一、一个复杂太阳射电爆发及其微波源和远紫外冕环特征的初步研究（论文文献综述）
李文显,田晖[1]（2022）在《太阳磁场测量》文中研究指明20世纪初太阳黑子中磁场的发现将对太阳的研究从唯象观测带入真正的物理研究。太阳磁场将太阳内部以及各层大气联系在一起,其演化驱动了太阳大气中的各种活动现象。太阳磁场的精确测量对于我们理解太阳物理学中大多数尚未解决的问题至关重要。文章主要回顾了太阳磁场的发现和观测历史,介绍太阳磁场常用的测量方法和当前面临的挑战。
王璐[2]（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[3]（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。
王佳[4]（2019）在《基于光谱扫描成像的太阳大气视向速度场测量技术研究》文中认为空间天气对人类生产生活的影响日趋明显,而太阳活动是空间天气的源头,通过对太阳活动的监测实现空间天气的预报具有重大意义。太阳大气视向速度场表征了太阳大气的视向运动情况,是太阳活动监测中的重要内容。由于成像视场大、测量时间分辨率高等优势,基于光谱扫描成像原理的太阳大气视向速度场测量方法得到了广泛的应用。其中,具有大视场、高稳定性、技术成熟等优点的Lyot滤光器成为了最主要的光谱扫描成像设备。本文围绕以Lyot滤光器为核心的光谱扫描成像系统,对太阳大气视向速度场的测量技术展开了以下研究:首先,对Lyot滤光器的光谱扫描成像的实现原理和与太阳大气视向速度场测量相关的系统误差进行了研究和分析。研究结果表明:Lyot滤光器系统的测量误差主要来自滤光器设计误差、光路设计误差以及各类误差引起的视场效应,可以通过各种手段降低误差并通过在线标定的方式进行实测及校正。提出了一种Lyot滤光器在线标定的新方法:该方法使用单色光成像通道和滤光器扫描成像通道联合观测的新方式,通过对标定实验过程中太阳光强的实时修正,减小时变太阳光强对标定结果的影响。实验结果表明:Lyot滤光器扫描成像系统的扫描轮廓与理论轮廓符合,轮廓中心偏移量小于0.005nm,对应多普勒速度误差小于2km/s。其次,对现有两种基于光谱扫描成像观测数据的太阳速度场反演算法进行了研究,分析了光谱扫描波长点数和光谱扫描波长间隔对算法性能的影响。分析结果表明:傅里叶相位反演算法和质心反演算法的有效动态范围受限于光谱扫描波长点数和光谱扫描波长间隔。为此,提出了一种新的相关方法,仿真分析结果表明:新的相关方法关算法的计算误差在有效动态范围内远小于傅里叶相位法和质心法,计算误差可以控制在真实速度的2%以内,有着更高的计算精度。最后,对一次典型小耀斑的发生过程进行了观测与详细分析,并利用小耀斑爆发时的六个扫描波长位置的观测数据,使用本文提出的相关算法进行了视向速度的计算。结合太阳活动成像观测结果对此次爆发过程中的速度场演化过程进行了理论解释。对比质心法和HMI的速度场反演结果,初步验证了相关算法的有效性。本文对基于光谱扫描成像的太阳大气视向速度场测量技术进行了全面而深入的研究,为实现太阳大气视向速度场更准确的测量提供了新的解决办法和实现方案。
武昭[5]（2019）在《太阳耀斑微波辐射的观测和模型研究》文中研究表明太阳微波（>GHz）爆发是耀斑磁场重联加速产生的高能电子（中等相对论）在耀斑环中绕磁场回旋运动所产生的回旋同步辐射,可以提供耀斑区磁场、高能（非热）电子等方面的物理信息,是耀斑磁场诊断、高能粒子加速及输运效应研究的重要观测手段。基于微波辐射,本论文将在观测和理论两个方面对耀斑期间“磁场演化-粒子加速-微波辐射”的关联物理过程进行研究,结合多波段（极紫外、X射线等）数据加深对耀斑爆发、磁能释放的理解。在第二章,研究了耀斑脉冲初相期间的微波辐射性质,证实了微波在磁场诊断方面的潜力;在第三章,结合多波段数据,研究了磁暴裂事件期间的磁场演化及其粒子加速效应;在第四章,根据辐射机制计算了在给定日冕磁场、等离子体条件下,高能电子分布对微波辐射的影响;第五章对本文简单总结,并对未来可开展的工作进行了展望。首先,利用微波观测对耀斑区的磁场位型进行尝试性研究。我们报道了耀斑区磁通量绳结构的微波成像观测。在2012年7月19日的入M7.7级耀斑脉冲初相阶段,我们在SDO/AIA的高温极紫外波段（94,131A）成像观测中观测到典型的磁绳结构（热通道）。利用野边山日像仪（NoRH）17 GHz的微波成像观测,我们发现磁绳区数个局地增强的微波辐射区,与相互间稍弱的微波辐射一起形成了拱状微波环。这些微波辐射增强区（亮温度10000 K至20000 K）位置相对稳定,我们认为这可能源于非热电子被束缚于扭曲磁绳所形成的局地磁岛中。进一步对磁绳区微波辐射的亮温度时变曲线进行小波分析,结果显示两分钟的准周期行为清晰可见。这一周期与EUV波段所观测到的2分钟周期的回缩耀斑环和爆发等离子体团吻合。这意味着两种观测中的准周期性现象均来源于耀斑爆发初期的磁场重联（两分钟周期）。该工作证明微波成像观测对于研究日冕磁场位型及其演化具有极大潜力,对进一步理解耀斑的物理过程及其中的能量释放具有重要的研究意义。其次,利用微波辐射对耀斑磁场位形对粒子的加速效应进行了分析。我们研究了日冕耀斑区微波与硬X射线所观测到的日冕双源结构。