一、宇宙线暴时增加及其特征（论文文献综述）
冯旭斌[1]（2020）在《基于深度学习的光学遥感图像去噪与超分辨率重建算法研究》文中研究指明遥感技术的日益进步极大的促进了光学遥感影像的获取。光学遥感影像具有很高的研究和实用价值,尤其是高质量的光学遥感影像,具有高分辨率、低噪声的特点,可广泛应用于农林监测、城市规划、军事侦察等领域,因此提升光学遥感影像质量的方法具有很高的研究价值和应用前景。然而,通过升级硬件直接提升遥感影像质量的方法需要的成本高昂、工艺水平高且时间周期长。因此,如何经济、方便和高效地提升光学遥感影像的质量成为遥感领域的一个重大挑战。针对这一挑战,本文采用了基于深度学习的图像处理算法,通过对单幅低质量的图像进行去噪和超分辨率重建,达到了提高其质量的目的。本文循序渐进的开展了多项基于深度学习的光学遥感图像去噪和超分辨率重建研究工作,旨在为后续研究奠定理论与技术基础,加快基于深度学习技术的光学遥感图像去噪与超分辨率算法工程化应用进程。本文的主要研究成果为:（1）提出了一种基于深度卷积神经网络的空间目标图像去噪与超分辨率重建方法。本方法主要利用了残差网络思想,结合了局部残差网络和全局残差网络,实现了对空间目标图像进行2倍、3倍和4倍超分辨重建的同时还可以去除宇宙线噪声。实验数据表明本方法比其他所有对比的方法在峰值信噪比（Peak signal-to-noise ratio,PSNR）和人类视觉系统（Human visual system,HVS）等评价标准上,分别提高了0.08～3.1d B和3.1～7.1d B。（2）针对基于非生成对抗网络（Generative adversiral netword,GAN）在对光学遥感图像去噪和超分辨率重建方法会导致图像细节趋于平滑的问题,提出了一种在小波变换域下的基于生成对抗网络的光学遥感图像去噪与超分辨率重建算法。首先,为了重建更多的细节信息,采用了生成对抗网络的架构;然后为了使最终重建的图像能在PSNR和结构相似度（Structural similarity,SSIM）等客观评价指标上有良好的表现,在其生成部分结合了残差网络（局部残差网络和全局残差网络）。在损失函数方面,生成部分的损失函数结合了全变分（Total variation,TV）损失,进一步增强了重建的细节信息;判别部分使用了相对损失来代替传统的判别损失计算方法,目的是为了使整个网络更好的收敛。最后本算法执行在小波变换域下。实验数据表明本方法可以对光学遥感图像进行4倍超分辨率重建的同时去除高斯噪声或椒盐噪声。在PSNR和SSIM方面比基于GAN的SRGAN、ESRGAN等算法高出0.01～0.56d B和0.04～0.07。从视觉效果看,在所有实验对比的算法中,本方法处理过的图像细节都更加丰富,且在平均主观得分（Mean opinion score,MOS）和感知指数（Perceptual index,PI）等评价标准上,比其他对比方法高出0.2～2和0.07～4.7。（3）为了进一步获得比数据集本身质量还高的光学遥感图像,提出了一种基于不成对图像的无监督学习光学遥感图像去噪与超分辨率重建算法。首先,为了获取更高的质量的图像,采用循环生成对抗架构,将本身质量就很高的自然图像数据集作为输入的一部分,共同训练网络;其次在计算对抗损失和循环一致性损失时,分别使用相对损失和感知损失,使整个网络更好的收敛。实验数据表明本方法可以对光学遥感图像进行无监督4倍超分辨率重建的同时去除高斯噪声。在PSNR和SSIM指标方面,比基于GAN的RRDGAN和Cin CGAN等算法高出0.92～2.18d B和0.07～0.14。视觉效果上本方法生成的图像细节更加丰富,且在PI评价标准上,比实验中对比的所有算法高出0.01～4.86。综上所述,本文以深度学习技术为基础,提出了三种新的光学遥感图像去噪与超分辨率重建算法,可以在提升光学遥感图像分辨率的同时去除相应的噪声,有效的解决了现有方法中的一些不足,取得了较理想的效果。为获取更高质量光学遥感图像问题提供了新的途径。
吴晗[2]（2020）在《外辐射带相对论电子通量长期倒空事件的研究》文中研究说明随着各国对太空探索的不断深入,越来越多的航天器发射升空,稳定的空间环境对卫星的安全保障至关重要。地球辐射带是充满着高能带电粒子的区域,尤其是外辐射带中MeV能量电子会对卫星安全造成巨大威胁,人们越来越需要提高对这些“杀手”电子行为过程的认识。地球辐射带易受太阳风、行星际条件和地磁活动水平影响,变化的太阳风条件和地磁活动水平在磁层里激发的波动也时刻影响着辐射带高能电子含量。虽然关于地球辐射带的研究已有数十年的历史,但我们仍然不能在给定特定太阳驱动和边界条件下,准确无误地再现辐射带中高能粒子的行为。辐射带中存在着这样一类物理现象,即电子通量倒空现象,这类现象在不同L范围、不同磁地方时,不同电子能段有着不同的分布特征。以往研究工作的关注点在相对论电子通量显着变化的阶段,来研究分析导致这种显着变化的内在原因,例如太阳风条件的调制作用、磁暴对电子通量的影响,内在的波粒相互作用机制等。与前人研究工作不同的是:（1）本文对MeV相对论电子通量长期倒空现象进行了系统的研究。从跨度约1.5个太阳活动周此类事件随太阳活动水平的分布特征得出,在太阳周峰年和谷年,太阳活动水平的高低不能完全决定相对论电子通量长期倒空事件的发生率的结论。（2）本文还在前人研究的基础上,引进了更多的参数来分析和探讨相对论电子通量长期倒空事件的客观规律和产生机制。统计研究结果表明,等离子体层顶高度、磁层顶高度以及ULF波强度在事件发生前后都有普遍的变化规律,这一结论可以为后续辐射带预报建模提供很好的理论基础。（3）本文关于相对论电子通量长期倒空现象的统计工作中,最重要的发现就是:在长达17年内,同步轨道上相对论电子通量维持长期倒空状态时,无大磁暴发生。这一研究结果充分说明虽然磁暴发生与否不能决定暴后电子通量的变化,但磁暴强度仍然可以在一定程度上影响相对论电子通量的高低。（4）此外,本文还根据2000-2016年间相对论电子通量长期倒空现象发生时各参数的分布特征制定阈值,预估2017-2019年相对论电子通量长期倒空事件。在满足所有条件时,相对论电子通量大部分出现1-2天后下降的现象。并且大磁暴期间相对论电子通量确实没有发生长期倒空现象,也很难同时满足多个条件。（5）在相对论电子通量长期倒空的统计研究工作中,有一类特殊的物理现象,即相对论电子通量可以在两次连续的磁暴过程中维持长时间的倒空状态,这种现象在长达17年的统计事件里仅发生数次,目前国际上也没有对此类事例相关的研究工作。本文对2016年1月31日至2月5日连续两次磁暴发生期间,相对论电子通量长时间倒空现象进行了详细的物理机制的分析。结果表明:在弱的太阳风扰动和中小强度磁暴发生期间,略微压缩的磁层顶和外向的径向扩散是相对论电子通量在外辐射带外边缘区域下降至背景通量水平,外辐射带中心区域通量下降幅度较小的原因。磁暴恢复相期间,IMF Bz分量以北向分布为主抑制了磁层内一些加速活动,因此相对论电子通量得以维持在背景通量水平。直到增强的ULF波活动与长时间的合声波活动发生时,相对论电子通量才显着增强。这个事例突出了相对论电子通量在两次磁暴过程期间的不同变化,并且充分体现了无EMIC波散射损失机制时,受径向扩散作用在不同L区域相对论电子通量的不同变化特性。（6）通过深入研究还发现,在上述两次磁暴期间,能量较低的keV电子通量和能量较高的MeV电子通量变化有着不同的表现:只有MeV电子通量才能维持长时间倒空状态。在外辐射带电子通量最大值高度的变化上,keV电子与MeV电子可以呈现截然相反的变化趋势。能量越低的电子对亚暴活动更敏感,更能快速地恢复暴前水平或远超暴前水平。在有合声波作用时且没有强烈的损失机制发生时,ULF波强度越高,keV电子加速到MeV电子所需时间约短。本文的研究结果揭示了相对论电子通量长期倒空现象的分布、形成和维持原因,连续两次磁暴过程期间相对论电子通量长期倒空事例也提供了很多有意思并且值得深入的物理现象,为未来辐射带的研究提供了更多的参考和可能性。
