一、Magnetic Energy of Force-Free Fields with Detached Field Lines（论文文献综述）
杨丽平[1]（2021）在《光球视向电流密度分布和耀斑带位置的关系》文中研究表明长期的观测和研究表明,耀斑爆发与活动区电流结构有着密切的联系。所以,选择一种适合的方法来计算光球视向电流密度分布,对于预测耀斑爆发的位置和形态都具有重要的意义。我们基于SDO/HMI获得的高分辨率光球矢量磁场数据,利用Ampere定律的微分算法和积分算法计算了2011年2月15日活动区AR11158中一个X2.2级耀斑爆发期间的视向电流密度。结果显示:Ampere定律的两种算法计算得出的电流密度存在显着的差异,形成这种显着差异的原因很可能是由于矢量磁场测量中不可避免地会受到随机噪声的影响。微分法所得电流密度受随机噪声影响更大。当把积分路径扩大至两个环路时,所得电流密度比一个积分环路时受随机噪声影响更小,而且电流的精细结构也很清晰。而当继续扩大积分环路的半径时,得到的电流密度分布图比两个环路时更清晰,但电流中的部分精细结构明显失真。我们得出结论:由于受随机误差的影响,使得利用Ampere定律的微分算法计算视向电流密度时,由于测量值的离散度会增大,从而导致得到的电流密度没有环路积分法好。随着积分环路的扩大,得到的电流密度分布图会越来越清晰。这表明通过扩大积分环路半径可以有效减小随机噪声的影响。但积分环路并非扩得越大越好,而是要根据不同的分辨率来选择合适的积分路径。这样才能在获得清晰电流密度分布图的同时保留完整的电流精细结构。在本文中,我们得出利用Ampere定律的积分算法,并将积分环路半径扩大到两个环路时计算出的视向电流密度最好。为了验证我们所得计算方法的有效性和合理性,我们还将两个积分环路计算出的视向电流密度分布图与SDO/AIA获得的相近时刻的304?波段和1700?波段的耀斑图进行比较。结果发现耀斑带与电流带不但在位置上大致对应,而且形态极其相似。这进一步验证了我们所得电流密度计算方法的合理性及意义所在。本文第1章为绪论部分,主要介绍了太阳的分层结构和太阳活动现象。第2章主要介绍了太阳耀斑和耀斑活动区电流。第3章主要介绍了太阳活动区中矢量磁场的测量和电流的计算。第4章为我们本篇论文的主要工作,即运用Ampere定律的微分算法和积分算法分别计算了与活动区AR11158中的一个X2.2级耀斑相关的视向电流密度,通过比较分析,从中得出一种计算电流密度比较适合的计算方法。第5章为总结与展望。
颜毅华[2]（2021）在《中国科学院国家天文台太阳物理研究20年》文中进行了进一步梳理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.
陈俊[3]（2020）在《太阳活动区电流环不稳定性及磁场拓扑结构的研究》文中提出日面上的爆发活动经常与磁绳有关,而电流环不稳定性可以解释磁绳的初始抬升和爆发过程,伴随着磁绳的抬升,磁绳下方电流片的磁场重联释放出磁场中存储的能量,太阳耀斑由此发生。本文讨论了不同参数下电流环不稳定性的爆发条件,以及太阳耀斑极紫外后相的物理特征和成因,并分析了它们的磁场拓扑结构所起作用。以三维磁流体动力学数值模拟为手段,使用Titov-Demoulin无力场模型设定磁绳初始状态,磁绳足点固结,通过改变磁绳的粗细,足点距离,背景磁场与磁绳的夹角,研究磁绳在一系列不同参数下其电流环不稳定性的爆发阈值。过去的理论模型给出背景磁场的极向分量衰减因子为3/2时磁绳处于临界爆发状态,但在日面观测和实验中发现了不同情形下临界衰减因子散落在[1,2]之间。通过分析不同参数下得到的临界衰减因子,得到了如下结果:1.在磁绳比较粗的情况下,在磁轴位置测量的临界衰减因子数值偏高,而此时的电流经过演化聚积在磁轴下方,应考虑用经电流加权后的临界衰减因子表征背景磁场的衰减特征。在无环向分量的情况下,电流加权的临界衰减因子仍在区间[1,3/2]。2.在计算衰减因子的公式中,若高度的测量基于的零点不同,则衰减因子的数值也会不同。理论上零点应取于电流环中心,但观测上一般取为光球面。在大大偏离理论上细绳假设的情况下,越粗的磁绳对应的基于光球面测量的临界衰减因子越大,与理论预言的趋势相反。但如果考虑磁绳抬升后电流环圆心的变化,并基于圆心位置测量的临界衰减因子,则仍可以解释临界衰减因子随磁绳粗细反转的原因。3.背景磁场的环向分量对磁绳有强烈的致稳作用,一些参数下临界衰减因子甚至达到2以上。4.临界不稳定的爆发初期基本符合自相似膨胀假设,平衡态下为半环形的磁绳尤其符合。太阳耀斑的衰减相中在极紫外波段有时会有二次辐射通量增强,称为极紫外后相。过去的工作认为极紫外后相与主相发生在大小不同的两组环系,而极紫外后相的成因是二次加热还是长的环系的冷却过程存在争议。我们分析了 2010年至2014年间伴随着极紫外后相的55个M级以上耀斑,基于耀斑带的形态,这些耀斑被分类为环形耀斑（19个）、双带耀斑（23个）和复杂耀斑（13个）。其中有22个耀斑事件（40%）观测到了相关的日冕物质抛射。双带耀斑中的48%,环形耀斑中的37%,复杂耀斑中的31%观测到了后相峰值辐射通量超过主相峰值的超强极紫外后相,显示双带耀斑比环形耀斑更容易发生二次加热。因为后相辐射区域面积基本都大于主相区域,且空间上相互分离,环系的冷却可能是后相峰值晚于主相峰值出现的主要原因,尤其是对于环形耀斑。磁零点的“扇-脊”拓扑结构是内嵌在“穹-片”准分界层的子结构,示例的一个环形耀斑的后相成因可以很好地被“弯-片”准分界层解释。有一半的环形耀斑发现了磁零点的“扇-脊”拓扑结构。“穹-片”准分界层的存在是发生环形耀斑的主要原因。
