一、一个包含多重源扩展拱类型的太阳射电运动Ⅳ型爆发（论文文献综述）
蔡祯茂[1]（2021）在《束缚环形耀斑的能量分配》文中认为耀斑是太阳上主要的爆发活动,在短时间内可以释放大量能量,通过有无伴随日冕物质抛射可以分为爆发耀斑和束缚耀斑。耀斑爆发的物理过程相当复杂,在此期间各种能量相互转换,各种作用力相互影响,所以要想得到完美解释耀斑爆发的物理模型是极其困难的。通过计算耀斑在爆发期间的能量分配,不仅可以对耀斑模型给出一定的参数限制,而且对磁重联等物理概念的验证以及空间天气的研究也有着重要意义。关于爆发耀斑能量分配的研究已经有很多,但是对于束缚耀斑能量分配的研究依然很少,所以本论文对束缚耀斑的能量分配做进一步的计算和探究。我们选取了四个位于日面中心附近的束缚环形耀斑（CRFs）,其中两个为M级,两个为C级,分别爆发于2012年5月10日,2013年11月7日,2013年12月29日以及2014年3月5日。利用SDO,GOES以及RHESSI的观测数据,我们计算了每个耀斑的各种能量成分,其中包括1-8 A,1-70 A,70-370 A的辐射能,热等离子体的总辐射损耗,峰值热能,加速电子的非热能以及磁场自由能。计算结果表明四个耀斑在1-70 A的辐射能要比70-370 A大很多,而且非热能比峰值热能以及辐射损失的总和还要多,这说明非热能是可以满足耀斑期间的整个热耗散所需（峰值热能以及辐射损失）。计算结果也表明耀斑爆发前存储的磁场自由能比其他能量成分更大,而且基本上所有能量成分的值都和耀斑等级呈正相关,说明等级越高的耀斑存储和释放的能量越大。通过计算四个CRFs非热能与磁场自由能的比值Enth/Emag,与之前关于爆发耀斑的研究相比较发现该值（0.70-0.76）更大,这或许可以作为区别爆发耀斑和束缚耀斑的判定条件。
李传洋[2]（2020）在《太阳射电爆发物理过程研究》文中认为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。
张莹[3]（2009）在《行星际扰动与对地效应的统计分析和模式研究》文中进行了进一步梳理太阳瞬变活动如太阳耀斑、日冕物质抛射（CME）和射电爆发等,以及冕洞太阳风高速流是空间天气的主要驱动源,是造成行星际扰动及相应地磁扰动的主要原因,对日地空间环境具有举足轻重的影响。本文借助数值模拟和统计分析相结合的方法,对太阳活动、行星际扰动和相应地磁扰动的相关性及相关的预报方法进行了研究。利用Hakamada-Akasofu-Fry（HAF）太阳风模型,通过比较有无爆发事件发生时的模拟结果,首次区分了第23太阳周（1996～2005）的三种行星际结构:“纯”-共转相互作用区（CIR）,CIR与行星际日冕物质抛射（ICME）的相互作用结构和“纯”-ICME。在此基础上对CIR的重现型地磁活动;CIR与激波、磁暴的关系进行了统计性分析,其结果如下:（1）在第23太阳活动周共识别了157个CIR事件,大部分事件发生在下降相。（2）引入相邻卡林顿周的Kp指数的相关系数（ CCKCCR ）来反映地磁活动的重现性程度。CCKCCR的最大值出现在太阳活动下降相,表明重现型地磁活动在这个时期占主导地位。通过分析冕洞的纬度和CCKCCR的关系,可以看出CIR在重现型地磁活动的重要作用。（3）在1AU处,41%的CIR可以形成激波,且多为前向激波,其原因可能是:相对于背景太阳风,前向激波是远离太阳,向西且向赤道传播的,而后向激波是靠近太阳,向东且向极区传播的,因而在1AU处黄道面附近的Wind,ACE卫星观测到更多的是前向激波。（4）CIR引发的磁暴与激波没有必然联系,仅有44%与激波相伴随。