一、1998年11月28日耀斑-CME事件的射电和EUV特征（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》文中指出太阳高能粒子（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。
冯士伟,吕茂水[2]（2021）在《太阳Ⅱ型射电暴精细结构的观测研究》文中认为在太阳射电动态频谱图上,Ⅱ型暴表现为缓慢频率漂移的窄带信号;这些信号为能量电子激发的等离子体辐射,其基频辐射的频率接近当地等离子体频率。Ⅱ型暴在太阳暴驱动激波、激波加速产生能量电子以及空间天气预报方面具有重要的研究意义。有些Ⅱ型暴的频谱形态比较丰富,存在多种精细结构;按照频谱形态和成因大致分为频带分裂、多支、鱼骨状以及骤变Ⅱ型暴。这些精细结构可用于诊断电子数密度、磁场强度等日冕参数和确定相关激波的速度、位形等,以及更深入地理解太阳暴过程。然而,Ⅱ型暴精细结构的成因仍存在很多问题,需要进一步研究,特别地,需要利用我国新建设备的高分辨率数据开展研究。Ⅱ型暴精细结构的观测研究进展以及需要关注的问题将在文中做详细论述。
王婷[3]（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》文中提出
蔡祯茂[4]（2021）在《束缚环形耀斑的能量分配》文中研究指明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。
张沛锦[5]（2021）在《太阳射电暴源的观测和辐射传播模拟》文中研究指明太阳活动中的能量累积和爆发过程通常伴随有高能电子的产生,高能电子在太阳大气和行星际可以通过相干辐射机制产生强电磁辐射,也就是太阳射电暴,其亮温度可达1015K。太阳射电暴的观测可以帮助我们分析和反演太阳活动中的能量释放以及粒子加速过程。然而,由于原位观测的缺失,对太阳射电暴的辐射机制和在日地空间的传播过程仍未完全了解。这需要通过更多的高分辨率观测和数据分析,以及数值模拟来了解传播过程对射电辐射观测性质的影响来还原源区的真实性质,进而对辐射机制和源区物理过程进行推断。本文通过观测和模拟的方式对太阳射电暴的产生和传播过程进行了深入地研究,主要包含以下内容:Ⅲ型暴源区信息提取首先,针对海量的射电观测数据,我们发展和设计了一套自动识别太阳Ⅲ型暴并提取关键参数的算法。该算法可以实现自动提取Ⅲ型暴的爆发时间、起止频率、和频漂线。利用该算法,对南希十米射电阵（NDA）在2012-2017年半个太阳周期间的观测数据的统计分析发现:Ⅲ型暴的频漂率没有显着的太阳活动周期性,激发Ⅲ型暴的电子束流在约1.5-2.0太阳半径内可能存在加速运动。其次,我们提出了一个反演行星际Ⅲ型暴辐射源的运动轨迹、移动速度、日面爆发时间和位置经度的算法,可以整合多探测器（STEREO-A,B/WAVES和WIND/WAVES）的动态谱观测数据,使用前向模型迭代优化给出目标参数的最佳估计。对多个Ⅲ型暴观测事件的测算结果对比分析表明,该模型算法是基本可靠的。Ⅲ型暴时间宽度的决定因素我们使用LOFAR（LOw Frequency ARray）高时间频率分辨率的频谱和波束成形阵成像观测数据。通过对不同时间和频率点的源区位置进行分析,诊断电子束的速度和日冕电子密度的涨落水平,定量讨论了影响Ⅲ型暴持续时间的因素:（1）背景电子密度扰动,（2）电子束中的速度色散,（3）射电的辐射传播效应。结果表明:在30-40 MHz频段中,Ⅲ型射电暴持续时间的决定性因素是电子束流的速度色散。射电暴精细结构的分析使用LOFAR-HBA对S型暴进行高分辨率的频谱观测,首次发现频谱中存在一种波纹状精细结构。通过提取频漂线发现该精细结构中的一个有趣现象:频漂率和亮度正相关。对于这种频漂率-亮度关系,提出了一种自洽的产生机制:日冕电子密度扰动导致射电辐射在向外传播过程中的库伦碰撞吸收强度发生变化。使用数值模拟重现了频谱中的频漂率-亮度关系,验证了该猜想。使用LOFAR-LBA的远程站和核心站的组合干涉成像对Ⅲb-Ⅲ型暴进行观测。观测发现,Ⅲb型暴的源在天空平面的视速度超过光速（>3.5c）,面积扩张率可达382 arcmin2/s。而Ⅲ型暴的源比较稳定,视速度约为0.01c,面积扩张率小于 0.5 arcmin2/s。