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[硕士论文] 白铁男
空间天气学 南京信息工程大学 2017(学位年度)
摘要:太阳黑子是最基本最常见的太阳活动,人们最早研究和了解太阳活动正是基于对太阳黑子的认识,而太阳黑子数的长时间序列则为人们认识太阳活动的周期等特征提供了支撑。在2015年之前,人们一直采用国际上公布的太阳黑子数来进行太阳活动周期以及太阳活动的长期预测,以及太阳活动周期间各种太阳活动现象的研究,然而,在2015年,人们对太阳黑子数的长时间序列进行了修正,而且现在国际上公布的太阳黑子数平滑月均值也是修正之后的数据。因此,由于黑子数的变化,依据原有的太阳黑子数开展的相关研究都需要重新开展相关的研究。本文首先分析了23-24太阳活动周期间,修正前后太阳黑子数平滑月均值的变化。计算了F10.7、耀斑积分流量与黑子数、黑子面积的相关系数。分析了第23与24太阳活动周期间、太阳黑子平滑月均值与太阳耀斑流量平滑月均值的Gnevyshev Peak和Gnevyshev Gap特征进行了比较。分析了不同太阳参数的南北分布不对称性。其次针对太阳质子事件我们分别研究了太阳质子事件随日面经度和太阳周的分布特征。最后讨论了太阳质子事件与耀斑积分流量的相关性。
[硕士论文] 张雯
地理学 南京信息工程大学 2017(学位年度)
摘要:撞击坑是月球表面最具有显著特征的地貌类型。提取撞击坑的技术方法是全球各地航空事业科研工作者最为关注的研究课题之一。随着科学技术的快速发展,撞击坑识别技术从人工识别阶段进入到自动化识别阶段。对撞击坑的有效识别是研究撞击坑特征分析的基础,因此,面对如今海量的月球探测数据,撞击坑识别的自动化和智能化程度不断提高是如今研究的一个热点。对撞击坑指标的分析,可以为进一步研究撞击坑的形态特征与时空分布,为研究撞击坑的演化和分析月表受到陨石撞击的历史提供依据。
  1、本文以100m精度的全月球DEM数据为信息源,利用地形信息中的洼地处理技术结合最大类间方差算法对撞击坑进行自动化识别,共识别出撞击坑21339个。本文将识别的撞击坑与国际天文学联合会(Intemational Astronomical Union,IAU)公布的撞击坑名录做对比分析,两者撞击坑中心点经纬度位置的差异较小,且识别出的撞击坑的直径与IAU公布的撞击坑直径之间差异也较小,说明识别的精度较好。
  2、以提取出的全月球的撞击坑数据为基础,构建撞击坑的指标信息,包括中心经纬度,直径,深度,圆度,深径比,辐射纹等。结合识别的全月球撞击坑数据及月球DEM数据提取所需地形因子,得到撞击坑直径在331.064m到547056m之间,撞击坑直径的数量随着直径的增加而减少;直径越大深径比越小,说明小型撞击坑的较为陡峭,大型撞击坑较为平坦。识别有明显辐射纹的撞击坑130个,为推测撞击坑的形成年代提供参考。
  3、对简单撞击坑的直径和深径比分别进行局部聚类分析,得到4类撞击坑直径和深径比的局部聚类情况,分别是高值聚类,空间离散(高值被低值包围),空间离散(低值被高值包围),低值聚类。对月海区,月海月陆过渡区,月陆(正面),月陆(背面)4个不同月貌区撞击坑的直径进行地统计分析,可知,撞击坑的空间自相关性总体较弱,背面月陆的空间自相关性最弱,正面的空间自相关性从月陆过渡到月海逐渐增强。
[硕士论文] 刘梦
自然地理学 四川师范大学 2017(学位年度)
摘要:基于西昌市1952-2014年逐日地面平均气温、降水量和日照时数的观测资料,以及同时段的太阳黑子数的实测数据,运用Morlet小波分析法、Mann-Kendall突变检验法、相关分析法,对西昌市的年际气候变化、四季气候变化、太阳黑子数变化,以及多时间尺度下气候变化对太阳黑子数变化的响应进行了分析,得出如下结论:
  (1)平均气温变化特征分析。研究区年际平均气温和四季平均气温,都具有明显的变暖趋势。年际平均气温时间序列具有3a、8a、26a三个主周期;春季平均气温时间序列具有3a、8a、28a三个振荡主周期;夏季平均气温时间序列有2a、6a、8a、25a四个振荡主周期;秋季平均气温时间序列有3a、7a、11a、16a、23a、39a的振荡主周期;冬季平均气温时间序列则具有3a、7a、16a、25a、57a的振荡主周期。年际平均气温具有突变特征,四个突变点分别发生在2002年、2004年、2007年和2008年;春季、夏季、秋季平均气温也具有突变性,且都只有一个突变点,分别发生在2013年、2010年、2003年,而冬季平均气温则有1989年、1992年两个突变点。年际平均气温和四季平均气温变化均通过了显著性水平为0.05的显著性检验。
  (2)降水量变化特征分析。研究区降水量除冬季有明显减少趋势外,其他季节并无明显变化。年降水量长时间序列具有2a、7a、15a、23a、40a的振荡主周期。春季降水量长时间序列有4a、12a、29a的变化周期;夏季降水量长时间序列有2a、7a、14a、21a、46a的振荡周期;秋季降水量长时间序列具有2a、6a、7a、12a、16a、37a的振荡周期;冬季降水量长时间序列有3a、5a、9a、10a、20a的振荡周期。西昌市年际降水量长时间序列有9个突变点,分别出现在1954年、1990年、1991年、1993年、1995年、2002年、2011年、2012年和2014年。春季降水量长时间序列具有突变特征,突变发生在1952-1965年、1970-1988年、2010年和2011年。其中发生在1970-1988年之间的突变点最多,表明这个时期春季降水量十分不稳定;夏季降水量长时间序列也具有突变性,突变发生在1953年、1958年、1990-1993年、2005-2013年。其中发生在2005-2013年内的突变点最多;秋季降水量长时间序列分别在1953年、1954年、1998年、2000年发生了突变;冬季降水量长时间序列具有三个突变点,分别出现在2008年、2009年、2010年。年际降水量和四季降水量变化均通过了显著性水平为0.05的显著性检验。
