了引导场重联中电子扩散区重联电场的增长过程。首先,一个种子电场会由于撕裂模不稳定性的激发而产生;然后,电子扩散区的重联电场会经历一个自发的指数增长阶段直到饱和,这一过程中,重联电场由电子压力张量项主导。我们提出了一个理论模型来解释这一增长过程。电子扩散区的重联电场与电子出流速度成正比。由于电子出流是由入流电子被重联电场加速后沿出流方向离开电子扩散区形成,因此电子出流速度的时间偏导正比于重联电场。这种自增强过程最终导致电子扩散区重联电场的指数增长。4.有限长X线重联的三维模型研究之前关于磁场重联的模拟以及模型大多限制在二维条件下,假设X线是无限长的。但是大量观测表明有限长X线重联是一种非常普遍的现象。我们用三维粒子模拟研究了有限长X线重联,并提出了一个模型来描述重联率以及重联出流速度与X线长度的关系。我们发现重联在晨侧（电子漂移方向）更为活跃,但在昏侧（离子漂移方向）重联会被抑制。这种沿电流方向的X线的内在不对称性是由于磁通量被电子输运至晨侧造成的。重联抑制区的长度大约为10di,平均重联率下降是由于活跃区长度有限,重联出流速度下降是由于出流区J和B错位造成的洛伦兹力J×B减小,这一错位同样是由磁通量的输运造成的。
李富羽[5]（2019）在《新黑子数的活动周特征分析》文中研究指明太阳作为离地球最近的恒星,它的活动与人类生活息息相关。太阳的周期性变化是影响空间天气和地球气候的重要原因。通常我们认为黑子数的周期性变化就代表了太阳活动周的变化,太阳活动的强弱随着黑子数的涨落而呈现出周期性变化特征。目前国内外对于太阳活动周的研究基本上都是基于旧版本的黑子数来做的。本论文选用2015年SIDC发布的新黑子数（<http://sidc.oma.be/silso/datafiles>）Version.2来继续深入研究太阳活动周。论文主要工作包括:1.太阳黑子活动周形状的数学描述。在过去的研究中太阳黑子活动周形状通常用单峰曲线来描述,但事实上太阳黑子活动周通常呈现双峰结构。我们发现太阳黑子活动周的形状可以用六个参数（两个振幅、两个曲线梯度、和两个上升时间）的高斯函数的二项式来描述,这种二项高斯函数的拟合结果与过去工作给出的其他函数的拟合结果进行了比较,结果显示该公式的拟合结果有更好的拟合优度和更小的偏差。特别是在活动周峰值时,二项高斯函数拟合效果很好。拟合所得峰值在这23个活动周的平均误差是4.23,拟合的峰值时刻在这23个活动周的平均误差是0.20年,显示出优于其他函数的拟合效果。值得一提的是,该函数可以很好地描述那些双峰太阳黑子活动周的形状,并且它优于另一个可以显示出双峰的拟合方程--拉普拉斯函数的二元混合。基于拟合结果,本文还研究了太阳活动周的一些特征:振幅与活动周的周期长度的关系、振幅与不对称性的关系、Waldmeier效应和奇偶效应。结果显示高斯公式二项式的拟合结果很好地保留了太阳活动周的特征。2.活动周特征的研究以及对第25周峰值和峰值时刻的预报。目前太阳活动预报的方法有很多种,例如前兆因子方法、地磁指数方法、发电机理论方法等等。在这项工作中我们选用了新版本的黑子数来分析太阳活动周的特征:现代黑子活动周的双模式分布特征,太阳活动的记忆,峰-峰周长与下降时间线性相关,一个活动周的振幅与上升率线性相关（Waldmeier效应）。通过以上活动周特性的定量描述函数,以及已知的第24周的上升时长,可以预报第25周的峰值以及峰值时刻。目前研究表明,第24周已经于2014年4月到达峰值116.4。并且,目前很多研究认为第24周是一个长周期活动周,将在2019年年底或者2020年年初结束。综上,我们预测第25周将在2020年10月开始,并于2024年10月到达峰值168.5±16.3。3.南北半球不对称性。南北半球的黑子面积长期记录可以用来研究太阳活动周南北半球的不对称性。对12-24各活动周的年不对称性进行线性拟合发现南北半球不对称性存在8个活动周的长周期特征。对累积计数的研究表明南北半球不对称性表现出活动周为12周的周期性特征。根据对第7-23周占优半球的研究结果,太阳活动周南北半球不对称性表现出12个周的周期性特征。我们可以利用现在即将结束的第24周来对活动周特征进行验证。由于出现了不同的结果,第24周的占优半球现在还不能确定。由于黑子数、黑子面积、黑子群数不同的物理属性,使得它们有不同的活动周特征。哪个指数能够更真实的反映太阳活动周的特征还需要更多的研究来解释。24周是一个很特别的活动周,它在活动周开始的时候表现出了罕见的低活动水平,在活动周中期表现出了非常明显的双峰特征。第24周黑子面积与黑子数、黑子群数在南北半球不对称性的不同表现,以及其表现出的不同长周期特征,需要发电机理论的进一步研究和解释。
刘伟行[6]（2019）在《基于EMD的太阳南北半球黑子面积变化的模式分解研究》文中研究说明人们普遍认为,太阳上的活动表现出复杂的空间进化行为。北半球和南半球的太阳活动高度同步,形成了着名的“蝴蝶图”。然而,在最近的研究中发现太阳活动在北半球和南半球之间非常不同步。动态过程的南北异步是理解太阳活动区域的起源和演化及其在日面中的各种表现的重要主题。其中太阳黑子面积变化信号是太阳活动的一维表示方式,是非线性、非平稳的太阳活动信号,是太阳信息的载体。对于非线性、非平稳的太阳黑子面积变化信号来说,常用的信号分解方法,如傅里叶变换、小波变换等均存在一些局限性,它们都是基于带通滤波的方式来实现对信号的分解,由于分解过程受滤波窗口的大小和长度的约束,导致得到的结果存在频率泄露等问题。综上,常用的信号分解方法分解得到的信号分量不能够准确的获取信号的相位和振幅特征,失去了进一步探索信号科学内涵的意义。针对基于带通滤波信号分解方法存在的问题,本文采用经验模式分解方法（Empirical mode decomposition,EMD）实现对太阳黑子面积变化信号的分解。通过EMD方法分解得到的结果能够准确的表示信号的相位、振幅信息。本文探究了不同阈值的选择对EMD分解结果的影响,采用一种在EMD分解过程中去除端点伪像的改进方法。将改进的EMD方法应用在分解太阳黑子面积变化信号的分解上,得到了更准确的结果。根据改进的EMD分解得到的内禀模态函数（Intrinsic Mode Functions,IMFs）集合,从频率、振幅、相位三个角度来验证了太阳黑子面积变化活动的南北半球不对称性。同时将EMD方法应用在研究太阳南北半球Rieger-type周期特征的提取与相位关系分析中,通过在太阳活动周极大期内提取周期,得到了更准确的Rieger-type周期结果,对该结果进行相位相关性分析,发现并不是半球IMF分量的周期尺度越相近他们的相关性就越强。整体来说,太阳活动Rieger-type周期分量的南半球超前于北半球51天。
