一、太阳线性无力场评注和快速傅氏分析法的应用（论文文献综述）
王璐[1]（2020）在《太阳射电爆发的系统研究》文中研究表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。
王泽浩[2]（2019）在《太阳风中磁流体波动研究》文中研究表明本文对太阳风中磁流体波动做了一些研究,得到的主要结论如下:1通过对WIND卫星于1995-2015期间所识别出的ICME事例进行了系统性的统计分析,主要发现如下:（1）绝大多数ICME存在零星阿尔芬扰动分布,平均出现率为26.2%,太阳风中的平均出现率为35.7%。（2）高速ICME中阿尔芬扰动出现率高于低速ICME。（3）相对于ICME横截面位置,ICME内均一化T p/T exp与阿尔芬扰动出现率呈现逐渐增加的分布特点,推测阿尔芬扰动耗散可能是ICME内等离子体局地加热的原因。2虽然阿尔芬波在行星际磁绳中存在扭转形式的波模,然而至今没有找到令人信服的观测证据。我们在此报道了一例由WIND和ACE共同观测到的特殊磁云事件（发生在2003年3月20号）:这个磁云事件的上游与下游都存在着明显的阿尔芬扰动的性质,其特殊性在于磁云内所展现出了的阿尔芬扰动性质与其上下游不同。通过最小变量分析法,在垂直于最小变量的平面上,磁云内部的磁场在一个相对较小的角度尺度上交替扭转,这种小角度交替扭转我们将其推测为扭转波模的具体化表现。值得注意的是,在磁云中等离子体通常存在着绕着磁云轴向的螺旋运动,所以该事例中速度扰动与磁场扰动的高相关性,可能是由于扭转阿尔芬波与场向螺旋运动的等离子体共同作用导致的。3首次发现邻近SIR在1AU处发生融合:如果两个SIR距离相当近,并且后面的速度高于前面,它们在持续运动演化过程中可能合并生成融合相互作用区,然而在1AU处我们从未发现类似的例子。本文中,我们发现两个相距极近的冕洞,其喷射的高速流分别在1AU处形成了两个相距较近的SIR,而且后面的速度明显高于前面;随着太阳旋转约1/4周后,仅观测到一个持续时间较长的融合相互作用区,但仍可识别出两个SIR的性质。融合相互作用区充满了向外传播的阿尔芬扰动,推测邻近SIR在1AU发生融合与磁流体湍流有关;同时在两个SIR的分界面处确认重联出流区的存在,因此提出磁重联可能是两个SIR融合的潜在重要机制。4前人的工作由于单个卫星的局地观测限制,仅可推断出磁绳中所存在阿尔芬波沿着磁力线传播（即向阳或背阳）。在本文中,我们首次利用大角度分开的多卫星分析了两个大尺度磁云结构。令人兴奋的发现:两端根植于日面的行星际磁绳中,存在沿着磁云轴向传播的阿尔芬波,即单向与双向。由此推测:行星际磁绳中单向阿尔芬波可能来源于太阳大气中先前存在的磁绳扭曲产生,而双向阿尔芬波的来源是磁绳爆发时磁重联过程,所产生的双向阿尔芬波分别沿着两个磁云腿向外传播。
王冰[3]（2019）在《日冕磁场的全球有力场外推方法和日珥动力学观测》文中研究指明日珥、日冕物质抛射、耀斑及其它太阳大气活动现象都与磁场息息相关。获取日冕磁场的三维信息是研究日珥形成、存在和演化等日冕现象的重要手段。由于日冕高温、稀薄和磁场较弱的特点,直接观测日冕磁场比较困难。当前最有效的认识日冕磁场的办法是基于光球磁图的磁场外推方法。各种方法中,最简单的是势场外推,但是势场中不含有电流,因而不能描述具有扭缠结构的非势日冕磁场;此外,还发展了一些非线性无力场外推方法,可以描述包含场向电流、带有一定扭缠特征的磁场结构;考虑磁场与等离子体相互作用的磁流体力学模拟也是一种被尝试的方法。但需要更多计算资源、且需引入多个等离子体热力学参数。为进一步考虑有力磁场位型、实现大尺度全球日冕磁场的快速重构,我们发展了一个以单层矢量磁场数据为底部边界条件的全球日冕有力场外推方法。该方法基于Hu et al.（2008）提出的直角坐标系下的有力场外推方法,采用基于最小耗散法和变分原理推导出的磁场方程。该方程的解是有力场,可分解为三个分量场,包含一个势场和两个线性无力场。从单层矢量磁图出发,利用一个迭代方法可以获得三个分量场的径向底边界,进而可以利用线性无力场和势场外推方法分别获得三个分量场,求和后便可得到总场。为检验本方法,我们以一磁流体静力学解析解作为参考解,从与之相同的底边界条件出发做全球有力场外推。结果表明,至少在1.5个太阳半径内外推解和参考解符合得很好。外推解的归一化和平均矢量误差（En’,Em’）分别达到～97%和95%。进一步比较它们的磁图、力图和局部磁力线分布,表明所得外推解较好地重构了参考解。日珥是太阳大气中低温度高密度的结构,是高度动态的,其中存在不同的物质流动和振动现象。日珥物质的流动与日珥形成和爆发有关,而与振荡有关的观测数据可用来推测等离子体参数和磁场信息。日珥物质是如何在高温日冕中形成、稳定存在和演化的,仍然是太阳物理研究的一个主要课题。日珥经常存在于日冕暗腔下方,常与向上弯曲的弧状horn结构相连。Horn结构被认为是由日珥向外部延伸的磁力线。这种日珥、horn和暗腔结构间的联系和形成机制仍是一个有争议的问题。关于horn结构的形成,一种观点认为是由高温日冕物质冷却形成的,另一种观点则认为horn结构对应于磁绳分界面处的重联电流片。本文开展了一个典型日珥-horn系统的观测研究,提出了第三种horn结构形成机制。在所研究的事件中,日珥顶部的一部分逐渐抬升并与下方日珥主体分离,从而形成了一个非常简单的位型,便于分析horn结构的形成与演化。我们提出:horn结构是中心冷的日珥物质沿磁场向热的日冕物质稀释过程中所形成。Horn结构的形成与逐渐消失代表了一个日珥物质逐渐加热消散的过程。这与之前文献中所提出的horn是由冷凝汇聚形成的观点相反。此外,我们还研究了日珥物质沿horn结构的周期性大幅纵向振荡,发现振荡周期约为150分钟、振幅约30 Mm;发现horn结构的小幅横向振荡,振幅约3 Mm,周期约10-15分钟,有可能是大尺度日珥-horn结构的全局振动所致。我们还发现实际振荡周期明显大于由所谓日珥振荡单摆模型所得到的周期;horn结构不断地从日珥中分离并升入上方日冕之中,直至日珥爆发,这很可能对应于磁通量不断向上输运日冕磁能不断积累的过程。综上,本论文开展了两项工作:一是发展了全球日冕磁场的有力场外推方法,二是开展了一例日珥-horn结构的动力学观测研究。由于大尺度日珥结构很可能对应与日冕中有力场特征最为显着或集中分布的区域。因此,将来拟基于所发展的有力场外推方法,从观测到的光球矢量磁图出发,可以针对大尺度日珥结构区域做有力场外推,以认识日珥有关磁场结构的有力特性。日珥物理流动及horn结构在示踪相应区域磁场特征方面具有独特的价值,因此,将两个方向的研究结合起来,有望加深对日珥磁场结构、日冕有力场特征的理解。
