导读:本文包含了磁活动论文开题报告文献综述、选题提纲参考文献及外文文献翻译，主要关键词:双星,日冕,恒星,太阳,光球,大气,间期。
磁活动论文文献综述
赵汉斌,陈艳[1]（2019）在《小尺度磁活动加热日冕证据发现》一文中研究指出科技日报昆明6月9日电 （记者赵汉斌 通讯员陈艳）日冕加热是现代天文学的一个大问题，它直接关系到人们对太阳和恒星大气动力学过程的理解。记者9日从中国科学院云南天文台获悉，该台抚仙湖太阳观测基地最新的一项研究发现了小尺度磁活动加热日冕的证据：太阳大气的高层(本文来源于《科技日报》期刊2019-06-10）
皮青峰[2]（2019）在《晚型小质量食双星磁活动观测研究》一文中研究指出对于很多具有较深对流层和快速自转的晚型恒星来说,存在着类太阳活动现象(如恒星黑子、谱斑、耀斑、星珥等),而这些活动现象主要是磁场主导的。根据太阳磁场发电机理论,太阳的磁活动现象是由太阳外部对流运动、太阳的自转和较差自转的相互作用所引起的。为了将太阳磁场发电机理论扩展到类太阳恒星上,就需要对类太阳恒星磁活动现象、磁活动规律与自转等物理参数做较细致的观测研究。研究不同物理参数的晚型恒星磁活动具有重要意义,不仅可以深化我们对不同物理参数的恒星磁活动现象的认识,而且使我们更加细致地理解恒星磁活动规律。本论文的研究成果主要有:·利用国内外一米级光学望远镜对DV Psc进行了最近十年的时序多色测光观测和中科院兴隆2.16米望远镜首次对其进行了高色散分光观测,获得了27套光变曲线和27条高色散光谱,细致地研究了该系统光球层上两个活动区的星斑活动规律和色球层活动情况。我们通过分析光变曲线发现DV Psc的两个活动区存在flip-flop调制现象,获得了黑子活动区的磁活动周为3.42-3.60年。利用两个极大相位的星等差值?Mag(Max.I-Max.II)随时间的变化关系,确定了光变畸变振幅差的变化周期为5.15年。通过分析极小时刻变化发现DV Psc存在14年的周期性振荡,这可能是由于第叁天体的光时效应所导致的。该天体的最小质量为M_(3,min)=0.107 M_⊙,是一颗光谱型为M6-M7矮星而非系统的行星。我们对DV Psc进行了有效测光观测其时间共计326.4小时,探测到了21个耀发事件,其耀发几率为0.064个/小时,耀发释放能量为(6.62-1106.85)×10~(24)焦,同时还发现耀发相位与黑子相位的关系呈正相关。从高色散光谱中发现DV Psc主、次星的色球层都存在明显的剧烈活动现象,其色球活动指标纯H_α谱线的等值宽度随相位发生微弱的自转调制现象,Caii(EW_(8542)/EW_(8498))的比值在0.965-2.704范围内,因此,谱线发射来自于色球层的谱斑而非星珥。我们从所有光变曲线中选出对称性最好(最大限度排除星斑活动的影响)的光变曲线并和视向速度曲线一起进行求解,更新了DV Psc主、次星的绝对参数,我们发现DV Psc与年龄为0.050 G年的理论模型的演化轨迹相符较好。·在2014至2015年间,我们使用美国SARA KP和SARA CT望远镜观测对短周期WUma型食双星V1101 Her和AD Phe进行多波段测光观测,获得了新的光变曲线并确定了它们的轨道参数和恒星黑子参数。更新了它们的历元公式并发现周期性震荡迭加在轨道周期变化(V1101 Her连续增加、AD Phe连续减少)上,这种周期性震荡可能是第叁天体的光时轨道效应或恒星磁活动造成。