一、耀斑——暗条电流模型的观测证据（论文文献综述）
王东[1]（2019）在《太阳背景磁场对太阳爆发活动的调制作用》文中指出耀斑和日冕物质抛射（coronal mass ejection,简称CME）是剧烈的太阳爆发活动,它们爆发时往往会影响地球空间环境,从而影响人类生活。这两种太阳爆发活动之间联系很紧密,它们一般被认为是同一物理过程中的不同表现。日琪/暗条的爆发也常伴随着CME,所以这三种太阳爆发活动都有密切联系,那么这些太阳爆发活动在其爆发过程中的行为是受什么因素调制呢?本文将通过统计分析并结合个例研究去探索这个问题,从而加深对太阳爆发机制的认识。一、爆发耀斑和束缚耀斑所在活动区背景磁场的比较研究虽然耀斑和CME联系紧密,然而研究表明耀斑和CME有时也并不一定同时发生,比如一些耀斑发生时并没有观测到对应的CME。基于耀斑发生时是否伴随着CME,耀斑被分为爆发耀斑（伴随CME）和束缚耀斑（不伴随CME）,那么是什么因素在调制着这两类耀斑的爆发行为呢?本文将研究两类耀斑所在的活动区背景磁场,通过统计研究,揭示决定耀斑爆发时能否伴随CME的最重要的因素和一些相关的结论。1.爆发耀斑和束缚耀斑对应临界高度的统计分析我们选择了2011-2015年60个M级及以上的双带耀斑作为研究样本,并根据是否伴随CME分成两类,其中爆发耀斑35个,束缚耀斑25个。我们计算了耀斑所在活动区磁场极性反转线（polarity inversion line,简称PIL）上方不同高度磁场的衰减系数n=-d 1n B/d1nh,并基于电流环不稳定性（torus instability,简称TI）插值出磁场衰减系数为n=1.5（TI的阈值）时对应的高度,定义为临界高度hcrit（critical height）。结果发现束缚耀斑对应的临界高度均值要明显大于爆发耀斑的值。两类耀斑的临界高度的分布都存在明显的峰值,分别在20-30Mm和60-70Mm处取得对应峰值。我们认为活动区背景磁场随着高度的衰减规律是决定一个耀斑爆发能否伴随CME的关键因素。2.磁场的衰减系数随着高度变化的曲线形状统计分析我们发现磁场的衰减系数随着高度变化的曲线形状有两种:一种是随着高度增加,磁场衰减系数单调增加,结果显示80%以上的耀斑的n（h）曲线属于这种情形;另一种是n（h）曲线形状为马鞍形,即随着高度的增加,磁场衰减系数先增加后减小再增加,这种情况仅有9个事件。9个马鞍形事件中有5个爆发耀斑和4个束缚耀斑,比较发现爆发耀斑的n（h）曲线在鞍底（曲线最低处）的值整体上要比束缚耀斑的值大一些。3.临界高度hcrit和活动区磁场正负磁重心距离d之间的关系及耀斑对应活动区磁场类型研究研究发现临界高度hcrit和活动区磁场正负磁重心距离d有很强的相关性:hcrit约为d的一半。按照我们对活动区磁场类型的分类标准,60个耀斑事件中70%来自于多极场活动区,其它来自于偶极场。9个n（h）曲线为马鞍形的事件均来自于多极场活动区,但是这不能说明多极场的活动区就能产生马鞍形事件,因为一些n（h）曲线为单调增加的事件也来自于多极场活动区。通过上述研究,我们发现对耀斑能否伴随CME有着重要的调制作用的因素是活动区背景磁场的衰减规律,而爆发结构的背景磁场的衰减规律也可能会受到其附近区域磁场重联的影响,从而影响其爆发行为,本文将通过一个“同调”爆发事件的机理研究来说明这点。二、“同调”爆发事件的机理研究我们会在太阳上不同的地方,先后间隔较短的时间内观测到几个有联系的太阳爆发活动,这种现象称为“同调”爆发事件（sympathetic eruption）,但是一般很难确定“同调”的爆发活动之间的因果关系。本文对先后发生在2014年12月20日活动区NOAA AR 12242及其附近的几个“同调”爆发活动之间的联系进行了研究。结合观测和分析,我们发现类似的滑动磁重联是联系各个爆发活动的重要的纽带。其中本文还给出了宁静区的大尺度磁重联的观测证据,而之前关于这样的报道并不多见。观测表明磁场重联的结果是持续的把一个暗条上方的磁通转移到另一个暗条之上,从而影响两个暗条上方的背景磁场,结果使后者上方的磁场束缚变强,无法成功爆发,前者上方的磁场束缚变弱,并最终因为电流环不稳定性而爆发出去。总之,通过上述两个研究,我们发现背景场的衰减规律对太阳爆发活动有着重要的调制作用。
杨凯[2]（2018）在《太阳爆发事件和日冕加热中磁拓扑的研究》文中研究说明太阳大气中的等离子体与磁场是高度耦合的,磁场在日冕的加热和动力学过程中扮演了至关重要的作用。观测也显示对地球和空间环境具有重要影响的太阳爆发事件都源自日冕的磁活动。因此对日冕磁场的研究是理解太阳活动、日冕加热机制和开展空间天气预报的一个重要基础。随着现代空间和地面仪器的发展,我们可以以准确度和高时空分辨率来测量太阳光球层的磁场。然而,对日冕磁场的直接测量仍然存在着很大的难度,通常的方法是利用光球的观测数据和适当的磁场模型（如无力场模型）来重构出日冕的三维磁场。据此,我们可以对日冕磁场进行详细的分析,结合磁拓扑理论,研究日冕的磁流体动力学过程。在本论文中,我们利用太阳动力学天文台、日出卫星和拉马第高能太阳光谱成像仪获得的多波段观测资料,运用日冕磁场重构技术和磁拓扑分析方法,对磁场在太阳爆发事件和日冕加热机制等方面所起到的关键作用进行了深入的研究。日冕磁场的连接性将日冕划分成不同的磁拓扑区域。磁拓扑区域的边界（如分界层）是一些非理想过程（如磁重联）发生的场所。磁拓扑的边界在形态上通常与一部分紫外波段的辐射特征相符合,例如在耀斑过程中低层辐射展示的耀斑带对应磁拓扑边界在色球的映射。为了研究磁拓扑结构与太阳爆发事件的相关性,我们对发生于2012年10月23日的X级环形耀斑进行了详细的分析。该耀斑在Ca Ⅱ H谱线的辐射中展示出一个准环形的耀斑带,并且在其内外还存在另外两条狭长的耀斑带。极紫外成像观测显示一个热通道结构,说明此耀斑过程中有磁绳结构存在。此外,热通道的两个足点正好对应两个硬X射线源。利用非线性无力场模型,我们对该活动区进行了日冕三维磁场的重构,并证认出三个磁拓扑结构:一个三维磁零点、一个磁绳结构和一个大尺度准分界层结构。我们发现磁零点包含在大尺度准分界层中,而磁绳结构位于磁零点的扇面之下,并且硬X射线辐射起源于磁绳与周边磁场之间的磁重联。以上三个磁拓扑结构的动力学演化与相互作用导致了该耀斑的爆发以及在爆发过程中所展示出的多波段辐射特征。由于大多数爆发性事件的源区都存在高度剪切的磁拱或者磁绳结构,定量研究这种结构的拓扑性质和时间演化对于理解太阳爆发活动是十分重要的。为此,我们跟踪了太阳活动区12017从2014年3月28日至29日共两天的演化,并通过非线性无力场模型重构了该区域的日冕三维磁场。