基于统计学习技术的太阳质子事件预报模型

结合太阳耀斑与日冕物质抛射参量作为预报因子建立太阳质子事件预报模型。描述太阳耀斑的三个特征参量包括耀斑峰值流量、持续时间和耀斑维度;太阳质子事件的三个特征参量分别为CME宽度、CME速度和测量位置角度。首先使用信息增益率评价各参量对质子事件发生的重要度,结果表明相比于耀斑峰值流量和持续时间,CME宽度和速度对质子事件发生具有更高的重要性。基于上述参量,应用线性Logistic回归方法建立质子事件预报模型。对模型进行检测并与只选用耀斑参量的预报模型的预报结果进行比较,结果显示采用耀斑结合CME参量的预报模型具有较高的预报准确率和较低的虚报率,尤其对于质子事件发生的报准率提高较多(67.5%上升到90%)。实验结果验证CME参量作为预报因子的有效性。     

基于三维区域标记对太阳活动区低色球层亮点的统计分析?

研究太阳活动能量的统计分布,以探索日冕物质加热的物理机制.利用一种基于三维区域标记的算法,使用"日出"卫星拍摄的低色球层λ3968.5单色像时间序列,观测一个处于衰减阶段且爆发频繁的活动区,对多个数量级尺度的亮点进行识别和统计.获得了2.09×104个亮点样本,分析了太阳耀斑基本物理量的频数分布与幂律的关系,以及影响该分布的观测效应.数据分析的主要结果如下:1)低色球层亮点的尺度、面积、光通量服从幂律分布.2)寿命的频数在中等时标呈幂律分布,在长时标呈指数分布;大尺度亮点的等待时间符合指数分布.3)亮点发生率的信噪比随其尺度的增加而减小;小尺度亮点持续的产生有可能向日冕稳定地提供能量.4)微小尺度亮点的频数低于幂律分布,相当程度上受观测数据的低时间分辨率所造成的低采样率影响.     

研究GBM和BAT同时触发的暴

结合Swift和Fermi两个卫星的各自优点,选择Fermi/GBM和Swift/BAT同时触发的伽玛暴观测数据,发现GBM暴持续时间的平均值比BAT暴要小,但是它们的持续时间分布、伽玛暴本身的流量分布以及光子峰值能量分布(log N-log P分布)之间不存在系统性差异.所以,不同仪器的观测差异可能是由于仪器本身的灵敏度引起的,与暴的性质无关.     

基于RBF人工神经网络的X级以上太阳耀斑预报研究

采用第23太阳活动周X级以上耀斑的数据,通过回归分析、Gauss拟合和RBF人工神经网络等方法对X级以上耀斑进行预报研究.结果表明,将黑子群的位置、卡灵顿经度、耀斑爆发时间与黑子群达到最大面积的时间关系、每7d黑子群的最大面积、太阳耀斑流量的积分值、CME速度和F10.7射电流量7个预报因子作为参量对RBF人工神经网络预报模型进行训练,训练后建立的RBF模型的输出结果和训练数据的相关系数高达98%,对耀斑强度的预报结果与观测结果的误差在0.5以内,预报模型符合耀斑短期预报的要求.     

与日冕物质抛射相关的太阳高能粒子事件初始时间的数值模拟研究

通过两种不同方法对太阳高能粒子(Solar Energetic Particles,SEP)通量初始时刻进行研究,一种是数值模拟方法,即数值模拟中取第一颗粒子出现的时刻来确定,另一种是观测背景方法,即通过太阳高能粒子通量随时间变化的背景值与上升值的拐点时刻来确定.Kahler(2013)定义的SEP时间尺度TO(the onset time from CME launch to SEP onset,从CME爆发时刻到SEP初始时刻的时间段)、TR(the rise time from onset to half the peak intensity(0.5Ip),从SEP初始时刻的上升时间直到半峰值时刻)、TD(the duration of the SEP intensity above 0.5Ip,SEP强度高于半峰值的持续时间)都与SEP通量初始时刻相关.将CME驱动激波作为源,利用粒子输运方程,对SEP传播进行数值模拟.然后对描述SEP时间尺度的TR、TO的数值模拟值与观测进行对比,发现两者吻合很好,即TR随CME速度和宽度增加而增加.由于TO影响的因素较为复杂,并没有很好的规律性.另外,当源位置经度距离观测者较远的时候,影响时间尺度TR,TO的因素较多.因此,用不同方法确定的SEP通量初始时刻对TR,TO的影响不大;当源位置经度距离观测者较近的时候,观测背景方法下的数值模拟与观测更加符合.     

