一、具有螺旋结构的爆发日珥的电流描述（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》文中进行了进一步梳理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。
桑龙龙[2]（2021）在《磁场重联及其相关等离子体波动的研究》文中进行了进一步梳理在日地空间中,磁场重联和等离子体波动是等离子体中重要的物理过程。直接或间接的观测数据表明,磁场重联与太阳大气,行星际太阳风,地球的磁层顶以及磁尾等爆发性现象有关。磁场重联可以迅速地将磁场能量转化为等离子体动能热能。近几十年,磁场重联的大量研究成果被不断地报道。最近磁层顶的卫星观测到非对称的磁场重联具有特殊的霍尔磁场结构,但是非对称磁场重联的磁结构以及电流体系尚存在着争议。同时卫星发现一些重联事例中的分离线区域存在着哨声波。磁场重联的分离线区域也经常出现密度空穴,这种密度空穴结构沿分离线延伸,将影响波动的传播。哨声波在密度导管的传播过程依然存在不清楚的地方。本文作者使用二维全粒子模拟对磁层顶的非对称磁场重联进行了研究,进一步地为了探究哨声波在分离线密度导管中传播效应,利用了实验室等离子体装置对哨声波的传播特性进行研究,最后得到主要结论如下:1,非对称磁场重联中的霍尔磁场的研究我们采用二维粒子模拟方法,研究了非对称电流片中反平行磁场重联产生的霍尔磁场的结构。霍尔磁场首先形成四极结构,然后随着磁场重联的进行演化为六极结构。在霍尔磁场的四极结构中,磁场较弱的电流片一侧的极性（占主导地位的霍尔磁场）比另一侧的极性强得多,它们可以穿过电流片的中心。随着磁场比的增大或密度比的减小（这里的比值定义为磁场强的一侧与磁场弱的一侧之间的比值）,这种趋势将变得更加突出。然而,随着温度比的降低,这种趋势相反。随着重联的进行,在主霍尔磁场下面的区域产生两个较小的霍尔磁场增强的带状结构,然后形成霍尔磁场的六极结构。随着磁场比值的增大或密度的减小,六极结构变得更强,而温度不对称性的影响要比磁场和密度不对称性的影响小得多。霍尔磁场的产生可以用由电子携带的面内电流来解释。有引导场下的非对称重联中X线左侧和右侧的霍尔磁场结构不同。整体来说,左侧的霍尔磁场为三极结构,右侧为双极结构。在X线的左侧,电流片上下两部分的霍尔磁场为正,而中心部分的霍尔磁场为负。随着引导场的增大,电流片上部和中部的霍尔磁场幅值减小,下部的霍尔磁场幅值增大。不对称性增加（磁场比增加或电流片两侧密度比减小）,导致电流片上部的霍尔磁场减小,甚至消失,以及电流片下部和中部霍尔磁场的增加。在X线的右侧,电流片上部的霍尔磁场为负,而中部的霍尔磁场为正。接着增大引导场,位于电流片上部的霍尔磁场变强,位于电流片中心处的霍尔磁场减弱。不对称性的增加导致电流片上部和中部的霍尔磁场减小,当不对称性足够大时,中心电流片的下部会出现霍尔磁场。磁场重联中也存在着丰富的等离子体波动。我们利用MMS卫星在磁层顶观测到了非对称磁场重联事例,该非对称重联中的霍尔磁场表现为四极结构,同时我们在其分离线区域发现了单色性很好的哨声波,并且这支哨声波向着X线方向传播。2,实验室等离子体中哨声波的激发与传播我们在中国科学技术大学的线性磁化等离子体装置（KLMP）里,使用自制的环形磁偶极天线激发出了等离子体波动。我们通过波动的频率、偏振性、传播速度,传播角以及折射率曲线等,证实了小尺度的密度导管中激发出了哨声波（导管的直径小于哨声波的波长）。在密度增加的导管中,哨声波以准平行方向传播,且哨声波传播的能量几乎没有衰减;而在密度减小的导管中,哨声波表现为斜传播的特性,其波矢与轴向磁场的夹角接近Gendrin角。这个结果与波动在大尺度的导管中的结果类似。
颜毅华[3]（2021）在《中国科学院国家天文台太阳物理研究20年》文中指出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[4]（2021）在《太阳耀斑环顶下降流和日珥羽流的热动力学分析》文中研究说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。
王璐[5]（2020）在《太阳射电爆发的系统研究》文中研究表明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。
应蓓丽[6]（2020）在《日冕物质抛射及其驱动激波的多波段和多视角研究》文中进行了进一步梳理日冕物质抛射（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。