辐射传播效应的模拟使用各向异性模型,射线追踪模拟方法,对不同背景等离子体状态的射电暴脉冲源在日地空间中的传播过程进行了模拟,从模拟结果中的光子位置和波矢分布中重构出观测中射电源的大小,持续时间,位置偏移量,移动速度,面积膨胀率等信息。将模拟得到的持续时间和源的大小和观测结果进行比较,得到了背景电子密度的散射率和各向异性度的估计值。模拟分析结果表明,基频辐射源的大小和衰减时间都随背景密度抖动幅度的增加而增加,衰减时间随背景各向异性度的增加而减小,源尺寸对各向异性度不敏感。基频辐射源的位置偏移量比谐频源偏移量更远离日面中心,此结果可以用于解释实际观测中发现的基频-谐频辐射源视位置的同位问题。模拟中发现,射电源的传播效应会使脉冲源在观测中表现出视移动和源区膨胀,计算结果中视速度和面积膨胀率最大可达1.5c和442arcmin2/s。而且,传播效应可以带来基频辐射源亮度的大幅衰减,对射电暴辐射机制的激发效率提出了更高要求。本文通过自动识别数据建模等手段,从射电暴观测中提取更多有效信息;利用高分辨率的射电观测,对射电暴源中的关键参数和精细结构展开分析;通过射线追踪模拟建立观测和真实源之间的联系,可以为我们深入了解射电暴的辐射机制,以及利用射电观测资料准确诊断太阳大气的等离子体参数,提供重要参考。
陈俊杰[6]（2021）在《中低纬电离层电场时空变化特征的模拟研究》文中研究表明热层-电离层-磁层组成的近地空间耦合系统是人类空间活动的主要区域,对通信、导航、卫星和航天至关重要。电离层电场是近地空间不同圈层耦合的重要纽带,中低纬电场既受到太阳活动的控制,又受到来自低层大气与磁层过程的调制,同时电离层和热层紧密耦合在一起,从而导致该区域的动力学过程呈现复杂的变化特征。本文使用热层-电离层-电动力学环流模式,模拟研究了中低纬电离层电场的时空变化特征与物理机制,主要研究成果如下:一、阐明电离层纬向电场纬度变化的物理机理以往的研究基本都假设电离层电场几乎是高度不变的。最近有观测结果发现赤道电场可能存在一定的高度变化,但是相关的物理机制仍未被研究清楚。由于电场沿磁力线的投影效应,纬向电场在赤道面的高度变化对应其在水平面的纬度变化。本文利用数值模拟发现中低纬度纬向电场在正午与晨昏侧存在明显的纬度变化。正午的东向电场随纬度增加,主要由经向风发电机效应随纬度增加导致。晨昏侧纬向电场的纬度变化则与纬向风的经度（磁地方时）梯度有关。另外,给定纬度的发电机过程可以在其它纬度产生电场,该局域效应也会影响电场的纬度变化。二、揭示赤道区电离层日出纬向电场增强的基本特征与物理机制观测表明赤道区域纬向电场经常在日出前后存在东向增强,且该现象存在显着的经度差异与太阳活动变化,但这些变化特征的具体机理尚未被研究清楚。本文通过理论研究发现:（a）在夏季,纬向电场的日出增强现象从赤道到中高纬度都有出现,并且在中纬区域最强。赤道日出增强现象受局地发电机效应的影响较弱,主要源于中高纬度的纬向风发电机效应。（b）纬向电场日出增强现象的经度变化主要与地磁场位形的直接效应有关,地磁场通过导致U×B和电导率的经度变化来直接产生中性风发电机的经度差异。而日出风场和电子密度经度变化的作用相对次要。在北半球夏季,当一个经度扇区内的北半球磁偏角较小或磁场强度与磁场扭曲更强时,该区域的赤道日出增强现象更显着。（c）在不同的经度、季节和潮汐条件下,日出增强在太阳活动高年都比低年要弱。因为当太阳辐射增加时,低纬日出前后F层电导率与纬向风会有明显的变化,这会引起F层纬向风发电机的变化,并产生西向电场来抑制中纬E层发电机驱动的东向电场。三、探究电离层电动力学过程对太阳耀斑的响应本文利用数值模拟分析了 2017年9月6日和10日两个X级耀斑事件中电离层电动力学过程的变化情况。研究发现耀斑增强了日侧电离层电流系统,并降低了白天东向电场。同时,上午区域出现了西向电场和赤道反向电集流。上述电动力学过程的变化主要是由耀斑期间E层电导率的增加引起,而风场和F层电导率对耀斑的响应较小。赤道科林电导率增强并不是电场变化的主要驱动机制。当耀斑导致E层电导率增强时,风场驱动的场向积分电流与积分电导率的比值会降低,从而削弱纬向电场。四、厘清电离层F层电场漂移和离子场向速度相互依赖关系的物理过程上世纪70年代开始陆续有研究报道电离层F层等离子体垂直磁力线的极向电场漂移（Vi⊥N）和沿磁力线向上的场向速度（Vi‖）存在显着的反相关性。