2003年10月与11月两次主要日冕物质抛射事件的空间天气效应比较

研究了分别发生在2003年10月28日和2003年11月18日的两次相似的强烈日冕物质抛射(CME)事件.通过比较这两次CME事件以及它们的行星际响应,分析了其伴随的两种主要空间天气效应:太阳高能粒子事件和地磁暴.这两次CME事件均伴随有一个强耀斑和一次暗条爆发,并且之前都有一个较弱的CME从同一源区产生.第一个CME事件引起了一次极大的太阳高能粒子事件,而第二个则没有引起明显的太阳高能粒子事件.这两次CME事件均引起了大的地磁暴,且第二个CME所引起的地磁暴比第一个CME所引起的地磁暴更强.通过比较分析这两次CME事件,以及与之相关的活动现象和对应的行星际磁云(MC),讨论了这两次CME引起不同空间天气效应的原因:形成不同强度的太阳高能粒子事件在于CME爆发过程中的能量释放率在这两次事件中显著不同,而地磁暴强度的差异则是由行星际MC轴的方向以及MC经过地球时的相对位置不同造成的.     

2012年1月23日SEP事件的“twin-CME”爆发现象

"twin-CME"模型是Li等人提出的一种比单个CME更高效的产生SEP事件的模型。本文主要以"twin-CME"模型为出发点,综合运用SOHO/LASCO、STEREO-A/SECCHI、STEREO-B/SECCHI的日冕观测及CME的GCS模拟,Learmonth、BIRS和Wind/WAVES射电观测,以及SDO/AIA源区观测和SDO/HMI磁图资料,分析2012年1月23日爆发的极端SEP事件的源区爆发特征。结果表明:此SEP事件对应的源区观测到"twin-CME"爆发,即从同一源区先后相继爆发了2个CME,这2个CME在空间的传播方向基本一致,并在传播到一定高度时发生相互作用合并成一个更强的CME,此爆发过程CME和源区磁场特征与"twin-CME"模型的假设基本相似。"twin-CME"爆发及双CME合并可能是引起此极端SEP事件的原因。     

第22太阳活动周软X射线耀斑的统计研究

根据GOES卫星资料 (1～ 8 ) ,统计了第 2 2太阳活动周 (1986 .9～ 1996 .10 )软X射线耀斑数 ,共计 2 0 930个耀斑 ,其中X级最少 ,不到 1% ;M级为 10 % ;C级最多 ,约占 6 0 % .统计发现 ,此活动周有两个峰 ,分别在 1989年和 1991年 ,1989年平均耀斑指数为 4 2 7,1991年为 4 6 8;C、M及X级耀斑数在活动周的上升期迅速增大 ,两年多时间就达到极大 ;而下降期缓慢减小 ,长达 4年多 ;耀斑发生率随软X射线峰值流量的变化呈幂律谱分布 ,谱指数为 - 2 .135 ,相关系数为- 0 .987;小耀斑易受背景影响 ,B级耀斑以及C级耀斑中的较小者在峰年及其前后往往湮没在背景中 ,无法辨别 .还发现X射线耀斑的光学对应体 (Hα耀斑 )与X射线耀斑的比率随X射线耀斑级别的增高而增大 ,X级的光学对应体达 94 % ,M级为 83% ,C级为 6 3% ,B级只有 30 % .     

冕流波及其冕震学应用研究综述

本文综述了我们近两年来在冕流波(Streamer Waves)现象研究方面的进展。冕流波是由日冕物质抛射(CME)和冕流结构相互作用所激发的、沿等离子体片向外传播的波动过程,是迄今发现的最大尺度的日冕波动现象。冕流波被解释为由冕流等离子体片片状结构所支持的快体积扭曲模式。基于这一理解,我们结合有关的太阳风速度和数密度方面的观测限制,发展了一种新的冕震学方法,可利用波动参数的观测结果推断冕流等离子体片区域在3-10太阳半径范围的阿尔芬速度和磁场强度的径向剖面。我们还在第23太阳活动周内找到了8例较好的CME-冕流摆动事件,其中5例被认定为冕流波事件。比较这些事件发现,导致冕流波激发的CME都具有很高的喷发速度和角宽度,CME与冕流大都从侧面发生相互作用,且作用的最初位置大都位于C2视场的底部或下方,所有正面CME均伴有耀斑现象。这些共同观测特征为我们理解冕流波的激发条件提供了线索。     