吕洁[4]（2019）在《GNSS地震形变反演及其与对流层电离层关系研究》文中研究说明地震是地球上最为常见,同时又是对人类生命财产安全影响最大的自然灾害之一。虽然无法防止地震等自然灾害的发生,但是人们也在积极地从理论方面和技术方面进行研究,以求探寻其发生机理。现阶段已达到能够监测短期瞬时地表运动状态的水平,主要原因是高频GNSS技术的迅猛发展,且强震仪等容易受到记录限幅或倾斜的影响,而高频GNSS技术并不具备此特点。即使在发生大地震的情况下,对于震源附近的同震位移也能够较好地获取到,因而高频GNSS技术在地震领域的相关研究中得到了广泛应用。地球是一个多圈层组成的巨大的生态系统,各圈层之间必定存在着复杂的能量运输以及物质交换,而电离层和对流层作为近地空间的重要组成部分必定与大气层和岩石圈存在密切的相互作用。而地震作为岩石圈板块相互碰撞剧烈运动的产物,也必然会对大气状态产生影响。本文基于GNSS精密单点定位方法和相对定位方法,以东日本大地震和雅安地震为算例,研究了地震与对流层WZTD和电离层TEC之间的相关性,并得出了一些结论。具体工作如下:（1）介绍了GNSS原始观测方程,以及影响GNSS定位精度的主要误差源和各项误差的改正方法。给出了GNSS单频PPP定位原理以及相对定位原理。（2）对单频PPP动态解算以及GAMIT/GLOBK软件TRACK运动学分析模块动态解算原理,进行了详细研究。分析了高频GNSS坐标时间序列的噪声来源,即共模误差,并研究了有效去除共模误差的PCA空间滤波方法。为了说明滤波效果好坏,对残差时间序列计算了功率谱密度和均方根值。（3）对地震同震位移序列以及对应的对流层WZTD序列计算了相关系数,分析二者之间的相关性大小,以及与观测站空间分布的关系。对电离层TEC数据,利用距离反比加权的方法进行了空间内插,分析了地震发生前后电离层TEC分布变化。实验结果表明:单频PPP具有捕获瞬时形变信号的能力,且具有成本低的优势,今后经过不断改进可用于地震领域研究中;PCA空间滤波方法能够有效地去除共模误差对位移序列的影响;地震与对流层WZTD以及电离层TEC的变化具有一定的相关性。
李照宇[5]（2017）在《地球磁层顶通量传输事件的轴向研究》文中研究指明磁层顶通量传输事件（Flux Transfer Event,FTE）被认为是与磁场重联相关的现象,其标志为卫星测量磁场在磁层顶法向分量的双极变化。迄今为止,关于FTE的本质、形成机制和产生位置这些基本问题还存在着一些争论。确定FTE的轴向不仅对于研究FTE的几何结构以及理解其中等离子体动力学是必要的,也可以帮助我们区分FTE的不同形成机制和产生位置。本文以FTE轴向研究为主线,主要内容及结论总结如下:（1）发展了一种新的多点分析方法去确定FTE的轴向。这种方法建立在结构为左右对称的纯几何假设上,对于嵌在磁层顶电流片中的FTE结构,不管其物理性质如何,都基本上满足这一对称条件,所以新方法就有着较广泛的应用性。模型测试和实际应用表明,新的方法在确定轴向时比传统方法如Grad-Shafranov（GS）方法和磁场最小方差分析法等以及更近的基于圆柱对称的方法更有效和可靠。（2）在确定了FTE轴向以及在合适的多卫星位形下,设计了一种新方法去重构FTE磁场的空间分布。该方法对THEMIS和Cluster各自观测到的两个FTE的应用表明它能快速而有效地重构出结构的磁场空间分布,从而帮助我们推测结构磁场位形、理解卫星测量数据的时间变化以及获得其它物理量相对于结构磁场的空间分布特征。（3）利用新的FTE轴向确定方法进行了首个关于FTE轴向的统计分析。其结果揭示出:尽管在昏侧低纬观测到的FTE大多有着接近南北方向的轴向,其来源仍然是日下点分量重联线;与传统认识中日下点分量重联线为一条方向几乎不变的分隔线不同,实际的日下点分量重联线在磁层顶有着相当大的曲率。（4）首次发现多X线重联形成FTE的磁场信号。这种磁场信号的表征为的多极变化（比如双或者三-双极变化）。GS重构结果表明在有着如此磁信号的事件中包括多个子结构,这与多X线重联形成多个通量管的图景相符;但各子结构在磁层顶上依序从大到小排列,这一特征是传统的多X线重联模型所未预测到的。为解释这一现象,我们提出了一个新的模型去描述FTE的形成过程:重联持续在磁层顶发生,在主X线附近磁场形成楔形位形;重联率周期性地变化,在其增长时楔形磁场线内由撕裂模不稳定性形成了连续的多个小尺寸的磁岛结构;这些小的磁岛结构互相合并,由于楔形磁场的限制,形成按尺寸大小依序排列的多个FTE,最后在磁鞘流压力和磁张力作用下离开重联位置。（5）分析了在昏侧低纬磁层顶内遥测到的一系列“反常”日向运动的连续FTE。将事件的运动速度与FTE运动模型相比较可发现,为对抗此时在昏侧磁层顶附近较大的尾向磁鞘流速度,实际重联磁场的磁张力要比模型给出的磁张力大很多,这说明在磁流体动力学效应可能起重要作用的时候,现有模型并不能准确地描述磁鞘磁场和等离子体环境,因此需要修正。
黄伟[6]（2014）在《太阳风加速与日冕加热机制的非线性传输模型研究》文中提出太阳的表面温度高达6000o K，高温导致了它的表面物质几乎全部电离形成等离子体，这些电离形成的等离子体向外辐射形成太阳风。太阳风充斥着整个行星际空间，对地球造成了非常重大的影响。太阳风被认为是日地空间的连接纽带，通过这个纽带，地球接收到了来自太阳的太阳能、电磁辐射、日冕影响等。太阳风的研究在现代空间科学技术研究中有着不可预估的重要作用。太阳风与许多太阳的、地球的物理现象都有着紧密的联系，正如其本身的物理意义一样，太阳风的研究有着重要的研究意义与应用价值。首先，本文对太阳风的观测特性进行了分析，在观测特性的数据分析中，主要采用了如Helios，Ulysses，ACE（Advanced Composition Explorer），WIND等卫星的采集数据，其中Helios的运行轨道主要从0.3AU-1AU；Ulysses的运行轨道主要从1AU-5AU，Ulysses的轨道属于太阳极远轨道。本文采用的太阳风实地观测数据覆盖范围十分广泛，这些数据包括粒子数密度、速度、温度甚至某些种类粒子的速度分布函数等，这样有助于我们对其物理意义进行全方位研究，有助于帮助我们研究太阳风的特性及运动特征。通过观测分析日冕和太阳风中各类粒子的多种微观动力学特征，深入研究了这些粒子的温度各项异性、速度分布等特性，对我们进一步研究日冕加热以及太阳风加速模型起了关键作用。其次，建立了太阳风速度的理论推测模型，并进行了数值模拟。本文在太阳风观测特性的研究与分析基础上，对现有的日冕加热理论和太阳风加速模型进行了全面研究与分析，建立了太阳风速度的理论推测模型，进行了数值模拟。研究表明日冕的等离子体在相对短距离向外膨胀的过程形成的太阳风，我们将太阳风的加速与日冕看作为同一个问题进行研究。本文对太阳风的研究从日冕的形成开始、从日冕底部开始。通过太阳风的质量、速度、能量和磁场等大量数据的观测结果来解释日冕加热和高速太阳风加速过程的物理机制，通过研究与分析诸多的约束与限制，在相关的约束与限制条件下建立了本文中的理论模型。第三，本文在太阳风的理论分析基础上，在太阳风等离子运动研究基础上，对MHD的运动机制及运动结构进行全面研究，建立了等离子体运动模型，并进行了数值模拟，对结果进行了详细的分析与研究。研究表明，行星际空间中充满了运动的等离子体（太阳风），这些太阳风大多数是由恒星的辐射而发出。我们研究太阳风状态，首先要了解它是含有足量的带电粒子。由于太阳表面充满电磁场，太阳风的运动受电磁场影响，导致在研究其动力学运动机制时候，需要对其受到的电磁作用进行分析。太阳风等离子体的运动的受到的作用与其它的气态、液态和固态物质相比较有明显的差别，有自己的特殊的运动规律与特性，等离子是由电子和离子组成。在分析其运动规律时候，对其特殊的现象进行具体的分析。最后，本文对太阳的表面活动与扰动进行了较深入的研究，分析发现在行星际介质中存在着太阳由内向外传播Alfven波。我们在建立太阳风等离子体运动模型时，假定太阳风的过渡区存在Alfven波，考虑到太阳风等离子体的磁场强度、磁场作用方向、密度、速度、温度和坐标等某些物理量的非线性的相互作用。正是这种非线性的相互作用产生太阳风的加速运动，它的能量随太阳风运动进行传输与转化。因此，本文建立了太阳风非线性加热模型，并对该模型进行了数值模拟，通过有限元的计算方法进行了初步的计算与讨论。本文研究成果与创新点如下：（1）研究与分析了Helios、Ulysses、ACE、WIND等卫星的相关观测数据，对太阳的内部结构、能量传输、日冕结构及太阳风的传输等现象进行了研究分析与数值模拟分析，为进一步研究日冕加热和太阳风加速奠定了理论基础。