（5）当Dst指数大于-100 nT时,CIR引起的磁暴的Dst指数与行星际磁场Bz,晨昏电场Ey,和太阳风-磁能耦合函数（ε）具有较好的线性相关关系。（6）由于地球和太阳相对位置的变化,CIR的地磁活动具有明显的季节效应,在二分点（春分和秋分）附近最强。这些统计结果,可以为CIR地球物理效应的中长期预报提供重要参考。建立了一种预报激波到达时间的数据库新方法。基于HAFv.1模式,利用大量虚拟事件建立一个激波渡越时间数据库,该数据库包括:虚拟事件的源位置,初始激波速度,发生年份以及其对应的渡越时间。只要输入太阳观测事件的源位置,初始激波速度和与第23太阳周相应的发生年份,就可以在数据库中迅速查找到该事件所对应的激波到达时间。对于1997年2月到2002年8月间的130个历史激波事件的预报试验表明数据库方法的预报能力并不亚于STOA、ISPM、HAFv.2模型,从而显示了该模型在空间天气实时预报中所具有的潜力。另外,由于太阳活动的周期性,我们选取了23个其他太阳活动周的事件,尝试用该数据库进行预报,也得到了较好的预报结果。这表明,该数据库方法可能也适用于其他太阳周。然而,该数据库方法也有它的不足之处,如没有考虑源表面磁场的短期变化,致使大尺度日球电流片位形以及背景太阳风结构等都有所偏差,使得该方法的预报结果存在一定误差。另外,为了简单起见,该数据库方法向其它太阳周的拓展也没有得到较好的太阳活动周的相位对应。这些因素将会在未来的工作中考虑。目前的工作旨在提供一种可以迅速预报激波到达时间的新方法。给出预报行星际激波到达时间的两种一维数值模型:一种是基于一维流体方程,采用Roe格式建立起来的激波扰动的传播模型（称之为1D-HD模型）;另一种是采用时空守恒元和解元（ CE/SE ）方法建立起来的一维磁流体（MHD ）激波传播模型（称之为1D-MHD（CE/SE）模型）。选取了一定的激波样本事件,对激波到达地球轨道附近的传播时间进行了预测,并将预报结果与STOA,ISPM,HAFv.2以及SPM模型所得结果进行了比较。结果表明,这两种模型的预报精度与其它模型相比基本相当。表明这两种模型在空间天气的激波到达时间的预报方面有潜在的应用价值。这两个模型虽然是简单的一维数值模型,但却可以达到迅速预报激波到达时间的目的,而且可以通过进一步的改进,期望可以对激波能否到达1AU及地球轨道给出判断。
左平兵[4]（2008）在《太阳风中中小尺度结构的观测研究》文中指出本文对太阳风中的慢激波观测、磁云边界层的磁层响应以及磁云边界层中朗缪尔波活动现象三个方面作了初步观测研究,主要研究结果如下:1.历史上太阳风中慢激波的观测非常少,利用WIND飞船的高分辨率磁场和粒子观测数据,我们严格证认了一例典型的慢激波事件,该慢激波正好位于某磁云边界层的前边界.该事件也是文献上首次和磁云相关的慢激波事件的报道.在证认慢激波事件过程中,我们提出一种新的基于Rankine–Hugoniot解的激波法向自洽确定方法.基于此方法确定激波法向,并且与其它方法如磁场共面法、最小方差法作比较,我们发现此方法确定的激波法向更准确.随后我们又证认了一例罕见的双间断事件,该双间断事件也位于某磁云边界层的前边界.通过WIND飞船和Geotail飞船在磁层外的联合观测发现该双间断是不稳定的,这与前人报道的双间断事件不同.2.综合考察了磁云边界层穿越磁层时磁层各区域的响应.首先我们统计分析了WIND飞船1995–2006年探测的35例磁云前边界层和磁层亚暴的相关性问题,发现“SF”型边界层与亚暴有很好的相关性,是触发亚暴的重要行星际源.边界层触发亚暴的必要条件是紧邻鞘区有持续南向磁场.