燕斌斌[3]（2019）在《基于PandaⅩ-Ⅱ实验探测WIMP与原子核自旋相关的反应》文中提出物理学界最有名的故事之一就是“两朵乌云”,这个故事也激励着一代又一代物理学家不懈奋斗,勇于探索未知。物理学走到今天,虽然标准模型的巍峨大厦看起来不可突破,但也有越来越多的发现超出标准模型的框架,例如中微子,暗物质,暗能量,这些都是目前物理学界最前沿的课题。与此同时,人类的探测手段更加的丰富,引力波的发现让天文学进入了双信使时代,黑洞照片的公布也印证人类观测能力的增强,新一代超级加速器也在论证之中。从天文现象到宇宙演化的很多的证据让我们深信暗物质的存在,以我们对客观世界的认识也让我们深信暗物质由暗物质粒子组成,弱相互作用大质量粒子（Weakly Interacting Massive Particle,WIMe,P）是最有希望的候选者[76]。为了揭开这朵新的“乌云”,人们从天上地下寻找暗物质粒子的踪迹,PandaⅩ实验就是其中一个地下暗物质直接探测实验。PandaX实验是由上海交通大学牵头发起,使用液氙作为探测媒介,实验室坐落于四川省西昌市的中国锦屏地下实验。目前正在进行的是580kg级的PandaX-Ⅱ实验,是目前世界上在运行的最大最灵敏的暗物质直接探测实验之一。截止到目前,实验还没发现任何弱相互作用大质量粒子,实验结果进一步压缩了其可能存在的参数空间。按照稀有物理发现的规律,突破性的物理结果往往就是在于坚持实验或不经意发现之中。世界各个暗物质探测组都在升级探测设备,就液氙暗物质直接探测技术来说,增加体积和压低本底是两大方向。PabdaⅩ合作组正在升级PabdaⅩ-4T实验,总共可以容纳6吨液氙,也有更加严格的本底控制。山东大学从2009年就成为PandaX合作组成员,本人从2015年参与到Pan-daX实验,此时PandaⅩ-Ⅱ已经完成了搭建,在之后的测试和运行中,每年有超过150天在现场参与工作,逐渐深入的了解探测器。我承担了 PandaⅩ-Ⅱ实验中的部分数据分析工作,包括单电子信号,探测器均匀性修正,探测器刻度等。作为主要完成人完成了暗物质与原子核自旋相关的反应分析的工作。本文章节如下安排:第一章为绪论,介绍目前暗物质探测的实验组及其进展;第二章介绍液氙作为暗物质探测媒介的性质;第三章介绍PandaⅩ-Ⅱ实验的组成;第四章介绍PandaⅩ-Ⅱ实验对信号的响应;第五章介绍探测器的刻度;第六章给出最终结果数据分析及总结展望。
王庚[4]（2018）在《辐射带离子回旋波和磁声波研究》文中提出辐射带中各种波动对其中电子通量的变化起着至关重要的作用。暴时热离子的注入会形成不稳定的离子分布,激发两种低频波动。其一是电磁离子回旋波,它可以和相对论电子回旋共振,被认为是暴时相对论电子损失的重要因素。另一是磁声波,它可以和赤道附近的电子进行朗道共振,可以加速电子到极端相对论水平,也可以造成电子投掷角的蝶形分布。本文介绍了对这两种波的相关研究。第一章阐述辐射带的结构,简述基本的动力学过程,解释相关的背景理论模型,介绍所使用的观测数据,给出了论文研究思路。第二章针对斜传播电磁离子回旋波对高能电子的非线性散射进行了研究。电磁离子回旋波对高能电子的回旋共振散射被认为是辐射带高能电子快速沉降损失的重要因素。波幅较大时波与电子发生非线性散射,偏离经典的准线性预期。已有研究揭示了在平行的电磁离子回旋波中电子的非线性散射特征。但实际观测到的电磁离子回旋波可以有很大的法向角,在斜传播的波中电子的非线性散射行为还没有研究。利用试验粒子模拟和准线性理论计算,我们发现:斜电磁离子回旋波中,发生基频和谐频共振的电子都会出现显着的非线性效应,非线性电子损失的时间尺度比准线性的预期短。随着波法向角增长,准线性和试验粒子输运系数的偏差逐渐缩小,损失的时间尺度之间的偏差也缩小。这些结果有助于发展辐射带模型,使模型对电磁离子回旋波损失电子的预测更加准确。第三章利用范艾伦双星对磁声波进行了协同观测。磁声波是一种低频的哨声模波动,可以通过朗道共振,局地加速赤道附近的磁镜捕获粒子,造成电子的蝶形投掷角分布。之前的观测表明,磁声波辐射可以显着偏离当地质子回旋频率的整数倍,这些与局地激发理论产生矛盾的情况,可能是由磁声波传播所造成的。但是,受制于卫星观测条件和数据处理计算,很难验证这种猜测。我们利用具有高分辨率的频率一时间特征的范艾伦探针数据,进行了磁声波的协同观测。观测发现:在更高的L壳,亚暴注入的热质子激发了分立的磁声波辐射,辐射线在频率一时间谱上呈现出清晰的上升调特征;在更内部的L壳,亚暴热质子并未注入其中,但磁声波几乎在同一时间被观测到,且波信号呈现出一致的频率一时间特征。这些结果支持了磁声波局地激发理论和波传播的假设,有助于完善相关的磁声波模型,以便更准确地模拟辐射带中磁声波与电子的作用。第四章总结了本文关于电磁离子回旋波散射电子和磁声波传播的主要工作,并对将来的关于这些波的进一步工作进行展望。
余德银[5]（2018）在《地球磁暴期间辐射带能量电子通量变化的统计研究：Van Allen Probes卫星观测》文中研究指明地球辐射带是近地空间的重要圈层之一,与磁层和电离层等其他区域会发生许多耦合作用,航天器的通信和运行也常常受到辐射带环境的高度影响,因此对日地空间环境和空间天气预报具有非常重要的研究意义,引起了空间物理学家们的广泛关注,成为空间物理研究的热点之一。几十年来,人类发射了许多卫星去测量辐射带各个方面的物理特性,为空间探测、载人航天和卫星通信应用等提供更准确更详细的现报和预报。2012年8月,美国NASA成功发射了Van Allen Probes卫星,对地球辐射带在不同时间和空间尺度上的动态过程和对近地空间环境的影响,进行了长时间和多点观测,积累了大量有效观测数据,对辐射带粒子动力学过程和动态变化的研究进一步深入,为辐射带观测研究和理论建模提供了很好的机遇。在辐射带能量电子通量变化研究中,Summers、Fox以及Mauk等人在理论研究方面取得了一系列原创性的进展。Mauk et al.（2010）中提出了强磁化行星（地球、土星、木星、天王星、海王星）都具有类辐射带结构,并通过观测数据发现,部分区域的能量电子差分通量都存在类似“拐点”的现象,并给出了相应的理论模型。如地球辐射带,L=4、5和6时,其电子通量变化往往会出现“拐点”,但是也存在着很多不同之处。为了更好的了解辐射带的动态变化,我们利用Van Allen Probes观测数据,对典型磁暴期间辐射带能量电子通量的变化特征进行细致分析和统计研究。我们选取了2012年到2015年期间的三个典型磁暴事件,对事件中Van Allen Probes的磁电子离子谱仪（MagEIS）和相对论质子望远镜（REPT）仪器观测的能量电子数据进行数据分析。