一、分米波尖峰辐射的甚高频率分辨率观测（论文文献综述）
高冠男,汪敏,董亮,郭少杰[1]（2021）在《空间甚低频太阳Ⅱ型射电暴研究进展》文中认为耀斑和日冕物质抛射（Solar flares and coronal Mass Ejections,CME）是产生灾害性空间天气的源扰动。Ⅱ型射电暴是CME驱动的激波在日冕和行星际空间中运动引起电磁波辐射的结果。以研究太阳物理和空间天气预警预报为背景,对Ⅱ型射电暴特别是甚低频Ⅱ型射电暴的频谱特征以及物理成因进行分析,认为甚低频Ⅱ型射电暴不但可以用于估计CME激波的运动速度、诊断日冕磁场等物理参数,还可以为空间天气预警预报方面提供参考。研究结果可以为空间甚低频射电观测设备的科学研究及应用方面提供有益的参考。
蔡祯茂[2]（2021）在《束缚环形耀斑的能量分配》文中研究指明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。
张子龙[3]（2021）在《高特征频率比下环束流速度分布高能电子驱动的等离子体辐射过程研究》文中研究说明耀斑、日冕物质抛射等太阳爆发现象会释放大量高能电子,可在厘米至千米波段产生强电磁辐射。这一在射电波段辐射增强的现象被称为太阳射电暴。对射电暴的辐射流量频谱和成像观测数据分析可用于推测射电暴的辐射机制,诊断太阳爆发过程和日冕等离子体的性质,以认识太阳大气中磁场能量的储存和释放过程等。对于相当一部分太阳射电爆发现象,其辐射亮温远超相应的热力学温度和高能电子平均能量对应的有效温度,不能用以单粒子为基础的经典电磁波辐射机制来解释,只能引入等离子体相干辐射机制。目前主要提出了两种太阳射电暴的等离子体相干辐射机制,分别是电子回旋脉泽辐射机制和等离子体辐射机制。在最近关于太阳射电暴辐射机制的研究中,Ni et al.（2020）使用粒子模拟方法研究了具有Dory-Guest-Harris（DGH）分布的高能电子所驱动的电子回旋共振（脉泽）不稳定性（Electron Cyclotron Resonance（Maser）Instability:ECMI）—等离子体辐射过程。他们发现在高特征频率比（ωpe/ωce=10）下,具有（?）f/（?）v丄>0特征的DGH速度分布函数可以激发电子回旋共振不稳定性,产生Z模、高杂波（UH）、哨声波（W）等模式;在模拟结果中也观测到O模基频辐射（F）和谐频辐射（H）等可逃逸模式,其中,Z,UH和W模的激发可用线性动理论所描述的波粒共振过程（ECMI）来解释,而F和H等辐射模式无法用该线性理论解释。根据PIC模拟结果,Ni et al.（2020）提出基频辐射是由几乎反向传播的Z模和哨声波的非线性并合产生的,谐频辐射是由几乎反向传播的高杂波非线性并合产生的,这与传统的由束流电子驱动的等离子体辐射机制不同。值得关注的是,该模拟得到的基频和谐频辐射比模拟系统中相应的热噪声水平仅高出1～2个数量级,辐射的激发效率相对较低。为了得到更强的基频和谐频辐射的激发效率,本工作基于相同的模拟方法和相似的模拟参数（ωpe/ωce=10）,但采用不同的高能电子速度分布函数,包括环分布、环束流以及束流分布,在更低的高能电子密度占比（ne/n0=0.01,其中化为高能电子密度,n0为总电子密度）条件下开展相应模式及辐射激发的PIC模拟研究。模拟结果分析表明,在环分布算例中,与Ni et al.（2020）结果类似,高杂波是系统中所激发的最强模式,哨声波和Z模次之;模拟中也得到了等离子体振荡频率（ωpE）附近的O模基频辐射与2ωpe频率附近的谐频辐射。其中,谐频辐射强度和基频相近;O模基频辐射能量与总的高能电子能量之比为～10-8,谐频辐射的能量与总的高能电子能量之比为～10-7。此外,所得O模基频辐射的频率最高可到～10.2ωce,相应群速度可达～0.26c。而由Ni et al.（2020）模拟以及几乎所有基于传统束流驱动的等离子体辐射机制的模拟和理论研究所得的基频辐射频率均与ωpe非常接近,群速度几乎为零,对应于几乎不传播的准静电O模,这些辐射光子会感受到与周围同频振荡的等离子体的折射散射反射和吸收等作用,难以有效传播,未必能轻易逃离源区,与之相比,本工作得到的基频辐射更容易逃逸源区。