蔡云芳[7]（2018）在《NVST太阳光谱数据处理方法研究》文中研究说明太阳是离我们最近的一颗恒星,其内部磁场的变化导致太阳活动现象的爆发,而太阳的活动现象与人类生活环境息息相关,因此对太阳进行实时监视、预报以及研究其内部的变化内容。通过太阳光谱可以从物理本质上研究太阳大气活动的产生机制与演变规律。长时间、高空间和高光谱分辨的二维成像光谱观测是目前太阳光谱观测的主流,在诸多实现太阳二维光谱观测仪器中,经典的光栅光谱仪无疑是各个太阳望远镜必备仪器。一米新真空太阳望远镜（New Vacuum Solar Telescope,NVST）是目前国内口径最大的太阳望远镜,配备了各种的高性能的终端设备,如多通道成像系统、多波段和大色散光谱观测系统等。目前,成像无论从观测到后续数据处理等方面处于较成熟阶段,而光谱的观测和数据处理还处于发展阶段。本论文是基于NVST观测的光谱数据,系统性地研究观测过程中的误差源和误差机制,建立完整的高精度NVST光谱仪成谱成像数据处理方法和流程。主要研究内容包括以下五个方面:第一:NVST光谱数据的精细预处理。通过分析发现NVST光谱数据的平场中存在多种随时间变化的不均匀性响应,导致传统的光谱数据平场方法在处理数据中“伪信号”的同时会引入大量的额外误差。基于此本文提出了平场的“各项分离”方法,将平场中不均匀的因素一一分离,然后对平场中时变的因素进行相应的矫正,之后再用于科学数据。这样可以对固定的不均匀性响应和一些时变的因素都能够很好地扣除,而且避免引入额外误差。经过以上平场方法的处理之后,我们计算了光谱数据中光球线和色球线多普勒速度的测量精度,发现在谱线Hα的多普勒测量精度可以达到100-200m s-1,而光球线的测量精度大约在100 ms-1之内,从而可以通过NVST光谱数据实现不同太阳大气层在同空间位置、同时刻物理特性的高精度测量。第二:NVST二维扫描光谱数据的“level1”处理,以提高合成单色像的空间分辨率。因为目前NVST二维扫描光谱观测是没有任何稳像器的帮助下进行的,因此图像会存在很大的晃动现象,从而导致后续合成二维单色像发生相应的错位。鉴于此,本文提出一种基于狭缝监视像（TiO成像系统）计算光谱图像在空间方向和扫描方向的晃动偏移量,通过偏移量对光谱数据加以矫正、重新排序后再合成二维单色像。通过详细的分析和比较,矫正之后的单色像空间分辨率有明显的提高。第三:光谱数据的仪器轮廓的测试和退卷积处理。仪器轮廓会降低光谱数据的空间分辨率和光谱分辨率,本文从NVST光谱数据本身出发,分别计算了多波段光谱仪在空间方向和色散方向上的平均点扩展函数（Point Spread Function,PSF）。通过直接求导法和反复试错法两种都分别得到了光谱仪在空间方向上的平均PSF,而通过与标准太阳光谱FTS相匹配的方式得到色散方向上的平均PSF。之后对光谱数据在两个方向上进行退卷积。从结果可以看到空间方向上采用二维空间退卷积能够明显的提高合成单色像的空间分辨率,而色散方向上的退卷积使得一些波长相连或者深度较浅的谱线可以明显分辨了,说明光谱数据的分辨率也相应地提高了。第四:二维合成单色像的“level1+”处理。平均PSF反映的是望远镜系统对光谱数据的平均影响,而大气湍流以及望远镜晃动的影响是是随机性的,若要完全消除它们的影响,需要对二维合成单色像进行进一步处理。鉴于目前NVST二维扫描光谱观测时,狭缝监视像和光谱数据并没有严格同步采集,我们首先通过狭缝监视像进行初步实验,分别采用了“De-stretching”方法和斑点重构的试验。然后将方法应用于光谱合成的二维单色像,尽管由于图像中存在明显的错位误差和时间误差,但是重构的结果也有了一定的效果。第五:NVST光谱数据的降噪和压缩处理。通过分析光谱数据的特点,本文提出采用主成分分析（PCA）的方法对NVST光谱数据进行降噪和压缩处理。从处理的结果分析显示,PCA技术不仅能够在保留光谱信息的前提下降低图像的噪声,使得相关物理量的测量精度大幅提升;而且很大程度上减少了数据的存储空间,从而有望实现NVST常规观测光谱数据的网上实时发布。通过本文提出和采用的所有方法,可以对NVST光谱数据进行全面系统性的处理,充分挖掘NVST光谱仪器的观测性能,提高光谱数据的利用价值。
曹斌[8]（2018）在《光学卫星影像浅海海底地形测量方法研究》文中研究表明浅海水深信息和浅海海底地形信息是重要的水文信息,在海洋航行、海洋环境治理、海洋资源开发利用等方面起到重要的作用。随着卫星遥感技术的不断发展,利用卫星遥感影像获取浅海水深信息和浅海海底地形信息已成为当前的研究热点。本文首先探讨了多光谱卫星遥感影像浅海水深反演方法。从多光谱卫星遥感影像浅海水深反演的机理入手,详细介绍了单波段线性回归模型、两波段比值线性回归模型、多波段组合线性回归模型、BP神经网络模型（BP-ANN）等4种光学遥感水深反演算法,然后利用同一地区、同一时期的Worldview-2多光谱遥感影像和实测水深数据,对4种水深反演模型的准确性进行了实验比较。研究表明:多波段组合线性回归模型、BP-ANN模型的水深反演的性能较好,利用多光谱遥感图像数据反演得到的水深值误差较小;而单波段线性回归模型、两波段比值线性回归模型的效果较差。