电离层对耀斑响应的GPS观测研究

利用1997～1999年全球日地电离层观测卫星的耀斑观测资料以及全球定位系统(GPS)网的观测资料,对不同级别耀斑爆发期间的电离层总电子含量(TEC)随时间的变化特点、TEC增幅及其与X射线最大辐射通量之间的关系进行了研究.利用缓变型耀斑爆发期间的GPS观测数据,分析了电离层对此类耀斑的响应特点.     

基于频谱突变分析的日冕物质抛射识别方法

提出一种从空间日冕观测图像中自动识别日冕物质抛射事件(CME)并分析计算事件特征参数的新方法,该方法主要包括以下3个步骤:通过预处理去除原始观测图像中的各种噪声;针对CME的视觉统计特性,利用频谱突变分析从预处理后的观测图像中准确分离CME像区域;基于区域协方差分析提取出角宽度、速度等CME特征参数.由于采用了频谱突变分析技术而非亮度增强检测技术来检测CME,该方法在识别多重和晦暗CME时具有更好的效果.     

2003年6月13日太阳耀斑事件的多波段分析

2003年6月13日04:30(UT),中国科学院国家天文台怀柔观测站的太阳射电频谱仪在1～2/2.6～3.8/5.2～7.6 GHz射电波段上观测到太阳耀斑爆发.几乎在同一时刻,RHESSI在硬X射线波段、TRACE在极紫外波段、SOHO/MDI也观测到这一爆发事件.分析了整个耀斑过程,得到以下3个结果:1)射电爆发过程中出现了几个反向漂移结构,频漂速度为200～800 MHz·s-1,电子的运动速度为1 000～6 000 km·s-1.2)硬X射线爆发与射电爆发之间关系非常密切.在50～100 keV波段,2个磁足点均有HXR爆发,其中一个足点的磁场较另一足点的磁场强;而在12～25keV波段,HXR爆发源只有1个.3)EUV爆发过程中源运动的空间尺度与射电爆发中电子运动的空间尺度一致,它可能反映了射电源的源区尺寸.通过HXR源与射电源之间的关系来确定射电源可能存在的空间位置.     

一种根据亮度确定耀斑分布的方法

利用SDO/AIA在1 700■波段对活动区AR12673在2017年9月6日8∶00-12∶00UT的观测数据得到观测图像,将图像分别增亮3倍、6倍和9倍确定耀斑分布.结果表明,将图像增亮9倍来确定耀斑分布较为可靠.     

活动星系核长期射电闪烁特性研究

论文选取3C120天体在射电波段的30多年的观测数据作为样本,分别作出了4.8 GHz,8.0GHz和14.5 GHz三个射电波段的光变曲线,用结构函数对其进行分析,计算峰值流量、闪烁持续时间和变化指数,并与早期的研究作了比较,观测结果与理论模型符合得很好。我们的研究也表明闪烁能量释放与闪烁持续时间无关。     

太阳爆发的抵近探测

本工作将介绍一项具有重大科学和实际意义的深空探测任务,这项任务的顺利实施将允许我们在一个前所未有的近距离上以遥感和实地探测手段相结合的方式观测和研究一颗恒星的磁活动以及磁重联区域.首先,我们将首次直接进入太阳风暴的核心能量释放区——磁重联电流片内部,对其中的磁场耗散、能量转换、带电粒子加速等重要过程的细节进行精细实地测量和研究.其次,我们将对太阳风暴,即日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection, CME)的物质成分和内部结构进行直接探测,帮助我们深入研究和了解CME的爆发机制和其中的物质来源;实地探测快CME前面的快模激波,被磁重联和CME激波加速的带电粒子及其所产生的电磁辐射.第三,我们将在离开太阳5-10个太阳半径的距离上直接测量日冕磁场-太阳活动的能量来源.第四,利用成像和光谱观测手段,我们能够近距离地观测和研究太阳高层大气中的动力学过程.目前在地球附近对日冕常规观测的分辨率在1.5′′,甚至更差,而通过抵近观测可以将同样设备的分辨能力提高5-30倍,将为我们提供在地球附近无法获得的太阳超清晰图像以及相应的物理信息,让我们在一个前所未有的平台上来研究、认识和了解距离我们最近、对我们最重要的恒星,从而解决太阳爆发和日冕加热等长期困扰太阳物理研究领域的难题.这也将使我们获得唯一的、能够对发生在恒星大气中的磁重联过程进行直接或者是抵近探测的机会!     

