一、2001年3月26日Hα耀斑三维图像重构（论文文献综述）
谢婷[1]（2020）在《基于低秩稀疏约束的高光谱遥感图像复原方法研究》文中研究指明高光谱遥感图像“图谱合一”,兼具地物的空间与光谱信息,既能反映地物的大小、形状、方位等信息,又可提供地物的材质、物理结构及化学成分等信息,可以极大地提高遥感对地分析的可靠性与准确性,使得高光谱遥感技术在环境监测、城市规划、农林检测、国土调查等诸多领域应用广泛。在高光谱数据采集、压缩及传输过程中,由于仪器自身与外部环境等因素影响,获得的高光谱图像往往是退化的,严重影响后续地物信息提取性能。因此,如何利用退化图像复原得到原始高光谱图像事关地物信息的准确提取与解译,对高光谱图像后续应用具有十分重要的意义。本文主要针对高光谱图像复原技术中的修复、去噪和压缩感知重建进行研究,基于高光谱图像的退化机理与内在结构特性,结合机器学习与最优化前沿相关理论,构建低秩稀疏约束模型与数值优化算法,主要工作如下:（1）针对压缩感知重建方法将高维数据转化成低维导致的高维结构特性丢失问题,提出了基于张量低秩与局部光滑的高光谱图像压缩感知重建方法。该方法将高光谱图像视为一个统一整体,利用张量低秩分解来表征高光谱图像空间-光谱全局相关特性,采用各向异性空间-光谱全变分正则化来同时刻画相邻空间和相邻光谱之间的局部相关特性,更好地保持图像的边缘信息。综合利用高光谱图像空间-光谱全局相关特性与局部相关特性,进行高光谱图像压缩感知重建,保持了图像的高维结构特性,能够更为准确地复原出原始高光谱图像。实验中将提出的方法与主要的高光谱压缩感知重建方法进行对比,结果验证所提方法能够有效提高压缩感知重构精度。（2）针对高光谱像元缺失问题,提出了基于张量低秩与非局部自相似性的高光谱图像修复方法。该方法首先通过构建的低秩张量填充模型对退化高光谱图像进行初始修复,得到初始修复结果;然后通过挖掘高光谱图像非局部空间-光谱相似特性,将图像初始修复结果中相似块聚成一类,对每一类进行低秩张量填充,整合每一类修复结果获得最终修复结果。一方面,由于张量迹范数对每个奇异值进行同等阈值收缩,而大的奇异值对应图像中的主要信息,因此需要对大的奇异值作用小的收缩阈值。通过结合log det（X）与张量迹范数,构建张量秩函数,它能对大的奇异值进行小的阈值收缩,从而更好地逼近张量秩。另一方面,通过将相似块聚成一类,生成具有更好低维特性的3D数据,进一步提高图像纹理与细节的修复精度,进而提升修复性能。此外,设计了低秩张量正则化算法对目标函数进行有效求解,并且从理论上证明了该算法的收敛性。实验结果表明,所提方法能够对高光谱图像中缺失像元进行准确修复。（3）针对高光谱复杂混合噪声（包括高斯噪声、脉冲噪声以及条带噪声等）问题,提出了非凸低秩与稀疏约束的高光谱图像混合噪声去除方法。该方法将退化高光谱图像分解成干净高光谱图像、稀疏噪声与高斯噪声三部分,构建规范化的ε惩罚函数,对分解的干净高光谱图像和稀疏噪声分别进行低秩和稀疏约束。规范化的ε惩罚项能对矩阵中每个元素（或奇异值）进行自适应阈值收缩,即对大的元素（或奇异值）收缩少,对小的元素（或奇异值）收缩多,避免对大的元素（或奇异值）的惩罚,从而能增强干净高光谱图像的低秩性和稀疏噪声的稀疏性。此外,构建一种基于最优最小化算法,对产生的非凸优化问题进行有效求解。实验结果表明,相比于其他高光谱图像去噪方法,所提方法能够有效消除高光谱图像中高斯噪声、脉冲噪声以及条带噪声,同时还能实现高光谱图像空间-光谱结构信息的高保真重构。（4）针对高光谱图像受复杂混合噪声污染以及非凸优化问题求解困难的问题,提出了自适应秩与结构稀疏校正的高光谱图像混合噪声去除方法。该方法引入两个凸正则化项,即秩校正与结构稀疏校正,对分解的干净高光谱图像与稀疏噪声分别进行低秩与结构稀疏约束。秩校正能够自适应地抵消核范数对大的奇异值的惩罚,从而能更好地挖掘干净高光谱图像的低维特性;结构稀疏校正能够自适应地抵消L2,1范数对大的元素的惩罚,从而能提高稀疏噪声的结构稀疏特性。所提方法能够实现对矩阵秩和L2,0范数更加精准的逼近;同时由于构建的正则化项为凸函数,使得目标优化问题为凸问题,进而能够容易求解且获得全局最优解。实验中,对比了经典的高维图像去噪方法和多种基于低秩逼近的高光谱图像去噪方法。结果表明,所提方法能够有效消除高光谱图像中复杂噪声同时最大程度地实现高光谱图像空间-光谱结构信息的高保真重构。
杨剑[2]（2019）在《地基电离层参数解算方法及震前电离层异常特征研究》文中研究说明自从上世纪60年代美国科学家发现大震前震中上空附近电离层存在显着扰动现象以来,有关震前电离层异常的震例研究和统计分析研究就逐渐发展起来,研究表明震前电离层异常现象往往具有短临时间特征,这为地震预报,特别是地震短临预报开辟了一个新的研究和分析思路。但必须要承认,震前电离层异常研究还处于探索和实验阶段,我们对震前电离层异常扰动的形成机理还不清楚,需要继续研究,同时还需要通过更多大量的震例研究和统计分析,对震前电离层异常扰动的时空分布特征加以总结和验证。震前电离层异常研究离不开高精度的电离层观测及解算,尽管目前用于电离层观测的技术手段已相对成熟,但关于电离层解算和反演方法的研究还有很大的改进空间,如GPS TEC解算中的仪器偏差估算问题,电离层层析成像技术中的重建算法问题等,需要继续开展深入研究。震前电离层异常研究还涉及到扰动源分析。众所周知,引发电离层扰动的因素很多,其中最主要的因素是空间天气,除此以外,闪电、雷暴、台风、火山活动、地震活动甚至是人类活动都可能引起电离层显着扰动,然而,目前人们对这些扰动因素的作用机制还不完全了解,对各种因素引起的电离层扰动的时空分布特征还没有定论,这激励着人们不断去探索研究。本文围绕地基电离层观测和解算方法、空间天气（磁暴）影响下的电离层扰动分布特征以及震前电离层异常的时空分布特征开展研究,具体研究内容如下:1)基于虾拉沱地震台的电离层垂测仪观测数据,分析了影响垂测仪观测质量的主要因素,研究表明,电离层Es和扩展F的出现会引起垂测仪观测质量的恶化,此外,垂测仪最终数据结果的可靠性与数据判读经验密切相关,通过可靠的自动化判读程序,辅以人工干预,可以得到可靠的数据结果。2)基于电离层单层模型和球谐函数模型,实现了区域电离层VTEC解算以及接收机仪器偏差的估算。利用陆态网络观测数据对中国区电离层VTEC分布进行了解算,并对解算结果的可靠性进行了分析,发现电离层VTEC分布的解算结果优于0.7TECU,接收机仪器偏差估算结果的精度达到0.8ns左右,证明解算结果具有较高的可靠性。3)研究了电离层三维层析成像的重建算法,提出了一种基于反距离加权的约束迭代重建算法,该算法基于这样一个认识:电离层重建区内任意体元对应的电子密度可以用它相邻体元的电子密度插值得到,本算法采用反距离权重来建立这种内插关系,从而得到重建区的约束方程。利用陆态网络观测数据对指定区域内的电离层进行重建计算,重建过程分别采用了本研究提出的约束重建算法和无约束重建算法,然后将两种重建结果与垂测仪观测结果进行比较,发现新算法的重建结果与垂测仪观测结果符合得更好,从而证明了该算法的有效性和可靠性。