（2）建立了太阳风速度的理论推测模型。深入研究了日冕加热理论和太阳风加速模型，建立了太阳风速度的理论推测模型，并进行了数值分析。研究与计算表明，随日心距的增加，太阳风的切向速度先增加然后减小而径向速度呈线性增加，形成了太阳风的螺旋运动现象，这与观测结果相符合。（3）建立了等离子的旋转不连续运动模型。深入研究了太阳风等离子体的运动机制，对磁流体力学方程组及其相似参数进行了分析，建立了等离子的旋转不连续运动模型，并进行了数值模拟。研究与计算表明当太阳表面质通量流过旋转不连续面时，磁场总量保持不变，但切向磁场会任意改变方向，此时等离子体进行旋转运动。（4）提出了一种太阳风非线性加速与加热机制。对目前的太阳风加速与加热机制进行了研究与分析，在此基础上提出了一种太阳风非线性加速与加热机制。研究与分析表明该机制能很好的解释日冕加热与太阳风加速的能量来源，对太阳风加速问题作出了合理的自恰解释。（5）建立了一个太阳风非线性加热加速传输模型。建立模型时候，主要考虑了太阳风等离子体的主要物理量，如密度、速度、温度和坐标等，建立相应方程组，以高斯值为基础，对所使用的物理量进行统一，并采用有限元的方式对磁场进行分析，使用隐式算法进行求解，研究与分析表明该模型能较好的表示出太阳风等离子体能量传输变化过程。
罗慧芬[7]（2013）在《多源遥感数据综合月表物质信息提取方法与应用研究》文中提出月球表面物质信息探测是月球探测的重要组成部分,月球表面物质信息的反演为研究月球起源和演化历史提供重要参数,对月球探测、人类登月以及月球资源开发都具有十分重要的意义。基于月壤样品的研究受样品数量和分布区域的限制不能代表整个月表的信息,遥感技术能够快速的获取整个月表的多光谱和高光谱数据,特别是高光谱遥感数据具有精细的光谱信息,基于光谱维对月球表面物质成分信息进行提取,在月表信息探测中起到非常重要的作用。随着探月活动的蓬勃发展,目前已经获取到大量的月球多/高光谱遥感数据,但相关的高光谱月球表面光谱特征定量分析还需要进一步发展。因此,研究月球表面物质信息的光谱特征和光谱特征信息提取方法是遥感数据探测的基础问题,分析月球表面物质探测的特点和难点,建立基于多源遥感数据的月球表面物质探测的方法体系,是探月卫星数据更进一步应用的重要支撑和技术支持。论文以遥感月球数据应用为切入点,围绕多源遥感数据综合提取月球表面物质信息,开展了从月表样品光谱特征分析、月球遥感数据预处理到月表物质信息提取方法与应用研究,研究成果可为探月多/高光谱数据应用提供参考和借鉴,为今后开发月球资源提供技术支持。论文主要研究内容如下：1、分析了月球表面主要的岩石和矿物在可见光——近红外范围内的光谱特征及月表物质光谱响应的影响因素。采用RELAB光谱库中月球返回样品的光谱数据,对月球主要的矿物——硅酸盐矿物（辉石、斜长石和橄榄石）、氧化矿物（钛铁矿和尖晶石）和玻璃质物质以及岩石——月海玄武岩、高地岩石、克里普岩和角砾岩的光谱特征进行了分析,在此基础上对月球表面光谱响应的影响因素进行了分析,基于分析结果构建了光谱响应影响因子综合评价指标体系。2、由于月表遥感信息提取需要精准的反射率,对月球遥感数据的预处理技术和反射率反演方法进行了研究。对选用的月球遥感数据预处理方法进行了深入的研究,其中主要有坏点检测及修复、坏线检测及修复、条带的去除及光谱平滑；然后对月球遥感数据反射率反演方法进行了研究,通过实验结果分析选取了适合的反射率反演方法。3、深入研究了光谱特征选择和提取方法,重点研究了基于小波分析的光谱特征提取方法以及其最佳分解尺度的确定方法。研究目前已有的光谱特征选择和提取技术,将这些方法应用于月壤样品光谱数据上,通过对比分析优选了特征选择和提取的方法,并对这些方法的优缺点进行了阐述,重点实践了基于小波分析的特征提取方法,并研究了光谱特征提取中小波分解的最佳分解尺度的确定方法。4、基于多／高光谱月表物质信息的提取方法进行了研究,并开展了月表信息提取方法的实验。研究月球表面物质信息提取方法,主要有基于波段特征的月表物质反演、基于光谱特征匹配的信息提取、混合像元的光谱分解技术及基于目标探测算法的信息提取方法,从以上四个方面系统地开展了以CE-1 ⅡM和Chandrayaan-1 M3问光谱数据为主,以Clementine UVVIS-NIR数据和SELENE MI数据为辅助的月球表面物质信息提取和识别的应用研究。5、搭建数字月球信息共享服务平台。搭建基于G/S模式的月球信息共享服务平台,通过该平台将海量、异构、多源的月球信息整合起来,从而达到对月表物质信息进行快速有效的分析,分析结果更加丰富、可靠、全面,提高月球遥感数据的利用效率。基于以上研究内容本文的主要创新点和成果如下：1、提出了一套基于多源月球遥感数据利用综合多方法的月表物质信息成分提取方法。论文首先探讨了月表物质光谱的产生机理,并基于已公布的月壤返回样品的光谱实测数据对月球主要岩矿的光谱特征进行了初步分析,在此基础上开展了以CE-1 ⅡM和Chandrayaan-1 M3高光谱数据为主,以Clementine UVVIS-NIR数据和SELENE MI数据为辅助的月球表面物质信息提取和识别的系统研究,分析总结了月球遥感数据预处理和月表信息提取技术的特点,对应用环节中的关键技术以及数据的有效性进行了分析。以Apollo 16采样点和Aristarchus撞击坑为例进行了FeO和月壤成熟度反演,验证了反演模型的有效性。2、提出了一种基于层次模型的月表物质光谱响应影响因子的评价指标体系。论文综合考虑了月球表面物质光谱响应的各项影响因子,探索性的设计了月表光谱响应影响因子的综合评价指标体系,为实现月球表面物质信息提取的定量化提供可靠的科学依据。该评价指标体系的建立可以在实际中更好的评价各个因素的影响,提高月球表面物质信息提取的精度。3、证明了小波分析在月壤样品的光谱特征提取中的可行性,并提出利用小波分解和重构后的逼近信号与原始信号之间的相似系数的突降来确定小波分解的最佳分解尺度的方法。利用小波分解和重构对月壤样品的光谱特征提取进行了实验,表明了重构后得到的逼近信号和细节信号含有原始信号的明显特征,证明了小波分析在光谱特征提取中的可行性,如何选取最佳的小波分解尺度是其重点和难点。本文利用分解后的逼近信号与原始信号之间的相似系数的突降作为最佳尺度的选择依据,实验证明该方法在应用小波分析月壤矿物光谱中有较好的效果。
丁留贯[8]（2013）在《SEP事件与连续爆发的“twin-CME”的关系研究》文中研究指明太阳高能粒子（Solar Energetic Particle, SEP）事件与日冕物质抛射（Coronal Mass Ejection, CME）之间的关系是空间天气研究领域的一个重要内容,这一问题的解决有助于建立基于CME爆发的SEP预报模式以及提高现有预报模式的准确率。本文将"twin-CME"模型引入到SEP事件的研究中,采用典型事例分析和统计分析方法,给出由同一活动区相继爆发的"twin-CME"（主CME和先行CME）触发SEP事件的观测依据,并统计分析SEP事件与"twin-CME"爆发之间的关联,给出"twin-CME"比单个快速CME更利于触发SEP事件的依据。本文主要研究内容如下：首先,本文利用SOHO/LASCO、STEREO/SECCHI的CME观测结合磁通量管模型（Gradual Cylindral Shell,GCS）分析第24太阳活动周以来的强度较大的两个SEP事件和GLE事件的典型事例,发现这两个事例都能找到来自同一活动区的"twin-CME"爆发,且这两个CME的传播区域之间有一定程度的重叠。