段雅丹[4]（2020）在《孪生日冕物质抛射的形成机制研究》文中认为本文主要利用太阳动力学天文台（SDO）的一组高精度数据,再结合SOHO中LASCO/C2的数据后,对太阳大气中一例孪生日冕物质抛射（Twin CME）的触发机制进行了研究。该事件发生于2015年8月23日,位于一个宁静区冕洞附近。通过成像观测和动力学分析,我们发现这个孪生CME是由一个迷你暗条驱动的爆裂喷流演化而来的;这个小暗条的激活伴随着光球层连续的磁场对消,我们还观测到准周期的小喷流活动出现在小暗条下方;由于小暗条与周围开放的磁力线发生磁场重联,它在北端部分断裂并在向南方向形成了一个喷流;这个喷流由于一组远区开放磁力线的影响发生了偏转,导致喷流由南向东发生了明显的喷射方向变化。基于喷流,暗条爆以及这个孪生CME相近的时间,空间关系。我们得出结论:在高日冕被大视角分光日冕仪（LASCO/C2）捕捉到的这个孪生CME,它的喷流状部分（jetlike CME）是喷流在外日冕的延伸,而泡状的部分（bubble-like CME）应该起源于喷流底部由封闭磁场所限制的迷你暗条。此外,我们还利用日冕磁场（势场）外推技术（PFSS）来推断该事件的拓扑结构;利用WIND/WAVES的射电频谱来探测其有关的行星际射电信号。本文第1章为绪论部分,分别介绍太阳分层结构,太阳磁场和太阳活动。第2章主要介绍日冕物质抛射,喷流和独特的孪生CME现象。第3章介绍观测的仪器及数据分析。第4章为我们的主要工作,即观测研究一个由小暗条驱动的日冕喷流在高日冕演变成一对孪生CME的物理过程。第5章为总结与展望。
梁周渝[5]（2020）在《耀斑爆发位置与电流分布的统计关系》文中研究说明太阳耀斑是太阳大气中局部区域急剧增亮的一种太阳活动现象,也是太阳大气中迄今观测到的最剧烈的太阳活动现象之一。太阳耀斑爆发过程中释放的大量高能电磁辐射和高能粒子流在很大程度上会影响日地空间环境和地球人类的生活。因此研究太阳耀斑的爆发机制和演化规律,给出一种可能的预报方法具有积极的科研意义。2017年9月6日位于日面西南方向的活动区NOAA AR12673在8:00-12:00UT时段内频繁地出现了包括两个X级的大耀斑在内的十多次耀斑爆发。针对耀斑爆发的位置,我们应用SDO/AIA在1700?波段观测的活动区数据进行了仔细的统计研究,结果发现在这一时段内（8:00-12:00UT）活动区内形成的耀斑块共计约有57个（大耀斑可以由数个甚至十几个耀斑块组成）,我们将这些耀斑块的位置都用星号标注在同一张图上,结果显示这些耀斑块分布具有明显的规律,其中三十几个分布在一条南北走向的带状区域上,另外二十几个分布在东西走向的带状区域。将这个分布图与SDO/HMI观测的矢量磁图进行比对,很容易发现南北走向的分布带几乎与活动区的磁中性线重合,而东西走向的分布带则与磁图特征没有显着的对应关系。但是比较活动区在9月1至9月6日的演化,我们发现两个耀斑块分布带均位于新浮磁流区。为了更进一步理解耀斑的爆发机制,我们基于SDO/HMI获得活动区矢量磁图,利用安培环路积分算法计算出活动区的电流分布,对比耀斑块位置与电流分布情况,发现耀斑爆发位置与强电流带有非常好的对应关系:视向电流分布图显示在磁中性线对应的位置处存在一对极性相反的共轭强电流带,而南北走向的耀斑块分布带上的耀斑块的位置大部分都对应于强电流区;另外东西走向的耀斑块分布带所处的位置也出现电流分布极强区。这种对应关系表明耀斑的爆发与太阳活动区内的电流分布存在紧密的联系。根据以上的相关关系,一种比较合理的解释可能是,活动区内强电流区贮存了高密度的自由能,这些自由能一旦释放就可能快速加热相应区域的等离子体,从而形成猛烈的耀斑爆发。强电流结构我们可以在耀斑爆发之前利用矢量磁图计算出来,因此我们可以在耀斑爆发之前根据强电流带的位置推测耀斑可能爆发的位置。从而根据这种耀斑与电流分布的对应关系,提出一种预报耀斑爆发位置可行的方法。本文第1章主要介绍太阳的分层结构和太阳活动区爆发的太阳活动现象。第2章主要介绍太阳耀斑的研究进展、磁流体方程（MHD）、磁重联模型、电流片的形成和耀斑理论模型。第3章介绍了活动区磁场的测定理论和电流的计算方法。第4章是我们的主要工作,即对耀斑爆发位置与电流分布的统计研究。
