一、一个小δ活动区中产生大的耀斑（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》文中研究指明太阳高能粒子（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。
王婷[2]（2021）在《第22、23和24太阳活动周期间太阳耀斑事件的统计研究》文中研究说明
杨丽平[3]（2021）在《光球视向电流密度分布和耀斑带位置的关系》文中研究说明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。
颜毅华[4]（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.
何远柏[5]（2021）在《基于CornerNet-Saccade的太阳黑子群Wilson山磁分类研究》文中研究指明太阳黑子是太阳表面强磁场的典型表现,与太阳活动联系紧密,比如耀斑和日冕物质抛射。这些活动会扰乱地球大气层,使地面的无线电短波通讯受到影响,产生“磁暴”现象等危害。研究表明,太阳黑子群的形态结构和对应活动区的磁场极性越复杂,在该区域发生耀斑的概率就越高。其中,Wilson山磁分类中的βγδ类与耀斑的关系最为密切,大多数的X和M级耀斑发生在βγδ类黑子群上方。基于太阳黑子群与太阳耀斑的关系,对太阳黑子群Wilson山磁分类算法的研究非常具有意义。深度学习中的CornerNet-Saccade模型在目标检测领域取得了良好效果,本文基于CornerNet-Saccade对太阳黑子群Wilson山磁分类方法展开研究。本论文建立了可靠的太阳黑子群Wilson山磁分类数据集,对大约2400张太阳全日面图像进行预处理,用Label Me标注工具对太阳黑子群进行分类标注,共标注了10000多个样本,数据集已经与云南天文台的相关专家反复确认。针对太阳黑子群的的形态特征和对应活动区的磁场极性,提出了基于CornerNet-Saccade的CNSS（CornerNet-Saccade-Sunspot）模型,并成功应用于太阳黑子群Wilson山磁分类任务,在太阳黑子群Wilson山磁分类数据集上的准确率为95%,召回率为95%,m AP为93%。相比较于CornerNet-Saccade,CNSS在太阳黑子群Wilson山磁分类数据集上的检测精度提升了大约6%。本文创新点在于建立了一个可靠的太阳黑子群Wilson山磁分类数据集,用于太阳黑子群Wilson山磁分类任务的训练和测试环节。其次,针对太阳黑子群的形态特征和对应活动区的磁场极性,本文提出了基于CornerNet-Saccade的CNSS模型,提升了太阳黑子群Wilson山磁分类的检测性能。
薛建朝[6]（2021）在《太阳耀斑环顶下降流和日珥羽流的热动力学分析》文中认为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。
刘铁[7]（2021）在《暗条热通道和日珥冕穴系统的磁场结构与演化》文中研究说明太阳哺育着地球,人类仰望着太阳。当我们用望远镜仔细观察太阳时,发现它并不是永恒不变的,太阳上常常发生一些瞬变现象,人们称之为太阳活动。长时间的观测,发现太阳活动具有周期性,最明显的太阳活动周期是1 1年。太阳活动中最引人注目的是太阳爆发活动,这是一种剧烈能量释放过程,如果正对地球,会产生灾害性空间天气,影响空间探测和地面通信等人类活动。包括太阳耀斑、暗条爆发、日冕物质抛射在内的太阳爆发活动被认为是同一物理过程磁重联的不同表现形式。虽然各种模型可以解释太阳爆发的诸多观测现象,然而爆发前磁场能量是通过哪种方式积累的?爆发的具体触发机制是什么?爆发过程中的能量又是如何释放的?目前在这些太阳物理的核心前沿问题上仍存在很大争议。