微波和X射线是耀斑重联所产生的高能电子分别被束缚于日冕磁场和沉降至色球、光球层所产生的,对理解耀斑区大尺度电流片的磁场重联过程及能量释放至关重要。2014年4月25日的太阳活动事件（X1.3级耀斑和日冕物质抛射）是典型的磁爆裂过程所导致的爆发。我们对事件期间的微波、硬X射线观测进行分析,发现双源特征显着异于之前的报道:下方源位于耀斑环环顶,而上方源出现于南北方向侧拱结构的回挤区（速度达～500 km s-1）;上方源的硬X射线能量高达70-100 keV,同时微波、硬X射线的上下方源区的时变曲线存在明显差别;上方源能谱比下方源稍硬且持续时间较短（与EUV观测到的回挤时间重合）。对微波双源结构（17和34 GHz的）的进一步分析表明微波两点谱具有典型的非热回旋同步辐射特征。以上的极紫外、微波及硬X射线联合观测表明上方日冕辐射源可能来源于磁爆裂拓扑中的侧环快速回挤形成。该工作为日冕双源结构的研究提供了新的视角。进一步地,在理论上对给定日冕磁场、等离子体环境下特定高能电子分布的微波辐射进行了数值计算,并尝试解释对观测中的异常微波谱。最近的微波观测工作中发现了10 GHz以上高频微波谱的异常谱型,如硬化谱（平谱、正幂律谱）或极高的峰值频率。目前的理论工作显然并不能重现这些异常谱型,为更好的理解观测,需要考虑更为复杂日冕、高能电子环境下的微波辐射。在该部分工作中,基于完整的回旋同步辐射理论,计算了具有高能谱硬化特征的高能电子（三个关键参数:低频谱指数δ1、转折能量EB以及高能谱指数δ2）的微波辐射。分析结果显示,相对于单一幂律谱,双幂律谱电子所产生的微波辐射流量显着提高（数倍至数个数量级）,峰值频率提升至几十GHz,偏振度整体下降。进一步地参数研究表明:（1）辐射流量在光薄区的增强显着大于光厚区,微波谱在峰值频率附近呈现逐渐软化或先软后硬的特征;（2）δ1、EB主要影响光厚区的微波偏振及谱型,而δ2的影响范围主要集中于光薄区。该工作对微波异常谱的理解提供了新的视角,对未来微波设备在高频段（>10-20 GHz）的观测提出了需求。
周振军[6]（2017）在《日冕结构在爆发过程中的温度漂移及动力学演化》文中研究指明耀斑和日冕物质抛射（CME）是发生在太阳上常见的剧烈活动,作为空间天气扰动的主要驱动源,深刻的影响着地球上人类的生活和科技。耀斑与CME常常呈现伴生关系,有着强的关联。耀斑作为太阳局地现象,观测上为非常宽广的辐射谱增强信息;CME作为传播结构,除了遥感观测,还有对其内部粒子和磁场的观测。本文从分析观测资料出发,探讨CME初始阶段的形态和触发机制,构建极紫外（EUV）热力学图谱分析耀斑的辐射过程。1,构建极紫外热力学图谱分析耀斑的辐射过程:SDO上搭载的EVE（极紫外成像仪,EUV Variability Experiment）提供太阳活动的丰富的热力学过程,特别是对于太阳耀斑。基于EVE谱线我们构建了热力学图谱（TDS thermodynamic spectrum）,这种工具将来也可应用于研究遥远星体的爆发活动。通过对研究几个事例,我们展示TDS图谱的功能。更进一步,我们将TDS方法应用于74个大于M5.0的耀斑分析,并且得到了如下统计结论:1,EUV的峰值总是滞后于软X射线（SXR）的峰值,同时越强的耀斑其冷却率越快。峰值的延迟时间和冷却率存在幂律关系,表征了合乎逻辑的从SXR到EUV的冷却辐射过程;2,耀斑热力学图谱呈现出两种截然不同的温度漂移模式,Ⅰ型和Ⅱ型。Ⅰ型耀斑,从高温到低温增强的辐射漂移部分像个四边形,而Ⅱ型耀斑的漂移部分则像个三角形。统计分析认为,相较于Ⅰ型,Ⅱ型耀斑更为脉冲;3,对于存在后相的耀斑,后相的峰值强度与主相峰值强度的比率粗略上正相关于耀斑等级,且强后相的耀斑都是束缚事件。我们相信,TDS图谱显示,对于束缚事件,未能成功爆发的磁绳所携带的能量激发了热辐射过程。TDS图谱同时还展示了色球层和过渡区的热力学过程。这些结果对于提高我们认知耀斑和相关爆发（CME）提供了新的线索和方法。2,研究了 CME爆发前的磁绳形态以及爆发过程中的运动过程:CME的磁绳结构最早是基于当地太阳风的磁云观测得到的,回溯到低日冕,由于没有直接的日冕磁场观测,磁绳是否存在于CME抛射之前在各种CME理论和数值模型下众说纷纭。为了探究CME初始形态以及耀斑期间其动力学过程,我们研究2011年6月21日的C7.7级的超长持续时间的耀斑,它在GOES（近地同步环境监测卫星,Geostationary Operational Environment Satellite）软 X 射线通量观测曲线上表现为两个小时的通量上升,而对于一个典型的耀斑,上升相的持续时间不过数十分钟甚至短短几分钟。在SDO（太阳动力学观测台,Solar Dynamic Observatory）的视角下,该耀斑处于日面中央,而在STEREO（日地关系观测台,Solar TErrestrialRElations Observatory）双星的视角下,该耀斑位置处于日面边缘,由此,第一次重构出了爆发前活动区S型整体三维结构,利用AIA（太阳大气成像仪,Atmospheric Imaging Assembly）的极紫外高温谱线（94A,131A）展示了此结构在爆发前的局部活动和形态以及爆发过程中的动力学过程。这种S型结构常被直接解释为磁绳本体,在爆发前平均高度达到了60Mm。在初始阶段,磁绳西侧肘部的磁静力学平衡被破坏驱动了爆发前相,导致磁绳结构的缓慢上升,随后的底部磁重联和（或）磁绳不稳定性导致了爆发相。
