奇异谱分析在太阳10.7cm射电流量中期预测中的应用

首次尝试利用信号处理技术奇异谱分析方法预测太阳活动低年未来27天太阳10.7cm射电流量.选取的预报试验时间段是2004年4月30日至5月30日,此试验期内太阳活动水平相对较低.在样本时间序列的构建上,吸取了相似周数据分析思路,采取的是23周实时观测数据与其相似周第20周下降年部分数据相结合的方式,既增加了样本长度又避开了太阳活动的活跃期.这31天的预报试验结果表明,大部分情况下,预报值基本上体现出F10.7的变化趋势,平均相对误差为10.5%;比同时期美国空军预测值的平均相对误差小,前者为11.3%,后者为14.6%;除两天外,SSA每一次27天的预报结果的平均相对误差比美国空军(AAF)的要小;对不同的时间提前量而言,AAF提前1天到提前12天的预报准确性较奇异谱分析方法要高,即AAF较短期的预报效果更好.

2003年10月底太阳风暴期间中山站电离层吸收效应的观测与分析

本文介绍了成像式宇宙噪声接收机技术和数据分析方法,通过对南极中山站成像式宇宙噪声接收机在2003年10月底太阳风暴期间的观测数据进行分析,得到了相应的极区电离层的吸收效应,它们主要是强度为2. 7dB的宇宙噪声突然吸收和强度高达31dB持续4d的极盖吸收。

午后极光强度与太阳风-磁层耦合函数的相关

利用1997年和1998年南极中山站多通道扫描光度计的地面观测数据和Wind卫星在弓激波上游对行星际磁场和太阳风参数的观测数据,对午后高纬极光强度与太阳风-磁层耦合函数之间的相关性进行定量研究．研究表明,午后630．0 nm极光强度与太阳风-磁层耦合函数间有很好的相关,而557．7 nm的相关性差一些;在考察的所有耦合函数中,午后极光受太阳风电场和能量的影响更直接;同时,行星际磁场的时钟角对午后极光也有很强的控制作用．

1989年3月太阳活动引起的强烈磁暴群

本文分析了1989年3月上旬一个太阳超级活动区中多次特大耀斑引起的强磁暴群.联系源耀斑的等级、位置等讨论了磁暴形态特征.随着耀斑活动区位置由东向西旋转,磁暴的形态呈现有规律的变化,充分显示了磁暴形态特征有依赖于耀斑位置的中心子午线效应和东西不对称性.

1998年5月空间天气大事件的地磁场响应

地磁场与１９９８年５月空间大事件相对应的是５月１日至１６日发生的大磁暴（ｋ＝８）．磁暴主相开始的几个小时伴随有丰富的Ｐｃ型地磁脉动，包括Ｐｃ２，Ｐｃ３，Ｐｃ４等．在磁暴的恢复相，甚至还有Ｐｃ５巨型脉动．在行星际磁场凡由北向转向南向时，磁暴主相开始；南向分量达到最大值后大约２小时，地磁Ｈ分量达到最小值，恢复相开始．并且，这次磁暴与太阳风电场也存在一定的对应关系．

2006年4月5日中等强度磁暴期间观测到的大经度范围等离子体泡

利用分布在70°E-210°E和20°S-40°N之间的GPS台站的数据,分析了2006年4月5日夜间(中等强度磁暴期间)观测到的电离层等离子体泡的特性.结果表明,本次事件中,等离子体泡大约发生在当地日落后1-1.5 h;空间范围为经度90°E-160°E,纬度12°S-33°N.这是第一次利用地基设备观测到如此大经度范围内的等离子体泡.等离子体泡在南半球出现较早,并且存活时间较长.在其产生的过程中,在约1100 km高度上,映射到磁赤道向上的运动速度约为300m/s,并且等离子体泡在高度上有倾斜.东向电场的存在,对激发等离子体泡起到了一定的作用.

太阳活动对中山站F2层峰值电子浓度的影响

利用中山站1995—2006年的电离层垂测数据统计分析了当地电离层F2层峰值电子浓度(NmF2)对太阳活动变化的依赖性,研究发现在中山站NmF2月中值随修正太阳10.7厘米通量指数F10.7P增大而增大,其饱和或放大趋势不明显。除冬季12—16 UT、20—2 UT与夏季2—11 UT以外的绝大部分时刻,两者具有良好的线性关系。NmF2月中值随F10.7P变化斜率随季节、地方时而变化。在日变化中,NmF2随F10.7P变化斜率极大值出现在磁中午附近,明显大于其他时刻,在夜侧变化斜率整体较小,且在分季和冬季的夜侧以及夏季全天,其斜率随地方时变化不大。在年变化中,日侧斜率最大值出现在两分季,冬季次之,夏季最小;而夜侧斜率在夏半年(10月—3月)整体上要大于冬半年(4月—9月)。结合中山站位于极隙区纬度的特殊地理位置,分析了上述NmF2变化特征的可能原因。

