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[硕士论文] 郭林熹
测绘工程 山东科技大学 2018(学位年度)
摘要:地心运动能够反映全球范围内的质量重新分布以及固体地球和水圈、大气圈之间的相互作用。地表流体质量重新分配引起的周年地心运动最为突出,如果忽略这一影响,可能会导致海平面变化估计出现偏差。因此研究地心运动可以解决ITRF实现与ITRS定义并不完全一致的问题,从而提高整个参考框架的精度。论文的主要工作和成果如下:
  (1)本文利用公式详细推导了地心运动的监测方法,并就造成地心运动的原因、如何利用人卫激光测距(Satellite Laser Ranging,SLR)技术解算地心运动等关键性问题进行了分析。
  (2)本文创新性的将最新的低轨地球动力学卫星LARES引入到高精度地心运动解算当中,结果能达到mm级精度。对于相同的解算策略,LARES可以有效的提高传统激光测距卫星(LAGEOS-1/2、Etalon-1/2)在解算地心运动方面的精度。同时针对LARES卫星,解算策略中设置不同的阻力系数组合以及解算低阶重力场位系数到不同的阶次以得到精度最高的地心运动。结果表明针对LARES卫星不同阻力系数设置对地心运动解算的影响区别很小,低阶重力场位系数解算到4阶次得到的地心运动精度最高。
  (3)本文提出了地心运动时序分析的多通道奇异谱(Multi-chnnel Singular Spectrum Analysis,MSSA)方法。利用该方法分析发现了2002年-2016年共15年去掉趋势项地心运动时间序列的四个主要周期成分。三个方向上均发现了较为一致的周年周期、半周年周期以及准1.5年周期,Y、Z方向发现了较为一致的准5.3年周期,不同于X方向的准3.5年周期。可以说较好的还原了地心运动在长时间尺度上的周期特性,同时也验证了MSSA方法对于非线性变化的时间序列分析有很好的效果。然后利用最小二乘拟合的方法固定周期项拟合了上述地心运动时间序列,得到X、Y、Z三个方向在周年周期项上的振幅分别为2.6mm、2.1mm、4.8mm,该结果与其他相关研究者的结果较为一致。
[博士论文] 谢海霞
等离子体物理 山东大学 2018(学位年度)
摘要:自1940年代以来,“日冕温度为什么高出光球两个量级”这一问题一直是太阳物理中有待解决的核心难题。冕环是日冕的基本组成单元,直接测量其物理参数(如电子密度、温度、非热速度、磁场强度等)沿冕环的空间分布对日冕加热机制的探索起着重要作用。冕环参数的已有测量要么关注单个或少数几个非完整环,要么仅讨论单个完整环,而且没有同时给出冕环的三维几何结构和磁场信息。从这个意义上说,具有统计意义的完整冕环参数的测量显得相当迫切。本文的第一个工作试图填补这一空缺。
  利用了HINODE/EIS的光谱扫描观测数据研究了50条完整冕环的等离子体物理参数。其中有11条冕环为冷环(温度小于1MK),39条为温环(温度在1MK到2MK之间)。共诊断了以下物理参数:电子密度和温度、填充因子、多普勒速度以及非热速度。在诊断物理参数的过程中,细致考虑了背景减除的效应。首次将光谱诊断和线性无力场外推结合起来,获得了冕环的几何信息以及磁场信息。
  使用线性无力场外推获得冕环的三维结构(包括环长、环高和磁场强度)。所研究的冕环的高度在10到93Mm之间,环长范围为59M至393Mm,其中冷环和温环的环长相当。选择环上信噪比比较好的位置获得垂直环向的切片,并将切片的强度信息进行高斯拟合,并将强度分布的全高半宽作为冕环的宽度。发现所研究的冕环半径在1.1到5.8Mm之间。所有冕环的磁场强度分布都展示了自足点向环顶降低的趋势,并且两个足点的磁场强度并不相等。发现对于大部分冕环来说等离子体密度自两足点到环顶有降低的趋势。同时将观测的密度分布与流体静力学平衡下的理论分布进行了比较,发现大部分的冕环都不符合这一理论预期。使用EM-loci的方法获取冕环的电子温度。选取信噪比较好并且能清晰观测到完整冕环的多条谱线进行EM-loci诊断,结果发现对于大部分冕环来说,温度分布的趋势是很平坦的。冕环的填充因子的范围在0.08到0.89之间,说明这些EIS冕环可能是由多个细丝构成。
  “冕震学”是太阳物理的新兴分支。有别于光谱学诊断这一传统的直接手段,“冕震学”利用波动的成像及光谱测量,结合磁流体波动理论,对太阳大气磁结构内难以直接测量的物理量进行间接推断。在这类物理量中,磁场强度、密度横向不均匀尺度等信息与日冕加热机制息息相关,但其直接测量几乎无法实现。事实上,对光学薄的极紫外辐射而言,成像数据甚至都无法直接给出密度横向剖面该用何种数学形式描述。我们的工作首次尝试将正演与冕震学反演手段结合起来,评判密度剖面数学描述的优劣。
  为此,使用了AIA171(A)波段的成像观测数据,对位于太阳临边以外的一经历横向震荡的活动区环进行研究。首先基于正演思路,对任选的密度横向描述方案计算出AIA171(A)波段冕环辐射强度横向分布的理论预期,而后将理论预期与实测值对比,从而自洽获得该给定描述方案下的密度横向分布信息(主要是环外内密度比和无量纲非均匀尺度)。而后在冕环清晰成像的部分获取了18个切片,并对这些切片的震荡信号进行拟合以获取震荡周期和衰减时间。计入衰减时间-周期比的不确定度,基于震荡衰减来自扭曲模的共振吸收这一工作假设,获取了三种剖面描述方案下密度比与密度非均匀尺度的可能区间。而后将正演手段(它独立于冕震学反演手段)获取的两参数与该区间对比,发现正弦型密度剖面猜测下两种方法的结果相差甚远,而其余两种密度剖面(幂指数型和抛物型)则基本相符。换言之,至少对所研究的这一冕环,正弦型密度剖面的描述方案不够现实。认为,对震荡冕环来说,正演与冕震学反演结果互相校验的方法给出了甄别密度横向剖面描述方案的一种可行手段。