董亮[7]（2016）在《太阳射电爆发干扰通信系统评估与预警方案的研究》文中提出太阳剧烈活动特别是耀斑爆发、日冕物质抛射等对地球及其所处的日地空间环境将造成严重的影响,而太阳爆发在微波波段的强烈噪声对空间电磁场的影响同样存在。在以往多起太阳射电爆发期间,GPS地面站均发生了导航信号失锁、可见星数大幅下降等情况,证明太阳射电爆发产生的噪声信号的确是导航信号的影响因素之一。目前对相关的预警方案尚未有研究,同时也没有专门针对此类事件的预警设备。论文的主要工作及创新点如下●计算了太阳射电爆发对无线传输信号可能影响程度,确定了影响不同频段信号的阈值,其中L波段（1GHz-2GHz）的卫星通信信号最容易受到影响——爆发期间L波段宽频段内产生的白噪声会引起信道的不稳定,其影响与系统工作频率f的平方成反比,与天线的增益G成正比,同时太阳爆发信号从天线的主波束入射到天线影响将最大,远离主波束影响将减小。●根据目前的空间天气监测手段和数据,提出了利用日面光学观测图像+太阳射电2800MHz进行早期预报的办法。针对目前的空间天气监测数据不能满足快速现报要求的现实,提出了在L波段建立多点频实时流量监测接收机系统方案,该系统基于云南天文台L波段太阳射电望远镜,能快速反应当前太阳射电流量异常情况,并有效的发出预警信号。●同时提出并设计了L波段太阳射电流量精密监测系统在L波段内对八个5MHz带宽内太阳流量实时监测,最小灵敏度为1S.F.U（太阳射电流量单位）,可以快速的对L波段内太阳射电流量进行定标和观测,准确地反应太阳射电流量的变化,配合光学观测、2800MHz太阳射电观测数据,可以形成长、中、短期预报模式,提供有效的预警、预报信息。●最后提出采用辅助天线+地面站天线方式,建立主动自适应滤波器,根据太阳射电爆发模型设计该滤波器的阻带宽度大约在45’左右,衰减量在40dB以上。
李达[8]（2014）在《反射式日冕仪的设计与杂散光分析》文中进行了进一步梳理日冕是太阳大气的最外层，从过渡区顶部向外延伸到几个太阳半径，甚至更远的区域。日冕活动对地球周围空间环境变化影响重大，是空间天气预报的关键部分之一，对日冕的观测研究对太阳物理学、人类活动乃至对国家经济生活和太阳物理学研究具有重要意义。Lyman-alpha（拉曼阿尔法）辐射在太阳物理学和日冕物理学中占据了非常重要的地位，作为色球层光谱的主要成分，可以通过拉曼阿尔法光谱的观测分析出色球层的主要结构。对于日冕成像最大的困难是：日冕的亮度相对太阳光球层和色球场而言极为微弱，因此日冕仪的设计需要重点考虑日面照射到仪器上所引起的入瞳边缘衍射和主镜面自身散射的问题。本文首先介绍了日冕仪的发展历史和透射式日冕仪的基本原理，针对外遮光日冕仪的外部遮光器圆盘遮挡效果和边缘衍射光线进行了理论性计算。针对日冕仪反射式结构，提出了入瞳位置假设，并在轴上近似条件下计算了主物镜，次镜和成像反射镜的位置，进一步的计算和讨论了全反射式日冕仪在轴上理想成像近似时，入瞳成像即里奥光阑的位置是场镜和成像镜的焦距与间距的函数；在相同的近似条件下，得到了里奥光阑的尺寸计算公式，是关于三个物镜的焦距和间距的函数，这对以后的全反射日冕仪设计一定的参考价值。设计了口径为40mm、焦距为590mm的全反射式拉曼阿尔法日冕仪，传递函数接近衍射极限。利用光学分析软件建模分析了杂光情况：像面上接收入瞳边缘衍射能量约为入射能量的6.8×10-9，提出主镜面的加工要求。设计并装调一套球面反射式日冕仪实验装置，建立光学分析仿真模型，采用点源透射率PST曲线的方法测量了此日冕仪的杂散光水平，通过对比实际像面上子午面的杂光分布曲线，验证了仿真模型的有效性。最后对比了计算和测量光学系统杂散光的方法，根据杂光系数和PST函数关系式计算得到反射式日冕仪实验装置的杂光系数为0.278。
张绍华[9]（2011）在《并行自适应技术在背景太阳风及快速磁场重联数值模拟中的应用研究》文中研究说明基于磁流体力学（MHD）方程组的数值模拟是研究空间等离子体问题的一种强有力手段,可以弥补空间观测的缺乏和理论分析的局限,极大加深人们对于各种复杂物理过程的认识。计算网格对于MHD数值模拟至关重要,特别是对于空间尺度变化复杂的物理问题,先进网格技术的引进可以很大程度上提高计算效能。本文把自适应网格技术和混合网格技术引入MHD数值模拟,建立了用于日地空间天气模拟的三维（3D）耦合太阳风模式和用于日冕快速磁场重联的二维半（2.5D）自适应磁场重联模式,分别重点研究了2069卡林顿周的稳态太阳风和日冕条件下快速的磁场重联,这两个具有不同时间和空间尺度的物理问题。首先使用自适应软件包PARAMESH ,把基于MHD方程组分裂,二阶精度Godunov型有限体积算法和CT算法,并行自适应化,实现了二维和三维的理想MHD并行自适应CT模式。多个典型的二维、三维理想MHD问题的模拟结果表明,该模式具有较高的精度、很强的稳定性,能把磁场散度控制在非常低的水平(10-11～10-12数量级),同时可以有效地自动捕捉到流场中的物理突变结构,比如激波、强间断面等。