刘诚傲[6]（2019）在《光球磁场演化与日冕物质抛射初发过程研究》文中研究表明太阳是距离我们最近的恒星。太阳上的爆发活动,如日冕物质抛射（CMEs）,耀斑等,都能对空间天气和地球气候产生重要影响。太阳磁场在太阳活动中扮演着重要作用。目前,人们可以利用观测数据与模型相结合来模拟全球范围内磁场的长期变化;也可以重现局部区域磁场在短时间内的动态演化过程。通量传输模型可以模拟太阳磁场的长期演化特征,进而用于相关空间天气预报。为了精准预测太阳磁场环境,磁通量模型发展出了很多版本。我们利用Yeates等（2007）（以下简称Y模型）与Worden和Harvey（2000）（以下简称WH模型）两个模型预测2003-2014年之间10.7 cm射电通量（F10.7）的短期变化。在估计F10.7数值时,两个模型表现都较好。我们分析了相关系数、平均绝对值误差、均方根误差、相对误差和频次分布等统计结果,发现Y模型预测结果优于WH模型。我们认为WH模型中使用的经向流和扩散过程与观测有差异。这可能对磁通量的估计有影响。CMEs是指大尺度等离子体和磁场从太阳上爆发并传播到行星际空间的现象。理解CME的演化对我们预测空间天气有重要作用。在数值模拟的帮助下,我们可以重现CME的发生和发展过程。有许多模拟CMEs的研究是基于人工假设的通量绳。然而,太阳动力学平台（SDO）卫星上搭载的日震和磁场测量仪（HMI）可以提供三维矢量磁场,三维矢量速度场可以用差分仿射速度估计（DAVE4VM）方法得到。我们利用这些信息作为底边界条件研究在接近真实环境中通量绳的形成和CME爆发的原因。本文中,我们使用三维磁流体动力学（MHD）数据驱动模型模拟了活动区NOAA AR 12371在2015年6月22日的一次CME爆发事件。我们利用解元守恒元（CESE）格式求解整套MHD方程组,底部用矢量磁场和速度场驱动。模拟结果显示,磁中性线（PIL）附近形成了两个肘型磁环,类似于Moore等（2012,2018）提出的tether-cutting情景。磁通量的时间演化表明黑子经历了对消和磁场浮现过程。由矢量磁场得到的流场显示PIL附近存在持续的剪切和汇聚运动。模拟展示了两个肘型磁环发生重联形成了一个反S-型sigmoid,意味着发生了 tether-cutting重联。这种情况与大气成像组件（AIA）望远镜的观测一致。然后,我们分析了磁场的衰减率,结果显示通量绳进入到了能够触发torus不稳定性的区域。我们认为,本次CME的爆发是由于光球运动、重联和torus不稳定性等多种因素造成的。此外,我们的模拟结果重现了典型CMEs的三分量结构。
边新凯[7]（2019）在《日冕磁场外推新方法研究》文中研究说明太阳日冕中发生的各种剧烈爆发活动是日地空间天气的主要驱动源,研究这些活动及其对地球空间活动的影响是空间物理学研究的重要内容。由于日冕环境的低等离子体beta特性,爆发活动的本质是日冕磁场系统发生不稳定性而剧烈释放磁能量的表现。但是日冕磁场的直接测量尚无法实现,目前研究中广泛采用的磁场外推法,即使用光球层矢量磁图作为底部边界条件来求解数值模型,从而获得日冕三维磁场。当前的日冕磁场外推法存在多种方法。但各种方法都存在一定的问题,如物理含义不明确,求解速度过慢等,同时所有方法都无法完全重现实际上高度复杂的日冕磁结构。本文在前人基础上开发了两种新的求解日冕磁场的算法并编写了计算程序,其中第一种为基于牛顿粘性流体的松弛法;第二种为电流与磁场Grad-Rubin的快速迭代法。论文中对几种典型的日冕磁场外推标准算例进行了严格测试,取得了较好的结果,证明两种方法的可行性。基于这些工作,预计后续可以发展成更高精度更大计算域乃至全球日冕磁场外推的全新方法。
王冰[8]（2019）在《日冕磁场的全球有力场外推方法和日珥动力学观测》文中进行了进一步梳理日珥、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。
毕以[9]（2018）在《太阳耀斑导致的黑子旋转》文中提出太阳耀斑期间的光球磁通的突然运动代表着日冕磁场重构导致的光球逆效应。但是,这种光球逆效应的运动模式以及物理机制目前还很不清楚。本论文研究了耀斑期间的各种光球磁场结构的突然运动以及伴随的通过光球的磁场螺度输运率的脉冲式的变化。根据空间卫星SDO的HMI望远镜的观测数据,本文发现了一个X1.6级耀斑期间的黑子旋转方向的突然改变。磁场外推模型显示对应的日冕磁场随着其单位长度上的扭缠缠度的增加而收缩。这意味着黑子的突然反转可能被由日冕到太阳内部的扭缠梯度导致的洛伦兹力所驱动。这些结果支持黑子的突然反转表征着耀斑期间日冕磁场的突然收缩的动力学过程。根据SDO/HMI的观测,本文进一步研究了发生于编号为12371的M6.5耀斑期间的一个逆时针的和两个顺时针的光球涡旋。逆时针的光球涡旋位于SDO/AIA观测到的爆发热通道的足点。两个顺时针的光球涡旋位于耀斑中性线的两侧。在这些涡旋发生的地方,光球磁场经历了突然的并且不可逆的磁场变化。磁场变化产生了作用于各个光球区域的洛伦兹力,这些作用力产生的力矩方向与对应的光球涡旋的方向一致。日冕磁场外推模型的结果显示这些出发于两个顺时针涡旋所在光球区域的磁力场在耀斑期间表现为突然的收缩和值增加。