一、SMM观测到的白光耀斑（论文文献综述）
钱天麒[1]（2021）在《基于多视角观测的太阳高能粒子事件经向分布特征研究》文中研究说明太阳高能粒子（SEP）事件的研究一直是空间天气的重点研究对象之一,高能粒子对航空航天、国防军事、民用生活及经济都会造成严重影响。观测卫星磁足点与SEP源区的位置关系对于SEP的有效观测有很大的影响。SEP事件观测特征的经度分布规律研究对于理解SEP事件与日冕物质抛射（CME）、耀斑的关系以及SEP事件的空间天气建模预报具有非常重要的意义。本文主要基于多卫星多角度联合观测数据,选取了第24太阳活动周2006年12月至2017年10月期间122个SEP事件及其伴随的CME,分析研究了SEP事件属性随相对经度的变化以及SEP与CME属性之间相关性的经向分布,并讨论了与SEP事件不同Fe/O比值的关联,即元素丰度和种子粒子产生的影响。此外,我们还运用速度离散分析等方法对SEP事件通量廓线二次增强的原因与可能机制进行了研究。主要研究结果如下:（1）SEP事件的特征参数具有明显的经度分布规律。SEP特征时间TO（爆发至半峰值时间）与TR（半峰值至峰值时间）随相对经度增加而增大,Du（持续时间）与Ip（峰值通量）随相对经度增加而减小。另外,SEP事件特征参数与伴随CME属性的相关性随相对经度具有明显的变化:在磁联接较好的位置（如相对经度[-30°,30°]内）,TO与CME速度、质量、能量等属性呈现负相关,TR与之呈现正相关,而在其他位置无明显相关性;Du与Ip其在磁联接较好的区域比其他位置拥有与CME速度更强的相关性（0.60与0.75）,相关系数随相对经度增加而明显降低（低于0.46与0.56）。（2）不同元素丰度（依据Fe/O比值高低区分）的SEP事件其特征属性以及对经度的依赖有明显不同。低Fe/O类SEP事件峰值通量通常比高Fe/O类高,且大型SEP事件基本都具有较低的Fe/O比值;相比低Fe/O类事件,高Fe/O类事件伴随的CME速度、质量和动能较小,但拥有更快的通量上升速度。Du和Ip与CME速度正相关,且低Fe/O类SEP事件Ip和Du与CME的相关性高于高Fe/O类事件。（3）缓变型SEP事件通量廓线的二次增强由多种因素引起,包括太阳耀斑、CME激波、Ⅱ型射电暴及其增强、行星际扰动等。从各能道SEP通量变化规律来看,太阳附近影响产生的增强表现为明显的速度离散,而行星际局地扰动产生的影响则表现为多能量通道通量同时增强或减弱,无明显速度离散。此外,II型射电暴增强开始时刻没有观测到明显的SEP通量增强。综上结果表明,SEP事件观测属性既受CME属性（如速度、动能等）的影响,同时又受观测点与爆发源相对经度的影响;在磁联接越好的位置,观测的SEP事件强度越大,观测到大型SEP事件的几率越高,其观测特征与CME属性也呈现更好的相关性,受到CME的影响也越强,这对大型SEP事件的空间天气预报具有非常重要的实际意义。同时,高Fe/O类SEP事件与CME相关性的减弱暗示了耀斑加速、种子粒子源等因素在这些SEP事件产生过程中也起着重要作用。另外,对于SEP事件通量廓线的二次增强现象的研究,可以帮助我们更好地理解SEP的加速过程及通量变化影响因素。
蔡祯茂[2]（2021）在《束缚环形耀斑的能量分配》文中进行了进一步梳理耀斑是太阳上主要的爆发活动,在短时间内可以释放大量能量,通过有无伴随日冕物质抛射可以分为爆发耀斑和束缚耀斑。耀斑爆发的物理过程相当复杂,在此期间各种能量相互转换,各种作用力相互影响,所以要想得到完美解释耀斑爆发的物理模型是极其困难的。通过计算耀斑在爆发期间的能量分配,不仅可以对耀斑模型给出一定的参数限制,而且对磁重联等物理概念的验证以及空间天气的研究也有着重要意义。关于爆发耀斑能量分配的研究已经有很多,但是对于束缚耀斑能量分配的研究依然很少,所以本论文对束缚耀斑的能量分配做进一步的计算和探究。我们选取了四个位于日面中心附近的束缚环形耀斑（CRFs）,其中两个为M级,两个为C级,分别爆发于2012年5月10日,2013年11月7日,2013年12月29日以及2014年3月5日。利用SDO,GOES以及RHESSI的观测数据,我们计算了每个耀斑的各种能量成分,其中包括1-8 A,1-70 A,70-370 A的辐射能,热等离子体的总辐射损耗,峰值热能,加速电子的非热能以及磁场自由能。计算结果表明四个耀斑在1-70 A的辐射能要比70-370 A大很多,而且非热能比峰值热能以及辐射损失的总和还要多,这说明非热能是可以满足耀斑期间的整个热耗散所需（峰值热能以及辐射损失）。计算结果也表明耀斑爆发前存储的磁场自由能比其他能量成分更大,而且基本上所有能量成分的值都和耀斑等级呈正相关,说明等级越高的耀斑存储和释放的能量越大。通过计算四个CRFs非热能与磁场自由能的比值Enth/Emag,与之前关于爆发耀斑的研究相比较发现该值（0.70-0.76）更大,这或许可以作为区别爆发耀斑和束缚耀斑的判定条件。