4)利用陆态网络连续跟踪站观测数据和CODE的全球电离层VTEC数据,借助本文研究的电离层TEC解算方法和电离层层析成像技术,结合垂测仪的观测结果,考察了2012年3月7—9日和2015年3月17—18日两起大磁暴期间全球及中国区上空电离层的变化情况,分析了磁暴引起的电离层异常扰动的时空分布特征,研究显示,磁暴引起的电离层扰动具有分布区域广、持续时间长、扰动强度大的基本特征,同时,在2015年的磁暴扰动事件研究中还发现了电离层行进扰动,根据电离层物理的相关理论,这种扰动应该是由磁暴期间极区激发的声重力波产生的。5)以2014年2月12日新疆于田M7.3地震、2011年3月11日日本东北M9.0地震和2008年5月12日四川汶川M8.0地震为震例,利用CODE的全球电离层VTEC数据和陆态网络连续跟踪站观测数据,结合地磁指数,考察了这三次地震前电离层的变化情况,调查显示这三次震例均出现震前电离层异常现象,分析异常的时空分布特征,发现异常扰动的分布位置紧邻震中,且异常出现在震前10天内,表明异常与地震具有高度的时空相关性。利用层析成像技术对三个震例的震前电子密度分布进行重建,并考察电离层异常的三维分布结构,发现震前电离层异常主要集中在200—400km高度处,这与磁暴引起的电离层异常的垂直分布特征明显不同。6)选取全球110个震级大于M5.0的地震作为震例样本,利用CODE的全球电离层VTEC数据对样本地震前的电离层变化情况展开了统计调查,探测到有近一半的震例在震前出现了可能与地震有关的电离层扰动,进一步将样本按震级、震源深度和震源机制解进行分类,考察不同分类中的震前电离层异常分布情况,发现震前电离层异常主要有以下分布特征:震级越大,越有可能探测到震前电离层异常现象,且异常更容易出现在震前10天内;震前电离层异常的出现概率或许与震源深度呈负相关变化;逆断层地震发生前出现电离层异常的可能性最大。
石祥军[3]（2014）在《太阳光球磁场自转研究》文中提出早在十七世纪,人们在观测太阳黑子时,就发现了太阳自转现象的存在。而对于太阳光球磁场自转的研究则是在有持续的磁图数据观测之后。太阳磁场在太阳上各种各样现象的存在和变化中起着关键的作用。太阳磁场是太阳活动的本质原因,在太阳发电机理论中,弱的极向磁场转化为强的环向磁场的过程,离不开较差自转的作用。对太阳磁场自转速度变化的研究,有利于理解太阳活动的物理本质。本文主要研究太阳光球磁场的自转,包括自转的纬度变化轮廓、随时间变化以及不同极性磁场的自转差异等,具体分为五个部分。第一章,太阳光球磁场的自转研究概述。先对光球磁场、表面磁结构和太阳自转做了一个简要的介绍。接着详细介绍了分析磁场模式的自转速度的两种方法:自相关方法和交叉相关方法,并对它们进行了比较。然后简单总结了太阳光球磁场自转的研究现状,包括自转的纬度轮廓、随时间变化、南北不对称性以及其与磁场强度关系的研究。其中,重点介绍了两种不同的自转轮廓:标准的较差自转轮廓和准刚性自转轮廓。最后介绍了前人关于不同极性示踪物或磁场模式的自转的研究。第二章,通过对卡林顿综合磁图进行交叉相关方法分析,得到了卡林顿自转周1625到2129（即1975年2月到2012年10月）的太阳磁场在纬度±60?内的自转速度,并给出了光球磁场的平均自转轮廓:自转速度从赤道一直下降到中纬度,并且在北半球（南半球）53?（54?）达到极小值约为13.16 deg day-1（13.17 deg day-1）,在更高纬度,自转速度反而随着纬度的增加而有所增加。最后讨论了几种可能导致准刚性自转轮廓出现的原因。第三章,在使用交叉相关分析方法分别得到卡林顿综合磁图在纬度±60?内太阳磁场的正极性磁场（简称正场）和负极性磁场（简称负场）的自转速度的基础上,计算了正场和负场的自转速度差,并给出了自转速度差的时间-纬度分布,结果显示其在低纬度和中纬度呈现出类似蝴蝶图的分布。把自转速度差的时间–纬度分布和光球磁场强度在经度上的平均值的时间–纬度分布做比较,可以发现:在北半球和南半球的低纬度和中纬度区域,前导极性磁场比后随极性磁场转得更快。但是在较高纬度,前导极性的自转速度并不总是比后随的快。通过相关性分析,我还进一步研究了自转速度差和磁场强度之间的关系,并讨论了引起它们的相关系数随纬度变化的可能原因。第四章,研究了当前太阳活动第24周太阳光球磁场的综合磁图,给出了某些纬度正场和负场的自转速度随时间变化,发现:在北半球的低纬度区域,负场通常比正场自转得快;而在南半球的低纬度区域,正场通常比负场自转得快。我还得到了当前太阳活动第24周的总场、正场和负场的平均自转轮廓,结果显示:正场的平均自转速度在南半球纬度约为9?达到极大值;负场的平均自转速度在北半球纬度约为6?达到极大值;总场的平均自转轮廓呈现明显的南北不对称性,北半球的自转看起来更较差。而对正负极性磁场自转速度差随纬度变化的研究结果表明,除了南半球纬度52?附近区域和北半球纬度35?附近区域外,前导极性磁场的平均自转速度都比后随极性磁场的平均自转速度更大。最后,简单总结了本文所研究的内容,指出太阳光球磁场自转研究中还有许多尚未解决的问题,并提出了下一步研究可能开展的方向。
林森[4]（2013）在《非理想条件下掌纹识别方法研究》文中研究表明在信息交互日趋频繁的现代社会，个人身份的认证显得越来越重要，并在电子交易，公共安全，商业金融等部门得到了高度重视和广泛应用。相比传统的身份认证方法，生物特征识别具有更高的可靠性和更好的简便性，同时它也是模式识别、图像处理、人工智能等领域的前沿方向，具有良好而广阔的发展前景。掌纹识别是生物特征识别领域的一种新兴技术，与其他生物特征识别技术相比，掌纹识别有许多独特的优势。此外，掌纹图像可通过非接触成像方法获取，具有非侵犯性，大众接受程度高，因此掌纹识别一直都是生物特征识别领域研究的热点之一。传统接触式采集装置便携性差，成本高，容易导致设备磨损、疾病传播，这使得非接触采集逐步成为主流的掌纹图像获取方式。然而，由于个人摆放习惯及感觉上的差异，可能导致在非接触采集时，出现掌纹图像变形、模糊等非理想状况，这无疑会降低掌纹识别系统的性能。针对以上实际应用中出现的若干问题，本文以非理想条件下掌纹识别为研究内容，以稳定特征为主要思想和方法，以自建的掌纹图像库为实验基础，提出变形和模糊掌纹识别问题的解决方案。具体来说，本文的主要工作如下：（1）针对非接触采集的低约束性可能会导致手掌摆放方式不定，与摄像头距离不定，从而引起掌纹图像变形的问题，充分考虑人手本身是非刚体的特点，从预处理角度提出基于Demons非刚性配准算法的变形掌纹归一化方法，即进一步增强变形掌纹与标准掌纹的相似性，弥补了传统刚性方法校正效果不佳的缺陷。首先使用改进的Demons非刚性配准算法进行变形掌纹的校正，再使用一系列技术指标进行效果评价，结果表明：在任取的图像序列内，各指标均优于传统的刚性配准方法，这意味着变形掌纹与标准掌纹的相似性得到了有效提高，同时方法具备优越性，为后续的特征提取和识别创造了有利条件。