接着,针对传统的BP-ANN遥感水深反演算法学习速度较慢、对初始权值和阈值比较敏感等缺点,运用粒子群算法对传统BP-ANN的权值和阈值进行优化,得到了改进型BP-ANN遥感水深反演算法。试验表明:改进型BP算法的训练迭代收敛速度明显快于传统BP算法,浅水区的水深反演精度优于传统BP算法,且学习算法对初始权值和阈值不敏感。最后,针对“双介质立体摄影测量空中同名直线光线不相交情况对物方坐标折射改正的影响”,提出了一种更严密的双介质立体摄影测量折射改正方法。该算法根据双介质立体摄影测量物像几何关系,采用水下目标的空中同名直线光线公垂线段的中点作为摄影测量交会点的理论位置,解决了空中同名直线光线延长线不相交情况下摄影测量交会点不存在导致的点位关系不确定性问题,使摄影测量交会点到真实物点的坐标折射改正公式能够严格推导出来。文中详细研究了摄影测量交会点与水下真实物点的相互位置关系,推导了水下目标点的水深和大地坐标计算公式（即折射改正公式）,通过WorldView-2立体影像浅海海底地形测量试验对算法的正确性和测量精度进行验证。研究表明,不论水下目标的空中同名直线光线延长线是否相交,该算法都是适用的,且能显着改善水下目标的高程测量精度。
孙建清[9]（2017）在《太阳耀斑磁重联的观测研究》文中提出太阳耀斑是太阳大气中突然增亮的现象,可在数分钟到数个小时的时间里通过高温等离子体和非热粒子等释放出高达～1028-1033 erg的能量。一般认为,耀斑的能量来源于日冕磁场,因为其他形式的能量源难以在如此短的时间内提供耀斑所需的能量。通过所谓的’磁重联’机制,日冕磁场的拓扑结构被瞬间改变,大量预先存储于其中的磁能被转化成耀斑形式的能量。在磁重联的过程中,大量等离子体和粒子被加热和加速,产生了一系列耀斑过程中所观测到的现象。因此,对磁重联的研究是耀斑研究中最重要的课题之一。在过去的几十年内,耀斑磁重联的基本概念被提出并在一系列的耀斑研究中被逐步发展。基于早期的耀斑观测结果,一个标准的二维耀斑模型,又称CSHKP模型,被构建并用于解释耀斑的各种演化特征。但近期的一些高分辨率、多视角的耀斑观测结果显示标准耀斑模型在描述耀斑三维演化时存在一些缺点。另一方面,由于之前的耀斑观测分辨率较低,因此耀斑过程中磁重联的演化仍然不是很清楚,从而使得我们目前对耀斑的发生机制的理解还不够完善。本文将使用最新的观测数据来分析太阳耀斑中的磁重联过程的物理特性。论文的第一章将简单介绍太阳耀斑和磁重联的研究背景,以及二者之间的相互关系,并且进一步列举出耀斑磁重联领域目前存在的一些热点问题。论文的第二章将介绍观测数据来源以及观测仪器的一些特征,同时介绍本文使用的一些主要的数据处理方法包括微分辐射度分析方法（DEM）、RHESSI图像重构方法、光球磁场外推和多视角观测三维图像重构方法。在第三章中,我们对一个发生在2012年7月19日的耀斑进行了 DEM计算。我们发现在耀斑过程中最高的辐射度（EM）区域位于耀斑环顶,其EM数值为～8.4 × 1028 cm-5至～2.5 × 1030 cm-5。该区域等离子体温度从04:40 UT（耀斑初始相）的～8 MK一直升高到05:20 UT（耀斑X射线极大时刻）的～13 MK。我们发现在耀斑环顶的上方存在一个高温区,其中的等离子体温度最高达～16 MK。而在位于耀斑环顶和爆发磁绳之间的磁重联区中,等离子体的温度和密度要远低于其下方和上方的结构,暗示着磁重联的主要等离子体加热发生在重联区之外出流区中。最后我们还分析了沿耀斑环的等离子体分布。最高温和最高辐射度的等离子体均位于耀斑环顶区域。从环顶到足点,等离子体温度和辐射度均逐渐减小。然而,在耀斑的脉冲相阶段,通过计算沿耀斑环等离子体的温度和辐射度,我们发现在耀斑环的北侧足点处的等离子体中会出现一个向上的净力,可能由色球蒸发造成。在第四章中,我们通过分析一个发生在2012年7月17日的长持续时间耀斑进一步探讨了其中的热能释放和传输过程。在耀斑的上升相阶段,通过拟合X射线谱,我们发现在耀斑区域存在两个高温等离子体源,即一个热源（8 MK<Te<15MK）和一个超热源（Te>20MK）。超热源先出现且位置比耀斑环顶附近的热源高,可能是由磁重联初始加热的等离子体造成。超热源中的等离子体热能会通过热传导沿耀斑环传输到足点区域,并在那里加热色球等离子体,产生耀斑带增亮和色球蒸发。分析结果显示,色球蒸发等离子体的温度约为2-5 MK,沿耀斑环向上的运动速度为～20-50 km s-1。蒸发的色球等离子体在到达耀斑环顶后被进一步加热到～10-15 MK,并为环顶热源注入了大部分的等离子体。通过定量估算,我们发现超热源中的等离子体热能仅为热源中等离子体热能的～50%,这意味着磁重联以其他形式向外传输了部分能量,这部分能量最终通过加热蒸发的等离子体在耀斑环顶沉积为热能。在第五章中,我们利用两个不同视角的卫星观测资料分析了一个耀斑事件中磁重联的演化。极紫外成像观测清晰地展示了两组磁极性相反的冕环相互靠近并发生磁重联的过程。磁重联区附近的等离子体于是从～1 MK瞬间被加热到≥5 MK。不久后,一组热耀斑环（～3 MK）出现在高温等离子体的下方。我们还定量分析了磁重联的等离子体入流、出流等观测特征。这一系列的观测揭示了在三维空间中发生耀斑磁重联的直接证据。在第六章中,我们分析了一个出现在跨赤道的大尺度四极场活动区上方的X形结构中心处的爆发活动。这一 X形结构在所有的AIA极紫外波段中清晰可见,且一直稳定存在了数天时间。由于活动区北侧的一些耀斑活动的干扰,X形结构开始变得不稳定,并于2013年10月7日的15:05 UT左右在其中心爆发出一个喷流。通过非线性无力场外推,我们在四极场活动区上方发现了一个磁零点结构,其形态正好与X形结构相一致。喷流爆发后,X形结构中心处的等离子体温度和辐射度分别从15:01 UT时刻的～2.3 MK和～1.2 × 1027 cm-5升高到15:36 UT时刻的～5.4 MK和～3.7 × 1027 cm-5,暗示着那里发生了磁重联并加热等离子体。