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[硕士论文] 李昊
天体物理 中国科学院大学 2014(学位年度)
摘要:太阳磁场的诊断对研究太阳物理有着重要的意义。而磁场的诊断通常通过塞曼效应利用斯托克斯参量I,Q,U,和V对磁场进行反演。塞曼效应对通常只能对强磁场的进行诊断,而太阳宁静区存在的大量弱磁场很难被直接诊断。近几十年来大量科学家进行着利用汉勒效应(Hanle effect)诊断弱磁场的研究。而利用汉勒效应诊断弱磁场需要对偏振的产生机制有一个完整的理解。直到近年来,利用对偏振的测量精度达到10-5ZIMPOL(ZurichImaging Polarimeter)技术获得以斯托克斯Q/I表征的第二太阳光谱(Secondsolar Spectrum)展现丰富的散射偏振特征,促使了对偏振研究的蓬勃发展。通过对第二太阳光谱的研究,可以使我们对偏振产生机制理解的更为透彻,从而使利用汉勒效应诊断弱磁场逐渐成为可能。
  本研究主要介绍了用量子电动力学为基础的密度矩阵来研究偏振光谱产生的物理过程。我们使用的是由E.LandiDegl'Innocenti在平直光谱近似下得到的公式。我们采用了7个原子能级的Mg原子模型,研究了MgI b线由散射产生的偏振轮廓Q/I和U/I在磁场中的变化。MgI b线非常适合用来研究下能级的汉勒效应,对亚高斯的磁场非常敏感,没有考虑部分频率再分布以及辐射转移所带来的影响。研究的结果显示MgI三线结构的Q/I和U/I轮廓对磁场的敏感范围分为两段,由下能级汉勒效应主导的0.001高斯到0.1高斯,有上能级汉勒效应主导的1高斯到10高斯。在下能级汉勒效应主导的磁场范围内,我们发现b4线的偏振度随着磁场强度的增加而增加,这是由于各个能级的原子能级排列分量(atomic alignment)都通过统计平衡方程耦合在一起,致使下能级的原子的排列分量的变化对上能级的原子的排列分量有一定想。因此虽然b4线的下能级J为零没有原子能级的排列分量,但是由于其他能级的反馈而使得上能级的排列分量发生变化导致偏振度增加,使b4线的偏振度随磁场强度的增加而增加。研究结果表明,由邻边昏暗效应所得到的不对称因子(anisotropy factor)不适合用来处理如Mg I b线等强线的谱线轮廓。连续谱可以十分明显的改变谱线的展宽。为了得到与观测结果相吻合的MgI b谱线轮廓必须要考虑二向色性。MgI b线十分适合用来研究下能级极化的汉勒效应,并且对亚高斯范围的磁场十分敏感非常适合用来诊断色球宁静区的极弱磁场,另外汉勒效应不仅可以退偏振还可以使偏振度增加。
[博士论文] 杜国辉
理论物理 山东大学 2018(学位年度)
摘要:太阳爆发活动是太阳大气中磁场能量的剧烈释放过程,主要包括耀斑和日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection:CME)。耀斑是发生在太阳表面的宽谱瞬时增亮现象。CME是从太阳日冕向外抛射的大团磁化等离子体物质,是最大尺度的太阳爆发现象。耀斑和CME经常一起发生,但二者之间并没有必然的因果关系,目前普遍认为它们是同一物理过程在不同方面的表现。它们会产生或增强从射电、白光、紫外、极紫外直至X射线、γ射线的全波段辐射,加速太阳高能粒子,发射向行星际空间传播的磁化等离子体云,以及产生可作为重要粒子加速场所的磁流体力学激波等。当这些异常的扰动现象传播到地球时,会导致空间灾害性天气的发生,威胁人类各种空间设施与相关活动。
  本论文中主要基于太阳爆发在射电和极紫外两个波段的观测数据,对太阳爆发的表现进行了研究。在第二章考察了CME与日冕射线状结构的相互作用对太阳Ⅱ型射电暴产生的重要作用。在第三章,分析了Ⅱ型暴频带分裂的可能成因。在第四章,通过多温度波段高分辨率的全视角多卫星数据对一个活动区间环的形成过程进行了细致分析。
  许多研究表明CME与其邻近日冕密度结构的相互作用对太阳Ⅱ型射电暴的产生有重要作用,但以往的工作都主要通过对射电频谱数据进行分析而得到这个结论,没有使用射电成像数据。在本文中,利用弓激波模型以及STEREO/EUVI和SOHO/EIT多视角极紫外成像数据,对被认为是产生2010年3月18日太阳Ⅱ型射电暴的激波(EUV波)前沿进行了三维重构,得到了整个激波面在三维空间中的位置信息。同时结合从Nancay射电成像数据中得到的射电源区在天空平面上的二维投影,得到了射电源区的三维空间信息。发现,这个Ⅱ型暴源区刚好落在CME(CME)与其邻近日冕射线状结构的交界处,这为Ⅱ型暴源区位于CME和日冕结构的相互作用区内提供了观测依据。
  发现并定义了频带分裂Ⅱ型射电暴的频谱时移现象。通过对事件遍历找到的2005年5月31日频带分裂太阳Ⅱ型射电暴的研究,发现它分裂的两支并没有严格同时出现和变化,而是高频支比低频支提前出现几秒。这个发现为研究Ⅱ型射电暴频带分裂的物理成因提供了重要的线索和约束,并对上下游理论提出了很大的挑战。这是因为,在上下游理论中,如果在激波传播路径上有可能导致谱形变化的密度结构存在,则低频支源区所在的激波上游会先扫过这个密度结构,然后是高频支源区所在的激波下游扫过。那么这些谱型变化会首先在低频支出现,然后再出现在高频支,这正好与我们的观测结果相反。这表明,被很多人用作理论假设的上下游解释和有可能是错误的。当然在后面的工作中,需要更多高时间分辨率的结果来确认这个结论。
  为进一步寻找和总结Ⅱ型暴频带分裂事件的观测特征,通过遍历RSTN(Radio Solar Telescope Network,operated by the US Air Force)动态频谱数据找到了18个具有良好的频带分裂特征的太阳Ⅱ型射电暴事件。发现这些取自不同太阳活动周、日冕参数相差很大、相关CME速度相差几倍的不同事件,竟拥有相似的分裂特征,以及相对固定的上下两支之间的频率比γ。在这些事件中,有80%的数据的γ分布在1.15到1.25之间。如果仅考虑数据质量更好、测量误差更小的一组,则95%的数据的γ落在这个区间内。而且,无论是事件之间还是单个事件的整个生命周期中,γ都基本保持不变。另外,发现,推导出的源区代理速度和γ之间基本上没有相关性,而这在上下游理论中应该表现为正相关的。最后,重新分析了Vr(s)nak et al.(2002)支持上下游理论的证据,发现其引入过多自由参数,且控制因素并不是分裂带宽,其所用数据几倍的不确定性也不足以支持其结论。因此,我们的这些观测结果和上一个工作一起挑战了上下游理论的正确性。