在两天的时间内,该区域内的暗条活动触发了 12个太阳耀斑,包括9个C级耀斑,2个M级耀斑和1个X级耀斑。在日冕磁场中我们证认了一个磁绳结构,并发现它与暗条在空间和形态上是对应的。我们利用准分界层来定义磁绳的边界,提取出了磁绳自身的空间区域以及其内部的磁场分布。对比耀斑前后的磁绳结构,我们发现闭合性的准分界层（磁绳的包络）所勾勒出来的区域在耀斑发生后有明显的减小。我们还计算了磁绳结构的缠绕数和相对磁螺度,并且发现该活动区大多数耀斑的发生都是由扭曲不稳定性引起的。进一步研究表明,不同特征参数对耀斑的响应是不同的,相对来说磁绳缠绕数的敏感性要高于其他参数（如磁螺度）。除了太阳爆发事件,日冕加热是太阳物理中另一个未解决的重要问题,即日冕等离子体是通过何种方式被加热到百万度的高温。目前已经提出了几种加热机制,比较流行的有阿尔芬波加热和磁重联（纳耀斑）加热。二者在理论上都可以提供日冕加热所需要的能量,但是在一般的情况下,二者都缺乏利用观测数据进行反馈的定量模型。我们基于磁重联加热机制发展了一个利用磁场的观测数据进行约束的日冕结构模型。该模型给出了与极紫外波段观测相符合的辐射特征。在理想等离子体（无磁重联）中,磁场与等离子体冻结在一起,磁力线的足点与周围的等离子体以相同的速度运动。但实际上,由于磁场的耗散（磁重联）磁力线足点和等离子体之间的速度有偏差,这个偏差称之为非理想速度,它与磁重联速率成正比。基于上述物理图像,我们首先从观测到的时间序列的磁图推导了非理想速度的分布以及对应的加热函数,然后基于流体静力学平衡假设推导日冕磁环的热力学结构。该模型不依赖于反常电阻率的假设,一个重要参数是重联磁流管横截面的尺度。该尺度参数可通过模型结果与观测的对比,结合高分辨率的观测资料而得到限制,大约是160 km左右。对比模型生成的和实际观测的极紫外图像,我们发现两者不但在定性上（冕环的形态）而且在定量上（极紫外辐射强度的直方分布）都符合得很好。此外,模型给出的微分发射度与多波段观测反演出的微分发射度具有相似的轮廓。由此可见,我们的研究证实了磁重联加热（纳耀斑）机制可以提供日冕加热所需的能量,并且能够维持一个与观测相符合的活动区日冕结构。
宋政[3]（2016）在《太阳日珥震荡的观测和理论研究》文中指出太阳日珥震荡常涉及多方面的太阳活动,包括活动区爆发（主要是耀斑和CME）及其所触发的日冕波动传播,以及引起邻近日珥结构震荡的主要扰动EUV波。我们所研究的三列日珥震荡事件是由同一日珥结构在受到邻近活动区爆发事件的作用下发生的,这一日珥结构在序列扰动下的不同震荡表现为研究有关物理机制提供了很好的机会。此外,对日珥震荡参数的观测分析已经成为日珥冕震学测量磁场的一个重要手段。因此,对日珥震荡的研究具有非常重要的科学意义。本文利用SDO/AIA的观测数据,分析了这三列日珥震荡的产生以及运动特征,主要的内容及结论如下：我们首先分析了震荡驱动源—活动区处发生的相应耀斑和CME事件,三次爆发都观测到了M级的耀斑,其中后两次爆发也伴随有CME。在差分图上可以观测到后两次CME驱动的EUV波前沿,根据CME爆发和日珥震荡起始的时间差,我们计算了EUV波的传播速度,并且确认EUV波是引起日珥震荡的直接原因。对于第一次爆发在差分图上没有看到EUV波前沿,然而结合日冕波动传播速度v=967±50 Km/s,我们猜测这列波动有可能对应于耀斑驱动的莫尔顿波（Morten wave）或爆震波（blast wave）.随后我们对同一震荡不同高度的日珥做切片,得到震荡波形并且测量了它们的起始时间和周期振幅等参数。最后对三列日珥震荡进行比较,确认它们的震荡模式是集体kink震荡。此外,我们还研究了horn的震荡行为,同日珥震荡做了比较,发现二者在周期振幅等参数上有很多不同,我们认为这是由于horn延伸入冕腔中,受到大尺度日冕磁场结构的影响,因而表现出与日珥震荡不同的观测特征,据我们所知,这是首次报道的horn准周期震荡现象。另外,我们对日珥震荡的参数进行了拟合,主要是应用一个衰减的正弦函数加上一个线性的漂移函数,分别得到了三列震荡的周期为25±2 min,36±2 min,28±2 min,振幅为2.62±1.0 arcsec,8.59±1.0 arcsec,9.07±1.0 arcsec和衰减时间120±20 min,145±20 min,165±10min,通过衰减时间,简单的分析了日珥震荡的衰减机制,同时计算了震荡初始速度幅度,说明了这三列震荡都是较大幅度的日珥震荡。其次,我们利用日珥冕震学的一些模型估算了日冕磁场,所得结果与文献中的已有数据相符。
张擎旻[4]（2012）在《日冕亮点和日珥纵向振荡的高分辨率观测及其模拟研究》文中提出日冕亮点是日冕中一种长寿命的小尺度增亮现象。人们普遍认为日冕亮点的加热机制是磁重联,但是关于它们的磁拓扑结构和重联的方式还知之甚少。我们利用高分辨率的Hinode/XRT和STEREO/EUVI望远镜的多波段观测资料仔细分析了2007年3月16日在日面中心附近的一大一小两个亮点。其光变曲线的特征都是长时间的增亮叠加若干间隔约1小时的准周期闪耀。我们据此提出亮点的光变曲线由两部分组成：缓慢的增亮和剧烈的闪耀。较大的亮点在闪耀期间总是伴随喷流的发生。基于光球视向磁图的势场外推显示两个亮点的上方均出现磁零点,都有穹顶状的扇面以及穿过顶点处磁零点的脊线。根据亮点的三维磁拓扑结构,我们认为亮点的闪耀和喷流源于零点处的剧烈磁重联,而长时间的缓慢增亮源于扇面的交换式（分量）重联。尽管高温极紫外波段观测到的日冕亮点与软X波段观测到的非常相似,但是低温极紫外波段的观测显示亮点在日冕低层是由尖角状的磁环和周围几个分散的亮核组成,它们分别源于零点附近和扇面的磁重联。暗条的纵向振荡之前已经在Ha波段被观测到。我们利用高分辨率的多波段观测资料仔细研究了2007年2月8日太阳西边缘的活动区日珥振荡事件。Hinode/SOT的高分辨率观测显示在低分辨率的极紫外波段看到的向外凸的日珥在高分辨率的Ca Ⅱ H图像上其实是由许多向外凹的纤维组成,这也暗示了日珥中磁凹陷的存在。一团日珥物质注入到磁凹陷结构后开始沿磁力线来回振荡,并持续了至少三个半小时,周期约52分钟。振幅随时间指数衰减,衰减时标约133分钟。此外,我们也探讨了日珥纵向振荡作为后来日珥部分抛射以及日冕物质抛射（CME）前兆特征的可能性。为了进一步探讨日珥作为整体纵向振荡的触发机制、衰减机制和回复力,我们利用公开的MPI-AMRVAC程序对日珥纵向振荡进行了一维辐射流体力学数值模拟。模拟的第一步是冷而密的日珥物质由于色球蒸发和热不稳定性在预先设定的磁凹陷中形成并生长。色球加热停止后,日珥自发松弛到热力学平衡态。静止的日珥在脉冲式的扰动作用下沿磁凹陷周期性振荡。我们首先利用Hinode/SOT高分辨率观测到的日珥磁凹陷位形作为初始条件进行模拟,模拟的振荡周期与观测值非常接近,意味着日珥重力沿磁环的分量是纵向振荡的回复力。模拟中振幅的衰减时标比观测值长约1.5倍。我们发现辐射损失是导致振荡衰减的主要因素,但不足以使振荡迅速衰减。今后的模拟或许应该加入波的泄漏等机制。之后,我们通过改变各种物理参数和磁环位形进行了大量模拟。结果表明磁环腿部脉冲加热和日珥的初始速度扰动都可以推动日珥整体同相位振荡。振幅随扰动的增加而增加,随凹陷深度的增加而减小。当扰动非常强的时候,部分日珥物质会沿磁环腿部落到色球,导致质量和动能的损失。日珥振荡周期与扰动无关,而是正比于2w／（?）,其中2w和D分别代表凹陷的总长度和深度,这与单摆有点类似。沿磁环的重力分量是主要的回复力。在非绝热情况下,日珥振荡随时间衰减,衰减时标和衰减率（衰减时标与周期的比值）都随周期的增加而减小。当扰动非常强的时候,物质掉落也会加快振荡的衰减。