本论文的主要内容是,利用日冕磁场重建和磁流体力学模拟的方法,探索具体的太阳活动事件源区的‘暗条热通道’系统和‘日珥冕穴’系统的磁场结构和演化过程,以期望加深对爆发的触发与能量积累和释放过程的理解。论文最后利用最新发展的人工神经网络方法探究建立不同太阳观测之间的映射的可能性,进一步又延伸到提高太阳观测图像质量。综上所述,本论文主要的研究可以分为两方面:探究太阳爆发活动的物理过程和探索辅助太阳观测的新方法。下面展示这两方面的结果。当一组磁力线绕着某个主轴缠绕时,就形成了所谓的磁通量绳（磁绳）结构。磁通量绳是宇宙中普遍存在的基本等离子体结构,在太阳爆发过程中普遍存在,而且磁绳在爆发的能量存储和释放过程中均起着至关重要的作用。SDO 卫星发射成功后,观测发现了太阳活动区日冕中的‘热通道’结构,许多学者认为其很可能是磁通量绳特征物,但是由于尚无日冕磁场常规测量,所以一直无法对‘热通道’结构的物理本质及磁场结构给予直接回答。我们研究了四个具有‘暗条热通道’系统的活动区太阳耀斑事件。首次通过基于观测的磁场建模成功重建了符合观测中的‘热通道’的磁场结构,并对重建的磁场模型中的‘磁通量绳’与观测中的‘热通道’和‘暗条’之间的对应关系进行了初步探讨与比较。观测发现,在‘暗条热通道’系统中,S形的热通道位于暗条上方,两者在爆发前成对出现。热通道的形成大约需要几个到几十个小时,在此期间,两个J形的剪切磁拱发生磁重联形成S形的热通道。热通道形成后一般保持大约几十分钟的稳定状态,然后爆发形成日冕物质抛射。然而底部的暗条在热通道形成之前已经存在,并未随热通道的爆发而爆发。我们用磁通量绳插入法构造了一系列的磁场模型,与观测比较后,发现最适模型中包含一个带有双曲磁流管结构的磁通量绳。在双曲磁流管结构上方的磁力线与热通道相对应,其下方的磁力线对应暗条磁场。在SOL2014-04-18事件中,与观测中的热通道一致的磁力线位于磁绳上方,其余三个事件都可以用经过磁绳中心位置的磁力线模拟观测到的热通道。磁绳中心的高度位于19.8兆米到46兆米之间,其中SOL2012-07-12事件中磁绳高度最高,为46兆米。这个事件中热通道的投影效应可以用于解释观测中发现的双层结构。通过增加轴向磁通量构造出的磁场演化模型与观测中的热通道形成过程相符,表明热通道可能是由磁重联增加轴向磁通形成的。进一步,借助磁流体力学模拟,我们分析了‘日珥冕穴’系统中的磁重联。这一系统与‘暗条热通道’系统类似,核心都是一个磁通量绳。不同之处在于,‘日珥冕穴’系统多在宁静区日面边缘被观测到,而‘暗条热通道’系统多出现在日面中心的活动区。在‘日珥冕穴’系统中有一个热的冕穴,包围着一个日珥,日珥上方有牛角结构,牛角结构中心存在一个热核心。我们发现这一系统从准平衡态到爆发的过程可以分为四个阶段:准静态阶段、慢速上升阶段、快速上升阶段和传播阶段。在准静态阶段,磁绳几乎静止,直到磁绳上方出现双曲磁流管结构后,磁绳与上方束缚场之间发生磁重联,该重联削弱了磁绳上方磁场的束缚,进而驱动磁绳进入慢速上升阶段。一旦磁绳上升进入电流环不稳定性区域,快速上升阶段开始,随后磁绳下方出现双曲磁流管结构,快速耀斑磁重联在此处发生。当磁绳上升到大约一个太阳半径高度时,其加速度下降到大约为0 km/s2,因而进入传播阶段。该模拟重现了一类日珥爆发的全过程,尤其能加深我们对宁静区太阳日珥爆发过程的理解。最后,我们探究了利用条件限制的生成对抗网络建立从输入集（A）到目标集（B）之间映射的可能性,并且定义了映射的上限和下限。当输入集（A）和目标集（B）相同时,我们称为AA映射;不同时,为AB映射。AB映射中包含随机映射,其输入集中图像为随机像素值图像。我们首先训练了 8组从GONG的Hα图像到AIA的8个波段图像的AB映射。得到伪造的AIA图像与实际观测AIA图像类似。在活动区和日珥等大尺度结构上伪造AIA图像与实际观测AIA图像一致,然而小尺度的日冕环和暗条细丝无法被重现。进一步,我们用AA映射和随机映射展示了所有AB映射的上限和下限,并用4种评测函数定量比较。