  活动区间环(Interconnection Loops;ILs)是连接两个不同活动区的大尺度磁场结构,是CME的一个重要来源。它主要分布于太阳赤道附近,与它关联的CME爆发传播在黄道平面上,对地球空间环境可产生重要影响。且因为ILs具有径向磁场分量,故常被认为是太阳发电机过程中的有效组成部分。一般认为活动区间环是通过高日冕(>150-200角秒)中的磁重联而形成的。目前已有几种图景被提出来解释它们在软X射线波段中的增亮过程,例如重联引起的色球蒸发过程导致致密的热等离子体充填到冕环中点亮冕环,足点磁场增大引起阿尔芬波在冕环中的耗散增强从而加热冕环等。然而,关于导致活动区间环形成的重联的细节研究尚未被报告过,新形成冕环如何增亮的机制问题也仍未解决。在本工作中基于在太阳背面的STEREO-A,以及正面的SDO和Hinode的观测数据,追踪了活动区间环形成的整个过程。发现,此活动区间环是通过高日冕处的磁场重联形成的,这个结论与先前其他研究者的结果一致,同时明确指出了在以前的研究中很大程度上被忽略的一点,即冕环在软X射线和极紫外波段的增亮现象是重联点或附近重联的直接加热所导致的,而非由色球蒸发过程所致。
[博后论文] 张广良
天体化学 中国科学院国家天文台 2008(学位年度)
摘要:在月球长期的演化过程中,撞击坑的形成与演化一直伴随其中。因此,在月球探测过程中,月表地貌学研究中最重要的问题是撞击坑的识别和分类。月球形成之后曾遭到了大规模的陨石轰击并形成了大量撞击坑地貌,此后在火山作用和岩浆泛滥期间,撞击坑形成和数量逐渐减少,但这一过程仍伴随着月球的整个演化历史。作为月球地貌形成的一种外营力因素,撞击作用不但改造着月球早期形成的地貌组成和特征,同时也在不断增加月球地貌的新生现象和复杂性。
   根据撞击坑的形态和实验模拟,一般认为撞击坑的形成过程大致分为三个阶段:冲入阶段、压缩阶段和后期调整阶段。最终撞击坑形成后由六个部分组成:抬升边缘、撞击坑底部、中央峰、墙状坑壁、溅射物和放射状亮条纹。依据撞击坑的六个组成部分和撞击坑直径大小变化,可以将月球撞击坑划分为简单撞击坑、复杂撞击坑和撞击盆地或大型多环盆地,这一分类方案可能会出现过渡类型或其他类型的特殊撞击坑。
   简单撞击坑一般呈碗形,直径规模一般在10-20公里范围内,通常具有明显的边缘,坑底平坦,无中央峰出现是其中主要特征标志。复杂撞击坑底部出现轻微抬升,坑壁滑塌形成典型的阶梯状地貌,具有单个或多个中央峰是其主要特征标态,溅射物覆盖层范围较大,部分撞击坑出现放射状条纹体系,随着复杂撞击坑直径增加,一般将大于300公里的撞击坑称为撞击盆地。撞击盆地主要分为两个部分:具有峰环的小型撞击盆地和多环盆地,这类撞击坑的中央峰多不完整,坍塌作用明显,峰环盆地一般被看作是多环盆地的过渡类型,随着后期侵蚀风化、火山作用等调整,这类撞击坑会形成多重同心环状,一般表现为较浅的底部、阶梯状墙状坑壁发育,至多环盆地,同心环数量不断增多,规模至少大于400公里以上。
   在撞击坑形态学研究中,撞击坑直径大小是表征撞击坑规模的重要参数。月球表面撞击坑的形成速率和频率是随月球演化逐渐变化的,因此计算月球不同时期撞击坑形成数量和频率是月球年代学建立的重要标准。在利用撞击坑估算月球地质时代的方法中,叠置关系是区分不同时代撞击坑的重要方法。撞击坑的地貌特征对比可以进行相对时代估算,而定量化的计算则被应用与月球相对和绝对时代估算中。目前月球演化历史阶段由老至新划分为前酒海纪、酒海纪、早雨海纪、晚雨海纪、爱拉托逊纪和哥白尼纪。
   月表撞击坑在月球地质历史呈现出阶段性发展的趋势,前酒海纪撞击坑数量多,一般较浅,存在严重退化特征,至酒海纪时期,中央峰也已经可以见到,一些大型撞击坑具有放射状结构特征和次级撞击坑。至早雨海纪,雨海盆地是其中典型的撞击盆地。晚雨海纪时期,是月球熔岩大量发育阶段,撞击坑数量明显减少,巨大撞击并不是雨海纪时期主要的特征标志事件。对于爱拉托逊纪和哥白尼纪撞击坑是目前能够在月球表面直接识别的地貌单元,放射状条纹体系、较高的热异常特征、最新的地貌特征、连续的溅射沉积层、最深的坑底和很少被其他地层覆盖等特征明显说明了哥白尼纪撞击坑特征,从爱拉托逊纪至哥白尼纪,撞击坑数量也在不断减少。
[博士论文] 杜雷鸣
天体物理 中国科学院大学;中国科学院研究生院 2012(学位年度)
摘要:本文主要研究目标是耀变体的喷流辐射特性。为此采取的研究途径有二:一是通过多波段辐射特性的研究来获得对于喷流辐射机制的深入认识;二是通过喷流和活动星系核(AGN)其它部分(黑洞和吸积盘)之间的联系来获得对于喷流物理的深入认识。
   在途径一中研究了两个具体的问题,分别对应耀变体能谱分布中的高能和低能两个成分。问题1是针对喷流的低能同步辐射的研究。使用来自SDSS的平谱射电类星体(FSRQ)数据表明,高吸积率的FSRQ也很好地符合黑洞基本平面表示的关系,从FSRQ得到的光度相关关系可以很好地外推到小质量的X射线双星上去。结合已有的结论,表明黑洞基本平面关系适用于全体耀变体。从而把原来认为只适用于低吸积率黑洞系统的黑洞基本平面适用范围扩大了。另外,由于计算过程中使用了FSRQ的同步峰信息(峰频和峰值光度),这使得我们可以把黑洞基本平面和blazar序列联系起来,得到一个含有同步峰信息和黑洞质量的关系。这个关系似乎比blazar序列的内容要更丰富些,值得继续深入研究。问题2是利用Fermi的观测数据,使用3种不同的方法表明,外康普顿机制是耀变体高能辐射的主导机制。3种方法中,第(1)种是沿用已有的方法;第(2)种是对一个已有方法的改进;第(3)种方法通过同步和逆康普顿峰的峰值光度之比来区分两种辐射机制。