  (3)日照时数变化特征分析。研究区年际日照时数和四季日照时数长时间序列均呈现出明显下降趋势。年日照时数长时间序列具有4a、19a、29a的振荡周期。春季日照时数长时间序列有3a、7a、8a、12a、18a、27a、56a的振荡主周期;夏季日照时数长时间序列呈现出6a、12a、53a的振荡主周期;秋季日照时数长时间序列具有3a、7a、14a、18a、56a的振荡主周期;冬季日照时数长时间序列具有4a、6a、14a、30a的振荡主周期。年日照时数长时间序列在1989年出现了1个突变点。春季日照时数长时间序列出现了2个突变点,分别为1992年和1994年;夏季日照时数长时间序列只有发生在1995年的1个突变点;秋季日照时数长时间序列也只有出现在1986年的1个突变点;冬季日照时数长时间序列出现了8个突变点,分别发生在1972-1980年、1982年、1984年、1987年。年际日照时数和四季日照时数变化均通过了显著性水平为0.05的显著性检验。
  (4)太阳黑子数变化特征分析。研究区年太阳黑子数长时间序列波动幅度较大,太阳黑子数较多和太阳黑子数较少的时期交替频繁。年太阳黑子数长时间序列有11a、20a、33a的振荡主周期;年太阳黑子数有两个突变点,分别出现在1996年和2002年。年太阳黑子数变化通过了显著性水平为0.05的显著性检验。
  (5)气候因子对太阳黑子数的响应。在4a、8a、16a、32a、63a的时间尺度下,西昌年平均气温与太阳黑子数存在负低度相关,但两者不存在滞后性。在4a、16a、63a的时间尺度下西昌年降水量与太阳黑子数之间呈正弱相关,在8a的时间尺度下两者呈负弱相关,并且存在着3a、4a的滞后性。在8a的时间尺度时,西昌日照时数与太阳黑子数呈正显著相关,在2a、4a、16a、32a、64a时间尺度下,两者均呈正低度相关。并且日照时数与年太阳黑子数存在1a的滞后性。
[硕士论文] 雷梦玲
地理学;地图学与地理信息系统 南京师范大学 2017(学位年度)
摘要:月表形貌特征研究,一直是近几十年月球探测的关键任务之一。月表撞击坑作为月球最典型的地貌单元和最基本的地貌形态,是月表形貌特征研究中的热点。对撞击坑进行科学的指标构建和表达,可以为深入研究月球现状和演化历史,为撞击坑的提取、识别、撞击效应等研究提供更为丰富的信息。其研究结果在一定程度上可作为月球探测成果应用于基础性研究的探索。
  现有的分类方案虽然取得较为丰富的成果,但年代久远,且由于撞击坑形态结构的复杂性、类型的多样性以及实验手段和数据的制约,目前的研究多集中在撞击坑形态轮廓的描述上,对撞击坑坑内外更为细节的形貌特征表达不足。且已经得出的撞击坑形貌特征描述指标,标准尚不统一,实际应用中对撞击坑形貌特征的认知与描述多基于主观经验。此外,如何构建统一标准并将指标进行结构化表达,应用于撞击坑后期研究尚待解决。
  本文来源于国家自然科学基金面上项目,在撞击坑形貌特征的基础上,通过国内外月表DEM数据和多源遥感数据、地质图、照片等多个数据源中对撞击坑形态特征、空间结构等方面的综合分析,提出撞击坑描述指标。本文定义单个坑为简单个体撞击坑,数量在两个及以上存在一定空间关系的撞击坑为组合坑。本文研究指标基于简单坑提出,而组合坑是简单坑之间形成不同坑间关系的一种表达,故简单坑研究能为撞击坑坑貌特征描述打下基础。本文研究内容和成果如下:
  1.本文从基本简单坑的基本形态出发,提出了包括撞击坑基本组成部分,基础几何形态、坑唇、坑壁、坑底、中央峰、溅射物等要素的单个撞击坑描述指标,以及空间展布形态特征、统计特征描述群体撞击坑的指标。建立起了撞击坑形貌特征的描述指标。
  2.基于此,借鉴地理空间数据元数据内容标准(CSDGM)v2.0的设计理念,制定了撞击坑描述指标数据信息表达规范,形成了一种基于撞击坑指标的信息化数据规范化的表达方法。
  3.最后,通过提取部分撞击坑形态指标,对比分析该指标对于描述月球撞击坑形貌特征的适用性和有效性。实验结果表明,构建的描述指标,能较有效地刻画撞击坑的基本形貌特征和其空间形态特征。
  本文所研究的基于形貌特征的撞击坑指标,将加深对撞击坑形貌的认识和理解。同时,对于研究月球的岩石构造、估算月表形成年龄、探测器软着陆地点修正、反演月壤的厚度、重现月球起源和演化历史等具有科学意义。
[硕士论文] 陈磊
电子与通信工程 山东大学 2017(学位年度)
摘要:太阳射电观测具有重要的空间物理科学研究价值和独特的空间天气应用价值,以太阳射电爆发及其精细结构的动态频谱为主要研究内容,因而需要构建高频率分辨率和高时间分辨率的频谱分析系统。GPU卓越的浮点计算性能和高密度计算能力可以较好地满足分析系统的要求,相比于CPU及其他高速数字信号处理器,GPU的低成本、易开发以及高性能的特点具有无可比拟的优势,所以,本文结合项目需求开展了基于GPU的太阳射电频谱分析系统的设计与实现课题。
  本文利用CPU+GPU异构方式构建了太阳射电频谱分析系统,通过大量文献及仿真的研究,设计了分析系统的算法,并利用CUDA平台实现系统的并行化加速,同时在深入研究GPU并行计算体系及优化策略的基础上对并行软件进行了各个层次的深度优化。系统可以实时运行的关键在于主机与设备间的通信延迟与GPU的高速运算,本文巧妙地利用虚拟内存盘实现了主机内存与高速采集卡的高速数据传输,通过数据包缓存方式及内存的高带宽较好地隐藏了传输时间。此系统的性能指标相比于项目第一阶段有了较大的提升,将频率分辨率从~30kHz提高至~4kHz,时间分辨率从10ms提高至2ms,并且灵活可调,同时数据利用率从~1%提高至~25%。
  本文完成的主要工作包括:设计了基于高速数据采集卡(基于FPGA)+CPU+GPU混合异构模式的太阳射电接收机的总体结构,以及基于CUDA平台的频谱分析系统的总体方案。针对太阳射电暴检测做了重点讨论和研究,设计了基于混合高斯模型的检测方法,将图像处理的运动检测方法移植到射电暴检测上来;同时,根据射电暴带宽的特点,尝试提出了一种数字形态学滤波与单维高斯模型的级联检测新方法,并与前者通过仿真对比体现出了新方法具有一定的优势。基于CUDA平台进行了频谱分析系统的开发与实现,并做了各个层次的优化;重点对并行规约算法进行了优化分析,系统中的求均值和形态学滤波算法需要用到大规模的并行规约运算,本文实现了任意大小的规约,并且基于共享内存、线程分配、去除分支、寻址方式、线程束与循环展开进行了深度优化;合理分配CPU与GPU计算任务,实现了CPU与GPU的异步并行执行的优化;同时运用CUDA流对软件整体执行实现任务级别的并行优化。最终经过整机性能测试,确定了最终实现方法,可以初步满足射电观测人员对太阳射电暴及其精细结构的研究。
[硕士论文] 丁瑞
空间物理学 山东大学 2017(学位年度)