V1101 Her的轨道周期变化是由于物质从主星向次星转移[˙M_1=2.64(±0.11)×10~(-6)M_⊙/years]和第叁天体的光时效应为13.9(±1.9)年,或者是物质从主星向次星转移[˙M_1=2.81(±0.07)×10~(-6)M_⊙/years]和磁活动周为12.4(±0.5)年。AD Phe的轨道周期连续减少的原因是由于物质从主星向次星转移[˙M_1=8.04(±0.08)×10~(-8)M_⊙/years]和第叁天体的光时效应为56.2(±0.8)年,或者是物质从主星向次星转移[˙M_1=7.11(±0.04)×10~(-8)M_⊙/years]和磁活动周为50.3(±0.5)年。·利用测光畸变振幅、黑子位置、光变极小时刻变化等方法可以探寻恒星的磁活动周。我们收集了208颗具有磁活动周食双星的物理参数,并对其自转周期与磁活动周的相关性进行研究。对参量P_(cyc)/P_(orb)和1/P_(orb)分别取对数后,两个参量之间展现出微弱的线性相关,其斜率为0.711(±0.047),这说明食双星的自转周期越短,其磁活动周越短。利用LAMOST DR6巡天光谱资料与国内外测光巡天变星星表进行交叉认证,获得了57905颗变星(其中16982颗食双星)的101572条光谱数据,整理了它们的物理参数并计算了色球活动指标H_α,H_β,H_γ,H_δ,H_8,Caii H&K和Ca ii IRT谱线的等值宽度。通过统计研究我们发现这些变星的色球活动指标H_α谱线的等值宽度与周期之间存在微弱关系:自转周期越长色球活动越弱。未来我们还会进一步利用国内外巡天望远镜所释放的天文大数据研究恒星磁活动的精确规律。(本文来源于《北京师范大学》期刊2019-06-01）
牟超洲[3]（2018）在《日冕亮点关联的光球磁活动及小尺度爆发现象的观测研究》一文中研究指出日冕加热是太阳物理学中最着名的问题之一。在过去的几十年里,人们一直在寻找着日冕加热的观测证据。近些年来,随着仪器的空间和时间分辨率的提高,人们在太阳过渡区和日冕中发现了许多太阳小尺度现象。然而,我们目前对这些太阳小尺度现象的物理本质还知之甚少。为了在观测上找到日冕加热过程的直接特征物,越来越多的研究开始将重心放在太阳小尺度现象上。在众多的太阳小尺度现象中,日冕亮点是比较典型的一种。日冕亮点在太阳大气中表现为增亮的结构。它的尺度很小,平均只有20"-30",寿命也很短,从几分钟到几十个小时不等。目前,日冕亮点被认为是能量在太阳上层大气中释放的直接观测证据,不仅如此,日冕亮点中的小尺度爆发现象也是,而且这些爆发现象还是日冕亮点在演化过程中的产物。之前的很多研究都表明,日冕亮点的演化与磁双极结构是密切相关的,因此不难理解,日冕亮点中的爆发现象也与磁双极结构的演化有紧密的联系。为了能更好地对日冕亮点中的爆发现象进行分析,我们先从与日冕亮点相联系的磁双极结构入手,对两个基本问题进行了统计研究,这两个问题分别是磁双极结构的形成以及磁双极结构中磁对消的情况。而且我们的研究发现,这些物理过程的发生方式都不止一种,而不同的发生方式正对应着不同的物理过程。在弄清楚这些问题后,我们才开始对日冕亮点中的爆发现象进行研究。与大型爆发不同的是,小尺度的日冕亮点结构简单,一般由连接着磁双极结构的环构成,这为我们提供了一个较为简单的背景环境,从而可以更好地分析爆发的特征。此外,小尺度日冕亮点及与其相关的磁结构往往寿命较短,我们可以在整个生命周期上研究日冕亮点、磁双极结构以及爆发现象,这使得我们可以获得这些物理过程在时间上完整的演化信息。综合来看,日冕亮点作为日冕加热的候选观测证据之一,为了了解其物理本质,我们从与其相关的磁场演化入手,逐渐地过渡到其释放能量的主要方式,也即爆发现象。