在束流分布算例中,观察到很强的Beam-UH模式,该模式只出现在准平行方向上。与环分布算例结果类似,高杂波是系统中所激发的最强模式,哨声波和Z模次之;模拟中也得到了最高频率O模～10.2Wce的基频辐射与2ωpe频率附近的谐频辐射。其中,模拟得到的基频辐射强度要比谐频高一个量级;此外,基频辐射强度和Z模强度基本一致,显着高于环分布及Ni et al.（2020）所得的基频辐射强度。在环束流分布算例中,投掷角较小的环束流分布算例（Φ=30°,其中西是束流速度和磁场的夹角）所得电磁场能量随时间演化的结果与束流分布情况非常类似,模式的频率范围,波数范围等结果也基本一致,而投掷角较大的环束流分布算例（Φ=60°）的电磁场能量随时间演化的结果更接近环分布。由于PIC模拟中采用的高能电子速度分布函数不同,尽管主要激发的模式都是高杂波、Z模和哨声模,它们的性质——传播范围,模式强度,频率范围,波数范围等各不相同。随着投掷角的增大,高杂波的模式强度都逐渐减弱,传播范围从准平行方向（Φ=0°）变为垂直和倾斜方向（Φ=90°）;W模强度则逐渐增强,传播方向由主要沿平行方向变为主要沿反平行方向;Ez色散关系图中的Z模强度逐渐减小,传播方向基本不变。在所模拟的几种分布中,以环分布对应的基频O模辐射最弱,传播方向大体一致;除环分布外,在环束流及束流分布情况下,均有谐频模式强度显着弱于基频辐射强度谐频的模式强度都逐渐减弱。值得注意的是,在束流算例和环束流分布算例中,相比与Ni et al.（2020）模拟以及所有基于传统束流驱动的等离子体辐射机制的模拟得到的基频O模,本论文展示的基频辐射强度很强,频率较高,且强度比谐频强一到两个量级。考虑到本工作采用的较低的高能电子与背景电子密度比,所得辐射模式的激发效率显着高于Ni et al.（2020）中相应数值。
徐珂[4]（2021）在《35-40GHz宽带太阳射电频谱观测数据平坦度优化实现》文中进行了进一步梳理作为离地球最近的一颗恒星,太阳源源不断地向地球上的生物提供能量,但强烈的太阳爆发现象会干扰短波通讯、航空航天等正常工作,因而对太阳活动的观测和研究有着重要意义。射电波段是研究太阳的重要窗口,太阳射电波段的观测离不开太阳射电望远镜。随着微电子等技术的发展,太阳射电望远镜性能指标大幅提高。但是由于系统内部各种器件的幅频特性不一致等原因会导致系统输出信号的数据平坦度变差,影响到系统观测数据的准确性。针对山东大学空间科学研究院空间电磁探测技术实验室的35-40 GHz宽带太阳射电观测系统,研究数据平坦度优化方法。毫米波太阳射电连续谱观测对回溯太阳的磁场和研究太阳辐射机制有着重要作用,但受大气吸收、湍动和器件加工工艺的影响,导致该毫米波观测系统的全频带信号数据平坦度较差,影响观测系统的频谱图显示和后续系统定标工作。这就需要对数据平坦度较差的原因进行深入分析,探讨影响数据平坦度的主要原因以及平坦度的优化方法。论文从软件算法入手,将背景相减法、增益表补偿法、通道补偿法和分位图补偿法应用到毫米波太阳射电信号数据平坦度优化中。首先,通过仿真验证四种平坦度优化方法在35-40 GHz宽带太阳射电观测系统中应用的可行性,综合对比相应仿真结果的参数,评估了四种平坦度优化方法的优化程度。根据仿真数据补偿前后的平坦度大小,分析得出分位图补偿法补偿后的数据平坦度改善程度最大,较原始数据平坦度提高了约15.8倍。在仿真验证四种方法的可行性之后,设计了四种平坦度优化的软件算法,并利用上位机软件,将四种平坦度方法应用到动态频谱的修正中。经实际系统观测,得到改善后的数据平坦度,分析得出分位图补偿法具有的数据平坦度优化效果相对最佳。软件显示界面是实时显示频谱数据、展示平坦度优化效果的平台。本文采用微软基础类库（Microsoft Foundation Classes,MFC）和TeeChart控件结合的方式设计软件界面。该图形用户界面实现数据的接收、存储和显示等功能,并可实现流量图、频谱图和谱线图的同时显示。经动态频谱测试,四种平坦度优化方法均能一定程度上改善系统存在的平坦度较差的问题,其中,分位图补偿法改善效果最好。应用分位图补偿法对2020年6月21日山东威海日偏食的数据进行平坦度优化,优化后数据平坦度从原来的12.5 dBm优化为4 dBm。本文说明应用分位图补偿法可有效提高数据平坦度,得到较好的频谱优化效果。