梁周渝[3]（2020）在《耀斑爆发位置与电流分布的统计关系》文中认为太阳耀斑是太阳大气中局部区域急剧增亮的一种太阳活动现象,也是太阳大气中迄今观测到的最剧烈的太阳活动现象之一。太阳耀斑爆发过程中释放的大量高能电磁辐射和高能粒子流在很大程度上会影响日地空间环境和地球人类的生活。因此研究太阳耀斑的爆发机制和演化规律,给出一种可能的预报方法具有积极的科研意义。2017年9月6日位于日面西南方向的活动区NOAA AR12673在8:00-12:00UT时段内频繁地出现了包括两个X级的大耀斑在内的十多次耀斑爆发。针对耀斑爆发的位置,我们应用SDO/AIA在1700?波段观测的活动区数据进行了仔细的统计研究,结果发现在这一时段内（8:00-12:00UT）活动区内形成的耀斑块共计约有57个（大耀斑可以由数个甚至十几个耀斑块组成）,我们将这些耀斑块的位置都用星号标注在同一张图上,结果显示这些耀斑块分布具有明显的规律,其中三十几个分布在一条南北走向的带状区域上,另外二十几个分布在东西走向的带状区域。将这个分布图与SDO/HMI观测的矢量磁图进行比对,很容易发现南北走向的分布带几乎与活动区的磁中性线重合,而东西走向的分布带则与磁图特征没有显着的对应关系。但是比较活动区在9月1至9月6日的演化,我们发现两个耀斑块分布带均位于新浮磁流区。为了更进一步理解耀斑的爆发机制,我们基于SDO/HMI获得活动区矢量磁图,利用安培环路积分算法计算出活动区的电流分布,对比耀斑块位置与电流分布情况,发现耀斑爆发位置与强电流带有非常好的对应关系:视向电流分布图显示在磁中性线对应的位置处存在一对极性相反的共轭强电流带,而南北走向的耀斑块分布带上的耀斑块的位置大部分都对应于强电流区;另外东西走向的耀斑块分布带所处的位置也出现电流分布极强区。这种对应关系表明耀斑的爆发与太阳活动区内的电流分布存在紧密的联系。根据以上的相关关系,一种比较合理的解释可能是,活动区内强电流区贮存了高密度的自由能,这些自由能一旦释放就可能快速加热相应区域的等离子体,从而形成猛烈的耀斑爆发。强电流结构我们可以在耀斑爆发之前利用矢量磁图计算出来,因此我们可以在耀斑爆发之前根据强电流带的位置推测耀斑可能爆发的位置。从而根据这种耀斑与电流分布的对应关系,提出一种预报耀斑爆发位置可行的方法。本文第1章主要介绍太阳的分层结构和太阳活动区爆发的太阳活动现象。第2章主要介绍太阳耀斑的研究进展、磁流体方程（MHD）、磁重联模型、电流片的形成和耀斑理论模型。第3章介绍了活动区磁场的测定理论和电流的计算方法。第4章是我们的主要工作,即对耀斑爆发位置与电流分布的统计研究。
杨雨桐[4]（2020）在《太阳白光耀斑的辐射动力学模拟》文中研究说明太阳白光耀斑是太阳耀斑中较为特殊的一类,主要表现为可见光连续谱辐射的增强。耀斑作为太阳大气中一种剧烈的爆发和能量释放过程,对人类日常工作生活和空间活动都有着不可忽视的影响。而一般认为,白光耀斑属于太阳耀斑中最高能的一类。因此,研究白光耀斑与我们的现在与未来息息相关。同时,对白光耀斑的研究本身也具有极强的科学意义。现有的耀斑理论模型在解释白光耀斑的观测结果时仍然存在不少问题与争议。而白光耀斑作为一种特殊的太阳耀斑,对它的研究可能会揭示耀斑普遍与特殊层面的问题。近年来,随着观测技术与仪器的进展,白光耀斑的观测尤其是光谱观测资料不断得到积累,这极大的推动了白光耀斑的研究进程。但由于其本身的特殊性和观测手段与条件的限制,仅仅通过观测来进行研究是远远不够的。于是,数值模拟的研究方式便成为对观测的强有力补充,并与观测研究相辅相成。本论文的主要目的是通过辐射动力学模拟程序RADYN模拟计算白光耀斑时部分谱线与连续谱发射的变化,研究耀斑大气对加热（非热电子束）的响应。论文的主要内容如下:第一章简要介绍了太阳耀斑,尤其是白光耀斑的基础知识。对白光耀斑的研究背景、研究意义,特别是针对应用数值模拟开展的研究进行了详细的介绍。同时也介绍了本文的研究重点——白光耀斑的光谱特征以及所利用的谱线。第二章主要对辐射动力学模拟的概念与计算程序RADYN进行了简要的叙述。同时也介绍了用于部分频率再分配假设下的谱线计算程序RH,以及模拟中的参数配置情况。第三章中我们以非热电子束作为耀斑的加热源,在不同初始大气和非热电子束参数的情形下,对20组不同参数组合的模拟事例进行了计算,描述并分析了连续谱的两个波段3600A和4250A,以及氢原子的两条谱线Lyα和Hα的辐射和谱线轮廓对加热的响应。模拟表明非热电子束可以在所研究的各个波段产生辐射的增强,并且会影响巴尔末跳变。更高流量的非热电子束会产生更强烈的发射。能谱较硬的非热电子束和黑子半影大气作为初始大气会导致连续谱3600 A和4250 A以及Hα辐射更加显着的增强。对于Lyα谱线,能谱较软的非热电子束和宁静太阳初始大气更有利于其发射的增强。不同于其他三个波段,在加热开始时,Lyα谱线积分强度变化曲线中,并没有先变暗后增亮的现象,并且达到强度峰值的时间也比其他三个波段早一些,基本与非热电子束的加热函数的峰值时刻一致。第四章主要对本论文的模拟结果进行了总结,并对本文论文的创新点和有待改进之处进行了说明。
李伟鸿[5]（2020）在《源于同一活动区耀斑的统计特征 ——随机过程或存在记忆？》文中研究说明太阳耀斑是太阳系里最激烈的爆发活动之一,可以在太阳大气中数分钟到数小时内释放出1028到1032尔格的能量,太阳耀斑的预报作为空间天气中的关键问题已经被研究了数十年。然而,如果耀斑是自组织临界系统（self-organized critical,SOC）所预期的随机过程,这种确定性的系统预报依然是存在争议的。因此,有必要了解耀斑的发生是与之前发生的事件有关还是随机过程。从统计学的角度来说,等待时间分布（waiting time distributions,WTDs）为理解连续爆发事件的相关性提供了一个非常有力的工具。本论文研究了太阳活动第24周中最活跃的太阳活动区（active region,AR）之一AR 12673和一个由三维磁流体动力学（magnetohydrodynamic,MHD）模拟的太阳活动区耀斑的WTDs。我们分别利用离散随机过程和连续记忆过程的模型解释上述WTDs。结果表明,源于同一活动区耀斑的发生存在一定的记忆,主要原因可能来自MHD湍流,而不是由于SOC系统中的间歇性雪崩。这与把太阳或恒星作为一个整体的非线性系统时出现的“超级耀斑”不同。论文的具体组织如下:第一章简要介绍了太阳耀斑和恒星耀斑。在第二章中,我们概括了SOC的一些基本概念及其应用,比如元胞自动机模型和耀斑频数分布。第三章展示了AR 12673和模拟活动区的演化过程,分析了其产生耀斑的统计特征。在第四章中,我们进一步分析了耀斑的WTDs,分别利用离散随机过程和连续记忆过程的模型进行了拟合,并通过K-S测试（Kolmogorov-Smirnov test）验证了泊松假设的合理性。第五章为本文的总结和展望。