（2）针对传统尺度不变特征变换（SIFT）对非接触采集产生的仿射变形掌纹识别效果不佳的问题，从特征提取角度出发，利用一种改进方案，即仿射尺度不变特征变换（ASIFT），在未进行变形校正的情况下直接进行掌纹识别。首先建立了变形掌纹的仿射模型，模拟了相机光轴的经度角和纬度角，在仿射空间内提取图像特征。然后通过基于实际环境所建立的变形掌纹库验证算法性能，与SIFT算法及目前典型的掌纹识别方法进行对比。结果表明，ASIFT方法具备良好的抗掌纹仿射变形性能，证明了该方法能够成功解决掌纹变形问题，鲁棒性和稳定性强，具备优越性。（3）针对非接触采集时离焦状态导致掌纹图像模糊，造成识别系统性能降低的实际问题，在建立模糊模型并分析模糊现象机理的基础上，提出利用稳定特征进行模糊掌纹识别的思想，并由此提出基于离散余弦变换（DCT）和主线分块能量（PLBE）的模糊掌纹识别方法。首先使用DCT变换在频域内提取低频系数作为稳定特征，再使用改进的局部灰度极小值法提取空域内的稳定特征即主线，并使用分块方法计算主线能量形成特征向量，然后将频域和空域内的稳定特征进行融合，最后利用向量之间的欧氏距离进行识别。在自建的模糊掌纹库上的测试结果表明，与融合之前及其他典型识别方法比较，DCT+PLBE方法的识别效果为最佳，显示出该方法在识别性能上具备有效性和优越性，为解决模糊掌纹的识别问题提供了一条可行途径。（4）针对非接触采集时的离焦状况容易导致掌纹图像出现模糊的问题，秉承稳定特征思路，提出拉普拉斯平滑变换（LST）和手部几何特征（HGF）融合的模糊掌纹识别解决方案。首先使用LST变换提取模糊掌纹低频系数作为稳定特征，再提取手部几何特征，即手指相对长度和宽度作为测量特征，然后将LST特征和几何特征进行融合，最后利用特征向量之间的欧氏距离进行匹配和分类。在自建的模糊掌纹图库上的测试结果表明，与融合之前及其他典型识别方法相比，LST+HGF方法的识别性能最优，显示出方法具备可行性，能够进一步提升模糊掌纹识别系统的性能。
张莹[5]（2009）在《行星际扰动与对地效应的统计分析和模式研究》文中研究说明太阳瞬变活动如太阳耀斑、日冕物质抛射（CME）和射电爆发等,以及冕洞太阳风高速流是空间天气的主要驱动源,是造成行星际扰动及相应地磁扰动的主要原因,对日地空间环境具有举足轻重的影响。本文借助数值模拟和统计分析相结合的方法,对太阳活动、行星际扰动和相应地磁扰动的相关性及相关的预报方法进行了研究。利用Hakamada-Akasofu-Fry（HAF）太阳风模型,通过比较有无爆发事件发生时的模拟结果,首次区分了第23太阳周（1996～2005）的三种行星际结构:“纯”-共转相互作用区（CIR）,CIR与行星际日冕物质抛射（ICME）的相互作用结构和“纯”-ICME。在此基础上对CIR的重现型地磁活动;CIR与激波、磁暴的关系进行了统计性分析,其结果如下:（1）在第23太阳活动周共识别了157个CIR事件,大部分事件发生在下降相。（2）引入相邻卡林顿周的Kp指数的相关系数（ CCKCCR ）来反映地磁活动的重现性程度。CCKCCR的最大值出现在太阳活动下降相,表明重现型地磁活动在这个时期占主导地位。通过分析冕洞的纬度和CCKCCR的关系,可以看出CIR在重现型地磁活动的重要作用。（3）在1AU处,41%的CIR可以形成激波,且多为前向激波,其原因可能是:相对于背景太阳风,前向激波是远离太阳,向西且向赤道传播的,而后向激波是靠近太阳,向东且向极区传播的,因而在1AU处黄道面附近的Wind,ACE卫星观测到更多的是前向激波。（4）CIR引发的磁暴与激波没有必然联系,仅有44%与激波相伴随。（5）当Dst指数大于-100 nT时,CIR引起的磁暴的Dst指数与行星际磁场Bz,晨昏电场Ey,和太阳风-磁能耦合函数（ε）具有较好的线性相关关系。（6）由于地球和太阳相对位置的变化,CIR的地磁活动具有明显的季节效应,在二分点（春分和秋分）附近最强。这些统计结果,可以为CIR地球物理效应的中长期预报提供重要参考。建立了一种预报激波到达时间的数据库新方法。基于HAFv.1模式,利用大量虚拟事件建立一个激波渡越时间数据库,该数据库包括:虚拟事件的源位置,初始激波速度,发生年份以及其对应的渡越时间。只要输入太阳观测事件的源位置,初始激波速度和与第23太阳周相应的发生年份,就可以在数据库中迅速查找到该事件所对应的激波到达时间。对于1997年2月到2002年8月间的130个历史激波事件的预报试验表明数据库方法的预报能力并不亚于STOA、ISPM、HAFv.2模型,从而显示了该模型在空间天气实时预报中所具有的潜力。另外,由于太阳活动的周期性,我们选取了23个其他太阳活动周的事件,尝试用该数据库进行预报,也得到了较好的预报结果。这表明,该数据库方法可能也适用于其他太阳周。然而,该数据库方法也有它的不足之处,如没有考虑源表面磁场的短期变化,致使大尺度日球电流片位形以及背景太阳风结构等都有所偏差,使得该方法的预报结果存在一定误差。另外,为了简单起见,该数据库方法向其它太阳周的拓展也没有得到较好的太阳活动周的相位对应。这些因素将会在未来的工作中考虑。目前的工作旨在提供一种可以迅速预报激波到达时间的新方法。给出预报行星际激波到达时间的两种一维数值模型:一种是基于一维流体方程,采用Roe格式建立起来的激波扰动的传播模型（称之为1D-HD模型）;另一种是采用时空守恒元和解元（ CE/SE ）方法建立起来的一维磁流体（MHD ）激波传播模型（称之为1D-MHD（CE/SE）模型）。选取了一定的激波样本事件,对激波到达地球轨道附近的传播时间进行了预测,并将预报结果与STOA,ISPM,HAFv.2以及SPM模型所得结果进行了比较。结果表明,这两种模型的预报精度与其它模型相比基本相当。表明这两种模型在空间天气的激波到达时间的预报方面有潜在的应用价值。这两个模型虽然是简单的一维数值模型,但却可以达到迅速预报激波到达时间的目的,而且可以通过进一步的改进,期望可以对激波能否到达1AU及地球轨道给出判断。