（1）首先我们选择对典型磁暴期间的能量电子通量在磁暴发生前后和不同L-shell进行统计研究。结果表明,磁暴期间各L-Shell上的能量电子通量均会出现程度不同的变化。L=2区域的电子通量相对较为稳定,磁暴环境对其通量的改变在很小的范围内波动;L=3、4、5、6区域的电子通量会随着磁暴环境的影响而存在较大的变化,随着磁暴强度的不同变化的程度也会不同。L=3时,高能电子通量处于较低水平,强磁暴环境下的中等能级电子通量能最高提升104倍;L=4时,在平静期,电子通量会在中等能级处出现极小值,通量曲线形如“凹槽”,磁暴响应下使得低能电子通量衰减的速率呈现1/E形态;L=5和L=6时,低能电子通量都会出现形如1/E的衰减,衰减速率随L值增大而增大,高能电子通量下降速率很快。辐射带的位置并不是永恒不变的,随着磁暴的发生,辐射带的边界会向内侵蚀,从而改变各L-Shell相对于的辐射带的位置。另外,在外辐射带区域的能量电子通量确实存在“拐点”现象。（2）磁暴会伴随着亚暴的发生,当AE指数较大时,VAP卫星的通量观测曲线有较大的差别。我们针对三个典型磁暴期间的亚暴事件展开研究,首先对2013年3月17日至30日期间AE指数较大的时间段进一步分析,试图找寻这种差别与MLT或者AE、DST之间是否存在进一步的联系。发现能量电子差分通量形式下的电子通量变化与MLT之间的关系没有很明显的体现,但是较大的DST会导致给定L-Shell时的低中能电子通量存在明显差异。因此,我们计划在后续工作中通过将能量电子差分通量转换成全向粒子积分通量来解决这一问题。（3）为了进一步研究电子通量变化中能量“拐点”的情况,我们采用最小二乘法对电子通量观测数据进行拟合,验证了拟合结果并讨论了误差大小。经过对三个磁暴事件拟合结果的仔细分析,我们发现:参数C的范围在106-1012区间内,L=5时会出现最小为104的结果;参数E0在1500-2500keV之间,上下限略有浮动;参数γ1处在13之间,且L=6区域的值整体上会比L=5时的要大,且L=5会出现在0.51之间的结果;参数γ2平稳的在69之间变动。并存在参数C和γ1与DST之间存在正向相关性。结果表明,在L=4,5,6时能量电子差分通量变化的拐点的确存在,但是并不固定,参数E0是表征拐点所处能级的大小,依照参数E0的结果,拐点将在15002500keV范围内变化。本文的统计分析结果对辐射带电子通量理论建模和未来辐射带电子环境变化的预报现报等都具有很重要的研究意义。
张鹏飞[6]（2016）在《基于Fermi-LAT数据的球状星团研究》文中研究表明球状星团主要是由大量的低金属丰度的年老恒星（特征年龄100亿年）组成的球状的自引力束缚系统。迄今为止,银河系内已经发现了158个球状星团。2008年之前人们对这类源只探测到光学和射电辐射。Fermi卫星成功发射后,球状星团的伽马射线辐射被成功探测,进而被确认为是一类新的伽马射线辐射源。由于大部分球状星团的纬度低,受银盘的弥漫背景伽马射线辐射的影响显着,因此认证困难。迄今为止,伽马射线球状星团的数目极其有限。为了可靠揭示伽马射线辐射的起源并开展统计研究,人们需要更大的样本。基于这一考虑,2014年以来我们系统的进行了伽马射线球状星团的搜寻并取得显着进展。2014年底我们分析了Fermi-LAT的Pass 7Rep的数据,证实球状星团2MS-GC01和IC 1257是伽马射线源,在球状星团NGC 5904、NGC 6656和FSR 1735的潮汐半径内发现了伽马射线辐射存在的证据或迹象（见第2章）。2015年6月底,Fermi-LAT组公开了Pass8的数据,该数据与之前的版本相比对伽马射线的能量分辨、角度分辨、有效探测面积等方面都有了显着提高,这些提高对于寻找低纬度的暗弱源甚为关键。因此我们采用了近7年的Pass8数据来寻找新的伽马射线球状星团（见第3章）。我们的数据分析证实了球状星团NGC 5904的伽马射线辐射,并发现了球状星团M 15和NGC 6397的伽马射线辐射,其中NGC 6397是距离最近的伽马射线球状星团。我们用球状星团伽马射线的光度估计了球状星团中的脉冲星的总数量。数据分析中没有发现这些球状星团的伽马射线流量存在明显的变化,也没发现它们的脉冲辐射。这表明所探测到的伽马射线来自于一组而不是单个脉冲星的曲率辐射或者是脉冲星高能电子对星风对低能光子的逆康普顿散射。我们也处理分析了2014期间双星系统PSRB1259-63/LS2883在过近星点时的伽马射线和X射线波段的数据。它的伽马射线波段的流量在近星点后33天有一个很强的伽马射线耀发。其流量强度大于它宁静态下流量的10倍。它的光变曲线在天量级甚至小于天量级的尺度上都有明显的光变。伽马射线和X射线的变化特征和2010/2011年此源的经过近星点时的辐射特征几乎一样（见第4章）。在第5章我们对球状星团的研究成果进行了小结并对利用我国暗物质粒子探测卫星数据来开展这方面的工作的前景予以了展望。
刘伟军[7]（2016）在《中高层大气气辉光谱的探测与研究》文中认为气辉作为中高层大气中重要的光化学现象之一,受来自底部气象活动与外部太阳辐射的共同影响。气辉辐射携带有重要光化和动力学信息,通过气辉辐射观测研究中高层大气化学和物理学性质一直被广泛采用。在2011年11月,我们在河北兴隆（40.39°N,117.58°E）利用光栅光谱仪建立了一套用于大气辐射探测的系统。该观测系统由光谱仪、CCD探测器以及前光学系统和控制软件组成。该系统观测波长范围从530nm至1000nm,观测谱段包含原子氧的绿线（557.7 nm）和红线（630 nm）,原子钠的双线,O2（0-1）带,OH的8-3、4-0、5-1、9-4、6-2、7-3、8-4以及3-0带等重要的气辉辐射光谱。通过几年连续观测积累的数据,本文主要进行了以下几个方面的研究工作:1.利用地基观测的OH谱带转动温度与SABER温度的比较对Einstein系数进行了评估,并给出了一套用于OH谱带转动温度计算的统一的最优化Einstein系数比值。OH转动温度被广泛用于对中层顶区域光化学和动力学过程的观测和研究。其中,Einstein系数是计算转动温度的重要参数,而这一参数主要是通过量子力学的从头计算（ab initio）方法计算得到。不同的研究者给出的Einstein系数存在较大差别,从而计算出的转动温度也有所差别。我们利用TIMED卫星上的SABER温度探测与地基OH探测相互独立这一重要特点,开展了Einstein系数的计算。利用OH（9-4,8-3,6-2,5-1,3-0）五个谱带的转动温度与SABER温度进行比较,对5组Einstein系数进行了评估。结果显示,OH转动温度与SABER温度有一致的时间变化;两者的线性相关系数都大于0.72。利用不同的Einstein计算的转动温度与SABER温度之间的偏差不同;对于每一振动能级的温度偏差进行了评估。从结果可以看出,利用任意一组Einstein系数计算的转动温度都有一系统偏差。然而,采用Langhoff等（1986）的Einstein系数计算的转动温度与SABER温度最接近。为了得到一组最优的用于转动温度计算的Einstein系数,我们利用三年的地基OH观测光谱与SABER同时探测的温度开展了统计比较,给出了一组最优的相对Einstein系数的比值。这套比值为全球不同地点OH转动温度探测的比较提供了统一的标准。2.