周坤论[6]（2020）在《日冕物质抛射驱动激波的射电观测研究》文中研究说明本文基于Learmonth、BIRS和Wind/WAVES、STEREO/SWAVES等多卫星射电观测资料,筛选了第24太阳活动周2007年1月至2015年12月期间79个米波-十米-百米波（M-DH）、十米-百米波（deca-hectometric,DH）Ⅱ型射电暴事件,利用日冕密度模型假设及频率-时间漂移演化进行激波高度时间拟合,推演其对应激波速度,分析了激波参数与日冕物质抛射（Coronal Mass Ejection,CME）、耀斑和太阳高能粒子（Solar Energetic Particle,SEP）等参数的相关关系及变化规律,并探讨了射电增强对这些关系的影响及其在粒子加速中的作用。论文主要结果如下:（1）在Ⅱ型射电暴起始时刻,激波高度比CME前沿高度略高一点,即激波脱体距离（standoff distance）约0.4 Rs,且这个高度随CME向外传播而增大。在低日冕和高日冕,激波脱体距离随CME速度的变化呈现明显相反的规律;在低高度上,CME速度越快,激波脱体距离越大,而在高高度上,CME速度较慢时,脱体距离反而较大。（2）射电增强伴随事件的激波速度与CME质量、动能的相关性明显高于无射电增强伴随事件。射电增强事件Ⅱ型射电暴持续时间与CME速度、质量、动能之间无明显相关性,而无射电增强事件的M-DH波段持续时间与这三个量之间呈弱正相关。射电增强事件的CME速度、质量、动能和耀斑等级普遍高于无射电增强事件;射电增强事件Ⅱ型射电暴结束高度显着大于无射电增强事件,即表明有射电增强事件中的激波更强且可持续到更高高度;射电增强事件产生SEP事件的比例略高于无射电增强事件（73.5%>67.4%）,但射电增强事件产生大SEP事件（large SEP event）的比例（67.6%）明显高于无射电增强事件（37.2%）。（3）产生SEP事件的激波速度明显大于未产生SEP事件的激波速度;无论有无射电增强,SEP事件伴随的Ⅱ型射电暴开始高度略低于无SEP事件,SEP事件的CME速度、质量和动能均明显大于无SEP事件的CME;而Ⅱ型射电暴结束高度,产生SEP的事件明显高于无SEP的事件。（4）特征时间分析显示高能粒子起始释放时间普遍早于射电增强开始时间,由此表明射电增强不是高能粒子事件产生的直接原因。当快速CME完全扫过另一个pre-CME时,CME相互作用更易产生射电增强,而是否产生SEP无明显差异。本文结果表明,由Ⅱ型射电暴反演得到的激波速度基本与CME相当,且激波高度略高于CME高度,符合CME驱动激波的模型;伴随有射电增强的CME具有更高的速度、质量和能量,能驱动激波传播到更高的高度,也具有更高的SEP产生概率,但射电增强只是CME激波与其他CME相互作用而增强的表现,增强的激波可能增强了粒子加速过程而更易产生大的SEP事件,但射电增强并非产生SEP事件的直接原因。产生SEP事件的CME激波通常趋于开始于更低的高度且持续到更高高度,具有更长的激波持续时间。
梁莎莎[7]（2019）在《一对双极电流带上的太阳耀斑爆发》文中指出众所周知,大多数太阳耀斑发生在太阳活动区,活动区内各种太阳活动与太阳磁场有着紧密的联系。一般来说,耀斑的发生具有随机性和突然性,这使得精确预测耀斑爆发成为非常困难的任务。2017年9月6日11:53UT位于日面西南方向的活动区NOAA AR12673上爆发了一个X9.3级的耀斑。应用SDO（Solar Dynamics Observatory,SDO）/HMI（Helioseismicand Magnetic Imager,HMI）观测到的矢量磁图,我们计算出了该活动区在耀斑爆发前一时刻11:46UT的视向电流密度分布图。结果显示,在该活动区的磁中性线附近存在一对极性相反的电流密度约为0.4Α/8)2的长电流带。SDO/AIA（Atmospheric Imaging Assembly,AIA）在EUV和可见光波段观测的图像中发现在约10分钟后在与电流带相对应的位置爆发了一个X9.3级的大双带耀斑。令人惊奇的是,在可见光波段观测到的该耀斑的两个亮带位置刚好与两个极性相反的电流带几乎重叠,而且耀斑带的形状也与电流带的形状极其相似。EUV波段观测的耀斑环则几乎覆盖了两条极性相反的电流带的中间区域。这些对应关系可能意味着双带耀斑的爆发与活动区内的电流分布存在着紧密的关系,电流带的位置和形状可能是决定耀斑位置和形状的关键因素。在耀斑爆发期间,活动区内的电流结构可能释放出自由能并形成明亮的耀斑带。由于耀斑爆发前的电流带结构可以应用测量到的矢量磁场计算得到,因此耀斑带与电流结构的对应关系有可能为我们提供一种预测耀斑爆发位置和形态的方法。现阶段,预测太阳耀斑的爆发多数是通过对以黑子为中心的活动区的监测。预测耀斑爆发的物理模型尚未确定。本文以磁场为起点,利用安培定律环路积分的方法计算出活动区的电流,通过分析耀斑带与电流结构的对应关系,提供了一种预测耀斑爆发位置和形态的方法。本文第1章主要介绍了太阳活动区及耀斑、暗条、日冕物质抛射等太阳活动现象。第2章主要介绍了太阳磁场和电流,包括等离子的磁流体力学方程、磁重联、电流片等。第3章介绍了关于电流计算的相关方法。第4章为我们的主要工作,即通过对一个爆发型大耀斑的耀斑带和耀斑爆发之前约十分钟的电流带作对比分析,耀斑带与电流结构的对应关系有可能为我们提供一种预测耀斑爆发位置和形态的方法。