另外,这些从逆时针涡旋所在区域追踪的磁力线也在耀斑期间表现出明显的膨胀。这些观测结果意味着顺时针的光球涡旋可归因于耀斑期间的磁场收缩,而逆时针的涡旋可能是日冕磁场膨胀的结果。利用135秒一组的光球矢量场数据,本文调查了16个小于M5.0级的耀斑期间的通过光球的磁场螺度输运率的演化,发现16个耀斑事件中4个耀斑期间伴随螺度输运率的突然变化。这些结果意味着即使较小能量级别的耀斑也可能导致光球相反于活动区磁场螺度符号的螺度的异常输运。伴随着异常的螺度输运,通过光球的磁场能量输运率的符号由正的变为了负的。这意味着耀斑期间磁场螺度和能量均从日冕注入到了太阳内部。在这4个伴随螺度输运率突变的耀斑事件中,螺度输运率的变化的主要贡献都主要来自于靠近活动区的黑子的速度场的变化。所有这些黑子在耀斑期间都被耀斑带扫过,同时耀斑期间黑子都位于耀斑后环的足点处。这意味着黑子的运动很可能与耀斑期间的磁场重联过程有关。黑子的速度场表现为涡旋运动或者相对于位于中性线另一侧的磁极之间的剪切运动。而且,黑子的自旋运动和剪切运动均倾向于释放日冕磁场的扭缠程度或者剪切程度。另一方面,可发现耀斑期间作用于黑子的水平洛伦兹力有突然的改变,并且变化的洛伦兹力产生的力矩和水平方向合力均于黑子的速度场一致。这些观测结果表明耀斑期间磁场螺度输运的脉冲式的变化缘于洛伦兹力驱动的光球运动。
杨凯[10]（2018）在《太阳爆发事件和日冕加热中磁拓扑的研究》文中提出太阳大气中的等离子体与磁场是高度耦合的,磁场在日冕的加热和动力学过程中扮演了至关重要的作用。观测也显示对地球和空间环境具有重要影响的太阳爆发事件都源自日冕的磁活动。因此对日冕磁场的研究是理解太阳活动、日冕加热机制和开展空间天气预报的一个重要基础。随着现代空间和地面仪器的发展,我们可以以准确度和高时空分辨率来测量太阳光球层的磁场。然而,对日冕磁场的直接测量仍然存在着很大的难度,通常的方法是利用光球的观测数据和适当的磁场模型（如无力场模型）来重构出日冕的三维磁场。据此,我们可以对日冕磁场进行详细的分析,结合磁拓扑理论,研究日冕的磁流体动力学过程。在本论文中,我们利用太阳动力学天文台、日出卫星和拉马第高能太阳光谱成像仪获得的多波段观测资料,运用日冕磁场重构技术和磁拓扑分析方法,对磁场在太阳爆发事件和日冕加热机制等方面所起到的关键作用进行了深入的研究。日冕磁场的连接性将日冕划分成不同的磁拓扑区域。磁拓扑区域的边界（如分界层）是一些非理想过程（如磁重联）发生的场所。磁拓扑的边界在形态上通常与一部分紫外波段的辐射特征相符合,例如在耀斑过程中低层辐射展示的耀斑带对应磁拓扑边界在色球的映射。为了研究磁拓扑结构与太阳爆发事件的相关性,我们对发生于2012年10月23日的X级环形耀斑进行了详细的分析。该耀斑在Ca Ⅱ H谱线的辐射中展示出一个准环形的耀斑带,并且在其内外还存在另外两条狭长的耀斑带。极紫外成像观测显示一个热通道结构,说明此耀斑过程中有磁绳结构存在。此外,热通道的两个足点正好对应两个硬X射线源。利用非线性无力场模型,我们对该活动区进行了日冕三维磁场的重构,并证认出三个磁拓扑结构:一个三维磁零点、一个磁绳结构和一个大尺度准分界层结构。我们发现磁零点包含在大尺度准分界层中,而磁绳结构位于磁零点的扇面之下,并且硬X射线辐射起源于磁绳与周边磁场之间的磁重联。以上三个磁拓扑结构的动力学演化与相互作用导致了该耀斑的爆发以及在爆发过程中所展示出的多波段辐射特征。由于大多数爆发性事件的源区都存在高度剪切的磁拱或者磁绳结构,定量研究这种结构的拓扑性质和时间演化对于理解太阳爆发活动是十分重要的。为此,我们跟踪了太阳活动区12017从2014年3月28日至29日共两天的演化,并通过非线性无力场模型重构了该区域的日冕三维磁场。在两天的时间内,该区域内的暗条活动触发了 12个太阳耀斑,包括9个C级耀斑,2个M级耀斑和1个X级耀斑。在日冕磁场中我们证认了一个磁绳结构,并发现它与暗条在空间和形态上是对应的。我们利用准分界层来定义磁绳的边界,提取出了磁绳自身的空间区域以及其内部的磁场分布。对比耀斑前后的磁绳结构,我们发现闭合性的准分界层（磁绳的包络）所勾勒出来的区域在耀斑发生后有明显的减小。我们还计算了磁绳结构的缠绕数和相对磁螺度,并且发现该活动区大多数耀斑的发生都是由扭曲不稳定性引起的。进一步研究表明,不同特征参数对耀斑的响应是不同的,相对来说磁绳缠绕数的敏感性要高于其他参数（如磁螺度）。除了太阳爆发事件,日冕加热是太阳物理中另一个未解决的重要问题,即日冕等离子体是通过何种方式被加热到百万度的高温。目前已经提出了几种加热机制,比较流行的有阿尔芬波加热和磁重联（纳耀斑）加热。二者在理论上都可以提供日冕加热所需要的能量,但是在一般的情况下,二者都缺乏利用观测数据进行反馈的定量模型。我们基于磁重联加热机制发展了一个利用磁场的观测数据进行约束的日冕结构模型。该模型给出了与极紫外波段观测相符合的辐射特征。在理想等离子体（无磁重联）中,磁场与等离子体冻结在一起,磁力线的足点与周围的等离子体以相同的速度运动。