以往工作提出了多种可能的物理解释,但缺乏定量的分析来揭示驱动该现象的真实物理过程。本文通过数值模拟验证了Vi‖和Vi⊥N随时间的变化存在反相关性,并发现该相关性有高度和纬度依赖性。Vi‖和Vi⊥N周日变化的反相关性主要是由于经向风发电机的作用。当地磁扰动引起高纬对流电场增强的时候,离子拖曳过程会导致中纬度Vi‖和Vi⊥N小尺度扰动的强反相关性。而在该高纬对流电场的增强消失后,Vi‖和Vi⊥N短周期变化仍存在一定反相关性,这主要源于扰动经向风发电机的作用。此外,双极扩散过程也调制Vi‖和Vi⊥N之间的依赖关系。
吴梦瑶[7]（2021）在《台风路径电离层TEC的异常分析》文中研究指明电离层是地球环境中的重要组份,对人们的生产生活产生着利弊共存的影响。为了更好地发挥电离层的优势作用,规避其发生扰动时产生的不利影响,电离层研究成为了一项热门课题。电离层电子浓度总含量是指单位面积内电子浓度沿高度的积分,常常被用来描述电离层形态,表征电离层的变化。分析电离层电子浓度总含量的变化规律,是分析电离层时空分布特征的一个重要角度。电离层的状态受到多种因素的影响,台风是引起电离层扰动的因素之一。以台风事件为基础,选择电离层电子浓度总含量作为表现电离层状态变化的重要参数,重点研究台风过境前后,其路径上空电离层的异常特征,探寻期间电离层电子浓度总含量的时空变化规律,为进一步描述台风和电离层之间的耦合关系提供参考。本文主要研究工作及所得结果如下:（1）介绍了电离层TEC数据的选择、采集与预处理方法。基于国际GNSS服务组织发布的全球总电子含量格网数据展开研究,该数据空间分辨率上,经度跨度为5°,纬度跨度为2.5°,时间分辨率为2 h;采用双线性插值方法进行预处理,计算出台风路径参考点位置处的电离层TEC数值。（2）研究台风期间路径电离层TEC时间序列的异常特征。详细介绍了滑动四分位距方法的理论依据,并介绍了使用滑动四分位距法对研究时段内电离层TEC数据进行异常提取和异常甄别的原则。对2016-2020年五年内发生的十次台风事件其路径电离层TEC时间序列的异常提取研究结果发现:电离层TEC异常最早在台风起编前7日就已出现,最晚可持续到台风消失后1日;异常出现在0:00-8:00UTC和18:00-22:00 UTC的频率最高;台风起编日之前较起编日之后对电离层的影响更大、更明显;TEC异常的异常属性是不确定的,多数TEC异常属性是正、负共存的,该情况下研究时段内最大异常值的异常属性均为负异常。（3）研究台风期间路径电离层TEC空间分布的异常特征。基于对电离层TEC时间序列异常的分析,进一步研究了台风期间路径电离层TEC异常的空间分布。研究发现:异常区域随时间的推移整体自东向西移动,且异常区域会与台风路径高度附和,直观地证明台风天气的发生,对电离层一定是有影响的;从空间分布的提取结果来看,单日出现异常的具体时段与时间序列异常探测结果高度相同,发生在18:00-22:00 UTC的频率最高;异常变化率数值伴随着异常区域的扩大而增加,峰值出现在当日异常区域范围最大的时刻频率最高,且出现在18:00 UTC的频率最高;当日相对变化率峰值出现在台风路径上或台风路径的西南方向频率最高,出现的具体位置差异可能与台风自身风速、移动路径等因素有关。（4）研究相同等级的台风其路径电离层TEC异常特征规律。以台风最高风力为视角,对比相同等级的台风对其路径电离层造成的影响,研究发现:同一风力强度的台风,生命周期越长,对电离层影响的强度越低,变化率峰值越低;同一风力强度的台风,若生命周期为普遍的5-8日,TEC相对变化率这一参量所表现出的结果非常相似。
林隽,黄善杰,李燕,种晓宇,张珅毅,李明涛,张艺腾,周斌,欧阳高翔,项磊,董亮,季海生,田晖,宋红强,刘煜,金振宇,冯晶,张洪波,张贤国,张伟杰,黄旻,吕群波,邓雷,符慧山,程鑫,汪敏[8]（2021）在《太阳爆发抵近探测——“触碰计划”》文中研究表明本文旨在介绍一项具有重大科学意义和应用价值的深空探测任务构想.该任务将对驱动恒星大尺度爆发过程的中心结构（即磁重联电流片）进行抵近（原位）探测,主要目的是详细研究发生在离地球最近的恒星——太阳上的大尺度磁重联过程的精细物理特征,揭示太阳系中最为剧烈的能量释放过程（即太阳爆发或太阳风暴）的奥秘.该任务的科学目标:磁重联过程是发生在宇宙磁化等离子体中的能量转换和释放的核心过程,其一直是太阳物理、等离子体物理、空间科学研究领域内的一个极为重要的研究课题及研究方向.通过抵近观测可以将同样设备的分辨能力提高5～20倍,将提供在地球附近无法获得的太阳超清晰图像以及相应的物理信息,让人类在一个前所未有的平台上来研究、认识和了解太阳,从而解决太阳爆发核心驱动过程的精细物理性质与日冕加热等长期困扰太阳物理研究领域的难题.