刘睿,陈耀,邓元勇,丁明德,季海生,林隽,田晖,汪毓明,汪景琇[8]（2019）在《中国太阳物理学研究进展》文中认为太阳物理学聚焦于距离我们最近,也是对我们最重要的恒星,处于天文学、行星科学、空间科学、等离子体物理学等学科的前沿交叉领域.很多基本科学问题的解决——宇宙天体磁场的起源、恒星磁活动周的演化规律和形成机制、恒星磁活动如何影响宜居环境和生命起源、如何预报太阳爆发活动以防止其对人类造成灾害性影响——都将得益于太阳物理学的突破性进展.近10年来,太阳物理学进入了多信使、全波段、全时域、高分辨、多尺度、多视角和高精度探测的时代,而最新发射的帕克太阳探针和即将发射的太阳轨道飞行器,将开启空间太阳探测的新纪元.我国首颗太阳探测卫星——先进天基太阳天文台将于2021年发射.在这重大变革的前夜,我们回顾和梳理了近10年来我国太阳物理学者在认知太阳磁场性质、低层大气精细结构和动力学,以及太阳爆发活动形成机理等方面的突出进步,并展望中国太阳物理学的发展和中国学者未来可能做出的贡献.
朱蓓[9]（2018）在《基于多点遥感与就地观测的太阳高能粒子释放与分布研究》文中研究说明太阳活动对地球空间环境产生的扰动直接或间接地影响着现代人类活动的各个方面。太阳高能粒子（SEP）事件是太阳爆发期间太阳的能量与物质释放的主要表现形式之一,也是最具破坏性的空间天气效应之一。认识SEP事件的分布特征以及高能粒子的加速、释放与传播机制是空间环境预报的重要课题。本文结合空间中多点卫星的遥感成像与就地观测数据,以具体SEP事件为例,主要研究太阳爆发所产生的大型SEP事件在空间中的传播与分布特征,以及SEP事件中高能粒子在太阳附近的释放与太阳活动所产生的其它物理现象之间的相关性。超级太阳风暴能够产生高能粒子强度非常大并且分布范围很广的大型SEP事件,引发的空间天气效应可对人类社会经济造成严重损失。本文结合STEREO卫星与地球附近多颗卫星的就地观测,以2012年7月23日的超级太阳风暴所伴随的SEP事件为例,通过分析不同卫星观测到的太阳风等离子体与磁场特征。比较高能粒子强度随时间的演化过程以及离子的元素丰度、对比不同时间和空间的高能粒子能谱分布,研究激波加速的高能粒子在空间中的传播与分布特征。该研究结果表明,激波加速的高能粒子在行星际空间的分布范围非常广,其分布范围与激波在空间的扩展范围相关;太阳爆发期间STEREOB观测到的CME与激波来自其它活动区爆发,影响着此次超级太阳风暴所产生的高能粒子的传播与分布;粒子能谱在时间与空间上的演化特征与激波的粒子加速效率及卫星相对于激波的位置等因素相关。该工作对理解大型SEP事件的粒子分布特征以及建立空间环境预报模型具有很重要的指导意义。太阳爆发时高能粒子在太阳附近的释放与EUV波和激波之间的相关性在目前的研究中还存在比较大的争议。2012年1月27日太阳爆发产生的SEP事件伴随有显着的EUV波以及快速CME所驱动的激波。本论文以该事件为例,结合STEREO卫星与地球附近卫星的遥感成像与就地观测,通过计算不同卫星观测到的高能粒子释放时间、追踪EUV波在日冕中的传播、应用椭球型激波模型拟合激波的几何形态,研究高能粒子开始释放时卫星与EUV波以及激波的磁链接情况。结论如下:（1）经度范围相差约108°的STEREO A与地球附近卫星均观测到了激波、CME以及高能粒子强度的上升。STEREO A卫星观测到的高能粒子释放时间晚于地球附近卫星高能粒子释放时间;（2）EUV波从活动区向日冕各个方向传播,传播过程中容易受到冕洞与其它活动区等磁结构的影响而变得弥散。高能粒子释放时EUV波未传播到地球附近卫星或者STEREO A卫星在日面的磁足点位置;（3）地球附近卫星观测的高能粒子的释放时间与卫星的磁力线开始链接到激波的时间一致;STEREOA卫星观测到的高能粒子最早开始释放的时间晚于STEREOA卫星与激波初始形成磁链接的时间。观测卫星与具有有效粒子加速效率的激波部位的磁链接情况对卫星观测到的粒子在太阳附近开始释放的时间有着决定性作用。本工作为高能粒子到达地球的时间预报提供重要理论依据,对空间预报模型的建立有着重要的指导意义。太阳高能粒子地面增强（GLE）事件在太阳活动中发生频次比较低,但可以引发强烈的空间天气效应。本论文以2017年9月10日太阳爆发产生的GLE事件为例,应用模型拟合CME与激波早期结构,研究CME与激波早期运动学特征;结合多点卫星就地观测数据分析高能粒子分布与粒子能谱特征;通过MHD激波模拟结果分析高能粒子释放时的激波特征。本工作结论包括:（1）太阳爆发初期CME与激波的速度呈现出迅速加速至峰值随后慢减速的演化趋势。激波在向外传播过程中膨胀速度占主导;（2）该GLE事件分布范围很广,地球附近卫星与STEREO A卫星均观测到了显着的高能粒子强度增强。