接下来把理想的MHD模拟算法推广到带电阻的MHD （即RMHD ）算法,建立了2.5D自适应RMHD磁场重联模式。基于该模式研究了高磁雷诺数条件下,太阳日冕爆发性磁场重联的剧烈演化过程、快速磁能转换以及对于电子的有效加速机制。结果显示: （1）长而薄的电流片由于撕裂膜不稳定性被撕裂成许多片段,产生的磁岛不断长大、发生合并不稳定性而相互融合,最好形成了几个很大的磁岛,同时有更小尺度磁岛持续不断地产生并与大磁岛结合在一起。（2）通过包围在磁场重联出流区附近的慢激波对,磁能被有效转换为等离子体动能和热能,这为太阳耀斑爆发过程中的磁能快速释放提供了一个可能的途径。（3）利用模拟产生的时变电场和磁场,进一步使用测试粒子方法研究了电子的加速过程。发现电子在大约0.3秒之内可以被加速到高达120 MeV,磁场重联产生的磁岛的约束作用是维持电子加速状态的最关键因素。（4）利用并行自适应网格技术,该模型可以自动分辨出很多精细结构,比如,近奇异性的磁场重联扩散区和两个互相融合的磁岛之间形成的非常微小的磁岛等。同时与均匀计算网格相比,它能够节约大量计算资源,这对于进一步研究日冕中的三维磁场重联问题是尤其需要的。最后,基于混合网格系统和算法,把上面实现的三维并行自适应网格与阴阳嵌套网格结合,完成了耦合的三维太阳风MHD模型。我们采用双网格系统,近太阳（near-Sun: 1.0 RS - 7.0 RS）和远太阳（o--Sun: 6.0 RS - 250 RS）计算区域分别用阴阳嵌套网格系统和自适应笛卡尔网格系统覆盖,通过区域连接模块（DCM）执行这两套网格系统之间的变量插值与交换,来把这两部分连接在一起。这样的计算网格有很大的优势:（1）近太阳的阴阳嵌套网格系统可以避免球坐标系下常见的极区奇点问题和网格汇聚问题,它的贴体特性极大简化了太阳表面计算边界的处理,又能获得较高精度的数值解。（2）远太阳区域的自适应网格系统可以很容易实现高性能并行自适应功能,自动加密和放粗网格,捕捉到等离子体的特征结构,比如,行星际电流片和共转流等。利用这个耦合太阳风模式,计算了2069卡林顿周的背景太阳风,并且把模拟结果与多观测数据（ MLSO/MK4, SOHO LASCO/C2, SOHO/EIT, Ulysses和OMNI ）,做了比较。结果表明,该模式成功捕捉到了2007太阳活动低年观测到的日冕附近许多奇特的特征,比如,朝赤道极大扩展的极区冕洞,独立的赤道冕洞,φ= 200-和φ= 330-之间扭曲的磁场中性线（MNL）等。耦合的三维MHD太阳风模型也产生了大尺度的共转相互作用区（CIR）结构,得到的太阳风参数与Ulysses飞船观测和L1点附近多飞船观测的OMNI数据都基本一致。
温靖[10]（2009）在《太阳活动指数的中期预报方法研究》文中进行了进一步梳理太阳活动指数反映了太阳正面局部扰动总的剧烈程度,是空间环境预报的重要内容之一。10.7厘米射电辐射流量是目前最常用的太阳活动指数之一,它被用来表征太阳对地球高层大气的加热效应。随着空间技术的发展,高层大气对航天器轨道的影响越来越受到关注。长期以来,人们对太阳活动指数的预报进行了很多研究,但是中期预报一直是预报的难点。本文介绍了太阳活动指数预报的发展现状以及太阳活动区物理模型和活动区射电辐射机制,具体分析了27天时间尺度上指数的变化规律,并对10.7厘米射电辐射流量的中期预报进行了尝试,主要工作有:1.将指数27天尺度上的振荡视为随机过程,建立自回归预报模型。模型在太阳活动低年的预报误差要低于高年。在指数呈现比较规则的27天周期性变化时,模型具有较理想的预报效果,这说明自回归方法能较好地反映出指数的准27天周期变化规律,在太阳活动指数预报这个问题中具有一定的适应性。在2005年9月至2007年6月这段时间内自回归模型的预报精度与美国空军预报方法的精度相当。但这个方法在有大活动区产生或者消亡时的预报效果不理想,无法预测出指数异于准27天规则振荡的变化。2.针对自回归模型的局限性,并根据活动区与活动指数之间的关系,建立了基于活动区参数及演化规律的新模型。在大活动区突然出现,指数出现大扰动,以及主要活动区衰减或消亡,指数比较平静这两种情况下模型的预报误差较自回归模型下降了约3%10%。这说明新模型能反映这些情况下指数的变化,一定程度上克服了F10.7振幅和周期的变动给经验统计预报带来的困难,也说明活动区作为预报参考量的可行性。新模型的局限性主要在于无法预测活动区的产生。在太阳活动下降年和低年新模型的预报精度与自回归模型相当。该研究为提高业务型太阳10.7厘米射电流量中期预报模型的预报精度奠定了基础。
二、一个复杂太阳射电爆发及其微波源和远紫外冕环特征的初步研究（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、一个复杂太阳射电爆发及其微波源和远紫外冕环特征的初步研究（论文提纲范文）
（1）太阳磁场测量（论文提纲范文）
| 1 磁场和变幻莫测的太阳 |
| 2 太阳磁场测量的历史 |
| 3 太阳磁场诊断的原理 |
| 3.1 塞曼效应 |
| 3.2 汉勒效应 |
| 3.3 日冕磁场测量 |
| 4 总结和展望 |
（2）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 |