最后,我们发现AA映射有提高图像信噪比的效果,AA映射处理后的图像峰值信噪比大于三张实际观测AIA图像叠加的峰值信噪比。但是这种降噪效果还需用其他类型的数据和神经网络进行验证。在这个工作基础上,我们进一步开展了两个工作:1.探索了利用条件限制的生成对抗网络从地面观测到的Hα图像得到HMI磁图的可能性;2.利用专门为图像降噪设计的神经网络self2self对HMI磁图进行降噪。初步均得到了正面的结果。综上所述,‘暗条热通道’系统和‘日珥冕穴’系统的核心结构都是磁通量绳。我们首次通过基于观测的磁场建模,成功重建了符合观测中的‘热通道’的磁场结构。发现‘暗条热通道’系统的磁场结构是带有双曲磁流管结构（HFT）的磁通量绳。其中HFT结构上方的磁力线对应观测到的‘热通道’,而下方的磁力线环绕着暗条。进一步磁场建模研究表明热通道可能是由磁重联增加轴向场形成的。我们用磁流体力学模拟的方法研究了太阳宁静区的‘日珥冕穴’系统中磁通量绳的结构和演化,重现了日珥爆发的四个阶段,发现磁绳与其上方束缚场的磁重联和磁绳下方的耀斑磁重联分别在慢速上升阶段和快速上升阶段起主要作用。上述工作有助于加深对太阳爆发源区的磁场结构和爆发机制的理解。最后关于条件限制的生成对抗网络在太阳观测图像中的应用,我们指出了这一方法的局限性,给出了生成结果的上限和下限。进一步我们探讨了神经网络深度学习在数据降噪方面的应用。
于文慧[8]（2020）在《太阳耀斑中Neupert效应的统计研究与X射线成像算法的测试》文中研究说明太阳耀斑过程中,大量粒子在短时间内被加速到高能,这些粒子随后在太阳大气中产生一系列耀斑现象和次级效应,高能X射线的观测有助于理解耀斑能量释放和传输过程。Neupert效应的定性描述是耀斑中脉冲分量（硬X射线、微波暴）与渐变分量（软X射线发射）之间存在因果关系。根据经典Neupert效应的定量描述推论,硬X射线发射（表征非热电子注入）结束时软X射线发射应该立刻达到极大。但以往的观测发现,一些耀斑软X射线峰值时间（t2）明显晚于硬X射线结束时间（t1）（τ=t2-t1,τ>0）,热与非热之间存在明显的偏离经典Neupert效应的情况。为了研究偏离经典Neupert效应的事件,我们在2002-2015年间的RHESSI和GOES耀斑列表中,按照25-50 keV光变简单、软X射线有对应发射峰等判据,共选择了 276个耀斑样本,统计了这些耀斑的τ分布、环长d（用双足点源之间的距离来表征）与τ的关系。结果显示:（1）有227个耀斑τ>0,即有约82%的耀斑偏离经典Neupert效应;（2）τ与d之间存在一定的线性相关,即环越长,软X射线极大的时间越延后;（3）似乎存在一个临界距离,当环长小于临界距离时,经典Neupert效应成立。我们利用这批数据还做了耀斑一些其他参数的统计,发现等离子体温度极大的时间与硬X射线结束时间（t1）相当。这些结果印证了修正Neupert效应的必要性,有助于理解耀斑爆发中的能量过程。硬X射线成像仪（HXI）是我国第一颗太阳综合探测卫星ASO-S上三大载荷之一,它采用空间调制傅里叶变换成像的原理进行成像。为了更好开发HXI/ASO-S的成像算法,我们利用RHESSI提供的分析软件,考察了不同成像算法的特点。共选择了三种空间形态（点、环和双足点）的源,测试了 RHESSI的10种算法,发现（1）Clean算法能很好消除旁瓣,但对源的形状细节的展示较差;（2）EM和MEM更适合扩展源,比如环状源;（3）Pixon、VIS CS、VIS WV可用于点源与环状源同时存在的情况;（4）Forward Fit受参数的约束,环、扩展源形状差,点源影响不大;（5）不同算法对光子流量影响不大;这些结果对开发HXI成像算法提供了参考,但由于样本还较少,仍需要更多研究推进。
王璐[9]（2020）在《太阳射电爆发的系统研究》文中研究说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。
