极光沉降粒子的远紫外辐射特性及探测方法研究
发布时间：2021-02-09 14:07
极光是由太阳风携带的能量粒子沿地球磁场沉降进入极区大气,并与高层大气相互碰撞激发出的光,该现象经常出现在以磁极为中心的环带状区域内,该区域称为极光卵。极光卵的动态变化与电离层、磁层、太阳风以及它们之间的耦合过程有着密切的关系,并且随地磁活动的变化而变化,对其研究有助于理解太阳风与地磁场的活动规律,能够有效的预测亚暴的起止时刻。作为风云三号有效载荷,广角极光成像仪在830Km高度处对地球极光椭圆区远紫外波段（140-180nm）极光形态随时间和空间变化过程探测,获得磁层不同区域的时空信息,为研究极光卵的动态变化提供实时数据。本文主要研究140-180nm波段的LBH（LymanBirge-Hopfield）极光辐射,设计相关算法对已有极光数据进行建模处理,为我国风云三号上的广角极光成像仪观测图像数据分析提供依据。本文采用数值模拟与卫星观测数据统计分析相结合的方法,对极光辐射特征以及极光卵随太阳风、行星际磁场和地磁活动动态变化进行研究,研究内容包括:（1）介绍并分析了多颗用于观测远紫外波段极光辐射的仪器,包括POLAR/UVI,IMAGE/WIC,TIMED/GUVI以及DMSP/SSUS...
【文章来源】：中国科学院大学(中国科学院长春光学精密机械与物理研究所)吉林省
【文章页数】：129 页
【学位级别】：博士
【部分图文】：
太阳内部结构（包括日核、辐射层和对流层）和太阳大气（光球、色球和日冕）示意图
图 1.2 太阳自转向外喷发太阳风示意图ure 1.2 The solar wind’s structure due to the solar self-rot，人们在描述太阳风时常常采用守恒的等离子体流 1.2 给出了 1AU 处太阳风携带的粒子质量、径向2]。表 1.2 太阳风通量密度和地球公转轨道附近的通量ble 1.2 The flux and density of solar wind at the orbit of e通量密度 通过 1AU质子 3.0 × 108 2 18.4 ×质量 5.8 × 1016 2 11.6 × 向动量 2.6 × 109 ( ) 7.3 × 10动能 0.6 2 11.7 × 1热能 0.02 2 10.05 × 1
当截面缩小或扩张时，磁力线也变的紧簇或稀疏，故而里面的磁场也变强或削弱。如图1.3 所示，初始截面标记为 S(t1)，后一时刻截面记为 S(t2)。若沿磁力线取出所有时间的此截面，即得一段空间体积，该空间体积称之为通量管，该通量管上任一截面上积分∫ 都相同。进一步讲，冻结流条件还说明了之前处在通量管中的粒子会随着该通量管一直运动。冻结流概念允许把磁力线看作在系统中运动，当等离子体沿着磁力线运动，可以认为是冻结流和等离子体一起运动。
【参考文献】：
期刊论文
[1]基于行星际/太阳风和地磁条件的紫外极光卵边界建模和预测[J]. 杨秋菊,胡泽骏,韩德胜,胡红桥,马骁. 地球物理学报. 2016(02)
[2]Statistical characteristics of the equatorial boundary of the nightside auroral particle precipitation[J]. NIU YanYuan,ZHANG XiaoXin,HE Fei,JIANG Yong. Science China（Earth Sciences）. 2015(09)
[3]电离层LBH日辉辐射大视场计算方法[J]. 张永超,何飞,张效信,陈波. 地球物理学报. 2014(02)
[4]紫外极光图像极光卵提取方法及其评估[J]. 王倩,孟庆虎,胡泽骏,邢赞扬,梁继民,胡红桥. 极地研究. 2011(03)
本文编号：3025752
【文章来源】：中国科学院大学(中国科学院长春光学精密机械与物理研究所)吉林省
【文章页数】：129 页
【学位级别】：博士
【部分图文】：
太阳内部结构（包括日核、辐射层和对流层）和太阳大气（光球、色球和日冕）示意图
图 1.2 太阳自转向外喷发太阳风示意图ure 1.2 The solar wind’s structure due to the solar self-rot，人们在描述太阳风时常常采用守恒的等离子体流 1.2 给出了 1AU 处太阳风携带的粒子质量、径向2]。表 1.2 太阳风通量密度和地球公转轨道附近的通量ble 1.2 The flux and density of solar wind at the orbit of e通量密度 通过 1AU质子 3.0 × 108 2 18.4 ×质量 5.8 × 1016 2 11.6 × 向动量 2.6 × 109 ( ) 7.3 × 10动能 0.6 2 11.7 × 1热能 0.02 2 10.05 × 1
当截面缩小或扩张时，磁力线也变的紧簇或稀疏，故而里面的磁场也变强或削弱。如图1.3 所示，初始截面标记为 S(t1)，后一时刻截面记为 S(t2)。若沿磁力线取出所有时间的此截面，即得一段空间体积，该空间体积称之为通量管，该通量管上任一截面上积分∫ 都相同。进一步讲，冻结流条件还说明了之前处在通量管中的粒子会随着该通量管一直运动。冻结流概念允许把磁力线看作在系统中运动，当等离子体沿着磁力线运动，可以认为是冻结流和等离子体一起运动。
【参考文献】：
期刊论文
[1]基于行星际/太阳风和地磁条件的紫外极光卵边界建模和预测[J]. 杨秋菊,胡泽骏,韩德胜,胡红桥,马骁. 地球物理学报. 2016(02)
[2]Statistical characteristics of the equatorial boundary of the nightside auroral particle precipitation[J]. NIU YanYuan,ZHANG XiaoXin,HE Fei,JIANG Yong. Science China（Earth Sciences）. 2015(09)
[3]电离层LBH日辉辐射大视场计算方法[J]. 张永超,何飞,张效信,陈波. 地球物理学报. 2014(02)
[4]紫外极光图像极光卵提取方法及其评估[J]. 王倩,孟庆虎,胡泽骏,邢赞扬,梁继民,胡红桥. 极地研究. 2011(03)
本文编号：3025752
本文链接：https://www.wllwen.com/kejilunwen/dianzigongchenglunwen/3025752.html