随后我们全面分析了WIND飞船2004年11月9日探测的磁云边界层引起的磁层活动.该磁云边界层本身持续较强南向磁场驱动了一个强磁暴.相对于紧邻鞘区和磁云本体,磁云边界层是一个动压增强区.此边界层把磁层压缩至一个很小区域,甚至地球同步轨道向阳侧的多颗卫星穿越磁层顶,以致很长时间内直接暴露在太阳风中,构成极端空间天气条件.磁云边界层内部磁场等离子体结构触发了一个典型亚暴.另外,磁云边界层前边界是一个快速强动压脉冲结构,此动压脉冲结构会引起磁层电场、磁场、电流、电流层对流以及高能粒子全面的响应.对我们分析的35例磁云前边界层,57%的前边界为快速强动压脉冲增强结构,这些响应是边界层前边界压缩磁层引起磁层扰动的共性.最后根据Shue（1998）磁层顶模型,我们计算了磁云边界层穿越磁层时对磁层的普遍压缩作用.磁云边界层强动压区会使磁层顶被压缩至非常靠近地球的位置.而在我们考察的34个边界层事件（35个样本里面其中一个缺少等离子体观测数据）中,有21个事件（62%）对应的由于磁层顶的被压缩使日下点位置距地心的最小距离r0min≤8.0 RE.另外结合GOES卫星的观测和Shue（1998）模型,发现有8个事件（占总样本的24%）对应的向阳面磁层顶被压缩至地球同步轨道以内,可能导致灾害性空间天气事件的发生,所以须引起足够的重视.磁云边界层相对于鞘区和磁云本体,对磁层的压缩能力更强.3.对磁云边界层内朗缪尔波动作了初步分析,发现两类磁云边界层内特有的朗缪尔波活动现象:一类是相对于邻近鞘区和磁云本体,整个边界层内朗缪尔波活动增强;另一类是短时间的朗缪尔波爆发现象,同时伴随着宽频带的离子声波活动.随后我们考察了其中一例朗缪尔波爆发的事件对应的高分辨率电子分布函数数据,发现速度约为7×103 km/s的高能电子束流形成尾峰分布不稳定性导致了朗缪尔波的爆发.
谢瑞祥,郝龙飞,颜毅华,许春,刘玉英,施硕彪,李维华[5]（2006）在《2个二次触发型太阳耀斑的射电时间轮廓及其日冕磁结构》文中指出利用国家天文台（北京和昆明）的射电频谱仪（频段为0.657.6 GHz）和相关的NoRH/17GHz射电以及TRACE/171 EUV和Yohkoh/SXT的观测资料,分析了2001/04/10和10/19的2个共生精细时间结构的稀有事件,这2个事件的射电爆发时间轮廓和观测特征相似,通过这2个事件的微波（17GHz）偏振观测资料的比较,发现这2个射电爆发均由包含多重（4极）磁结构的复杂活动区引起,特别指出这2个耀斑最后都导致了耀斑后相的分米波射电爆发（第二次触发耀斑）,这可能是后环引起的射电爆发。它们都分别对应于双极磁位形,表明这两次触发耀斑是由相似的耀斑模型产生。2个分米波爆发可能是相似（homologous）耀斑的射电表现,可以推测这两次耀斑的驱动器可能皆是磁流浮现或对消（因为源区有新的单或双极出现或消失）,而它们的触发器皆是由双极反向Y型位形（具有一个双极拱的单磁流系统）的磁重联,耀斑后环的演化是导致耀斑后相分米波射电爆发的必要条件。我们认为,这双带耀斑对应的宽带射电爆发辐射机制是回旋同步加速辐射过程,而耀斑后相的窄带分米波爆发的辐射机制是等离子体辐射过程。
谢瑞祥,汪敏,段长春,颜毅华[6]（2002）在《1998年9月23日复杂太阳爆发射电联合观测的初步分析》文中进行了进一步梳理利用北京天文台1998.09.23日1—2 GHz和2.6-3.8 GHz频谱仪观测到的一个III—IV型复杂大爆发,结合俄罗斯SSRT和德国分米-米波动态频谱仪的观测资料,进行了初步的比对分析,拓展了关于日冕电子加速和日冕磁结构方面的一些研究内容.简单地注释了一些可研究的现象和运动IV型爆发及多重脉动的辐射机制.