地球附近卫星的高能粒子观测未表现出明显的耀斑成分,耀斑磁重联加速的粒子可能并未在地球附近卫星磁力线所链接的区域释放,地球附近卫星观测到的高能粒子可能主要由激波加速;（3）激波早期对粒子的加速可能由多种加速过程共同作用,在很低日冕高度可以将粒子加速到很高的能量。本工作对理解GLE事件的起源有着非常重要的意义。本论文的工作的创新点与特色是:（1）通过前所未有的多点卫星就地观测,分析了高能粒子在空间中的传播与分布以及高能粒子的能谱特征。有助于进一步理解大型SEP事件中的粒子分布特征;（2）通过行星际空间中不同位置卫星的高分辨率遥感成像观测与就地观测相结合,研究了 EUV波在日冕中的传播和激波的运动学特点,揭示了高能粒子释放与其它物理现象的相关性,对空间预报模型的建立有着重要的指导意义。（3）结合多点（遥感成像和就地）观测与激波模拟,研究了高能粒子释放时激波的特征以及与观测卫星的磁链接情况。揭示了激波早期特征对高能粒子释放的影响,对研究激波加速特征有非常重要的意义。
王鸿雁[10]（2017）在《第24太阳活动周暗条抛射统计研究》文中进行了进一步梳理本研究利用SDO、SOHO/LASCO等获取的太阳耀斑和日冕物质抛射（coronal mass ejection,CME）数据,筛选出太阳24周20112015年期间所有M级和X级的强耀斑伴随有CME出现的事件。接下来利用JHelioviewer平台记录的影像记录判断出每个CME事件中暗条的抛射情况,筛选出暗条物质全部抛射、部分抛射和未抛事件,三类事件共计214个,其中发生在2014年的事件最多,为67个,其次是2013年和2012年,分别为48个和42个。2011年最少,只发生了26个。发生在太阳南半球的较太阳北半球更多一些,东西半球则分布较为均匀。接下来,我们分析了三种事件（暗条全部抛射、部分抛射和未抛射）的CME速度、角宽、质量与动能的分布情况与平均值等参数,得到:CME速度、角宽、质量或者动能最大的区间,都是暗条全部抛射事件占比例最高、暗条未抛射事件所占比例最低;可以认为,大致随着活动的规模增加,暗条全部抛射事件占比例也在上升,即抛射程度越彻底,相关事件越容易产生大规模的CME和耀斑。各类事件中CME参数的平均值分别为:全部抛射的46个事件中,平均线性速度为737 km/s,部分抛射的70个事件中,平均线性速度为595 km/s,未抛射的98个事件中,平均线性速度为455 km/s;全部抛射、部分抛射和未抛射的事件,CME的平均角宽分别约为198°、174°和135°;全部抛射、部分抛射和未抛射的事件,CME的平均质量分别为8.78×1015 g、5.36×1015 g和2.83×1015 g;全部抛射、部分抛射和未抛射的事件,CME的平均总动能分别约为7.25×1031 erg、4.14×1031 erg、1.43×1031 erg,也表现出抛射程度越彻底,对应CME的参数相关统计值越大,CME越剧烈。除了CME,我们还统计了各种抛射程度的事件与耀斑相关参数的关系。经统计得到,暗条未抛射事件中对应强度较小的耀斑的事件接近85%,中等强度的耀斑中,暗条全部和部分抛射事件所占比例有所增加,到了X级,暗条全部抛射事件占比明显高于另外两类事件。最后,我们分析了三种不同事件中CME与耀斑强度的关系。暗条完全抛射、部分抛射、未抛射的CME事件中,CME的速度与耀斑的相关系数分别为0.54、0.25和0.34,说明只有完全抛射的CME速度与耀斑的强度相关性中等,暗条部分抛射的CME和暗条未抛射的CME与耀斑强度的相关性都非常差。由于在日面中心CME事件的投影速度与真实速度存在误差,于是我们筛选出W60以西或者E60以东的事件（以下简称为边缘事件）。对于边缘CME事件,暗条完全抛射、部分抛射和未抛射CME的速度与耀斑强度的相关性分别为0.60、0.53和0.38。显然,对于同类CME,W60以西或者E60以东CME的速度与耀斑的相关性有明显提高,不过未抛射暗条的CME事件依然与耀斑强度的相关性非常差。对于边缘CME事件,暗条全部抛射、暗条部分抛射和暗条未抛射事件,CME的速度与耀斑流量积分的相关性分别达到了0.70、0.80和0.55。明显超过与耀斑强度的相关性,而且相关系数都超过0.5。
二、SMM观测到的白光耀斑（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、SMM观测到的白光耀斑（论文提纲范文）
（1）基于多视角观测的太阳高能粒子事件经向分布特征研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 太阳活动 |
| 1.2 太阳高能粒子及其加速理论 |
| 1.3 论文内容及章节安排 |
| 第二章 数据源与数据处理 |
| 2.1 数据来源 |
| 2.2 处理方法 |
| 2.3 本章小结 |
| 第三章 太阳高能粒子观测特征经向分布研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 太阳高能粒子事件分布 |
| 3.3 高低Fe/O类 SEP事件特征差异 |
| 3.4 太阳高能粒子事件特征参数经向分布 |
| 3.5 太阳高能粒子事件属性与CME属性相关性的经向分布 |
| 3.6 太阳高能粒子事件中自身属性可能存在的关系 |
| 3.7 本章小结 |
| 第四章 SEP通量廓线二次增强的主要表现及形成原因 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 耀斑与CME激波两次加速 |