文中结合Ⅱ型射电暴、SDO/AIA图像、SDO/HMI磁图及非线性无力场外推（NLFFF）等综合分析了某些CME的爆发过程,进一步确定这些观测到的"twin-CME"为两个独立的CME构成而不是单个快速CME （"single-CME"）爆发过程中不同阶段的两个形态。本文给出了触发SEP事件的对应"twin-CME"爆发的观测依据。其次,在个例分析的基础上,本文对第23太阳活动周的源区在日面西半球的126个快速CME和59个大型SEP事件进行统计分析,结果显示由"twin-CME"爆发产生的SEP事件的通量峰值与对应关联CME的速度、伴随耀斑的等级和1天前的低能粒子水平等三个参数之间无明显的相关性,而由单个快速CME爆发产生的SEP事件的通量峰值与这三个参数之间呈现明显的正相关。这一结论说明如果快速CME（主CME）之前有先行CME爆发,则主CME不一定需要很快的速度和很强的耀斑伴随,也不需要提前有很高的种子粒子水平,就可能产生很强的SEP事件。本文统计结果显示"twin-CME"会比单个快速CME更容易产生SEP事件（61%VS29%）。最后,本文讨论了与SEP事件相关的几个问题：一、通过分析先行CME选择标准中的时间间隔变化对"twin-CME"类SEP事件在SEP事件总数中的比例、单个快速CME不产生SEP事件的比例等的影响,本文给出了判断先行CME的时间阈值参考值,约12小时。二、估算高能粒子（>10MeV）的起始逃逸高度大约在15个太阳半径以下高度。相比单个CME而言,"twin-CME"可以在这一高度范围内产生更有效的粒子加速过程。因为先行CME产生的强烈扰动可以将预加速的日冕物质或耀斑物质长时间保持在这-高度,为激波加速提供需要的种子粒子。三、Ⅱ型射电暴的分析表明,在有无SEP两种情况下,Ⅱ射电暴爆发时的CME高度分布无明显的区别；统计结果显示有SEP事件发生的CME中Ⅱ型射电暴伴随比例较大。四、分析SEP事件时间通量廓线的变化快慢与源区相对磁足点的经度变化关系,结果显示相对磁足点东边的源区爆发的SEP事件的通量增长时间较长,而其增长速度相对较慢,即源区越在磁足点东边,其可能产生的SEP事件的通量峰值也就越小。这与较大强度的SEP事件通常发生在日面西半球的观测事实是一致的。综上所述,本文从观测角度研究SEP和CME的因果关联,结果表明由同一源区相继爆发的"twin-CME"比单个快速CME更易产生大SEP事件,文中给出了触发SEP事件的"twin-CME"爆发的观测依据。分析亦表明,在"twin-CME"产生的SEP事件中,快速CME的速度、伴随耀斑的强度等因素对SEP事件的强度决定作用较弱。本文给出了识别先行CME的时间阈值参考值为12小时。
杨利平[9]（2011）在《背景太阳风的三维数值模拟研究》文中研究指明近年来,随着空间天气学的提出与发展,人们迫切希望了解空间天气的发生机制,并实现提前几个小时到几天的空间天气预报。受此重大需求的驱动,基于物理的以强大计算能力为基础的日冕-行星际过程三维数值模式研究受到人们的普遍关注。本文在SIP-CESE MHD模型中引入适合处理日地空间球壳区域的6片网格系统,并实现网格自适应技术（称之为SIP-AMR-CESE MHD模型）。利用该模型,我们探讨了不同加热方法对日冕和太阳风结构的影响,并对太阳活动23周和24周之间的极小期所表现出的异常进行了数值研究。为进一步改善SIP-CESE MHD模型,我们主要在以下几个方面做出尝试:（1）采用一种新的重叠网格-6片网格。该重叠网格由6个相同的片组合成一个球面,每一片都是近乎均匀低纬度的球面网格,并且片与片可以通过坐标变换相互转换,因此非常易于编程。6片网格的引入不仅避免了传统球面网格的极区网格汇聚和奇性,而且有利于内边界条件的处理和实现“（θ,φ）”方向的并行计算,（2）采用多重网格方法下泊松校正以处理磁场散度的数值误差;该方法可以使磁场散度的整体误差降低近三个数量级,（3）采用库郎数不敏感方法以降低库郎数大的差异而引起的过量的数值粘性,（4）采用多个时间步方法以加速计算, （5）采用流量限制时变边界条件以处理位于亚声速亚阿尔芬速太阳表面边界;该边界条件可以产生更接近实际的冕流和冕洞的结构。为了产生快慢速太阳风流,我们在加热源项中考虑磁场的拓扑结构,即磁场的扩散因子（fS）和开场到闭场最小的角距离（θb）。改善之后的SIP-CESE MHD模型给出的卡琳顿周1911的模拟结果和LASCO C2以及WIND飞船的观测有非常好的一致性。太阳风加速加热问题是几十年来困扰太阳物理学家和空间物理学家的难题。为了产生切合实际的太阳风,数值模拟者提出了很多方法,其中有三种常用的加热方法:Wentzel-Kramers-Brillouin （WKB）近似的阿尔芬波加热方法,湍动加热方法和体积加热方法。为了明确这三种加热方法的适用性和局限性,我们在卡琳顿周1897下进行了数值试验和验证。结果表明三种加热方法基本上都能产生极小期所观测到的太阳风结构。但是,即使在近太阳处它们也表现出非常的不同。对于湍动加热方法,主要加速区段终止于4RS;而对于阿尔芬波加热方法和体积加热方法,主要加速区段终止于10RS。在1AU附近,湍动加热方法和体积加热方法都能捕捉到WIND飞船所观测到的太阳风参数的变化,尽管湍动加热方法给出比较高的密度。但是,阿尔芬波加热方法没有捕捉到速度大的变化。这项工作将有助于我们发展更接近实际的背景太阳风数值模式。无论是在日冕还是行星际空间,太阳活动23周和24周之间的极小期都表现出不同于过去几个极小期的观测特征。选用卡琳顿周2070,我们对这个时期的异常进行了数值研究,并把模拟得到的数值结果与众多卫星（SOHO, Ulysses,STEREO, Wind, ACE）进行了比对。结果表明以观测的视向磁场作为边界条件的数值模拟重现了这个时期的许多观测特性,比如相对比较小的极区冕洞,中低纬度冕洞的存在,倾斜和弯曲的电流片以及比较宽的多冕流结构。数值结果也给出了太阳风速极小值的位置并不是和日球电流片的位置完全一致,并且也得到了这个时期比较慢的,冷的和窄的高速太阳风,宽的低纬度的中间速流,以及行星际空间整体比较弱的磁场和比较低的密度。在增强的极区磁场下的数值模拟表明这个时期弱的极区磁场对日冕和太阳风结构的形成起了很重要的作用。为了在6片网格下SIP-CESE MHD模型实施网格的自适应技术,我们利用了自适应软件包PARAMESH,并把物理空间（x,y,z）的MHD方程组转化到参考空间（ξ,η,ζ）,同时也保留了MHD方程组的守恒形式。我们在参考空间（ξ,η,ζ）实施自适应技术,数值计算并最大限度使用PARAMESH所提供的操作。为了验证模式的可靠性,我们模拟了不同太阳活动相的背景太阳风,并与SOHO卫星的观测和OMNI数据进行了比较。结果表明SIP-AMR-CESE MHD模型基本上捕捉到了飞船所观测到的日冕和太阳风的结构。
