一、全开放磁场中的日冕磁绳灾变（论文文献综述）
颜毅华[1]（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[2]（2021）在《太阳耀斑环顶下降流和日珥羽流的热动力学分析》文中研究表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。
应蓓丽[3]（2020）在《日冕物质抛射及其驱动激波的多波段和多视角研究》文中认为日冕物质抛射（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。
李乐[4]（2020）在《不同质量磁通量绳爆发活动的数值研究》文中研究表明剧烈的磁通量绳爆发活动可能造成地球通讯中断,损害空间卫星甚至可能威胁到宇航员的生命安全,因此研究磁通量绳爆发活动有着极其重要的科学意义。基于MPI-AMRVAC程序（后文中简称Amrvac）,分别模拟和分析了不同质量的磁通量绳的爆发活动,主要内容如下。模拟了质量为1m0(1.58×1017g)的磁通量绳的爆发过程。我们发现爆发过程中出现日冕物质抛射（简称CME）的三分量结构,CME的前沿有激波的产生,并且激波的厚度为几万公里。模拟了质量分别为0.5m0、1.5m0和2m0的磁通量绳的爆发过程,并对此分析物理过程。结果表明:（1）在相同条件下,磁通量绳质量超过临界值则不能爆发。在我们的模拟中设置的临界值小于2m0,因为质量为2m0的磁通量绳没有成功爆发。（2）质量越小的额磁通量绳爆发的速度越快并且快模激波两侧物理量的差值越大。（3）不同质量的磁通量绳的传播速度和加速度不同。这三组模拟中,质量越小的磁通量绳传播速度越大,其中质量为0.5m0的磁通量绳平均加速度为正（3.25m/s2）;对于质量较大的磁通量绳,其先经历了加速运动,在后期有减速运动,1m0和1.5m0这两组的加速度分别为-7.24m/s2,-16.18m/s2。这些不同速度的磁通量绳爆发过程中抛射出的高能粒子经过行星际空间到达地球磁层时,可能会对地球产生不同的影响。
段雅丹[5]（2020）在《孪生日冕物质抛射的形成机制研究》文中进行了进一步梳理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。
庄彬[6]（2019）在《关于日冕物质抛射爆发机制与传播特性的数值模拟研究》文中提出日冕物质抛射（Coronal Mass Ejection,CME）是太阳大气及行星际空间中大尺度、剧烈爆发的活动现象,它包含了各种各样的物理机制与过程。同时,CME是灾害性空间天气的主要驱动源,当其与地球接触时,会产生剧烈的地磁扰动,影响近地空间环境。因此,CME作为联接太阳与地球的一个重要的纽带,一直以来在空间物理与空间天气学中占有重要的地位。本论文主要采用数值模拟手段,从CME在太阳表面出发,研究CME的爆发机制-灾变模型,随后进入到行星际空间,研究CME的偏转传播与形变,最后到达地球,研究CME的演化对局地参数拟合的影响。本文的工作涵盖了日地（solar-terrestrial）空间环境,形成了CME的日地因果关系链。论文的具体内容包含以下三个方面:1.CME的爆发机制-灾变模型的研究灾变模型被认为是CME的一种爆发机制。在相关的研究中,磁能一直以来被认为是灾变过程的主要供能者,在CME的爆发中占据主导作用。然而,对于大尺度的CME结构,其他形式的能量的作用也不应该被忽略。我们采用二维三分量的磁流体力学（magnetohydrodynamics,MHD）数值模拟研究日冕磁绳在太阳风背景场中的灾变问题,并关注其中不同形式能量的演化过程。我们发现当磁绳的轴向磁通或者环向磁通增加,或者质量减小时,系统均可以发生灾变,灾变后磁绳向上爆发。在发生灾变后,系统的磁能与磁绳的内能减小（对应了能量释放的过程）,它们共同作用于磁绳动能与重力势能的增加,并且贡献相当。此外,我们发现减小磁绳的轴向磁通也可以触发系统的灾变。而在这样的灾变过程中,系统释放的磁能远小于磁绳释放的内能;甚至可以存系统磁能在灾变后较灾变前增加的情况。这表明了内能可以作为主要、甚至是唯一的供能者参与到灾变过程中。