通过地基的O2和OH气辉观测研究气辉辐射对大气波动的响应。大气波动（包括重力波、潮汐和行星波）对气辉辐射具有显着的调制作用,OH、O2、O和Na等气辉对大气波动的响应早已被观测到。当波动经过气辉层,强度和温度都会产生扰动,但强度与温度对于波动的响应存在差异,用Krassovsky提出的强度相对扰动与温度相对扰动的比值η来描述。本文利用O2和OH（6-2）带气辉辐射研究η对不同周期波动响应情况。对于小于12小时周期的波动,O2的|η|范围大约在1至10之间,随周期增大有增大趋势;OH（6-2）带的|η|在1至10范围之间,对周期没有明显变化。相位差基本上都小于0,即温度扰动要超前于强度扰动。对于大于2日的行星波,O2的|η|在10-15之间,OH（6-2）的|η|在5-11之间。两种气辉的η相位差都在0附近,只是O2的略大于0,OH（6-2）的略小于0。通过与模拟结果比较发现,目前的理论还无法完全与观测一致。这是由于气辉辐射对大气波动的响应与辐射产生机制、淬灭过程以及背景大气条件等都密切相关,尤其是原子O的垂直分布。如果对于这些过程在理论或模拟中没有准确的认识,那么必然造成理论与观测的偏差。3.利用地基OH转动温度与卫星观测比较研究北京地区上空温度的季节性变化。我们利用2012-2013年两年的OH（6-2）带观测计算的转动温度,研究了中国北京地区上空中层顶区域温度的季节性变化、年变化,并与SABER观测的温度进行了比较。两者平均温度分别为196.8 K±13.1和196.3 K±11.9。通过两种观测结果比较,OH（6-2）带的转动温度与SABER探测温度一致,两者都存在明显的季节变化,夏季有温度极小值,冬季则有温度极大值。通过谐波分析发现,年振荡是最强的波动,振幅达13.7 K,其次是半年振荡,振幅则只有1.7 K。年振荡和半年振荡的相位分别在12月中旬和3月底。
楚伟[8]（2016）在《磁层中高纬截止刚度研究以及Fokker-Planck扩散系数矩阵研究》文中进行了进一步梳理高能粒子在地球磁层中的传输、加速和损失机制一直是磁层物理研究的重点、热点和难点问题,也是建立空间天气数值预报模式的关键问题。地球磁层结构的复杂性和行星际条件的多变性,使得人们对这个问题的研究变得极其困难。本文通过理论模型、数值模拟和卫星观测相结合的方法对高能粒子在磁层中的传输过程进行系统深入的研究。我们的研究主要包含两部分。第一部分,使用垂直截止刚度的方法研究了高能粒子从中高纬度地区进入磁层空间的相关问题。我们定义了高能粒子进入磁层空间的窗口（CRWs）概念,研究了窗口面积与行星际条件、地磁活动指数的相关关系。宇宙线窗口面积与太阳风参数（例如行星际磁场Bz分量以及太阳风动压Pdyn）相关,其中Bz分量具有最明显的负相关,Pdyn具有正相关性,其他的太阳风参数没有如此强烈的相关性。我们同时模拟了三个不同磁暴期间CRWs的变化情况。研究发现,通常情况下AE指数和CRWs的面积具有正相关,但是Dst指数只有在强磁暴的时候才显示相关性,在中等磁暴和弱磁暴时没有相关性,因此Dst指数不能作为高能粒子进入磁层中高纬度地区的预报指数。研究过程中我们发现高能粒子截止纬度可以使用椭圆进行很好的拟合,我们给定了椭圆的方程表达形式,同时研究了椭圆参数与行星际条件、地磁活动指数的相关关系,给定了椭圆参数的解析表达式。第二部分利用高能粒子传播Fokker-Planck方程,我们对空间高能粒子在磁层传播进行了理论研究,并对方程的数值解法进行深入讨论。我们详细研究了五维扩散系数矩阵的计算方法,并对扩散系数矩阵进行了对比分析。研究发现投掷角扩散系数Dμμ和交叉项扩散系数DYμ基本具有相同的数量级,因此两者在粒子运动过程中具有相同的重要性,尤其是当投掷角余弦是±1时,即粒子的投掷角是0°或者180°时。交叉项扩散系数能引起磁赤道面内粒子的空间位置发生变化,使得粒子可能在磁赤道面内进行振动,获得晨昏向电场的加速。我们的研究对磁层粒子的损失和镜点粒子反弹具有指示意义。
李鹏[9]（2014）在《太阳活动区爆发的活动导致日地连接事件的初步研究》文中指出因为面积非常大的活动区有可能产生非常强烈的爆发造成极端恶劣的空间天气事件,太阳活动周的幅度与活动区最大面积具有怎样的关系?这是本论文研究的第一个内容。分析结果表明,太阳活动周的幅度与与太阳活动周内最大活动区面积的相关性非常差,且最大活动区出现的时间有时出现在太阳黑子相对数最大值之前,有时出现在太阳黑子相对数最大值之后,即它们并没有固定的时序关系。相对论的质子可导致地面宇宙线强度最强（GLE事件）,产生GLE事件的活动区是什么样的活动区?这是本论文研究的第二个内容。研究结果表明77.4%的GLE事件是由超级活动区产生的,且90.3%的GLE事件伴有X级耀斑。此外,GLE事件的强度和GLE事件源区的位置有很大的关系。增长率超过50%的GLE事件的日面经度范围为W20°到W70°,增长率最大的GLE事件的源区在W60°附近。GLE事件源区主要分布在两个卡林顿经度带,分别为179°-220°和280°-320°。第三,本论文分析了22和23太阳活动周100MeV质子事件与超级活动区的关系,分析结果表明,100MeV的质子事件总数的56.5%是由超级活动区产生的,且脉冲相积分通量的值越大,由超级活动区产生的比例越高。100MeV的质子事件主要出现在太阳活动周的下降段,其中积分通量超过100pfu的事件都出现在太阳活动周的下降段。第22周100MeV质子事件的年均值只有一个峰值,而第23周有4个峰值,其中有3个峰值出现在太阳活动周的下降段。本文还计算了100MeV太阳质子事件PC成分的强度与耀斑和CME的相关系数,计算结果表明,100MeV太阳质子事件脉冲相的强度与耀斑的相关系数远大于100MeV太阳质子事件脉冲相的强度与CME速度的相关系数,表明在脉冲相期间,能量大于100MeV的质子可能主要是由耀斑加速的。最后,本论文对地球附近观测到的磁云和其驱动激波的相对位型进行了初步分析,分析结果表明,影响ICME和其驱动激波相对位型的因素太多,即我们未找到ICME和其驱动激波相对位型关系的规律。
夏军宝[10]（2013）在《空间科学大数据存储模型SP-HDF及应用研究》文中认为空间科学是研究发生在日地空间、行星际空间及至整个宇宙空间的物理、天文、化学及生命等自然现象及其规律的科学。空间科学观测和研究过程中将产生数量巨大、种类繁多、数据结构复杂、计算密集型的科学数据，有效地存储、管理、共享这些科学数据已经成为空间科学应用研究迫切需要解决的一个重要问题。本文充分分析了海量空间科学数据的特征，深入研究了HDF（Hierarchy Data Format）、CDF（Common DataForm）等新的存储技术。在此基础上，提出一种新的空间科学大数据自描述存储模型SP-HDF（Space-HDF）。考虑到目前标准化和非标准化数据并存的情况，作者提出了一种基于元数据描述的虚拟观测站点共享服务模型。本文的研究成果及创新点包括：（1）提出一种针对空间科学大数据存储管理和集成共享的自描述存储模型SP-HDF。针对空间天气和子午工程空间科学数据的特点和逻辑结构，设计了相应的逻辑存储结构，在此基础上，为用户设计了简单、易用、友好的数据访问接口。SP-HDF存储模型的优势在于屏蔽了用户直接访问底层HDF和CDF文件的细节，因而降低了数据访问的复杂性。另一方面逻辑存储结构直接面向领域应用，提升了数据访问粒度和数据抽象级别，在实际应用中更加易于理解。（2）针对目前大量空间科学数据在短期内无法完全标准化的现状，提出一种基于虚拟观测站点的共享服务模型。该模型通过共享服务元数据模型和抽象数据服务接口，实现多元、异构科学数据的集成和共享服务。（3）设计并研发了一个基于SP-HDF存储模型的空间天气科学数据逻辑结构及各种大数据服务接口的原型系统。通过对核心数据接口的访问，原型系统实现了与数值模拟、可视化等多个系统的集成应用。验证了基于虚拟观测站点的共享服务模型的子午工程数据服务接口原型，实现了数据检索、数据下载、数据可视化等多个功能。（4）设计并实现了基于XML半形式化描述和数据处理模板技术的子午工程科学数据标准化处理模型，解决了多元、异构、海量空间科学数据的高效处理和灵活定制的困难问题。