太阳紫外辐射对星上光学膜层的影响

光学遥感是当前卫星遥感的重要手段,而卫星温控和能源系统也广泛采用光学膜层,它们在空间环境条件下的性能对卫星应用任务的完成,乃至卫星寿命、安全将起着非常重要的作用.本文给出了太阳紫外辐射对星上光学膜层影响的主要机制,分析了这一影响的主要规律和原子氧剥蚀、高能粒子和静电场的作用,综述了太阳紫外辐射对星上光学系统表面膜层影响的测量结果,最后提出了星上光学膜层污染防护中应重点关注的几个方面.

1997年1月空间天气事件的三维MHD模拟

以１９９７年１月空间天气事件期间的观测为依据，在构造了比较接近真实的背景太阳风基础上，进一步利用三维时变的 ＭＨＤ模式，模拟了 ＣＭＥ（日冕物质抛射）激发的扰动在行星际空间的传播过程，对地球空间环境的影响及行星际磁场南向分量 Ｂｚ在 １ＡＵ的时间经历．模拟结果与 ＷＩＮＤ卫星的观测进行了比较．结果表明，模拟与观测得到的扰动到达地球的时间、地球空间环境各量的变化及Ｂｚ的时间经历基本一致．

太阳活动上升期源表面太阳风质量流量的速度关系分析

以ＩＰＳ速度、光球磁场、Ｋ─日冕偏振亮度和卫星实地观测数据为基础，综合生成处于太阳活动上升期的１９７６年１０个太阳周（１６４３─１６５２卡林顿周）的源表面高度（Ｒ＝２．５Ｒｓ，Ｒｓ为太阳半径）和日球空间中（ＩＡＵ）太阳同质量流量速度谱。结果表明，速度谱存在与太阳活动上升期一致的＂三段＂结构，且各段分别与不同的磁结构区相对应。

太阳电子事件粒子源区的位置

对ＩＳＥＥ—３的引个太阳电子事件资料，进行了系统地分析．通过Ｓａｈａ平衡模型分别计算了高Ｆｅ事件和贫Ｆｅ事件源区的平衡温度大小，指出两类事件粒子源区不相重合，高Ｆｅ事件的粒子源区位于高色球层，贫Ｆｅ事件粒子源区在色球层－日冕之间的过渡区．对高Ｆｅ事件和贫Ｆｅ事件的形成作了初步的设想．

利用BP神经网络预测AE指数

采用的预报模式是一种全连接的BP网络模型,利用太阳风及行星际磁场的观测数据预报AE指数.神经网络输入选用ACE卫星数据,取5 min平均值,通过比较,选用4个预报参量.构造了预报参量时续为20 min,40 min和60 min依次递增的三个网络,分别进行训练和预测,并对行星际参量对AE指数影响的时续性进行了探讨.预报结果表明,全连接BP神经网络在AE指数的短期预报中是比较有效的,同时还提出了需要进一步改进的环节.

CME地磁扰动事件的模糊预报方法

以1997—2003年期间的73个日冕物质抛射(CME)激波扰动事件和模糊数学为基础,提出了一种预报地磁扰动的方法.该方法以CME事件爆发的日面经纬度、相关地磁扰动事件的渡越时间、地磁扰动指数、IPS观测的太阳风速度跃变量为基础,建立了预报CME地磁扰动事件的μ_θ,μ_(?),μ_T,μ_M,μ_(Δv)从属函数,考虑了CME初始速度对激波到达时间的影响.以这5个从属函数为基础并利用模糊数学对1996—2004年期间73个经行星际闪烁(IPS)观测认证的CME激波引起的地磁扰动事件进行了预报实验.实验结果表明,磁扰开始时间预报的相对误差,ΔT_(pre)/T_(obs)≤30%的事件占总事件数的91.78%,而ΔT_(pre)/T_(obs)>30%的事件占总事件数的12.33%;磁扰幅度(∑Kp)大小的预报,其相对误差Δ∑Kp/∑Kp_(obs)≤30%的事件占总事件数的60.27%,相对误差≥50%的事件占总事件数的12.33%.这表明该预报方法对空间灾害性事件地磁扰动的定量预报具有很大应用潜力.