通过对与日冕亮点相联系的磁场的形成和演化等的研究,我们对日冕亮点的演化及加热问题有了更清晰地认识,知道了日冕亮点的形成其实是来自于形成方式不同的磁双极结构,日冕亮点的消失也是由于不同的磁对消发生方式。日冕亮点具有简单的磁场结构和背景环境,作为大尺度爆发现象的一个小尺度副本,研究日冕亮点中的爆发现象对我们理解太阳大气中的爆发行为提供了独特的机会。而我们的研究结果也显示,日冕亮点中小尺度的爆发现象与太阳大气中大尺度的爆发行为具有很大的相似性,从而可以猜想它们或许具有相同的物理机制。而且,对基于日冕亮点的爆发现象的研究也使我们对日冕亮点的演化及其物理本质的理解更更进了一步。日冕亮点与磁双极结构和磁对消都是有联系的。首先,我们围绕日冕亮点对应的磁场结构,主要研究了两个问题:一是与日冕亮点相联系的磁双极结构是如何形成的?二是之后出现的磁对消是以何种方式发生的?为此,我们分析了来自日震与磁场成像仪(HMI)的纵向磁场数据,研究了与70个日冕亮点相联系的光球磁通量的演化。我们的统计结果发现,与日冕亮点相联系的磁双极结构的形成方式有叁种,分别是磁通量浮现,磁汇聚和局部聚集。其中,很多磁双极结构的形成方式不止一种。对于所研究的70个事件,52个事件中的磁双极结构的主要形成方式是磁通量浮现,28个事件中的磁双极结构由磁汇聚形成,只有14个事件与局部聚集有关。对于由磁通量浮现形成的磁双极结构,磁通量浮现的时间与日冕亮点在AIA 193A波段出现的时间之间有一个时间差,其范围为0.1到3.2小时,平均为1.3小时。虽然在所有70个日冕亮点中都发现了磁对消过程,但它们主要以叁种不同的方式发生:(一)发生于磁双极结构和小且弱的磁结构之间(33个日冕亮点);(二)发生在磁双极结构内部,其两个磁极从相距很远的距离上相向移动(34个日冕亮点);(叁)发生在磁双极结构内部,其两个主磁极同时浮现于同一位置(3个日冕亮点)。我们认为,虽然磁双极结构建立了日冕亮点的骨架,但加热日冕亮点的磁活动可能也会涉及到小且弱的磁场。其次,我们详细地研究了日冕亮点中的爆发现象。该研究基于日冕亮点整个生命周期这一背景,旨在全面详细地探究这些爆发现象的形态学和动力学演化。在这项工作中,我们主要使用了搭载在太阳动力学天文台(SDO)卫星上的AIA仪器的四个波段(He Ⅱ 304 A、Fe ix/x 171 A、Fe Ⅻ 193 A和Fe ⅩⅧ94A)的数据。在多波段数据的支持下,我们在日冕亮点的整个生命周期中寻找等离子体抛射、微耀斑、迷你暗条爆发和迷你日冕物质抛射等与爆发有关的现象。我们还分析了来自HMI的磁场数据,以研究与日冕亮点及其爆发相联系的光球纵向磁场的演化。我们的研究表明,大多数(76%)宁静太阳区日冕亮点(42个日冕亮点中的31个)在其生命周期中会发生至少一次爆发。对于11个日冕亮点中的21次爆发,有18次发生的时间平均为日冕亮点形成后的～17个小时,剩余的3次爆发则发生在日冕亮点形成后的4到6小时之间。日冕亮点在AIA 193 A波段的平均寿命是～21个小时。此外,爆发开始的时间与日冕亮点的双极磁场演化到磁汇聚和磁对消阶段的时间是相一致的,而在这两个阶段,日冕亮点的面积会逐渐减小,直到日冕亮点完全消失为止。在21次爆发中,有16次爆发的磁汇聚和磁对消过程涉及到了日冕亮点的主双极场,而在3次爆发中,日冕亮点的其中一个磁极和已存在且极性相反的磁场发生了磁汇聚和磁对消。在两次发生于同一个日冕亮点的爆发中,我们没有观测到磁对消。在大多数情况下,日冕亮点中的爆发涉及到色球物质的排空,其排空物质的形式要么是细长的暗条状结构(迷你暗条),要么是一定体积的冷物质(冷等离子体云),且同时还伴随着日冕亮点或更高处的热环。