段雅丹[7]（2020）在《孪生日冕物质抛射的形成机制研究》文中研究指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。
李冬妮[8]（2020）在《1998-2011年含有冷物质行星际日冕物质抛射的地磁响应统计研究》文中认为日冕物质抛射（CME）是白光日冕仪观测到的大尺度太阳大气爆发现象,30%～60%具有典型的三部分结构,其内层的亮核被认为是冷而稠密的爆发日珥。CME在行星际空间的对应物为行星际日冕物质抛射（ICME）,根据其磁场结构可分为磁云和非磁云（MC与non-MC）;还可以根据碳离子的平均电离温度分为是否含冷物质（CC与non-CC）。以往研究表明MC相比于non-MC地磁效应更强,这是因为MC具有增强且平滑旋转的磁场结构,从而可能具有更强的南向磁场。太阳光学观测证实,色球的低温物质和螺旋磁场注入日冕形成了日珥。然而,含有日珥的ICME是否具有显着的地磁效应,却尚不清楚。本文通过地磁指数的时间变化来实现对ICME引起的地磁扰动分类。对其中的单磁暴类型开展了统计学研究。通过随机过程概率计算、等概率Z检验和Kolmogorov-Smirnov检验获得了不同类型ICME引起的单磁暴差异的量化结果。进一步地,还探究了各类ICME内南向磁场强度、氦元素含量与地磁场响应的关联。为日珥形成时的磁场注入机制、含日珥ICME的显着空间天气效应提供了重要的原位观测证据。本文对1998-2011年219个ICME引起的地磁扰动进行分析。首先根据ICME内He2+/H+是否大于8%分为高氦事件（HE）和non-HE。再根据Dst指数变化特征划分四类磁扰:单磁暴、复杂磁暴、磁扰、和非磁暴。按Dst指数最小值划分了单磁暴等级。对各类ICME引起的单磁暴和非磁暴进行定量化统计分析,结果显示:磁云（MC）和含有日珥的ICME（CC、HE）及其交集类型（CC&MC&HE）引起单磁暴的概率高于其他类型;磁暴强度分布的峰值位于更强级别;高氦事件（HE）的Kp指数分级和AEmax分布高于non-HE。对比ICME原位观测数据,发现含有日珥的ICME、尤其是含有日珥的磁云具有更高的强于10n T的南向磁场比例。本文支持了太阳观测的日珥伴随螺旋磁通注入的形成机制,这一小尺度磁通量管与磁云中的磁通量管叠加产生了更强或更持久的南向磁场,从而引起了更强的地磁暴。
王鹏宇[9]（2020）在《太阳风中Alfvén波的识别与特征分析》文中研究表明太阳风是源自太阳大气的一种超音速等离子体流,由于具有较高的电导率,行星际磁场与太阳风等离子体冻结在一起,向外对流传输到行星际空间。通过卫星观测发现Alfvén波在太阳风中广泛存在,对研究日冕加热和太阳风加速问题有着重要作用。依据Alfvén波速度扰动和磁场扰动的高度相关特性,在观测研究中通常采用Walén检验来判断待分析的波动信号是否存在Alfvén波以及Alfvén波的纯度。据资料显示,较纯的Alfvén波（Walén检验结果接近于1）常见于0.30.68AU。经研究发现,改进太阳风中的Alfvén波的识别方法,有助于识别出1AU处的纯Alfvén波。本文基于传统的太阳风Alfvén波识别方法,采用集合经验模态分解（EEMD）和基于时间的内在相关性（TDIC）技术相结合的方法,对1AU处的单卫星资料进行处理分析。太阳风Alfvén波识别方法可分为两类:一类是基于de Hoffmann-Teller frame（简称HT frame）的Walén检验;在能够精准确定HT frame的前提下,这是一种十分有效的诊断方法,但当太阳风结构不稳定时,往往难以根据传统方法确定一个随时间变化的HT frame。另一类是基于速度时间差分的Walén检验,这种方法不依赖于HT frame,但是在实际使用中也面临着高频误差大的问题。本文尝试采用EEMD和TDIC方法来处理这两个问题。在对1AU处的一个波动案例（2002年10月14日18:16-18:52）进行分析后发现:（1）EEMD方法可以帮助我们获取到一个随时间变化的HT坐标架,这对改进传统的基于HT frame的识别方法具有显着效果;（2）EEMD法与TDIC法的结合使用,能够灵活地选择滤波方案,结果显示,相对于传统的基于速度时间差分的识别方法,将通过EEMD分解及TDIC分析重构的差分速度用于Walén检验后,所得的Alfvén参数有显着的提升。基于本文的研究结果,可以认为运用EEMD和TDIC分析的Walén检验是一种识别太阳风中Alfvén波的有效方法,尤其在太阳风中存在不稳定的瞬时结构时,其分析结果相比于传统方法具有更优化的Alfvén波参数。该方法首次采用非稳态的数据分析技术,对研究太阳风中的Alfvén波及其特性有重要的意义。