但实际上,由于磁场的耗散（磁重联）磁力线足点和等离子体之间的速度有偏差,这个偏差称之为非理想速度,它与磁重联速率成正比。基于上述物理图像,我们首先从观测到的时间序列的磁图推导了非理想速度的分布以及对应的加热函数,然后基于流体静力学平衡假设推导日冕磁环的热力学结构。该模型不依赖于反常电阻率的假设,一个重要参数是重联磁流管横截面的尺度。该尺度参数可通过模型结果与观测的对比,结合高分辨率的观测资料而得到限制,大约是160 km左右。对比模型生成的和实际观测的极紫外图像,我们发现两者不但在定性上（冕环的形态）而且在定量上（极紫外辐射强度的直方分布）都符合得很好。此外,模型给出的微分发射度与多波段观测反演出的微分发射度具有相似的轮廓。由此可见,我们的研究证实了磁重联加热（纳耀斑）机制可以提供日冕加热所需的能量,并且能够维持一个与观测相符合的活动区日冕结构。
二、Magnetic Energy of Force-Free Fields with Detached Field Lines（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、Magnetic Energy of Force-Free Fields with Detached Field Lines（论文提纲范文）
（1）光球视向电流密度分布和耀斑带位置的关系（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳分层结构 |
| 1.1.1 太阳内部结构 |
| 1.1.2 太阳大气结构 |
| 1.2 太阳活动现象 |
| 第2章 太阳耀斑与电流 |
| 2.1 太阳耀斑 |
| 2.1.1 太阳耀斑概览 |
| 2.1.2 太阳耀斑的观测与研究 |
| 2.1.3 太阳耀斑的触发机制和能量释放 |
| 2.1.4 耀斑经典模型 |
| 2.1.5 与耀斑爆发相关的磁重联及磁重联电流片 |
| 2.2 耀斑活动区电流 |
| 2.2.1 活动区磁场的非势性 |
| 2.2.2 电流带与耀斑带的关系 |
| 第3章 太阳活动区中磁场的测量与电流的计算 |
| 3.1 太阳活动区中矢量磁场的测量 |
| 3.1.1 太阳黑子的观测和矢量磁场的测量 |
| 3.1.2 塞曼效应 |
| 3.1.3 偏振辐射转移方程 |
| 3.1.4 太阳横向磁场方位角180°不确定性问题 |
| 3.2 电流的计算 |
| 3.2.1 安培定律的微分算法和环路积分算法 |
| 3.2.2 电流计算方法的比较 |
| 第4章 与活动区AR11158中的一个X2.2 级耀斑相关的视向电流密度的计算 |
| 4.1 选题背景 |
| 4.2 数据来源和计算方法 |
| 4.2.1 数据来源 |
| 4.2.2 计算方法 |
| 4.3 结果分析 |
| 4.4 讨论和结论 |
| 第5章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间发表的论文及获奖情况 |
| 致谢 |
（2）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 |
（3）太阳活动区电流环不稳定性及磁场拓扑结构的研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 研究背景介绍 |
| 1.1 太阳概况 |
| 1.2 太阳活动区 |
| 1.2.1 太阳黑子 |
| 1.2.2 暗条(日珥) |
| 1.2.3 日冕物质抛射 |
| 1.2.4 太阳耀斑 |
| 1.3 磁场的拓扑结构 |
| 1.3.1 磁绳下方的磁场拓扑结构 |
| 1.3.2 磁零点的“扇-脊”磁场拓扑结构 |
| 1.3.3 磁压缩因子Q |
| 1.4 电流环不稳定性 |
| 第2章 数值模型,观测数据及处理方法 |
| 2.1 数值方法 |
| 2.1.1 Titov-Demoulin模型 |
| 2.1.2 磁流体动力学数值模拟 |
| 2.1.3 势场外推 |
| 2.1.4 追踪磁力线的数值方法 |
| 2.1.5 计算磁压缩因子Q的数值算法 |
| 2.1.6 寻找磁零点的数值方法 |
| 2.2 观测数据及处理方法 |
| 2.2.1 太阳动力学观测站(SDO) |
| 2.2.2 ELP事件认证 |
| 2.2.3 Hopkins统计 |
| 第3章 电流环不稳定性爆发阈值的研究 |
| 3.1 参数设置 |
| 3.2 临界背景磁场的确定 |
| 3.3 爆发阈值与参数的关系 |
| 3.3.1 B_(et)=0时,D_f和a的几何效应 |
| 3.3.2 临界衰减因子与a的关系异常的原因 |
| 3.3.3 背景磁场环向分量的致稳作用 |
| 3.3.4 Green函数外推的势场下的临界衰减因子 |
| 3.3.5 磁场拓扑结构的对爆发阈值的影响:BPS与HFT的对比 |
| 3.4 磁绳爆发后的自相似膨胀 |
| 第4章 太阳耀斑极紫外后相及其磁场拓扑的研究 |
| 4.1 伴随环形耀斑的ELP事件特征 |