（3）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 |
（4）基于光谱扫描成像的太阳大气视向速度场测量技术研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 空间天气事件 |
| 1.2 太阳活动预报中的太阳大气视向速度场测量 |
| 1.3 太阳大气视向速度场测量原理及需求 |
| 1.4 太阳大气视向速度场测量技术 |
| 1.5 基于光谱扫描成像的太阳大气视向速度场测量技术研究现状 |
| 1.6 本文主要内容 |
| 第2章 基于可调谐Lyot滤光器的太阳大气视向速度场测量 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 滤光器原理 |
| 2.3 可调谐Lyot滤光器观测系统 |
| 2.4 Lyot滤光器系统测量误差 |
| 2.5 本章小结 |
| 第3章 一种Lyot滤光器在线标定方法及实验验证 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 一种实时修正太阳光强变化的Lyot滤光器在线标定方法 |
| 3.3 基于七波段太阳大气层析成像系统的Lyot滤光器标定实验 |
| 3.4 实验结果 |
| 3.4.1 轮廓检测试验结果 |
| 3.4.2 中心标定实验结果 |
| 3.5 本章小结 |
| 第4章 太阳大气速度场测量算法 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 傅里叶相位法 |
| 4.3 质心算法 |
| 4.4 太阳视向大气速度场测量算法分析 |
| 4.4.1 太阳光谱数据 |
| 4.4.2 模拟方法 |
| 4.4.3 模拟实验结果 |
| 4.5 相关算法及其性能分析 |
| 4.5.1 相关算法原理 |
| 4.5.2 太阳视向大气速度场测量相关算法分析 |
| 4.6 本章小结 |
| 第5章 太阳大气速度场相关算法在太阳活动观测中的初步验证.. |
| 5.1 引言 |
| 5.2 小耀斑活动概述 |
| 5.3 相关算法计算小耀斑对应区域速度场 |
| 5.4 相关算法计算速度场的结果验证 |
| 5.5 本章小结 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 工作总结 |
| 6.2 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 |
（5）太阳耀斑微波辐射的观测和模型研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳与太阳的外层大气——日冕概况 |
| 1.1.1 太阳概况及分层结构 |
| 1.1.2 日冕简介 |
| 1.2 太阳耀斑与太阳射电辐射物理背景简介 |
| 1.2.1 耀斑物理过程简介 |
| 1.2.2 太阳射电辐射物理基础 |
| 1.3 太阳微波辐射综述 |
| 1.3.1 微波辐射的一般特征 |
| 1.3.2 微波爆发的辐射机制 |
| 1.3.3 微波与X射线多波段联合观测研究 |
| 1.4 设备简介 |
| 1.4.1 极紫外观测设备 |
| 1.4.2 微波观测设备 |
| 1.4.3 X射线观测设备 |
| 第二章 2012年7月19日耀斑脉冲初相期间日冕磁绳的微波成像研究 |
| 2.1 研究背景与动机 |
| 2.2 事件概述和微波数据处理 |
| 2.3 脉冲初相太阳爆发结构的微波观测 |
| 2.3.1 爆发结构的微波成像观测 |
| 2.3.2 爆发结构微波辐射的准周期性 |
| 2.4 磁绳微波辐射机理的讨论 |
| 2.5 讨论与小结 |
| 第三章 2014年4月25日磁爆裂事件中X射线和微波双源的观测研究 |
| 3.1 研究背景与动机 |
| 3.2 磁爆裂事件:2014年4月25日X1.3级事件 |
| 3.2.1 触发阶段 |
| 3.2.2 爆发阶段 |
| 3.2.3 恢复阶段 |
| 3.3 日冕双源结构的观测分析 |
| 3.3.1 X射线双源观测分析 |
| 3.3.2 微波双源观测分析 |
| 3.3.3 微波、X射线关联性分析 |
| 3.3.4 观测小结 |
| 3.4 讨论与总结 |
| 第四章 双幂律高能电子分布的回旋同步辐射研究 |
| 4.1 研究背景与动机 |
| 4.2 计算模型 |
| 4.3 计算结果 |
| 4.3.1 单、双幂律电子分布的辐射比较 |
| 4.3.2 参数研究 |
| 4.3.3 能谱硬化对NoRH观测的影响 |
| 4.4 总结与讨论 |
| 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 |
| 附件二：学位论文评阅及答辩情况表 |
（6）日冕结构在爆发过程中的温度漂移及动力学演化（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 主要符号对照表 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳概述 |