[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。
[硕士论文] 赵曰昶
控制工程 山东大学 2018(学位年度)
摘要:太阳射电暴是太阳爆发时大气的能量释放现象,太阳微波爆发表现为太阳辐射强度在微波波段(~GHz)的急剧增加,微波段太阳射电暴携带着太阳爆发过程、高能电子加速以及辐射机制等方面的天文物理信息,并且2.8GHz的射电流量在日冕磁场诊断、高能电子加速机制和太阳耀斑爆发物理等研究中有着重要作用。此外,太阳射电辐射流量与高能粒子的特性、等离子的性质等密切相关。同时,太阳射电流量系统监测对研究太阳长期活动规律、太阳射电预报模型以及太阳射电爆发相关的新型观测技术研究具有重要的作用,因此,太阳射电流量监测系统的研究具有重要的科学意义和应用价值。
  本文通过查阅大量文献以及结合国内外监测系统的研究,确定了特异材料天线、软件无线电、高性能计算机相结合的方案。该方案的系统具有体积小,可扩展性强、可编程的特点。本文设计的太阳射电流量监测系统主要是由特异材料天线、软件无线电板卡、高性能计算机三个部分构成。特异材料天线主要完成对太阳射电信号的接收,软件无线电板卡主要完成数据的采集,然后将板卡采集的数据通过USB3.0上传到计算机,在高性能计算机上完成数据的预处理、自动存储以及实时频谱分析,然后以频谱图、动态频谱图、射电流量曲线图等多种形式显示。同时,为了进一步深入研究,还可以对存储的数据进行离线分析,并将分析的结果以图片方式进行存储,便于后续研究人员查看分析。
  本文根据项目组的实际需要,对2.8GHz太阳射电流量进行观测,设计了太阳射电流量监测系统。本文完成的主要工作包括:针对特异材料天线进行了建模与仿真,并设计制作了天线实物,完成了对特异材料天线的性能测试,并对其进行了优化。同时结合软件无线电的理论与结构模型,针对连续信号频谱分析中存在的问题进行了研究,对离散频谱校正的算法进行了探讨,并通过仿真对比出了优化的算法。基于软件无线电平台进行了频谱分析系统的开发与实现,并对各个模块进行了设计,主要包括板卡通信、数据的采集、数据存储、实时频谱分析、离散频谱分析、动态频谱图的存储等各模块的设计与优化。最终系统经过现场调试以及连续长时间地运行,取得了较好的观测效果,验证了系统的可行性以及可靠性,可以为太阳射电流量观测提供数据支持。
[硕士论文] 金勇剑
空间物理 中国科学技术大学 2018(学位年度)
摘要:EUV(Extreme Ultra-Violet)波是由太阳大气爆发引起的大尺度扰动现象,可在日冕中进行全日面传播,而关于其物理本质的争议也持续了将近20年。目前主流的观点之一认为EUV波是快磁声波,作为色球层Moreton波的日冕对应体。但是,观测表明EUV波和Moreton波在速度和传播时间上存在着显著的差异。为了解释这些差异,本文给出了一个太阳分层大气中部分电离的双成分磁流体力学模型。通过对其色散关系系统地分析与求解,我们可得到4种解,分别为Alfven波、声波、快磁声波和慢磁声波。由于色散关系求解的频率虚部为负数,表明中性气体和电离气体的碰撞使得各种波的振幅随时间不断衰减,而由其实部的计算结果我们发现碰撞不会明显地影响波速。为了进一步探究快磁声波在太阳分层大气中的传播特征,我们构建了相关的物理量模型,如磁场、温度、电离度和碰撞频率等。计算结果表明,由于色球层相比日冕具有较低的电离度以及较强的磁场,故Moreton波的速度远大于EUV波。这也解决了单成分模型中色球层的快磁声波在速度上远低于Moreton波的问题。相较于色球层的快磁声波由于碰撞而受到很强的衰减,日冕中的快磁声波在几乎完全电离的条件下能够传播地更久,也传播地更远。本文的计算结果与EUV波和Moreton波的观测结果相一致,也支持了两种波的快磁声波理论。
[硕士论文] 刘长卿
空间物理学 山东大学 2018(学位年度)
摘要:含水硫酸盐矿物的化学成分、晶体结构和光谱特征对于火星矿物的识别和了解火星水热作用的历史必不可少。黄钾铁矾是火星上第一种利用遥感、就位和陨石研究三种手段都观测到的硫酸铁矿物,在地球上主要出现在酸性、富S的环境中(如富S岩石的风化、矿山酸性废水的沉积),因此火星黄钾铁矾是火星曾存在酸性水环境的重要证据之一。然而,黄钾铁矾实验室光谱研究并不完善,不足以支持火星就位探测(如拉曼)对黄钾铁矾化学成分的精细研究;且目前对火星遥感数据的解译通常在单矿物角度进行,但在遥感数据的空间分辨率上该条光谱无疑包含多种矿物的光谱信息。本研究聚焦于火星上可能存在的K、Na、H3O黄钾铁矾固溶体体系,对黄钾铁矾进行了较为系统实验室光谱学研究,为目前火星轨道遥感和未来火星就位探测对黄钾铁矾的精细研究提供了较为完善的基础光谱数据支持和重要的实验室约束。本文主要分为以下三个部分开展:
  1)黄钾铁矾固溶体体系实验室模拟与光谱学研究