   途径二中主要研究了与喷流的多普勒因子这个重要的物理性质,分成3个问题。问题1是在喷流功率,吸积光度关联研究中,把多普勒增亮的因素考虑进去。我们的结果表明,消除了多普勒增亮的同步峰值光度(作为喷流功率的代表)依然和作为吸积功率代表的宽线区光度显著相关。这一结果表明喷流-吸积盘关联是一个内在的关联。问题2和3则是研究了作为耀变体喷流最基本性质的多普勒因子和黑洞质量及宽线区光度之间关联。结果表明多普勒因子和黑洞质量和宽线区光度之间均存在显著相关。这表明耀变体喷流的速度和黑洞质量及吸积率都密切相关。
   通过上两个途径的研究,获得了对于喷流性质的一些新的认识,也确认了一些已有的结果,同时对今后的研究开辟了道路。
  
[博士论文] 李可军
太阳物理 中国科学院国家天文台;中国科学院国家天文台云南天文台 2000(学位年度)
摘要:黑子相对数与黑子群在日面纬度上分布的蝴蝶图表征着太阳长期活动演化的特征,本文主要对这二者尤其是后者进行了研究。 太阳活动在日面上分布表现为不对称,这是近三十年太阳物理研究的主要内容之一。本文对这一领域进行了详细调研,发现太阳活动的南北半球分布不对称性的确存在,是否存在东西半球分布不对称性目前还没有定论,但在日面经度上的分布肯定是不均匀的。本文还利用太阳22周活动极大时期X射线(Imp≥M1.0)耀斑事件进行了统计分析,给出了不对称演化特征,发现不对称性并不是事件活动剧烈程度的函数。统计分析表现21周太阳活动既不是已往文献中所述的南半球占优,也不是北半球占优。 本文总结了以往对太阳长期活动特征研究的结论,也分析了黑子面积描述的活动周特征,发现可用一个二参数函数来描述太阳活动周,这个结论对太阳长期活动预报是有用的。本文还详细解剖了蝴蝶图,揭示了其所含的物理信息,同时将不对称研究引入到这种解剖工作中,或是定量再现已有的一些定律,一些效应,或是揭示一些新的长期活动特征。 本文最后对太阳长期活动预报方法和预报结论进行了总结,21-23周的预报事例说明前兆因子方法比其它方法要好。本文用Moscow中子监测值对23周作了预报,其峰值为151.1(月平均黑子相对数),对23周事例的总结分析表明其峰值为162.3。
[博士论文] 敦金平
天体物理 中国科学院国家天文台;中国科学院国家天文台云南天文台 2002(学位年度)
摘要:磁场在太阳活动中扮演者最主要的角色,太阳表面上各种活动现象(如太阳黑子、耀斑爆发和日冕物质抛射等)都和太阳磁场有关。因此,太阳活动区磁场测量和非势特征的研究对理解太阳表面上各种活动现象的物理机制和动力学过程有着十分重要的意义。本文主要在这两方面进行了一些研究,主要内容包括以下四部分: 1.法拉第效应对怀柔磁场望远镜横场方位角测量的影响。理论上,在谱线的远线翼观测时,法拉第效应的影响远远小于在谱线线心观测时的影响。利用国家天文台怀柔太阳磁场望远镜分别在工作谱线线心和线翼(偏离线心-0.15A)处观测的70组矢量磁图,通过对线心和线翼处测量的横场方位角的统计比较,结果表明:对于总磁场强度小于1000高斯的区域,法拉第效应的影响是比较小的。但对于总磁场强度大于1000高斯的区域,法拉第效应的影响明显变大。在γ<30°的倾角范围内,可以认为法拉第效应的影响很小;在30°≤γ<60°的倾角范围内,法拉第效应的影响明显变大;当倾角γ≥75°后,法拉第效应的影响又明显减小。法拉第效应对怀柔磁场望远镜横场观测中方位角的平均影响为13°。 2.法拉第效应对利用怀柔磁场望远镜观测的矢量磁场计算电流螺度的影响。通过对磁场望远镜分别在工作谱线线心和线翼(偏离线心-0.15A)处观测的70组矢量磁图计算的平均电流螺度值的比较,得到:在总磁强度小于1000高斯的范围内,法拉第效应对平均电流螺度计算值的影响非常小,随着总磁场强度的增大,法拉第效应的影响越来越明显。在倾角γ小于30°和大于75°的两个范围内,法拉第效应对平均电流螺度计算值的影响非常轻微,而在30°到75°的范围内,法拉第效应的影响随倾角的增加而变得越来越强。 3.太阳23周活动上升期磁场剪切角和非势能的演化。利用国家天文台怀柔太阳磁场望远镜在1995到1998年观测数据中234个活动区的共700幅矢量磁图,计算了每幅磁图的纵向磁场通量、磁场剪切角和非势能并给出了它们的月平均值随时间的演化。结论:从太阳活动低年到太阳活动峰年,太阳上活动区的数目、活动区的面积、纵向磁场通量和磁场所蕴含的磁能都在增强,而且日面上单位体积内所蕴含的磁场能量和潜在的、可以供给各种太阳活动现象(如耀斑、日面物质抛射等)的非势能量也在增加,磁场剪切角的变化虽然没有上述随时间的演化趋势,但是在太阳活动的上升期,磁场剪切角的符号和大小在剧烈的变化,从另一个角度反映了太阳上活动区的非势性随着太阳活动峰年的即将到来而变得强烈、复杂。 4.太阳23周活动上升期磁场剪切角的统计分布。利用国家天文台怀柔太阳望远镜在1996年到2000年观测数据中274个活动区的共759幅矢量磁图,计算了每幅磁图的磁场剪切角,分别做了南半球、北半球和所有活动区的磁场剪切角的统计分布直方图。这些统计分布都近似为正态高斯分布,可用高斯曲线的得到很好的拟合。磁场剪切角具有南北半球符号的反对称手征性,在南半球有53%的活动区的磁场剪切角是正的,而在北半球有62%是负的。
[博士论文] 郑永春
地球化学 中国科学院地球化学研究所 2005(学位年度)
摘要:本文主要包括模拟月壤的研制和月壤微波辐射特性的研究,是对月球微波辐射探测的预先研究.(1)详细概述了月壤的形成与演化、化学和矿物组成、物理力学性质等;(2)模拟月壤的研制是嫦娥工程顺利开展所必需的基础设施建设项目,本文首次提出了系列化模拟月壤的研制设想和基本方案;(3)成功研制了CAS-1模拟月壤,岩石学、矿物学和地球化学的对比表明,CAS-1模拟月壤与Apollo 14登月点月壤相似.并测量了其基本的化学和物理力学性质供样品使用单位参考;(4)首次提出应用聚乙烯稀释法和Lichtenecker介电混合公式,在谐振腔微扰系统上测量干燥岩石或矿物复介电常数的方法.(5)利用同轴终端法系统测量了1~20 GHz模拟月壤、模拟月岩的复介电常数,研究其随颗粒粒度和(%TiO<,2>+%FeO+%Fe<,2>O<,3>)含量的变化规律,并比较其与地球红土的差异;(6)在对月球物质的复介电常数进行详细研究的基础上,探讨了月壤的微波辐射特性,并估算了Apollo和Luna登月点的微波辐射在月壤中的穿透深度.