摘要:日珥是太阳大气中的重要特征物,其形成与演化一直是太阳物理研究的重要课题。日珥的形态各异,其拓扑形状与日珥磁场位形及其形成机制有密切关系。日珥通常是由精细的细丝状等离子体结构组成的。这些细丝结构体现了日珥的磁场位形,因此是我们认识日珥磁场位形的重要途径。IRIS卫星的成像和光谱观测具有很高的空间和时间分辨率,为我们研究日珥的精细结构提供极佳的手段。本研究工作主要利用IRIS卫星的成像和光谱仪器,分析细丝状结构、垂向流动和小尺度等离子体团等日珥精细结构的几何信息和等离子体流动信息。在这个工作中,我们分析了两个宁静区日珥和一个中间区日珥。我们发现,在IRIS的数据分辨率下,细丝的宽度为0.5"-1",与之前Hα以及SOT CaⅡ的观测结果相同。结合成像和光谱数据我们辨认了这些日珥中数条精细细丝结构,它们在成像观测中均表现为垂直于日面,即以往定义下的垂直细丝。通过分析它们的成像和光谱观测数据,我们得到不同的细丝的天空平面速度分布在10km/s-45km/s之间,多普勒速度分布在10km/s-49km/s之间。结合多普勒速度和天空平面速度,我们推测出了这些细丝与太阳表面在视线方向上的实际夹角。我们发现所谓的‘垂直’细丝并不与太阳表面真的垂直,它们与太阳表面的夹角在30°-60°之间,与垂角偏离较大。通过分析细丝内各个位置与太阳表面的夹角,我们发现细丝并不是直的,而是弯曲的,细丝具有类似波浪状结构。垂直细丝与水平细丝的拓扑形状相似,垂直细丝和水平细丝的区别有可能是相对日珥的观测角度导致的。我们认为,这些波浪形磁场拓扑提供了向上的磁张力,可以为日珥等离子体提供支撑。另一方面,在同一日珥中,通过光谱学诊断和成像跟踪观测,我们证实了日珥中存在方向相反的等离子体流动,证明了日珥内部等离子动力学的复杂性。我们在宁静区日珥中发现了两类可能的日珥物质流失的运动形式。一种是等离子体沿磁力线回落太阳表面;另外一种是从日珥无规则脱落的小尺度等离子体团。在其中一个宁静区日珥的演化过程中,我们观察到等离子体团从一侧上升,在另外一侧回落,且其中存在向上运动的气泡结构,整个演化过程,与日珥的磁热对流形成机制相符。通过对这些精细结构的研究,我们对日珥的几何结构、磁场位形和其中的磁流体力学特征有了深入的认识,为将来进一步利用多波段成像和光谱观测研究日珥演化的物理过程提供了重要的线索。
[硕士论文] 戚由倩
空间物理学 山东大学 2017(学位年度)
摘要:冕羽是日冕中出现的明亮细长的喷射结构,其足点扎根于色球层,向上延伸到高日冕-行星际太阳风区域。有观测表明,冕羽可能与太阳风的形成有密切的联系,因此对冕羽形成与演化过程的深入研究有助于我们理解初始太阳风的形成机制。冕羽足点在光球、色球以及日冕上对应的活动现象是了解冕羽形成和演化背后物理机制的重要载体。已有的研究证实,冕羽的足点都对应着光球上单极性主导的混合极性磁结构,且其中存在磁对消现象。在色球上,冕羽被发现与色球网络结构有关,最近的一些研究还发现冕羽根部存在很多小喷流和冕羽瞬时增亮事件。另一方面,冕羽与日冕亮点间的联系也是人们关心的另外一个问题,相关研究发现并不是所有的冕羽都有日冕亮点对应。已有的研究工作主要关心冕羽与光球、色球和日冕内特定的活动现象之间对应关系的存在性,对两者间动态演化过程的对应性还没有较明确的结论。我们的工作瞄准相关研究中尚未完备的地方,着重研究冕羽的动态演化过程及其与其它太阳大气层次上发生的动态等离子体现象之间的关联。
  利用SDO观测的连续性优点,结合其色球和日冕波段的成像以及光球纵向磁场数据,我们分析了15个冕羽的形成和动态演化过程与动态的光球磁活动、色球活动以及日冕亮点之间的关联。首先,通过对AIA图像分析,我们发现在冕洞内几乎所有单极磁场聚集区域都会存在冕羽,只是这些冕羽出现的亮度有所不同,这和以往EIT观测有所不同,其原因主要是AIA仪器具有更高的观测灵敏度。进一步通过跟踪冕羽及其对应的光球磁场的动态演化过程,发现冕羽形成过程对应着根部主极性磁场与周围同极性磁场汇聚的过程。我们还发现冕羽辐射强度最大时刻与汇聚的磁通量最大时刻有时间延迟,而冕羽辐射最强时刻往往与磁对消过程相对应。其次,利用SDO/AIA304(A)的观测,我们发现冕羽根部与扎根于色球网络场中的针状体位置一致,且巨型针状体可以引起冕羽的显著增亮。这些巨型针状体结构同时对应着主极场与周围浮现的相反极性磁结构的对消过程。这些磁对消活动对应的巨型针状体虽然只持续几分钟到十几分钟,但却可以维持冕羽数小时的增亮,与预计的辐射冷却时标相符。基于上述观测事实,我们认为冕羽的形成与开放磁结构的汇聚过程有关,而小尺度的磁对消活动(很可能对应着磁重联)关联的巨型针状体活动是导致并维持冕羽持续增亮的原因之一。最后,我们研究了日冕亮点与冕羽之间的关系,发现日冕亮点与冕羽的形成与演化有密切的关系,但不是一对应关系。在冕羽根部存在日冕亮点的情况下,日冕亮点存在时间内伴随的小尺度爆发现象可以引起冕羽的显著增亮。然而并不是所有的冕羽根部都存在日冕亮点。综上,我们的数据分析结论表明,开放磁结构的汇聚是形成冕羽主体的基本物理过程,而影响冕羽演化的等离子体活动都与冕羽主极场和相反极性磁结构的对消过程有关。这些等离子体活动可能是发生在色球层的巨型针状体喷流,也可能是发生在日冕中与日冕亮点有关的等离子体喷流。
[硕士论文] 赵迪
空间物理学 山东大学 2017(学位年度)
摘要:日冕物质抛射(CME)是太阳爆发的主要现象之一。磁裂爆(Magneticbreakout)是日冕物质抛射的主要触发机制之一。该机制的主要特征是存在发生于高日冕中的磁场重联,不断地减弱限制性磁拱数量,并最终导致内核爆发。最先由Antiochos等提出(Antiochos1998;Antiochos et al.1999),前人对磁裂爆模型做了一些理论模拟和间接的观测分析工作,但直接观测到磁裂爆现象,特别是有关日冕磁裂爆重联的事件极少。
  在本论文中,我们介绍了论文作者参与研究的一例发生于2014年4月25日的磁裂爆太阳爆发临边事件的数据分析工作。该事件伴有一个日冕物质抛射和长时间演化的X级耀斑。通过成像观测并结合日冕X射线数据和微波数据,细致分析了这一爆发的形态、运动学及重联的演化过程。AIA/SDO观测显示在X形EUV结构两侧观测到一对具有cusp结构的热环;此外还发现:cusp状侧环的连续点亮现象、日冕硬X射线的能量达到100KeV、爆发后出现的大尺度延展的高日冕X射线源。这些观测从“新”的角度展现了磁裂爆事件的具体过程,对理解日冕物质抛射的触发机制提供了至关重要线索。此外,我们还简单分析了本例事件对应的HXR双源结构,并提出了关于此双源结构的新的物理解释。