值得一提的是,我们还在3次爆发中探测到了日冕波。我们还发现在所有爆发的迷你暗条/冷等离子云的下方,都可以观测到微耀斑。但目前仍然不能确定的是,到底是不稳定的迷你暗条导致了微耀斑的出现,还是迷你暗条下方的重联导致了迷你暗条的不稳定以及爆发。此外,在大多数的爆发中,冷的爆发等离子体会部分地或完整地遮挡住微耀斑,直到这些爆发的物质远离了日冕亮点。在21次爆发中,有11次产生了迷你日冕物质抛射。而且我们发现与迷你日冕物质抛射相联系的暗化区域由两部分构成,一是“暗”和冷的等离子,二是由等离子密度耗尽引起的日冕辐射衰减的区域。这项研究表明,在宁静太阳区中的小尺度环结构,其演化是由它们的磁场足点的运动和/或环境磁场的拓扑结构来决定的,当其演化到爆发阶段时,就会触发日冕中冷和热等离子体的抛射。(本文来源于《山东大学》期刊2018-12-02）
张立云[4]（2017）在《晚型恒星磁活动的观测研究》一文中研究指出对于具有较深对流层和快速自转的晚型恒星来说,存在类太阳活动现象,如恒星黑子、谱斑和耀斑等事件。我们利用地基和空间望远镜所获得完整的光变曲线或分光光谱资料对部分晚型恒星样本(RS CVn型食双星、小质量食双星、M型恒星等)进行分析研究,获得部分晚型恒星的恒星黑子参数和色球活动性质,同时收集其他(本文来源于《中国天文学会2017年学术年会摘要集》期刊2017-08-08）
李亚光[5]（2017）在《关于恒星磁活动的研究》一文中研究指出已有研究表明,恒星的磁活动会导致振动频率的漂移,但事实上测量误差会很大程度上干扰振动频率的提取。本工作旨在分析emph{Kepler}视场中9颗太阳型恒星的磁活动,并区分测量误差和磁活动对振动频率漂移的影响。本工作对每颗恒星分别选取4个径向振动模式,利用最大似然函数估计出它们在不同时间段的振(本文来源于《中国天文学会2017年学术年会摘要集》期刊2017-08-08）
皮青峰[6]（2016）在《基于国内外光学望远镜研究食双星的轨道参数和磁活动性质》一文中研究指出首先我们介绍一下晚型食双星磁活动的研究背景,然后介绍一个我们开展的工作-晚型食双星DV Psc等观测研究。在2008-2016年利用国内外望远镜对DV Psc多(本文来源于《中国天文学会2016年学术年会摘要集》期刊2016-11-01）
宿英娜[7]（2016）在《太阳磁活动的立体观测》一文中研究指出太阳是唯一可以观测到空间信息的恒星,也是唯一可以进行立体观测的恒星。因而,下一代的太阳空间观测除了追求高时、空、谱分辨率之外,一个重要而又不可避免的趋势是进行深空立体观测,比如,美国的STEREO卫星通过不同角度的成像(本文来源于《中国天文学会2016年学术年会摘要集》期刊2016-11-01）
唐睩,苗爱亮,黄舒扬,王小姗[8]（2015）在《儿童失神癫痫神经磁活动的多频段脑磁图研究》一文中研究指出目的本研究通过利用多频段神经磁信号分析处理方法,定量研究儿童失神癫痫(childhood absence epilepsy,CAE)患者发作间期及发作期颅内神经磁活动的特点。方法利用CTF-275导全头型脑磁图(Magnetoencephalography,MEG)系统,对12位新诊断的失神癫痫儿童进行脑磁图检查。脑磁图系统采样率为6000Hz,分为九个频段进行系统分析:delta(1-4 Hz),theta(4-8 Hz),alpha(8-12 Hz),beta(12-30 Hz),low gamma(30-45 Hz),high gamma(55-90 Hz),ripple(90-200 Hz),high frequency oscillations(HFOs,200-1 000 Hz),(本文来源于《第六届CAAE国际癫痫论坛摘要集》期刊2015-10-29）