[硕士论文] 潘超
天文技术与方法 中国科学院大学 2016(学位年度)
摘要:甚长基线干涉(VLBI: Very Long Baseline Interferometry)测量技术作为一种重要的高精度角位置测量手段,在深空探测中的作用越发重要。它既是深空探测器测定轨测定位的重要手段,也是行星无线电科学研究的重要测量方式。本文立足于我国深空探测的实际需求,利用同波束VLBI技术同时观测嫦娥三号月球车和着陆器发射信号,解算含整周模糊度的差分相时延,其随机误差极小约1ps。通过处理月球车移动时的差分相时延数据,可以得到月球车的移动速率。利用差分相时延1阶多项式拟合后残差的频谱,可以分析月球车移动过程中的抖动情况及与月面地形的关系。该研究方法同样可应用于其他深空探测项目,如火星探测等。在火星探测中,由于火星距离地球遥远信号变弱,特别是火星车由于质量和功率限制等原因,火星车和轨道器相比信号更弱。故研究火星车等深空探测器信号的信噪比提高技术是必要的。针对以上内容,本文开展了以下新研究:
  基于差分相时延监测月球车动作的高灵敏度,截取月球车移动时的差分相时延数据,求取了玉兔月球车在第1个月昼5次移动的速率。由于月球车每一次移动时间不少于100 s,各停泊点的定位精度为1m,因此,基于差分相时延求得的总的平均速率的误差小于0.01 m/s。利用月球车移动时差分相时延1阶多项式拟合后残差及其频谱,分析了月球车移动过程中的抖动情况及与月面地形的关系。本部分研究内容提供了一种基于地面测量进行月球车速率测定和动作分析的方法。
  利用仿真信号进行信号处理算法(多普勒频移补偿)研究。根据仿真信号频率变化提取Doppler频移,构造混频函数,对仿真信号进行Doppler频移补偿,将信号进行还原。本部分研究模拟了两个台站接收信号频率和多普勒频移相同以及不同的情况,就其中几种不同情况的具体问题进行了分析解决;之后,利用SELENE实测数据对算法进行验证,提高信号的信噪比的同时去除外部单频信号的干扰,逐步解决处理实测数据过程中所遇到的问题。对信噪比提高算法进行评估和分析,为火星车定位做好预先研究。
[硕士论文] 严艳梓
地理学;地图学与地理信息系统 南京师范大学 2015(学位年度)
摘要:月表地貌(lunar geomorphology)是月球表层内外营力长期综合作用的结果。系统地研究月表地貌形态特征、组合类型、空间分布及发育演化,对于揭示月表地貌的形成与发育机理有重要的科学意义。近年来,月表地貌特征的研究得到国内外学者的广泛关注,尤其是在撞击坑的提取及其形态的空间差异性研究方面已取得重大的科学成果,但是对月表宏观地貌形态特征及其空间差异性的研究仍显不足。作为一种利用微观地形指标来反映宏观地形特征的地形分析方法,基于DEM的坡谱分析已在黄土高原地貌的研究中成功实践并取得重要进展。本研究以多分辨率的月表DEM及USGS月球地质图(geologic map of the moon)为基础数据,以坡谱为切入点,研究月表宏观地貌形态的空间差异性特征。论文主要研究工作及结论包括:
  1)研究了月表坡谱稳定存在的基本地域条件,论证了坡谱在月表地貌研究的适宜性;
  2)运用空间统计采样理论研究了月表稳定坡谱的提取方法,该方法能较好地适应月表地貌类型多样且空间分布离散程度高的地貌特征;
  3)分析了月表坡谱的尺度效应,结果表明DEM分辨率变化范围在60m-240m之间时,坡谱具有较好的稳定性,反映出在该空间尺度范围内月表地貌形态特征具有较强的自相似性;
  4)以坡度和地表粗糙度为核心参数,探索了月表坡谱的空间差异性特征。结果显示,月表坡谱具有明显的空间差异性规律,不同地貌类型的坡谱量化指标差异显著,从月海、高地、盆地到撞击坑,坡谱信息熵、面积-坡度积分值、面积-地表粗糙度积分值均逐渐增大,坡谱偏度依次减小,坡谱形态逐渐向正态分布变化;这些特征反映了月表地形起伏度从月海、高地、盆地到撞击坑逐渐增大,揭示了地貌成因对地形起伏空间格局的控制作用。
  5)选取19个坡谱因子,运用非监督分类方法,实现了月表地貌类型的自动分类,分类精度达70.3%。
  本研究是坡谱分析法在月表地貌研究的一次有益探索,为月表地貌研究提供了新的思路,有效地拓展了数字地形分析的应用地域。
[硕士论文] 顾强
天体物理 中国科学院紫金山天文台 2007(学位年度)
摘要:太阳高能现象一直是太阳研究领域的热点,而对太阳高能现象的观测可分为成像观测和谱观测,他们提供了揭示耀斑能量释放之谜的线索。
   对太阳硬X射线Gamma射线成像,可以使用直接成像技术,编码孔径技术,傅立叶变换技术。傅立叶变换技术由于其高灵敏度高可靠性的特点脱颖而出,它又有多种实现方式,其中空间调制准直器,旋转调制准直器是目前广泛使用的硬件配置,将重点讨论。从1980年第一张硬X射线图像到今天几Mev的光子图像,从8”空间分辨率到2.3”,太阳高能成像已经取得了长足的发展。Yohkoh/HXT,RHESSI是星载太阳高能望远镜的成功范例,也分别是空间调制技术,时间调制技术的典型代表,将详细描述。但是时间分辨率和空间分辨率始终是一对矛盾,要根据科学目标,观测对象,卫星要求等,做出权衡,选择合适的硬件配制和调制方式。
   谱观测给出硬X射线Gamma射线能谱的详细特征,从而给出了电子离子加速性质的线索。对太阳的高能谱观测曾使用过NaI闪烁探测器,BGO闪烁探测器,高纯锗半导体探测器。高能爆谱仪HEBS(High Energy Burst Spectrometer)是中法合作太阳爆发探测小卫星SMESE(SMall Explorer for Solar Eruptions)上观测硬X射线Gamma射线能谱的有效载荷。SMESE将目标锁定在下一个太阳活动峰年(2010~2014年),星上5个有效载荷探测仪构成一个有机整体,通过X射线,Gamma射线,远红外,紫外,和远紫外等不同的波段组合,来观测太阳爆发期间太阳光球,色球,过度区,日冕的结构与动力学性质,并探索小尺度局地爆发(耀斑)与大尺度整体爆发(CME)的关系,在深入研究太阳上两类最剧烈爆发现象物理过程的同时,也期望对空间天气预报作出贡献。HEBS的科学目标是研究耀斑和CMEs的能量释放,粒子加速,以及耀斑和CMEs之间的关系。HEBS探测器使用三个7.6cm×7.6cmLaBr3晶体,能量分辨率优于3.0%@662kev,观测能量范围为10kev~600Mev,同时HEBS使用塑料闪烁体反符合探测器有效抑制本底。