  在耀斑恢复相,通过较高温的131(A)和94(A)波段,我们在高日冕看到一大片辐射源,而在相对较低温的193(A)和304(A)没有此现象。通过NoRh微波成像分析、RHESSI数据与131(A)数据和DEM分析,我们得到该扩展日冕源有对应的微波源区,该扩展日冕源在空间位置上与下方的耀斑辐射源相互隔离,这是一般的耀斑事件中所不具备的特征。此外,耀斑恢复相中出现的微波辐射源的亮温度随时间不断增加,高达2.5*104 K。本文利用多种观测参数诊断了该扩展日冕源的物理参数,得到其温度在一千万度左右,EM约为1028cm-5,主要对应于热电子的轫致辐射。对RHESSI数据的谱拟合同样表明该源区热成分占主导,主要为热电子的轫致辐射。
[硕士论文] 焦铂洋
空间天气学 南京信息工程大学 2017(学位年度)
摘要:本文选用欧洲中心1979年~2015年ERA-interim再分析资料(海平面气压、纬向风速、位势高度以及臭氧总量和臭氧混合比资料),通过滑动平均、M-K突变检测、线性倾向估计等方法分析青藏高原臭氧的时空变化和不同东亚季风指数之间的异同;利用2005年~2015年夏季(JJA)微波临边探测器(MLS)逐日臭氧观测资料、2001年~2015年全大气气候通用模式(WACCM3)的臭氧总量和CCl3F、CCl2F2等输出资料,通过T检验、相关分析等方法分析高原臭氧的纬向偏差以及可能影响臭氧总量和低值区的原因。运用太阳数据分析中心提供的1979年~2015年的逐年太阳黑子数,基于自适应噪声完全集合经验模态分解(CEEMDAN)与合成分析探究太阳活动、青藏高原臭氧、东亚季风的关系,结果表明:青藏高原臭氧逐年回升,但未回到1979年的水平;年平均异常中心都集中在20hpa~50hpa附近;对流层中下层混合比与时间呈显著负相关;春季高原臭氧随时间显著减少但总量最多,秋季总量最少;夏季高原有臭氧低值区存在且有昼夜不对称性,并且光化学作用可能是形成低值区的一个原因;郭其蕴定义的东亚夏季风指数以及晏红明定义的综合类东亚冬季风指数在本文中更具代表性;通过周期信号对比,发现不同区间,青藏高原臭氧、东亚季风相位关系不同;1979年~1990年(1996年~2015年)的太阳活动相对强年,太平洋北部海平面气压升高(降低)比东亚大陆明显,大陆冷高压偏低(高),东亚冬季风较弱(强),说明太阳活动影响东亚冬季风变化。2006年~2015年的高原臭氧相对强年,乌拉尔山上空和亚洲东部低槽发展,我国大部分地区温度负异常,东亚夏季风偏弱,说明青藏高原臭氧影响东亚夏季风变化。
[博士论文] 张全浩
空间物理学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:太阳大尺度爆发活动是日地空间活动的主要扰动源,主要包括日珥(暗条)爆发、耀斑和日冕物质抛射等现象。这些爆发活动彼此之间并非独立,它们通常被认为是同一个日冕磁绳爆发活动在不同的时间范围和空间区域内的具体表现形式。研究日冕磁绳爆发的现象和机制,对于理解这些爆发现象的物理过程,促进空间天气预报的发展有重要意义。
  本文主要研究的是日冕磁绳爆发的灾变驱动机制,以及与之相关的观测现象的分析。首先,我们利用数值模拟的方法,研究了日冕磁绳系统的灾变特性,包括不同光球层磁通分布下系统灾变演化特性的差异,以及日冕磁绳系统中存在的不同类型的灾变现象等等;然后,我们研究了卫星观测到的一个典型的太阳爆发活动事件,分析了其中的动力学演化过程,以及爆发活动的驱动机制,并在此基础上,与数值模拟中的得到的磁绳的灾变演化特性进行对比分析,从而对这个爆发活动的演化过程给出一个系统完整的描述;此外,我们还研究了太阳爆发活动所驱动的波和振动现象,利用振动参数,估算局地物理参数并分析波的相关物理性质。
  1.日冕磁绳系统的灾变特性
  在现有的观测条件下,日冕中的磁场位形无法直接测量,只有光球层的磁通分布可以直接观测到。因此我们尝试利用数值模拟,研究光球层磁场条件与日冕磁绳系统灾变特性之间的关系,以期能够为太阳爆发活动的预报工作给出理论上的依据。通过计算发现,系统的向上灾变特性与光球层磁通分布有着密切的联系:如果光球层活动区的正负极性靠得过近,或是正负极性对应的源区过弱,都会造成磁绳系统中不会发生向上灾变,即在这种光球层磁通分布下,磁绳系统不会爆发。我们对部分开放场和全闭合背景场的情况都进行了计算分析,发现磁绳系统均满足类似的结论,这表明背景场的开放性不是决定系统是否存在灾变的唯一因素,任何会改变背景场位形的参数都有可能影响系统的灾变特性。同时,通过详细分析有灾变的情况,我们还发现灾变演化过程的激烈程度同样受光球层磁场条件的影响:正负极性距离越大,源区越强,系统的演化过程越激烈,即磁绳系统的活动性越强。
  在以往的研究中,分析的都是向上灾变的演化过程。通过数值模拟计算,我们发现,除了以往被广泛研究的向上灾变以外,日冕磁绳系统中还存在一个磁绳向下运动的灾变,被称为向下灾变。向下灾变的过程中,即使系统中不存在磁场重联,磁能同样会被释放。在这种情况下,系统主要通过洛伦兹力的做功来释放磁能,且其量级与太阳爆发事件释放能量的典型值相当。因此,洛伦兹力在灾变中起到了重要的作用。在此基础上,我们进一步研究了光球层磁通分布对向下灾变的影响,结果发现了类似的结果:只有当磁通分布满足特定条件,系统中才会发生向下灾变。值得注意的是,在研究中发现,向上灾变和向下灾变总是伴随出现,即系统存在向上灾变或是向下灾变时,需要满足光球层磁通分布相同。
  2.通量注入过程引起爆发活动现象的观测分析
  通过对一个爆发日珥事件的观测分析,我们发现在日珥爆发之前的两天时间内,发生了至少三次通量注入过程:来自色球层的纤维状物质上浮,与上方的日珥相互作用并最终融合在一起。这种通量注入过程会通过色球纤维结构向日珥中注入磁通量,从而引起日珥缓慢抬升速度的明显增加,并最终爆发形成日冕物质抛射。通过分析外部磁场随高度的衰减,我们发现正是由于通量注入过程,使得日珥上升到外部磁场衰减足够快的高度,于是系统发生了torus不稳定性从而导致了日珥的爆发。因此,通量注入过程就是这个日珥爆发事件的驱动原因。
  通过与数值模拟中得到的日冕磁绳系统灾变演化特性的对比分析,我们发现,正是通量注入过程不断的将磁通量注入了日珥所在的磁绳系统,使得系统逐渐演化到所对应的灾变点,于是系统失衡产生灾变。由于灾变点恰好就是torus不稳定性发生的临界状态,因此灾变的具体演化过程表现为torus不稳定性。
  3.太阳爆发活动产生的波和振动现象的分析