李传洋[10]（2020）在《太阳射电爆发物理过程研究》文中指出太阳射电爆发现象一直是太阳射电研究,乃至整个太阳物理研究中的重要课题。由于射电辐射的观测特征（强度、频率、谱形等）与辐射源区的磁场、等离子体、高能粒子的性质密切相关,所以射电暴可用以诊断太阳大气的物理性质,特别是爆发过程中的物理参数。对射电暴的研究可以加深对太阳磁场能量的转换与释放、高能粒子的加速与射电暴产生机制的认识。本论文从观测数据分析、线性理论和数值模拟三个方面对射电爆发相关过程与辐射机制进行了研究。论文第一章主要介绍了有关的研究背景,包括太阳大气中的活动现象,及其引发的太阳射电爆发,同时简单介绍了两种重要的射电辐射机制:电子回旋脉泽辐射和等离子体辐射。第二章利用SDO/HMI-AIA、NRH射电成像等多波段数据,对Ⅰ型暴相关的太阳大气极紫外与磁场活动进行了详尽分析。导致Ⅰ型暴的动力学过程和辐射机制始终没有一个很好的阐释,其在太阳大气中对应的活动现象也是一个重要课题,有助于理解相关物理过程。通常认为,Ⅰ型暴是由捕获于黑子上方封闭磁结构中的高能电子激发的,代表着发生于太阳活动区上方的长时间、缓慢的磁场能量释放过程。有关研究对于认识活动区长时间演化及小尺度能量释放过程具有重要意义。本节分析了 2011年7月30日的一例Ⅰ型暴事件,联合SDO/AIA多波段EUV观测数据、HMI矢量磁场数据、NRH的Ⅰ型暴射电成像数据,找到了将Ⅰ型射电暴、EUV增亮、运动磁结构（MMFs）活动三者关联在一起的关键证据——Ⅰ型暴源区斜下方存在增强的EUV辐射增亮现象,呈非常规整的三带结构;源区辐射强度变化曲线与多波段EUV辐射流量相关系数高达0.7-0.8;EUV活动区下方的光球磁场存在频繁向外运动的磁结构,而且这些磁结构也呈三区分布。此外,观测到了MMFs有关磁对消、EUV增亮,还观测到几处明显的EUV增亮区域上方的双向喷流过程,这些说明Ⅰ型暴源区附近存在小尺度磁重联过程。基于光球磁场活动、日冕中的EUV和射电活动这三者之间的密切联系,认为观测到的Ⅰ型暴和EUV增亮等活动是光球上的MMFs驱动的小尺度磁场重联导致的,这一发现与Bentley et al.（2000）提出的MMFs是米波Ⅰ型暴的源基本一致。结合源表面势场外推（PFSS）结果,得出Ⅰ型暴产生过程的物理图景为:MMFs在外移过程中发生磁场对消,驱动上方磁拱发生磁场重联形成新的闭合磁环,这一过程中产生并加速高能电子激发射电辐射。根据上面Ⅰ型暴物理图景描述,可知Ⅰ型暴与小尺度磁重联过程相关。这些重联过程所加速产生的高能电子注入并束缚于活动区上方的闭合磁环之中。因此Ⅰ型暴辐射与束缚于闭合环中的约束电子及重联过程瞬时注入的高能电子有关。除Ⅰ型暴外,ⅣV型暴以及其它几类射电暴（Ⅱ,Ⅴ）也均可能与束缚电子有关。束缚于磁结构中的能量电子能够形成损失锥类分布,这种分布在垂直速度方向上具有反转的粒子分布,即（?）f/（?）v⊥>0,其中f表示能量电子的速度分布函数。这些电子能够驱动动理学不稳定性并激发等离子体波,在等离子体特征频率比ωpe/Ωee》1条件下,这类分布将会激发增强的Z波模,驱动Z模不稳定性。第三章研究了约束电子通过电子回旋共振不稳定性所激发的Z模波情况,细致分析了背景等离子体温度和非热电子能量对Z模激发的影响。以往同类研究鲜有考虑背景等离子体的热效应,个别考虑该热效应影响的文章甚至存在矛盾之处。本工作从动理论出发,推导了包含背景等离子体热效应的Z模增长率,研究了背景等离子体温度（T0）和能量电子速度（ve）对Z波模的影响,并分析了导致这些影响的原因。除分析最大增长率（γmax）随ωpe/Ωce的变化之外,也讨论了其它参数如传播角（θ）和增长波频率（ω）的变化。首先,在固定频率比（ωpe/Ωce=15）时,发现（1）γma。随ve增加总体上呈下降趋势,而随T0的变化趋势与ue的具体数值有关;（2）随着T0和ue的连续增加,频率实部ωmaxr呈现出明显的阶梯状跳变,跳变前后则为渐变。