  本研究合成出25种黄钾铁矾纯相(包括22种固溶体和3种端元),利用扫描电镜-X射线能谱仪(SEM-EDS)获得样品化学成分,通过X射线衍射(XRD)确定样品的晶体结构,并对样品进行系统的光谱学表征(包括拉曼光谱、可见近红外(VNIR)光谱和中红外(MIR)光谱等),建立黄钾铁矾光谱特征和化学成分之间的联系。本研究发现不同黄钾铁矾样品的拉曼、MIR和VNIR光谱特征随成分发生规律性变化,并利用拉曼和VNIR光谱各自获得了黄钾铁矾化学成分的预测公式。
  2)黄钾铁矾混合光谱研究
  本研究首先依据黄钾铁矾固溶体(JSS)的化学成分将黄钾铁矾端元进行混合,获得了22组黄钾铁矾物理混合物(JPM),并利用XRD、拉曼、VNIR三种手段分析JSS和JPM的差异。本研究发现,JPM的XRD谱图在28~30°范围内存在明显的峰位叠加;某些JPM的拉曼光谱在400~500cm-1范围内存在端元谱峰叠加而成的较宽的谱峰,而JSS表现为随成分规律性变化的拉曼谱峰;VNIR在2100~2300nm和2300~2500nm范围内,中等H3O含量(30~60%)的JPM双峰特征比JSS明显,而较低H3O(10~25%)和较高H3O(70~80%)黄钾铁矾样品的JSS双峰特征比JPM明显。
  本研究随后购买蒙脱石、高岭石和石膏,并合成了明矾石和烧石膏,将K端元的黄钾铁矾(K-Jar)和上述样品在不同比例下混合(1∶3,2∶2和3∶1),分析了15种混合样品和6种纯净矿物的VNIR光谱,发现所有样品长波峰强度(~2270nm)随黄钾铁矾的增加而增大,而短波吸收峰强度变化五组样品各不相同:黄钾铁矾和明矾石(JA)系列样品的长波峰强度随黄钾铁矾增大而降低,黄钾铁矾和高岭石(JK)系列样品不存在线性关系,黄钾铁矾和蒙脱石(JS)、黄钾铁矾和石膏(JG)、黄钾铁矾和烧石膏(JBA)系列样品随黄钾铁矾增加而增强。本研究利用这一规律获得了混合物中黄钾铁矾含量的预测公式。
  3)火星黄钾铁矾遥感光谱的初步应用
  本研究选取了美国火星探测任务Mars2020预选着陆区Jezero撞击坑西南方向的一个区域(HRL0000B8C2),提取了其中含黄钾铁矾的光谱,并利用本文获得的规律对该条光谱作了解译。根据本研究的实验结果约束,该区域的黄钾铁矾可能以固溶体的形式存在,且其中H3O含量约为Na的2.6倍,K的3.5倍;也可能存在黄钾铁矾和蒙脱石的混合,且其中黄钾铁矾的含量范围为25~50wt%。
[硕士论文] 徐伟杰
空间物理学 山东大学 2018(学位年度)
摘要:光谱技术是从分子层面识别火星表面及次表面物质成分、丰度及分布特征的重要手段。对地外行星探测来说,多载荷协同分析是提高探测目标准确度及验证其自洽性的必备手段。Raman(Raman)光谱技术具有谱峰尖锐、分辨率高、能实现微区探测等特点,NIR(近红外)光谱技术具有探测矿物种类丰富、信号易获取、对H2O/OH探测响应灵敏等特点。火星表面矿物分布提供了火星起源、地质及环境演化线索,火星表面卤水种类及分布提供了火星气候/水文演变信息。融合Raman和NIR光谱技术实现两者协同分析,对火星表面、次表面矿物/岩石类型、卤水及其可溶物类型的研究具有重要科学意义。鉴于2020年ESAEXOMars与NASA SurperCam都将搭载Raman和NIR光谱仪对火星进行巡视探测,将Raman与NIR数据融合进行联合矿物表征分析,并开展火星表面卤水及其它与水相关物质的Raman分析具有重要科学意义。
  本论文首先介绍了火星及其环境特征、火星表面矿物探测历史、探测载荷及火星矿物分布特征等相关内容。同时介绍了Raman和Vis-NIR光谱技术的振动光谱学原理及火星相关矿物的振动光谱特征。在此基础上基于Raman和Vis-NIR光谱技术重点研究了以下两方面内容:
  1)基于光谱数据融合技术对火星表面矿物进行鉴别分析研究
  本研究制备了25种典型的火星表面硅酸盐、碳酸盐及硫酸盐矿物模拟样品,在实验室条件下获得这些样品的Raman、Vis-NIR光谱数据并结合矿物Raman、Vis-NIR光谱特征,对其进行基线校正、Savitzky-Golay平滑、标准矢量归一化(SNV)等光谱预处理工作,然后建立了火星表面硅酸盐、碳酸盐及硫酸盐矿物的Raman、Vis-NIR光谱数据库。在建立矿物聚类分析模型的过程中,首先选取样品在Vis-NIR和Raman数据中信息丰富、信噪比高、光谱信号重叠小的波段(Vis-NIR:430-2430nm,Raman:130-1100cm-1),然后针对性的采用了软独立建模分类法(SIMCA)、主成分分析法-K最邻近分类法(PCA-KNN)对单一的Raman或Vis-NIR光谱数据及光谱融合数据(累加融合和串联融合)进行建模聚类分析,实验结果表明:采用SIMCA算法的矿物聚类分析准确率由单一光谱建模的82.7%(Vis-NIR)、82.7%(Raman)提升为融合建模的93.1%(累加融合)和96.5%(串联融合);采用PCA-KNN的准确率由单一光谱建模的72.4%(Vis-NIR)、72.4%(Raman)提升为融合后的79.3%(累加融合)和91.2%(串联融合)。因此,矿物分类结果表明光谱融合能够发挥Vis-NIR、Raman各自的数据优势,所建的火星表面相关矿物分类模型的预测准确度更高。
  2)基于Raman光谱技术对火星表面卤水进行定量分析研究