  太阳的爆发活动还会引起许多其他的观测现象。我们研究了一个大尺度EUV波事件,它是由一个耀斑产生的日冕物质抛射所驱动的。EUV波在传播的过程中,与传播路径上的冕环和日珥相互作用,驱动冕环和日珥开始振动。通过分析观测数据,我们得到了冕环和日珥的相关物理参数。利用这些参数,我们估算了太阳表面振动结构所处区域的局地物理参数。同时,结合冕环和日珥的空间位置信息,我们还估算了EUV波的传播高度以及波的总能量。
[博士论文] 赵阿可
空间物理学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:日冕物质抛射(coronal mass ejections,CMEs)是太阳大气中最剧烈、太阳系中尺度最大的活动现象,它们的爆发可以在短时间内使日冕抛射的携带大量磁场的物质进入行星际空间。磁云作为日冕物质抛射在行星际中的对应物,大量研究证明它的大的行星际磁场的南向分量为造成大的地磁暴的主要原因,因此,磁云作为灾害性空间天气的主要驱动者,它的行星际动力学演化一直以来都是我们研究的重点。
  然而,长期以来人们更关注磁云的整体动力学演化过程,对于磁云内部等离子体的运动研究较少。由于磁云的大尺度结构特征,局地卫星仅能帮助我们了解磁云内等离子体运动的局部特征,并且,由于磁云内磁场湍流的影响,可能有些运动被大的涨落所掩盖。最近Wang et al.(2015)发现大量磁云内等离子体具有旋转运动,即在运动的磁云坐标系中有绕轴的速度分量,然而,造成这种运动的原因是什么?这些原因与外部环境有什么样的关系?在本论文中,我们将从引起磁云内等离子体旋转运动的原因和该原因与外部环境参数之间的关系来对磁云内等离子体的旋转运动进行细致深入地研究,希望能够对磁云从日面到行星际的动力学演化提供进一步的理解。
  1、磁云内等离子体旋转运动产生的主要原因
  Wang et al.(2015)发现大量磁云内等离子体具有旋转运动,然而对于这种运动产生的原因仅仅给出了三种推测:(1)与局地太阳风的相互作用产生;(2)日冕物质抛射在行星际传播的过程中由内部磁能转化成动能包含了旋转分量;(3)日冕物质抛射在日面上爆发时产生,并且由于角动量守恒而携带到1AU处。为了研究磁云内等离子体旋转运动产生的原因,我们采用多卫星观测的方法,利用STEREO-A、Wind、STEREO-B三颗卫星所观测到的同一个磁云,借助速度修正的柱型对称线性无力场模型对三颗卫星上的磁云进行了重构,在磁云坐标系中研究了与磁云轴向垂直的平面内等离子体的速度分量。我们发现Wind和STEREO-B卫星上磁云内等离子体有明显的旋转运动,而STEREO-A卫星上磁云内等离子体没有明显的旋转运动,三颗卫星上同一个磁云内不同的等离子体旋转运动表明引起磁云内等离子体旋转运动的原因可能为局地的因素。进一步对磁云内等离子体及周围太阳风中等离子体旋转速度的研究,我们发现磁云前后边界处磁云内等离子体的旋转方向分别与周围太阳风中等离子体的旋转方向相一致,并且当磁云前后边界外太阳风等离子体的旋转速度方向一致时,磁云内等离子体有明显的旋转运动,而当前后边界外太阳风等离子体的旋转速度方向不一致时,磁云内没有明显的旋转运动,这个结果表明磁云与周围太阳风的相互作用应该是引起磁云内等离子体旋转运动的可能原因。同时,我们还发现太阳风等离子体与磁云内等离子体旋转速度数值之间呈粗略的正相关,并且除了STEREO-B卫星,其它卫星上太阳风等离子体的旋转速度粗略地大于磁云内等离子体的旋转速度,这是粘性引起等离子体旋转运动的特征。因此,磁云与局地太阳风通过粘性相互作用应该是引起磁云内等离子体旋转运动的一种原因。
  2、粘性在引起磁云内等离子体旋转运动中所起的作用
  粘性是太阳风的本质特性,前人的研究已经表明粘性作为空气动力学中的拖拽力对大尺度结构的动力学过程产生了重要的影响,并且在日冕物质抛射到达地球的预测模型中得到了很好的证明。我们试图研究粘性在造成磁云内等离子体旋转运动中所起的作用。若太阳风中粘性为造成磁云内等离子体旋转运动的原因,那么等离子体的旋转速度从磁云内到外应该呈增加趋势。我们从93个磁云前后边界处的穿越事件(186)中筛选出了35个满足磁云内等离子体旋转速度方向与周围太阳风速度方向一致且旋转速度绝对值大于或等于10 km s-1的穿越事件,在磁云边界内外每30分钟得到等离子体旋转速度的平均值,统计研究发现磁云内等离子体的旋转速度与周围太阳风等离子体的旋转速度两两之间呈现很高的相关性,并且两者之间线性拟合斜率表明周围太阳风等离子体的旋转速度大于磁云内等离子体的旋转速度,且从磁云内到外旋转速度呈非单调性增加趋势,这些特征表明粘性确实是造成磁云内等离子体旋转运动的一个原因,但是,由于这些事件仅占总事件的比例为19%,因此,太阳风中粘性在造成磁云内等离子体旋转运动中所起的作用是弱的。
  那么,粘性与太阳风的参数例如密度、温度和磁场的湍动强度之间的相关性如何呢?我们又仔细检查了所有磁云事件前后边界处等离子体旋转速度的变化,找到那些能较好地展现太阳风中粘性造成磁云内等离子体旋转运动的9个事件,得到了太阳风中粘性与磁云内和太阳风等离子体参数之间的关系,发现粘性与密度之间呈现强的负相关,与磁场的湍动强度之间呈现弱的负相关,而与温度之间没有明显的相关性。这一背后的物理机制值得我们深入研究。
[博士论文] 周振军
空间物理学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要: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 thermodynamicspectrum),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,SolarDynamic 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 TErrestrial RElations 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(94(A),131(A))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。
[博士论文] 刘丽娟
空间物理学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:日冕物质抛射(CME)是太阳大气中最剧烈的爆发现象,也是灾害性空间天气的主要驱动源。其主要源区是太阳活动区(AR):超过60% CME产生自活动区。但是活动区的爆发能力也各不相同,有的活动区难以产生CME,有的能够在短时间内产生很多CME。什么样的活动区能够产生CME?为什么有的活动区能够频繁的产生CME?我们的工作试图回答这两个问题。