| 4.3 行星际扰动与SEP二次增强 |
| 4.4 射电增强与SEP二次增强关系 |
| 4.5 本章小结 |
| 第五章 结果与讨论 |
| 5.1 主要研究成果 |
| 5.2 论文的创新点 |
| 5.3 存在问题与未来展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
| 附录 表格 |
（2）束缚环形耀斑的能量分配（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳简介 |
| 1.2 耀斑概述 |
| 1.3 耀斑的多波段观测 |
| 1.3.1 射电波段 |
| 1.3.2 可见光以及红外波段 |
| 1.3.3 UV、EUV以及SXR |
| 1.3.4 HXR、γ波段 |
| 1.3.5 磁场观测 |
| 1.4 耀斑模型 |
| 1.4.1 耀斑能量存储 |
| 1.4.2 耀斑的触发 |
| 1.4.3 耀斑能量的转化 |
| 1.4.4 耀斑和CME |
| 第2章 束缚环形耀斑能量分配的研究 |
| 2.1 成像观测和磁场结构 |
| 2.2 辐射能 |
| 2.3 辐射损失 |
| 2.4 峰值热能 |
| 2.5 非热能 |
| 2.6 磁场自由能 |
| 第3章 总结与展望 |
| 3.1 关于CRFs能量成分计算的讨论与总结 |
| 3.2 展望——临界自组织(SOC)模型在太阳中的应用 |
| 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）耀斑爆发位置与电流分布的统计关系（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 太阳与太阳的分层结构 |
| 1.2 太阳活动体的概述 |
| 1.2.1 太阳黑子 |
| 1.2.2 太阳耀斑 |
| 1.2.3 日珥及暗条 |
| 1.2.4 日冕物质抛射(CME) |
| 第二章 太阳耀斑 |
| 2.1 太阳耀斑的观测及研究进展 |
| 2.1.1 耀斑的观测史 |
| 2.1.2 EUV观测 |
| 2.1.3 X射线观测 |
| 2.2 耀斑的触发机制及释能 |
| 2.2.1 磁流体方程(MHD) |
| 2.2.2 磁重联模型 |
| 2.2.3 电流片的形成 |
| 2.3 耀斑理论模型 |
| 2.3.1 双带耀斑理论模型 |
| 2.3.2 致密耀斑理论模型 |
| 第三章 太阳活动区磁场测定和电流计算方法 |
| 3.1 磁场的测定 |
| 3.1.1 斯托克斯参量 |
| 3.1.2 偏振辐射转移方程 |
| 3.1.3 太阳磁场方位角的180°不确定性 |
| 3.2 电流的计算方法 |
| 第四章 耀斑爆发位置与电流分布的统计关系 |
| 4.1 观测和方法 |
| 4.2 结果分析 |
| 4.3 讨论和结论 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间发表的学术论文和研究成果 |
| 致谢 |
（4）太阳白光耀斑的辐射动力学模拟（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳大气 |
| 1.2 太阳耀斑 |
| 1.3 白光耀斑 |
| 1.4 白光耀斑数值模拟 |
| 1.5 研究内容 |
| 第2章 数值模拟计算程序简介 |
| 2.1 辐射流体力学计算程序RADYN与耀斑模拟基本参数 |
| 2.2 谱线计算程序RH |
| 第3章 白光耀斑模拟 |
| 3.1 连续谱增强与巴尔末跳变 |
| 3.2 H_α和Ly_α积分强度变化 |
| 3.3 H_α和Ly_α谱线轮廓 |
| 3.4 模拟结果的分析与讨论 |
| 第4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）源于同一活动区耀斑的统计特征 ——随机过程或存在记忆？（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 太阳耀斑简史 |
| 1.2 标准耀斑模型 |
| 1.3 耀斑的演化过程 |
| 1.4 恒星耀斑 |
| 1.5 我们的工作目的 |
| 第二章 太阳耀斑自组织临界性 |
| 2.1 自组织临界性概念 |
| 2.2 耀斑频数分布 |
| 第三章 单个活动区的耀斑统计 |
| 3.1太阳活动区12673 |
| 3.2 模拟活动区 |
| 3.3 耀斑的判别标准 |
| 3.4 耀斑统计 |
| 第四章 等待时间统计分析 |
| 4.1 泊松分布和等待时间 |
| 4.2 非稳态泊松分布 |
| 4.3 稳定分布与Lèvy函数 |
| 4.4 泊松假设下的K-S测试 |
| 4.5 等待时间分布拟合 |
| 4.6 局部与全局统计的差异 |
| 第五章 总结与展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录A 附录 |
| 简历与科研成果 |
（6）日冕物质抛射驱动激波的射电观测研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 前言 |
| 1.1 太阳活动 |
| 1.1.1 太阳耀斑 |
| 1.1.2 日冕物质抛射(CME) |