分析表明,这主要是由主导谐波次（即Z模增长率最大的谐波次）在特定参数上的变化引起的;（3）相应Z模传播方向总是与磁场方向垂直或接近垂直,且传播角（θmax）展现出与ωmaxr同步的变化。然后,变化频率比（10<ωpe/Ωce≤30）时,主要考察了T0和ue对（γmax,ωpe/Ωce）曲线峰值和相邻峰谷比（用于衡量曲线平滑度）的影响,发现:（1）曲线最显着的特征就是准周期的波峰和波谷,相邻峰之间相差约Ωce,这种Z模的增长特征在以往研究中已被用来解释观测到的ⅣV型暴斑马纹结构;（2）随ωpe/Ωce的增加,曲线峰谷比减小,并且曲线峰值位置向ωpe/Ωce小的方向移动;（3）曲线峰谷比随T0增加基本不变;而在ue≤0.3c时,峰谷比随ve增加整体呈下降趋势,对应于减弱的斑马纹特征;对于更大的ue,则峰谷比低于1.2,这对应于不含斑马纹的ⅣV型暴连续谱辐射,或者Ⅰ型暴的连续谱背景。该工作表明,太阳爆发过程中的等离子体加热和粒子加速会对射电暴谱型有重要影响,产生带有或不带有斑马纹的辐射,并可能导致频率起伏变化。Ni et al.（2020）使用PIC方法研究了基于电子回旋脉泽不稳定性的等离子体辐射过程（ECMI-Plasma Emission）,讨论了高杂波（UH）、Z模和W模的性质,及之后的非线性波模耦合与等离子体辐射过程。第四章基于Ni et al.（2020）的工作,利用粒子模拟（PIC）方法验证了第三章的部分线性理论结果,并进一步研究了高能电子能量（ve）与等离子体特征频率比（ωpe/Ωce）对增长波模性质的影响（10≤ωpe/Ωce≤11）。结果显示,ECMI过程激发的UH模增长率随ωpe/Ωce的变化与第三章的线性理论结果基本一致;分析了各主要波模强度对频率比的依赖关系,发现UH模的线性增长率与最终能量随ωpe/Ωce变化的趋势并不同步,而Z模增长率与能量变化曲线基本一致;UH和H模、O-F和Z模的强度变化基本一致,这在一定程度上支持Ni et al.（2020）提出的ECMI波模耦合过程。另外,发现谐频辐射的方向性显着依赖ue和ωpe/Ωce的值。ve=0.15c时,若ωpe/Ωce～10及11,H辖射在垂直方向增长最明显,而在两数值之间时H模在除了平行方向及准平行方向之外的各个方向上均有一定辐射。谐频辐射显着强于基频辐射,前者随ωpe/Ωce的能量变化曲线呈现更大起伏,故更可能是ⅣV型暴斑马纹对应的辐射模式。这些结果对于如何基于观测诊断日冕等离子体密度和磁场等参数具有重要意义。论文的第五章是对本论文主要研究成果的总结,及对今后工作提出的展望。
二、一个小δ活动区中产生大的耀斑（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、一个小δ活动区中产生大的耀斑（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 |
（3）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 |
（4）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 |
（5）基于CornerNet-Saccade的太阳黑子群Wilson山磁分类研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 研究背景和意义 |
| 1.2 研究现状分析 |
| 1.2.1 太阳黑子群分类标准研究及现状 |
| 1.2.2 太阳黑子群分类方法研究及现状 |
| 1.3 研究内容和创新点 |
| 1.3.1 拟解决的问题 |
| 1.3.2 研究内容 |
| 1.3.3 研究难点 |
| 1.3.4 创新点 |
| 1.4 论文结构概要 |
| 1.5 本章小结 |
| 第二章 相关技术介绍 |
| 2.1 传统的目标检测方法 |