2.CME在行星际空间中的偏转传播基于遥感与局地仪器的间接观测,CME在行星际空间中的偏转被认为是影响CME到达地球结果的一个因素,而这也是空间天气预报中的一个重要部分。为了从统计上评估偏转对CME是否到达地球的预报的影响,我们开发了一套集成的CME自动预报系统（integrated CME-arrival forecasting system,iCAF）。该系统包含了CME自动识别,三维参数拟合及传播轨迹重构三个模块,可以全自动给出CME能否到达地球的预报。基于iCAF的测试结果,我们发现在考虑了偏转因素后,iCAF对CME的预报准确率较未考虑偏转的预报准确率提高了19个百分点,这表明了CME的偏转在空间天气预报中的重要性。然而,我们目前始终没有对CME在行星际空间中、特别是在黄道面内发生偏转的直接观测证据。为了从理论上研究该现象,我们开发了二维三分量的MHD数值模拟方法以研究CME在日球赤道面内的传播情况。基于数值模拟的结果,我们证实了CME在赤道面内存在偏转,并且该偏转与CME和背景太阳风之间的速度差有关。当CME的速度与太阳风速度相近时,CME沿径向传播而不存在偏转;当CME速度大于太阳风速度时,它会向东偏转;反之,CME向西偏转;速度差越大,CME的偏转角越大。造成这样偏转的原因是:快速（慢速）的CME在传播时,会使与太阳一同自转的行星际空间中的磁场堆积在CME的西侧（东侧）,这些堆积的磁场进而推动CME向东（西）偏转;堆积的磁场强度与CME和太阳风的速度差相关。我们的模拟结果支持了CME在行星际空间偏转（CME deflection in the interplanetary space,DIPS）模型所给出的图像。同时,为了验证DIPS模型在空间天气预报中的有效性,我们将模拟中的CME速度与太阳风速度输入至DIPS模型中以预测CME的偏转角,并比较了两者的偏转结果,发现他们有较好的吻合度。我们的数值模拟为研究CME的偏转问题提供了有力的手段。3.CME的形变与局地磁云参数拟合CME的形变在空间天气研究中同样占有重要的地位。我们通过数值模拟方法研究CME在日球子午面内的形变问题。我们发现CME在传播过程中由于与背景太阳风发生相互作用,会在传播方向上逐渐变得扁平。我们研究了CME在爆发时的物理特性（对应了模拟中磁绳的轴向磁通,环向磁通和质量）对其形变的影响。我们发现当CME的质量增加,或者轴向磁通增加,又或者环向磁通减小时,CME的形变加剧（即更加扁平）;而在环向磁通较大时,形变程度受参数的影响大幅减弱。在了解了CME的形变后,我们进一步研究这一现象对局地磁云参数拟合的影响。磁云是具有规则磁场的CME在局地的表现。目前,在局地的观测仅限于一维路径上的数据,我们需要借助拟合或者重构等手段反演CME在二维乃至三维空间中的信息。因此,拟合结果的好坏对正确理解磁云的特性十分重要。圆柱形的磁云模型目前是磁云拟合中常用的手段,我们测试了两种圆柱形模型（分别是线性无力场模型与磁力线均匀扭缠的非线性无力场模型）对形变的磁云的拟合,发现在拟合结果中,磁云的轴向磁通被低估,而低估的程度与形变程度有关;但是,形变对于环向磁通的拟合几乎没有影响。此外,通过比较数值模拟与拟合的结果,我们发现拟合的参数与模拟中磁云的参数可以存在较大的偏差（尽管拟合优度检验表明拟合的结果较好）,而这种偏差与采用的拟合模型及飞船穿越磁云的轨迹都有关系。这些研究对正确解读实际观测数据的拟合结果有着重要意义。
戴俊[7]（2019）在《太阳暗条形成和爆发的高分辨观测研究》文中认为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。
王雯思[8]（2019）在《太阳磁通量绳形成与演化过程的研究》文中提出磁通量绳是一种基本磁化等离子体结构,表现为一组磁力线绕其中心轴扭缠。它的尺度横跨十几个数量级,在实验室等离子体装置、地球磁层、太阳大气、行星际空间、甚至星系宇宙均有相关研究。在太阳大气中,磁通量绳通常被认为与大尺度爆发活动有关。太阳大尺度爆发活动包括暗条爆发、耀斑、日冕物质抛射等等。这些爆发活动对地球空间环境有重要影响,是灾害性空间天气的驱动源。研究太阳磁通量绳的形成与演化过程,对深入理解太阳大尺度爆发活动的产生机制,提高灾害性空间预报有重要意义。同时太阳磁通量绳形成与演化过程的研究结果可为太阳系外天体的相关研究提供参考。