[硕士论文] 李艳艳
天体测量与天体力学 北京师范大学 2012(学位年度)
摘要:国际地球参考框架(ITRF)原点和尺度问题是高精度ITRF建立、维持和应用的重要研究课题之一。目前ITRF的原点和尺度基准存在理论定义和具体实现的不一致性,将会严重影响毫米级ITRF的构建。因此,ITRF的这种不一致性问题的弄清和解决,已成为当前地学界的重要研究课题。
  目前,最新的国际地球参考框架ITRF2008存在如下问题:1)ITRF2008不是毫米级ITRF;2)ITRF原点既不是整个地球的质量中心(CM),也不是地球的形状中心(CF);3)在引力相对论意义下,ITRF的尺度并不是一个均匀的尺度系统。这些问题起因于建立和维持ITRF中的线性化假设。ITRF构建的线性化假设,导致目前的地球参考框架只能是厘米级,并不能满足当前毫米级地壳运动和地球环境的监测和研究的需要。因此,毫米级地球参考框架的构建必须实现从线性到非线性的跨越。
  为了解决ITRF2008的原点和尺度因子存在的上述问题,本文首先阐述了ITRF原点及尺度因子定义及其本质,然后指出了ITRF2008的原点运动包含了地心的线性运动,但不包含地心的非线性运动,因此ITRF2008的原点与地球质心之间的差别实际上就是地心的非线性运动,而这种非线性运动(主要是季节性变化)主要是由整体地表流体质量负载变化引起的。最后说明了ITRF2008的尺度相对于国际SLR服务(ILRS)和国际VLBI服务(IVS)的尺度也存在类似的以季节性变化为主的非线性运动,由此导致ITRF2008的尺度在引力相对论意义下并不是一个均匀的尺度系统。
  为了解决ITRF2008在原点和尺度基准上存在的上述问题,本文利用国际SLR服务(ILRS)提供的1993-2011年的ILRSA的全球92个SLR基准站的站坐标时间序列和国际VLBI服务(IVS)提供的1980-2009年全球113个VLBI基准站的站坐标时间序列,采用网移动法生成了目前国际上时间最长、精度最高的地心运动和尺度因子变化的时间序列。利用傅里叶分析和小波分析的方法对地心运动和尺度因子时间序列的非线性变化特征进行了详细的分析。结果分析表明,地心运动和尺度变化主要呈现季节性变化,且有一定的长周期变化。季节性变化以周年运动为主,半年运动的振幅甚小,不同的年份其周年和半年运动的振幅和相位都有一定的变化。通过最小二乘法求得,地心运动在X、Y和Z方向上的周年项振幅分别为2.5±0.3、3.2±0.2和5.2±0.5 mm,相应的相位为216.5±5.2、310.5±2.2和253.2±1.7 degree。ILRSA尺度和IVS尺度变化的周年振幅分别为1.5±0.3 mm和2.1±0.3mm,相应的相位为221.0±7.4 mm和217.5±7.7 degree。
  本文给出的地心周年运动和尺度周年变化的振幅和相位结果,较好地解释和解决了目前ITRF在原点和尺度基准上存在的问题,为建立毫米级的地球参考框架作出了一定的贡献。
[硕士论文] 孙令鹏
空间物理 中国科学院紫金山天文台 2007(学位年度)
摘要:行星际超热粒子自60年代发现以来[Van Allen and Krimigis,1965;Anderson andLin,1966],一直吸引着人们的兴趣。它们很像耀斑电子,但早期ISEE-3的观测(2-20keV)显示,超热粒子事件并不与报道的H-alpha耀斑伴生,也不与共转相互作用区一一对应,而且能量多数只在15 keV以下[R.P.Lin,1985]。为了开展与超热粒子相关的研究,更详尽、完整地观测整个能段得超热粒子是必须的,在这样的背景下,1994年12月发射的Wind卫星上搭载了一台专门探测行星际超热粒子的三维等离子体探测器(3-dimensional plasma mission),主要探测能量范围从约0.1 keV到几百keV的超热粒子(电子和离子)。Wind飞船升空后,观测到了大量的各种各样的超热粒子事件,针对其太阳或行星际起源特征人们进行了深入的研究。特别是对“上升时间(从事件起始时刻至达到峰值流量时刻的时间)”较短的所谓“脉冲型”电子事件进行了比较详细的分析、研究。同时,人们也注意到不同事件的“电子-质子流量比”可以存在很大差别。
   在本学位论文中,我们通过检索Wind卫星上三维等离子体探测器在1995-1999年间的探测资料,分析、证认了55个行星际超热粒子事件,并提出利用“上升时间”和“电子-质子流量比”的“双参数分类”方法。按照这一“双参数分类”方法,我们可以将所有事件分为3个类别:(1)脉冲型超热电子事件(上升时间小于200分钟,电子-质子流量比大于1);(2)脉冲型超热质子事件(上升时间小于200分钟,电子-质子流量比小于1);(3)缓变型超热质子事件(上升时间大于200分钟,电子-质子流量比小于1)。进一步的关联分析显示:脉冲电子事件大都直接起源于太阳,而质子事件则主要是行星际起源的。同时,我们还发现许多缓变质子事件伴随有行星际激波,而脉冲质子事件都不伴随激波,后者可能主要是行星际磁重联或电磁扰动引起的。另外,我们还进一步计算了各类事件在峰值时刻的谱指数。结果显示脉冲电子事件的峰值谱指数随电子-质子流量比(绝对值)的增大而变软,两类质子事件则随其增大而变硬。
   本论文的第一章介绍了太阳风的基本概况,第二章介绍了自Wind卫星观测以来行星际超热粒子研究所取得的一些主要进展,第三章介绍本文的主要工作—1995~1999年间行星际超热粒子事件及其分类研究,第四章介绍了这些事件的峰值谱指数及其对电子-质子流量比的依赖关系,第五章给出简单的总结与展望。