汪红娟[10]（2009）在《日冕物质抛射伴生现象的数值研究》文中认为日冕物质抛射（Coronal Mass Ejections,简称CME）是太阳大气和太阳系中最剧烈、尺度最大的能量释放和活动现象。当CME发生时,在很短时间内,将携带的巨大能量和物质,大量的高能射线和高能粒子抛到行星际空间,对空间天气造成强烈扰动,给我们完全依赖的各种现代化技术,如卫星、通讯、遥感、电力等造成严重的影响。所以CME这一研究课题与人们的日常生活息息相关。CME是日冕大尺度磁场平衡遭到破坏的产物,当这种爆发产生时,往往会伴随着很多观测现象,如莫尔顿波、EIT波、暗区（dimming）以及各型射电暴等。这些伴生现象在很大程度上丰富了日冕物质抛射的研究内容,对它们的研究为我们更全面、更深入地理解日冕物质抛射提供了很好的切入点。在对CME的研究过程中,人们一直对CME的一些伴生现象抱有极大的兴趣,因为对它们的了解为我们最终完整地理解CME提供了很多线索。本文利用目前被天文领域广泛应用的ZEUS程序,从数值模拟的角度对CME的一些伴生现象,主要是针对莫尔顿波、EIT波以及暗区,做了进一步的研究与探讨。我们在两种不同密度分布的背景场中,对上述伴生现象,做了较系统和深入的数值研究。在研究莫尔顿波和EIT波的过程中,我们从另外一个角度,即速度的散度和速度的旋度对它们分别做了多方位的数值实验。我们发现在两种不同的背景场中,当磁绳以足够快的运动速度积压前方的气体和磁场并使得相关扰动的传播速度最终超过当地的磁声波速度时,都会在磁绳的顶部形成一个弓激波,并且紧贴着磁绳的上部产生一个慢激波,以及在磁绳的两个侧后方的速度漩涡。随着演化时间不断地向前推进,所有这些扰动都逐渐地向外传播。快模激波和慢激波及速度漩涡传播的高度层次不同,快模波传播到达了日面,而慢模波及速度漩涡的传播则只能到达日面以上日冕当中的某个层次。另外,我们还对它们的速度大小以及当地的阿尔芬速度大小做了进一步的研究。通过这些数值结果,我们认为:快模波（即上面提到的弓激波）传播到色球层时,就会产生莫尔顿波,而慢模波及速度漩涡的相互耦合对应于日冕中的EIT波,并且弓激波也是产生Ⅱ型射电暴的源。同时,在我们的模拟结果中还发现在CME上升时,还伴有暗区出现,通过我们进一步的模拟证实了暗区是由于密度的损失引起的。另外,我们还数值研究了,在不同密度分布的背景场中,磁通量绳的动力学演化过程。并对这两种情况下的磁通量绳动力学演化过程做了进一步的比较和分析。而且把我们所取得的数值结果与已有的理论结果做了比较。在本文的最后,我们对曾经调研的另一个天体物理磁流体动力学程序（CANS:Coordinated Astronomical Numerical Software）中所涉及的一个算法做了进一步的考察,并对其基本形式的算法做了修正和数值实验,得到了较理想的结果。
二、太阳线性无力场评注和快速傅氏分析法的应用（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、太阳线性无力场评注和快速傅氏分析法的应用（论文提纲范文）
（1）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 |
（2）太阳风中磁流体波动研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 符号列表 |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 日冕物质抛射 |
| 1.2 流相互作用区 |
| 1.3 阿尔芬波 |
| 1.4 数据处理方法 |
| 1.4.1 deHoffman-Teller(HT)Frame |
| 1.4.2 最小变量分析法(Minimum Variance Analysis) |
| 1.4.3 Walén关系 |
| 1.4.4 LMN重联坐标系 |
| 1.5 观测卫星简要介绍 |
| 第2章 ICME中阿尔芬扰动的统计研究 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 事例 |
| 2.3 分析 |
| 2.4 结论 |
| 第3章 磁云中扭转阿尔芬波的可能性观测证据 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 观测与分析 |
| 3.3 讨论 |
| 第4章 小尺度磁绳中扭转阿尔芬波研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 观测与分析 |
| 4.3 讨论 |
| 第5章 邻近SIR在1AU处相互作用融合 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 观测与分析 |
| 5.3 讨论 |
| 第6章 多卫星观测:磁云内存在单向与双向阿尔芬波 |
| 6.1 引言 |
| 6.2 数据 |
| 6.3 观测与分析 |
| 6.3.1 CME1/MC1:2013/11/700:00:06 |
| 6.3.2 CME2/MC2:2011/10/2210:24:05 |
| 6.4 讨论 |
| 第7章 总结与展望 |
| 7.1 全文总结 |
| 7.2 火星弓激波与太阳风中向阳传播的阿尔芬波关系 |
| 附录A 速度分布函数的测量 |
| 参考文献 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
| 致谢 |
（3）日冕磁场的全球有力场外推方法和日珥动力学观测（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 太阳大气磁场及其观测技术和重构方法概述 |
| 1.1 太阳大气磁场概述 |
| 1.1.1 光球层 |
| 1.1.2 色球层 |
| 1.1.3 日冕 |
| 1.2 太阳大气磁场观测技术 |
| 1.2.1 光球磁场观测技术 |
| 1.2.2 色球磁场观测技术 |
| 1.2.3 日冕磁场观测技术 |
| 1.3 磁场重构方法 |
| 1.3.1 势场外推方法 |
| 1.3.2 无力场外推方法 |
| 1.3.3 磁静力学模型 |
| 1.3.4 磁流体力学模拟 |
| 第二章 日珥的观测特征及模型 |
| 2.1 日珥的观测历史 |
| 2.2 日珥的主要观测特征 |
| 2.2.1 日珥分类和暗条手性 |
| 2.2.2 日珥的辐射特性 |
| 2.2.3 日珥的动力学特性 |
| 2.2.4 日冕暗腔与Horn结构 |
| 2.3 日珥物理模型 |
| 2.3.1 日珥磁场结构及其形成模型 |
| 2.3.2 日珥振动模型 |
| 第三章 日冕磁场的全球有力场外推方法 |
| 3.1 前言 |
| 3.2 NFFF外推方法 |
| 3.2.1 NFFF的磁场模型 |
| 3.2.2 快速线性无力场外推方法 |
| 3.2.3 分解底边界条件的迭代方法 |
| 3.3 MHS解析解测试 |
| 3.3.1 构造参考解 |
| 3.3.2 计算外推解 |
| 3.3.3 外推解与参考解的比较 |
| 3.4 总结和讨论 |
| 3.5 附录 |
| 第四章 日珥-Horn结构的动力学观测研究 |
| 4.1 前言 |
| 4.2 观测数据和事件概览 |
| 4.3 主要结果 |
| 4.4 总结和讨论 |
| 第五章 总结和展望 |
| 5.1 全球日冕磁场的有力场外推方法 |
| 5.2 日珥-Horn结构的动力学观测 |
| 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）GNSS地震形变反演及其与对流层电离层关系研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 研究背景与意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.2.1 国外研究现状 |
| 1.2.2 国内研究现状 |
| 1.3 研究内容 |
| 1.4 本文结构安排 |
| 1.5 本章小结 |
| 第2章 GNSS数据处理理论 |
| 2.1 GNSS观测方程 |
| 2.2 GNSS主要误差源 |
| 2.2.1 与接收机和测站有关的误差 |
| 2.2.2 与卫星有关的误差 |