丁交阳[5]（2008）在《多极背景场下日冕磁绳系统的灾变行为》文中提出日冕物质抛射（CME）是大尺度的太阳活动现象,它引起地球空间环境的剧烈扰动,是空间灾害天气的主要源头。对CME的观测和理论研究,是太阳物理和日地空间物理领域十分重要的课题。尽管这些研究已经开展了几十年,但是由于观测技术的限制,到现在为止,人们连CME的起源都没有完全研究清楚。本文就CME的起源问题作了相应的研究,并提出了可能的CME触发机制。我们首先回顾了CME的观测特征以及研究现状,然后介绍了CME的理论模型,其中,重点介绍了与本文的工作密切相关的日冕磁绳灾变模型。随后,介绍了我们在日冕磁绳灾变研究方面取得的成果。我们采用球坐标下的2.5维MHD模型,研究了不同背景场中日冕磁绳系统的平衡特性和灾变行为。首先研究了八极子背景场中日冕磁绳系统的灾变行为。背景场包含三个磁拱:两侧的磁拱完全闭合,中心磁拱为部分开放场;磁绳位于中心磁拱之中。初始时磁绳附着于光球表面,系统处于平衡态。我们发现日冕磁绳系统存在灾变行为:当磁绳的环向磁通或者轴向磁通超过某一个临界值时,磁绳向上喷发,逃逸到无穷远。对于无力场情况,我们计算了系统的灾变能阈。我们发现,尽管在所有事例中,灾变能阈都超过了其对应部分开放场的能量,但是灾变能阈的大小与磁绳磁通和中心磁拱的开放程度有关。当中心磁拱的开放磁通给定时,系统的灾变能阈随着灾变点处磁绳环向磁通的增加或者轴向磁通的减小而增加;当灾变点处磁绳的环向磁通和轴向磁通给定时,灾变能阈随着中心磁拱开放磁通的增加而减小。这与偶极场背景下的结果不同。在偶极背景场下,系统的灾变能阈与灾变点处磁绳的磁通和背景场的开放程度几乎没有关系。我们对两种背景场下出现不同结果的原因进行了简要分析。其次,我们研究了八极子背景场中含有多个日冕磁绳系统的灾变行为。背景磁场为八极子无力场,它包含三个双极场,位于中心的双极场部分开放。每个双极场内部各有一根磁绳,它们均附着于光球表面。从这个初态出发,我们通过增加任一个磁绳的环向磁通或者轴向磁通,在理想MHD和电阻MHD两种情况下分别分析系统的灾变行为。结果表明,当任一个磁绳的环向或者轴向磁通超过某个临界值时,该磁绳将向上喷发,在其下面生成一个新的电流片。其它的磁绳的命运取决于新生电流片上是否发生磁场重联。在理想MHD即不出现重联的情况下,其余磁绳将依然附着于光球表面,处于平衡状态;而在电阻MHD的情况下,这些磁绳也会向上喷发。在此过程中,磁场重联扮演了十分重要的角色,它引起背景磁场拓扑位形的改变,减弱了背景场对依然附着于光球的磁绳的约束,降低了相应的灾变能阈,导致这些磁绳的灾变式喷发。含有多个日冕磁绳系统的灾变行为表明,位于不同活动区的独立磁通量系统之间的相互作用提供了一个可能的物理机制去解释观测到的同调事件。最后,我们研究了背景场存在新磁通浮现的情况下,日冕磁绳系统的灾变行为,以此来重新考察新磁通浮现与CME的关系。在本研究中,我们固定磁绳的磁通不变,通过引入光球磁通浮现来改变背景场,从中考察日冕磁绳系统对磁通浮现的相应。初始时背景场为无力场,磁绳附着于光球表面,外部为双极场。在光球表面的某个区域浮现新的磁通后,背景磁场的拓扑位形将会发生改变,在新浮现磁通和背景磁通之间会形成电流片。我们发现,随着浮现磁通量的增加,日冕磁绳系统在有些情况下会存在灾变行为,其影响因素包括新浮现磁通的位置、方向以及新浮现磁通与背景磁通之间的电流片上面是否发生磁场重联。对于浮现区位于赤道一侧的情况,我们按浮现磁通取向分为两类。对于浮现磁通与背景磁通同向的情形,不管新生电流片上是否发生磁场重联,只要新浮现磁通超过某个临界值,磁绳就会向上喷发,发生灾变。新生电流片上的重联的作用仅仅在于降低了上述浮现磁通的临界值。相反,如果浮现磁通与背景磁通反向,则磁绳始终附着于光球,不会发生灾变。当浮现区中心位于赤道时,浮现磁通和背景磁通之间形成的电流片上是否存在磁场重联对系统的灾变行为有着重要的影响。若不存在磁场重联,不管浮现磁通的取向如何,系统都存在灾变,只不过当浮现磁通与背景磁通反向时灾变更容易被触发。当新生电流片上出现磁场重联时,只有当浮现磁通与背景磁通反向时,系统才会发生灾变;与不出现重联的情况相比,系统灾变的触发变得更加容易。当考虑磁场重联时,上述关于新磁通浮现与CMEs之间的关系的结论表面上与前人的结论一致,但我们是从MHD灾变观点出发而获得这些结论的。在我们的研究中,新磁通浮现对磁绳的喷发起的作用是触发,而非驱动。“慢”的磁通浮现逐渐改变背景磁场的拓扑位形,从而影响系统的灾变行为。在合适情况下,磁通浮现会使系统状态靠近并最终抵达灾变点,导致灾变发生和磁绳的突然“快速”向上喷发。
赵新华[6]（2007）在《日地扰动事件的统计分析及相关预报方法的综合研究》文中研究指明太阳瞬变爆发活动,如太阳耀斑、射电爆发、日冕物质抛射等,是造成行星际扰动及相应非重现性地磁扰动的主要原因,具有强烈的地球物理效应,是空间天气学研究的重要内容。本文以观测资料的统计分析为主,在积累大量样本事件的基础上,进行太阳爆发活动、行星际扰动和相应地磁扰动的相关性分析及相关预报方法的研究,对影响太阳暴及其产生的行星际太阳风暴能否到达地球、何时到达地球及其引起地磁暴强度的因素进行了综合研究。搜集了1997.2-2002.8期间347个伴随有II型射电暴发生的太阳耀斑事件,研究了太阳爆发活动的观测特征及大尺度日球电流片位形对相应激波能否到达地球的影响。