目前的研究已经证实爆发后确实存在一个磁通量绳,且起源于太阳。但是磁通量绳是怎么形成的,形成之后会如何演化,在爆发前是否存在磁通量绳等问题到现在还没有完全解决。通过分析目前高分辨率太阳成像望远镜和行星际局地探测卫星的数据,运用与发展最新的图像识别技术,并借助国际上先进的重构方法、磁场外推方法与数据驱动模拟方法,我们可以对太阳磁通量绳形成与演化过程进行深入的研究。在本文中,我们首先分析了三个代表性的磁通量绳形成与演化事件,揭露了磁通量绳的内部结构,讨论了磁重联对磁通量绳形成与演化的作用与影响,给出了磁通量绳爆发的条件。之后,我们从磁通量绳的足点出发,统计研究了光球层演化与磁通量绳形成的关系。文章的具体内容如下:爆发前磁通量绳如何演化到临界爆发条件是研究爆发机制的一个关键问题。结合SDO与STEREO多角度观测,我们发现一个磁通量绳在经历了长达5个小时的缓慢膨胀后突然爆发。这种长时间多角度的观测数据,使得我们可以详细地分析磁通量绳爆发前的演化过程。进一步的分析发现磁通量绳的足点位于光球层强电流区域。因此我们可以利用光球层磁场数据直接估算出爆发之前磁通量绳的扭缠圈数T。研究结果表明,在这5个小时的准静态演化过程中,磁通量绳的平均扭缠增长了1圈左右。之后,我们详细地探讨了磁重联和光球层演化对这种增长过程的作用。我们发现爆发前这5个小时的准静态演化很可能与磁重联相关,而之后的爆发过程更可能是由torus不稳定性触发。磁通量绳的非爆发性演化过程也同样值得关注。最近的研究工作发现日珥暗腔系统会出现类龙卷风运动,而这种运动引起了广泛的关注。一般的解释是,当日珥物质沿着暗腔的螺旋磁场运动时,会表现为这样的旋转运动。而我们观测到与以往不同的大尺度龙卷风演化,即大尺度日珥的整体旋转运动。我们的分析发现这种现象可能对应磁通量绳的一种非爆发性演化过程。通过对SDO多个波段观测数据的分析与光球层磁场外推分析,我们发现这种类似龙卷风的整体旋转运动很有可能是由kink不稳定性驱动的。这个过程与之前暗条失败的爆发事件类似。日珥首先扭曲上升,之后与周围磁场重联,出现亮的垂直纤维结构,而后这些纤维结构快速旋转,大部分日珥物质随着这些亮纤维结构回落到日珥通道之外的区域。随后日珥结构整体瓦解,剩余的物质会沿螺旋形磁力线回到原有的通道中。尽管在地球附近的局地测量结果证实爆发之后存在磁通量绳结构,但是爆发之前是否存在磁通量绳仍旧存在争议。我们观测到一种新型的双带耀斑演化过程:在耀斑双带的最远端,出现由亮点扩散为不规则亮环的过程。而亮环包围了一对共轭暗化区域,被认证为磁通量绳的足点。这一演化过程表明,磁通量绳主体是在爆发过程中通过磁重联形成的,亮环为磁通量绳边界准分界层的’足迹’。根据理论模型,磁通量绳的环向磁通Φp可以通过双带耀斑扫过面积来估算;而轴向磁通Φt则由其足点区域计算。这两个量的比值可以用来估算磁通量绳平均扭缠圈数,同时△Φp/△Φt的时间变化表征了扭缠空间分布情况。我们发现磁通量绳核心高度扭缠,由内向外扭缠度下降,这种非均匀扭缠分布与近地卫星的局地观测重构结果一致。而我们观测进一步给出这种非均匀扭缠分布与磁重联率相关。现有的模型无法解释这种由磁重联导致的非均匀扭缠分布。我们通过详细分析磁通量绳足点的演化过程,发现磁通量绳与周围磁场的重联对光球层磁场也有显着影响。在爆发过程中,足点边界的亮带分别先后两次扫过足点与黑子半影重合的区域,表明有两种不同的重联过程发生在该区域。在第一阶段的重联过程中,原本沿黑子磁力线向上传播的本影波在重合区域消失,同时该区域的光球层纵场和横场突然同步减小,表明剪切磁场转换成扭缠磁场。而在第二阶段的重联过程中,本影波恢复在重合区域的传播,同时该区域的光球层纵场和横场快速增加,表明扭缠磁场消失,磁通量绳在上升过程中与外部磁场重联,导致重合区域的扭缠磁场逐步转换成其他磁场结构。光球层演化是否与磁通量绳形成有直接关系?而光球层强电流区域通常表征光球层各类演化过程。为了研究这个问题,我们从磁通量绳足点出发,统计研究了足点与光球层强电流的关系。我们选取了 10个与强电流相关的活动区,并分为三类,一类只有黑子旋转运动,一类只有中性线附近的强剪切运动,最后一类是两者均有。我们分析了这些活动区产生的12个爆发事件,每个事件都有对应的CME,也观测到了与磁通量绳相关的结构。所有的事件都观测到明显的共轭暗化现象,我们以此确定了所有事件的磁通量绳足点。统计结果表明,大部分事件中磁通量绳的足点都在强电流区域。此外,我们发现有一半的事件,其足点的暗化现象出现在爆发之前。而这些事件的一个足点都与旋转的黑子相关。