| 2.1.1 区域选择 |
| 2.1.2 特征提取 |
| 2.1.3 分类器 |
| 2.2 基于深度学习的目标检测方法 |
| 2.2.1 R-CNN系列 |
| 2.2.2 YOLO |
| 2.2.3 Corner Net |
| 2.2.4 Corner Net-Saccade |
| 2.3 本章小结 |
| 第三章 数据集 |
| 3.1 太阳黑子群Wilson山磁分类数据集 |
| 3.1.1 数据介绍 |
| 3.1.2 数据预处理 |
| 3.2 本章小结 |
| 第四章 太阳黑子群Wilson山磁分类 |
| 4.1 流程图 |
| 4.2 CNSS网络模型 |
| 4.2.1 目标定位 |
| 4.2.2 目标检测 |
| 4.2.3 检测框融合 |
| 4.3 CNSS模型训练 |
| 4.3.1 实验环境 |
| 4.3.2 损失函数 |
| 4.3.3 模型训练 |
| 4.4 太阳黑子群Wilson山磁分类 |
| 4.5 本章小结 |
| 第五章 实验结果 |
| 5.1 评价指标 |
| 5.2 实验结果分析 |
| 5.2.1 黑子群分类结果分析 |
| 5.2.2 耀斑产率结果分析 |
| 5.3 统计分析 |
| 5.4 本章小结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 论文工作总结 |
| 6.2 未来展望 |
| 6.3 本章小结 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录 A 攻读硕士学位期间取得的研究成果 |
（6）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 |
（7）暗条热通道和日珥冕穴系统的磁场结构与演化（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 研究背景和动机 |
| 1.1 太阳概况 |
| 1.2 太阳活动的研究历史 |
| 1.2.1 太阳黑子 |
| 1.2.2 暗条和日珥 |
| 1.2.3 太阳耀斑和日冕物质抛射 |
| 1.3 太阳成像观测 |
| 1.3.1 太阳动力学天文台SDO |
| 1.3.2 AIA原理简介 |
| 1.3.3 光的偏振和磁场测量 |
| 1.3.4 HMI原理简介 |
| 1.3.5 GONG简介 |
| 1.4 日冕磁场重建和磁流体力学模拟 |
| 1.4.1 日冕磁场重建 |
| 1.4.2 太阳爆发磁流体力学模拟 |
| 1.5 深度学习与图像处理 |
| 1.5.1 卷积神经网络 |
| 1.5.2 生成对抗网络 |
| 第2章 暗条热通道系统(Filament-Sigmoid System)的磁场结构研究 |
| 2.1 成像观测:‘暗条热通道’系统的形成和结构 |
| 2.2 磁场重构:‘暗条热通道’系统的形成和结构 |
| 2.2.1 磁通量绳插入法 |
| 2.2.2 暗条热通道系统的结构 |
| 2.2.3 暗条热通道系统的磁场拓扑分析 |
| 2.2.4 暗条热通道系统的形成 |
| 2.3 总结和讨论 |
| 第3章 日珥冕穴系统(Prominence-cavity system)的磁流体力学模拟中的磁重联过程分析 |
| 3.1 磁流体力学模拟中的日珥冕穴系统磁场结构与观测中日珥冕穴等结构特征的对应关系回顾 |
| 3.2 磁流体力学模拟的日珥冕穴系统演化 |
| 3.3 磁流体力学模拟的日珥冕穴系统的磁拓扑和磁重联 |
| 3.4 总结和讨论 |
| 第4章 对条件限制的生成对抗网络(cGANs)在太阳物理观测应用上的探索:AA映射和AB映射 |
| 4.1 背景介绍 |
| 4.2 数据介绍 |
| 4.3 方法介绍 |
| 4.4 评估函数 |
| 4.5 从Hα图像生成对应的aia紫外观测 |