RHESSI探测结果的重大科学意义

本文简单介绍了RHESSI的基本特点:高能量分辨率、高空间分辨率和高时间分辨率。论述了太阳耀斑放能机制之谜,“电子——离子束缚态及其引发核过程”(束缚态模型)对太阳耀斑放能机制的解释,RHESSI观测结果对太阳耀斑放能机制的检验。通过对太阳耀斑放能机制的分析,从而对黑洞、中子星、伽马爆等流行理论提出质疑。     

1971年1月质子耀斑活动区的演化

1971年1月质子耀斑活动区(McMath 11128)是第20太阳活动周的重要活动区之一,在1月24日产生了3B级大质子耀斑,该耀斑的位置为18°N,49°W。这次耀斑爆发是由相隔10分钟的两个闪相爆发组成。观测到了日冕冲击波,两个激波的传播方向是正交的。伴随有0.5—3(?)的硬X射线爆发,喷出大量高能质子和电子。在耀斑爆发结束(23~n47~m)后,日象仪观测到源有类喷状结构。     

星系的暗晕占据分布模型

从星系巡天的观测中可以测量宇宙中星系的分布,而这些我们观测到的可见物质只占据了宇宙组分的很小一部分.如何从观测的星系分布来联系暗物质分布,建立星系与暗晕之间的关联,从而限制宇宙学参数,一直都是星系宇宙学研究领域的一大课题.本文具体介绍了描述星系空间分布的暗晕占据分布模型的主要框架和参数形式,并介绍了模型的一个简单应用.这个模型被广泛用于解释观测到的星系分布的两点相关函数,通过模型构建星系和暗晕之间关联,可以从理论上获得不同星系样本所在暗晕质量分布的信息,这对于我们理解星系形成与演化模型以及限制宇宙学参数都有着重要的意义.     

伏牛山森林土壤有机碳密度与环境因子的关联性分析

【目的】建立森林土壤有机碳(SOC)密度与环境因子之间的回归关系,为快速评估森林土壤有机碳密度的空间分布提供理论参考。【方法】在河南省伏牛山区玉皇顶和鸡角尖山体上,设置21块不同海拔、树种、地形等环境因子的典型样地,测定各样地不同深度土层的SOC密度,分析SOC密度与环境因子之间的回归关系,确定预测土壤有机碳密度的一般性因子。【结果】研究区0～40 cm深度的土壤有机碳密度变化范围为8.93～14.38 kg/m²,平均值为11.52 kg/m²。树种类型、山体间的SOC密度差异不显著,同一树种SOC密度与同一山体方位、坡度等地形因子回归关系显著; 所有样地SOC密度与树木密度、凋落物厚度和叶面积指数等植被因子回归关系显著,与地形因子回归关系不显著; SOC密度与植被因子间的回归关系可解释73.3%的针叶林地SOC密度的变异,76.7%的阔叶林地SOC密度变异,以及71.8%的研究区所有林地的SOC密度变异。【结论】同一山体同一树种SOC密度,可以用方位、坡度等地形因子来描述; 同一山体不同树种或不同山体不同树种林地的SOC密度,可以用植被因子来描述; 植被因子是土壤有机碳密度预测的一般性因子,可以通过遥感等手段快速评估复杂地形内土壤有机碳的空间分布。     

太阳质子峰值流量的极值分布

采用极值统计学方法分析了过去四个太阳活动周[（1965-2005）]中每个太阳活跃年发生的最大质子事件,发现它们的峰值流量服从极值分布,其分布函数表述为：p（x）=1-expt-exp[-0．686（x-7．263）]},式中随机变量x是峰值流量的自然对数,并且用此分布函数讨论了大流量质子事件的重现期,发现理论预测与实际观测值吻合得很好。