任淑艳[6]（2008）在《基于锥光全息原理的三维测量技术研究》文中指出光学非接触式测量是当前三维测量领域的研究热点,对提高检测速度、降低损耗、增强检测手段的环境适应性具有重要意义。在各种非接触式测量方法中,锥光全息法以其测量范围大、精度高及环境适应能力强等特点更适合在线检测的应用,但该方法目前还没有得到广泛的应用,根本原因在于对该系统的研究还存在一定的局限性。本文在对国内外锥光全息系统的理论研究和制约其在线应用的各种因素进行分析的基础上,提出提高系统抗干扰能力和测量分辨力的新方法,并建立具有通用性和灵活性的模块化操作系统,完成锥光全息测量系统的非线性校准,开发适应性强、能够在多种工业生产中应用的在线检测系统,而且对提高非接触式测量的水平具有很大的实际意义。详细分析了总体方案和各组成子系统方案,设计出适用于距离测量和三维形状测量的锥光全息系统,并搭建实验平台进行参数校正及样机调试。同时,结合几何光学、晶体光学及偏振光学等理论,深入分析锥光全息系统的不足,并提出解决办法。研究基于相位的系统测量方法,相比于全息图的光强易受光源波动和噪声干扰的问题,从全息图的相位中更易精确地提取被测信息,而且能充分反应锥光束在晶体中的传播特性。在此分析的基础上,推导锥光全息系统基于相位的测量表达式,相应降低光源波动影响。研究图像噪声处理技术,针对图像的方向性特征,在分析现有方向滤波方法的基础上,提出了改进的平均曲率扩散滤波方法,加快了算法的速度。通过对晶体光学传输模型和条纹检测技术的研究,采用条纹整数频率与小数相位同时提取的区域条纹扫描方法,并将条纹频率的像素级确定方法和相位的亚像素定位方法相结合,省去了不必要的处理和计算,在满足测量精度的基础上加快了测量速度。为确保大量程的前提下系统仍具有较高的测量精度,研究了提高锥光全息系统测量分辨力的方法,采用加大晶体转角和加入光学透镜的相位差放大法,在提高系统检测精度的同时,也降低了系统的标定难度。研究系统的传输特性和非线性校准技术,进行增量式测量和相对相位测量的理论分析,使得锥光全息系统实现增量式相对相位测量,避免了系统在大量程内绝对零位的难于定位问题。并结合遗传算法优化特性参数,采用神经网络技术实现对增量式测量的非线性校准,降低系统的非线性误差,同时也避免了求取特性函数逆向模型的困难。对于影响系统测量的各种因素进行分析,通过软件补偿光学元件引起的系统误差,并对引起激光器波长漂移和单轴晶体折射率变化的温度因素采取了结合PID技术的自适应调节方法,降低了测量系统对于环境温度的要求,从而提高了锥光全息系统的环境适应能力。
钟鼎坤[7]（2007）在《行星际中小尺度结构的综合研究》文中指出在空间物理学中行星际中小尺度结构和磁场重联是两种重要的物理现象,它们在空间天气中起着十分重要的作用。加深对二者的研究有利于提高空间天气的预报水平,并有助于增进磁场重联这种等离子体物理中的重要现象的认识。本文主要以分析观测数据为主,研究了磁云中的磁场突然下降区、磁云边界层、多磁云追赶形成的相互作用区等行星际中小尺度结构中的磁场、等离子体特征和若干与磁云及其边界层相关的行星际磁重联事件。主要结果如下:（1）根据Wind飞船的等离子体波和相关太阳风与磁场的观测资料,分析了从1995–2003年间的60余个磁云边界层样本中的等离子体波活动,发现其中常常存在不同于邻近太阳风和磁云本体中的等离子体波活动,其基本特征主要是:约75%的边界层中最占优势的一种波活动是在电子等离子体频率（fpe）附近的朗缪尔波增强;约有60%的边界层事件中朗缪尔波和频率（f < fpe）的离子声波活动都增强;在约30%的边界层中热噪声接受器的整个频段内观测到一种宽带、连续的等离子体波活动增强现象。（2）利用WIND飞船的等离子体、磁场和等离子体波的观测资料,在2001年11月2日磁云尾部发现了行星际存在磁重联区的直接观测证据:磁场突然下降与磁场方向变化较大（Δθ≈45°,Δφ在90°～340°之间变化）相联系;与此对应,质子数密度增加,超热电子（superthermal electrons）加热、加速,其数密度减小;反向喷流和Hall磁场信号均被观测到;能量较低的电子的投掷角分布表现出很强的湍动性质,能量稍高的电子可以看到双向电子流;在电子等离子体频率,fpe和2fpe附近的等离子体波活动增强。（3）利用ACE飞船的等离子体、磁场的观测数据,分析多磁云追赶而形成的相互作用区。这类相互作用区有两类,其特征分别是磁场增强和磁场下降。在磁场下降的相互作用区和一个磁云边界层发现了磁重联信号,它们的观测特征与前述的事件大致相同,主要是:磁场下降并伴随方向的较大变化（Δθ≈135°,Δφ≈180°）;出现反向喷流和Hall磁场信号;质子数密度、温度和等离子体β值上升。根据SOHO的观测,这一类的相互作用区是在0.4–0.8AU之间形成的,因此这类相互作用区为行星际等离子体发生磁重联提供了观测证据,初步的数值模拟也印证了这一分析。此外,本文还介绍了子午工程数据与通信系统的硬件和安全体系的初步设计。为实现数据与通信系统的子午工程相关数据的汇集、存储、管理和服务的功能和性能指标,除需要相关的软件外还需要具备高可用性、高性能的硬件环境,保证各项业务的开展;并需要构建一定的安全系统,提高整个系统的安全性。为此,我们设计了采用SAN（Storage Area Network）存储设备和磁带库实现海量存储的集中存储结构,采用双机热备份、双核心的星形千兆网等技术,以满足系统高性能、高可用性的要求;使用了防火墙、安全网关等网络安全技术,提高网络和系统的安全性;设计了数据容灾系统,进一步保证数据安全。还提出虚拟空间天气观测台（VSWO）的构想,以整合各类分散的空间天气的相关数据和计算资源。
徐稚[8]（2003）在《贡献函数及Hα色球耀斑的三维重构》文中研究说明自从诸如SOHO,YOHKOH等太阳空间卫星向地球传回第一张照片后，人们对众多太阳大气活动现象的三维立体结构已不再陌生，其中耀斑的环状结构最为引人注目。同时我们已知道耀斑无论是在大气中的延伸深度还是所涉及的辐射波段都很广，空间资料用近紫、紫外谱线仅仅反映了耀斑在不透明度比较小的高空大气中的立体形态，即便是对太阳边缘事件的观测以及即将上天的STEREO等卫星的运转也无法直接展示耀斑处于高不透明度的色球以及光球中的三维结构。 于是我们想到了利用太阳光谱分析，太阳光谱是一个丰富的信息宝藏，包含了分布在广阔波段的连续谱以及数以万计的夫琅和费吸收线和发射线。谱线形成深度理论便是在人们利用太阳谱线研究各类和深度有关的大气物理量的过程中产生和发展起来的，与其密切相关的有两个均由辐射转移方程（组）导出的函数——贡献函数（Contribution Functions，简称CF）和响应函数（ResponseFunctions，简称RF）。我们的工作就是要探索和考察贡献函数并利用它重构出光学耀斑在色球以及光球中的三维结构。 构造贡献函数的主要目的是为了得出谱线形成深度，就它的物理意义概括来说，描述的是大气中每一层次对观测物理量的相对贡献。如果观测量是辐射强度I，在把I看成是由从大气表面逃逸出来的光子构成的同时，贡献函数便被赋予了“概率分布”的意义，即描述了这些逃逸光子随深度的概率分布情况，当然它同时也是波长的函数。如果将某一时刻时，耀斑区域中某一空间点的总的逃逸光子数目根据各自相应的贡献函数在深度上进行重新分配，就可以重构出观测客体的三维图像。要注意的是，它不同于普通光谱方法中利用多条谱线的观测来探索太阳色球耀斑立体结构的思路。 作者在其导师的指导下，先后利用云南天文台太阳精细结构望远镜和美国大熊湖太阳天文台25cm折射式望远镜对Hα色球耀斑的演化过程进行了从线心到线翼（λ0±1.5（?））的偏带观测，根据贡献函数的物理意并考察其和大气状态的密切关系，对不同时段的二维的Hα色球耀斑进行了三维重构以便探索其演化过程。