杨伍明[9]（2014）在《F型星的对流核和磁活动的星震学诊断》一文中研究指出F型主序星不但具有对流包层还具有一个对流核。因此它们不但具有类太阳的一些特点,还具有其他一些特殊性质。这里我们将介绍星震学如何诊断F型星的对流核和磁活动(本文来源于《中国天文学会2014年学术年会论文摘要集》期刊2014-10-27）
曹东涛[10]（2013）在《晚型恒星磁活动的高色散分光观测研究》一文中研究指出晚型恒星大气存在类似太阳磁场活动的现象,如光球层的黑子,色球层的谱斑、耀斑,以及冕层的星珥活动等。通过对晚型恒星磁活动的观测研究,不仅可以丰富我们对天体磁活动现象的认识,而且使我们更加了解恒星磁场形态、以及磁场活动区的迁移情况。在报告中(本文来源于《2013中国天文学会学术年会文集》期刊2013-10-28）
磁活动论文开题报告
（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：
对于很多具有较深对流层和快速自转的晚型恒星来说,存在着类太阳活动现象(如恒星黑子、谱斑、耀斑、星珥等),而这些活动现象主要是磁场主导的。根据太阳磁场发电机理论,太阳的磁活动现象是由太阳外部对流运动、太阳的自转和较差自转的相互作用所引起的。为了将太阳磁场发电机理论扩展到类太阳恒星上,就需要对类太阳恒星磁活动现象、磁活动规律与自转等物理参数做较细致的观测研究。研究不同物理参数的晚型恒星磁活动具有重要意义,不仅可以深化我们对不同物理参数的恒星磁活动现象的认识,而且使我们更加细致地理解恒星磁活动规律。本论文的研究成果主要有:·利用国内外一米级光学望远镜对DV Psc进行了最近十年的时序多色测光观测和中科院兴隆2.16米望远镜首次对其进行了高色散分光观测,获得了27套光变曲线和27条高色散光谱,细致地研究了该系统光球层上两个活动区的星斑活动规律和色球层活动情况。我们通过分析光变曲线发现DV Psc的两个活动区存在flip-flop调制现象,获得了黑子活动区的磁活动周为3.42-3.60年。利用两个极大相位的星等差值?Mag(Max.I-Max.II)随时间的变化关系,确定了光变畸变振幅差的变化周期为5.15年。通过分析极小时刻变化发现DV Psc存在14年的周期性振荡,这可能是由于第叁天体的光时效应所导致的。该天体的最小质量为M_(3,min)=0.107 M_⊙,是一颗光谱型为M6-M7矮星而非系统的行星。我们对DV Psc进行了有效测光观测其时间共计326.4小时,探测到了21个耀发事件,其耀发几率为0.064个/小时,耀发释放能量为(6.62-1106.85)×10~(24)焦,同时还发现耀发相位与黑子相位的关系呈正相关。从高色散光谱中发现DV Psc主、次星的色球层都存在明显的剧烈活动现象,其色球活动指标纯H_α谱线的等值宽度随相位发生微弱的自转调制现象,Caii(EW_(8542)/EW_(8498))的比值在0.965-2.704范围内,因此,谱线发射来自于色球层的谱斑而非星珥。我们从所有光变曲线中选出对称性最好(最大限度排除星斑活动的影响)的光变曲线并和视向速度曲线一起进行求解,更新了DV Psc主、次星的绝对参数,我们发现DV Psc与年龄为0.050 G年的理论模型的演化轨迹相符较好。