戴俊[10]（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。
二、具有螺旋结构的爆发日珥的电流描述（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、具有螺旋结构的爆发日珥的电流描述（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）磁场重联及其相关等离子体波动的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 日地空间和磁场重联 |
| 1.1.1 太阳与太阳风中的磁场重联 |
| 1.1.2 地球磁层中的磁场重联 |
| 1.2 无碰撞磁场重联 |
| 1.2.1 磁场重联模型 |
| 1.2.2 无碰撞磁场重联的霍尔结构 |
| 1.2.3 非对称磁场重联的研究 |
| 1.3 磁场重联中的等离子体波动 |
| 1.4 实验室中的哨声波 |
| 1.4.1 LMPD装置中哨声波的研究 |
| 1.4.2 LAPD装置中哨声波的研究 |
| 第二章 磁场重联的霍尔磁场及相关波动 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 非对称重联的霍尔磁场 |
| 2.2.1 粒子模拟方法 |
| 2.2.2 反平行非对称磁场重联的霍尔磁场研究 |
| 2.2.3 反平行重联的非对称度对霍尔磁场的参数研究 |
| 2.2.4 引导场下非对称磁场重联中霍尔磁场的参数研究 |
| 2.2.5 小结 |
| 2.3 磁场重联中哨声波的卫星观测 |
| 2.3.1 MMS卫星简介 |
| 2.3.2 磁层顶磁场重联中的哨声波 |
| 2.3.3 小节 |
| 2.4 本章小节 |
| 第三章 实验室等离子体中哨声波的激发与传播 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 线性磁化等离子体装置及诊断方法 |
| 3.3 等离子体波动激发源的构建 |
| 3.4 哨声波的激发 |
| 3.5 哨声波的小尺度密度导管效应 |
| 3.6 本章小节 |
| 第四章 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 |
（3）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 |
（4）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 |
（5）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 |
（6）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 |
（7）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 |
（8）1998-2011年含有冷物质行星际日冕物质抛射的地磁响应统计研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 1 绪论 |
| 1.1 太阳外层大气 |
| 1.2 太阳爆发活动 |
| 1.2.1 日珥 |
| 1.2.2 日冕物质抛射 |
| 1.2.3 太阳黑子和太阳活动周 |
| 1.3 行星际日冕物质抛射 |
| 1.3.1 ICME的典型识别特征 |
| 1.3.2 ICME的分类 |
| 1.4 ICME引起的地磁响应 |
| 1.4.1 磁暴 |
| 1.4.2 亚暴 |
| 1.5 研究现状与存在问题 |
| 1.6 研究目的与意义 |
| 2 数据来源 |
| 2.1 ICME事件列表 |
| 2.2 卫星原位观测数据 |
| 2.2.1 卫星介绍 |
| 2.2.2 数据参量 |
| 2.3 地磁指数 |
| 2.3.1 Dst指数 |
| 2.3.2 Kp指数 |
| 2.3.3 AE指数 |
| 3 研究方法 |