| 4.2 伴随双带耀斑的ELP事件特征 |
| 4.3 统计结果 |
| 第5章 总结与展望 |
| 5.1 关于电流环不稳定性的研究的总结 |
| 5.2 关于耀斑极紫外后相的研究的总结 |
| 5.3 展望 |
| 5.3.1 电流环不稳定性的后续研究 |
| 5.3.2 磁绳振动周期异常的研究 |
| 5.3.3 关于耀斑极紫外后相的后续研究 |
| 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 |
（4）孪生日冕物质抛射的形成机制研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 太阳分层结构 |
| 1.2 太阳磁场 |
| 1.3 太阳活动 |
| 第2章 日冕物质抛射与喷流 |
| 2.1 日冕物质抛射 |
| 2.1.1 CME的形态特征 |
| 2.1.2 CME的传播 |
| 2.1.3 CME与耀斑,暗条的联系 |
| 2.1.4 伴随的射电暴 |
| 2.1.5 CME的触发机制 |
| 2.2 喷流 |
| 2.2.1 早期的喷流研究 |
| 2.2.2 喷流的二分理论 |
| 2.2.3 喷流与暗条,CME的联系 |
| 2.3 独特的孪生CME现象 |
| 第3章 观测仪器及数据分析 |
| 3.1 太阳动力学天文台(SDO) |
| 3.2 太阳和日球天文台(SOHO) |
| 3.3 射电与等离子体波探测器(WAVES) |
| 3.4 日地关系天文台(STEREO) |
| 3.5 势场外推(PFSS) |
| 第4章 一个由喷流导致的孪生CME |
| 4.1 观测结果 |
| 4.1.1 迷你暗条的激活 |
| 4.1.2 爆裂喷流的形成 |
| 4.1.3 爆裂喷流的偏转及CMEs的形成 |
| 4.2 小结 |
| 第5章 总结与展望 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间发表的论文及获奖情况 |
| 致谢 |
（5）耀斑爆发位置与电流分布的统计关系（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 太阳与太阳的分层结构 |
| 1.2 太阳活动体的概述 |
| 1.2.1 太阳黑子 |
| 1.2.2 太阳耀斑 |
| 1.2.3 日珥及暗条 |
| 1.2.4 日冕物质抛射(CME) |
| 第二章 太阳耀斑 |
| 2.1 太阳耀斑的观测及研究进展 |
| 2.1.1 耀斑的观测史 |
| 2.1.2 EUV观测 |
| 2.1.3 X射线观测 |
| 2.2 耀斑的触发机制及释能 |
| 2.2.1 磁流体方程(MHD) |
| 2.2.2 磁重联模型 |
| 2.2.3 电流片的形成 |
| 2.3 耀斑理论模型 |
| 2.3.1 双带耀斑理论模型 |
| 2.3.2 致密耀斑理论模型 |
| 第三章 太阳活动区磁场测定和电流计算方法 |
| 3.1 磁场的测定 |
| 3.1.1 斯托克斯参量 |
| 3.1.2 偏振辐射转移方程 |
| 3.1.3 太阳磁场方位角的180°不确定性 |
| 3.2 电流的计算方法 |
| 第四章 耀斑爆发位置与电流分布的统计关系 |
| 4.1 观测和方法 |
| 4.2 结果分析 |
| 4.3 讨论和结论 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间发表的学术论文和研究成果 |
| 致谢 |
（6）光球磁场演化与日冕物质抛射初发过程研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 活动区 |
| 1.2 黑子 |
| 1.3 耀斑 |
| 1.4 日珥/暗条 |
| 1.5 日冕物质抛射 |
| 1.5.1 通量绳CMEs |
| 1.5.2 Halo CMEs |
| 1.5.3 Sigmoid |
| 1.6 日冕物质抛射触发机制 |
| 1.6.1 磁场浮现和光球运动 |
| 1.6.2 Kink不稳定性 |
| 1.6.3 Tether-cutting模型 |
| 1.6.4 Breakout模型 |
| 1.6.5 Torus不稳定性 |
| 1.7 日冕磁场 |
| 1.7.1 磁场外推 |
| 1.7.2 势场模型 |
| 1.7.3 线性无力场模型 |
| 1.7.4 非线性无力场模型 |
| 1.7.5 MHD方法 |
| 1.8 CME演化模型 |
| 1.8.1 经验模型 |
| 1.8.2 膨胀速度模型 |
| 1.8.3 Drag-Based模型 |
| 1.9 CME的对地效应 |
| 1.10 观测设备 |
| 1.10.1 SDO卫星 |
| 1.10.2 SOHO卫星 |
| 1.10.3 GONG |
| 第2章 模拟光球磁场演化并预测F_(10.7) |
| 2.1 通量传输模型 |