薛建朝[9]（2021）在《太阳耀斑环顶下降流和日珥羽流的热动力学分析》文中提出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。
谭宝林,谭程明,黄静,陈林杰[10]（2021）在《空间甚低频太阳射电Ⅲ型爆研究进展》文中研究指明太阳非热高能粒子流是产生灾害性空间天气事件最主要的驱动源之一,其主要观测特征是具有快速频率漂移特征的射电Ⅲ型爆。主要介绍了国际上在空间甚低频波段（<30 MHz）太阳射电Ⅲ型爆的主要观测设备和研究进展,包括具备高时间–频率分辨能力的空间和月基甚低频频谱仪等,对存在的主要问题进行了详细讨论,系统分析了空间甚低频射电探测器观测数据在太阳射电Ⅲ型爆研究方面的主要科学目标和应用前景。
二、1998年11月28日耀斑-CME事件的射电和EUV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、1998年11月28日耀斑-CME事件的射电和EUV特征（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）太阳Ⅱ型射电暴精细结构的观测研究（论文提纲范文）
| 1 引言 |
| 2 频带分裂II型暴 |
| 3 多支II型暴 |
| 4 鱼骨状II型暴 |
| 5 骤变II型暴 |
| 6 总结与展望 |
（4）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 |
（5）太阳射电暴源的观测和辐射传播模拟（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳射电暴 |
| 1.1.1 观测特征 |
| 1.1.2 Ⅲ型射电暴 |
| 1.1.3 Ⅲb型射电暴 |
| 1.1.4 S型暴 |
| 1.1.5 从观测到理论 |
| 1.2 太阳射电暴的辐射机制 |
| 1.2.1 等离子体辐射机制 |
| 1.2.2 电了回旋脉泽辐射机制 |
| 1.2.3 辐射机制的问题 |
| 1.3 射电辐射的传播效应 |
| 1.3.1 传播效应对观测的影响 |
| 1.3.2 传播效应的模型 |
| 1.4 本论文工作内容 |
| 第2章 太阳射电观测方法和仪器 |
| 2.1 太阳射电观测方法 |
| 2.1.1 动态频谱 |
| 2.1.2 矢量偏振测向法(Goniopolarimetry) |
| 2.1.3 干涉成像 |
| 2.1.4 波束成形阵成像 |
| 2.2 太阳射电观测仪器 |
| 2.2.1 STEREO/WAVES,WIND/WAVES |
| 2.2.2 南希十米射电阵(NDA) |
| 2.2.3 低频射电阵(LOFAR) |
| 第3章 Ⅲ型射电暴的自动识别和源参数反演 |
| 3.1 研究背景 |
| 3.2 Ⅲ型暴的自动识别和参数提取 |
| 3.2.1 数据预处理 |
| 3.2.2 事件识别 |
| 3.2.3 频谱参数的提取和分析 |
| 3.3 NDA观测事件的统计结果 |
| 3.4 行星际Ⅲ型暴辐射源的前向模型 |
| 3.4.1 模型描述 |
| 3.4.2 数据处理 |
| 3.4.3 个例分析 |
| 3.5 小结 |
| 第4章 Ⅲ型暴时间宽度的决定因素研究 |
| 4.1 研究背景 |
| 4.2 事件概述 |
| 4.3 测量方法和结果 |
| 4.4 关键因素分析 |
| 4.4.1 电子速度色散 |
| 4.4.2 背景电子密度扰动 |
| 4.4.3 波动传播效应 |
| 4.5 小结 |
| 第5章 射电暴精细结构辐射源的观测研究 |
| 5.1 研究背景 |