此外,喷流爆发后,磁零点的高度升高了约10Mm,可能由于磁重联打开了部分扇面结构上的闭合磁力线,从而使得磁零点上升以寻找新的平衡点。第七章中,我们展示了由一个伴随M1.7级耀斑的日冕物质抛射所引发的磁零点附近磁重联的观测证据。GOES卫星观测到的该耀斑的X射线流量分别在2012年11月8日的～02:23 UT和～02:40 UT存在两个辐射峰值。通过成像观测分析,我们发现第一个X射线辐射峰由发生在爆发磁绳下方的电流片中的磁重联导致。而第二个X射线辐射峰值则是由原先位于磁绳上方的磁零点附近的磁重联所引发。爆发磁绳与其上方的磁零点的相互作用可以分为两步:在第一步中,当快速上升并膨胀的磁绳经过磁零点时,周围的磁力线被迅速排挤开;在第二步中,当磁绳远离后,原先被排挤开的磁力线在磁场力的作用下开始回拢并逐渐形成向磁零点的入流运动。不同极性的磁力线在磁零点附近相互接触,即导致了磁重联的发生。观测显示,在该耀斑中,磁零点附近的磁重联与发生在耀斑脉冲相阶段的电流片磁重联是两个不同的过程,后者造成了耀斑的极大辐射峰,而前者则在耀斑缓变相阶段引发了第二个辐射峰值和一个较高的尖角结构。第八章为本文的总结和未来工作的展望。
黄灿[10]（2012）在《无碰撞磁场重联中的电子动力学》文中研究说明磁场重联是一种等离子体中基本的物理过程。它与磁层、行星际、太阳大气以及实验室等离子体中的很多爆发现象相关。磁场重联提供了一种磁能快速转化成等离子体动能和热能的机制。磁场重联这个概念是Giovanelli在1946年提出来的，用来解释太阳耀斑里面的粒子加速。在过去的半个多世纪以来，研究者从观测和数值模拟角度对磁场重联做出了大量的研究成果。尽管如此，目前关于磁场重联依旧存在着很多争论的问题。本文利用了二维的全粒子模拟和卫星观测，对无碰撞磁场重联过程中的扩散区结构、电子电流片的演化、次级磁岛、电子加速以及磁岛结构进行了研究，得到了以下结果。1.无碰撞磁场重联中的扩散区结构通过二维PIC模拟，发现磁化电子由于磁镜效应沿着分离线流入X线附近被加速，然后沿着分离线内侧流出X线，这样形成了平面内分离线附近的Hall电流系。这样对称的面内电流系形成了面外的Hall四极磁场。这样，Hall磁场峰值位置在分离线内侧，而电子密度空穴层在分离线上，所以Hall磁场峰值所在的位置比电子密度空穴层更靠里。这种位置对应关系通过Cluster卫星的观测得到了进一步证实。2.无碰撞磁场重联中的电子扩散区和次级磁岛利用二维PIC模拟研究发现，在X线附近平行电场的作用下，电子在垂直于重联平面方向被加速形成了电子电流片。由于电子电流片受到的电场力和安培力不平衡，导致了电子电流片变得又长又薄，从而引发了撕裂模不稳定性形成了种子磁岛。最后小磁岛合并形成了一个明显的次级磁岛。次级磁岛的长宽比约为2:1；同时岛内的面外磁场明显增强。这些特征都与Cluster卫星的观测一致。3.无碰撞磁场重联中的电子加速通过二维PIC模拟得到的固定场位形中的测试电子运动的分析，发现在反平行重联中，初始位于分离线上的电子可以在X线附近的小区域内被有效加速，而初始位于分离线内侧的电子可以在磁力线堆积区被加速。在引导场重联中，初始位于负分离线上的电子可以在X线附近被平行电场有效加速。而且随着引导场的引入，X线附近的加速变得更有效。此外，对于以上的加速，初始动能越高的电子加速越显着。总之，电子加速可以分为三个阶段：流入X线附近的预加速、在X线附近区域加速以及从X线流出加速。4.引导场磁场重联中的磁岛结构利用二维PIC模拟来研究有初始引导场的多重X线重联中的磁岛结构。我们在磁岛中发现了面外磁场增强，并且在磁岛的中央磁场强度有所下降。我们给出了这一结构的形成机制：在X线附近加速的电子形成了磁岛外缘的反平行电流，而磁岛内的电子由于平行电场的弱加速和电场漂移的共同作用形成了磁岛内的平行电流，这两组电流的共同作用下形成了火山口状的面外磁场分布。此外，还给出了一起与这种结构对应的火山口型的通量传输事件（C-FTE）的THEMIS卫星观测。
二、太阳耀斑CaIIK线不对称性的观测和分析（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、太阳耀斑CaIIK线不对称性的观测和分析（论文提纲范文）
（2）基于国内外巡天大数据统计研究晚型恒星的物理参数及磁活动性质（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 晚型恒星的磁活动及物理参数简介 |
| 1.1.1 恒星黑子 |
| 1.1.2 恒星耀斑 |
| 1.1.3 恒星色球活动谱线发射 |
| 1.1.4 W UMa型食双星的磁活动及物理参数 |
| 1.2 Kepler望远镜及LAMOST望远镜简介 |
| 1.2.1 Kepler望远镜 |
| 1.2.2 LAMOST望远镜 |
| 1.3 本论文的研究内容及研究意义 |
| 第二章 通过LAMOST DR5 低色散光谱数据及Kepler与 K2 的测光数据研究M型恒星的磁活动规律 |
| 2.1 M型恒星研究背景 |
| 2.2 M型恒星的LAMOST低色散光谱及参数分析 |
| 2.2.1 确定光谱型及计算谱线等值宽度 |
| 2.2.2 磁活动规律统计 |
| 2.2.3 磁活动谱线的等值宽度之间的相关性 |
| 2.2.4 Hα谱线变化 |
| 2.3 从Kepler及 K2 巡天测光数据中搜寻M型恒星的耀斑 |
| 2.3.1 从Kepler及 K2 巡天测光数据中筛选M型恒星 |
| 2.3.2 耀斑搜寻方法 |
| 2.3.3 耀斑搜寻结果及使用最小平方频谱分析法搜寻恒星自转周期 |
| 2.4 结果及讨论 |
| 2.4.1 耀斑活动与恒星光谱型 |
| 2.4.2 磁活动谱线的等值宽度与耀斑振幅 |
| 2.4.3 恒星自转周期对恒星磁活动的影响 |
| 2.4.4 耀斑时间的统计规律 |
| 2.5 小结 |