潘冰清[5]（2021）在《超宽带多频点太阳射电图像处理算法研究》文中研究指明自太阳射电天文诞生以来,在世界各国天文学家的努力之下,多种太阳观测设备被研制出来。我国的科学家更是在太阳射电观测领域做出了极大的贡献,从怀柔观测站,密云观测站,再到明安图观测站的建立,提高了我国的太阳射电观测水平,并使我国挤进具有世界前沿射电观测技术的国家。在锡林郭勒明安图镇,我国建立了新一代的宽频宽谱射电望远镜。由于综合孔径成像原理、阵列组成和成本的限制,MUSER所成图像含有很多虚假成分,后期需要特定的图像处理算法进行重建操作。而国际上目前还没有针对超宽带多频谱的太阳射电图像的处理算法。本论文就是基于这个背景展开研究的。主要工作内容如下:1.论述了太阳射电天文的发展以及国内外相关太阳射电观测仪器。着重阐述了MUSER的参数组成、成像原理、以及阵列设计等。介绍了国内外太阳射电图像处理算法现状。并详细讲述了H（?）gbom CLEAN基本思想,简要介绍了多尺度CLEAN和最大熵算法。2.使用加权函数对MUSER的UV覆盖进行密度补偿,主要是自然加权和均匀加权两种方式。选用三幅日本野边山的太阳射电图像作为真实射电源,并模拟不同的频率通道观测太阳。并用加权函数处理过的UV覆盖得到不同的脏束,再利用脏束和野边山得到的三幅太阳图像做卷积。这样不同频率通道,不同加权方式,和不同太阳图像的组合产生多组脏图。之后再研究H（?）gbom CLEAN算法在上述多组脏图的洁化效果。这样实现了H（?）gbom CLEAN在不同频段下,不同加权方式下对脏图去卷积的仿真。本论文通过上述研究,实现了超宽带多频谱上的太阳射电图像重建效果的研究。并初步得到一些结论,经自然加权处理UV覆盖,在后期使用H（?）gbom CLEAN算法进行洁化处理的时候,整体复原效果在1GHz-8GHz频段范围内复原效果良好,在大于9GHz的频段范围内效果很差;均匀加权处理的UV覆盖,同样使用该算法对脏图处理,整体结果不如自然加权的处理效果。在3GHz-8GHz范围内表现尚可,在小于3GHz和大于9GHz的频率范围内,复原结果很差。这个结果为明安图射电日像仪的图像处理,提供了很好的借鉴。
颜毅华[6]（2021）在《中国科学院国家天文台太阳物理研究20年》文中研究指明中国科学院国家天文台自2001年成立以来,汇集了与太阳物理有关的创新研究队伍和观测基地,是我国规模最大的太阳物理研究群体,拥有理论研究、观测分析和设备研制等综合优势. 20年来,国家天文台成功运行着多通道太阳磁场望远镜和太阳射电宽带动态频谱仪等世界一流的观测设备,研制了全日面太阳光学和磁场监测系统及明安图射电频谱日像仪（Mingantu Spectral Radioheliograph, MUSER）等新一代观测设备,正在研制中红外太阳磁场精确测量观测系统（accurate solar infrared magnetic measuring system, AIMS）、我国首个空间太阳望远镜ASO-S（Advanced Space-based Solar Observatory）的有效载荷全日面磁场望远镜（full-disk magnetograph, FMG）、米波-十米波射电频谱日像仪和行星际闪烁射电望远镜等新设备.本文着重回顾近20年国家天文台研究人员取得的一系列开拓性研究成果或亮点研究进展,进一步展望未来我国太阳物理界将主要在太阳磁场、太阳射电和深空太阳探测方面进行的重点突破,推动在太阳和日地物理中解决科学难题,包括太阳磁场与太阳周的起源、日冕加热、太阳爆发起源及其对日地空间环境的作用和影响等.