太阳风中磁流体湍流的特征和本质

在空间探测的早期,太阳风湍流现象就已经被空间飞船的观测发现了。但是太阳风湍流不同于过去学术界熟悉的流体湍流。虽然国际学术界已进行了长期的研究,但太阳风湍流的本质仍不能得到明确的认识,许多观测现象都得不到解释。涂传诒等[1～5]研究了这些现象,促进了理论上的新进展。这些研究指出,太阳风起伏中存在着非线性湍流相互作用,但不是完全发展的湍流,而是正处于由阿尔芬波向着完全发展的湍流过渡的状态。这一新的概念把阿尔芬波传播理论与磁流体湍流理论结合起来,导致了理论上的新进展,从而揭示了太阳风湍流的本质,阐明了一系列过去不能解释的观测现象。着重介绍了这些研究的成果和意义。

基于深度学习的太阳10.7 cm射电流量日值的中期预报

针对太阳10.7cm射电流量中期日值预报问题,采用深度学习方法,建立了一个典型的基于多层感知器模型的神经网络。该网络采用1个包含90个神经元的隐含层,实现了一种非参数的时间序列自回归模型。预报中不仅考虑历史日值,还考虑了历史预报误差。模型根据前27d的历史数据实现了未来27d的日值预报。通过对50多年数据的训练和试验分析,该方法在短期和中期预报上较传统方法的相对误差明显降低。特别是模型经一次训练后,参数可以完全固定,不同于以往研究参数需要每天滚动更新,大大简化了日常预报,同时极为有利于模型在其他相关应用中的推广。

空间太阳极紫外无狭缝光谱成像技术综述

太阳光谱成像观测是太阳物理和空间天气研究的重要数据来源。极紫外观测是目前在空间观测太阳的主要手段。现阶段太阳极紫外成像主要通过极紫外成像望远镜和狭缝成像光谱仪实现。成像望远镜能直接获得全日面的活动图像,但不能得到对应的光谱信息。狭缝成像光谱仪可以得到高光谱分辨率的光谱信息,但视场很小,不能得到整个活动区域的信息,限制了对于太阳爆发现象的观测。无狭缝光谱成像技术可以突破这种限制,得到带高分辨率光谱信息的全日面图像,从而获得太阳爆发现象的形态演化、速度、角度信息,对于太阳物理研究和空间天气预报有独特优势。文章综述了自20世纪70年代以来发展的3种太阳极紫外无狭缝成像技术形式,说明了其各自的优缺点;介绍了近年来发展的多级衍射光谱成像方式的原理,旨在为发展我国新型空间太阳观测仪器提供借鉴。

由太阳爆发事件特征预报地磁暴方法研究

CME是非重现性地磁暴的诱因,通过对太阳耀斑爆发活动的特征与可能引起地磁活动的CME进行统计分析,发现太阳耀斑的强度、位置、持续时间以及耀斑所伴随的太阳质子事件和行星际高能质子通量的增长与CME的特征及可能产生的地磁扰动有着密切的关系.在对数据分析的基础上,建立了基于人工神经网络的预报模式,对太阳耀斑爆发活动所引起的地磁扰动的发生及Ap指数进行了预报,取得了较好的结果.

基于GPS载噪比下降的太阳射电暴检测方法

利用太阳射电暴影响全球定位系统(global positioning system,GPS)性能这一特征,提出一种基于GPS载噪比下降的太阳射电暴检测方法。首先计算观测地的太阳高度角,接着筛选出"降点"和"升点"用于确定单个观测地单颗卫星的波谷时间区间,最后综合多颗卫星和多个观测地得到太阳射电暴的检测结果。实验结果表明:太阳射电暴检出率随太阳入射角的增大而增大,在L2频段对600太阳流量单位(solar flux unit,SFU)以上的太阳射电暴检出率达到80%以上,在L2频段检出效果优于L1。该检测方法识别率高,成本低,不依赖于射电望远镜,能进行全天候实时的监测。

太阳X射线暴在地球大气中传输的Monte Carlo模拟

应用ＭｏｎｔｅＣａｒｌｏ方法对太阳Ｘ射线暴（１—８Ａ及０．５—４Ａ）与地球大气相互作用过程进行跟踪模拟，得到了Ｘ射线暴在电离层Ｄ层产生的电子产生率，并计算了由此产生的宇宙噪声吸收值．

1997年1月7日至11日广州站宇宙线强度变化特征的小波分析

1997年 1月 6日爆发的日冕物质抛射 (CME)到达地球时引起了强烈的地球物理效应 ,CME在行星际空间传播时 ,广州的多方向 μ介子望远镜观测到银河宇宙线强度的变化 .本文采用小波分析方法分析了磁暴前后广州台宇宙线强度的频谱变化特征 ,结果表明 ,在磁暴前宇宙线周期为 16～ 32h的信号发生了较明显的变化 ,其中周期为 2 4～ 32h的周期特征过去没有被报道过 .广州台垂直方向宇宙线强度的谱在磁暴发生前 4 8h就出现明显的变化 ,比各向异性分析方法得到的时间提前量更大 .同时还分析了几个方向宇宙线强度的最强信号以及达到最大值的时间 ,并进行了简要的分析与讨论 .