统计结果表明:（1）到达地球的行星际激波最可能起源于日面上东经10度到西经30度之间区域;（2）行星际激波的地磁效应关于源区位置分布存在东西不对称性,大的地磁暴事件多由起源于日面中心附近和西半球的事件触发,同时发现大扰动事件的地磁效应具有更显着的东西不对称性,最容易触发大磁暴的扰动源位置在西经20度附近;（3）激波到达地球的几率随爆发源到日地连线角距离的增加而下降;（4）日球电流片大尺度位形对行星际激波能否到达地球有重要影响,一方面,事件数目分布的峰值位于电流片附近,但爆发源靠近电流片的弱激波到达地球的几率较小;另一方面,在相同角距离下,爆发源和地球位于电流片同侧的激波事件传播到地球的几率较异侧激波大。基于CME爆发的日面位置和太阳源表面磁场观测,建立了一种定量描述CME爆发源、日球电流片和地球三者之间相对位置的坐标系-电流片磁坐标系（CMC）,在此坐标系下统计研究了1997.1-2002.11期间100个到达地球的CME-ICME事件的分布特征及其地球物理效应。结果表明:CME主要起源于太阳上闭合磁力线区域,超过3/4的事件其CME爆发源和地球位于电流片的同一侧,异侧的CME事件较少能够到达地球,日球电流片对CME-ICME的跨越传播具有“阻碍”作用;大磁暴事件多为同侧事件触发,并且随着相应地磁扰动强度的增加,同侧事件所占比例逐渐上升,异侧事件比例显着下降,Dst<-200nT大磁暴100%对应于同侧事件。给出一种预测行星际激波到达时间的新方法-SPM（Shock Propagation Model）模型。模型输入参数为太阳扰动的开始时间、X耀斑持续时间、初始激波速度、角宽度和背景太阳风速度,可以输出相应激波传播到行星际空间任意径向距离处所需要的时间。预报给出的时间可以比相应扰动的到达时间提前1～3天。对165个样本事件的试验表明,SPM模型给出的相对误差小于10%的事件占27.88%,小于30%的事件占71.52%,小于50%的事件占85.46%。与国际流行的激波到达时间预报模式STOA、ISPM、HAFv.2相比,对于相同的样本事件来说,SPM模型给出的误差都不大于其它模型,显示了该模型在空间天气实时预报中所具有的潜力。另外,在电流片磁坐标系下,考虑了CME爆发源、日球电流片和地球之间相对位置对其到达时间及相应地磁暴强度的影响,给出一种利用CME朝向地球的有效传播速度来预报其到达时间和定量估计相应地磁扰动强度的经验方法。
孙树计[7]（2007）在《光球磁通分布和背景太阳风对日冕磁绳灾变的影响研究》文中指出日冕物质抛射（CME）属于大尺度太阳活动现象，它能造成地球空间环境的剧烈扰动，是空间灾害天气的主要源头。对CME的观测和理论研究，是太阳物理和日地空间物理领域非常活跃的前沿课题。近年来，作为CME的重要触发机制之一的日冕磁绳灾变，引起了学术界的普遍关注。本文将在前人相关工作的基础上，从一个新的侧面就这一问题开展数值模拟研究。在简单回顾CME的观测特征和研究现状之后，本文着重总结CME理论模型研究的最新进展，其中特别是与本文相关的日冕磁绳灾变模型研究。在此基础上，介绍我们在日冕磁绳灾变模型方面取得的研究成果。本文采用球坐标下的2.5维理想磁力体力学模型，构建由背景磁场和孤立磁绳构成的平衡系统，在此基础上分别研究背景场的光球磁通分布和背景太阳风对日冕磁绳系统平衡特性和灾变行为的影响。为分析光球磁通分布对日冕磁绳灾变的物理效应，我们首先假定背景磁场为双极势场，且按一定的方式对其光球磁通分布进行调整。当磁通分布向极区方向集中时，所对应的双极势场随日心距离的衰减速率变慢，亦即远处的背景场增强；反之，当磁通分布向赤道方向集中时，远处的背景场减弱。在诸种分布之中，有一种特别的光球磁通分布，它所对应的光球径向磁场均匀，相当于所谓分裂式磁单极子（split monopole）磁场的磁通分布。其次，假定日冕磁绳磁场为无力场，其特性用环向磁通和轴向磁通两个磁通参数，以及磁绳轴线高度和下方垂直电流片的长度两个几何参数表征。对某个给定的磁绳环向磁通，通过调整磁绳的轴向磁通，计算平衡磁绳的几何参数，据此分析整个系统的平衡和灾变特性。结果表明：以分裂式磁单极子场的磁通分布作为基准，若光球磁通分布更向赤道方向集中，或者说远处的背景场相对较弱，则日冕磁绳的几何参数随磁绳轴向磁通的增加连续变化，不存在灾变现象。与此相应，系统磁能始终低于相应的开放场能量。对这种情况下的各种给定的磁通分布，磁绳轴向磁通存在一个临界值，在该值附近，磁绳几何参数随轴向磁通急剧变化，且该临界值一旦被突破，磁绳几何参数将趋于无限，整个双极势场将被完全打开。反之，若相对分裂式磁单极子场的磁通分布而言，光球磁通分布更向极区方向集中，或者说远处的背景场相对增强，则随着磁绳轴向磁通的增加，日冕磁绳的几何参数会出现跳跃式变化，即系统存在灾变。系统在灾变点处的磁能称为灾变能阈，它超过相应的开放场能量；磁绳上方的背景场越强，灾变能阈越高，它超过相应开放场能量的比例也越大。与此相应，灾变之后磁绳的喷发速度也越快。上述结果表明，单单通过调整背景场的光球磁通分布，日冕磁绳灾变模型就可以重现有关CME速度分布的观测结果。以往绝大多数日冕磁绳灾变模型采用无力场或磁静平衡近似，未曾考虑太阳风的物理效应。为计入背景太阳风对日冕磁绳系统的平衡和灾变特性的影响，我们假定背景场具有和偶极场同样的光球磁通分布，但磁绳外部的背景由处于磁静平衡态的冕流和周围的定态太阳风构成。除环向磁通和轴向磁通之外，我们引入磁绳内部日冕等离子体的质量作为另一个参数，以反映重力的物理效应。模拟结果表明，日冕磁绳系统照样存在灾变现象。随着磁绳环向磁通或轴向磁通的增加，或者磁绳内部质量的减少，磁绳的几何参数会出现跳跃式变化，即发生灾变。灾变能阈随着磁绳内部质量的增加而增加，所增加的部分等于磁绳内部物质对应的过剩重力势能（等于实际势能减去静力学平衡状态所对应的势能）的绝对值。当从灾变能阈中扣除过剩重力势能的贡献之后，其结果仍超过相应开放场能量，超过的比例约为8％，与没有背景太阳风时的计算结果几乎相同。这表明，太阳风的存在基本不影响系统的灾变能阈。一旦灾变发生，背景太阳风对灾变后的磁绳运动有着重要影响。与以往磁静平衡近似下获得的结果相比，喷发磁绳不存在前方静止等离子体所带来的人为减速，最终可以获得高得多的渐近速度，因而也更加符合实际情况。灾变后磁绳的加速度和渐近速度与背景磁场的强度有关：背景磁场强度越强，磁绳的加速越快，所达到的渐近速度也越高。所获得的磁绳的速度—时间剖面与观测得到的CME的典型速度剖面基本一致。于是，我们可以通过另一种途径，也就是调整背景磁场的强度，使得日冕磁绳灾变模型重现CME速度分布的观测结果。