王静[9]（2018）在《三维数值模拟日冕物质抛射》文中认为日冕物质抛射（CME）是较短时间内大量等离子体物质从太阳抛射,是太阳日冕中频繁发生的十分剧烈的爆发现象。由于CME是空间扰动的主要驱动源,会引起地球空间环境的剧变,因此CME在日冕-行星际演化的过程是空间天气研究的主要内容之一。基于磁流体力学（MHD）的数值模拟能自洽的描述等离子体,并在全球范围内捕捉日冕动力学变化,因此是充分研究日冕对CME爆发的响应及CME在日冕行星际传播演化过程的有效工具。使用Feng等开发的AMR-SIP-MHD模型进行数值模拟并对模型进行了改进和完善。模型使用六个低纬度球坐标耦合成覆盖全球的重叠型网格系统（六片网格）,能避免一般球形网格的极区网格汇聚问题和奇性问题,同时便于并行计算编程。模型采用CESE格式,将时间和空间同等对待对待,区别于其他现有太阳风模型采用的差分格式。使用GLM方法和八波法相结合的方式控制磁场散度,模拟区域从近太阳（1 Rs）到地球轨道附近。利用自适应软件包PARAMESH,设置网格加密放粗条件,可以在感兴趣的区域进行网格加密,如电流片附近、CME初始触发处,CME经过的区域等,以满足计算精细结构时所需要的网格尺度。目前所处的第24个太阳活动周从2008年12月开始,2014年黑子数达到该活动周的峰值,该活动周的黑子数比上两个活动周小很多。选取了卡林顿周2055、2104、2152和2183分别处于太阳活动低年、上升年、高年、下降年的四个卡林顿周进行数值模拟,并与SOHO、WIND卫星的观测数据进行对比。目前对CME的模拟,爆发过程和在行星际的传播过程由于空间尺度等原因一般是分开模拟,并且多为慢速CME,我们试图模拟2006年12月13日爆发的快速CME从爆发到行星际传播的过程。模型根据势场模型和光球观测磁场,使用时间松弛法求得背景太阳风的稳态解,使用得到的稳态解,在近太阳处（距太阳0.8Rs）加入高密度、高速度、高温度的磁绳,定量地模拟CME从近日冕传播到地球轨道附近中的演化现象。对CME触发和传播的研究,出于空间尺度和计算时间的考虑,在日冕区域（1 Rs到35 Rs）利用背景太阳风的稳态解,在太阳表面加入一个逐渐浮现的磁绳,定性地模拟CME从触发到传播到日冕中的演化现象,这一定性模拟验证AMR-SIP-MHD模型可以实现CME从爆发到行星际传播的连续模拟。在对背景太阳风的模拟中对比了热传导项对太阳风各参数的影响,发现热传导项在近太阳处对太阳风的影响与磁力线是开放还是闭合有关。
田占军[10]（2018）在《暗条结构与爆发的观测研究》文中研究说明太阳暗条是太阳大气中最为普遍也最为诡谲多变的现象之一。它们由低温、高密度的等离子体组成,位于光球磁场极性反转线上方的暗条通道中并像云朵一样悬浮于高温稀薄的日冕中。通常情况下,暗条的温度比周围的日冕低100倍,但密度却高出100倍。暗条千姿百态,变化万千;尺度大小不一,寿命有长有短。其精细结构动感十足,物质流动扑朔迷离;其爆发不仅绚丽壮观,甚至能威胁空间环境安全。尽管人们对暗条的观测与研究持续进行了一百多年,但是依然有许多未解之谜,尤其是对暗条磁场位形结构,暗条的形成,暗条的维持,暗条的不稳定性,暗条的爆发等物理机制以及在这些过程中暗条各个物理参数的变化规律尚不十分清晰。本论文,我们首先回顾了暗条的背景知识,并总结了前人在暗条的观测特征、分类、磁场模型与爆发模型等相关知识。此外我们还介绍了“日珥柱（Prominence Pillars）”,“拱状暗条系（Arch Filament System）”以及暗条间的相互作用。然后介绍了相关仪器及数据,最后一部分是自己的工作。我的研究工作主要借助于SDO,NVST的高分辨观测,以暗条细丝重联和特殊结构的暗条位形为突破来展开研究。我们的第一个工作研究了一个暗条细丝间因重联而触发连续的双向环状喷流的事件,并提出了一个新的双向喷流的模型。第二个工作研究了一个位于日面边缘的具有双层结构暗条的产生与爆发过程,并得出一些有意义的结论,这对于理解暗条的磁场结构,爆发机制有一定的帮助。