徐稚,屈中权,张霄宇,栾蒂,刘子忠[9]（2001）在《2001年3月26日Hα耀斑三维图像重构》文中研究指明根据谱线形成深度理论中的贡献函数的物理意义,将从线心到线翼观测到的连续波段组成的二维Hα日面耀斑图像进行了三维重构。所用到的贡献函数是对应表面出射辐射强度的函数。它表明了大气的不同层次对于表面辐射量的贡献或逃逸光子数目在视线方向上的深度分布。对2001年3月26日的一个Hα日面色球耀斑前后两个时段进行了三维图像重构,从而展示了其在视向上三维形态结构的演化过程。
二、2001年3月26日Hα耀斑三维图像重构（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：
本文主要提出一款精简64位RISC处理器存储管理单元结构并详细分析其设计过程。在该MMU结构中,TLB采用叁个分离的TLB,TLB采用基于内容查找的相联存储器并行查找,支持粗粒度为64KB和细粒度为4KB两种页面大小,采用多级分层页表结构映射地址空间,并详细论述了四级页表转换过程,TLB结构组织等。该MMU结构将作为该处理器存储系统实现的一个重要组成部分。
（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。
三、2001年3月26日Hα耀斑三维图像重构（论文提纲范文）
（1）基于低秩稀疏约束的高光谱遥感图像复原方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 研究背景与意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.2.1 高光谱图像修复 |
| 1.2.2 高光谱图像去噪 |
| 1.2.3 高光谱图像压缩感知重建 |
| 1.3 研究内容与章节安排 |
| 1.3.1 研究内容 |
| 1.3.2 章节安排 |
| 第2章 基于先验知识的高光谱图像复原 |
| 2.1 基于先验知识建模 |
| 2.1.1 光滑性先验建模 |
| 2.1.2 稀疏性先验建模 |
| 2.1.3 低秩性先验建模 |
| 2.2 最优化问题求解 |
| 2.2.1 凹凸函数及其性质 |
| 2.2.2 数值求解算法 |
| 2.3 图像质量评价指标 |
| 2.4 本章小结 |
| 第3章 基于张量低秩与局部光滑的高光谱图像压缩感知重建 |
| 3.1 前言 |
| 3.2 张量分解 |
| 3.3 张量低秩分解与空间光谱全变分的压缩感知重建 |
| 3.3.1 张量低秩分解与空间光谱全变分联合约束 |
| 3.3.2 优化过程 |
| 3.4 实验结果与分析 |
| 3.4.1 实验设置 |
| 3.4.2 实验结果 |
| 3.4.3 分析与讨论 |
| 3.5 本章小结 |
| 第4章 基于张量低秩与非局部自相似性的高光谱图像修复 |
| 4.1 前言 |
| 4.2 张量低秩与非局部自相似性的张量填充 |
| 4.2.1 低秩张量填充 |
| 4.2.2 非局部低秩张量填充 |
| 4.2.3 低秩张量正则化算法 |
| 4.2.4 收敛证明 |
| 4.3 实验结果与分析 |
| 4.3.1 实验设置 |
| 4.3.2 实验结果 |
| 4.3.3 分析与讨论 |
| 4.4 本章小结 |
| 第5章 非凸低秩与稀疏约束的高光谱图像混合噪声去除 |
| 5.1 前言 |
| 5.2 非凸低秩与稀疏约束的矩阵分解 |
| 5.2.1 非凸正则项 |
| 5.2.2 非凸低秩与稀疏约束的矩阵分解模型 |
| 5.3 基于最优最小化的优化求解 |
| 5.3.1 最优化过程 |
| 5.3.2 最小化过程 |
| 5.3.3 算法总结 |
| 5.4 实验结果与分析 |
| 5.4.1 模拟高光谱图像实验 |
| 5.4.2 真实高光谱图像实验 |
| 5.4.3 分析与讨论 |
| 5.5 本章小结 |
| 第6章 自适应秩与结构稀疏校正的高光谱图像混合噪声去除 |
| 6.1 前言 |
| 6.2 秩校正与结构稀疏校正的低秩矩阵恢复 |
| 6.2.1 低秩与结构稀疏约束的低秩矩阵恢复 |
| 6.2.2 秩校正与结构稀疏校正 |
| 6.2.3 优化过程 |
| 6.3 实验结果与分析 |
| 6.3.1 模拟高光谱图像实验 |
| 6.3.2 真实高光谱图像实验 |
| 6.3.3 分析与讨论 |
| 6.4 本章小结 |
| 第7章 结论与展望 |
| 7.1 结论 |
| 7.2 工作展望 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 附录A:攻读学位期间所发表的学术论文及申请的专利 |
| 附录B:攻读学位期间参与的科研项目及获得的奖励 |
（2）地基电离层参数解算方法及震前电离层异常特征研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 研究背景 |
| 1.1.1 地震概述及国内外地震灾害概况 |
| 1.1.2 本文的研究意义 |
| 1.2 国内外研究现状 |
| 1.2.1 地震预报的研究现状 |
| 1.2.2 震前电离层异常的研究现状 |
| 1.2.3 电离层探测技术的现状 |
| 1.3 本文的主要内容 |
| 第二章 电离层物理基础 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 大气层的物理性质 |
| 2.3 电离层的基本物理特性 |
| 2.3.1 带电粒子的产生与损失 |
| 2.3.2 电离层的连续性方程 |
| 2.3.3 Chapman模型 |
| 2.3.4 电离层的垂直分层结构 |
| 2.4 电离层的变化 |
| 2.4.1 电离层的规律性变化 |
| 2.4.2 电离层的扰动 |
| 2.4.3 电离层异常的检测方法 |
| 第三章 地基电离层观测及其参数解算方法 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 电磁波在等离子体中的传播特性 |
| 3.3 基于垂直探测技术的电离层一维参数解算方法 |
| 3.3.1 电离层垂直探测的原理 |
| 3.3.2 垂测仪观测和电离层参数解算的实验结果 |
| 3.4 基于地基GPS的电离层TEC解算方法 |
| 3.4.1 GPS测量原理及观测方程 |
| 3.4.2 基于地基GPS观测的TEC解算方法 |
| 3.4.3 电离层图的实现算法 |
| 3.4.4 地基GPS VTEC解算的实验结果 |
| 3.5 基于地基GPS的三维电离层层析成像技术 |
| 3.5.1 三维电离层层析成像技术的原理 |
| 3.5.2 三维电离层层析成像的迭代重建算法 |
| 3.5.3 迭代重建算法的循环终止条件 |
| 3.5.4 基于反距离加权的约束迭代重建算法 |
| 3.5.5 三维电离层层析重建的实验结果 |