二、宇宙线暴时增加及其特征（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、宇宙线暴时增加及其特征（论文提纲范文）
（1）基于深度学习的光学遥感图像去噪与超分辨率重建算法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 研究背景及意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.2.1 图像去噪技术 |
| 1.2.2 图像超分辨率重建技术 |
| 1.3 论文研究内容与工作安排 |
| 1.4 小结 |
| 第2章 深度学习技术与图像去噪和超分辨率重建 |
| 2.1 深度学习技术 |
| 2.1.1 卷积神经网络 |
| 2.1.2 残差网络与密集连接网络 |
| 2.1.3 生成对抗网络 |
| 2.2 图像去噪技术 |
| 2.2.1 传统去噪方法 |
| 2.2.2 基于深度学习的去噪方法 |
| 2.3 图像超分辨率重建技术 |
| 2.3.1 传统超分辨率重建 |
| 2.3.2 基于深度学习的超分辨率重建 |
| 2.4 图像质量评价 |
| 2.4.1 客观评价方法 |
| 2.4.2 主观评价方法 |
| 2.5 小结 |
| 第3章 结合残差网络的空间目标图像去噪与超分辨率重建方法 |
| 3.1 宇宙线噪声去除方法研究 |
| 3.2 结合残差网络的空间目标图像去噪与超分辨率重建方法 |
| 3.2.1 问题建模 |
| 3.2.2 空间目标图像去噪与超分辨率重建网络 |
| 3.2.3 本方法中的残差网络 |
| 3.3 实验结果与分析 |
| 3.3.1 BUAA-SID1.0 数据集 |
| 3.3.2 训练参数 |
| 3.3.3 结果与分析 |
| 3.3.4 讨论 |
| 3.4 小结 |
| 第4章 小波变换域下的基于生成对抗网络的光学遥感图像去噪与超分辨率重建方法 |
| 4.1 基于小波变换的图像处理技术 |
| 4.2 小波变换域下光学遥感图像去噪与超分辨率重建方法 |
| 4.2.1 问题建模 |
| 4.2.2 提出的方法 |
| 4.3 实验结果与分析 |
| 4.3.1 数据集 |
| 4.3.2 训练参数 |
| 4.3.3 结果与分析 |
| 4.3.4 讨论 |
| 4.4 小结 |
| 第5章 基于非成对的光学遥感图像去噪与超分辨率重建方法 |
| 5.1 基于无监督学习的非成对图像处理 |
| 5.2 基于非成对的光学遥感图像去噪与超分辨率重建方法 |
| 5.2.1 问题讨论与模型建立 |
| 5.2.2 双循环结构 |
| 5.2.3 损失函数 |
| 5.3 实验结果与分析 |
| 5.3.1 训练参数 |
| 5.3.2 结果与分析 |
| 5.4 小结 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 论文工作总结 |
| 6.2 论文的主要创新点 |
| 6.3 后续研究工作展望 |
| 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 |
（2）外辐射带相对论电子通量长期倒空事件的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 地球辐射带的结构 |
| 1.1.1 内辐射带 |
| 1.1.2 槽区 |
| 1.1.3 外辐射带 |
| 1.2 地球亚暴和磁暴 |
| 1.2.1 亚暴 |
| 1.2.2 磁暴 |
| 1.3 相对论电子通量倒空现象 |
| 1.4 本文主要研究内容 |
| 第二章 外辐射带电子的输送、损失和加速机制 |
| 2.1 绝热和非绝热作用 |
| 2.1.1 单粒子轨道理论与绝热不变量 |
| 2.1.2 磁暴“Dst效应”——完全绝热作用 |
| 2.1.3 非绝热作用 |
| 2.2 径向扩散与磁层顶损失 |
| 2.2.1 径向扩散 |
| 2.2.2 “磁层顶阴影”损失机制 |
| 2.3 波粒相互作用 |
| 2.3.1 超低频波(ULF waves) |
| 2.3.2 合声波(Chorus waves) |
| 2.3.3 电磁离子回旋波(EMIC waves) |
| 2.3.4 等离子体层嘶声波(Plasmaspheric hiss waves) |
| 2.3.5 波粒相互作用小结 |
| 2.4 PSD的介绍及应用 |
| 2.5 小结 |
| 第三章 基于多卫星观测方法的介绍和其它数据来源 |
| 3.1 卫星轨道简介和仪器参数说明 |
| 3.1.1 地球同步轨道卫星 |
| 3.1.2 近极地太阳同步轨道卫星 |
| 3.1.3 近赤道面卫星 |
| 3.2 太阳风数据、地磁数据 |
| 3.3 ULF波指数 |
| 3.4 小结 |
| 第四章 地球同步轨道相对论电子通量长期倒空事件的统计研究 |
| 4.1 相对论电子通量长期倒空事件的定义 |
| 4.2 相对论电子通量长期倒空事件在太阳活动周内的年分布特点 |
| 4.3 相对论电子通量长期倒空事件产生条件和结束条件的统计特征 |
| 4.3.1 磁层顶高度和等离子体层顶高度模型介绍 |
| 4.3.2 时间序列叠加法 |
| 4.3.3 讨论 |
| 4.4 维持相对论电子通量长期倒空现象的条件及其与磁暴强度的关系 |
| 4.4.1 有无磁暴发生事件的选取标准 |
| 4.4.2 有无磁暴发生事件期间太阳风参数和地磁参数的统计对比 |
| 4.4.3 磁暴强度与维持相对论电子通量长期倒空现象的联系 |
| 4.4.4 讨论 |
| 4.5 各类参数的量化和预估 |
| 4.6 小结 |
| 第五章 连续两次磁暴发生期间外辐射带相对论电子通量长期倒空事件特征和机制的研究 |
| 5.1 行星际条件和地磁活动水平 |
| 5.2 多卫星观测相对论电子通量的变化 |
| 5.2.1 同步轨道卫星观测结果 |
| 5.2.2 RBSP观测结果 |
| 5.2.3 极轨卫星观测结果 |
| 5.3 讨论 |
| 5.3.1 暴时磁场与环电流 |
| 5.3.2 相空间密度 |
| 5.3.3 波粒相互作用与相对论电子通量增长 |
| 5.4 小结 |
| 第六章 外辐射带不同能量高能电子对两次连续磁暴的不同响应 |
| 6.1 多卫星观测不同能量高能电子通量的变化 |