| 1.2 Ⅱ型射电暴 |
| 1.2.1 Ⅱ型射电暴简介 |
| 1.2.2 Ⅱ型射电暴的产生条件 |
| 1.2.3 Ⅱ型射电暴射电增强 |
| 1.3 日冕激波 |
| 1.3.1 日冕激波的起源 |
| 1.3.2 Ⅱ型射电暴、激波和CME的关系研究 |
| 1.4 太阳高能粒子及研究现状 |
| 1.4.1 SEP简介 |
| 1.4.2 SEP与 CME关系 |
| 1.4.3 SEP与Ⅱ型射电暴关联 |
| 1.5 论文内容及章节安排 |
| 第二章 日冕密度模型 |
| 2.1 Newkirk日冕密度模型 |
| 2.2 SPM日冕密度模型 |
| 2.3 Vr?nak日冕密度模型 |
| 第三章 数据源及数据处理 |
| 3.1 数据源 |
| 3.2 Ⅱ型射电暴处理方法 |
| 3.3 射电增强处理方法 |
| 3.4 速度离散分析方法 |
| 3.5 事件筛选 |
| 第四章 基于射电观测的CME激波统计特征研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 统计结果与分析 |
| 4.2.1 激波速度与CME参数的关系 |
| 4.2.2 Ⅱ型射电暴持续时间分析 |
| 4.2.3 太阳高能粒子分析 |
| 4.3 结果及讨论 |
| 第五章 Ⅱ型射电暴射电增强与SEP事件的关系研究 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 统计结果与分析 |
| 5.2.1 CME和耀斑属性分析 |
| 5.2.2 SEP强度分布 |
| 5.2.3 射电增强与SEP事件关联 |
| 5.2.4 特征时间分析 |
| 5.2.5 有射电增强的Ⅱ型射电暴起始、结束高度 |
| 5.2.6 无射电增强的Ⅱ型射电暴起始、结束高度 |
| 5.2.7 Ⅱ型射电暴增强区与非增强区密度分析 |
| 5.2.8 射电增强事件CME1和CME2 分析 |
| 5.3 结果及讨论 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 主要研究成果 |
| 6.2 论文的创新点 |
| 6.3 未来研究展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
| 附录 表格 |
（7）一对双极电流带上的太阳耀斑爆发（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳与太阳的分层结构 |
| 1.2 太阳活动区 |
| 1.3 太阳耀斑 |
| 1.4 与耀斑有关的太阳活动现象 |
| 第2章 太阳活动区中的磁场和电流 |
| 2.1 太阳活动区等离子体的磁流体方程 |
| 2.2 磁场能量的积累和耀斑的形成 |
| 2.3 磁重联和电流片 |
| 2.3.1 磁重联 |
| 2.3.2 电流片 |
| 2.3.3 CME与耀斑之间的磁重联电流片 |
| 2.4 耀斑带的演化和精细结构 |
| 第3章 电流计算的方法 |
| 3.1 安培定律环路积分方法 |
| 3.1.1 小环路积分方法 |
| 3.1.2 大环路积分 |
| 3.2 安培定律微分算法 |
| 第4章 一对双极电流带上的太阳耀斑爆发 |
| 4.1 观测和方法 |
| 4.2 结果分析 |
| 4.3 讨论和结论 |
| 第5章 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读学位期间发表的学术论文和研究成果 |
（8）中国太阳物理学研究进展（论文提纲范文）
| 1 中国太阳物理学进展 |
| 1.1 太阳磁场 |
| 1.2 低层大气精细结构和动力学 |
| 1.3 日冕中的振荡和波动 |
| 1.4 太阳爆发活动 |
| 1.4.1 耀斑 |
| 1.4.2 磁绳的结构和演化 |
| 1.4.3 暗条结构和动力学 |
| 1.4.4 太阳射电暴 |
| 1.4.5 爆发机制 |
| 1.5 CME的传播和相互作用 |
| 1.6 太阳风的起源 |
| 2 展望 |
（9）基于多点遥感与就地观测的太阳高能粒子释放与分布研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳活动 |
| 1.2 耀斑与日冕物质抛射及其伴生现象概述 |
| 1.2.1 耀斑 |
| 1.2.2 日冕物质抛射(CME) |
| 1.2.3 CME驱动的激波 |
| 1.2.4 EUV波 |
| 1.3 太阳高能粒子事件 |
| 1.3.1 太阳高能粒子(SEP)事件分类 |
| 1.3.2 大型SEP事件的分布特征 |
| 1.3.3 影响SEP事件强度与分布的因素 |
| 1.4 空间天气及其对人类活动的影响 |
| 1.4.1 增强的电磁辐射危害 |
| 1.4.2 增强的高能粒子危害 |
| 1.4.3 以CME为载体的磁场与等离子体危害 |
| 1.5 本文主旨及结构 |
| 1.5.1 研究目的 |
| 1.5.2 本文结构 |
| 第2章 观测数据及相关探测仪器 |
| 2.1 卫星介绍 |
| 2.2 数据分类及相关探测仪器 |
| 2.2.1 遥感观测数据 |
| 2.2.2 太阳风等离子体与磁场就地观测 |
| 2.2.3 高能粒子就地观测 |
| 2.2.4 射电观测 |
| 2.3 小结 |