| 第三章 通过LAMOST DR3 低色散光谱数据研究X射线恒星的磁活动情况 |
| 3.1 X射线恒星研究背景 |
| 3.2 X射线恒星的LAMOST低色散光谱数据分析 |
| 3.3 结果与讨论 |
| 3.3.1 Hα谱线变化 |
| 3.3.2 Ca Ⅱ IRT谱线发射 |
| 3.3.3 X射线流量与Hα谱线等值宽度 |
| 3.4 小结 |
| 第四章 结合LAMOST低色散光谱数据与国内外望远镜的测光数据研究四颗W UMa型食双星的物理参数及磁活动情况 |
| 4.1 四颗W UMa型食双星的研究背景 |
| 4.2 四颗W UMa型食双星的测光数据及光谱数据 |
| 4.2.1 测光数据 |
| 4.2.2 LAMOST光谱数据 |
| 4.3 使用最小二乘法更新四颗W UMa型食双星的历元公式并进行周期分析 |
| 4.3.1 UV Lyn的周期分析 |
| 4.3.2 V781 Tau的周期分析 |
| 4.3.3 NSVS4484038 的周期分析 |
| 4.3.4 2MASS J15471055+5302107 的周期分析 |
| 4.4 四颗W UMa型食双星的轨道参数及黑子参数分析 |
| 4.4.1 UV Lyn的轨道参数及黑子参数 |
| 4.4.2 V781 Tau的轨道参数及黑子参数 |
| 4.4.3 NSVS4484038 的轨道参数及黑子参数 |
| 4.4.4 2MASS J15471055+5302107 的轨道参数及黑子参数 |
| 4.5 结果与讨论 |
| 4.5.1 四颗W UMa型食双星的测光解及恒星磁活动分析 |
| 4.5.2 轨道周期变化分析 |
| 4.6 小结 |
| 第五章 红巨星的磁活动分析以及通过反向传播神经网络构建红巨星年龄估计模型 |
| 5.1 红巨星研究背景 |
| 5.2 样本选择及红巨星磁活动分析 |
| 5.2.1 样本选择 |
| 5.2.2 红巨星磁活动分析 |
| 5.3 反向传播神经网络及红巨星年龄估计 |
| 5.3.1 反向传播神经网络简介 |
| 5.3.2 红巨星年龄估计 |
| 5.4 结果与讨论 |
| 5.4.1 红巨星年龄估计模型的性能评估 |
| 5.4.2 磁活动谱线等值宽度与红巨星年龄的相关性 |
| 5.5 小结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 科研成果 |
（3）太阳活动区电流环不稳定性及磁场拓扑结构的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 研究背景介绍 |
| 1.1 太阳概况 |
| 1.2 太阳活动区 |
| 1.2.1 太阳黑子 |
| 1.2.2 暗条(日珥) |
| 1.2.3 日冕物质抛射 |
| 1.2.4 太阳耀斑 |
| 1.3 磁场的拓扑结构 |
| 1.3.1 磁绳下方的磁场拓扑结构 |
| 1.3.2 磁零点的“扇-脊”磁场拓扑结构 |
| 1.3.3 磁压缩因子Q |
| 1.4 电流环不稳定性 |
| 第2章 数值模型,观测数据及处理方法 |
| 2.1 数值方法 |
| 2.1.1 Titov-Demoulin模型 |
| 2.1.2 磁流体动力学数值模拟 |
| 2.1.3 势场外推 |
| 2.1.4 追踪磁力线的数值方法 |
| 2.1.5 计算磁压缩因子Q的数值算法 |
| 2.1.6 寻找磁零点的数值方法 |
| 2.2 观测数据及处理方法 |
| 2.2.1 太阳动力学观测站(SDO) |
| 2.2.2 ELP事件认证 |
| 2.2.3 Hopkins统计 |
| 第3章 电流环不稳定性爆发阈值的研究 |
| 3.1 参数设置 |
| 3.2 临界背景磁场的确定 |
| 3.3 爆发阈值与参数的关系 |
| 3.3.1 B_(et)=0时,D_f和a的几何效应 |
| 3.3.2 临界衰减因子与a的关系异常的原因 |
| 3.3.3 背景磁场环向分量的致稳作用 |
| 3.3.4 Green函数外推的势场下的临界衰减因子 |
| 3.3.5 磁场拓扑结构的对爆发阈值的影响:BPS与HFT的对比 |
| 3.4 磁绳爆发后的自相似膨胀 |
| 第4章 太阳耀斑极紫外后相及其磁场拓扑的研究 |
| 4.1 伴随环形耀斑的ELP事件特征 |
| 4.2 伴随双带耀斑的ELP事件特征 |
| 4.3 统计结果 |
| 第5章 总结与展望 |
| 5.1 关于电流环不稳定性的研究的总结 |
| 5.2 关于耀斑极紫外后相的研究的总结 |
| 5.3 展望 |
| 5.3.1 电流环不稳定性的后续研究 |
| 5.3.2 磁绳振动周期异常的研究 |
| 5.3.3 关于耀斑极紫外后相的后续研究 |
| 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）实验室和空间等离子体中磁场重联的粒子模拟研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 磁场重联简介 |
| 1.1.1 磁场重联的基本概念 |
| 1.1.2 磁场重联的MHD模型 |
| 1.2 无碰撞磁场重联 |
| 1.2.1 无碰撞磁场重联模型 |
| 1.2.2 无碰撞磁场重联中的Hall效应 |
| 1.2.3 电子扩散区 |
| 1.3 不同等离子体环境中的磁场重联 |
| 1.3.1 空间中的磁场重联 |
| 1.3.2 实验室重联实验 |
| 1.4 磁场重联中的一些热点问题 |
| 1.4.1电子加速 |
| 1.4.2 三维效应对磁场重联的影响 |
| 1.5 粒子模拟方法 |
| 第2章 激光等离子体重联 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 激光产生的等离子体驱动的磁场重联 |