[博士论文] 马涛
空间天文学 中国科学院大学;中国科学院研究生院 2011(学位年度)
摘要:探测行星表面物质成分可以帮助人们理解行星的形成和演化机制,是行星探测任务的重要科学目标之一,而利用伽玛射线谱仪探测特征伽玛射线来获取行星表面物质成分被证明是一种有效的手段,其探测历史已经有了几十年。嫦娥一号卫星是我国首次对月球进行探测,其上面搭载的伽马射线谱仪的科学目标是月表物质成分的识别以及绘制元素分布图。本文介绍了探测行星表面物质成分的伽马射线谱仪的原理,描述了嫦娥一号伽马射线谱仪的工作原理以及仪器标定和验证结果。本文的主要工作分为两个方面,一是对嫦娥一号伽玛射线谱仪数据进行处理,另一方面是对未来的探测任务设计探测器。嫦娥一号探测任务是我国首次对月球进行探测,其上面携带了伽玛射线谱仪,采用CsI晶体,由于没有实测背景数据以及累积时间不够等条件的影响,仅获取了月面放射性元素(K、Th、U)的分布图,目前嫦娥二号已经发射成功,其上面携带的伽玛射线谱仪采用了能量分辨率较高的LaBr3晶体,初步分析结果表明,通过特征谱线能够识别K、Th、Fe、Ca、Al、Si、O、Ti等元素。火星探测器是未来的任务之一,初步方案设计和预期结果表明,探测器的设计可以满足任务需求。
[硕士论文] 刘静远
天体物理 北京师范大学 2010(学位年度)
摘要:通常在地球上看到的太阳是一颗球对称的稳定的恒星,而如果借助于某些观测仪器对太阳进行观测,则会发现太阳除了稳定和均匀的向空间发出辐射的同时,在它的大气中一些局部区域还会发生一些不平静的活动。目前的观测中,最常见和比较容易直接观测到的太阳活动现象有黑子、日珥、耀斑等现象。黑子是位于太阳光球的,比周围背景暗的斑点状小区域。它之所以“黑”,是因为其温度比光球低,于是亮度比光球暗。而日珥和耀斑则是发生在太阳外层大气中的爆发式磁能释放过程,一般会伴随着电磁辐射的增加、高能粒子流增多和磁化的等离子体抛射等事件,对地球和人类的生产生活能造成巨大影响。一般地,把太阳上所有这些在时间和空间上的局部化现象,及其所表现出的各种辐射增强,统称为太阳活动。
   在各种太阳活动中,最容易进行观测的就是太阳黑子,我国史书上就有丰富的太阳黑子目视记录。从1818年开始,世界上就有了比较常规的每日黑子观测,从而有了比较可靠的黑子观测资料。德国的Schwabe通过对1826-1843年黑子观测的数据,首先发现了太阳黑子的消长大约有10年的周期。1848年,Wolf提出用黑子相对数来表示日面可见半球黑子多寡,基于此概念,并从长期的黑子相对数记录中得出:太阳活动存在11年左右的周期。自1700年以来的观测数据得到其平均周期为11.1年,最短为9.0年,最长为13.6年。
   由于黑子的易于观测,以及其他太阳活动的发生总是和黑子数目的多寡相关,黑子各项指数的变化成为判断太阳活动强弱的一个指标。黑子相对数年均值的极大和极小年份,分别被称为太阳活动的极大年和极小年。而相邻两次极小年之间为一个太阳活动周。目前按照国际上的规定,第一个太阳周是从1755年极小起算的,目前我们正处于第24太阳周的起始阶段。另外,每天的日面黑子总面积、谱斑总面积以及10.7 cm太阳射电辐射流量,也可以作为表示太阳活动平均水平的指数。
  
[博士论文] 李东
天体物理 中国科学院大学 2015(学位年度)
摘要:太阳耀斑是太阳表面上一种剧烈的能量释放过程,在一次典型的爆发事件中,释放的能量约为1032erg。本论文就是利用IRIS、SDO以及其他一些卫星(如Fermi、RHESSI、STEREO等)的多波段观测数据,研究太阳耀斑爆发过程中高温谱线Fe(ⅩⅪ)对AIA131(A)通道辐射的贡献,以及耀斑脉冲相期间色球蒸发的观测证据和准周期振荡现象的观测。在论文的第一章我们给出了有关太阳和太阳耀斑的简要介绍。第二章介绍了观测仪器,主要包括IRIS和SDO卫星,以及GOES、Fermi、RHESSI、STEREO等卫星上搭载的主要观测仪器。论文的第三到五章分别介绍了我们利用IRIS光谱观测和SDO成像观测所做的主要工作(见下面的介绍),第六章对我们的工作进行了总结并给出了未来的研究方向。
  在第三章中,我们报道了由IRIS和SDO联合观测到的两个C级耀斑,这两个耀斑都发生在2013年10月24日。由于耀斑亮核(flare kernels)在AIA的所有通道会同时增亮,这使得我们很难测量其温度结构。幸运的是IRIS的光谱观测能够从低温的色球增亮中分辨出Fe(ⅩⅪ)的辐射。因此,我们可以通过比较耀斑亮核中IRIS Fe(ⅩⅪ)和AIA131(A)的辐射度(EMs)来判断AIA131(A)的辐射中有多少是来自Fe(ⅩⅪ)的辐射。我们使用多高斯拟合的方法从IRIS光谱的混合发射线中分辨并得到Fe(ⅩⅪ)的谱线强度和多普勒速度。然后,从AIA全日面成像中得到与IRIS Fe(ⅩⅪ)强度图同一时间和同一位置的AIA人为扫描(pseudo-raster)图,并将他们的EMs结果进行比较分析。最后,我们发现在耀斑环中,AIA131(A)的辐射主要来自Fe(ⅩⅪ),只有大约10-20%的辐射是来自连续谱、Fe(ⅩⅩⅢ)和低温等离子体辐射的贡献。而在耀斑亮核中,则有高达52%的131(A)辐射来自低温等离子体辐射。在耀斑亮核中可以看到这么宽的范围是因为其中存在显著的小尺度结构,这还可以从Fe XXI的EMs值在分子发射线和过渡区辐射等的位置变化很快看出来。