·在2014至2015年间,我们使用美国SARA KP和SARA CT望远镜观测对短周期WUma型食双星V1101 Her和AD Phe进行多波段测光观测,获得了新的光变曲线并确定了它们的轨道参数和恒星黑子参数。更新了它们的历元公式并发现周期性震荡迭加在轨道周期变化(V1101 Her连续增加、AD Phe连续减少)上,这种周期性震荡可能是第叁天体的光时轨道效应或恒星磁活动造成。V1101 Her的轨道周期变化是由于物质从主星向次星转移[˙M_1=2.64(±0.11)×10~(-6)M_⊙/years]和第叁天体的光时效应为13.9(±1.9)年,或者是物质从主星向次星转移[˙M_1=2.81(±0.07)×10~(-6)M_⊙/years]和磁活动周为12.4(±0.5)年。AD Phe的轨道周期连续减少的原因是由于物质从主星向次星转移[˙M_1=8.04(±0.08)×10~(-8)M_⊙/years]和第叁天体的光时效应为56.2(±0.8)年,或者是物质从主星向次星转移[˙M_1=7.11(±0.04)×10~(-8)M_⊙/years]和磁活动周为50.3(±0.5)年。·利用测光畸变振幅、黑子位置、光变极小时刻变化等方法可以探寻恒星的磁活动周。我们收集了208颗具有磁活动周食双星的物理参数,并对其自转周期与磁活动周的相关性进行研究。对参量P_(cyc)/P_(orb)和1/P_(orb)分别取对数后,两个参量之间展现出微弱的线性相关,其斜率为0.711(±0.047),这说明食双星的自转周期越短,其磁活动周越短。利用LAMOST DR6巡天光谱资料与国内外测光巡天变星星表进行交叉认证,获得了57905颗变星(其中16982颗食双星)的101572条光谱数据,整理了它们的物理参数并计算了色球活动指标H_α,H_β,H_γ,H_δ,H_8,Caii H&K和Ca ii IRT谱线的等值宽度。通过统计研究我们发现这些变星的色球活动指标H_α谱线的等值宽度与周期之间存在微弱关系:自转周期越长色球活动越弱。未来我们还会进一步利用国内外巡天望远镜所释放的天文大数据研究恒星磁活动的精确规律。
（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。
磁活动论文参考文献
[1].赵汉斌,陈艳.小尺度磁活动加热日冕证据发现[N].科技日报.2019
[2].皮青峰.晚型小质量食双星磁活动观测研究[D].北京师范大学.2019
[3].牟超洲.日冕亮点关联的光球磁活动及小尺度爆发现象的观测研究[D].山东大学.2018
[4].张立云.晚型恒星磁活动的观测研究[C].中国天文学会2017年学术年会摘要集.2017
[5].李亚光.关于恒星磁活动的研究[C].中国天文学会2017年学术年会摘要集.2017
[6].皮青峰.基于国内外光学望远镜研究食双星的轨道参数和磁活动性质[C].中国天文学会2016年学术年会摘要集.2016
[7].宿英娜.太阳磁活动的立体观测[C].中国天文学会2016年学术年会摘要集.2016
[8].唐睩,苗爱亮,黄舒扬,王小姗.儿童失神癫痫神经磁活动的多频段脑磁图研究[C].第六届CAAE国际癫痫论坛摘要集.2015
[9].杨伍明.F型星的对流核和磁活动的星震学诊断[C].中国天文学会2014年学术年会论文摘要集.2014
[10].曹东涛.晚型恒星磁活动的高色散分光观测研究[C].2013中国天文学会学术年会文集.2013
论文知识图
![方法流程图[109]](/uploads/article/2020/01/05/f9e2c24d3dff78e12b2eec4d.jpg)