谭宝林,谭程明,黄静,陈林杰[7]（2021）在《空间甚低频太阳射电Ⅲ型爆研究进展》文中进行了进一步梳理太阳非热高能粒子流是产生灾害性空间天气事件最主要的驱动源之一,其主要观测特征是具有快速频率漂移特征的射电Ⅲ型爆。主要介绍了国际上在空间甚低频波段（<30 MHz）太阳射电Ⅲ型爆的主要观测设备和研究进展,包括具备高时间–频率分辨能力的空间和月基甚低频频谱仪等,对存在的主要问题进行了详细讨论,系统分析了空间甚低频射电探测器观测数据在太阳射电Ⅲ型爆研究方面的主要科学目标和应用前景。
黎颖[8]（2020）在《uMUSER高速相关数据实时处理流水线设计与实现》文中研究指明太阳射电观测对太阳活动研究及空间天气监测有着重要意义,MUSER（Mingantu Spectral Radioheliograph）,即明安图射电频谱日像仪是基于综合孔径成像原理构建的太阳射电观测设备,在太阳射电研究领域发挥着重要作用。相关器是MUSER系统的重要组成部分,是MUSER高速相关数据输出的源头。其性能的提升会带来相应的数据量的提升,在升级完成后其数据输出速率可以达到约3GB/s。如此高的数据速率给数据的实时处理和存储都带来了不小的挑战,因而需要构建相应的高速相关数据实时处理流水线来实现对数据的简单处理和数据缩减。GPU强大的运算和并行处理的能力及多线程技术的发展,为uMUSER（Upgrade MUSER）高速相关数据实时处理流水线的设计与实现提供了理论及实现基础。在此基础上,本文基于C/C++在Linux操作系统上开发了一个高速数据处理流水线设计框架uMUSER pipeline。该框架对pipeline结构进行了抽象,对数据类型进行了弱化和封装,并将Frame作为框架中数据处理的最小单元,可以有效的对同种及异构数据进行处理。在uMUSER pipeline框架的基础上本文实现了RFI检测与带宽综合高速实时处理流水线,用于对uMUSER 8通道相关器高速相关数据的实时RFI（Radio Frequency Interference）的检测及带宽的综合,有效做到了高速实时处理及相关数据的缩减。同时,还基于uMUSER pipeline框架设计实现了离线MUSER数据解析流水线,有效提升了MUSER离线数据的解析处理效率。本课题以具体应用为主,侧重于uMUSER pipeline的工程实现,uMUSER pipeline结合了多线程技术及GPU并行运算的优点,实现了对高速相关数据的实时处理,并提供了相应的数据接口,让开发人员可以有效的对数据进行处理。同时,uMUSER pipeline框架具有良好的扩展性,开发人员可以借助框架有效实现对应的高速数据实时处理流水线。
王璐[9]（2020）在《太阳射电爆发的系统研究》文中研究说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。
李传洋[10]（2020）在《太阳射电爆发物理过程研究》文中研究说明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。
二、分米波尖峰辐射的甚高频率分辨率观测（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、分米波尖峰辐射的甚高频率分辨率观测（论文提纲范文）
（2）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 |
（3）高特征频率比下环束流速度分布高能电子驱动的等离子体辐射过程研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳基本结构 |
| 1.2 太阳大气中的爆发现象 |
| 1.2.1 太阳耀斑 |
| 1.2.2 日冕物质抛射 |
| 1.3 太阳射电暴 |
| 1.3.1 Ⅰ型射电暴 |
| 1.3.2 Ⅱ型射电暴 |
| 1.3.3 Ⅲ型射电暴 |
| 1.3.4 Ⅳ型射电暴 |
| 1.3.5 Ⅴ型射电暴 |
| 1.4 冷等离子体的波动模式与太阳射电暴的辐射机制 |
| 1.4.1 冷等离子体的波动模式 |
| 1.4.2 电子回旋脉泽辐射机制 |
| 1.4.3 等离子体辐射机制 |
| 1.5 常见的高能电子速度分布函数和粒子模拟(PIC)概述 |
| 1.5.1 常见的高能电子速度分布函数 |
| 1.5.2 PIC概述 |
| 第二章 环—束流速度分布驱动的等离子体辐射过程 |
| 2.1 研究背景与动机 |
| 2.2 PIC模型与参数设置 |
| 2.3 PIC模拟结果 |