| 2.2.1 引言与模拟方法 |
| 2.2.2 激光产生的等离子体驱动的重联的判据——高速电子流 |
| 2.2.3 激光产生的等离子体驱动的重联中电子能谱的形成 |
| 2.2.4 小结 |
| 2.3 激光诱导的电流驱动的磁场重联 |
| 2.3.1 引言与模拟方法 |
| 2.3.2 挤压重联的模拟研究 |
| 2.3.3 小结 |
| 2.4 本章小结 |
| 第3章 引导场重联中重联电场的增长 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 二维粒子模拟结果 |
| 3.3 重联电场增长的模型 |
| 3.4 本章小结 |
| 第4章 有限长X线重联 |
| 4.1 引言与模拟方法 |
| 4.2 有限长X线重联重联率的模型 |
| 4.3 有限长X线重联出流速度的模型 |
| 4.4 本章小结 |
| 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 |
（5）新黑子数的活动周特征分析（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 引言 |
| 1.1 黑子活动周的发现 |
| 1.2 太阳活动指数 |
| 1.3 太阳活动周特征 |
| 1.4 长周期、短周期特征 |
| 1.5 太阳活动的不对称性 |
| 1.6 太阳活动预报 |
| 第2章 太阳活动周的数学描述 |
| 2.1 本章引言 |
| 2.2 二项高斯函数拟合活动周形状 |
| 2.2.1 数据 |
| 2.2.2 方程 |
| 2.2.3 拟合优度 |
| 2.2.4 参数 |
| 2.3 各函数拟合效果的比较 |
| 2.3.1 拟合偏差 |
| 2.3.2 相关系数 |
| 2.3.3 峰值处的拟合效果 |
| 2.4 太阳活动周的特征 |
| 2.4.1 振幅与活动周长度的关系 |
| 2.4.2 振幅与上升时间的关系 |
| 2.4.3 振幅与不对称性的关系 |
| 2.4.4 奇偶效应 |
| 2.5 本章总结 |
| 第3章 太阳活动周特征及其在对25周预报中的应用 |
| 3.1 本章引言 |
| 3.2 活动周特征及25 活动周预报 |
| 3.2.1 数据 |
| 3.2.2 活动周双模式特征 |
| 3.2.3 太阳的记忆 |
| 3.2.4 上升期与下降期 |
| 3.2.5 峰-峰黑子周 |
| 3.2.6 修正的Waldmeier效应 |
| 3.3 本章总结 |
| 第4章 南北半球不对称性的长周期特征分析 |
| 4.1 本章引言 |
| 4.2 数据 |
| 4.3 不对称性 |
| 4.4 累积分析 |
| 4.5 占优半球 |
| 4.6 本章总结 |
| 第5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 |
（6）基于EMD的太阳南北半球黑子面积变化的模式分解研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 研究背景与意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.3 本文的主要内容和组织结构 |
| 1.4 本章小结 |
| 第二章 信号分解技术存在的问题及解决办法 |
| 2.1 存在的问题 |
| 2.2 解决办法 |
| 2.3 本章小结 |
| 第三章 EMD方法概述与改进 |
| 3.1 EMD方法原理 |
| 3.2 参数讨论 |
| 3.2.1 数据选择 |
| 3.2.2 包络拟合 |
| 3.2.3 常用的端点去伪像办法 |
| 3.2.4 IMF筛选停止准则 |
| 3.3 改进的端点去伪像办法 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 EMD的准确性评价 |
| 4.1 数据选择 |
| 4.2 EMD分解加噪信号 |
| 4.3 其他方法分解加噪信号 |
| 4.4 本章小结 |
| 第五章 太阳活动的南、北半球不对称性分析 |
| 5.1 南北半球太阳黑子面积变化信号 |
| 5.1.1 数据选择 |
| 5.1.2 数据预处理 |
| 5.2 EMD分解信号 |
| 5.3 验证结果 |
| 5.4 南、北半球不对称性分析 |
| 5.5 本章小结 |
| 第六章 南、北半球太阳黑子面积Rieger-type周期相位分析 |
| 6.1 数据选择 |
| 6.2 数据预处理 |
| 6.3 Rieger-type周期 |
| 6.4 EMD提取Rieger-type周期分量 |
| 6.5 本章小结 |
| 第七章 总结与展望 |
| 7.1 工作总结 |
| 7.2 工作展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录A: 攻读学位期间成果目录 |
| 附录B: 攻读学位期间参与科研项目 |
（7）NVST太阳光谱数据处理方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 选题的背景意义 |
| 1.2 国内外太阳光谱观测发展现状 |
| 1.2.1 太阳光谱观测的发展及成果 |
| 1.2.2 光谱数据处理的发展现状 |
| 1.3 论文研究内容和安排 |
| 第二章 二维成像光谱观测仪器 |
| 2.1 二维成像光谱仪 |
| 2.1.1 同时成谱成像的光谱仪 |
| 2.1.2 先成像后成谱的光谱仪 |
| 2.1.3 先成谱后成像的光谱仪 |
| 2.2 光栅光谱仪相关理论以及成像原理 |
| 2.2.1 主要仪器设备 |
| 2.2.2 光栅光谱仪的相关理论参数 |
| 2.2.3 光谱仪分辨率及其影响因素 |
| 2.2.4 光栅光谱仪的成像原理 |