| 6.2 不同能量电子在外辐射带通量峰值处的变化 |
| 6.3 不同L高度电子能量分布特征 |
| 6.4 讨论 |
| 6.5 小结 |
| 第七章 总结和展望 |
| 7.1 总结 |
| 7.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
（3）基于PandaⅩ-Ⅱ实验探测WIMP与原子核自旋相关的反应（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 符号说明 |
| 1 绪论 |
| 1.1 暗物质存在的证据 |
| 1.1.1 星系旋转曲线 |
| 1.1.2 引力透镜 |
| 1.1.3 宇宙微波背景辐射 |
| 1.1.4 暗物质候选粒子 |
| 1.1.5 超对称模型和WIMP miracle |
| 1.1.6 WIMP反冲事例率 |
| 1.2 探测暗物质 |
| 1.2.1 暗物质直接探测 |
| 1.2.2 暗物质间接探测 |
| 1.2.3 对撞机探测暗物质 |
| 1.3 论文章节的安排 |
| 2 基于两相型液氙的时间投影室技术 |
| 2.1 氙的物理性质 |
| 2.2 氙的光电特性 |
| 2.2.1 电离特性 |
| 2.2.2 发光特性 |
| 2.3 两相型液氙探测器 |
| 3 PandaⅩ-Ⅱ实验介绍 |
| 3.1 中国锦屏地下实验室,CJPL |
| 3.2 探测器组成部分 |
| 3.2.1 屏蔽体 |
| 3.2.2 制冷系统 |
| 3.2.3 循环系统 |
| 3.2.4 时间投影室(Time Projection Chamber,TPC) |
| 3.2.5 光电倍增管 |
| 3.2.6 刻度系统 |
| 3.2.7 慢控制系统和数据监测系统 |
| 3.2.8 DAQ系统 |
| 3.2.9 材料检测站 |
| 3.2.10 其余系统 |
| 3.3 PandaⅩ-Ⅱ时间表 |
| 3.4 PandaⅩ-Ⅱ离线软件 |
| 3.5 PandaⅩ-Ⅱ位置重建 |
| 4 探测器响应 |
| 4.1 光电管增益(Gain)刻度 |
| 4.1.1 Gain的稳定性 |
| 4.1.2 双光电子发射 |
| 4.1.3 光电管饱和 |
| 4.2 单电子增益 |
| 4.2.1 单电子事例的选择 |
| 4.2.2 单电子事例的能谱 |
| 4.2.3 S2 bottomonly SEG |
| 4.3 ZLE效率的刻度 |
| 4.3.1 使用LED数据刻度ZLE效率 |
| 4.3.2 使用AmBe数据刻度ZLE效率 |
| 4.4 探测器不均匀性的修正 |
| 4.4.1 Xe TPC常见刻度源 |
| 4.4.2 单次散射和多次散射 |
| 4.4.3 不均性修正 |
| 4.4.4 S2修正中的饱和问题 |
| 4.5 电光反相关图 |
| 5 PandaⅩ-Ⅱ低能事例刻度 |
| 5.1 NEST Model |
| 5.1.1 NSET model介绍 |
| 5.1.2 NSET模型的涨落 |
| 5.2 低能NR事例刻度 |
| 5.2.1 Am-Be中子源刻度 |
| 5.2.2 ~(252)Cf刻度 |
| 5.3 低能ER事例刻度 |
| 5.3.1 ~(127)Xe和~(83)Kr的低能事例 |
| 5.3.2 CH_3T |
| 5.3.3 Rn-220刻度 |
| 5.4 NR和ER的区分 |
| 6 PandaX实验中的低能本底和最终候选事例 |
| 6.1 低能ER本底 |
| 6.1.1 ~(85)PKr |
| 6.1.2 ~(220)Rn和~(222)Rn |
| 6.1.3 材料放射性 |
| 6.1.4 ~(127)Xe和CH_3T本底 |
| 6.1.5 其他ER本底 |
| 6.2 中子本底 |
| 6.3 偶然符合本底 |
| 6.3.1 独立S1的筛选 |
| 6.3.2 独立S2的筛选 |
| 6.3.3 随机匹配独立的S1和S2 |
| 6.4 PandaⅩ-Ⅱ最终暗物质候选事例 |
| 7 暗物质与原子核自旋相关的反应 |
| 7.1 WIMP-原子核自旋相关的反应 |
| 7.2 Profile likelihood fitting |
| 7.3 PandaⅩ-Ⅱ WIMP与原子核自旋相关反应的实验结果 |
| 8 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 攻读博士学位期间发表的论文及其他成果 |
| 致谢 |
（4）辐射带离子回旋波和磁声波研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 辐射带简介 |
| 1.1 辐射带的发现、结构和演化 |
| 1.1.1 辐射带与太空探索 |
| 1.1.2 辐射带结构及演化 |
| 1.2 辐射带动力学过程 |
| 1.2.1 粒子周期绝热运动 |
| 1.2.2 辐射带波粒相互作用 |
| 1.3 理论模型和观测数据 |
| 1.3.1 准线性理论 |
| 1.3.2 试验粒子模型和非线性散射 |
| 1.4 论文研究思路 |
| 第2章 电磁离子回旋波非线性散射高能电子 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 模拟参数 |
| 2.3 结果和讨论 |
| 2.3.1 非线性的法向角依赖 |
| 2.3.2 基频共振和谐频共振 |
| 2.3.3 相位捕获条件的进一步探讨 |
| 2.3.4 输运系数 |
| 2.3.5 电子相空间密度演化 |
| 2.4 结论 |
| 第3章 磁声波激发与传播 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 2013年8月21日协同观测 |
| 3.2.1 概述 |
| 3.2.2 激发 |
| 3.2.3 传播 |
| 3.3 2015年9月19日协同观测 |
| 3.4 讨论 |
| 3.5 结论 |
| 第4章 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（5）地球磁暴期间辐射带能量电子通量变化的统计研究：Van Allen Probes卫星观测（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 引言 |
| 1.1 地球辐射带介绍 |
| 1.2 地球磁暴和磁层亚暴 |
| 1.3 地磁指数 |
| 1.4 辐射带粒子的动力学过程 |
| 1.5 地球辐射带最新研究进展及研究内容 |
| 1.5.1 地球辐射带最新研究进展 |
| 1.5.2 研究内容 |
| 第二章 VanAllenProbes卫星介绍以及能量电子通量数据处理方法 |
| 2.1 VanAllenProbes卫星介绍 |
| 2.2 ECT组件 |
| 2.3 能量电子通量数据处理方法 |
| 2.3.1 MagEIS与REPT数据的结合 |
| 2.3.2 L-Shell范围的确定和电子通量图形的对比 |
| 2.4 本章小结 |
| 第三章 磁暴期间能量电子通量变化的统计分析 |
| 3.1 2013 年3月磁暴事件 |
| 3.2 2014 年2月磁暴事件 |