  针对第一个问题,我们将一个频繁产生耀斑但几乎没有CME爆发的活动区NOAA12192同其他4个活动区进行了比较,其中两个活动区生产了很多耀斑和CME,另外两个活动区几乎没有产生CME。通过对比SDO/HMI的光球矢量磁场参数,我们发现三个能产生很多耀斑的活动区相对另外两个惰性活动区,有较大的磁通、电流和磁自由能,即它们的面积都比较大,都包含着强的电流系统以及磁自由能。因为充足的磁自由能是驱动耀斑的必要条件,因此这个结论是可以理解的,也和以往的研究相一致。进一步,我们发现将平均电流螺度,总的无符号电流螺度两个参数组合起来可以区分它们的CME爆发能力。产生了较多CME的活动区的平均电流螺度(|(Hc)|)较大,而只产生了很多耀斑的活动区NOAA12192以及另外两个几乎没有爆发产生的活动区NOAA11157和11428的数值很小。考虑无符号电流螺度(Hctotal),活动区NOAA12192的数值同NOAA11158、11429两个CME频发的活动区一样大,也就意味着活动区NOAA12192中存在着手性相反、但对应总量相当的电流螺度。
  此外,通过分析爆发前的电流螺度分布情况我们发现:产生了很多CME的两个活动区的主爆发中性线两侧有强电流螺度集中,说明这两个活动区中存在磁绳;通过计算外推日冕磁场中的衰减因数发现:它们的日冕束缚场也衰减地较快,束缚较弱;与之对应的,没有爆发产生或者只产生耀斑的三个活动区中没有这种沿着中性线两侧集中分布的强电流螺度。研究结果表明,活动区是否产生CME与两个因素有关:
  (1)在爆发的位置要有作为CME前身结构的强剪切结构或者磁绳存在;
  (2)活动区上方的束缚较弱。
  针对第二个问题,我们首先研究了产生自第23太阳活动周的28个超级活动区的281个准同源CME(产生自同一个活动区的CME)的等待时间(CME及其之前的CME被日冕仪首次观测到的时间间隔)分布。我们发现该等待时间分布由两部分组成,两个分量在18小时处被隔开。第一部分是一个类高斯分布,其峰值在7小时左右,从统计的角度落在这个分量中的CME之间存在着物理关联。峰值等待时间有可能是准同源CME涉及的物理过程发展的时间尺度。我们在样本中加入了第24太阳活动周的两个超级活动区:NOAA11158和11429,发现其等待时间依然呈现二分量分布,其中188个准同源CME的等待时间小于18小时,呈现类高斯分布,在7.5小时处达到峰值。
  我们进一步精确定位了142个等待时间小于18小时的准同源CME的磁源区:定义同一条中性线的同一位置为同一个磁源区,而同一中性线的不同位置或者不同的中性线为不同磁源区;对于一个CME,如果它和它之前的CME产生自同一个磁源区,则该CME被定义为S型,产生自不同磁源区则被归类为D型。最终得到90个(63%)S-型准同源CME,和52个(37%)D型准同源CME。
  我们进一步在两种准同源CME中各选取了一个案例:S-型准同源CME及其之前的CME都产生于四极场NOAA11158的一个偶极系统,D型准同源事件中的两个CME起源于AR NOAA11429中两个不同的磁通量系统。通过对两个案例的详细分析,包括对衰减指数n,挤压因子Q以及螺绕数目Tw的研究,我们发现:在S型准同源CME中,其磁绳在爆发中经历了部分爆发过程:磁绳的一部分爆发为第一个CME,而另一部分存留下来并在稍后爆发形成第二个CME,这个过程可以看做自由能的多阶段释放过程;在整个爆发过程中,活动区一直通过剪切和通量浮现补充磁自由能,即磁自由能的持续补充可能是一系列S-型CME爆发的主要原因。在D型CME的爆发中,一条中性线上的一个磁绳部分爆发,形成了第一个CME,并影响了第二个CME的源区,使得其上方的双支磁绳的上支伴随着第一个CME一起爆发。由于该上支磁绳同下支磁绳的手性相反,本来对下支磁绳施加向下的束缚力,在其爆发之后,这种束缚力消失,允许下支磁绳膨胀、上升,并通过重联获得更强的螺绕性,最终作为第二个CME的内核磁绳爆发出去,形成了第二个CME。
  这两类CME可能涉及到了不同的物理过程:S-型CME和它之前的CME处在磁自由能的重复释放过程中;D-型CME更可能是由其之前的CME扰动所引起的。其等待时间的不同峰值可能是这两类不同物理过程涉及到的特征时间。
[硕士论文] 朱明锋
计算机应用技术 三峡大学 2017(学位年度)
摘要:本文中国科学院云南天文台扫描手绘太阳黑子图像为研究对象,研究图像中黑子面积的自动测量方法,使用计算机自动处理的方式,完成黑子面积的自动计算,并将信息与真实太阳黑子面积信息进行对比工作,确定本文工作的有效性和使用性。
  本文工作着手于历史太阳黑子观测记录的现实研究价值,通过大量文献的查阅和分析,确定历史太阳黑子观测记录的巨大现实研究意义。为挖掘历史太阳黑子观测记录的这一应用价值,本文展开太阳黑子图像中黑子面积的自动测量工作。
  由于纸质历史太阳黑子观测记录在数字化的过程中,由于系统的或者是人为的因素,造成扫描手绘太阳黑子图像在大小和方位上对的不统一,对于太阳黑子信息的提取工作造成影响,本文工作中首先就该问题,具体展开扫描手绘太阳黑子图像的归一化工作。
  针对图像大小的不统一性,本文创新性的采用Hough变换与最小二乘相结合的方法对图像想太阳圆进行精确的定位查找。通过对图像降采样方法,有效降低处理过程中的计算量,通过小图像中Hough变换检测圆,对图像中太阳圆进行初步定位,然后映射到原始图像中,然后通过最小二乘方法,实现太阳圆的精确拟合,从而精确定位太阳图像中太阳投影圆位置。通过对太阳投影圆大小的归一化操作,完成整个图像的大小归一化操作。
  针对扫描手绘太阳黑子图像方位的不统一问题,本文提出基于卷积神经网络CNN的图像中方位字符图像的识别方法,通过对图像中方位字符的南北、东西方位的矫正,完成实现扫描手绘太阳黑子图像的方位矫正工作。
  针对扫描手绘太阳黑子图像中黑子位置的不确定性,本文创新性提出使用小波变换与形态学处理相结合的方法,对图像中每个太阳黑子群进行精确的定位分割。在进行分割之前,为消除扫描手绘太阳图像中复杂背景对黑子群提取的干扰,本文提出一种基于Lab空间的K均值聚类方法,完成手绘太阳黑子图像中背景的提出工作,为黑子区域的精确定位做铺垫。通过上述处理之后,本文采用小波变换中aTrous的多尺度变换,对图像中太阳黑子群区域进行定位查找,联合使用形态学处理的方法,有效实现了扫描手绘太阳黑子图像中黑子群的定位分割提取。通过对太阳黑子群区域标记图像与原始图像的与运算,完成太阳图像中黑子区域的定位标记,通过标记像元点在日面图像中的占比,最终完成扫描手绘太阳黑子图像中黑子面积的自动测量工作。