| 2.3 NVST光栅光谱仪 |
| 2.3.1 光谱仪系统及主要设备 |
| 2.3.2 光谱数据采集系统 |
| 第三章 NVST光谱数据精细预处理方法研究 |
| 3.1 光谱数据处理的目的意义 |
| 3.2 观测数据 |
| 3.3 传统的光谱处理方法 |
| 3.3.1 平场处理的基本定义 |
| 3.3.2 传统光谱平场的处理方法 |
| 3.3.3 传统光谱平场处理方法存在的问题分析 |
| 3.4 NVST光谱数据精细平场处理方法 |
| 3.4.1 NVST平场处理方法分析 |
| 3.4.2 各项分离法提取平场矩阵 |
| 3.5 NVST光谱序列图像处理 |
| 3.5.1 平场处理 |
| 3.5.2 谱线位置对齐 |
| 3.5.3 光谱数据强度归一 |
| 3.6 谱线轮廓波长定标 |
| 3.7 精细预处理的结果和讨论 |
| 3.8 总结 |
| 第四章 NVST二维扫描光谱Level1合成方法的研究 |
| 4.1 二维光谱合成的背景意义 |
| 4.2 NVST二维扫描光谱的现状 |
| 4.3 观测数据 |
| 4.4 NVST二维扫描光谱合成方法 |
| 4.4.1 预处理 |
| 4.4.2 计算偏移量 |
| 4.4.3 矫正以及重新排序光谱数据 |
| 4.4.4 二维图像合成 |
| 4.5 结果分析 |
| 4.6 总结和讨论 |
| 第五章 NVST光谱仪仪器轮廓测试方法研究 |
| 5.1 仪器轮廓测试的背景意义 |
| 5.2 观测数据 |
| 5.3 NVST多波段光谱仪仪器轮廓的获取 |
| 5.3.1 空间方向上的仪器轮廓测定 |
| 5.3.2 色散方向上的仪器轮廓测定 |
| 5.3.3 仪器轮廓的验证 |
| 5.4 光谱数据仪器轮廓的退卷积研究 |
| 5.4.1 空间方向上的仪器轮廓的退卷积 |
| 5.4.2 色散方向上的仪器轮廓的退卷积 |
| 5.5 总结和讨论 |
| 5.5.1 总结 |
| 5.5.2 讨论 |
| 第六章 NVST扫描光谱Level1+处理方法探讨 |
| 6.1 前言 |
| 6.2 观测数据 |
| 6.3 狭缝监视像的光谱处理实验 |
| 6.3.1 狭缝监视像的“De-stretching” |
| 6.3.2 “De-stretching”狭缝监视像的斑点重构 |
| 6.4 光谱高分辨重建实验 |
| 6.4.1 光谱高分辨重构分析 |
| 6.4.2 光谱高分辨斑点重构 |
| 6.5 实测光谱的高分辨重建 |
| 6.6 结论和分析 |
| 6.7 小结和讨论 |
| 第七章 主成分分析在NVST光谱数据中的应用 |
| 7.1 PCA光谱处理的背景意义 |
| 7.2 光谱数据 |
| 7.3 主成分分析法技术提取光谱信息 |
| 7.3.1 主成分分析法原理 |
| 7.3.2 主成分方法应用于NVST光谱图像 |
| 7.4 结果与分析 |
| 7.5 总结和讨论 |
| 第八章 全文总结和展望 |
| 8.1 全文总结 |
| 8.2 工作展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 简历 |
| 致谢 |
（8）光学卫星影像浅海海底地形测量方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 研究背景及意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.2.1 遥感水深反演方面 |
| 1.2.2 双介质摄影测量方面 |
| 1.3 本文主要研究内容和章节安排 |
| 第二章 卫星多光谱影像浅海水深反演方法研究 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 卫星多光谱影像水深反演机理 |
| 2.3 常用的多光谱影像水深反演模型 |
| 2.3.1 线性回归模型 |
| 2.3.2 BP-ANN模型 |
| 2.4 四种遥感水深反演模型的实验比较 |
| 2.4.1 实验流程和步骤 |
| 2.4.2 实验结果及分析 |
| 2.5 BP神经网络水深反演算法的改进 |
| 2.5.1 传统BP神经网络水深反演算法的缺陷 |
| 2.5.2 粒子群算法 |
| 2.5.3 运用粒子群算法优化对BP神经网络模型进行优化 |
| 2.5.4 实验结果及分析 |
| 2.6 结论 |
| 第三章 卫星立体影像双介质摄影测量浅海海底地形提取方法 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 双介质立体摄影测量基本原理 |
| 3.3 传统折射改正算法及其不合理性分析 |
| 3.3.1 传统折射改正算法 |
| 3.3.2 空中同名光线延长线不相交对折射改正的影响 |
| 3.4 基于严密物像几何关系的折光改正算法 |
| 3.5 实验与分析 |
| 3.5.1 试验卫星影像及其特点 |
| 3.5.2 试验步骤及解算流程 |
| 3.5.3 算法的合理性试验及理论误差测算 |
| 3.5.4 算法的测量精度改善情况试验 |
| 3.6 结论 |
| 第四章 总结与展望 |
| 4.1 主要工作及创新点 |
| 4.2 不足及建议 |
| 参考文献 |
| 附录 |
| 致谢 |
（9）太阳耀斑磁重联的观测研究（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳以及太阳对地球的影响 |
| 1.2 太阳耀斑 |
| 1.2.1 太阳耀斑的研究简史 |
| 1.2.2 太阳耀斑的演化阶段 |
| 1.2.3 太阳耀斑的特征结构 |
| 1.2.4 标准耀斑模型 |
| 1.3 耀斑磁重联 |
| 1.3.1 二维磁重联模型 |
| 1.3.2 三维磁重联模型 |