| 2.2 F_(10.7)射电通量 |
| 2.3 数据 |
| 2.4 预测方法 |
| 2.5 预测结果 |
| 2.6 其它预测方法:机器学习 |
| 2.6.1 利用LSTM预测F_(10.7) |
| 2.7 小结 |
| 第3章 模拟日冕物质抛射 |
| 3.1 观测磁场 |
| 3.2 高斯方法 |
| 3.3 磁流体力学数值格式 |
| 3.3.1 磁流体力学方程组 |
| 3.3.2 磁场散度处理 |
| 3.3.3 保正方法 |
| 3.4 案例研究 |
| 3.4.1 活动区观测 |
| 3.4.2 初值与边界设置 |
| 3.4.3 结果 |
| 3.5 小结 |
| 第4章 总结与展望 |
| 4.1 主要成果 |
| 4.1.1 模拟光球磁场演化并预测F_(10.7) |
| 4.1.2 日冕物质抛射的模拟研究 |
| 4.2 未来工作展望 |
| 4.2.1 预测F_(10.7) |
| 4.2.2 模拟日冕物质抛射 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 作者简历及攻读学位期间发表的学术论文与研究成果 |
（7）日冕磁场外推新方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| ABSTRACT |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 课题背景及研究的目的和意义 |
| 1.2 日冕观测与日冕磁场 |
| 1.3 日冕磁场的无力场描述 |
| 1.4 本文的主要研究内容 |
| 第2章 日冕磁场外推方法回顾 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 势场外推 |
| 2.2.1 势场能量最低定理(Potential minimun-energy therom) |
| 2.2.2 源表面势场外推(PFSS)的结果 |
| 2.3 线性无力场外推 |
| 2.4 非线性无力场外推 |
| 2.4.1 Grad-Rubin方法 |
| 2.4.2 向上积分法 |
| 2.4.3 MHD松弛法和磁摩擦法 |
| 2.4.4 最优化方法 |
| 2.4.5 边界元积分法 |
| 2.5 本章小结 |
| 第3章 NEWTON RELAXATION法与GRAD-RUBIN法 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 NEWTON RELAXATION方法 |
| 3.3 GRAD-RUBIN迭代法 |
| 3.4 数值求解 |
| 3.5 本章小结 |
| 第4章 算例外推结果及分析 |
| 4.1 前言 |
| 4.2 模型场算例 |
| 4.2.1 两个解析无力场 |
| 4.2.2 一个简单的偶极场 |
| 4.3 参数指标 |
| 4.4 外推结果 |
| 4.5 本章小结 |
| 结论 |
| 参考文献 |
| 攻读硕士学位期间发表的论文及其它成果 |
| 致谢 |
| 附录 |
（8）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 |
（9）太阳耀斑导致的黑子旋转（论文提纲范文）
| 摘要 |
| abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 耀斑导致的光球磁场的变化 |
| 1.1.1 耀斑导致的光球视向磁场的变化 |
| 1.1.2 耀斑导致的光球矢量磁场的变化 |
| 1.1.3 耀斑导致的黑子结构的变化 |
| 1.2 关于耀斑如何导致光球磁场变化的猜想 |
| 1.2.1 磁场收缩 |
| 1.2.2 磁场浮现 |
| 1.3 光球磁场突变导致的光球洛伦兹力的变化 |
| 1.4 通过光球的磁场螺度输运率 |
| 1.4.1 通过光球的磁场螺度输运率的计算 |
| 1.4.2 耀斑期间通过光球的磁场螺度输运率的计算 |
| 1.5 黑子旋转 |
| 1.5.1 黑子的持续旋转的观测研究 |
| 1.5.2 黑子旋转的理论模型 |
| 1.5.3 黑子旋转的测量 |
| 1.5.4 耀斑导致的黑子旋转速率的突然改变 |
| 第2章 观测数据 |
| 第3章 耀斑期间的黑子反转 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 数据分析 |
| 3.2.1 事件概况 |
| 3.2.2 通过光球的磁场螺度输运 |
| 3.2.3 根据光球速度场估算黑子的平均角速度 |
| 3.2.4 拟合黑子的椭圆的旋转 |
| 3.2.5 光球磁场的改变 |
| 3.2.6 作用于光球的洛伦兹力的变化 |
| 3.2.7 日冕磁场外推 |
| 3.3 主要结论及讨论 |
| 第4章 耀斑期间的光球涡旋 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 数据分析 |
