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太阳光球磁亮点的识别

作　者: 刘艳霄
导　师: 林隽
学　校: 中国科学院研究生院（云南天文台）
专　业: 天文技术与方法
关键词: 太阳光球磁亮点小尺度结构高分辨观测 Alfvén波和振荡色球和日冕加热区域生长
分类号: P182.4
类　型: 硕士论文
年　份: 2013年
下　载: 7次
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内容摘要

在太阳光球表面出现的磁亮点是目前的观测手段能够分辨的最小磁结构，也被认为是日冕磁场在光球的足点运动的可靠的示踪者，其运动所耗散的能量被认为是日冕加热和色球加热的最终能量来源之一。在其运动过程中，高密度的光球物质带着磁场一起运动，在色球和日冕磁场当中产生波动或者扭绞将光球物质的动能传送到色球和日冕。为了解开日冕加热和色球加热等世纪未解之谜，对磁亮点的研究就显示出了它特殊的重要性。关于磁亮点的形成原理，很多科学家都认为是在磁通量管的对流塌缩过程中形成的。也有很多观测方面和数值模拟方面的研究结果重现了对流塌缩过程，确认了磁亮点确实是在对流塌缩过程中形成的。即对流塌缩的过程是先有强的等离子体流下沉，磁场强度增强，最后磁亮点出现。一些数值模拟和观测的结果发现，在对流塌缩过程中，当强的等离子体流下沉到密度较大的磁通量管底部时会发生较强的反弹上升现象。而这个上升的等离子体流会形成激波上升至日冕形成针状体。与此同时，在磁通量管底部的等离子体反弹上升的过程中，磁通量管温度上升，磁场强度减小，最后导致磁通量管破裂。这是磁通量管的另一种不稳定性。理论研究发现，当磁环在光球上的足点以1-2km s^-1运动时，足点所在的磁通量管产生振荡并激发阿尔芬波。阿尔芬波在光球中被激发，然后向上传播到色球和日冕层，并在色球和日冕层中消耗掉能量以加热色球和日冕。不过，阿尔芬波还没有在光球层检测出来。光球上的足点是否有1-2km s^-1大小的运动速度是研究光球磁通量管能否通过振荡产生阿尔芬波的一个关键因素。磁亮点的尺度在100-200公里之间，磁亮点的亮度是光球平均亮度的2-4倍。磁亮点的运动速度平均在1-2公里/秒。也有少数磁亮点运动速度较快，达到3-4公里/秒。研究发现有一些磁亮点沿着对数螺线方式进行涡旋运动。磁亮点的寿命从几十秒到几十分钟不等。亮度较大，尺度较大的磁亮点的寿命较长。对磁亮点的研究基于准确的识别方法。我们运用区域生长法对磁亮点进行识别，并给出了识别的结果。

全文目录

摘要  4-5
Abstract  5-12
第一章引言  12-16
  1.1 太阳光球磁亮点的研究背景和意义  12-15
  1.2 本文的主要内容  15-16
第二章磁亮点的形成原理及其基本特征  16-30
  2.1 磁亮点形成机制的一种理论解释  16-17
  2.2 磁亮点的磁场特征  17-20
  2.3 支持磁亮点形成理论的验证  20-23
  2.4 磁亮点的基本性质研究  23-30
    2.4.1 磁亮点的寿命及大小  23-24
    2.4.2 磁亮点的运动特征  24-26
    2.4.3 磁亮点的振荡  26-30
第三章区域生长法识别磁亮点  30-39
  3.1 图像分割  30-33
    3.1.1 阈值-区域生长法  31-33
  3.2 本文拟采用的方法及结果  33-39
    3.2.1 图像噪声  33-34
    3.2.2 傅里叶快速变换高通滤波  34-35
    3.2.3 拉普拉斯变换及识别结果  35-39
第四章总结与展望  39-41
参考文献  41-51
发表文章目录  51-52
简历  52-53
致谢  53-55

太阳光球磁亮点的识别

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