| 3.6 本章小结 |
| 第四章 磁暴期间电离层异常的扰动特征 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 空间天气概述 |
| 4.3 反映空间天气变化的指数 |
| 4.3.1 太阳黑子数指数 |
| 4.3.2 F10.7指数 |
| 4.3.3 太阳X射线辐射通量 |
| 4.3.4 Dst指数和Kp指数 |
| 4.4 磁暴事件引起的电离层扰动的特征分析 |
| 4.4.1 2012年3月7—9日磁暴期间电离层正暴扰动 |
| 4.4.2 2015年3月17—18日磁暴期间电离层负暴扰动 |
| 4.5 本章小结 |
| 第五章 震前电离层异常的时空分布特征 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 震前电离层异常的震例研究 |
| 5.2.1 2014年2月12日新疆于田M7.3地震 |
| 5.2.2 2011年3月11日日本东北M9.0地震 |
| 5.2.3 2008年5月12日四川汶川M8.0地震 |
| 5.3 震前电离层异常的统计研究 |
| 5.4 多种观测数据结合在震前电离层异常研究中的意义和应用前景 |
| 5.5 本章小结 |
| 第六章 总结与展望 |
| 6.1 研究工作总结 |
| 6.2 研究工作展望 |
| 参考文献 |
| 攻博期间发表的学术论文及参与的科研项目 |
| 致谢 |
（3）太阳光球磁场自转研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 太阳磁场较差自转概述 |
| 1.1 太阳磁场 |
| 1.1.1 太阳磁场概述 |
| 1.1.2 太阳黑子活动周和太阳磁活动周 |
| 1.2 太阳表面磁结构 |
| 1.2.1 双极活动区 |
| 1.2.2 大尺度单极区 |
| 1.3 太阳自转概述 |
| 1.4 太阳磁场自转的相关分析方法 |
| 1.4.1 自相关方法 |
| 1.4.2 交叉相关方法 |
| 1.4.3 自相关方法和交叉相关方法的对比 |
| 1.4.4 卡林顿综合磁图的交叉相关 |
| 1.5 太阳磁场自转研究 |
| 1.5.1 太阳磁场自转研究 |
| 1.5.2 太阳磁场自转随时间变化研究 |
| 1.5.3 太阳磁场自转的南北半球不对称性 |
| 1.5.4 太阳磁场自转和磁场强度关系研究 |
| 1.5.5 太阳磁场自转轮廓 |
| 1.6 不同极性的示踪物（或磁场）的自转研究 |
| 第二章 太阳光球磁场自转轮廓研究 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 数据和处理方法 |
| 2.3 ±60?之内的太阳磁场自转轮廓 |
| 2.4 主要结论和讨论 |
| 第三章太阳正负极性磁场自转研究 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 数据和方法 |
| 3.3正负极性磁场自转速度差的时间-纬度分布 |
| 3.4正负极性磁场的自转速度差异和磁场强度之间的关系 |
| 3.5 主要结论和讨论 |
| 第四章 太阳24周磁场自转研究 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 数据和处理方法 |
| 4.3 自转速度随时间变化 |
| 4.4 自转速度随纬度的变化轮廓 |
| 4.5 自转的南北不对称性 |
| 4.6正负极性自转速度差异随纬度变化轮廓 |
| 4.7 主要结论和讨论 |
| 第五章 结束语 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（4）非理想条件下掌纹识别方法研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 课题研究背景和生物特征识别技术简介 |
| 1.2 掌纹识别技术概述 |
| 1.2.1 掌纹和掌纹识别系统 |
| 1.2.2 掌纹特征 |
| 1.3 理想条件下掌纹识别研究现状 |
| 1.3.1 掌纹图像数据库 |
| 1.3.2 掌纹特征提取方法 |
| 1.4 非理想条件下掌纹识别研究回顾 |
| 1.4.1 非理想条件的概念 |
| 1.4.2 非接触条件下的掌纹采集与识别研究现状 |
| 1.4.3 非理想条件下掌纹识别的相关研究 |
| 1.5 掌纹识别目前存在的问题 |
| 1.6 掌纹识别系统的评价指标及本文算法测试平台 |
| 1.7 本文所要解决的问题和各章节内容安排 |
| 第二章 非理想条件掌纹图像的采集及预处理 |
| 2.1 掌纹图像采集方法概述 |
| 2.1.1 脱机掌纹图像的采集 |
| 2.1.2 联机掌纹图像的采集 |
| 2.2 非理想条件掌纹图像的采集和原型仪器装置 |
| 2.2.1 变形掌纹采集 |
| 2.2.2 模糊掌纹采集 |
| 2.2.3 原型仪器装置 |
| 2.3 掌纹感兴趣区域提取方法综述 |
| 2.4 非理想掌纹感兴趣区域定位与分割 |
| 2.5 预处理实验 |
| 2.6 本章小结 |
| 第三章 基于Demons算法的变形掌纹归一化 |
| 3.1 Demons 算法及其改进 |
| 3.1.1 经典 Demons 算法 |
| 3.1.2 Demons 算法的改进模型 |
| 3.2 相似性测度评价标准 |
| 3.3 实验过程及分析 |
| 3.3.1 参数的设定 |
| 3.3.2 变形掌纹归一化实验和分析 |
| 3.4 本章小结 |
| 第四章 基于仿射尺度不变特征变换的变形掌纹识别 |
| 4.1 非接触掌纹的 ASIFT 模型 |
| 4.2 ASIFT 算法相关理论 |
| 4.2.1 转移倾斜率 |
| 4.2.2 仿射不变性证明 |
| 4.2.3 ASIFT 算法步骤 |
| 4.2.4 抽样范围分析 |
| 4.2.5 抽样过程 |
| 4.2.6 ASIFT 算法复杂度讨论 |
| 4.3 实验与分析 |
| 4.3.1 ASIFT 特征点数量 |
| 4.3.2 ASIFT 特征匹配与识别 |
| 4.3.3 算法性能测试及分析 |
| 4.4 本章小结 |
| 第五章 基于DCT变换和主线分块能量的模糊掌纹识别 |
| 5.1 离焦模糊模型 |
| 5.2 基于 DCT 变换的稳定特征提取 |
| 5.3 基于主线分块能量的特征提取 |
| 5.3.1 理论分析 |
| 5.3.2 基于局部灰度极小值和线跟踪的掌纹主线检测方法 |
| 5.3.3 主线分块能量特征 |
| 5.4 匹配与判别 |
| 5.5 实验与分析 |
| 5.6 本章小结 |
| 第六章 LST变换和手部几何特征融合的模糊掌纹识别 |
| 6.1 基于 LST 变换的模糊掌纹特征提取 |