| 2.2.3 与信号传播有关的误差 |
| 2.3 单频PPP原理 |
| 2.4 相对定位原理 |
| 2.4.1 差分动态定位原理 |
| 2.4.2 载波相位观测值组合方式 |
| 2.5 本章小结 |
| 第3章 GNSS地震监测原理 |
| 3.1 地震位移序列提取理论 |
| 3.1.1 TRACK模块简介 |
| 3.1.2 TRACK模块解算原理 |
| 3.1.3 TRACK的坐标系统 |
| 3.2 GNSS地震位移反演方法 |
| 3.2.1 共模误差 |
| 3.2.2 PCA空间滤波 |
| 3.2.3 位移序列谱分析 |
| 3.3 地震与大气相关性分析 |
| 3.3.1 地震与对流层相关性 |
| 3.3.2 地震与电离层相关性 |
| 3.4 本章小结 |
| 第4章 实验数据分析 |
| 4.1 日本地震实例与结果分析 |
| 4.1.1 地震数据描述 |
| 4.1.2 同震形变计算 |
| 4.1.3 对流层与同震形变相关性 |
| 4.1.4 电离层与地震的相关性 |
| 4.2 雅安地震实例与结果分析 |
| 4.2.1 地震数据描述 |
| 4.2.2 同震形变计算 |
| 4.2.3 对流层与同震形变相关性 |
| 4.2.4 电离层与地震的相关性 |
| 4.3 本章小结 |
| 第5章 总结与展望 |
| 5.1 总结 |
| 5.2 展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录 |
（5）地球磁层顶通量传输事件的轴向研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 FTE的形成机制 |
| 1.1.1 重联通量管模型 |
| 1.1.2 多X线重联模型 |
| 1.1.3 单X线重联模型 |
| 1.2 FTE的产生位置 |
| 1.3 FTE的运动模型 |
| 1.3.1 Cowley和Owen (1989)模型 |
| 1.3.2 Cooling et al. (2001)模型 |
| 1.3.3 Sibeck和Lin (2010, 2011)模型 |
| 1.4 确定FTE轴向的方法 |
| 1.4.1 磁场最小方差分析法 |
| 1.4.2 基于法拉第定律的方法 |
| 1.4.3 Cluster多点分析方法 |
| 1.4.4 遥测分析 |
| 1.4.5 Grad-Shafranov方法 |
| 1.4.6 通量管模型拟合方法 |
| 1.4.7 基于圆柱对称的方法 |
| 1.5 本章小结及论文研究内容介绍 |
| 第二章 基于左右对称性的FTE轴向多点分析方法 |
| 2.1 假设 |
| 2.2 分析 |
| 2.3 步骤 |
| 2.4 模型测试 |
| 2.5 实际应用 |
| 2.5.1 FTE1 |
| 2.5.2 FTE2 |
| 2.5.3 FTE3 |
| 2.5.4 FTE4 |
| 2.5.5 FTE5 |
| 2.6 本章讨论及总结 |
| 本章附录：改进的MBACS |
| 第三章 FTE的经验重构法 |
| 3.1 经验重构法 |
| 3.2 THEMIS事件：2007 年5月 20 日 |
| 3.2.1 卫星观测 |
| 3.2.2 FTE运动速度 |
| 3.2.3 FTE轴向 |
| 3.2.4 经验重构 |
| 3.3 Cluster事件：2003 年1月 10 日 |
| 3.3.1 卫星观测 |
| 3.3.2 FTE运动速度 |
| 3.3.3 FTE轴向 |
| 3.3.4 经验重构 |
| 3.4 本章讨论和总结 |
| 第四章 FTE轴向的统计分析 |
| 4.1 事件集和方法 |
| 4.2 FTE轴向的整体空间分布 |
| 4.3 昏侧低纬FTE的来源 |
| 4.4 FTE的运动速度 |
| 4.5 本章总结和讨论 |
| 第五章 2002年 11 月14日的Cluster事件分析 |
| 5.1 卫星轨道和观测 |
| 5.2 太阳风条件 |
| 5.3 轴向的转变 |
| 5.4 磁场表现 |
| 5.5 GS重构 |
| 5.6 本章总结和讨论 |
| 第六章 2002年11月28日的Cluster事件分析 |
| 6.1 卫星轨道和观测 |
| 6.2 太阳风条件 |
| 6.3 轴向和运动速度 |
| 6.4 与FTE运动模型的比较 |
| 6.5 磁场表现 |
| 6.6 等离子体表现 |
| 6.7 本章总结和讨论 |
| 第七章 总结与展望 |
| 7.1 主要内容和结论 |
| 7.1.1 FTE是什么？ |
| 7.1.2 FTE怎样形成？ |
| 7.1.3 FTE来自何处？ |
| 7.2 未来工作展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 发表文章 |
（6）太阳风加速与日冕加热机制的非线性传输模型研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 研究背景及意义 |
| 1.1.1 问题提出 |
| 1.1.2 研究意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.2.1 国外研究进展 |
| 1.2.2 国内研究现状 |
| 1.3 论文研究主要内容及主要贡献 |
| 1.3.1 研究内容 |
| 1.3.2 论文组织 |
| 参考文献 |
| 第2章 太阳风观测特性研究与分析 |
| 2.1 太阳观测特性研究 |
| 2.1.1 太阳内部结构分析 |
| 2.1.2 太阳大气能量传导研究 |
| 2.1.3 太阳表面活动观测分析 |
| 2.1.4 太阳活动与磁重联现象 |
| 2.2 日冕观测特性研究 |
| 2.2.1 日冕结构特性 |
| 2.2.2 日冕物质抛射（CME） |
| 2.3 太阳风观测特性研究与分析 |
| 2.3.1 太阳风的发现 |
| 2.3.2 太阳风的观测特性数据分析 |
| 2.3.3 太阳风现象的识别及描述 |
| 本章小结 |
| 参考文献 |
| 第3章 日冕加热和太阳风加速理论研究 |
| 3.1 日冕加热理论研究 |
| 3.1.1 声波加热模型研究 |
| 3.1.2 磁流波加热模型研究 |
| 3.1.3 磁场耗散模型研究 |
| 3.1.4 电流耗散加热模型研究 |
| 3.2 日冕传导结构分析 |
| 3.3 日冕磁场推测模型研究 |
| 3.4 太阳风传输模型研究 |
| 3.4.1 太阳风热驱动模型 |
| 3.4.2 磁流体 Alfven 波模型 |
| 3.4.3 湍流耗散模型 |
| 3.4.4 回旋共振模型 |
| 3.4.5 其他模型 |
| 3.5 太阳风速度的理论推测模型 |
| 本章小结 |
| 参考文献 |
| 第4章 太阳风等离子运动机制研究 |
| 4.1 太阳风等离子体运动方程研究 |
| 4.1.1 磁流体方程组 |
| 4.1.2 单粒子轨道运动机制 |
| 4.1.3 粒子模型研究 |
| 4.2 磁流体力学相似参数 |
| 4.3 阿尔文波运动机制研究 |
| 4.3.1 阿尔文波运动机制研究 |
| 4.3.2 压缩阿尔文波运动机制研究 |
| 4.3.3 磁流体波运动机制研究 |
| 4.4 等离子体运动机制研究 |
| 4.4.1 磁流体力学（MHD）方程组分析 |
| 4.4.2 不连续结构分析 |
| 4.4.3 旋转不连续性质 |
| 4.4.4 数值模拟 |
| 本章小结 |
| 参考文献 |