我们的工作取得了以下两个方面的创新性结论:1:第三章,“两个相邻暗条细丝之间的磁重联导致的系列双向环状喷流的研究”,我们研究了活动区NOAA AR 12035的南侧区域发生的一系列双向环状喷流事件。综合利用NVST Hα以及AIA/SDO、HMI/SDO的高分辨观测数据,我们发现位于喷流源区的相邻暗条细丝间的相互作用,磁场浮现以及磁场对消和这些双向环状喷流的产生密切相关。观测发现,足点扎根在喷流源区内的相反磁极上两根暗条细丝,当它们相互靠近时,在其相互作用的区域出现了明显的亮斑。随后,出现了沿暗条细丝但方向相反的喷流,显然这是一种典型的双向喷流,其速度约150 km s-1。15分钟后,同一区域产生的第二个喷流的爆发过程与第一个喷流相类似。但是在第二个双向喷流爆发结束后,我们发现在源区新产生了一个热的环状结构,这应该是细丝间相互作用的产物。基于上述观测结果,我们认为这些双向环状喷流是由相邻暗条细丝之间的磁重联产生的。这不同于目前人们普遍认为双向喷流是浮现的双极磁场与其上方覆盖的水平磁场间的磁重联的结果。显然本工作的分析结果提供了一种新的触发机制来解释双向环状喷流的产生。2:第四章,“一个双层结构的暗条的形成与爆发”,我们研究了一个具有双层结构的暗条的形成、触发与爆发的物理机制。利用SDO/AIA的数据,我们全程观测了一个位于活动区NOAA AR 12687南侧的具有双层结构的暗条从其形成、触发到爆发的长达15个小时的全部过程。我们发现这个双层暗条是在原有暗条的基础上通过分裂形成的。在分裂过程中,其下方的暗条通道内异极性磁极接近的区域不断有亮点爆发。我们认为这个暗条分裂的机制很可能是混合扭曲不稳定性,而且暗条通道内的间歇性的亮点爆发也对暗条造成了持续的扰动因而触发或加速了暗条内部和外部扭曲不稳定性。而这个新生的双层暗条系统的爆发很有可能是由接下来在同一地方连续发生的两个双向环状喷流以及上层暗条中不断的物质流出所触发的。我们发现,第一次喷流和暗条的相互作用直接向下层暗条注入物质并导致了下层暗条失去稳定性,同时使得上层暗条开始加速上升。3个小时后,第二次喷流在同一地点发生,这次喷流进一步扰动下层暗条并加速其上升。有趣的是下层暗条最终赶上上层暗条并与之重新融合,最终整个暗条系统经过加速上升阶段然后开始剧烈的爆发。该暗条爆发导致一个日冕物质抛射事件,并在日面上留下一对耀斑带和两个日冕暗区。我们认为正是在暗条通道内发生的间歇性的爆发事件导致了暗条磁场位形结构的重组,从而形成了具有双层结构的暗条系统,最后在同一位置连续产生的双向喷流进一步导致了整个暗条系统的完全爆发。值得一提的是,对于一个单一的暗条可以通过分裂的方式形成上下两层而构成双层结构的模型,我们的工作首次提供了一个具有说服力的观测证据。这些发现有助于加深我们对双向喷流机制、暗条爆发的理解,以及光球磁场运动、暗条结构和暗条爆发等现象之间相互关系的深入思考。在第五章节,我们对研究工作做了最后的总结,并展望未来太阳物理研究的一些方向和相关研究计划。
二、全开放磁场中的日冕磁绳灾变（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、全开放磁场中的日冕磁绳灾变（论文提纲范文）
（1）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 |
（2）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 |
（3）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 |
（4）不同质量磁通量绳爆发活动的数值研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 第二章 太阳及其磁通量绳爆发过程的基本介绍 |
| 2.1 太阳大气结构 |
| 2.1.1 太阳光球层 |
| 2.1.2 太阳色球层 |
| 2.1.3 太阳日冕层 |
| 2.2 磁通量绳爆发活动 |
| 2.2.1 非无力场模型 |
| 2.2.2 理想MHD模型 |
| 2.2.3 电阻MHD模型 |