| 2.3.1 只包含背景电子时的热分布等离子体PIC模拟结果 |
| 2.3.2 环分布高能电子激发的模式与辐射情况 |
| 2.3.3 束流分布高能电子激发的模式与辐射情况 |
| 2.3.4 环束流分布高能电子激发的模式与辐射情况 |
| 2.4 等离子体辐射机制讨论 |
| 2.5 小结 |
| 第三章 总结与展望 |
| 3.1 总结 |
| 3.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 硕士期间发表的论文 |
| 学位论文评阅及答辩情况表 |
（4）35-40GHz宽带太阳射电频谱观测数据平坦度优化实现（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 课题的研究背景及意义 |
| 1.2 研究现状 |
| 1.2.1 太阳射电观测系统研究现状 |
| 1.2.2 数据平坦度研究现状 |
| 1.3 论文框架 |
| 第2章 系统信号处理与平坦度分析 |
| 2.1 系统信号处理 |
| 2.2 数据平坦度分析 |
| 2.2.1 系统数据不平坦的原因 |
| 2.2.2 模拟接收机平坦度测试 |
| 2.2.3 数据平坦度优化方式选择 |
| 2.3 本章小结 |
| 第3章 数据平坦度优化方法 |
| 3.1 四种平坦度优化原理 |
| 3.1.1 背景相减法 |
| 3.1.2 增益表补偿法 |
| 3.1.3 通道补偿法 |
| 3.1.4 分位图补偿法 |
| 3.2 平坦度优化方法仿真数据处理与分析 |
| 3.3 不同平坦度优化方法仿真补偿结果对比 |
| 3.4 本章小结 |
| 第4章 数据平坦度优化测试 |
| 4.1 35-40 GHz宽带太阳射电观测系统信号分析 |
| 4.2 平坦度优化方法的系统测试 |
| 4.3 平坦度优化方法的实际测试对比 |
| 4.4 本章小结 |
| 第5章 系统软件界面设计 |
| 5.1 软件设计平台概述 |
| 5.1.1 基于Visual Studio的MFC界面设计平台 |
| 5.1.2 Qt界面设计平台 |
| 5.2 35-40 GHz太阳射电观测系统软件界面设计 |
| 5.2.1 软件功能框架设计 |
| 5.2.2 开发方案设计 |
| 5.3 本章小结 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读学位期间发表学术论文和参加科研情况 |
| 学位论文评阅及答辩情况表 |
（5）超宽带多频点太阳射电图像处理算法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 引言 |
| 1.2 太阳射电天文的发展及意义 |
| 1.3 太阳射电图像处理算法的现状 |
| 1.4 本论文的组成结构 |
| 1.5 本论文的研究意义 |
| 第二章 国内外太阳观测设备介绍 |
| 2.1 国外太阳观测设备 |
| 2.2 国内观测设备 |
| 2.3 明安图射电日像仪MUSER |
| 2.3.1 明安图射电日像仪接收系统 |
| 2.3.2 明安图射电日像仪阵列介绍 |
| 2.4 本章小结 |
| 第三章 成像原理和成像研究 |
| 3.1 傅里叶变换原理及性质介绍 |
| 3.2 综合孔径成像技术 |
| 3.2.1 双天线射电干涉仪 |
| 3.2.2 MUSER成像的原理 |
| 3.3 成像研究 |
| 3.3.1 加权函数 |
| 3.3.2 脏图的产生 |
| 3.3.3 成像坐标u,v,w |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 去卷积算法在MUSER中的应用 |
| 4.1 CLEAN及其相关拓展算法 |
| 4.1.1 CLEAN算法 |
| 4.1.2 多尺度CLEAN算法和最大熵算法 |
| 4.2 标准CLEAN算法在MUSER图像处理中的研究 |
| 4.2.1 仿真思路 |
| 4.2.2 仿真研究 |
| 4.3 仿真结果分析与对比 |
| 4.4 本章小结 |
| 第五章 总结与展望 |
| 5.1 本文总结 |
| 5.2 未来工作展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录 A |
| 攻读硕士学位期间取得的成果 |
（6）中国科学院国家天文台太阳物理研究20年（论文提纲范文）
| 1 观测分析与理论研究进展 |
| 1.1 太阳活动起源、发生和发展规律 |
| 1.1.1 太阳发电机 |