| 1.1.1 太阳和空间天气 |
| 1.1.2 太阳分层结构 |
| 1.1.3 太阳爆发结构 |
| 1.2 太阳大气辐射 |
| 1.2.1 等离子体辐射原理 |
| 1.2.2 电离平衡过程 |
| 1.2.3 辐射谱线 |
| 1.2.4 耀斑辐射 |
| 1.3 日冕抛射结构 |
| 1.3.1 磁绳观测特征 |
| 1.3.2 磁绳爆发机制 |
| 1.4 小结 |
| 第二章 基于SDO/EVE观测的耀斑热力学图谱:技术和初步结果 |
| 2.1 SDO卫星简介 |
| 2.1.1 日震和磁场观测仪(HMI) |
| 2.1.2 太阳大气成像仪(AIA) |
| 2.1.3 极紫外成像仪(EVE) |
| 2.2 耀斑热力学图谱(TDS) |
| 2.2.1 数据与方法 |
| 2.2.2 图谱应用 |
| 2.3 大于M5.0的耀斑特征统计 |
| 2.3.1 EUV峰值的延迟和冷却率 |
| 2.3.2 两种温度漂移模式 |
| 2.3.3 有后相的耀斑 |
| 2.4 加入SDO/EVE MEGS-B数据的拓展TDS图谱 |
| 2.4.1 方法 |
| 2.4.2 事例 |
| 2.5 总结和讨论 |
| 第三章 极长持续时间的爆发耀斑中的磁绳的演化过程 |
| 3.1 卫星简介 |
| 3.1.1 STEREO卫星简介 |
| 3.1.2 RHESSI卫星简介 |
| 3.1.3 HINODE卫星简介 |
| 3.2 软件和方法介绍 |
| 3.2.1 三维重构简介 |
| 3.2.2 谱分析简介 |
| 3.2.3 微分辐射测量简介 |
| 3.3 磁绳理论 |
| 3.4 观测与结果 |
| 3.4.1 2010年6月21日事件 |
| 3.4.2 三维重构 |
| 3.4.3 动态演化 |
| 3.4.4 能谱分析 |
| 3.4.5 形态学演化 |
| 3.5 总结与讨论 |
| 第四章 总结和展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| Publications |
（7）太阳射电爆发干扰通信系统评估与预警方案的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 研究背景 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.3 论文研究工作及创新点 |
| 1.4 本文的章节结构 |
| 第二章 太阳活动及空间天气 |
| 2.1 太阳及太阳辐射形式 |
| 2.2 太阳风暴及其主要影响 |
| 2.2.1 太阳活动程度的评价 |
| 2.2.2 剧烈太阳爆发对地球、人类的影响 |
| 2.3 空间天气预报的主要手段 |
| 2.4 太阳射电辐射及其爆发 |
| 2.4.1 宁静时期的太阳射电辐射 |
| 2.4.2 缓变的太阳辐射 |
| 2.4.3 太阳射电爆发 |
| 2.4.5 太阳射电爆发的物理机制 |
| 2.5 本章小结 |
| 第三章 太阳射电爆干扰无线通信定量分析及预警 |
| 3.1 太阳射电信号到天线接收之间的转换 |
| 3.1.1 通信接收机等效噪声到太阳流量的折算 |
| 3.1.2 信道容量在受到爆发影响时候的变化 |
| 3.2 天线辐射方向图带来的影响 |
| 3.2.1 天线辐射方向图 |
| 3.2.2 太阳射电爆发信号和天线方向图联合作用的影响 |
| 3.3 太阳射电爆发对不同通信危害程度分析 |
| 3.4 射电爆发时电离层影响分析 |
| 3.5 目前国际研究中存在的缺陷 |
| 3.6 预警方案的研究 |
| 3.6.1 早期光学观测锁定大耀斑 |
| 3.6.2 太阳射电望远镜的对L波段动态频谱监测 |
| 3.6.3 不同预警方法分级 |
| 3.6.4 预警机制初步结果 |
| 3.7 目前该类事件研究中的缺陷 |
| 3.8 本章小结 |
| 第四章 基于太阳射电望远镜预警平台的建立 |
| 4.1 太阳射电望远镜平台 |
| 4.1.1 太阳射电及一些相应指标 |
| 4.1.2 云南天文台10米射电望远镜平台 |
| 4.1.3 L波段太阳射电多点频总功率接收机 |
| 4.2 精密太阳射电流量望远镜系统的设计 |
| 4.2.1 观测天线介绍 |
| 4.2.2 接收机系统设计 |
| 4.4 本章小结 |
| 4.5 第四章附图 |
| 第五章 采用主动辅助天线法消除太阳射电干扰 |
| 5.1 系统构思 |
| 5.2 天线阵指向原理 |
| 5.3 L波段太阳射电爆发信号源空间尺度的计算 |
| 5.4 多天线波束合成的系统结构 |
| 5.5 后端数据处理算法 |
| 5.6 本章小结 |
| 5.7 附：加权因子计算程序 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 6.2.1 建立300MHz-17GHz多点频太阳射电观测 |
| 6.2.2 同步卫星通信数据比对系统 |
| 附录 |
| 参考文献 |
| 攻读博士研究生期间完成的科研成果 |
| 致谢 |