[硕士论文] 黄雄豪
精密仪器及机械 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:太阳辐射变化对地球环境影响巨大,监测太阳辐射可为人类生产生活提供巨大便捷,并且可以根据太阳辐射变化因地制宜保护环境,从而促进人与自然和谐相处。目前对太阳辐射监测大多集中在太阳总辐照度领域,而对太阳光谱辐照度监测由于技术等原因导致进展缓慢,缺乏有力数据。因地球中水、大气、陆地等对太阳光谱具有选择吸收性,故迫切需要研制监测太阳光谱辐射变化仪器。针对于此,开展宽波段太阳光谱辐射仪的研究,设计了仪器的光路与机械结构,对仪器进行光谱定标与辐射定标。
  首先,分析太阳辐射的测量原理与仪器常用的评价参数。根据仪器的性能指标并对比分光元件优缺点确定分光元件选择为féry棱镜。根据棱镜结构特点,理论计算棱镜的夹角与入射光线进入棱镜的入射角。主光路采用反射镜扫描,单元探测器采集信号,从而实现光谱范围为400nm~2500nm太阳辐射测量。为提高主光路测量精度,采用激光灯、凹面反射镜、CCD探测器组合成参考光路对仪器进行光谱定标。通过光学设计软件对光路进行优化,根据光学成像原理设计了仪器两条光路形式,对比两种主光路特点。确定较优化光路方案,得出合理的光学设计方案。
  其次,根据光路方案与所选光学元器件,设计精密的机械结构对元件进行固定。根据室外运行环境设计仪器的密封结构。对机械结构进行有限元分析,得出理论情况下仪器应力与应变情况,并根据结果改进仪器结构。通过软件模拟得出仪器的固有频率,使得在仪器运行过程中避开其固有频率,得出合理的机械结构。
  最后,使用激光灯分别对仪器的可见波段与红外波段进行光谱定标实验。采用实验结果与棱镜色散方程相结合的方式实现仪器的高精度光谱定标,分析得出光谱定标不确定度优于0.5nm。采用标准灯对仪器进行辐射定标。将定标好的仪器放于室外运行并将结果与modtran4模拟对比,结果高度吻合。仪器在室外运行可靠与安全,显示设计的合理性。
[硕士论文] 李梅
动力工程 重庆大学 2017(学位年度)
摘要:目前,地球环境问题日益严重,能源资源被大量开采利用,人们面临着严重的工业污染、资源匮乏等问题,为了地球和人类能够持续的生存,人们将目光转向浩渺的太空,尤其是距离地球最近的月球,近年来人们发射航天器等设备对月球表面进行探测,但是在设备运行时常常出现局部部件故障,比如由于散热异常引起的热控制系统故障等等,产生这些故障的主要原因是月球表面复杂的环境。首先,同地球一样,都会受到太阳风和太阳光的影响,但地球在地球磁场和大气层的作用下,太阳风对地球的影响并不显著,而月球表面没有大气层,且月球磁场比较弱,导致太阳风会显著的影响月球表面环境,在两者的共同作用下,月球表面的电场比较复杂。
  月球表面鞘层是月球表面电场主要的表现形式,研究月球表面鞘层特征参数是进一步研究月球环境的基础。月壤几乎覆盖整个月球表面,月壤的主要成分为硅酸盐,硅酸盐的二次电子发射系数比较大,即使当电子温度为1eV时,二次电子发射系数大约在0.5左右,因此不能忽略月球表面射出的二次电子。本文首先根据二次电子发射系数和二次电子发射能谱分布的实验数据,结合月球表面实际的参数,建立月壤详细的二次电子发射模型,结合蒙特卡罗模拟方法,得到垂直月球表面方向二次电子的速度分布。然后建立月球表面一维动理学稳态鞘层理论模型,得到月球表面鞘层电势和鞘层边界离子能量的表达式,编写 matlab程序并结合图示法得到月球阳面鞘层电势和鞘层边界离子能量的解析解,即分析二次电子耦合光电子的作用下鞘层特征参数。
  结果发现,当电子服从麦克斯韦分布入射时,垂直月球表面方向二次电子分布服从三温麦克斯韦分布。这一结论解决了建立月球表面一维动理学稳态鞘层模型时不能确定射出二次电子分布的速度分布问题,通过建立的理论模型发现月球阳面区域,即二次电子耦合光电子的区域内,赤道区域没有经典鞘层解析解,随着太阳光入射角度减小,在月球阳面两极区域存在经典鞘层解析解,太阳光入射角度进一步减小,光电子密度减小,光电子在鞘层中的作用减小,得到两极区域鞘层为经典鞘层,存在多个经典鞘层解析解,即鞘层解析解具有多解性,但是有且只有一个经典鞘层解析解为经典鞘层真解。
[博士论文] 卢斌
空间物理学 中国科学技术大学 2017(学位年度)
摘要:木星是太阳系中最大的行星,有着最快的自转角速度和最强的磁场,并与其周围的多颗卫星构成木星系。木星磁层在太阳风作用下包裹着木星,范围远超过伽俐略卫星的轨道,因此磁层活动不仅与太阳风相关,还受到磁层内卫星的影响。当磁层中物理过程产生高能粒子沿磁力线轰击木星电离层时就形成了木星极光,其按形态主要分为三类:明亮的主极光卵、卫星足迹和极区辐射。主极光卵目前认为与磁层共转破裂密切相关,卫星足迹直接反映了磁层与卫星的作用过程,而极区辐射变化较复杂,反映了中远磁尾多变的磁层活动。本文介绍了木星磁层的现有研究成果,扩展了具有离心力效应的木星稳态磁场模型,并在该磁场模型的基础上对木星磁层进行了初步研究。
  木星极光中极区辐射的具体形成过程颇有争议,我们提出一个简单且合理的极区辐射的发生原因—中远磁尾处的磁力线扰动扭曲。Hill等人提出了木星磁层较差自转的角速度分布,本文认为在中远磁尾处角速度差异较大,相邻磁通量管受扰动易扭曲形成涡旋结构。通过具体的模拟分析显示,赤道面上大约54Rj(Rj=71,400km是木星半径)到59 Rj的圆柱区域受扰动形成涡旋结构所引发的数十万安培电流注入到极区电离层,就可以形成大约半度大小的极区辐射,因此可以认为不同的扰动区域对应着极区辐射的不同亮斑,而亮度反映着扭曲的剧烈程度。
  木卫二的极光足迹是本文研究的关注点。木卫二在木星磁层中运动,与快速共转的木星磁场相互作用形成木星极光中木卫二的尾迹,此尾迹反映了连续扰动的磁通量管对木星电离层电流注入的过程。连接木卫二的磁通量管相对磁层而言尺度很小,因此可以应用细丝理论模拟木卫二运动引起的极光演化过程。模拟结果表明,未扰动的上游磁通量管经过大约720s的时间在木卫二拉伸作用下形成角度约为4°且相对于木卫二静止的拉伸磁通量管,当其脱离木卫二时在磁张力的作用下加速,在随后大约2160s的加速时间内,磁通量管的速度逐渐与背景磁力线接近。与此同时,磁通量管向木星电离层注入的电流也由9×105A逐渐衰减至0,以1/e初始电流处认为是可观测的木卫二尾迹限度,则木卫二的尾迹仅大约有一至两个经度,这与哈勃望远镜观测到的木卫二尾迹大小大致相同。从能量角度考虑,木卫二尾迹总的输送能量约为2.3×1013J,比木卫一输送的能量小一个量级,这是导致尾迹长度远小于木卫一的重要原因,同时也发现木卫二附近的压力凹槽对结果影响不大,可以忽略。