| 1.4 耀斑磁重联的主要观测证据 |
| 1.4.1 磁重联入流 |
| 1.4.2 磁重联出流 |
| 1.4.3 日冕X射线源 |
| 1.5 耀斑磁重联的关键科学问题 |
| 1.5.1 磁重联的触发机制 |
| 1.5.2 磁重联区附近的能量演化过程 |
| 1.5.3 耀斑磁重联的三维特征 |
| 第二章 观测仪器及数据处理方法 |
| 2.1 SDO观测及数据分析方法 |
| 2.1.1 AIA观测及DEM反演方法 |
| 2.1.2 HMI观测及光球磁场外推方法 |
| 2.2 RHESSI观测和数据分析 |
| 2.3 AIA和STEREO观测图像的三维重构 |
| 第三章 耀斑等离子体的热力学分析 |
| 3.1 观测 |
| 3.2 数据分析 |
| 3.3 耀斑区域的DEM分析 |
| 3.3.1 耀斑的整体特性 |
| 3.3.2 磁重联区附近等离子体的DEM分析 |
| 3.3.3 耀斑环内等离子体分析 |
| 3.4 总结 |
| 第四章 耀斑过程中的等离子体演化 |
| 4.1 观测 |
| 4.2 资料分析 |
| 4.2.1 耀斑环顶的等离子体高温区 |
| 4.2.2 耀斑足点处的色球蒸发 |
| 4.2.3 耀斑环顶热区上方的超热等离子体区 |
| 4.3 讨论 |
| 4.3.1 能量传输过程 |
| 4.3.2 能量演化模型 |
| 4.4 结论 |
| 第五章 耀斑三维磁重联观测 |
| 5.1 观测和分析 |
| 5.1.1 观测概述 |
| 5.1.2 磁重联三维结构和触发 |
| 5.1.3 物理过程的定量分析 |
| 5.1.4 磁重联对耀斑和CME的作用 |
| 5.2 讨论 |
| 第六章 零点磁重联引发的耀斑和喷流 |
| 6.1 数据分析及结果 |
| 6.1.1 X形结构和喷流的观测 |
| 6.1.2 X形结构处的三维磁场结构 |
| 6.1.3 X形结构附近的等离子体演化 |
| 6.2 总结与讨论 |
| 第七章 日冕物质抛射触发的磁零点重联 |
| 7.1 观测分析 |
| 7.2 磁零点重联 |
| 7.3 三维拓扑磁场结构 |
| 7.4 总结与讨论 |
| 第八章 总结与展望 |
| 8.1 总结 |
| 8.2 展望 |
| 参考文献 |
| 发表论文与科研成果 |
| 致谢 |
（10）无碰撞磁场重联中的电子动力学（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 引言 |
| 1.1 日地空间和磁场重联 |
| 1.1.1 太阳大气和磁场重联 |
| 1.1.2 地球磁层和磁场重联 |
| 1.1.3 二维磁场重联的经典 MHD 理论 |
| 1.2 无碰撞磁场重联和全粒子模拟方法 |
| 1.2.1 无碰撞磁场重联 |
| 1.2.2 二维无碰撞磁场重联的全粒子模拟 |
| 1.3 无碰撞磁场重联中的电子动力学 |
| 1.3.1 扩散区结构 |
| 1.3.2 电子扩散区和次级磁岛 |
| 1.3.3 电子加速 |
| 第二章 无碰撞磁场重联中的扩散区结构 |
| 2.1 无碰撞磁场重联中的 Hall 磁场和电子密度空穴 |
| 2.1.1 数值模拟参数 |
| 2.1.2 数值模拟结果 |
| 2.2 重联扩散区分离线区域的 Cluster 卫星观测 |
| 2.2.1 Cluster 卫星简介 |
| 2.2.2 Cluster 卫星观测的重联事例分析 |
| 第三章 无碰撞磁场重联中的电子扩散区和次级磁岛 |
| 3.1 无碰撞磁场重联中的电子扩散区 |
| 3.2 电子电流片和次级磁岛 |
| 3.2.1 数值模拟参数 |
| 3.2.2 数值模拟结果 |
| 第四章 无碰撞磁场重联中的电子加速 |
| 4.1 反平行重联和引导场重联中的电子流速及速度分布 |
| 4.2 无碰撞磁场重联中的电子加速机制 |
| 4.2.1 反平行重联中的电子加速 |
| 4.2.2 引导场重联中的电子加速 |
| 第五章 引导场重联中的磁岛结构 |
| 5.1 PIC 模拟的引导场重联中的磁岛结构 |
| 5.2 THEMIS 卫星在磁层顶的观测 |
| 第六章 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 |
四、太阳耀斑CaIIK线不对称性的观测和分析（论文参考文献）
- [1]非对称磁重联粒子动力学过程的隐式粒子模拟研究[D]. 孙萌萌. 哈尔滨工业大学, 2021
- [2]基于国内外巡天大数据统计研究晚型恒星的物理参数及磁活动性质[D]. 陆洪鹏. 贵州大学, 2020
- [3]太阳活动区电流环不稳定性及磁场拓扑结构的研究[D]. 陈俊. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [4]实验室和空间等离子体中磁场重联的粒子模拟研究[D]. 黄楷. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [5]新黑子数的活动周特征分析[D]. 李富羽. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台), 2019(03)
- [6]基于EMD的太阳南北半球黑子面积变化的模式分解研究[D]. 刘伟行. 昆明理工大学, 2019(04)
- [7]NVST太阳光谱数据处理方法研究[D]. 蔡云芳. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台), 2018(03)
- [8]光学卫星影像浅海海底地形测量方法研究[D]. 曹斌. 上海海洋大学, 2018(05)
- [9]太阳耀斑磁重联的观测研究[D]. 孙建清. 南京大学, 2017(09)
- [10]无碰撞磁场重联中的电子动力学[D]. 黄灿. 中国科学技术大学, 2012(11)