  本研究制备了72种火星表面高氯酸盐、氯酸盐、硫酸盐、碳酸盐和硝酸盐不同浓度的模拟卤水样品并在实验室条件下获得其Raman光谱,通过基线校正、Savitzky-Golay平滑以及高斯拟合等光谱预处理建立了火星模拟高氯酸盐、氯酸盐、硫酸盐、碳酸盐和硝酸盐卤水溶液的Raman光谱数据库。然后根据卤水溶液的光谱特征采用以2800-3800cm-1水伸缩振动形成的强宽缓包络特征峰为内标峰的内定量法建立了卤水溶液阴离子基团对称伸缩振动(v1)归一化Raman峰面积R*与浓度的火星卤水定量分析曲线。研究结果表明,溶液阴离子基团v1特征峰归一化Raman峰面积R*与浓度呈良好的线性关系,定量曲线线性相关系数R2均大于99%,这表明就位Raman光谱技术对火星表面卤水种类鉴别及某些可溶性盐类定量分析具有可行性。系统的实验调研表明实验建立的定量分析曲线与Raman测试条件(激光能量、聚焦距离)、阳离子种类等因素无关,这说明本研究建立的卤水定量分析模型十分稳健可以运用到火星就位及遥感探测中。最后研究了本实验系统条件下的各卤水溶液检出限,这对于2020火星探测具有指导性意义。
[博士论文] 苟廷玉
空间物理学 中国科学技术大学 2018(学位年度)
摘要:耀斑是太阳大气中最壮丽的活动现象之一,常常和暗条(或日珥)爆发、日冕物质抛射(CME)伴随发生。这些爆发活动是空间灾害性天气的主要驱动源,会扰动地球磁场,影响近地空间环境。研究太阳耀斑的物理机制,一方面有助于理解太阳的磁场结构、演化规律和相关活动现象,另一方面也为空间天气预报和预警提供物理基础,是空间环境保障中不可或缺的一部分。
  磁场重联是耀斑中主要的能量释放机制。它通过改变磁场的拓扑位形,将存储的磁场能量转化为耀斑等离子体的热能和动能,并加速高能粒子。然而,发生在日冕中的三维磁场重联与经典的二维磁重联相比,在物理图像和物理过程上都有显著区别,亟需从观测上为模型和模拟提供约束。本文即围绕耀斑中的磁场重联及相关能量释放过程展开研究。借助现代最新的太阳探测卫星和仪器,如SDO、STEREO、RHESSI等,展开对太阳多波段、多视角、高分辨率、广能量范围的观测;利用国际上先进的方法和手段,如微分发射量(DEM)反演、磁场外推和挤压因子计算方法等,实现对耀斑等离子体物理性质、活动区磁场拓扑结构及相关现象的深入分析。文章的具体内容包含以下几个方面:
  1.磁场重联对耀斑等离子体的加热
  基于最新的SDO/AIA对太阳的高分辨率多波段成像,我们利用DEM方法分析了经典楔形耀斑的温度性质。结果表明,大多数耀斑(包括双楔形结构的耀斑)的楔形结构温度最高,普遍大于10MK,和标准耀斑图像相似,可以用重联区慢模激波的加热作用来解释。但是也有例外,例如发生在2012年7月19日的M7.7级耀斑,在圆形耀斑环上方的尖状区域中,从尖点向下温度反而升高,可能还存在其它的加热机制。
  耀斑期间DEM随温度分布呈明显的双峰结构:低温分量峰值在logT≈6.2处,主要来自耀斑前后的背景日冕等离子体;高温分量峰值在log T≈7.0处,来自耀斑等离子体。基于这样的性质,在传统意义上以所有DEM(ψ(T))为权重的平均温度w的基础上,我们引入只考虑高温DEM分量(T≥4MK,logT(≥)6.6)的校正温度h=与∫T≥4MKψ(T)×TdT/∫T≥4MKψ(T)dT。相比w,h能更准确的反映高温耀斑等离子体的温度,很大程度上避免了因积分背景等离子体引起的低估,尤其是当低温的背景日冕发射量占主导时。
  2.磁场重联的直接观测
  尽管磁场重联贯穿耀斑过程的始终,但直接观测仍然非常缺乏。我们利用最新仪器的高时空分辨率成像和多视角观测,发现一个耀斑中特殊的第二步重联,以及首次实现对滑动重联的立体观测。
  2013年5月13日的X2.8级耀斑包含两个阶段的能量释放:第一阶段表现为磁绳结构的爆发,与标准模型描述相似;第二阶段的能量释放更加剧烈,和一条大尺度冕环的重联密切相关。我们在SDO/AIA中观测到低温的水平重联入流和高温的垂直向上出流,速度分别为130km/s和740km/s左右。同时,RHESSI探测到剧烈的能量释放,高能响应达到伽马射线范围;光谱拟合显示很硬(δ≈3)的能谱特征,整体随时间由软持续变硬;环顶硬X射线源的高度突然剧烈降低,在时间上和AIA304(A)中突然加速的入流一致,可能和日冕内爆图像相关。第二步特殊的重联进一步提高了重联率(MA≈0.18),伴随非常有效的粒子加速和等离子加热,使耀斑的辐射(大于300keY)和温度(高约30MK)达到新高。
  2011年1月28日的M1.4级耀斑包含南北并排的两组耀斑环,剧烈的耀斑增亮位于南侧的环系统。除了SDO/AIA的边缘观测,STEREO-A星还提供了耀斑正上方的俯瞰。在EUVI195(A)中,两组耀斑后环逐渐自西向东运动。通过分析活动区的磁场性质以及计算磁场挤压因子Q,发现在南北两组耀斑环系统之间,存在磁场准分界层(QSL)相交的双曲磁通量管(HFT)结构;通过重构耀斑环的三维形态,发现耀斑环的足点正是沿着HFT在日面上的足迹滑动。这些观测和分析表明,耀斑后环在HFT的中心发生了滑动磁场重联。滑动重联可能间接引起了耀斑的极紫外后相,还进一步加剧北侧环系统中由热传导引起的半环不对称性。
  3.磁通量绳结构的起源