谢瑞祥,汪敏,段长春,颜毅华,R. A. Sych,A. T. Altyntsev[7]（2001）在《一个包含多重源扩展拱类型的太阳射电运动Ⅳ型爆发》文中研究说明利用中国国家天文台（NAOC）高时间分辨率射电宽带频谱仪观测到了一个复杂的太阳射电运动Ⅳ型爆发,通过与俄罗斯西伯利亚太阳射电望远镜（SSRT）高空间分辨率观测资料的对照,发现这是一个稀少类型扩展拱引起的射电运动Ⅳ型爆发,并发现射电源空间结构的振荡和移动可能与射电辐射时间结构的脉动有关.此外,该爆发还伴生射电多重长周期脉动现象,这意味着在一个大的扩展拱中,包含多个不同尺度的磁结构.该Ⅳ型爆发是归因于扩展拱中捕获的高能电子的同步加速辐射,而多重准周期脉动则是归因于等离子体谐波辐射.
汪敏[8]（2001）在《太阳射电精细结构高时间高频率分辨率观测研究》文中指出本文对太阳射电精细结构这一领域进行了较为详尽深入的调研，发现由于观测仪器技术指标（时间、频率、频率覆盖、偏振、灵敏度等）相对不高，有很多的精细结构，在时间上、在频率上并没有被完全分解开来，或是没有被检测到。对FFS的研究，还处于发现—认识—逐步深化的阶段。观测资料还很单薄。在微波高端（厘米波段），精细结构的观测资料更是很少。另外，对FFS也只是有一个侧重频谱形态的分类。 本文利用我国的“太阳射电宽带快速频谱仪”的观测资料，几年来，对微波频段的射电快速精细结构进行了较为深入的研究。主要研究结果有：发现了弱偏振微波尖峰辐射中两个偏振分量之间的时间延迟和偏振反转现象；首次发现了微波（短分米波段）高偏振U型爆发并给出解释；首次发现了厘米波N型和M型爆发并给出解释；首次发现了高偏振微波斑点并给出解释；首次利用甚高频率分辨率频谱仪，通过对大样本的分米波尖峰辐射的统计，给出了更为可靠的、更小的相对带宽的下限；结合高空间分辨率的观测资料，对运动Ⅳ型爆发及其伴生的精细结构作了探讨；对双向电子束的起源及其加速位置进行了研究。
谢瑞祥,汪敏[9]（2000）在《太阳射电IV型爆发及伴随现象与白光耀斑的关系》文中进行了进一步梳理通过1991年6月6日共生太阳白光耀斑（WLF）的射电运动IV型爆发及其伴随现象（包括耀斑后环、爆发衰减相的射电脉动、多波段射电辐射和太阳物质抛射等）观测资料的分析，定性地探讨了WLF的起源、加热机制和发射地点的问题．假设了WLF和射电运动IV型射电爆发可能有共同起源的低日冕电子加速区，讨论了WLF的能量传输可能是通过二步加速过程，即来自低日冕的非热电子沉降能量于色球层，产生色球层的压缩波或向下的辐射场进而使上光球层温度增加导致WLF此外，提出WLF可能会伴有耀斑后环和射电精细结构的对应物．
王家龙[10]（1994）在《太阳耀斑的分类》文中研究表明太阳耀斑分类工作的进展反映了太阳耀斑观测研究与理论研究的进展。本文首先综述耀斑的分类，对近年提出的种种分类作评述，讨论这些分类的观测基础。然后，基于最近两个太阳周的观测工作，提出一种新的多能段太阳耀斑分类方法。按照耀斑在光学、X射线以及射电波段的观测表象，把耀斑较完整地分为8类。
二、一个包含多重源扩展拱类型的太阳射电运动Ⅳ型爆发（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、一个包含多重源扩展拱类型的太阳射电运动Ⅳ型爆发（论文提纲范文）
（1）束缚环形耀斑的能量分配（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳简介 |
| 1.2 耀斑概述 |
| 1.3 耀斑的多波段观测 |
| 1.3.1 射电波段 |
| 1.3.2 可见光以及红外波段 |
| 1.3.3 UV、EUV以及SXR |
| 1.3.4 HXR、γ波段 |
| 1.3.5 磁场观测 |
| 1.4 耀斑模型 |
| 1.4.1 耀斑能量存储 |
| 1.4.2 耀斑的触发 |
| 1.4.3 耀斑能量的转化 |
| 1.4.4 耀斑和CME |