| 2.2.4 理想MHD-电阻混合:灾变模型 |
| 2.3 磁重联 |
| 2.3.1 Sweet-Parker重联 |
| 2.3.2 Petschek重联 |
| 第三章 磁流体动力学数值模拟 |
| 3.1 MHD的基本方程 |
| 3.2 数值模拟方法 |
| 第四章 太阳爆发的模拟及其相关结果 |
| 4.1 初始配置 |
| 4.1.1 重力分层大气 |
| 4.1.2 初始磁场结构 |
| 4.2 模拟结果 |
| 4.2.1 无量纲处理 |
| 4.2.2 系统的演化 |
| 4.2.3 不同质量磁通量绳爆发的相关分析 |
| 第五章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
（5）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 |
（6）关于日冕物质抛射爆发机制与传播特性的数值模拟研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 CME的观测简介 |
| 1.2 CME的爆发机制 |
| 1.2.1 整体图像 |
| 1.2.2 灾变模型 |
| 1.3 CME的传播 |
| 1.3.1 获取三维传播参数 |
| 1.3.2 加速与减速 |
| 1.3.3 偏转传播 |
| 1.3.4 形变 |
| 1.4 行星际磁云 |
| 1.4.1 观测 |
| 1.4.2 理论模型 |
| 1.5 CME的数值模拟研究 |
| 1.6 小结 |
| 第2章 数值模拟方法的介绍 |
| 2.1 多步隐格式方法 |
| 2.2 磁绳的浮现 |
| 2.3 磁场重联及数值计算中对重联的抑制 |
| 第3章 CME的爆发机制-灾变模型 |
| 3.1 数值模拟方法 |
| 3.2 灾变及相关的能量分析 |
| 3.3 小结与讨论 |
| 第4章 CME在行星际空间中的偏转 |
| 4.1 CME自动预报系统-iCAF |
| 4.1.1 iCAF简介 |
| 4.1.2 DIPS模型简介 |
| 4.1.3 CME偏转对iCAF预报结果的影响 |
| 4.2 数值模拟研究 |
| 4.2.1 方法 |
| 4.2.2 过程与结果 |
| 4.2.3 与DIPS模型的比较 |
| 4.2.4 太阳风速度的选取对DIPS模型的影响 |
| 4.3 小结与讨论 |
| 第5章 CME在行星际空间中的形变 |
| 5.1 形变对局地磁云参数拟合的影响 |
| 5.1.1 数值模拟方法 |
| 5.1.2 磁云参数拟合模型 |
| 5.1.3 磁云参数拟合与数值模拟的比较 |
| 5.1.4 关于磁云参数拟合的讨论 |
| 5.2 CME物理特性对形变的影响 |
| 5.3 小结与讨论 |
| 第6章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 附录A 灾变过程中的能量守恒关系 |
| 附录B iCAF的预报逻辑及相关的测试结果 |
| B.1 CME自动识别模块 |
| B.2 CME三维传播参数拟合模块 |
| B.3 CME传播轨迹重构模块 |
| B.4 自动识别模块的测试 |
| B.5 三维参数获取模块的测试 |
| B.6 传播轨迹重构模块的测试 |
| B.7 小结与讨论 |
| 致谢 |
| Publications |
（7）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 |
（8）太阳磁通量绳形成与演化过程的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 概述 |
| 1.2 太阳大气 |
| 1.2.1 光球层 |
| 1.2.2 色球层与过渡区 |
| 1.2.3 日冕 |
| 1.2.4 大尺度爆发活动 |
| 1.3 磁通量绳 |
| 1.3.1 概述 |
| 1.3.2 观测特征 |
| 1.3.3 形成过程 |
| 1.3.4 演化过程 |
| 1.3.5 讨论 |
| 1.4 卫星与仪器 |
| 1.4.1 RHESSI |
| 1.4.2 STEREO |
| 1.4.3 SDO |