  耀斑中爆发的磁通量绳结构的起源、形成和向爆发结构的演化过程一直成迷,也是多年来引起激烈争论的问题。我们发现在2013年5月13日X2.8级耀斑中,电流片被撕裂成多个细小的等离子体团。它们继续运动和合并,在电流片顶端形成一个较大的等离子体团,即“种子”磁绳。这个结构形成之后继续上升,拉伸外侧的冕环,下方磁场重联不断进行,注入的磁通量导致磁绳继续膨胀和爆发;加速的磁绳反过来驱动更快的重联入流,形成正反馈机制,最终产生大尺度行星际CME。整个过程伴随着剧烈的硬X射线辐射。由此,我们在观测的基础上提出一个连接多尺度太阳活动的物理图像,从微观能量耗散尺度(即粒子动力学尺度,约104cm)到宏观爆发结构(如爆发的磁绳和形成的行星际大尺度CME,约1011cm)。而观测到的电流片中的等离子体团(尺寸数量级约108cm),是连接它们的重要桥梁。
  4.爆发性耀斑和CME的耦合
  在2013年5月13日X2.8级耀斑长达四个小时的衰减相中,耀斑后环系统的高度持续增长,电流片区域不断有新出现的环结构(SADL)快速向下运动,下方耀斑后环不断收缩。这些特征都表明磁场重联仍然持续进行。另外,衰减相中还探测到了显著的硬X射线暴,响应能量高于100keV,表明此时仍有剧烈的能量释放。爆发产生了一个快速CME,它不仅在耀斑脉冲相中被剧烈加速,而且还经历了衰减相中的后期加速过程。CME的后期加速与耀斑衰减相中的能量释放密切相关,表明它们可能仍然紧密耦合。即耀斑衰减相中持续的磁场重联仍然对CME的加速产生重要作用,可能通过发生在电流片的重联为CME注入更多的磁通量而实现。由此,我们将耀斑和CME的正反馈及耦合关系延伸到衰减相。
[博士论文] 吴兆朋
空间物理 中国科学技术大学 2018(学位年度)
摘要:火星一直以来都是行星科学研究的热点,首要的研究目的自然是探索宇宙中的生命,而对于火星大气及气候的研究也随着火星探测器的增加而越来越多。尽管火星比地球小,离太阳也更远,但是火星上的气候跟地球有着重要的相似点,所以对于两者的比较研究能帮助我们更好的了解地球大气的历史和未来。另一方面,气候变化也直接关系到火星大气中水汽以及其它生命元素的存在,对于火星生命的探索也有重要作用。
  本文的研究主要集中在两个方面,一是对火星大气潮汐的研究,二是对火星边界层的研究。大气潮汐及行星尺度波是大气中重要的全球尺度的波动,普遍存在于快速自转的行星大气中,如地球、火星等等。火星上的潮汐波主要是由大气中普遍存在的CO2、沙尘以及水冰云的热吸收和热辐射激发的。潮汐波可以调制背景风场,影响大气重力波的上传和破碎,对低、中、高层大气之间的耦合具有重要作用,进而影响整个大气环流。另外火星大气边界层可以控制沙尘的空间分布从而对中高层大气潮汐波产生重要的影响,但目前并没有研究将这两者直接联系起来,而我们现在及以后的工作将着重于此。
  本文的研究工作如下:
  1、首次利用观测数据研究了火星中高层大气迁移和非迁移潮汐波的纬向和季节变化特征。
  我们利用火星气候探测仪(MCS)在新型的cross-track观测模式下观测的两个火星年的温度数据,研究了纬向波数s=1~3的潮汐波和准静止行星波的纬向以及季节变化特征。周日迁移潮汐的振幅在南半球赤道和中纬度地区呈现强烈的半年变化。半日迁移潮汐(SW2)在赤道和北半球的中纬度地区有明显的半年变化,但在南半球表现为周年变化。赤道地区水冰和沙尘的密度约化不透明度与SW2振幅有着明显的时空相关性,这可为SW2的潮汐激发源提供一种可能的解释。纬向波数为1、2、3的三种开尔文波(DE1、DE2和DE3)在赤道区域有显著的季节性变化。DE1近似表现为半年振荡,而DE2和DE3有明显的周年振荡。本文首次利用观测数据研究了火星中层大气中西向传播、纬向波数s=2和3的非迁移周日潮汐以及西向传播、纬向波数s=1的非迁移半日潮汐。这三种波都有着不对称的纬向分布,对应于它们可能的激发源,即准静止行星波与迁移潮汐之间的非线性相互作用。
  2、利用地球大气潮汐的研究成果解释了火星大气周日迁移潮汐的季节变化。
  我们利用MCS的温度数据并从经典潮汐理论的霍夫模视角出发,研究了周日迁移潮汐(MDT)的空间和季节变化。霍夫分解结果表明,在春分期间,垂直传播的(1,1)模在所有高度上占主导地位,从近地表到0.1Pa振幅随着高度增长。垂直方向无法传播的波模(1,-2)、(1,-4)、(1,-6)被限制在较低的高度且它们有相似的垂直分布结构。(1、1)和(1,-2)波模都有明显的半年振荡。MDT与沙尘和水冰加热率的霍夫模构成相同,这说明沙尘和水冰都对潮汐激发有贡献。然而,沙尘加热率的周年和半年振荡都与MDT的有较大的相位差,而水冰的半年振荡与MDT的相位相符,这表明水冰可能是MDT半年振荡重要的驱动源。利用大气环流模式模拟的风场数据,我们也发现赤道地区纬向平均的纬向风以及其随纬度的切变可以通过调制潮汐的上传来影响潮汐的季节变化。总而言之,赤道地区MDT的半年变化以及其产生机制与地球非常类似,这也暗示火星作为类地行星与地球有着更多的共同点。
  3、首次模拟分析了火星大气边界层沙尘空间分布的各向异性对火星对流边界层高度的影响。