| 3.3 2015 年3月磁暴事件 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 亚暴期间能量电子通量变化的分析 |
| 4.1 2013 年3月磁暴期间的亚暴事件 |
| 4.2 本章小结 |
| 第五章 电子通量变化的参数统计分析和理论模型对比 |
| 5.1 能量电子差分通量模型 |
| 5.2 通量数据拟合及误差分析 |
| 5.2.1 最小二乘法拟合 |
| 5.2.2 拟合结果验证及误差分析 |
| 5.3 拟合参数统计分析 |
| 5.3.1 2013 年3月磁暴事件的参数统计分析 |
| 5.3.2 2014 年2月磁暴事件的参数统计分析 |
| 5.3.3 2015 年3月磁暴事件的参数统计分析 |
| 5.4 本章小结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
（6）基于Fermi-LAT数据的球状星团研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 Fermi伽马射线望远镜和球状星团 |
| 1.1 Fermi伽马射线卫星的介绍 |
| 1.1.1 GBM探测器 |
| 1.1.2 LAT的结构 |
| 1.1.3 LAT的仪器性能 |
| 1.2 Fermi-LAT的伽马射线数据处理 |
| 1.2.1 极大似然法的原理 |
| 1.2.2 极大似然法与最小二乘法的联系 |
| 1.2.3 数据处理的原理 |
| 1.2.4 Fermi-LAT数据处理的流程 |
| 1.3 球状星团 |
| 1.3.1 引言 |
| 1.3.2 球状星团 |
| 1.3.3 伽马射线波段的球状星团 |
| 1.3.4 球状星团的伽马射线波段的辐射机制 |
| 1.3.5 Fermi组公布的3期源表中的16个球状星团 |
| 第二章 基于Fermi-LAT的Pass 7数据的球状星团的数据处理 |
| 2.1 选取数据 |
| 2.2 数据处理方法 |
| 2.3 数据处理结果 |
| 2.3.1 2MS-GC01 |
| 2.3.2 IC 1257 |
| 2.3.3 NGC 5904 |
| 2.3.4 FSR 1735 |
| 2.3.5 NGC 6656 |
| 2.4 总结 |
| 第三章 基于Fermi-LAT的Pass 8数据的球状星团的数据处理 |
| 3.1 数据准备 |
| 3.2 数据处理方法 |
| 3.3 数据处理的结果 |
| 3.3.1 证实有伽马射线辐射的球状星团 |
| 3.3.2 可能有伽马射线辐射的球状星团 |
| 3.4 总结与讨论 |
| 第四章 双星系统PSR B1259-63/LS 2883的X射线和伽马射线波段的观测研究 |
| 4.1 伽马射线的数据处理及结果 |
| 4.2 X射线的数据处理及结果 |
| 4.2.1 Swift的X射线观测 |
| 4.2.2 XMM-Newton的X射线观测 |
| 4.3 X射线的光变曲线 |
| 4.4 比较与讨论 |
| 4.5 总结、讨论 |
| 第五章 总结与展望 |
| 第六章 附录 |
| 6.1 数据处理流程如下 |
| 6.2 银河系中的球状星团的列表 |
| 参考文献 |
| 攻读博士研究生期间完成/参加的文章列表 |
| 致谢 |
（7）中高层大气气辉光谱的探测与研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 引言 |
| 1.1 气辉介绍 |
| 1.2 气辉分类 |
| 1.2.1 OI557.7nm气辉 |
| 1.2.2 OI630nm气辉 |
| 1.2.3 Na气辉 |
| 1.2.4 OH气辉 |
| 1.2.5 O_2(0-1)气辉 |
| 1.3 研究背景与内容 |
| 1.4 论文内容章节安排 |
| 第2章 观测数据与分析方法 |
| 2.1 地基观测 |
| 2.1.1 大气辐射观测系统(SMART) |
| 2.1.2 观测系统响应率定标 |
| 2.2 卫星观测 |
| 2.3 HITRAN分子数据 |
| 2.4 气辉光谱数据预处理 |
| 2.5 OH光谱强度与转动温度计算 |
| 2.5.1 谱线强度计算 |
| 2.5.2 转动温度计算 |
| 2.6 O_2光谱数据处理与转动温度计算 |
| 第3章 利用地基OH观测与卫星观测的比较评估EINSTEIN系数 |
| 3.1 OH EINSTEIN系数 |
| 3.1.1 Einstein系数简介 |
| 3.1.2 OH Einstein对转动温度计算影响 |
| 3.2 转动温度与SABER温度比较 |
| 3.3 结果与讨论 |
| 3.4 小结 |
| 第4章 O_2和OH气辉对大气波动的响应研究 |
| 4.1 背景知识 |
| 4.2 气辉对大气波动响应研究 |
| 4.3 数据分析方法 |
| 4.3.1 OH和O_2气辉观测 |
| 4.3.2 辐射强度与转动温度扰动比较 |
| 4.3.3 重力波与潮汐波动 |
| 4.3.4 行星波扰动 |
| 4.4 结果与讨论 |
| 4.5 小结 |
| 第5章 利用OH转动温度和SABER温度研究MLT区域季节性变化 |
| 5.1 研究背景 |
| 5.2 数据与方法 |
| 5.3 OH转动温度季节变化 |
| 5.4 小结 |
| 第6章 总结 |
| 6.1 工作总结 |
| 6.2 工作展望 |
| 附录 |
| 附录A |
| 附录B |
| 参考文献 |
| 发表以及待发表文章目录 |
| 致谢 |
（8）磁层中高纬截止刚度研究以及Fokker-Planck扩散系数矩阵研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 地球磁层结构 |
| 1.1.1 磁层辐射带 |
| 1.2 地球磁层磁场模型 |
| 1.2.1 磁层磁场内场模型 |
| 1.2.2 外场模型-Tsyganenko模型 |
| 1.3 地球磁层电场模型 |
| 1.3.1 Werimer电场模型 |
| 1.4 磁层中的坐标系 |
| 1.4.1 GEO,MAG,GAM,GSE等 |
| 1.5 空间物理研究方法简介 |
| 1.6 问题的提出以及全文概述 |
| 第二章 磁层中粒子的运动基本图像 |
| 2.1 粒子在磁层中的基本运动 |
| 2.1.1 单粒子在外加电磁场中的运动 |
| 2.2 捕获粒子在地球磁层中的运动 |
| 2.2.1 粒子的回旋运动 |
| 2.2.2 粒子的弹跳运动 |
| 2.2.3 粒子的漂移运动 |
| 2.2.4 空间能量粒子加速机制 |
| 2.3 磁层中的磁暴 |
| 2.4 数值计算 |
| 2.4.1 三线性插值 |
| 2.4.2 Runge-Kutta积分方法 |
| 第三章 高纬度区域宇宙线垂直截止刚度研究 |
| 3.1 背景知识 |
| 3.1.1 刚度 |
| 3.1.2 截止刚度 |
| 3.2 粒子轨迹追踪方法 |
| 3.3 高纬宇宙线进入窗口的研究 |
| 3.3.1 参数研究 |
| 3.3.2 磁暴期间CRWs研究 |
| 3.4 小结 |
| 第四章 中高纬度地区高能粒子截止纬度的椭圆拟合研究 |