  第四章我们主要讨论了两个X1.6级耀斑中硬X射线辐射和由色球蒸发引起的多普勒速度之间的关系。这两个耀斑分别发生在2014年9月10日和10月22日。两个耀斑都是双带耀斑,而且IRIS的光谱狭缝都正好固定在他们的一个耀斑带上。同时这两个耀斑还分别被Fermi/GBM和RHESSI在X射线波段探测到。在这两个耀斑中我们都观测到了爆发式的色球蒸发。这是因为在耀斑的脉冲相期间,日冕谱线Fe(ⅩⅪ)表现为蓝移速度,而色球发射线CI则表现为红移速度。AIA的成像观测结果显示色球蒸发倾向于出现在耀斑带的前沿。我们发现Fe(ⅩⅪ)和CI的多普勒速度都表现为‘增长-峰值-衰减’的时间演化模式,这与硬X射线辐射的‘上升-极大-衰减’的时间变化一致对应。通过进一步的分析,我们发现在耀斑脉冲相期间,硬X射线的辐射与Fe(ⅩⅪ)的多普勒速度是反相关的,而与CI的多普勒速度则是正相关的。我们的结果为非热电子驱动色球蒸发模型提供了观测证据。
  在第五章中,我们研究了一个太阳耀斑中的准周期振荡(QPPs)现象。该耀斑发生在2014年9月10日,即第四章中的第一个耀斑。本次的观测数据则主要来自Fermi/GBM、SDO、STEREO和IRIS。用原始流量曲线减去缓变分量就得到了快变分量,快变分量曲线上呈现出一些有规律的、周期性的峰,他们被确定为QPPs。QPPs仅出现在硬X射线辐射的开始阶段,表现为3个峰,但是他们在色球和日冕谱线的辐射线中却有10个峰,在射电辐射中也有7个峰,同时每一个射电峰对应一个射电动态频谱上的Ⅲ型爆。在所有波段的观测中,我们都探测到了一个约4分钟的准周期。AIA的成像观测进一步表明这个4分钟的QPPs起源于耀斑带并倾向于出现在耀斑带的前沿。IRIS的光谱观测则显示在QPPs的每一个峰附近,4条谱线(包括CⅠ、OⅣ、SiⅣ和Fe(ⅩⅪ))都变得比较宽而且表现为明显的红移速度。所有这些观测结果都表明这个耀斑所表现出来的QPPs可能与周期性磁重联所加速的非热电子有关,而其4分钟周期则可能与激发周期性磁重联的某种MHD波有关。
[硕士论文] 孔勇进
天体物理 中国科学院国家天文台云南天文台;中国科学院国家天文台;中国科学院云南天文台 1996(学位年度)
[硕士论文] 王玲
计算机应用技术 天津理工大学 2011(学位年度)
摘要:月球是地球的近邻,探测月球能帮助人类认识宇宙的起源演化。利用月球探测数据对大地测量参数的准确估计对得出精确的月球模型,更好的研究月球表面的资源有重要意义。本课题是使用嫦娥一号激光高度计所测数据,通过研究计算月球的大地测量参数的新方法,拟合出更接近月球自然地形的曲面模型。论文的主要研究内容包括:
   (1)对以往的月球参考模型,参数的计算方法以及数据的覆盖域进行了研究,提出了月球的三轴椭球体的三维拟合模型,并构造了基于自适应遗传算法的模型实现算法。拟合结果表明经计算得到的月球参考模型与历史值相当,从而验证了算法的有效性。
   (2)利用遗传算法拟合了月球的一般二次曲面模型,实验分析证明得到的一般模型与三轴椭球体模型基本接近,说明月球的三轴椭球体模型是有效的,而且求解的一般模型更加符合月球的实际地形。
   (3)嫦娥一号采样数据是目前为止全球覆盖面最广的激光高度计数据,但是仍不能达到全球的覆盖,本文根据数据采样的特点利用三次样条曲线对测量数据进行插值,并提出了使用B样条插值曲面对月球进行高分辨三维重建的方法,经实验证明该方法能够得到光滑的曲面模型并且有很好的可视化效果。
[硕士论文] 詹想
天体力学与天体测量 北京师范大学 2012(学位年度)
摘要:本文介绍了彗星的概况,包括彗星的结构、轨道、发现和命名等,以及目前一些主流的发现较多彗星的巡天项目,然后介绍了彗星研究的意义、研究内容和研究手段,指出目前彗星研究的热点主要在研究彗星与柯伊伯带天体的关系,彗星与半人马小行星的关系,主带彗星的研究,以及彗星的空间直接探测研究等。
  接下来,本文通过介绍彗星与小行星的关系,指出彗星光谱研究的新思路--通过光谱比较,研究彗星和不同光谱种类的小行星之间的相似性。然后,介绍了目前主流的小行星光谱分类系统。在本文第二章的最后,提出了一个新方法,即通过“光谱距离”将彗星光谱与已知类型小行星光谱的平均模板比较,进而判断其光谱类型与哪类小行星光谱类型接近。
  本文重点介绍了,作者利用国家天文台兴隆观测基地的216m光学望远镜.对6颗彗星78P、C/2009 P1、49P、C/2010 G2、C/2010 S1、C/2011 F1进行了光谱观测,同时拍摄了类太阳恒星光谱。用IRAF软件对得到的谱线进行了一系列处理,得到了这6颗彗星的相对反射谱。将相对反射谱数据与Bus-DeMeo小行星光谱分类系统中的24个类型进行比较,计算光谱距离。根据光谱距离排序和彗星相对反射谱的细节,最终确定彗星的光谱类型可能与哪类小行星光谱类型接近。
  
[博士论文] 郑瑞生
天体物理 中国科学院大学;中国科学院研究生院 2012(学位年度)
摘要:日冕(corona)极紫外(EUV)波是在日冕里传播的大尺度明亮波前,与日冕物质抛射(CME)有着密切的联系。第一个EUV波是用搭载在太阳与日球天文台(SOHO;Solar and Heliospheric Observatory)上的极紫外成像望远镜(EIT;EUV Imaging Telescope)观测得到的,所以一开始称为“EIT波”。尽管已经被详细研究了15年,但是对EUV波的理解还不是很清楚,仍然有很多未解决的问题,尤其是EUV波的物理本质和触发机制。太阳动力天文台(SDO;Solar Dynamic Observatory)的上天,提供了高时空分辨率的观测资料,使得系统详细地分析研究EUV波成为可能。这里,结合日地关系天文台(STEREO;Solar Terrestrial Relations Observatory)和SDO上EUV波段的观测资料,我们详细分析了几个特殊的EUV波,尝试着去分析EUV波的物理本质和起源问题。另外,我们挑选的主要是一些小尺度(small-scale)EUV波,试图获得不同尺度的EUV波之间的联系和区别。