| 5.2 Ⅲb-Ⅲ型暴源的LOFAR成像观测分析 |
| 5.2.1 数据处理 |
| 5.2.2 射电源的成像特征 |
| 5.2.3 比较分析 |
| 5.3 S型暴的精细结构与源区电子密度扰动 |
| 5.3.1 频漂率 |
| 5.3.2 频谱精细结构 |
| 5.3.3 精细结构的产生机制猜想 |
| 5.3.4 分析和讨论 |
| 5.4 小结 |
| 第6章 太阳射电辐射的传播效应模拟 |
| 6.1 研究背景 |
| 6.2 各向异性散射模型 |
| 6.3 射线追踪模拟结果 |
| 6.3.1 源的大小和持续时间 |
| 6.3.2 源的位置和偏移量 |
| 6.3.3 源的视移动速度和膨胀率 |
| 6.3.4 源辐射通量的方位角分布和亮度 |
| 6.4 小结 |
| 第7章 总结与展望 |
| 7.1 总结 |
| 7.2 展望 |
| 参考文献 |
| 附录A 附录 |
| A.1 库伦吸收光学深度的定性分析 |
| A.2 基频波光学深度积分数值收敛性 |
| A.3 随机方程积分 |
| A.3.1 Ito处理方式 |
| A.3.2 Stratonovich处理方式 |
| A.4 亮温度和辐射流量 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（6）中低纬电离层电场时空变化特征的模拟研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 中高层大气概述 |
| 1.2 电离层电动力学原理介绍 |
| 1.2.1 电离层极化电场 |
| 1.2.2 电离层电流系统 |
| 1.3 中低纬度电离层电动力学进展 |
| 1.4 本文选题依据及主要内容 |
| 第二章 热层-电离层耦合模式介绍 |
| 2.1 热层-电离层耦合模式简介 |
| 2.2 模式基本方程 |
| 2.2.1 中性大气方程 |
| 2.2.2 离子相关方程 |
| 2.2.3 电动力学方程 |
| 2.3 模式外部驱动条件 |
| 2.4 控制模拟实验 |
| 第三章 电离层纬向电场的纬度变化 |
| 3.1 研究背景 |
| 3.2 模拟方法 |
| 3.3 模拟结果 |
| 3.3.1 风场和电导率对电场变化的相对贡献 |
| 3.3.2 经向风变化的影响 |
| 3.3.3 纬向风变化的影响 |
| 3.4 讨论 |
| 3.5 本章总结 |
| 第四章 电离层纬向电场日出增强 |
| 4.1 研究背景 |
| 4.2 电场日出增强现象的物理机制 |
| 4.3 日出电场的经度变化 |
| 4.4 日出电场的太阳活动依赖性 |
| 4.5 本章总结 |
| 第五章 电离层电动力学过程对耀斑的响应 |
| 5.1 研究背景 |
| 5.2 研究工具和方法 |
| 5.2.1 模式参数 |
| 5.2.2 观测数据 |
| 5.2.3 控制实验 |
| 5.3 研究结果 |
| 5.4 讨论 |
| 5.5 本章总结 |
| 第六章 电离层电场漂移和离子场向速度的相互依赖关系研究 |
| 6.1 研究背景 |
| 6.2 模拟方法 |
| 6.3 模拟结果 |
| 6.3.1 观测和标准模拟实验 |
| 6.3.2 理想地磁条件下的结果 |
| 6.3.3 电场垂直漂移与中性风场向分量的相互关系 |
| 6.3.4 等离子体双极扩散的作用 |
| 6.4 讨论 |
| 6.5 本章总结 |
| 第七章 总结与展望 |
| 7.1 本文工作总结 |
| 7.2 未来工作展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与研究成果 |
（7）台风路径电离层TEC的异常分析（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 1、绪论 |
| 1.1 研究背景与意义 |
| 1.2 国内外研究进展 |
| 1.3 本文主要研究内容与技术路线 |
| 1.3.1 主要研究内容 |
| 1.3.2 技术路线 |
| 2、电离层扰动因素 |
| 2.1 太阳辐射和地磁活动对电离层的影响 |
| 2.2 对流层天气活动对电离层的影响 |
| 2.2.1 对流层与电离层的关系 |