乐贵明[8]（2002）在《地磁暴前银河宇宙线强度变化的先兆特征研究》文中进行了进一步梳理大量的研究表明，绝大多数急始型的大地磁暴都是由快速日冕物质抛射（简称CME）引起的。位于拉格朗日点的ACE卫星可以提供近实时的太阳风数据，但依据ACE卫星太阳风数据进行地磁暴预报，时间的提前量非常有限，对于大地磁暴，这个时间提前量往往不超过30分钟，这样的时间提前量对于实际应用来说，是不能令人满意的。因此，如何更早地探测CME，以便能更早地进行磁暴预报就变得非常有价值。 当行星际空间有CME朝向地球运动时，一部分银河宇宙线在穿过行星际空间时要穿过CME或遇到CME而折射到达地面，银河宇宙线的速度很高，它们比CME要提前到达地面。银河宇宙线穿过行星际空间到达地面时，它已经打上了“行星际环境的烙印”。正是由于这个特性，国际上很多科学家试图利用磁暴前银河宇宙线强度变化的先兆特征来进行地磁暴预报。 国际上银河宇宙线与CME之间的关系已经进行了很长时间的研究，用银河宇宙线进行地磁暴预报主要分为利用银河宇宙线的各向异性特征的变化来进行地磁暴预报或利用银河宇宙线强度谱的变化来进行地磁暴预报。其中用银河宇宙线强度的各向异性特征进行的地磁暴前兆分析研究需要用到多个台站的观测数据，而且目前还不能用到实际预报中。磁暴前银河宇宙线强度的谱分析主要还是采用最大熵方法和Fourier方法，尽管得到不少结果，但离实际应用还是有一定的距离。 本文试图应用多种方法来寻找地磁暴前银河宇宙线强度变化的先兆特征，从而为利用银河宇宙线强度的一些特征来进行地磁暴的预报。 我们利用McMurdo和Thule两个台站的银河宇宙线强度的观测数据和广州多方向μ介子探测器记录的宇宙线强度的数据分析了1991年3月CME的特征，注意到CME是一定程度地偏向地球的南半球，并给出了CME中最强的磁场结构到达磁层的时间为1991年3月24日2000UT左右，这是过去没有注意到的一个特征。对大磁暴前银河宇宙线强度的变化和各向异性进行的统计分析分析表明，银河宇宙线强度在磁暴前是有先兆的。其先兆特征为宇宙线强度的增加、减少和各向异性有较大的提高，分析结果表明采用这种方法进行分析，约66.7％的大磁暴前有先兆。这种分析方法的一个好处是还可以得到CME是否是正对磁层顶朝地球方向运动。我们对CME运动方向与磁暴强弱的关系进行了初步的研究，研究表明，同样条件下，正对磁层顶的CME形成的磁暴更强，即CME的运动方向是影响磁暴强弱的一个重要因素。 采用快速Fourier分析计算了北京超中子堆近1个半太阳周的磁静日银河宇宙线强度的周日变化与半日变化特征，分析表明在太阳活动周交替期间，银河宇宙线强度24小时的周期和12小时的周期特征消失了。在1989年的磁静日，银河宇宙线的24小时的周期也消失了，这与1989年为太阳活动的异常年非常吻合。因此，银河宇宙线的特征能够反映太阳活动的情况。我们还计算了几个磁暴前银河宇宙线强度的短周期的变化特征，计算结果显示，磁暴前银河宇宙线强度在10—60分钟范围内出现明显的闪烁，这是磁暴前银河宇宙线强度变化的的一种先兆特征。 考虑到Fourier分析不能给出信号的局部特性，因此，我们应用小波分析方法分析了太阳活动周交替期间北京超中子堆银河宇宙线强度的24小时周期和27天周期的特征随时间的演化情况。分析结果可以看出银河宇宙线强度的24小时周期和27天的周期何时消失，何时又重新出现。利用小波分析方法我们还分析了几个磁暴发生前银生前银河宇宙线强度的时频特征的变化。对于磁暴前银河宇宙线强度增强的事件，银河宇宙线周期为 16——32小时的信号都有较明显的增强，部分事件银河宇宙线周期为儿个小时的信号也明显提高（如 1991年的事件）。对于磁暴前银河宇宙线强度减弱的事件，如 1982年 7月事件，周期为 32——64小时的信号幅度有较明显的增强，而周期低于24小时的信号变化非常不明显。因此，磁暴前银河宇宙线强度的时频特征的变化也是地磁暴前的一种先兆特征。 由于灾害性的空间天气往往是一些突发性的事件，如急始型的地磁暴就有地磁水平分量突然下降的特征；F。山ttsh下降也是全球范围内银河宇宙线强度的突然下降，这是CME到达地球后对全球台站记录的宇宙线强度造成突然的影响，这些突发事件其突发特征非常明显。当CME在行星际空间传播，还未到达地球时，在某一时刻CME有可能对地面某个、几个台站、或全球宇宙线强度造成突然的影响，从而使银河宇宙线的强度发生突然的变化，但这种突变特征往往是不明显的，甚至根本看不出来，这时必须通过分析才能看出来。采用小波分析方法我们首先分析了1997年 1月 CME事件对银河宇宙线强度的影响，对 McMurdo台站记录的对银河宇宙线强度的分析结果表明，小波分析得到的突变时刻与CME对银河宇宙线强度影响的突变时刻完全一致，这印证了小波分析能够寻找CME对银河宇宙线强度的影响的突变时刻。我们还分析了 1997年 1月 CME到达地球前广州台站记录的银河宇宙线强度，分析表明，在磁暴前广州多方向望远镜的各个方向记录的宇宙线强度都发生了突变。其中南向宇宙线强度突变的时刻比磁暴提前了41
李可军[9]（1999）在《椭圆回路下暗条电流的特性》文中进行了进一步梳理给出了椭圆暗条电流回路下暗条垂直平衡方程，并用它计算了NOAA131活动区暗条的平衡电流，分析了其暗条电流的特性．
李可军,顾啸马[10]（1998）在《暗条模型中暗条电流纵向分量的考虑》文中研究说明用暗条电流模型中矩形电流回路来研究NOAA131活动区暗条，结果得到暗条上升时弯曲成“U”形态，跟观测结果不符．因此本文推知：考虑暗条电流的纵向分量时一种椭圆形回路似乎比矩形回路更接近于暗条实际．
二、耀斑——暗条电流模型的观测证据（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、耀斑——暗条电流模型的观测证据（论文提纲范文）
（1）太阳背景磁场对太阳爆发活动的调制作用（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 引言 |
| 1.1 太阳的分层结构 |
| 1.2 大尺度的太阳活动 |
| 1.2.1 日珥/暗条 |
| 1.2.2 耀斑 |
| 1.2.3 日冕物质抛射 |
| 1.3 太阳活动的爆发机制 |
| 1.4 仪器介绍 |
| 1.4.1 SOHO卫星 |
| 1.4.2 STEREO卫星 |
| 1.4.3 SDO卫星 |
| 1.4.4 NVST望远镜 |
| 第2章 双带耀斑中电流环不稳定性的临界高度的研究 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 数据的获取 |
| 2.3 耀斑样本的选择 |
| 2.3.1 双带耀斑的选择 |
| 2.3.2 耀斑的分类 |
| 2.4 磁场的衰减系数和临界高度的计算 |
| 2.4.1 磁场的势场外推 |
| 2.4.2 磁场的衰减系数和电流环不稳定性的临界高度 |
| 2.5 统计结果 |
| 2.5.1 临界高度h_(crit)和磁重心距离d的相关性统计 |