| 第3章 太阳高能粒子在行星际的传播与分布特征 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 分析方法 |
| 3.2.1 确定SEP事件开始时间 |
| 3.2.2 确定高能粒子释放时间及磁力线长度 |
| 3.3 太阳风等离子体与磁场观测特征 |
| 3.4 太阳高能粒子就地观测及分布特征 |
| 3.4.1 太阳高能粒子多点卫星就地观测 |
| 3.4.2 磁链接与高能粒子释放时间 |
| 3.4.3 能谱特征 |
| 3.5 小结与讨论 |
| 第4章 太阳高能粒子释放研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 分析方法 |
| 4.2.1 PFSS模型 |
| 4.2.2 椭球型激波模型及激波马赫数 |
| 4.3 就地观测与高能粒子释放时间 |
| 4.3.1 太阳风与高能粒子就地观测 |
| 4.3.2 高能粒子释放时间 |
| 4.4 EUV波在日冕内的传播 |
| 4.4.1 卫星磁足点估算 |
| 4.4.2 EUV波在日冕内传播 |
| 4.5 激波拟合与磁链接 |
| 4.5.1 激波拟合 |
| 4.5.2 激波与卫星的磁链接 |
| 4.6 小结与讨论 |
| 第5章 GLE事件中激波早期特征与粒子观测分析 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 CME与激波的运动学特征 |
| 5.3 高能粒子就地观测与粒子能谱分析 |
| 5.3.1 高能粒子就地观测 |
| 5.3.2 高能粒子成分分析 |
| 5.3.3 能谱分析 |
| 5.4 高能粒子释放与激波早期特征 |
| 5.5 小结与讨论 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 本文工作总结 |
| 6.1.1 高能粒子传播与分布特征 |
| 6.1.2 太阳高能粒子释放研究 |
| 6.1.3 GLE事件中激波早期特征与粒子观测分析 |
| 6.2 本工作创新性 |
| 6.3 工作展望 |
| 参考文献 |
| 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 |
（10）第24太阳活动周暗条抛射统计研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳物理的研究意义 |
| 1.2 太阳活动简介 |
| 1.2.1 太阳耀斑 |
| 1.2.2 日冕物质抛射 |
| 1.2.3 日冕物质抛射和耀斑的关系研究现状 |
| 1.3 本论文的研究内容、目的和意义 |
| 第二章 数据来源与分析方法 |
| 2.1 数据来源 |
| 2.1.1 耀斑事件的观测仪器与数据网站 |
| 2.1.2 日冕物质抛射的观测仪器与数据网站 |
| 2.1.3 暗条事件的观测仪器与资料来源 |
| 2.2 统计方法与选择标准 |
| 2.3 数据分析事例 |
| 2.3.1 暗条完全抛射事例分析 |
| 2.3.2 暗条部分抛射事例分析 |
| 2.3.3 暗条未抛射事例分析 |
| 第三章 数据统计分析 |
| 3.1 基本统计结果 |
| 3.1.1 数量时间分布 |
| 3.1.2 日面位置分布 |
| 3.2 暗条抛射程度与CME规模的统计关系 |
| 3.2.1 暗条抛射程度与CME速度的统计关系 |
| 3.2.2 暗条抛射程度与CME角宽的统计关系 |
| 3.2.3 暗条抛射程度与CME质量的统计关系 |
| 3.2.4 暗条抛射程度与CME动能的统计关系 |
| 3.3 暗条抛射程度与耀斑强度的统计关系 |
| 3.4 其他统计 |
| 第四章 结论与展望 |
| 4.1 研究结论 |
| 4.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 附录 本研究涉及事件列表 |
| 个人简介 |
四、SMM观测到的白光耀斑（论文参考文献）
- [1]基于多视角观测的太阳高能粒子事件经向分布特征研究[D]. 钱天麒. 南京信息工程大学, 2021(01)
- [2]束缚环形耀斑的能量分配[D]. 蔡祯茂. 中国科学技术大学, 2021(08)
- [3]耀斑爆发位置与电流分布的统计关系[D]. 梁周渝. 云南师范大学, 2020(01)
- [4]太阳白光耀斑的辐射动力学模拟[D]. 杨雨桐. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [5]源于同一活动区耀斑的统计特征 ——随机过程或存在记忆？[D]. 李伟鸿. 南京大学, 2020(04)
- [6]日冕物质抛射驱动激波的射电观测研究[D]. 周坤论. 南京信息工程大学, 2020(02)
- [7]一对双极电流带上的太阳耀斑爆发[D]. 梁莎莎. 云南师范大学, 2019(12)
- [8]中国太阳物理学研究进展[J]. 刘睿,陈耀,邓元勇,丁明德,季海生,林隽,田晖,汪毓明,汪景琇. 科学通报, 2019(19)
- [9]基于多点遥感与就地观测的太阳高能粒子释放与分布研究[D]. 朱蓓. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2018(03)
- [10]第24太阳活动周暗条抛射统计研究[D]. 王鸿雁. 中国气象科学研究院, 2017(07)