| 2.2.2 台风天气与电离层扰动的关系 |
| 2.3 本章小结 |
| 3、台风期间路径电离层TEC时间异常分析 |
| 3.1 电离层TEC数据及预处理方法 |
| 3.1.1 电离层TEC数据 |
| 3.1.2 电离层TEC数据的预处理方法 |
| 3.2 台风路径电离层TEC时间异常的探测 |
| 3.2.1 电离层TEC异常的甄别方法 |
| 3.2.2 台风事件选择 |
| 3.2.3 台风路径参考点选择 |
| 3.2.4 电离层TEC时间序列异常的分析 |
| 3.2.5 电离层TEC时间序列异常的分析结果 |
| 3.3 本章小结 |
| 4、台风路径电离层TEC空间异常分析 |
| 4.1 电离层TEC异常空间分布的分析 |
| 4.2 电离层TEC异常空间分布的分析结果 |
| 4.3 台风路径电离层异常特征的统计分析 |
| 4.3.1 不同台风强度对电离层影响的对比研究 |
| 4.3.2 结果分析 |
| 4.4 本章小结 |
| 5、总结与展望 |
| 5.1 结论 |
| 5.2 展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间的研究成果 |
（8）太阳爆发抵近探测——“触碰计划”（论文提纲范文）
| 0 引言 |
| 1 科学背景 |
| 2 太阳空间探测的国内外现状及发展趋势 |
| 2.1 国内现状与发展趋势 |
| 2.2 国际现状与发展趋势 |
| 2.3 启示与思考 |
| 3 拟解决的关键科学问题 |
| 3.1 大尺度电流片内部结构及物理过程 |
| 3.2 太阳高能带电粒子 |
| 3.3 CME驱动的快模激波 |
| 3.4 日冕磁场直接测量与日冕加热 |
| 4 有效载荷配置 |
| 4.1 电磁场探测仪 |
| 4.2 高能粒子探测仪 |
| 4.3 低频射电频谱仪 |
| 4.4 远紫外光谱成像仪 |
| 4.5 远紫外日冕光谱仪 |
| 4.6 光学与红外光谱成像日冕仪 |
| 5 任务总体设计 |
| 5.1 第一阶段任务规划 |
| 5.2 第二阶段任务规划 |
| 5.3 第三阶段任务规划 |
| 6 关键技术 |
| 6.1 大推力火箭技术 |
| 6.2 长寿命高比冲电推进技术 |
| 6.3 耐强辐射的高温热控涂层技术 |
| 6.4 轻质隔热材料技术 |
| 6.5 强太阳辐照下的太阳能电池发电及其热防护技术 |
| 6.6 深空测控和数据传输技术 |
| 6.7 探测器防撞技术 |
| 7 展望与总结 |
（9）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 |
四、1998年11月28日耀斑-CME事件的射电和EUV特征（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]太阳Ⅱ型射电暴精细结构的观测研究[J]. 冯士伟,吕茂水. 天文学进展, 2021(02)
- [3]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
- [4]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)
- [5]太阳射电暴源的观测和辐射传播模拟[D]. 张沛锦. 中国科学技术大学, 2021(09)
- [6]中低纬电离层电场时空变化特征的模拟研究[D]. 陈俊杰. 中国科学技术大学, 2021(09)
- [7]台风路径电离层TEC的异常分析[D]. 吴梦瑶. 兰州交通大学, 2021
- [8]太阳爆发抵近探测——“触碰计划”[J]. 林隽,黄善杰,李燕,种晓宇,张珅毅,李明涛,张艺腾,周斌,欧阳高翔,项磊,董亮,季海生,田晖,宋红强,刘煜,金振宇,冯晶,张洪波,张贤国,张伟杰,黄旻,吕群波,邓雷,符慧山,程鑫,汪敏. 空间科学学报, 2021(02)
- [9]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)
- [10]空间甚低频太阳射电Ⅲ型爆研究进展[J]. 谭宝林,谭程明,黄静,陈林杰. 深空探测学报(中英文), 2021(01)