| 4.1 简介 |
| 4.2 不同垂直截止刚度边界的研究 |
| 4.2.1 对边界的椭圆拟合 |
| 4.3 小结以及未来工作计划 |
| 第五章 Fokker-Planck传播方程 |
| 5.1 简介 |
| 5.2 Fokker-Planck传播方程的推导 |
| 5.2.1 扰动电磁场中的单粒子运动 |
| 5.2.2 准线性理论 |
| 5.2.3 回旋平均 |
| 5.3 Fokker-Planck传播方程的数值求解 |
| 5.3.1 数值模型及其求解方法 |
| 5.3.2 时间倒向 |
| 5.3.3 边界条件和初始条件的确定 |
| 5.4 绝热加速 |
| 5.5 小结 |
| 第六章 Fokker-Planck方程扩散系数矩阵研究 |
| 6.1 简介 |
| 6.2 扩散系数矩阵计算方法 |
| 6.3 扩散系数矩阵简化 |
| 6.4 线性偶极化阿尔芬波驱动的扩散系数对比 |
| 6.5 小结 |
| 第七章 总结展望 |
| 7.1 总结和展望 |
| 7.1.1 主要的研究成果 |
| 7.1.2 未来的工作展望 |
| 致谢 |
| 附录A Fokker-Planck扩散系数矩阵表达式 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
（9）太阳活动区爆发的活动导致日地连接事件的初步研究（论文提纲范文）
| 目录 |
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳活动周 |
| 1.2 太阳耀斑 |
| 1.3 GLE事件 |
| 1.4 太阳质子事件 |
| 1.5 行星际激波与磁云 |
| 1.5.1 行星际激波 |
| 1.5.2 日冕物质抛射 |
| 1.5.3 行星际日冕物质抛射 |
| 1.5.4 磁云 |
| 1.6 本文的研究内容 |
| 第二章 太阳活动周的幅度与活动区面积关系的统计研究 |
| 2.1 数据来源 |
| 2.2 数据分析结果 |
| 2.3 小结与讨论 |
| 第三章 GLE事件的统计分析 |
| 3.1 数据来源 |
| 3.2 数据分析结果 |
| 3.3 小结与讨论 |
| 第四章 100 MeV太阳质子的统计分析 |
| 4.1 数据分析 |
| 4.2 数据分析结果 |
| 4.2.1 100MeV质子事件与超级活动区的关系以及它们的太阳周分布 |
| 4.2.2 100 MeV质子PC成分的强度与耀斑和CME速度的相关系数 |
| 4.2.3 100 MeV质子事件脉冲相时间与耀斑经度的统计关系式 |
| 4.3 小结与讨论 |
| 第五章 行星际激波与磁云位型关系的初步研究 |
| 5.1 行星际日冕物质抛射与磁云的基本属性 |
| 5.2 磁云与其驱动激波 |
| 5.3 激波与磁云/ICME相对位型的典型事例分析 |
| 5.3.1 激波与ICME相对位型的卡通图 |
| 5.3.2 典型事例的分析 |
| 5.4 小结与讨论 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 本文的研究结论 |
| 6.2 本文的创新点 |
| 6.3 下一步的工作进展 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
（10）空间科学大数据存储模型SP-HDF及应用研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 概述 |
| 1.1 研究背景 |
| 1.2 问题的提出 |
| 1.3 国内外研究现状 |
| 1.4 项目依托 |
| 1.5 研究的内容与目标 |
| 1.6 论文组织结构 |
| 1.7 本章小结 |
| 第二章 空间科学数据特征及分类 |
| 2.1 空间科学数据及其特征 |
| 2.2 子午工程及其科学数据 |
| 2.3 空间天气科学数据 |
| 2.4 本章小结 |
| 第三章 空间科学数据传统存储方案 |
| 3.1 空间科学数据的传统存储方案 |
| 3.2 空间科学大数据的存储要求 |
| 3.3 HDF 与 CDF 存储模型的特点与不足 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 SP-HDF 存储模型框架及设计 |
| 4.1 SP-HDF 存储模型概述 |
| 4.2 SP-HDF 存储映射层设计 |
| 4.3 SP-HDF 逻辑存储层设计 |
| 4.4 SP-HDF 接口层设计 |
| 4.5 SP-HDF 应用层设计 |
| 4.6 本章小结 |
| 第五章 空间科学大数据标准化处理 |
| 5.1 子午工程空间科学大数据标准化处理流程 |
| 5.2 子午工程科学大数据的标准化处理模型 |
| 5.3 基于负载均衡的标准化处理性能优化 |
| 5.4 标准化处理及性能优化的应用效果 |
| 5.5 本章小结 |
| 第六章 空间科学大数据的共享服务模型 |
| 6.1 空间科学大数据的共享服务基本要求 |
| 6.2 基于虚拟观测站点的共享服务模型 |
| 6.3 共享服务元数据模型 |
| 6.4 子午工程数据服务接口原型 |
| 6.5 本章小结 |
| 第七章 结论与展望 |
| 7.1 论文主要工作及创新点 |
| 7.2 展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录 1：基于 XML 的标准化处理模板范例 |
| 附录 2：写入空间天气数据程序代码 |
| 附录 3：个人简历 |
| 一、教育经历 |
| 二、发表相关学术论文 |
| 三、参加科研项目 |
四、宇宙线暴时增加及其特征（论文参考文献）
- [1]基于深度学习的光学遥感图像去噪与超分辨率重建算法研究[D]. 冯旭斌. 中国科学院大学(中国科学院西安光学精密机械研究所), 2020(06)
- [2]外辐射带相对论电子通量长期倒空事件的研究[D]. 吴晗. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2020(01)
- [3]基于PandaⅩ-Ⅱ实验探测WIMP与原子核自旋相关的反应[D]. 燕斌斌. 山东大学, 2019(02)
- [4]辐射带离子回旋波和磁声波研究[D]. 王庚. 中国科学技术大学, 2018(11)
- [5]地球磁暴期间辐射带能量电子通量变化的统计研究：Van Allen Probes卫星观测[D]. 余德银. 南昌大学, 2018(12)
- [6]基于Fermi-LAT数据的球状星团研究[D]. 张鹏飞. 云南大学, 2016(01)
- [7]中高层大气气辉光谱的探测与研究[D]. 刘伟军. 中国科学院国家空间科学中心, 2016(08)
- [8]磁层中高纬截止刚度研究以及Fokker-Planck扩散系数矩阵研究[D]. 楚伟. 中国科学院国家空间科学中心, 2016(01)
- [9]太阳活动区爆发的活动导致日地连接事件的初步研究[D]. 李鹏. 南京信息工程大学, 2014(07)
- [10]空间科学大数据存储模型SP-HDF及应用研究[D]. 夏军宝. 中国地质大学（北京）, 2013(04)