| 第2章 束缚环形耀斑能量分配的研究 |
| 2.1 成像观测和磁场结构 |
| 2.2 辐射能 |
| 2.3 辐射损失 |
| 2.4 峰值热能 |
| 2.5 非热能 |
| 2.6 磁场自由能 |
| 第3章 总结与展望 |
| 3.1 关于CRFs能量成分计算的讨论与总结 |
| 3.2 展望——临界自组织(SOC)模型在太阳中的应用 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 在读期间发表的学术论文与取得的研究成果 |
（2）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 |
（3）行星际扰动与对地效应的统计分析和模式研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 太阳风 |
| 1.2 太阳活动 |
| 1.2.1 耀斑 |
| 1.2.2 日冕物质抛射 |
| 1.2.3 太阳质子事件 |
| 1.2.4 太阳射电暴 |
| 1.3 行星际扰动 |
| 1.3.1 行星际日冕物质抛射（ICME） |
| 1.3.2 共转相互作用区（CIR） |
| 1.4 磁层扰动 |
| 1.4.1 磁暴 |
| 1.4.2 磁层亚暴 |
| 1.5 本文研究内容和章节安排 |
| 1.6 本章小结 |
| 第二章 三维运动学模型–HAF模型 |
| 2.1 模型简介 |
| 2.2 模型的基本假设和原理 |
| 2.3 模型的边界条件 |
| 2.3.1 背景太阳风部分 |
| 2.3.2 事件驱动部分 |
| 2.4 模型的输入和输出 |
| 2.5 HAF模型在太阳风预报方面的应用 |
| 2.5.1 预报重现性太阳风结构 |
| 2.5.2 预报激波到达时间 |
| 2.5.3 预报行星际南向磁场B_z |
| 2.6 模型的优点和缺点 |
| 2.7 本章小结 |
| 第三章 第23太阳周的共转相互作用区和其地磁效应的统计性分析 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 利用HAF 模型识别CIR |
| 3.3 第23 太阳周的CIR 事件的统计结果 |
| 3.4 CIR 与地磁活动关系的统计结果 |
| 3.4.1 CIR和Kp指数 |
| 3.4.2 CIR 和重现型地磁活动 |
| 3.4.3 CIR ，磁暴和行星际激波 |
| 3.4.4 CIR 引起的磁暴与行星际南向磁场B_s ，晨昏电场 E_y 以及太阳风-磁能耦合函数ε的关系 |
| 3.4.5 激波参数变化与Dst 指数，行星际南向磁场B_s ，晨昏电场E_y 以及太阳风-磁能耦合函数ε的关系 |
| 3.4.6 CIR 地磁活动的季节效应 |
| 3.5 总结与讨论 |
| 第四章 预报行星际激波到达时间的数据库方法 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 物理预报模型 |
| 4.2.1 STOA 模型 |
| 4.2.2 ISPM模型 |
| 4.2.3 HAFv.2 模型 |
| 4.2.4 扰动输入 |
| 4.3 激波渡越时间数据库Database-I的建立 |
| 4.3.1 虚拟太阳瞬时事件的定义 |
| 4.3.2 虚拟太阳瞬时事件的激波到达时间 |
| 4.3.3 激波渡越时间数据库Database-I |
| 4.4 激波到达时间数据库Database-II的建立 |
| 4.4.1 数据库Database-I的试验性预报 |
| 4.4.2 初始激波速度和日面经度对HAF模式的影响 |
| 4.4.3 激波到达时间数据库Database-II |
| 4.5 Database-II数据库方法的预报结果及其比较 |
| 4.6 总结与讨论 |