  我们采用火星版本的天气研究和预测模型(MarsWRF)对火星对流边界层(CBL)的气象过程和沙尘传输进行了大涡旋模拟(LES)。我们使用恒定的沙尘阈值风速(能把沙尘吹离地面的最小风速)来确定沙尘的扬起过程,扬起后的沙尘随风场进入上升气流中进一步抬升。整个模拟区域的表面反照率、热惯性和太阳光照也处处相同,具体数值由MarsWRF的火星全球大气环流模型(GCM)基于卫星观测数据获得。该模型成功模拟了火星多个地点近地面温度剖面,并可以获得诸如风场、大气压、沙尘含量等其它气象要素。随后我们研究了火星沙尘对边界层动力学过程的影响,研究表明沙尘对阳光的遮挡产生的阴影效应会减弱边界层的对流强度,但沙尘的不均匀分布会增强地表和大气中的热对比度,进而通过增加浮力项而增强边界层的对流。如果扬沙速度足够快,由于沙尘不均匀分布而增加的对流能量可能会超过阴影效应减少的能量,从而导致边界层高度的抬升,我们发现火星一天中沙尘的最大不均匀度与边界层的最大高度存在正比关系,这为研究火星以及地球沙漠地区的边界层高度提供了新的认识。
[博士论文] 肖苏东
空间物理 中国科学技术大学 2018(学位年度)
摘要:虽然在金星没有全球的内禀磁场,但太阳风携带的行星际磁场(IMF)可以堆积在金星电离层周围形成一个感应磁层,继续向夜侧拖曳而形成磁尾,以及磁鞘和舷激波等结构,与地球类似。我们利用金星快车观测数据,研究太阳风与金星感应磁层的相互作用过程,及其太阳周期变化,结果如下:
  1.金星磁障的太阳周期变化
  磁障作为金星感应磁层的一部分,我们利用金星快车的磁场数据,对几乎一个完整的太阳周期内日夜交界线附近的磁障进行了全面的统计研究。哪怕在日夜交界线附近,磁障结构依然只在日侧存在,而且在整个太阳周期中存在半球不对称。我们还证明磁障磁场结构会受到IMF方向和太阳活动控制。准垂直于太阳风的IMF下的磁障比准平行于太阳风的IMF下的磁障更强,而且随着太阳活动的增强,这种差异会变得更大。
  2.太阳活动高年金星近磁尾半球不对称性
  之前的观测发现金星近磁尾越尾磁场在太阳活动低年表现出半球不对称性。-E半球的磁力线明显呈现更为紧密环绕金星的拓扑结构,在-E磁尾中形成了非常易于发生磁场重联很强的磁场反转区。由于金星感应磁层形成于太阳风与电离层的相互作用,而电离层受到太阳活动的调制,因此研究磁尾结构的太阳周期依赖是很有意义的。我们基于金星快车卫星的磁场探测数据对太阳高年金星近磁尾的磁场拓扑结构进行统计分析,发现太阳高年磁尾的磁场结构显示出+/-E半球不对称性,与太阳低年极其相似。金星磁尾越尾磁场的半球不对称性在整个太阳活动周期中一直存在。这意味着近金星磁尾磁场重联不只可能发生于太阳活动低年,也可能在太阳活动高年发生。
  3.金星附近低频磁扰动特性的太阳活动影响
  我们利用金星快车数据统计研究30~300mHz频段磁扰动的太阳周期依赖性。在整个太阳活动周期中,我们选取了三个典型的太阳活动时期,分别绘制磁扰动特性的空间分布图,并进行比较。结果表明,随着太阳活动加剧,磁鞘中的磁扰动强度减弱,而磁尾中的磁场依然相对平静;磁鞘中低频磁扰动的剪切分量增强,而在磁尾区域减弱;磁鞘中的圆偏振磁扰动成分减少;夜侧磁鞘中作为主导的平行传播磁扰动成分增加,而磁尾区域中垂直传播成分增多。
  4.不同类型舷激波下游金星磁鞘内的磁扰动和湍流
  基于金星快车的数据,我们统计分析两种不同类型,准平行(Q∥)和准垂直(Q⊥)舷激波下游,金星日侧磁鞘内磁扰动的谱指数特征。尽管磁扰动的性质在Q∥和Q⊥舷激波的下游表现出一些不同之处,但我们发现它们具有相似的谱指数特征。无论上游舷激波类型如何,1/f噪声在整个金星日侧磁鞘中都占主导地位。磁鞘内磁扰动的谱指数特征与舷激波的类型无关,这意味着,金星舷激波附近IMF的方向并不会影响金星磁鞘内的湍流或者噪声的发展演化。
[硕士论文] 加松
测绘工程 长安大学 2017(学位年度)
摘要:地球定向参数(Earth Orientation Parameters,EOP)在地球物理学、天文学等学科中起着重要作用。EOP主要包括:章动和岁差(Nutation-precession);极移x、y;日长变化(LOD);地球自转变化(UT1-UTC)。其中,极移、LOD和UT1-UTC又称为地球自转参数(Earth Rotation Parameters,ERP)。ERP是实现天球参考框架和地球参考框架转换的必要参数,且ERP的精确近实时变化量对高精度的卫星定轨、导航定位、宇宙飞船跟踪、SLR等实际应用有着重要意义。现代空间测量技术的应用使得ERP的观测精度显著提高,由于解算地球定向参数的模型复杂,且耗费时间较长,所以只能通过预报方法来满足空间定位技术的实时性需求。本文主要研究了地球自转参数的高精度预报理论和算法。论文成果在地球自转参数预报精度提高和可靠性方面具有一定的参考和借鉴意义。
  论文的主要成果和贡献如下:
  1.当极移数据含有粗差时,现有的预报模型的预报精度和可靠性将大大降低,针对这一问题,本文提出了利用自适应抗差最小二乘(ARLS)与自回归(AR)组合模型进行极移预报。计算结果表明:在极移预报方面,ARLS+AR模型较LS+AR模型有显著优势;当极移序列无粗差时不会降低预报精度;但当极移数据中含粗差时,可有效抵制粗差的影响,预报精度较LS+AR模型有显著提高。
  2.在极移预报公认精度较好的模型LS+AR的基础上,提出了两种修正模型。一种是利用Kalman滤波对AR模型进行修正处理,以组成新的组合模型LS+AR+KF。计算结果表明:LS+AR+KF模型预报精度相对LS+AR模型有一定程度上的提高,360天长期预报精度可提高7.24%。另一种是利用最小均方误差自适应滤波LMS对最小二乘模型拟合所得确定项进行修正,提出了LS+AR+AF模型。计算结果表明:LS+AR+AF模型预报精度较LS+AR模型有显著提高,且随着预报跨度的增加其预报精度提高更为明显,360天长期预报精度上,极移X可提高26.21%,极移Y可提高23.02%,极移综合可提高24.82%。