| 2.5.2 n(h)曲线形状以及马鞍形曲线的n_b的统计 |
| 2.5.3 活动区复杂性的统计研究结果 |
| 2.6 结论和讨论 |
| 第3章 一个“同调”太阳爆发事件的机理研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 事件的爆发的总体过程 |
| 3.3 事件所在区域磁场位形分析 |
| 3.4 滑动磁重联 |
| 3.5 讨论和总结 |
| 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 |
（2）太阳爆发事件和日冕加热中磁拓扑的研究（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳的观测历史 |
| 1.2 太阳的磁场 |
| 1.2.1 太阳磁场测量 |
| 1.2.2 磁场方位角的180°不确定性 |
| 1.2.3 日冕磁场模型 |
| 1.3 观测数据 |
| 1.3.1 太阳动力学天文台 |
| 1.3.2 拉马第太阳高能光谱成像仪 |
| 1.3.3 日出卫星 |
| 1.4 总结 |
| 第二章 磁场拓扑理论 |
| 2.1 磁场连接性 |
| 2.1.1 磁零点 |
| 2.1.2 庞加莱指标 |
| 2.1.3 分界层与分界线 |
| 2.1.4 磁荷拓扑法 |
| 2.1.5 准分界层 |
| 2.2 磁场螺度 |
| 2.2.1 相对磁螺度的定义 |
| 2.2.2 磁螺度的计算 |
| 第三章 不稳定性与爆发性事件 |
| 3.1 磁流体不稳定性 |
| 3.2 灾变机制 |
| 3.3 缰绳断裂模型 |
| 3.4 磁爆裂模型 |
| 3.5 太阳耀斑的观测与模型 |
| 第四章 环形耀斑辐射特征与磁拓扑的研究 |
| 4.1 耀斑的多波段观测 |
| 4.1.1 CaⅡH谱线的观测 |
| 4.1.2 极紫外观测 |
| 4.1.3 硬X射线观测 |
| 4.2 耀斑的磁场拓扑 |
| 4.2.1 磁场重构 |
| 4.2.2 磁场拓扑分析 |
| 4.3 讨论与总结 |
| 第五章 与多次耀斑活动相关联的磁绳拓扑的定量计算 |
| 5.1 观测 |
| 5.1.1 极紫外观测 |
| 5.1.2 磁场的观测 |
| 5.2 磁场数据分析 |
| 5.2.1 磁能与磁螺度 |
| 5.2.2 日冕磁场重构 |
| 5.2.3 磁绳的准分界层结构 |
| 5.2.4 磁场的衰减因子 |
| 5.2.5 磁绳缠绕数 |
| 5.2.6 磁绳的磁螺度 |
| 5.3 讨论与总结 |
| 5.3.1 磁绳的准分界层的变化 |
| 5.3.2 磁绳的触发机制 |
| 5.3.3 磁螺度注入与磁绳磁螺度 |
| 5.3.4 磁绳缠绕数在耀斑期间的衰减 |
| 5.3.5 总结 |
| 第六章 日冕加热的研究 |
| 6.1 能量的释放 |
| 6.2 非理想速度的测量 |
| 6.3 日冕模型的构建 |
| 6.4 观测实例的应用 |
| 6.5 讨论与总结 |
| 第七章 总结与展望 |
| 7.1 总结 |
| 7.2 展望 |
| 附录A 流体静力学冕环 |
| 附录B 日冕磁场可加自螺度的计算 |
| 附录C 不动点理论的推广 |
| C.1 不动点理论 |
| C.2 推广与应用 |
| 参考文献 |
| 攻读博士学位期间完成的学术成果 |
| 攻读博士学位期间进行的学术交流 |
| 致谢 |
（3）太阳日珥震荡的观测和理论研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 太阳活动 |
| 1.1 引言 |
| 1.2 太阳耀斑简介 |
| 1.2.1 太阳耀斑的定义及分类 |
| 1.3 日冕物质抛射(CME)简介 |
| 1.3.1 CME的观测特征 |
| 1.3.2 CME引起的日冕扰动 |
| 1.3.3 CME的理论模型 |
| 1.4 日珥结构观测特征 |
| 1.4.1 日珥的结构和物理特性 |
| 1.4.1.1 日珥的主干和倒勾 |
| 1.4.1.2 日珥的牛角(horn)和冕腔 |
| 1.4.2 日珥的形成与爆发 |
| 1.5 日珥震荡的研究综述 |
| 1.5.1 大幅度震荡 |
| 1.5.2 小幅度震荡 |
| 1.5.3 日珥震荡的模型与衰减机制 |
| 1.5.3.1 一些简单的日珥震荡模型 |
| 1.5.3.2 日珥震荡的衰减机制 |
| 1.5.4 总结 |
| 1.5.4.1 日珥冕震学 |
| 1.5.4.2 未解决的问题 |
| 第二章 数据结构和数据处理流程 |
| 2.1 SDO卫星及有关的观测仪器 |
| 2.2 SDO/AIA的数据结构和处理流程 |
| 2.3 主要的图像处理方法 |
| 第三章 日珥震荡事件的观测分析 |
| 3.1 活动区的观测—耀斑,CME |
| 3.2 扰动的传播—EUV波观测 |
| 3.3 日珥震荡的观测 |
| 3.4 Horn震荡与日珥震荡的比较 |
| 第四章 日珥震荡事件的结果分析 |
| 4.1 日珥震荡参数的拟合 |
| 4.2 日珥磁场的参数估计 |
| 第五章 总结与讨论 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 附件 |
（4）日冕亮点和日珥纵向振荡的高分辨率观测及其模拟研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳大气结构和活动概况 |
| 1.2 日冕亮点 |
| 1.2.1 基本观测特征 |
| 1.2.2 空间分布 |
| 1.2.3 亮度振荡 |
| 1.2.4 低层大气响应 |
| 1.2.5 加热机制 |
| 1.2.6 与其它活动的关系 |
| 1.2.7 太阳周演化 |
| 1.3 日珥的振荡 |
| 1.3.1 日珥的基本观测特征 |
| 1.3.2 振荡与爆发 |
| 1.4 本文的结构 |
| 第二章 日冕亮点的多波段观测 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 观测和数据分析 |
| 2.3 形态演化 |
| 2.4 光变曲线 |
| 2.5 磁拓扑结构 |
| 2.6 磁零点高度与磁通量的关系 |
| 2.7 闪耀与长时间增亮的关系 |
| 2.8 周期性闪耀的原因 |
| 2.9 小结 |
| 第三章 日珥纵向振荡与爆发的观测 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 观测和数据分析 |