| 第五章 运用一维数值模型预报行星际激波到达时间 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 运用一维流体模型预报行星际激波到达时间 |
| 5.2.1 模型简介 |
| 5.2.2 模拟结果 |
| 5.2.3 预报结果 |
| 5.3 运用一维太阳风CE/SE MHD模型预报行星际激波到达时间 |
| 5.3.1 模型简介 |
| 5.3.2 预报结果 |
| 5.4 总结和讨论 |
| 第六章 总结和展望 |
| 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 |
| 致谢 |
（4）太阳风中中小尺度结构的观测研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 深空探测计划简介 |
| 1.1.1 内日球层探测 |
| 1.1.2 外日球层探测 |
| 1.1.3 1 AU 附近的深空探测 |
| 1.1.4 WIND飞船科学数据简介 |
| 1.2 太阳风中的间断面研究 |
| 1.2.1 磁流体间断面的特点 |
| 1.2.2 太阳风中方向间断的的观测 |
| 1.3 行星际激波 |
| 1.3.1 磁流体激波理论 |
| 1.3.2 行星际快激波的观测及空间天气效应 |
| 1.4 磁云边界层 |
| 1.4.1 磁云 |
| 1.4.2 磁云边界的确定 |
| 1.4.3 磁云边界层 |
| 1.4.4 磁云边界层与磁洞、磁场下降区特点的比较 |
| 1.5 总结 |
| 第二章 基于Rankine–Hugoniot（R–H）解的激波法向自洽确定方法 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 历史上的激波法向确定方法 |
| 2.3 基于Rankine–Hugoniot 解的激波法向自洽确定方法 |
| 2.4 总结 |
| 第三章 和磁云边界层相关的慢激波的观测研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 太阳风中慢激波和双间断的观测 |
| 3.3 慢激波的证认——WIND 飞船1997 年9 月18 日的观测 |
| 3.3.1 慢激波结构 |
| 3.3.2 慢激波的证认 |
| 3.3.3 慢激波的来源分析 |
| 3.3.4 激波厚度和激波内部结构 |
| 3.3.5 讨论 |
| 3.4 双间断的观测——WIND 飞船1997 年5 月15 日的观测 |
| 3.4.1 WIND 飞船探测到的双间断结构 |
| 3.4.2 慢激波层的证认 |
| 3.4.3 双间断的演化:从WIND 飞船观测到Geotail 飞船观测 |
| 3.4.4 讨论 |
| 3.5 总结 |
| 第四章 磁层对磁云边界层的响应研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 太阳风驱动下的磁层动力学状态 |
| 4.2.1 太阳风–磁层–电离层耦合 |
| 4.2.2 磁层大尺度活动现象 |
| 4.2.3 太阳风中瞬变和共转结构对磁层活动的影响 |
| 4.2.4 太阳风动压增强的磁层效应 |
| 4.2.5 小结 |
| 4.3 磁云边界层与磁层压暴的相关性研究 |
| 4.3.1 分析方法和磁云边界层列表 |
| 4.3.2 典型的磁云边界层触发亚暴事件 |
| 4.3.3 “NF”型边界层不触发亚暴的事件 |
| 4.3.4 统计分析 |
| 4.3.5 结论和讨论 |
| 4.4 磁层对磁云边界层的响应——个例研究 |
| 4.4.1 WIND 飞船2004 年11 月9–10 日观测到的磁云和磁云边界层事件 |
| 4.4.2 磁层卫星的观测 |
| 4.4.3 磁云边界层触发磁层亚暴分析 |
| 4.4.4 磁云边界层前边界对磁层压缩效应 |
| 4.4.5 结论 |