| 第5章 太阳风过渡区加速机制研究 |
| 5.1 目前太阳风加速日冕加热机制优点和不足 |
| 5.2 太阳风非线性加热机制 |
| 5.2.1 非线性加热加速传输模型 |
| 5.2.2 传输方程组 |
| 5.2.3 数值计算方法 |
| 5.2.4 初步计算结果及讨论 |
| 本章小结 |
| 参考文献 |
| 第6章 结束与展望 |
| 6.1 全文总结 |
| 6.2 论文创新点 |
| 6.3 研究展望 |
| 攻读学位期间取得学术成果 |
（7）多源遥感数据综合月表物质信息提取方法与应用研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 选题背景及研究意义 |
| 1.1.1 选题背景 |
| 1.1.2 研究意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.2.1 国内外月球探测活动 |
| 1.2.2 月球表面探测的主要遥感数据 |
| 1.2.3 高光谱遥感技术发展现状 |
| 1.2.4 月球表面物质信息提取技术的发展现状 |
| 1.3 研究内容及创新点 |
| 1.3.1 论文研究内容 |
| 1.3.2 技术路线 |
| 1.3.3 论文创新点 |
| 1.3.4 论文章节 |
| 1.4 本章小结 |
| 第2章 月表物质光谱机理与特性分析 |
| 2.1 月表物质光谱生成机理 |
| 2.2 月球主要矿物及其反射光谱特性 |
| 2.2.1 辉石 |
| 2.2.2 斜长石 |
| 2.2.3 橄榄石 |
| 2.2.4 钛铁矿 |
| 2.2.5 尖晶石 |
| 2.2.6 其他 |
| 2.3 月球主要岩石及其反射光谱特性 |
| 2.3.1 月海玄武岩 |
| 2.3.2 高地岩石 |
| 2.3.3 克里普岩 |
| 2.3.4 角砾岩 |
| 2.4 本章小结 |
| 第3章 月表物质光谱响应影响因素分析 |
| 3.1 月球光谱特征信息 |
| 3.2 月表物质光谱响应影响因素 |
| 3.2.1 月表物质理化组分的影响 |
| 3.2.2 月壤粒度的影响 |
| 3.2.3 太空风化的影响 |
| 3.2.4 月球表面热环境的影响 |
| 3.3 构建光谱响应影响因子综合评价指标体系 |
| 3.3.1 指标体系构建原则与方法 |
| 3.3.2 层次结构综合评价指标体系的建立 |
| 3.4 光谱参数定义 |
| 3.5 月壤成熟度及其指标 |
| 3.6 本章小结 |
| 第4章 月球遥感数据预处理技术 |
| 4.1 数据介绍 |
| 4.1.1 Clementine UV-VIS和NIR数据 |
| 4.1.2 MI数据 |
| 4.1.3 IIM数据 |
| 4.1.4 M3数据 |
| 4.2 IIM数据噪声评估 |
| 4.3 数据预处理 |
| 4.3.1 坏点检测及修复 |
| 4.3.2 坏线检测及修复 |
| 4.3.3 条带去除 |
| 4.3.4 光谱平滑 |
| 4.4 光度校正 |
| 4.4.1 布朗大学经验公式 |
| 4.4.2 McEwen的方法 |
| 4.4.3 Kreslavsky等关于光度模型的工作 |
| 4.5 反射率反演 |
| 4.5.1 经验线性法 |
| 4.5.2 平场域法 |
| 4.5.3 内部平均法 |
| 4.5.4 对数残差法 |
| 4.5.5 月球遥感数据反射率反演实验 |
| 4.6 本章小结 |
| 第5章 月表光谱特征选择与提取 |
| 5.1 光谱特征选择 |
| 5.1.1 包络线去除 |
| 5.1.2 光谱数据微分技术 |
| 5.2 光谱特征提取 |
| 5.2.1 主成分变换 |
| 5.2.2 最小噪声分离 |
| 5.2.3 独立成分分析 |
| 5.2.4 基于光谱重排的特征提取 |
| 5.3 基于小波分析的光谱特征提取 |
| 5.3.1 小波变换 |
| 5.3.2 小波分析特征提取实验 |
| 5.3.3 最佳分解尺度选择 |
| 5.4 本章小结 |
| 第6章 月表物质信息提取方法研究与应用 |
| 6.1 基于特征波段的月表物质反演 |
| 6.1.1 波段比值法 |
| 6.1.2 基于月表物质元素统计的方法 |
| 6.1.3 多特征谱段的物质含量反演 |
| 6.1.4 基于IIM数据月表TiO_2含量反演 |
| 6.2 基于光谱特征匹配的信息提取 |
| 6.2.1 基于光谱间最小距离的匹配方法 |
| 6.2.2 基于编码的匹配方法 |
| 6.2.3 基于光谱相似性分析方法 |
| 6.2.4 基于诊断光谱特征为基础的局部光谱匹配 |
| 6.2.5 基于包络线去除的图像分类 |
| 6.2.6 光谱匹配实验 |
| 6.3 混合像元的光谱分解技术 |
| 6.3.1 混合光谱模型的物理基础 |
| 6.3.2 数据降维 |
| 6.3.3 端元提取 |
| 6.3.4 混合像元光谱分解模型 |
| 6.4 基于目标探测算法的信息提取 |
| 6.5 本章小结 |
| 第7章 数字月球信息共享服务平台 |
| 7.1 数字月球平台的理论基础 |
| 7.2 构建月球信息共享服务平台应用 |
| 7.3 本章小结 |
| 结论 |
| 1. 主要工作和成果 |
| 2. 存在问题与展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间取得学术成果 |
（8）SEP事件与连续爆发的“twin-CME”的关系研究（论文提纲范文）
| 目录 |
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 前言 |
| 1.1 空间天气学概述 |
| 1.2 太阳活动 |
| 1.2.1 太阳耀斑 |
| 1.2.2 日冕物质抛射 |
| 1.2.3 太阳高能粒子 |
| 1.3 SEP与CME关系的研究现状 |
| 1.4 问题的提出 |
| 1.5 本文主要研究内容及章节安排 |
| 参考文献 |
| 第2章 “TWIN-CME”模型 |
| 2.1 太阳高能粒子的加速与传播 |
| 2.1.1 太阳高能粒子传播理论 |
| 2.1.2 扩散激波加速理论 |
| 2.2 “TWIN-CME”模型 |
| 参考文献 |
| 第3章 “TWIN-CME”典型观测事例分析 |
| 3.1 太阳高能粒子事件 |
| 3.2 相对论能量粒子事件 |
| 3.3 小结 |
| 参考文献 |
| 第4章 第23太阳活动周SEP事件统计分析 |
| 4.1 数据来源 |
| 4.2 数据分析 |
| 4.2.1 大SEP事件(第Ⅰ、Ⅱ组) |
| 4.2.2 第1组中的先行CME |
| 4.2.3 没有产生SEP事件的“twin-CME”(第Ⅲ组) |
| 4.2.4 没有产生SEP事件的单个快速CME(第Ⅳ组) |
| 4.3 统计分析 |
| 4.4 结果及讨论 |
| 参考文献 |
| 附表 |
| 第5章 太阳高能粒子事件的相关影响因素分析 |
| 5.1 “TWIN-CME”时间阈值的讨论 |
| 5.2 起始逃逸高度 |
| 5.3 Ⅱ型射电暴相关讨论 |
| 5.4 相对经度的影响 |
| 5.5 小结 |
| 参考文献 |
| 第6章 结论与展望 |
| 6.1 主要研究结果 |
| 6.2 论文的创新点 |
| 6.3 未来的研究展望 |
| 博士期间发表论文 |
| 致谢 |
| 作者简介 |
（9）背景太阳风的三维数值模拟研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 表格 |