| 4.6 AA映射和随机映射 |
| 4.7 总结和讨论 |
| 第5章 正在进行的工作小结与展望 |
| 5.1 数据约束的磁流体力学模拟(data-constrained MHD simulation)探究 |
| 5.1.1 数据约束的磁流体力学模拟中暗条热通道系统的演化 |
| 5.2 利用条件限制的生成对抗网络(cGANs)从地面Hα观测生成空间HMI视向磁场 |
| 5.2.1 从Hα图像生成对应的HMI视向磁场 |
| 5.3 降噪神经网络‘Self2Self’在高分辨率太阳观测图像降噪方面的应用 |
| 5.3.1 HMI视向磁图降噪效果简述 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 磁流体力学模拟在研究太阳爆发活动中的应用 |
| 6.1.1 暗条热通道系统(Filament-Sigmoid System)的磁场结构研究 |
| 6.1.2 日珥冕穴系统(Prominence-cavity system)的磁流体力学模拟中的磁重联过程分析 |
| 6.1.3 数据约束的磁流体力学模拟(data-constrained MHD simulation)探究 |
| 6.2 人工神经网络在寻找太阳观测图像之间映射的应用 |
| 6.2.1 对条件限制的生成对抗网络(cGANs)在太阳物理观测应用上的探索:AA映射和AB映射 |
| 6.2.2 利用条件限制的生成对抗网络(cGANs)从地面Hα观测生成空间hmi视向磁场 |
| 6.2.3 降噪神经网络‘Self2Self’在高分辨率太阳观测图像降噪方面的应用 |
| 6.3 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 |
（8）太阳耀斑中Neupert效应的统计研究与X射线成像算法的测试（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 简介 |
| 1.1 太阳的结构 |
| 1.2 太阳耀斑 |
| 1.2.1 耀斑的演化 |
| 1.2.2 耀斑的分类 |
| 1.2.3 耀斑标准模型与X射线观测 |
| 1.3 Neupert效应与色球蒸发 |
| 1.4 X射线探测卫星 |
| 第2章 修正的Neupert效应 |
| 2.1 背景 |
| 2.2 统计数据 |
| 2.2.1 样本选择标准 |
| 2.2.2 参数确定 |
| 2.2.3 误差来源 |
| 2.3 统计结果 |
| 2.3.1 耀斑参量的统计分布 |
| 2.3.2 相关性 |
| 2.4 讨论 |
| 2.4.1 个例展示 |
| 2.4.2 定量分析 |
| 2.4.3 延迟小于0 |
| 2.4.4 耀斑事例总结 |
| 2.5 其他思考 |
| 2.5.1 X射线爆发的时间序列 |
| 2.5.2 SXR上升时间与其他耀斑参数的讨论 |
| 2.6 结论 |
| 第3章 基于RHESSI的硬X射线成像算法测试 |
| 3.1 X射线成像方法 |
| 3.2 RHESSI成像算法 |
| 3.3 成像结果与分析 |
| 3.3.1 成像结果 |
| 3.3.2 定量分析 |
| 3.3.3 RHESSI与EM推算的X射线图像比较 |
| 3.4 结论 |
| 第4章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 补充材料 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（9）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 |
（10）太阳射电爆发物理过程研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳大气中的活动现象 |