   2010年12月1日,SDO观测到一个小尺度EUV波在日面中心附近爆发,伴随着一个相应的迷你CME(mini-CME)。这个CME显示出典型CME的所有低日冕特征,是由一个小暗条(filament)的爆发引起的。这个暗条长度约为30″,是典型的迷你暗条(mini-filament)。尽管爆发非常微弱,但是EUV波有一个几乎半圆形的波前,并以相同的速度(220-250km s-1)向外传播,而且有很小的角度相关性。CME的横向扩张是非对称的,倾向于朝北边运动,CME环的南部足点几乎没有移动。横向扩张导致了长持续时间的(long-duration)强暗区(dimming),反映出CME的范围。对比CME的起动时刻和初始速度,EUV波很可能是由CME环的快速膨胀触发的。我们的分析证明这个小尺度EUV波是真正的波,可以用快模(fast-mode)磁流体动力(MHD)波来解释。
   利用SDO的高时间和空间分辨率资料,我们展示了在2010年11月11日三个小时之内连续发生的四个相似(homologous)EUV波。所有的EUV波都源于相同的的磁流浮现区域(EFR),都在相同的方向传播,都伴随着日浪(surge)、微弱的耀斑(flare)和模糊的CME,而且在SDO所有的EUV波段里都有着基本相同的外形。这些波以280-500km s-1的均匀速度传播,有着很小的角度相关性,意味着这些相似EUV波很可能可以解释为快模MHD波。这些EUV波很可能涉及不止一个的驱动机制,最可能的是被日浪驱动,由于它们之间紧密的时间和位置关系。我们也认为这些相似EUV波紧密关联着浮现区磁流的持续浮现和对消,这可以为连续EUV波的开始和触发提供足够的能量。
   利用SDO的高时间和空间分辨率资料,我们展示了发生在2010年3月1日的一个与失败暗条爆发相关的EUV波,这个事件中没有相应的CME产生。结合(photosphere)、色球(chromosphere)和日冕的高质量的资料,我们研究了EUV波的特征以及波与相应爆发间的关系。事件发生在一个小活动区附近的短暂区域(ephemeral region),这个区域里持续的磁流对消产生了爆发前增亮和两个EUV喷流(jet),并激活了暗条爆发,伴随着一个微耀斑(microflare)。在爆发之后,暗条物质出现在远离爆发中心的地方,周围的冕环看起来并没有受影响。很明显这个暗条爆发失败了,也没有产生相应的CME。EUV波就发生在北边喷流到达之后,而且看起来像是源于这个喷流的前面,而不是爆发中心。EUV波接近匀速地传播,速度范围为260-350km s-1,在后期有轻微的负加速度。值得注意的是,EUV波碰到一簇冕环后,继续向前传播,而冕环基本上不受影响。我们的分析证明这个EUV波是个真正的波,可以解释为一个快模MHD波。另外,EUV波和喷流在时间和空间上的紧密关系,提供了当CME没有发生的时候EUV波可能由喷流触发的证据。
   快速日冕EUV波(速度>1000km s-1)是非常罕见的。利用SDO的高时空分辨率资料,我们研究了一个发生在2011年9月30日的快速EUV波,联系着一个迷你暗条爆发、一个C1.0耀斑和一个CME。这个事件发生在两个活动区之间的边缘区域,迷你暗条快速地爆发,看起来像爆裂喷流(blowout jet)-样,伴随着耀斑和CME。CME的前锋很有可能是由覆盖在上方的大尺度冕环直接演化而来的。EUV波的起始时间与喷流和耀斑的初始时刻几乎是同时的。EUV波的起点远离耀斑中心,与快速喷流有着紧密的位置关系。EUV波有着大约1100km s-1的初始速度,在后期还有轻微的减速,速度降到500km s-1左右。EUV波在很小的角度范围内传播,很有可能是想要避开两边的活动区。所有的结果都证明这个快速EUV波是个快模MHD波。因为CME打开了大尺度的环,它的前锋很有可能在EUV波波前产生之后形成,所以EUV波不可能被CME驱动。EUV波最有可能是被喷流触发的,因为两者之间有着紧密的时间和位置关系。
  
[硕士论文] 王宏彬
天体物理 北京师范大学 2008(学位年度)
摘要:宇宙中有许多磁场的探测,磁场以其普遍性和难理解性在天文研究中有着重要的意义。分布于太阳和行星际空间的磁场目前有两种:大尺度磁场和小尺度磁场。前者主要指太阳普遍磁场和整体磁场,后者则主要集中在太阳表面、太阳黑子、行星际介质、网络磁场等区域。太阳活动区、谱斑区及宁静区都存在小尺度磁场。星际介质是湍动的因而任意深处的磁场都有小尺度的组成。小尺度组成的存在对于任何大尺度发电机理论的研究都是至关重要的。宁静光球层小尺度磁场也与太阳活动有着密切关系。 太阳发电机理论主要解释太阳磁场的起源和演化,是太阳物理中最基本、最重要的问题之一。对他的研究不仅具有重要的科学价值,而且对空间天气的预测和空间技术的发展也有一定的影响。本文介绍了太阳发电机的基本理论--平均场理论,并讨论了几种发电机模型。传统的发电机理论主要集中解决与大尺度磁场特征有关的活动区起源和周期性问题。而高分辨率观测发现,宁静光球层的小尺度磁场也与太阳活动有着密切关系,关于他的起源问题还没有一个很好的理论解释。 本文应用二流体理论,推导出磁场产生和维持方程。可以通过对方程的理解来理解宇宙等离子体中磁场的性质和产生问题。电子和离子被认为是两种独立的粒子流,并通过碰撞联系起来。通过推导我们发现电子和离子不同的粘滞可以很好的解释磁场自发产生问题。在较差运动等离子体中,可以推导出一种电流,这种电流是由于电子和离子不同粘滞而产生的。电子的温度高、质量小从而使它的粘滞远远大于离子的粘滞。由此而来,电子在较差运动层的速度将小于离子的速度,从而在等离子体中就会有净电流产生。该电流的大小取决于电子的温度、密度以及速度梯度V2→ν。由于在剪切层形成电流,从而有磁场产生。 通过对太阳活动区的观测发现,太阳活动区中的垂直电流jz和V2→ν相关。由此证实等离子中的电流主要来自较差运动的等离子体中。安培定律将电场和磁场紧密联系在一起,一定的电流系统本身又是一个能量输运系统,它可以将能量的产生、传输和释放过程有机的联系起来。因此根据太阳大气等离子中电流的行为研究太阳物理过程,将更加直观也更有助于我们解释太阳小尺度磁场的产生问题。
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