| 4.2.1 事件概况 |
| 4.2.2 光球速度场和螺度输运率随时间的演化 |
| 4.2.3 光球磁场及作用于光球的洛伦兹力随时间的演化 |
| 4.2.4 AIA 图像系列的切片图 |
| 4.2.5 非线性无力场模型磁场在耀斑前后的变化 |
| 4.3 主要结论及讨论 |
| 第5章 统计研究小于M5级耀斑的螺度异常输运 |
| 5.1 数据分析 |
| 5.2 主要结论及讨论 |
| 第6章 总结与展望 |
| 6.1 总结 |
| 6.2 展望 |
| 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 |
（10）太阳爆发事件和日冕加热中磁拓扑的研究（论文提纲范文）
| 中文摘要 |
| 英文摘要 |
| 第一章 引言 |
| 1.1 太阳的观测历史 |
| 1.2 太阳的磁场 |
| 1.2.1 太阳磁场测量 |
| 1.2.2 磁场方位角的180°不确定性 |
| 1.2.3 日冕磁场模型 |
| 1.3 观测数据 |
| 1.3.1 太阳动力学天文台 |
| 1.3.2 拉马第太阳高能光谱成像仪 |
| 1.3.3 日出卫星 |
| 1.4 总结 |
| 第二章 磁场拓扑理论 |
| 2.1 磁场连接性 |
| 2.1.1 磁零点 |
| 2.1.2 庞加莱指标 |
| 2.1.3 分界层与分界线 |
| 2.1.4 磁荷拓扑法 |
| 2.1.5 准分界层 |
| 2.2 磁场螺度 |
| 2.2.1 相对磁螺度的定义 |
| 2.2.2 磁螺度的计算 |
| 第三章 不稳定性与爆发性事件 |
| 3.1 磁流体不稳定性 |
| 3.2 灾变机制 |
| 3.3 缰绳断裂模型 |
| 3.4 磁爆裂模型 |
| 3.5 太阳耀斑的观测与模型 |
| 第四章 环形耀斑辐射特征与磁拓扑的研究 |
| 4.1 耀斑的多波段观测 |
| 4.1.1 CaⅡH谱线的观测 |
| 4.1.2 极紫外观测 |
| 4.1.3 硬X射线观测 |
| 4.2 耀斑的磁场拓扑 |
| 4.2.1 磁场重构 |
| 4.2.2 磁场拓扑分析 |
| 4.3 讨论与总结 |
| 第五章 与多次耀斑活动相关联的磁绳拓扑的定量计算 |
| 5.1 观测 |
| 5.1.1 极紫外观测 |
| 5.1.2 磁场的观测 |
| 5.2 磁场数据分析 |
| 5.2.1 磁能与磁螺度 |
| 5.2.2 日冕磁场重构 |
| 5.2.3 磁绳的准分界层结构 |
| 5.2.4 磁场的衰减因子 |
| 5.2.5 磁绳缠绕数 |
| 5.2.6 磁绳的磁螺度 |
| 5.3 讨论与总结 |
| 5.3.1 磁绳的准分界层的变化 |
| 5.3.2 磁绳的触发机制 |
| 5.3.3 磁螺度注入与磁绳磁螺度 |
| 5.3.4 磁绳缠绕数在耀斑期间的衰减 |
| 5.3.5 总结 |
| 第六章 日冕加热的研究 |
| 6.1 能量的释放 |
| 6.2 非理想速度的测量 |
| 6.3 日冕模型的构建 |
| 6.4 观测实例的应用 |
| 6.5 讨论与总结 |
| 第七章 总结与展望 |
| 7.1 总结 |
| 7.2 展望 |
| 附录A 流体静力学冕环 |
| 附录B 日冕磁场可加自螺度的计算 |
| 附录C 不动点理论的推广 |
| C.1 不动点理论 |
| C.2 推广与应用 |
| 参考文献 |
| 攻读博士学位期间完成的学术成果 |
| 攻读博士学位期间进行的学术交流 |
| 致谢 |
四、Magnetic Energy of Force-Free Fields with Detached Field Lines（论文参考文献）
- [1]光球视向电流密度分布和耀斑带位置的关系[D]. 杨丽平. 云南师范大学, 2021(08)
- [2]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)
- [3]太阳活动区电流环不稳定性及磁场拓扑结构的研究[D]. 陈俊. 中国科学技术大学, 2020(01)
- [4]孪生日冕物质抛射的形成机制研究[D]. 段雅丹. 云南师范大学, 2020(01)
- [5]耀斑爆发位置与电流分布的统计关系[D]. 梁周渝. 云南师范大学, 2020(01)
- [6]光球磁场演化与日冕物质抛射初发过程研究[D]. 刘诚傲. 中国科学院大学(中国科学院国家空间科学中心), 2019(02)
- [7]日冕磁场外推新方法研究[D]. 边新凯. 哈尔滨工业大学, 2019(02)
- [8]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)
- [9]太阳耀斑导致的黑子旋转[D]. 毕以. 中国科学院大学(中国科学院云南天文台), 2018(03)
- [10]太阳爆发事件和日冕加热中磁拓扑的研究[D]. 杨凯. 南京大学, 2018(09)