（8）反射式日冕仪的设计与杂散光分析（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 引言 |
| 1.2 太阳的活动和日冕的联系 |
| 1.3 日冕的分类和研究意义 |
| 1.3.1 日冕的分类 |
| 1.3.2 日冕的研究意义 |
| 1.4 日冕仪的发展和现状 |
| 1.4.1 太阳日冕的观察历史与进展 |
| 1.4.2 我国的日冕仪情况 |
| 1.5 本论文的课题来源、研究意义及主要的研究内容 |
| 1.5.1 课题来源 |
| 1.5.2 研究内容和意义 |
| 第2章 日冕仪的工作原理 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 日冕仪的发展历史和分类 |
| 2.3 日冕仪的工作原理及其分类 |
| 2.4 透射式日冕仪介绍和原理 |
| 2.4.1 透射式日冕的单遮光环的衍射计算 |
| 2.5 反射式日冕仪原理介绍以及元件的位置关系推导 |
| 2.5.1 反射式日冕仪中关于里奥光阑的位置和尺寸计算 |
| 2.5.2 反射式日冕仪中关于成像部分的公式推导和消除渐晕的条件 |
| 2.5.3 全反射式日冕仪的工作原理的总结 |
| 2.6 本章小结 |
| 第3章 全反射拉曼阿尔法日冕仪的设计和分析 |
| 3.1 反射式拉曼阿尔法日冕仪的工作优势 |
| 3.1.1 太阳结构拉曼阿尔法射线的来源 |
| 3.1.2 太阳结构观测中使用拉曼阿尔法波段的优势 |
| 3.1.3 拉曼阿尔法日冕仪的优势 |
| 3.2 反射式拉曼阿尔法日冕仪的设计要求 |
| 3.3 反射式拉曼阿尔法日冕仪结构设计说明 |
| 3.3.1 光学结构 |
| 3.3.2 系统的公差分配和分析 |
| 3.4 反射式拉曼阿尔法日冕仪杂光抑制措施和仿真分析 |
| 3.5 本章小结 |
| 第4章 实验室搭建球面反射式日冕仪实验装置及遮光罩的建立 |
| 4.1 杂散光分析的基本思路 |
| 4.1.1 光学系统的散射表面 |
| 4.1.2 杂散光分析的步骤 |
| 4.2 杂散光计算方法介绍 |
| 4.3 双向散射分布函数 BSDF |
| 4.4 实验室反射式日冕仪的设计和装调结果 |
| 4.4.1 实验室反射式日冕仪的设计 |
| 4.4.2 关于镜面材料的考虑 |
| 4.4.3 日冕仪实验装置的装调结果与遮光罩的计算 |
| 4.5 本章小结 |
| 第5章 杂散光水平测量及影响 |
| 5.1 杂散光测量的主要手段 |
| 5.2 测量原理——杂光系数 V 与 PST 的关系 |
| 5.3 PST 法原理和实验设计 |
| 5.4 光学分析软件建模及分析结果 |
| 5.4.1 光学分析软件建模 |
| 5.4.2 计算日冕仪系统的 PST 曲线和杂光系数 |
| 5.4.3 水平方向上杂光仿真结果与实验数据的对比 |
| 5.5 本章小结 |
| 第6章 总结和展望 |
| 6.1 本文的主要创新点 |
| 6.2 工作展望 |
| 参考文献 |
| 在学期间学术成果情况 |
| 指导教师及作者简介 |
| 致谢 |
（9）并行自适应技术在背景太阳风及快速磁场重联数值模拟中的应用研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 插图 |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 日冕与太阳风 |
| 1.1.1 日冕 |
| 1.1.2 太阳风 |
| 1.1.3 行星际磁场、日球电流片与扇区结构 |
| 1.1.4 极大/极小年太阳风 |
| 1.1.5 共转相互作用区(CIR) |
| 1.2 太阳爆发性活动与磁场重联 |
| 1.3 磁场重联模型 |
| 1.3.1 Sweet-Parker 重联 |
| 1.3.2 Petschek 重联 |
| 1.3.3 非稳态重联 |
| 1.4 MHD数值模拟与自适应网格技术 |
| 1.4.1 磁场散度问题 |
| 1.4.2 数值方法 |
| 1.4.3 网格技术 |
| 1.5 本文研究内容和章节安排 |
| 第二章 PARAMESH与自适应实现 |
| 2.1 背景介绍 |
| 2.2 PARAMESH 简介 |
| 2.3 理想磁流体控制方程 |
| 2.4 数值算法 |
| 2.4.1 计算网格单元定义 |
| 2.4.2 变量重构 |
| 2.4.3 更新体心变量 |
| 2.4.4 CT方法更新磁场 |
| 2.4.5 时间迭代 |
| 2.4.6 算法流程总结 |
| 2.5 自适应实现 |
| 2.5.1 guardcell填充 |
| 2.5.2 插值提升与磁场重构 |
| 2.5.3 通量和电场校正 |
| 2.5.4 加密放粗准则 |
| 2.6 二维及三维模型验证 |
| 2.6.1 二维Vortex问题 |
| 2.6.2 二维Rotor问题 |
| 2.6.3 二维磁云激波相互作用问题 |
| 2.6.4 三维Vortex问题 |
| 2.6.5 三维磁云激波相互作用问题 |
| 2.7 本章小结 |
| 第三章 2.5维自适应的磁场重联MHD模式 |