| 6.1.1 局部梯度和频率 |
| 6.1.2 函数频率 |
| 6.1.3 Laplace 矩阵和 Laplace 平滑变换 |
| 6.1.4 特征提取 |
| 6.1.5 LST 算法复杂度讨论 |
| 6.2 手部几何特征提取 |
| 6.2.1 特征点定位 |
| 6.2.2 手部几何特征向量的形成 |
| 6.3 特征融合和匹配 |
| 6.4 实验与分析 |
| 6.4.1 低频系数的选择 |
| 6.4.2 权值的确定 |
| 6.4.3 对比分析 |
| 6.5 本章小结 |
| 第七章 结论与展望 |
| 7.1 结论 |
| 7.2 展望 |
| 参考文献 |
| 在学研究成果 |
| 致谢 |
（5）行星际扰动与对地效应的统计分析和模式研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 绪论 |
| 1.1 太阳风 |
| 1.2 太阳活动 |
| 1.2.1 耀斑 |
| 1.2.2 日冕物质抛射 |
| 1.2.3 太阳质子事件 |
| 1.2.4 太阳射电暴 |
| 1.3 行星际扰动 |
| 1.3.1 行星际日冕物质抛射（ICME） |
| 1.3.2 共转相互作用区（CIR） |
| 1.4 磁层扰动 |
| 1.4.1 磁暴 |
| 1.4.2 磁层亚暴 |
| 1.5 本文研究内容和章节安排 |
| 1.6 本章小结 |
| 第二章 三维运动学模型–HAF模型 |
| 2.1 模型简介 |
| 2.2 模型的基本假设和原理 |
| 2.3 模型的边界条件 |
| 2.3.1 背景太阳风部分 |
| 2.3.2 事件驱动部分 |
| 2.4 模型的输入和输出 |
| 2.5 HAF模型在太阳风预报方面的应用 |
| 2.5.1 预报重现性太阳风结构 |
| 2.5.2 预报激波到达时间 |
| 2.5.3 预报行星际南向磁场B_z |
| 2.6 模型的优点和缺点 |
| 2.7 本章小结 |
| 第三章 第23太阳周的共转相互作用区和其地磁效应的统计性分析 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 利用HAF 模型识别CIR |
| 3.3 第23 太阳周的CIR 事件的统计结果 |
| 3.4 CIR 与地磁活动关系的统计结果 |
| 3.4.1 CIR和Kp指数 |
| 3.4.2 CIR 和重现型地磁活动 |
| 3.4.3 CIR ，磁暴和行星际激波 |
| 3.4.4 CIR 引起的磁暴与行星际南向磁场B_s ，晨昏电场 E_y 以及太阳风-磁能耦合函数ε的关系 |
| 3.4.5 激波参数变化与Dst 指数，行星际南向磁场B_s ，晨昏电场E_y 以及太阳风-磁能耦合函数ε的关系 |
| 3.4.6 CIR 地磁活动的季节效应 |
| 3.5 总结与讨论 |
| 第四章 预报行星际激波到达时间的数据库方法 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 物理预报模型 |
| 4.2.1 STOA 模型 |
| 4.2.2 ISPM模型 |
| 4.2.3 HAFv.2 模型 |
| 4.2.4 扰动输入 |
| 4.3 激波渡越时间数据库Database-I的建立 |
| 4.3.1 虚拟太阳瞬时事件的定义 |
| 4.3.2 虚拟太阳瞬时事件的激波到达时间 |
| 4.3.3 激波渡越时间数据库Database-I |
| 4.4 激波到达时间数据库Database-II的建立 |
| 4.4.1 数据库Database-I的试验性预报 |
| 4.4.2 初始激波速度和日面经度对HAF模式的影响 |
| 4.4.3 激波到达时间数据库Database-II |
| 4.5 Database-II数据库方法的预报结果及其比较 |
| 4.6 总结与讨论 |
| 第五章 运用一维数值模型预报行星际激波到达时间 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 运用一维流体模型预报行星际激波到达时间 |
| 5.2.1 模型简介 |
| 5.2.2 模拟结果 |
| 5.2.3 预报结果 |
| 5.3 运用一维太阳风CE/SE MHD模型预报行星际激波到达时间 |
| 5.3.1 模型简介 |
| 5.3.2 预报结果 |
| 5.4 总结和讨论 |
| 第六章 总结和展望 |
| 6.1 主要工作总结 |
| 6.2 未来工作展望 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（6）基于锥光全息原理的三维测量技术研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第1章 绪论 |
| 1.1 课题研究的目的和意义 |
| 1.2 国内外研究现状及分析 |
| 1.2.1 光学非接触式测量机发展综述 |
| 1.2.2 光学非接触式测量方法综述 |
| 1.2.3 锥光全息测量方法综述 |
| 1.3 课题来源及主要研究内容 |
| 1.3.1 课题来源 |
| 1.3.2 论文主要研究内容 |
| 第2章 基于增量式相位测量的锥光全息测量系统 |
| 2.1 引言 |
| 2.2 锥光全息测量系统 |
| 2.2.1 锥光全息测量的光学系统原理 |
| 2.2.2 增量式相位测量的表达式 |
| 2.3 增量式相位测量系统输出特性的参数优化 |
| 2.3.1 基于遗传算法的参数优化原理 |
| 2.3.2 参数优化过程 |
| 2.4 测量实验的装置与实验结果 |
| 2.5 增量式相位测量系统的组成和参数确定 |
| 2.5.1 增量式相位测量系统的组成 |
| 2.5.2 增量式相位测量系统的元件选取及参数确定 |
| 2.6 本章小结 |
| 第3章 锥光全息图的图像处理与条纹图检测法 |
| 3.1 引言 |
| 3.2 系统的散斑噪声 |
| 3.3 系统的软件滤波方法 |
| 3.3.1 传统滤波算法 |
| 3.3.2 散斑噪声的抑制方法 |
| 3.3.3 噪声抑制的方向滤波技术 |
| 3.3.4 平均曲率扩散滤波法(MCD) |
| 3.3.5 改进的MCD 滤波方法 |
| 3.3.6 实验结果与分析 |
| 3.4 图像增强 |
| 3.5 锥光全息图的条纹图检测法 |
| 3.5.1 常见干涉条纹图检测法 |
| 3.5.2 频率和相位同时提取的条纹区域扫描法 |
| 3.5.3 消除图像平移的二次成像法 |
| 3.5.4 实验结果与分析 |
| 3.6 本章小结 |
| 第4章 测量系统的误差分析及提高分辨力的方法 |
| 4.1 引言 |
| 4.2 影响测量的误差因素分析 |
| 4.2.1 激光波长的影响 |
| 4.2.2 单轴双折射晶体的影响 |