| 3.3 观测结果 |
| 3.4 讨论 |
| 3.4.1 日珥纵向振荡的论证 |
| 3.4.2 新浮磁流触发日珥振荡的统一模型 |
| 3.5 小结 |
| 第四章 日珥纵向振荡的数值模拟 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 方法 |
| 4.3 结果 |
| 4.4 参数的影响 |
| 4.5 讨论 |
| 4.6 小结 |
| 第五章 总结和展望 |
| 5.1 关于亮点 |
| 5.2 关于日珥振荡 |
| 5.3 科研心得和体会 |
| 参考文献 |
| 论文发表情况 |
| 致谢 |
（5）多极背景场下日冕磁绳系统的灾变行为（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| §1.1 太阳大尺度爆发现象简介 |
| §1.1.1 太阳耀斑(Solar Flares) |
| §1.1.2 日珥爆发(Prominence Eruptions) |
| §1.1.3 日冕物质抛射(Coronal Mass Ejections) |
| §1.1.4 大尺度太阳爆发活动之间的关系 |
| §1.2 CME理论模型相关的背景知识 |
| §1.2.1 CME的能量来源 |
| §1.2.2 Aly-Sturrock能量限 |
| §1.2.3 日冕中的磁通量绳结构 |
| §1.2.4 灾变的概念 |
| §1.3 CME的理论模型回顾 |
| §1.3.1 非灾变模型 |
| §1.3.2 日冕磁绳灾变模型 |
| §1.4 小结 |
| 第二章 基本方程和数值方法 |
| §2.1 基本方程 |
| §2.2 数值方法 |
| §2.2.1 保持磁绳中的磁通量和质量守恒 |
| §2.2.2 消除赤道电流片上的数值重联 |
| §2.2.3 对磁通函数做变换 |
| §2.2.4 消除太阳风 |
| §2.2.5 采用松弛迭代法获取无力场解 |
| §2.2.6 磁绳的浮现 |
| §2.3 小结 |
| 第三章 八极子场背景下日冕磁绳系统的灾变行为 |
| §3.1 引言 |
| §3.2 物理模型 |
| §3.2.1 网格划分和边界条件 |
| §3.2.2 初态的选择 |
| §3.2.3 数值方法 |
| §3.2.4 磁能的计算 |
| §3.3 数值结果 |
| §3.4 小结 |
| 第四章 多日冕磁绳系统的灾变 |
| §4.1 引言 |
| §4.2 物理模型 |
| §4.2.1 网格划分和边界条件 |
| §4.2.2 初态的选择 |
| §4.2.3 数值方法 |
| §4.2.4 磁能的计算 |
| §4.3 数值结果 |
| §4.3.1 理想MHD |
| §4.3.2 电阻MHD |
| §4.4 小结 |
| 第五章 光球磁通浮现触发日冕磁绳灾变 |
| §5.1 引言 |
| §5.2 物理模型 |
| §5.2.1 网格划分和边界条件 |
| §5.2.2 初态的选择 |
| §5.2.3 新磁通浮现 |
| §5.2.4 磁场重联的处理 |
| §5.3 数值结果 |
| §5.3.1 不考虑磁场重联 |
| §5.3.2 考虑磁场重联 |
| §5.4 小结 |
| 第六章 总结和讨论 |
| §6.1 总结 |
| §6.2 讨论 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读学位期间的学术情况和受到的奖励 |
（6）日地扰动事件的统计分析及相关预报方法的综合研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳爆发活动 |
| 1.1.1 太阳耀斑 |
| 1.1.2 太阳射电爆发 |
| 1.1.3 日冕物质抛射 |
| 1.2 行星际扰动 |
| 1.2.1 行星际激波 |
| 1.2.2 行星际CME |
| 1.3 地磁扰动 |
| 1.3.1 磁层亚暴 |
| 1.3.2 磁暴 |
| 1.4 小结 |
| 参考文献 |
| 第二章 空间天气研究与预报 |
| 2.1 空间天气研究概况 |
| 2.2 能否到达地球的研究现状 |
| 2.3 到达时间预报 |
| 2.3.1 到达时间的物理预报模型 |
| 2.3.2 到达时间的经验预报模型 |
| 2.3.3 到达时间预报的综合模型 |
| 2.4 地球物理效应与地磁暴预报 |
| 2.4.1 地磁扰动的行星际/太阳活动条件 |
| 2.4.2 地磁扰动预报 |
| 2.5 小结 |
| 参考文献 |
| 第三章 行星际激波能否到达地球的统计研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 资料选取 |
| 3.3 统计结果 |
| 3.3.1 耀斑参数的影响 |
| 3.3.2 日球电流片位形的影响 |
| 3.4 结论 |
| 参考文献 |
| 第四章 行星际激波到达时间预报 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 激波传播模型 |
| 4.2.1 爆炸波解析理论 |
| 4.2.2 能量估计 |
| 4.2.3 模型描述及其训练 |
| 4.3 预报结果与比较 |
| 4.4 结论 |
| 参考文献 |
| 附录 |
| 第五章 电流片磁坐标系下CME地磁效应分析 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 电流片磁坐标系 |
| 5.2.1 电流片磁坐标系的建立 |
| 5.2.2 CMC坐标系下地球和CME爆发源的坐标 |
| 5.3 CME-ICME及其地磁响应的同异侧效应 |
| 5.3.1 CME-ICME事件的分布特征 |
| 5.3.2 地磁响应的同异侧效应 |
| 5.4 CMC在预报方法中的应用 |
| 5.4.1 CME到达时间预报 |
| 5.4.2 地磁扰动强度预报 |
| 5.5 结论 |
| 参考文献 |
| 第六章 总结 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（7）光球磁通分布和背景太阳风对日冕磁绳灾变的影响研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 概述 |
| 1.1 太阳爆发现象简介 |
| 1.1.1 太阳耀斑(Solar Flares) |