| 1.4.4 WIND |
| 1.4.5 ACE |
| 第2章 研究方法 |
| 2.1 耀斑带识别与磁重联参数估算 |
| 2.2 磁绳足点识别方法 |
| 2.2.1 识别波段选择 |
| 2.2.2 识别区域选择 |
| 2.2.3 像素点测试 |
| 2.2.4 讨论 |
| 2.3 Grad-Shafranov重构方法 |
| 2.3.1 一般方法与结果 |
| 2.3.2 磁力线的扭缠圈数计算 |
| 2.3.3 小结 |
| 第3章 太阳磁通量绳爆发性演化 |
| 3.1 爆发性演化过程 |
| 3.1.1 观测特征 |
| 3.1.2 两阶段准静态演化到爆发 |
| 3.1.3 耀斑与磁绳演化的关系 |
| 3.2 磁绳内部参数估算 |
| 3.2.1 磁场特性 |
| 3.2.2 磁扭缠圈数 |
| 3.3 爆发性演化条件讨论 |
| 3.3.1 磁绳内部参数稳定条件 |
| 3.3.2 日冕磁场对磁绳作用 |
| 3.3.3 光球层磁场演化对磁绳作用 |
| 3.4 本章小结 |
| 第4章 太阳磁通量绳的非爆发性演化 |
| 4.1 概述 |
| 4.2 类龙卷风演化 |
| 4.2.1 扭曲上升阶段 |
| 4.2.2 快速瓦解阶段 |
| 4.2.3 重新形成阶段 |
| 4.3 非爆发性条件讨论 |
| 4.3.1 观测特征分析 |
| 4.3.2 日珥两部分不同演化分析 |
| 4.4 本章小结 |
| 第5章 太阳磁通量绳在爆发过程中形成 |
| 5.1 事件回顾 |
| 5.2 磁通量绳动态形成过程 |
| 5.2.1 多波段观测特性 |
| 5.2.2 耀斑带演化过程 |
| 5.2.3 非均匀扭缠分布分析 |
| 5.2.4 结论 |
| 5.3 磁通量绳不同阶段演化对光球层的影响 |
| 5.3.1 两种不同耀斑带演化过程 |
| 5.3.2 太阳黑子波动现象的不同响应 |
| 5.3.3 光球层磁场改变 |
| 5.3.4 讨论 |
| 5.4 本章小结 |
| 第6章 太阳磁通量绳足点的统计研究 |
| 6.1 样本的选取与介绍 |
| 6.1.1 活动区 |
| 6.1.2 耀斑事件 |
| 6.2 统计结果 |
| 6.2.1 共轭暗化区域演化 |
| 6.2.2 足点在强电流区域的观测特征 |
| 6.3 本章小结 |
| 第7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 |
（9）三维数值模拟日冕物质抛射（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 太阳及太阳的分层结构 |
| 1.2 太阳磁性周期变化 |
| 1.3 日冕磁场 |
| 1.4 太阳风 |
| 1.5 冻结在太阳风中的磁场位形 |
| 1.6 太阳日冕中大尺度的爆发现象 |
| 1.6.1 日珥 |
| 1.6.2 耀斑 |
| 1.6.3 日冕物质抛射 |
| 1.7 日面坐标与卡林顿周 |
| 第二章 研究进展 |
| 2.1 太阳风暴的日冕行星际过程数值研究进展 |
| 2.1.1 国外数值模型研究进展 |
| 2.1.2 国内数值模型研究进展 |
| 2.1.3 各模型的特点 |
| 2.2 日冕物质抛射触发机制研究 |
| 2.2.1 日冕物质抛射的能量来源 |
| 2.2.2 日冕磁绳结构的爆发机制 |
| 第三章 模型介绍 |
| 3.1 控制方程组 |
| 3.2 加热方法 |
| 3.3 磁场散度消去方法 |
| 3.4 直角坐标系下的CESE格式 |
| 3.5 参考坐标系下的CESE格式 |
| 3.6 六片网格系统 |
| 3.6.1 坐标系旋转 |
| 3.6.2 六片网格间的坐标系转换 |
| 3.6.3 六片网格坐标系与参考坐标系之间的转换 |
| 3.6.4 二阶偏导数在参考坐标系和六片网格系统之间的转换 |
| 3.7 自适应网格 |
| 3.8 可变时间步 |
| 第四章 模拟结果与讨论 |
| 4.1 CR2055的稳态结果与分析 |
| 4.2 热传导对太阳风的影响 |
| 4.3 CR2104、CR2152、CR2183太阳风的模拟结果与分析 |