| 3.1 个例分析 |
| 3.1.1 高氦ICME事件筛选依据 |
| 3.1.2 地磁响应类型判断依据 |
| 3.1.3 磁暴分级 |
| 3.2 统计方法 |
| 3.2.1 随机过程概率计算 |
| 3.2.2 等概率事件假设检验 |
| 3.2.3 KS检验(Kolmogorov-Smirnov test) |
| 3.2.4 时序叠加法 |
| 4 研究结果 |
| 4.1 个例分析结果 |
| 4.1.1 HE分类结果 |
| 4.1.2 ICME引起的地磁响应类型 |
| 4.1.3 ICME引起的单磁暴分析 |
| 4.2 统计研究结果 |
| 4.2.1 ICME引起的地磁响应类型 |
| 4.2.2 ICME引起的单磁暴强度与级别 |
| 4.2.3 单磁暴的主相恢复相分析 |
| 4.2.4 ICME的行星际南向磁场累积分布 |
| 4.2.5 ICME的质子速度分布 |
| 4.2.6 Kp指数和AE指数 |
| 5 结论 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录 |
| 附录1 ——个人简介 |
| 附录2 ——论文发表 |
（9）太阳风中Alfvén波的识别与特征分析（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 太阳风及其中的瞬时结构 |
| 1.2 太阳风中的Alfvén波及其研究意义 |
| 1.3 剪切Alfvén波的特征 |
| 1.4 太阳风中Alfvén波的辨识依据 |
| 1.5 本章小结 |
| 第二章 数据来源及分析方法 |
| 2.1 数据来源 |
| 2.2 分析方法 |
| 2.2.1 经验模态分解(EMD) |
| 2.2.2 集合经验模态分解(EEMD) |
| 2.2.3 基于时间的内在相关性(TDIC) |
| 2.3 本章小结 |
| 第三章 太阳风中Alfvén波识别方法 |
| 3.1 识别太阳风中Alfvén波的传统方法 |
| 3.1.1 基于HT frame识别太阳风中Alfvén波 |
| 3.1.2 基于平均速度差的HT frame识别太阳风中Alfvén波 |
| 3.1.3 基于速度时间差分识别太阳风中的Alfvén波 |
| 3.2 基于EEMD和 TDIC识别太阳风中Alfvén波的新方法 |
| 3.3 本章小结 |
| 第四章 太阳风中Alfvén波的实例分析 |
| 4.1 确定Walén检验的时间范围 |
| 4.2 EEMD分解 |
| 4.3 基于HT frame的 Walén检验 |
| 4.4 基于速度时间差分的Walén检验 |
| 4.5 本章小结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间完成的科研成果 |
| 致谢 |
（10）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 |
四、具有螺旋结构的爆发日珥的电流描述（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]磁场重联及其相关等离子体波动的研究[D]. 桑龙龙. 中国科学技术大学, 2021(09)
- [3]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)
- [4]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)
- [5]太阳射电爆发的系统研究[D]. 王璐. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [6]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)
- [7]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)
- [8]1998-2011年含有冷物质行星际日冕物质抛射的地磁响应统计研究[D]. 李冬妮. 中国地质大学(北京), 2020(04)
- [9]太阳风中Alfvén波的识别与特征分析[D]. 王鹏宇. 云南大学, 2020(08)
- [10]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)