  3.变遗忘因子自适应滤波可以提高普通自适应算法的收敛速度、抗干扰能力和跟踪速度,本文在LS+AR极移预报模型的基础上,将变遗忘因子自适应滤波引入LS+AR模型中得到了修正模型LS+AR+IAF模型。计算结果表明,LS+AR+IAF预报精度较LS+AR 模型精度提升显著,特别是长期预报。在360天的预报跨度上,极移X分量预报精度可提高30.66%,极移Y分量可提高28.19%,极移综合可提高29.59%。由此证明了LS+AR+IAF组合预报模型可有效的极移预报精度和可靠性。
  4.根据灰色模型对线性项预报精度较高的特点,提出了基于灰预测模型GM(1,1)和差分自回归滑动平均模型ARIMA的GM(1,1)+ARIMA组合预测模型,并对其中涉及到的GM(1,1)建模长度和基础序列长度的选择及其对预报精度的影响进行了系统分析。计算结果表明,GM(1,1)+ARIMA模型在UT1-UTC跨度为2天到28天的短期预测精度上略低于LS+AR模型、LS+MAR模型和WLS+MAR模型。但在UT1-UTC的1天近实时预报和29~360天的中长期的预测精度上要明显优于LS+AR模型、LS+MAR模型和WLS+MAR模型。证明了GM(1,1)+ARIMA模型在UT1-UTC中长期预报上的显著优势。
[硕士论文] 魏晓蓓
大地测量学与测量工程 山东科技大学 2017(学位年度)
摘要:高精度的极移参数具有重要的理论研究意义和实用价值。但是,测量数据需要通过复杂的解算过程,才能得到最终的极移参数,因此极移是不能实时获取的。为了满足极移的实时需要,对极移的预报的研究尤为必要。但是,由于极移的激发机制相对复杂,导致其预报结果并不是很理想。因此,极移的预报仍然需要进行进一步的深入研究。
  随着极移序列观测精度的提高,以及极移预报方法的优化,极移的预报精度正在逐步提高。但是关于极移预报的方法还有待进一步改进。基于此,本文做了如下工作:
  (1)为了进一步提高极移的短期预报精度,本文进一步研究了ARMA模型族在极移预报中的应用,提出了用LS+ARMA对极移进行1-5天的短期预报,通过与其他方法的预报结果对比发现,本文精度均好于其他学者的预报结果,验证了该模型的可行性。
  (2)从数据平稳性出发,提出了基于双差分LS+ARMA模型的预报方法,用于极移1-100天跨度上的预报。并与直接用LS+ARMA模型进行预报的结果进行比较,结果显示,双差分LS+ARMA模型的预报结果在100天跨度上,在1-100天跨度上的预报结果均优于直接用LS+ARMA模型进行预报。
  (3)考虑到存在高频信号会对极移预报精度产生一定的影响,提出了采用小波分析将极移序列分解成一个低频信号与多个高频信号,通过不同的频率组合方案进行极移预报,来研究高频信号对极移预报精度的影响。从统计结果可以看出,高频信号会在一定程度上降低极移的短期预报精度,但是对极移的中长期预报精度的影响几乎可以忽略不计,总来看,低频信号与相对应高频信号的组合预报结果最优。此外,用该方法对极移进行1-365天跨度上的预报,并与IERS发布的预报结果进行对比,结果表明,该方法优于IERS的预报结果,验证了该方法的可行性与有效性。
[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] 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。
[博士论文] 赵剑锟
核技术及应用 成都理工大学 2017(学位年度)
摘要:月球表面诱发伽玛辐射场特征不仅是研究月球外围辐射环境的重要依据,也是研究月球表面物质成分的重要手段。以月球表面诱发伽玛辐射场的形成机理和分布特征研究为基础,对月球浅表层介质在宇宙射线作用下形成诱发伽玛射线的全谱(0~10MeV)特征和物理机理进行了论述;通过蒙特卡罗数值模拟的方法,构建宇宙射线诱发月球表面介质发射伽玛射线的物理模型,获取诱发伽玛辐射场的原始谱特征信息;根据正电子湮灭辐射产生的物理机理,研究通过正电子湮灭辐射通量特征与月球表面介质有效原子序数的正演数理模型和反演方法,采用蒙特卡罗模拟的方法对月球表面岩石全元素(质量含量大于0.01%)诱发伽玛射线特征峰的通量比、不同种类岩石的质量吸收系数和CE1-GRS的相对探测效率等关键参量进行了数值模拟;结合CE1-GRS能谱数据,进行了月球表面介质的有效原子序数填图,并从地质角度探讨了全月有效原子序数的分布特征。