| 1.1.2 日珥爆发(Prominence Eruptions) |
| 1.1.3 日冕物质抛射(Coronal Mass Ejections) |
| 1.1.4 太阳爆发现象之间的关系 |
| 1.2 与CME理论模型相关的背景知识 |
| 1.2.1 CME速度分布的统计特征 |
| 1.2.2 日冕中的磁通量绳结构 |
| 1.2.3 CME的能量来源 |
| 1.2.4 Aly-Sturrock能量限 |
| 1.2.5 灾变的概念 |
| 1.3 CME的理论模型回顾 |
| 1.3.1 非灾变模型 |
| 1.3.2 磁绳灾变模型 |
| 1.4 小结 |
| 第二章 光球磁通分布对日冕磁绳灾变的影响 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 基本方程和数值方法 |
| 2.2.1 基本方程和单位制 |
| 2.2.2 网格划分和相应的边界条件 |
| 2.2.3 数值方法 |
| 2.3 研究步骤和结果 |
| 2.3.1 背景态的选择 |
| 2.3.2 浮现磁绳 |
| 2.3.3 磁能的计算 |
| 2.3.4 模拟结果 |
| 2.4 小结 |
| 第三章 太阳风背景中的日冕磁绳灾变 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 基本方程和数值方法 |
| 3.2.1 基本方程 |
| 3.2.2 数值方法 |
| 3.3 背景和初态 |
| 3.3.1 背景太阳风解 |
| 3.3.2 作为初态的冕流—磁绳系统 |
| 3.4 冕流—磁绳系统的灾变 |
| 3.4.1 磁能和过剩重力势能 |
| 3.4.2 灾变点和灾变能阈 |
| 3.4.3 灾变时磁绳的喷发速度 |
| 3.5 背景场强度的影响 |
| 3.6 小结 |
| 第四章 总结和讨论 |
| 4.1 总结 |
| 4.2 讨论 |
| 附录A 单位球面外无力场及其能量 |
| A.1 已知底部磁通分布求势场及其能量 |
| A.2 已知底部磁通分布求相应开放场及其能量 |
| A.3 Virial定理约束的能量上限 |
| 附录B 一种特殊的磁通分布函数 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读学位期间的论文发表情况 |
（8）地磁暴前银河宇宙线强度变化的先兆特征研究（论文提纲范文）
| 第一章 综述 |
| 1.1 银河宇宙线的基本知识 |
| 1.1.1 宇宙线的研究简史 |
| 1.1.2 银河宇宙线（空间物理部分）的基本知识 |
| 1.1.3 银河宇宙线的太阳调制 |
| 1.1.4 银河宇宙线强度的地磁效应简介 |
| 1.1.5 银河宇宙线的强度变化 |
| 1.1.6 地面探测器 |
| 1.2 太阳活动与地磁暴 |
| 1.2.1 CME的一般形态与参量 |
| 1.2.2 CME与其它太阳活动的关系 |
| 1.2.3 CME在行星际的特征 |
| 1.2.4 CME与地球环境扰动 |
| 1.3 用银河宇宙线进行空间天气研究的历史与现状 |
| 1.3.1 前言 |
| 1.3.2 FORBUSH下降（FDS） |
| 1.3.3 用银河宇宙线进行地磁暴预报的历史与国内外现状 |
| 第二章 磁暴前银河宇宙线的南北强度与各向异性特征 |
| 2.1 磁层的基本结构与急始型地磁暴的基本特征 |
| 2.2 银河宇宙线各向异性的物理机制 |
| 2.3 典型事件的分析 |
| 2.4 部分事件的统计分析 |
| 2.5 磁暴与CME的运动方向关系的初步研究 |
| 2.6 小结 |
| 第三章 应用FOURIER分析研究磁暴前宇宙线强度变化的先兆特征 |
| 3.1 FOURIER分析的基本原理 |
| 3.1.1 时间—频率分析 |
| 3.1.2 FOURIER分析的功率谱计算方法 |
| 3.1.3 功率谱的计算方法 |
| 3.2 1986—2000年磁静日北京超中子堆宇宙线强度的周日变化与半日变化特征 |
| 3.3 宇宙线短周期功率谱与行星际扰动 |
| 3.4 大地磁暴前银河宇宙线的闪烁特征 |
| 3.5 小结 |
| 第四章 应用小波分析方法研究磁暴前宇宙线强度变化的先兆特征 |
| 4.1 FOURIER分析的缺陷 |
| 4.2 小波分析的基本原理 |
| 4.2.1 小波变换的定义和条件 |
| 4.2.2 小波变换的自适应时—频变换 |
| 4.2.3 离散小波变换及其频带特性 |
| 4.2.4 几种常见的小波函数 |
| 4.3 太阳活动周交替期间宇宙线强度的小波分析 |
| 4.3.1 观测数据的选取与分析 |
| 4.3.2 分析结果 |
| 4.3.3 结论 |
| 4.4 CME对宇宙线时频的影响—典型事件的分析 |
| 4.5 宇宙线强度突变的小波分析 |
| 4.5.1 信号突变的小波分析 |
| 4.5.2 典型事件分析 |
| 4.6 小结 |
| 第五章 结论 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 博士期间发表的论文与完成的主要工作 |
四、耀斑——暗条电流模型的观测证据（论文参考文献）
- [1]太阳背景磁场对太阳爆发活动的调制作用[D]. 王东. 中国科学技术大学, 2019(08)
- [2]太阳爆发事件和日冕加热中磁拓扑的研究[D]. 杨凯. 南京大学, 2018(09)
- [3]太阳日珥震荡的观测和理论研究[D]. 宋政. 山东大学, 2016(03)
- [4]日冕亮点和日珥纵向振荡的高分辨率观测及其模拟研究[D]. 张擎旻. 南京大学, 2012(09)
- [5]多极背景场下日冕磁绳系统的灾变行为[D]. 丁交阳. 中国科学技术大学, 2008(06)
- [6]日地扰动事件的统计分析及相关预报方法的综合研究[D]. 赵新华. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2007(10)
- [7]光球磁通分布和背景太阳风对日冕磁绳灾变的影响研究[D]. 孙树计. 中国科学技术大学, 2007(04)
- [8]地磁暴前银河宇宙线强度变化的先兆特征研究[D]. 乐贵明. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2002(01)
- [9]椭圆回路下暗条电流的特性[J]. 李可军. 空间科学学报, 1999(03)
- [10]暗条模型中暗条电流纵向分量的考虑[J]. 李可军,顾啸马. 空间科学学报, 1998(04)