| 4.5 磁云边界层对磁层的压缩作用分析 |
| 4.5.1 磁云边界层的边界特征 |
| 4.5.2 磁层顶被磁云边界层压缩至地球同步轨道以内的极端空间天气事件 |
| 4.6 总结 |
| 第五章 磁云边界层内等离子体波动的观测研究 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 太阳风中等离子体波动的观测 |
| 5.2.1 太阳风中探测的常见波模 |
| 5.2.2 行星际射电爆发现象 |
| 5.2.3 和中小尺度结构相关的等离子体波活动现象 |
| 5.3 磁云边界层内朗缪尔波活动现象的研究 |
| 5.3.1 引言 |
| 5.3.2 磁云边界层内朗缪尔波活动现象 |
| 5.3.3 2000 年10 月3 日朗缪尔波爆发事件对应的电子分布函数研究 |
| 5.4 总结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 主要研究结果 |
| 6.2 工作展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（8）太阳射电精细结构高时间高频率分辨率观测研究（论文提纲范文）
| 第一章 太阳射电精细结构评述 |
| 第一节 太阳射电精细结构的观测与研究 |
| 第二节 太阳射电辐射的基本理论 |
| 第二章 太阳射电微波尖峰（spike）辐射 |
| 第一节 微波尖峰辐射的偏振特性 |
| 第二节 弱偏振微波尖峰辐射 |
| 第三节 分米波微波尖峰辐射的带宽及偏振研究 |
| 第三章 微波Ⅲ型爆发、U型爆发及双向电子束 |
| 第一节 微波Ⅲ型爆发 |
| 第二节 微波U型爆发 |
| 第三节 关于双向电子束的研究 |
| 第四节 关于强偏振微波Ⅲ型爆发及其准周期振荡 |
| 第四章 其它微波精细结构 |
| 第一节 微波斑点（patch）结构 |
| 第二节 微波N（M）型爆发 |
| 第五章 太阳射电精细结构的高空间分辨率观测研究 |
| 第一节 太阳射电高空间分辨率成像设备及对精细结构的研究 |
| 第二节 利用高空间分辨率资料对精细结构的初步研究 |
| 第六章 总结和对今后工作的一些考虑 |
| 第一节 总结 |
| 第二节 对今后工作的一些考虑 |
四、一个包含多重源扩展拱类型的太阳射电运动Ⅳ型爆发（论文参考文献）
- [1]束缚环形耀斑的能量分配[D]. 蔡祯茂. 中国科学技术大学, 2021(08)
- [2]太阳射电爆发物理过程研究[D]. 李传洋. 山东大学, 2020(08)
- [3]行星际扰动与对地效应的统计分析和模式研究[D]. 张莹. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2009(02)
- [4]太阳风中中小尺度结构的观测研究[D]. 左平兵. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2008(08)
- [5]2个二次触发型太阳耀斑的射电时间轮廓及其日冕磁结构[J]. 谢瑞祥,郝龙飞,颜毅华,许春,刘玉英,施硕彪,李维华. 天文研究与技术.国家天文台台刊, 2006(03)
- [6]1998年9月23日复杂太阳爆发射电联合观测的初步分析[J]. 谢瑞祥,汪敏,段长春,颜毅华. 天文学报, 2002(02)
- [7]一个包含多重源扩展拱类型的太阳射电运动Ⅳ型爆发[J]. 谢瑞祥,汪敏,段长春,颜毅华,R. A. Sych,A. T. Altyntsev. 中国科学（A辑）, 2001(S1)
- [8]太阳射电精细结构高时间高频率分辨率观测研究[D]. 汪敏. 中国科学院云南天文台, 2001(01)
- [9]太阳射电IV型爆发及伴随现象与白光耀斑的关系[J]. 谢瑞祥,汪敏. 天体物理学报, 2000(01)
- [10]太阳耀斑的分类[J]. 王家龙. 天文学进展, 1994(01)