| 3.1 带电阻的MHD控制方程 |
| 3.2 模型建立 |
| 3.3 模式验证 |
| 3.3.1 GEM磁场重联 |
| 3.3.2 不同磁雷诺数参数对比 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 太阳日冕爆发性磁场重联及电子加速 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 模拟方法 |
| 4.3 MHD模拟结果 |
| 4.4 测试粒子模拟 |
| 4.5 本章小结 |
| 第五章 基于阴阳嵌套网格与自适应网格的三维耦合太阳风模型 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 控制方程 |
| 5.3 耦合网格系统 |
| 5.3.1 阴阳网格 |
| 5.3.2 自适应网格 |
| 5.3.3 区域连接模块（DCM） |
| 5.4 MHD数值方法和异步时间步法 |
| 5.4.1 MHD求解器 |
| 5.4.2 异步时间步法 |
| 5.5 2069卡林顿周稳态太阳风的模拟结果 |
| 5.6 本章小结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 主要工作总结 |
| 6.2 未来工作展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 简历 |
| 致谢 |
（10）太阳活动指数的中期预报方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳活动现象与太阳活动区 |
| 1.2 太阳活动的表征指数及其应用 |
| 1.3 太阳活动指数预报的发展现状 |
| 1.4 本文的研究目的和主要内容 |
| 第二章 中期预报的理论背景和原有模型简介 |
| 2.1 太阳射电的辐射机制 |
| 2.2 活动区磁场模型 |
| 2.3 活动区的演化 |
| 2.4 太阳活动指数的变化规律 |
| 2.5 时间序列模型的预报理论和应用 |
| 2.5.1 线性时间序列模型 |
| 2.5.2 自回归模型的建模过程 |
| 2.5.3 非线性模型和自适应模型 |
| 2.5.4 时间序列模型在中期预报中的应用 |
| 2.6 中期预报模型的新进展 |
| 第三章 数据及其处理方法 |
| 3.1 F_(10.7) |
| 3.2 Solar Region Summary |
| 3.3 日面和行星际空间的成像观测 |
| 3.3.1 太阳磁场数据 |
| 3.3.2 EUV 波段的成像数据 |
| 3.3.3 行星际 Lyman ?α散射数据 |
| 第四章 太阳活动指数预报的经验统计模型 |
| 4.1 序列的预处理 |
| 4.2 太阳活动指数的业务预报的自回归模型 |
| 4.3 模型的预报结果分析 |
| 4.4 本章小结 |
| 第五章 基于活动区参数及演化规律的太阳活动指数中期预报模型 |
| 5.1 黑子群面积与F_(10.7)指数的关系 |
| 5.2 黑子群面积的演化 |
| 5.3 预报建模 |
| 5.4 模型的预报结果 |
| 5.5 本章小结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 全文总结 |
| 6.2 模型的改进设想和展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读硕士学位期间发表和已被录用的论文目录 |
四、一个复杂太阳射电爆发及其微波源和远紫外冕环特征的初步研究（论文参考文献）
- [1]太阳磁场测量[J]. 李文显,田晖. 自然杂志, 2022(01)
- [2]太阳射电爆发的系统研究[D]. 王璐. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [3]太阳射电爆发物理过程研究[D]. 李传洋. 山东大学, 2020(08)
- [4]基于光谱扫描成像的太阳大气视向速度场测量技术研究[D]. 王佳. 中国科学院大学(中国科学院光电技术研究所), 2019(08)
- [5]太阳耀斑微波辐射的观测和模型研究[D]. 武昭. 山东大学, 2019(09)
- [6]日冕结构在爆发过程中的温度漂移及动力学演化[D]. 周振军. 中国科学技术大学, 2017(09)
- [7]太阳射电爆发干扰通信系统评估与预警方案的研究[D]. 董亮. 云南大学, 2016(04)
- [8]反射式日冕仪的设计与杂散光分析[D]. 李达. 中国科学院研究生院(长春光学精密机械与物理研究所), 2014(10)
- [9]并行自适应技术在背景太阳风及快速磁场重联数值模拟中的应用研究[D]. 张绍华. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2011(03)
- [10]太阳活动指数的中期预报方法研究[D]. 温靖. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2009(03)