| 1.1.2 太阳光球磁场 |
| 1.1.3 磁重联过程 |
| 1.1.4 耀斑 |
| 1.1.5 太阳大气中的磁绳 |
| 1.1.6 磁螺度 |
| 1.1.7 太阳色球精细结构 |
| 1.1.8 太阳射电爆发研究 |
| 1.1.9 日冕物质抛射研究 |
| 1.1.1 0 日冕磁场的外推计算研究 |
| 1.1.1 1 日冕现象 |
| 1.1.1 2 日冕加热 |
| 1.1.1 3 日球空间与地球等离子体层 |
| 1.2 太阳活动与人类生存环境 |
| 1.2.1 太阳活动预报研究 |
| 1.2.2 太阳活动周行为研究 |
| 1.2.3 太阳与地磁活动等的关系研究 |
| 1.2.4 太阳活动预报新方法 |
| 1.2.5 类太阳恒星磁场活动特征研究 |
| 2 新一代太阳物理探测技术及方法研究进展 |
| 3 总结与展望 |
（8）uMUSER高速相关数据实时处理流水线设计与实现（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 研究背景 |
| 1.1.1 射电望远镜 |
| 1.1.2 太阳射电和明安图频谱日像仪MUSER |
| 1.2 研究内容及含义 |
| 1.3 本章小结 |
| 第二章 基本原理及理论 |
| 2.1 综合孔径 |
| 2.1.1 空间相干函数与复可见度函数 |
| 2.1.2 综合孔径成像 |
| 2.2 相关器 |
| 2.2.1 相关器原理 |
| 2.2.2 Lag相关器与FX相关器架构 |
| 2.2.3 FX相关器的相关改进—多相滤波 |
| 2.3 射频干扰识别算法 |
| 2.4 本章小结 |
| 第三章 uMUSER pipeline设计准备 |
| 3.1 uMUSER相关器与数据获取 |
| 3.2 uMUSER数据格式及特点 |
| 3.3 高速天文数据处理 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 uMUSER Pipeline框架设计 |
| 4.1 流水线、多线程与CPU |
| 4.2 流水线和GPU |
| 4.3 CUDA与 GPU |
| 4.4 uMUSER pipeline框架 |
| 4.5 本章小结 |
| 第五章 框架应用与uMUSER高速相关数据处理流水线 |
| 5.1 uMUSER相关器实验设备环境 |
| 5.2 RFI检测与带宽综合高速实时处理流水线 |
| 5.2.1 RFI检测与带宽综合高速实时处理流水线 |
| 5.2.2 模块实现细节 |
| 5.2.3 RFI检测与带宽综合高速实时处理流水线运行结果 |
| 5.3 离线MUSER数据解析流水线 |
| 5.4 本章小结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 致谢 |
| 参考文献 |
| 附录 |
（9）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 |
（10）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 |
四、分米波尖峰辐射的甚高频率分辨率观测（论文参考文献）
- [1]空间甚低频太阳Ⅱ型射电暴研究进展[J]. 高冠男,汪敏,董亮,郭少杰. 深空探测学报(中英文), 2021(04)
- [2]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)
- [3]高特征频率比下环束流速度分布高能电子驱动的等离子体辐射过程研究[D]. 张子龙. 山东大学, 2021(09)
- [4]35-40GHz宽带太阳射电频谱观测数据平坦度优化实现[D]. 徐珂. 山东大学, 2021(12)
- [5]超宽带多频点太阳射电图像处理算法研究[D]. 潘冰清. 电子科技大学, 2021(01)
- [6]中国科学院国家天文台太阳物理研究20年[J]. 颜毅华. 科学通报, 2021(11)
- [7]空间甚低频太阳射电Ⅲ型爆研究进展[J]. 谭宝林,谭程明,黄静,陈林杰. 深空探测学报(中英文), 2021(01)
- [8]uMUSER高速相关数据实时处理流水线设计与实现[D]. 黎颖. 电子科技大学, 2020(01)
- [9]太阳射电爆发的系统研究[D]. 王璐. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [10]太阳射电爆发物理过程研究[D]. 李传洋. 山东大学, 2020(08)