| 插图 |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 太阳 |
| 1.1.1 太阳内部 |
| 1.1.2 太阳大气 |
| 1.1.3 宁静太阳和太阳活动 |
| 1.2 太阳日冕 |
| 1.2.1 日冕结构 |
| 1.2.2 日冕密度、温度和磁场 |
| 1.2.3 日冕太阳周变化 |
| 1.2.4 日冕物质抛射 |
| 1.3 太阳风 |
| 1.3.1 太阳风的发现 |
| 1.3.2 太阳风主要的观测特性 |
| 1.3.3 行星际磁场 |
| 1.3.4 行星际扰动 |
| 1.4 日球层 |
| 第二章 日冕－行星际三维数值研究进展 |
| 2.1 MHD方程组 |
| 2.1.1 理想MHD方程组 |
| 2.1.2 MHD波和激波 |
| 2.2 日冕－行星际数值研究中常用数值算法 |
| 2.2.1 有限差分算法 |
| 2.2.2 有限体积算法 |
| 2.2.3 其它算法 |
| 2.3 背景太阳风和CME数值研究现状 |
| 2.4 日冕－行星际数值模式中存在的主要问题 |
| 2.4.1 物理方面 |
| 2.4.2 数值方面 |
| 第三章 基于6片网格的SIP-CESE MHD模型 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 模型物理描述 |
| 3.2.1 控制方程 |
| 3.2.2 加热方法 |
| 3.3 网格系统 |
| 3.3.1 6片网格 |
| 3.3.2 片与片之间的矢量变换 |
| 3.4 对原SIP-CESE MHD模型的改进 |
| 3.4.1 库郎数不敏感（CNIS）方法 |
| 3.4.2 多步时间法 |
| 3.4.3 多重网格法消去磁场散度 |
| 3.4.4 牛顿迭代 |
| 3.5 边界条件和初始条件 |
| 3.6 编程实现 |
| 3.7 模式检验 |
| 3.7.1 模拟卡林顿周1911背景太阳风数值结果 |
| 3.8 结论 |
| 第四章 基于SIP-CESE模型验证和比较三种加热方法 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 模型描述 |
| 4.2.1 阿尔芬波加热 |
| 4.2.2 湍动加热方法 |
| 4.2.3 体积加热方法 |
| 4.3 数值结果 |
| 4.4 结论 |
| 第五章 基于SIP-CESE模型模拟异常的2008极小期 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 MHD模型和初始输入 |
| 5.3 数值结果 |
| 5.3.1 以观测的光球磁场作为输入 |
| 5.3.2 以增强的光球磁场作为输入 |
| 5.4 结论 |
| 第六章 6片网格下的SIP-CESE 模型自适应实现 |
| 6.1 引言 |
| 6.2 SIP-CESE模型自适应实现 |
| 6.2.1 控制方程 |
| 6.2.2 网格系统 |
| 6.2.3 曲线坐标下的CESE算法 |
| 6.2.4 加密放粗准则和时间迭代 |
| 6.2.5 边界条件和初始输入 |
| 6.3 模型验证 |
| 6.3.1 太阳附近的计算结果 |
| 6.3.2 1AU附近的计算结果 |
| 6.4 总结和讨论 |
| 第七章 总结与展望 |
| 7.1 主要工作结果 |
| 7.2 未来工作展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（10）日冕物质抛射伴生现象的数值研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 目录 |
| 第一章 数值模拟简述以及磁流体力学方程组基本概述 |
| 1.1 数值模拟简述 |
| 1.2 磁流体基本方程组概述 |
| 第二章 CME基本概述 |
| 2.1 CME的观测特征以及统计特征 |
| 2.1.1 CME的形态和结构 |
| 2.1.2 CME的平均质量和能量 |
| 2.1.3 CME的速度 |
| 2.1.4 CME的加速度 |
| 2.1.5 CME的角宽度 |
| 2.1.6 CME的纬度分布 |
| 2.1.7 CME的发生率 |
| 2.2 与CME相关的太阳爆发现象 |
| 2.2.1 CME与耀斑及耀斑理论模型 |
| 2.2.2 CME与爆发日珥 |
| 2.3 CME的伴生现象 |
| 2.3.1 莫尔顿波 |
| 2.3.2 EIT波 |
| 2.3.3 Dimming(暗区) |
| 2.3.4 太阳射电爆发现象 |
| 2.4 主要太阳爆发模型简介 |
| 2.4.1 非无力场模型 |
| 2.4.2 理想MHD模型 |
| 2.4.3 耗散MHD模型和混合模型 |
| 第三章 ZEUS-2D程序 |
| 3.1 基本求解方法 |
| 3.2 网格划分 |
| 3.3 具体数值算法 |
| 3.4 算法的稳定性和精确性 |
| 第四章 均匀大气中CME伴生现象的数值研究 |
| 4.1 研究背景介绍 |
| 4.2 公式及计算工具简介 |
| 4.3 计算结果 |
| 4.4 讨论和总结 |
| 第五章 等温大气中CME伴生现象的数值研究 |
| 5.1 研究背景介绍 |
| 5.2 计算涉及公式及背景场处理方法 |
| 5.3 计算结果 |
| 5.4 讨论和总结 |
| 第六章 预条件AOR迭代算法 |
| 6.1 研究背景介绍 |
| 6.2 一类新预条件AOR迭代方法 |
| 6.2.1 计算结果 |
| 6.2.2 数值例子 |
| 第七章 展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章 |
| 致谢 |
四、太阳线性无力场评注和快速傅氏分析法的应用（论文参考文献）
- [1]太阳射电爆发的系统研究[D]. 王璐. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [2]太阳风中磁流体波动研究[D]. 王泽浩. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2019(07)
- [3]日冕磁场的全球有力场外推方法和日珥动力学观测[D]. 王冰. 山东大学, 2019(09)
- [4]GNSS地震形变反演及其与对流层电离层关系研究[D]. 吕洁. 中国地质大学(北京), 2019(02)
- [5]地球磁层顶通量传输事件的轴向研究[D]. 李照宇. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2017(09)
- [6]太阳风加速与日冕加热机制的非线性传输模型研究[D]. 黄伟. 成都理工大学, 2014(04)
- [7]多源遥感数据综合月表物质信息提取方法与应用研究[D]. 罗慧芬. 成都理工大学, 2013(04)
- [8]SEP事件与连续爆发的“twin-CME”的关系研究[D]. 丁留贯. 南京信息工程大学, 2013(01)
- [9]背景太阳风的三维数值模拟研究[D]. 杨利平. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2011(03)
- [10]日冕物质抛射伴生现象的数值研究[D]. 汪红娟. 中国科学院研究生院（云南天文台）, 2009(11)