| 4.4 使用电流环不稳定模型,在CR2055背景场下定性模拟CME爆发情况 |
| 4.4.1 使用分裂磁场控制方程组下的模拟结果 |
| 4.4.2 不分裂磁场控制方程组下的模拟结果 |
| 4.5 对2006年12月13日CME事件的三维模拟结果 |
| 4.5.1 分裂磁场下的模拟结果 |
| 4.5.2 不分裂磁场下结果CR2051 |
| 第五章 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 |
（10）暗条结构与爆发的观测研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 主要符号对照表 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳与太阳活动 |
| 1.1.1 太阳内部结构 |
| 1.1.2 太阳大气 |
| 1.2 太阳暗条 |
| 1.2.1 暗条的形态特征 |
| 1.2.2 暗条内的物质流动 |
| 1.2.3 两类特殊暗条介绍 |
| 1.3 暗条磁场结构 |
| 1.3.1 暗条磁场结构模型 |
| 1.3.2 暗条磁场结构的形成 |
| 1.4 暗条的形成 |
| 1.5 暗条的爆发 |
| 1.5.1 爆发现象 |
| 1.5.2 爆发模型及触发机制 |
| 1.6 暗条之间的相互作用 |
| 1.7 微暗条(Minifilaments) |
| 第二章 观测仪器与数据介绍 |
| 2.1 太阳动力学观测卫星(Solar Dynamics Observation) |
| 2.2 新真空太阳望远镜(New Vacuum Solar Telescope) |
| 2.3 IRIS成像光谱仪和其它光谱数据简介 |
| 2.3.1 SUMER光谱仪及其成就 |
| 2.3.2 IRIS光谱仪 |
| 第三章 两个相邻暗条细丝之间的磁重联导致的系列双向环状喷流的研究 |
| 3.1 前言 |
| 3.2 观测和数据 |
| 3.3 结果与分析 |
| 3.4 总结与讨论 |
| 第四章 一个双层结构的暗条的形成与爆发 |
| 4.1 前言 |
| 4.2 观测和数据 |
| 4.3 结果和分析 |
| 4.3.1 双层暗条的形成 |
| 4.3.2 暗条的触发与爆发 |
| 4.3.3 磁通变化 |
| 4.4 总结与讨论 |
| 第五章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 研究展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
四、全开放磁场中的日冕磁绳灾变（论文参考文献）
- [1]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)
- [2]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)
- [3]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)
- [4]不同质量磁通量绳爆发活动的数值研究[D]. 李乐. 云南大学, 2020(08)
- [5]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)
- [6]关于日冕物质抛射爆发机制与传播特性的数值模拟研究[D]. 庄彬. 中国科学技术大学, 2019(08)
- [7]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)
- [8]太阳磁通量绳形成与演化过程的研究[D]. 王雯思. 中国科学技术大学, 2019(08)
- [9]三维数值模拟日冕物质抛射[D]. 王静. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2018(02)
- [10]暗条结构与爆发的观测研究[D]. 田占军. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台), 2018(03)