| 1.1.1 几种主要的光球磁场演化过程 |
| 1.1.2 耀斑与日冕物质抛射(CME)观测特征与物理机制简介 |
| 1.1.3 相关小尺度活动现象简介 |
| 1.2 太阳射电爆发(米-十米波)主要观测特征与辐射机制简介 |
| 1.2.1 Ⅰ型暴 |
| 1.2.2 Ⅱ型暴 |
| 1.2.3 Ⅲ型暴 |
| 1.2.4 Ⅳ型暴 |
| 1.2.5 Ⅴ型暴 |
| 1.3 冷等离子体磁离子波动理论与太阳射电相干辐射机制 |
| 1.3.1 冷等离子体磁离子理论 |
| 1.3.2 电子回旋脉泽辐射(ECME)机制 |
| 1.3.3 等离子体辐射机制 |
| 1.4 太阳活动主要观测设备简介 |
| 1.4.1 极紫外和磁场观测设备 |
| 1.4.2 射电辐射观测设备 |
| 第二章 日冕Ⅰ型射电暴相关的极紫外与磁场活动研究 |
| 2.1 研究背景与动机 |
| 2.2 观测和事件概述 |
| 2.3 磁场和EUV活动,及其与Ⅰ型射电暴的关联 |
| 2.4 总结和讨论 |
| 第三章 背景等离子体温度及高能电子能量对Z模激发的影响 |
| 3.1 研究背景与动机 |
| 3.2 基本假设、色散关系和计算参数 |
| 3.3 Z模不稳定性的参数研究 |
| 3.3.1 ω_(pe)/Ω_(ce)=15时T_0与v_e魄对Z模增长的影响 |
| 3.3.2 10≤ω_(pe)/Ω_(ce)≤30时T_0与v_e对Z模增长的影响 |
| 3.4 讨论与总结 |
| 第四章 高能电子能量与等离子体特征频率比对ECMI-等离子体辐射过程的影响 |
| 4.1 研究背景与动机 |
| 4.2 模型参数配置 |
| 4.3 计算结果 |
| 4.3.1 ω_(pe)/Ω_(ce)=10.0时的模式激发与等离子体辐射特征 |
| 4.3.2 ω_(pe)/Ω_(ce)变化对模式激发的影响:ECMI不稳定性 |
| 4.3.3 ω_(pe)/Ω_(ce)变化对等离子体基谐频辐射特征的影响 |
| 4.4 讨论 |
| 4.4.1 关于ECMI-等离子体辐射基频和谐频方向性的讨论 |
| 4.4.2 对斑马纹源区参数诊断的影响 |
| 4.5 总结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 发表文章目录 |
| 学位论文评阅及答辩情况表 |
四、一个小δ活动区中产生大的耀斑（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]第22、23和24太阳活动周期间太阳耀斑事件的统计研究[D]. 王婷. 华北电力大学, 2021
- [3]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)
- [4]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)
- [5]基于CornerNet-Saccade的太阳黑子群Wilson山磁分类研究[D]. 何远柏. 昆明理工大学, 2021(01)
- [6]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)
- [7]暗条热通道和日珥冕穴系统的磁场结构与演化[D]. 刘铁. 中国科学技术大学, 2021(06)
- [8]太阳耀斑中Neupert效应的统计研究与X射线成像算法的测试[D]. 于文慧. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [9]太阳射电爆发的系统研究[D]. 王璐. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [10]太阳射电爆发物理过程研究[D]. 李传洋. 山东大学, 2020(08)