  本研究主要内容包括:⑴以月球采样中典型的高铝玄武岩、克里普岩、斜长岩、纯橄岩、低钛玄武岩、高钛玄武岩的物质组成为基础,构建了蒙特卡罗数值模拟宇宙射线诱发月表伽玛辐射场的物理模型,获取了不同密度条件下(0.5 g/cm3~4.0 g/cm3),6种岩石产生的诱发伽玛辐射场原始谱特征;连续的诱发伽玛辐射原始谱成分包括:高能宇宙射线与月表介质发生相互作用产生的主要诱发伽玛射线特征序列,如:16O(n,nγ;2.71MeV、3.85MeV、6.13MeV、6.92MeV、7.12MeV),24Mg(n,nγ;1.37MeV),27Al(n,nγ;1.01MeV、2.21MeV、3.00MeV),28Si(n,nγ;1.78MeV、2.84MeV、6.88MeV),28Si(n,γ;3.54MeV、4.93MeV、6.88MeV),40Ca(n,nαγ;1.61MeV),40Ca(n,nγ;3.74MeV、3.90MeV),48Ti(n,γ;1.38MeV、6.42MeV、6.76MeV),56Fe(n,nγ;0.847MeV),56Fe(n,γ;6.02MeV、7.28MeV、7.65MeV)等;诱发伽玛射线与月表介质发生相互作用过程中,光电效应和康普顿效应之间的“竞争与妥协”形成了向较低能方向聚集的连续伽玛射线谱。特征序列叠加在连续的伽玛射线谱上,在0.511 MeV处明显可见一个通量较高的伽玛射线特征峰,峰谷比可达15甚至更高,该特征峰是高能伽玛射线与月表介质相互作用形成电子对效应之后,正电子发生湮灭时产生能量为0.511MeV的伽玛射线的特征峰。⑵以较高能伽玛射线与月表介质发生形成电子对效应和正电子湮灭现象的物理机理为基础,构建了月表介质有效原子序数的正演模型。该数理方程中,月表介质有效原子序数与正电子湮灭伽玛辐射通量呈正比,与发生电子对效应的较高能伽玛射线通量、月表介质的质量吸收系数以及诱发伽玛射线能量的对数值这三者的乘积呈反比。通过蒙特卡罗模拟获取了月球6种典型岩石的诱发伽玛辐射通量数据,根据正演模型计算的结果与6种典型岩石的有效原子序数呈正比,相关系数为0.98。⑶通过模拟月表伽玛射线原始谱和CE1-GRS实测伽玛能谱的特征分析,采用SNIP(Statistics-sensitive Non-linear Iterative Peak-clipping)、FFT(Fast FourierTransform)、AirPLS(Adaptive iteratively reweighted Penalized Least Squares)和AIMA(Automated Iterative Moving Averaging)对CE1-GRS实测伽玛能谱数据进行了本底扣除与特征峰提取。结果表明:对于0~3MeV范围内绕月伽玛能谱的连续本底扣除效果AirPLS方法更优;对3MeV以上的本底扣除采用FFT方法效果更好。联合采用两种方案进行特征峰提取,对全谱12个诱发伽玛射线特征峰(区)计算结果误差进行统计,特征峰净峰面积相对误差小于10%的结果占59%,相对误差在10%~20%的结果占33%,相对误差在20%~30%的结果占8%。⑷根据提出的月表介质有效原子序数的数理模型和CE1-GRS仪器谱上正电子湮灭辐射和较高能伽玛射线特征峰提取结果,获得了全月范围内的月表介质有效原子序数数据。根据CE-1绕月两极飞行方式,以及75°N~80°N范围内月表介质有效原子序数值离散度较小(相对标准偏差仅为2.91%)的特点,提出了“物质稳定圈基准值校正”的调平方法,对全月有效原子序数分布图进行调平处理,有效地消除CE1-GRS不同飞行轨次引起的“数据条带状分布”影响。通过Apollo11、Apollo12、Apollo11~17、Lunar16、Lunar20以及Lunar24在内的8次登陆实测月表介质有效原子质量数据与有效原子序数分布图中提取的对应坐标下有效原子序数数据进行最小二乘法拟合的验证表明,二者呈现明显的正相关,拟合结果相关系数为0.72,比例系数为a=1.875。⑸月表介质有效原子序数的高值主要集中分布在月海地区,特别在月球西半球赤道两侧(0~40°W,30°S~15°N)区域和中纬度(50°W~70°W,50°N~65°N)的狭长地带。其中,在汽海(Mare Vaporum)和岛海(Mare Insularum)边缘的暑湾(10.9N,8.8W)地区,有效原子序数高达13.2;中等有效原子序数则主要分布在风暴洋西侧与冷海相连的椭圆环状带内、南极艾肯地层以及海玄武岩地层向高地斜长岩地层过渡的边缘地带;除此之外,月球表面覆盖的大部分介质的有效原子序数均较低。月海玄武岩地层(the Mare Basalt Terrane,MBT)、高地斜长岩地层(the Feldspathic High-lands Terrane,FHT)和南极艾肯地层(the SouthPole-Aitken Terrane,SPAT)内介质的有效原子序数高低差异明显。月表有效原子序数特征直接反映月壳的地质层序特征,与月表典型地质构造形成年代具有直接相关性,相对古老的月表高地地质构造的有效原子序数较低,而形成年代较近的月海玄盆地构造内的有效原子序数较高;南极艾肯盆地内的有效原子序数虽零星可见12.2左右的中等值,但绝大部分在11.8及以下,远低于风暴洋(12.0~12.5)的有效原子序数值,推断南极艾肯盆地的形成年代应早于风暴洋。
[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] 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] 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。
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