| 4.2.3 λ/4 波片引入的误差 |
| 4.2.4 原理误差 |
| 4.3 测量系统的分辨力及提高分辨力的方法 |
| 4.3.1 测量系统的分辨力 |
| 4.3.2 增大光线入射角的晶体转角法 |
| 4.3.3 加入光学透镜的相位差放大法 |
| 4.4 本章小结 |
| 第5章 系统的非线性校准与实验结果 |
| 5.1 引言 |
| 5.2 系统的非线性校准 |
| 5.2.1 非线性校准原理 |
| 5.2.2 基于神经网络的非线性校准 |
| 5.2.3 网络训练及实验结果分析 |
| 5.3 锥光全息测量系统的实验测试 |
| 5.3.1 系统的稳定性实验 |
| 5.3.2 系统的重复性实验 |
| 5.3.3 测量比对实验 |
| 5.3.4 系统分辨力实验 |
| 5.4 测量不确定度分析 |
| 5.4.1 仪器误差 |
| 5.4.2 环境误差 |
| 5.4.3 原理误差 |
| 5.4.4 系统分辨力引入的误差 |
| 5.4.5 重复性误差 |
| 5.4.6 系统合成标准不确定度 |
| 5.4.7 系统合成扩展不确定度 |
| 5.5 本章小结 |
| 结论 |
| 参考文献 |
| 攻读学位期间发表的学术论文 |
| 致谢 |
| 个人简历 |
（7）行星际中小尺度结构的综合研究（论文提纲范文）
| 摘要 |
| Abstract |
| 第一章 引言 |
| 1.1 行星际磁云和磁云边界层 |
| 1.1.1 行星际磁云 |
| 1.1.2 理论模型 |
| 1.1.3 磁云类型和地磁效应 |
| 1.1.4 磁云边界层 |
| 1.2 磁重联 |
| 1.2.1 磁重联的定义和基本过程 |
| 1.2.2 磁重联模型 |
| 1.2.3 太阳日冕中磁重联的观测 |
| 1.2.4 磁层中磁重联的观测 |
| 1.2.5 行星际中磁重联的观测 |
| 1.3 小结 |
| 第二章 磁云边界层中的等离子体波活动 |
| 2.1 观测与分析 |
| 2.1.1 磁云边界层中的离子声波和朗缪尔波活动增强 |
| 2.1.2 磁云边界层中的宽带、连续的等离子体波活动增强现象 |
| 2.2 初步讨论和结论 |
| 2.3 小结 |
| 第三章 磁云内部的扰动结构 |
| 3.1 观测与分析 |
| 3.1.1 反向流和反向磁场 |
| 3.1.2 超热电子加速和加热 |
| 3.1.3 等离子体波 |
| 3.2 结论与讨论 |
| 3.3 小结 |
| 第四章 多磁云追赶形成的相互作用区 |
| 4.1 数据和事件选取 |
| 4.2 多磁云追赶形成的相互作用区 |
| 4.2.1 2002年8月1日事件 |
| 4.2.2 2001年3月30日事件 |
| 4.2.3 相互作用区的观测总结 |
| 4.3 相互作用区和磁云边界层中的磁重联信号 |
| 4.3.1 2001年3月30日事件的磁重联信号区 |
| 4.3.2 2002年8月1日事件的磁重联信号区 |
| 4.4 初步的数值模拟验证 |
| 4.5 结论与讨论 |
| 4.6 小结 |
| 第五章 子午工程数据通信系统的硬件及安全体系的初步设计 |
| 5.1 子午工程数据与通信系统概况 |
| 5.2 数据与通信系统对硬件和安全体系的需求 |
| 5.2.1 数据存储的需求 |
| 5.2.2 数据处理的需求 |
| 5.2.3 台站监视的需求 |
| 5.2.4 网络通信的需求 |
| 5.2.5 系统安全的需求 |
| 5.3 硬件和安全体系设计 |
| 5.3.1 系统总体框架 |
| 5.3.2 系统运行环境 |
| 5.3.3 网络设计 |
| 5.3.4 系统安全设计 |
| 5.3.5 系统主机存储设计 |
| 5.3.6 观测监视系统设计 |
| 5.4 虚拟空间天气观测台的构想 |
| 5.5 小结 |
| 第六章 总结 |
| 参考文献 |
| 发表文章目录 |
| 致谢 |
（8）贡献函数及Hα色球耀斑的三维重构（论文提纲范文）
| 引言 |
| 第一章 丰富多彩的太阳活动区形态 |
| 第二章 谱线形成理论和贡献函数 |
| 概述 |
| 第一节 贡献函数的产生和其非唯一性 |
| §1.1 贡献函数的产生和其非唯一性的发展 |
| §1.2 小结 |
| 第二节 贡献函数的唯一性讨论 |
| §2.1 探索贡献函数的唯一性问题 |
| §2.2 小结 |
| 第三节 评论 |
| 第三章 色球Hα耀斑的三维重构 |
| 第一节 耀斑概述及重构研究的理论依据 |
| §1.1 耀斑概述 |
| §1.2 Hα单色光观测 |
| §1.3 耀斑重构研究的理论依据 |
| 第二节 初期耀斑重构工作和结果 |
| §2.1 2001年3月26日Hα耀斑三维图像重构 |
| §2.2 初期工作存在的问题及解决方案 |
| 第三节 不同大气模型的贡献函数 |
| §3.1 MULTI Version2.2程序简介 |
| §3.2 大气模型的讨论和尝试 |
| §3.3 不同大气模型下的贡献函数 |
| §3.4 讨论 |
| §3.5 小结 |
| 第四节 进一步工作结果-----2002年1月21日AR9791活动区Hα耀斑的重构 |
| §4.1 观测地点---Big Bear Solar Observatory简介 |
| §4.2 观测资料 |
| §4.3 2002年1月21日AR9791活动区Hα耀斑的三维重构 |
| §4.4 对双带耀斑的结果估计 |
| 第五节 问题与展望 |
| 结束语 |
| 参考文献 |
| 致谢 |
| 攻读硕士学位期间发表论文目录 |
四、2001年3月26日Hα耀斑三维图像重构（论文参考文献）
- [1]基于低秩稀疏约束的高光谱遥感图像复原方法研究[D]. 谢婷. 湖南大学, 2020
- [2]地基电离层参数解算方法及震前电离层异常特征研究[D]. 杨剑. 武汉大学, 2019
- [3]太阳光球磁场自转研究[D]. 石祥军. 中国科学院研究生院(云南天文台), 2014(01)
- [4]非理想条件下掌纹识别方法研究[D]. 林森. 沈阳工业大学, 2013(10)
- [5]行星际扰动与对地效应的统计分析和模式研究[D]. 张莹. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2009(02)
- [6]基于锥光全息原理的三维测量技术研究[D]. 任淑艳. 哈尔滨工业大学, 2008(02)
- [7]行星际中小尺度结构的综合研究[D]. 钟鼎坤. 中国科学院研究生院（空间科学与应用研究中心）, 2007(10)
- [8]贡献函数及Hα色球耀斑的三维重构[D]. 徐稚. 中国科学院研究生院（云南天文台）, 2003(02)
- [9]2001年3月26日Hα耀斑三维图像重构[J]. 徐稚,屈中权,张霄宇,栾蒂,刘子忠. 中国科学（A辑）, 2001(S1)