  木星磁层中的磁通量管在太阳风压力下和离心力作用下有复杂运动,在研究极区辐射的过程中我们进一步分析重联的磁通量的来源,同时还发现使用的磁场模型在低磁纬(Λ<50°)磁场与观测基本符合,而高磁纬(Λ≥50°)磁场与观测相比向外膨胀,特别是远磁尾区域膨胀更明显,不符合经验认识,需要优化其磁场位形。本文先利用熵参量来判定磁层的稳定性,熵参量PV5/3被广泛应用于分析磁层等离子体片中的输运问题,其中P是压力,V是单位磁通量管的体积,通过熵参量的分布和变化可以判断磁层的稳定性及揭示磁层中的动力学过程。对木星磁层的计算结果表明,磁层在55R,内熵参量呈上升趋势,而之后有所下降,表明该模型在55Rj之外已经不稳定,这也证实了高磁纬的磁场位形需要优化。同时假想的磁场重联后的单位磁通量管的熵参量分布表明赤道面中远磁尾的磁场重联是由尾向输运的磁力线管拉伸断裂重联引起的。在随后的工作中为了优化磁场位形,我们在保持赤道面压力分布不变的条件下,采用坐标变换的方法改变磁矢势的分布,使中远磁尾磁场特别是高磁纬磁场向赤道面压缩。变换后的磁场位形与原模型相比,低磁纬位形基本不变,高磁纬则大幅压缩,更符合经验知识。
[硕士论文] 宋政
等离子体物理学 山东大学 2016(学位年度)
摘要: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±10 min,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。
[硕士论文] 孙震
电磁场与微波技术 电子科技大学 2016(学位年度)
摘要:氧分子以及水汽分子的谐振吸收作用会对在大气中传播的毫米波造成较大的衰减。其中,氧分子在50-70GHz之间分布有很多谐振吸收线。低层大气的高气压会造成压力展宽效应,而这种效应使很多谐振吸收线相互叠加形成了连续的吸收带。利用 V波段多通道辐射计观测大气的这一强吸收带,可以反演出大气的温度廓线,是中小尺度天气实时监测、预报的一种重要手段。因此,本文针对V波段多通道辐射计前端做了如下几方面关键技术的研究。
  针对需要使用端口为共面线的微波单片集成电路搭建混合集成模块的情况,研究了波导到共面波导的过渡。出于整体结构方面的考虑,分别设计了波导到共面波导的E面过渡和H面过渡,并将两种过渡做成背靠背结构集成在一个模块中。测试结果显示,在V波段全频段内,背靠背过渡结构(包含中间的一段6.6mm长度的共面传输线)的反射系数低于-13dB,插入损耗小于1.1dB。
  辐射计前端多个通道的分隔需要用分配网络实现。当两个需要分隔的通道没有频段重叠时,分配网络考虑使用分路器;若有重叠频段,分配网络则考虑使用魔T并在其两平分臂后分别加滤波器的形式实现。针对需要的50-60GHz频段,本文仿真设计了一个宽带魔T,仿真结果显示,在50-65GHz的频段内,各端口反射系数小于-20dB,两平分臂隔离度大于28dB。分路器采用H面T接头连接两个波导膜片滤波器的结构实现,仿真结果显示,两个通道内的反射基本小于-15dB,两通道中心频点的隔离度超过40dB。
  针对用于校准的噪声注入模块,设计了V波段单刀单掷开关。通过在 HFSS中建立 PIN管的简化物理模型并反复提取参数,设计出的开关可以实现在50-65GHz的频段内插入损耗小于1dB,隔离度大于16dB。
  检波器将各通道接收到的高频信号转换为便于后端处理的低频信号,是辐射计前端的关键模块。通过在HFSS中建立检波二极管的简化物理模型、设计宽带直流回路、低通滤波器和匹配电路,设计出的零偏置检波器在50-60GHz的频带内电压灵敏度均大于4800mV/mW。
[硕士论文] 李佳净
大地测量学与测量工程 长安大学 2016(学位年度)
摘要:地球自转参数在地球物理学、天文学等学科中起着重要作用。它的重要性体现在多个方面。首先,天球参考系和地球参考系的建立离不开精确的地球自转参数。其次,在这两大参考框架的相互转换中起着沟通作用。再者,也与人造卫星和宇宙飞行器的精密定轨和导航密不可分。全球卫星导航系统(GNSS)相对于其他空间技术而言在空间和时间分辨率上有明显优势。它可以进行全天候、全天时的连续观测,且设备流动性好、设备成本低、观测精度高,是求解地球自转参数的重要技术手段。随着全球卫星导航系统的发展,在未来会有超过百颗的可视卫星供人们使用。多模数据的组合处理将进一步提高导航与定位、卫星定轨和地球自转参数确定的精度和可靠性。随着我国北斗导航系统的建立和正式运行,研究利用我国北斗导航系统确定地球自转参数就显得尤为迫切和重要。本文在附有约束条件的最小二乘估计基础上,系统研究利用GNSS技术确定地球自转参数。本文的主要研究内容如下:
  1.为了确定我国BDS系统确定地球自转参数的精度和可靠性,基于附有约束条件的最小二乘估计,采用轨道重叠弧段差值方法进行了武汉北斗试验网定轨和ERP确定的实验。同时给出同一时间我国陆态网GPS数据定轨和ERP确定的结果,对比显示BDS确定的极移参数精度明显低于GPS结果,但日长变化的精度明显优于由陆态网GPS数据确定的结果。
  2.利用MGEX网数据,三天为一个弧段,首先进行GPS和BDS单系统确定ERP,并将两者比较分析。为了得到GPS和BDS联合确定ERP结果,给出了不同权比确定地球自转参数的结果。
  3.区域网确定卫星轨道和ERP有其局限性,因此文中进行了全球GNSS网数据确定ERP实验。利用GLONASS数据确定ERP,对轨道和地球自转参数施加松约束,对测站施加强约束。同理利用GPS数据确定ERP,结果显示前者的轨道精度明显低于GPS轨道确定精度。
  4.分别分析了联合GPS和GLONASS数据确定GPS卫星轨道和GLONASS卫星轨道的精度。同时联合GPS/GLONASS技术确定ERP参数,结果显示相对于GPS确定的结果来说极移参数和日长参数精度并没有提高,反而略有所下降。
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