基于行星際和地磁參數(shù)的極光卵邊界位置預(yù)測方法
【技術(shù)領(lǐng)域】
[0001] 本發(fā)明屬于空間物理領(lǐng)域，涉及極光物理，具體涉及一種基于行星際和地磁參數(shù) 的極光卵邊界位置預(yù)測方法。
【背景技術(shù)】
[0002] 極光卵是極光粒子沉降以磁極為中心在地球南北極地區(qū)形成的橢圓帶狀區(qū)域，是 地球上來自太陽的能量粒子的影響區(qū)域。極光卵能從全局尺度上對空間天氣進行表征和 預(yù)測，所以一個好的極光卵模型能有效地幫助理解空間天氣并預(yù)測其對極區(qū)和次極區(qū)的影 響。
[0003] 現(xiàn)有的對極光卵大小和位置的研究工作分為兩大類：一種是定性分析，如討論行 星際磁場（MF)的By、Bz分量對極光卵邊界位置的影響；另一種是單變量回歸分析，回歸量 取某個地磁指數(shù)，如極光電集流指數(shù)（AE)，地磁擾動指數(shù)（KP)等。
[0004] 可事實上，一方面，極光活動是受所有行星際參數(shù)共同影響的，所以傳統(tǒng)的一元回 歸分析或定量分析的方法不能充分表征極光卵的變化。另一方面，從物理源頭來說，這些地 磁活動指數(shù)（AE，Kp等）與極光是同一個層面的東西：它們都受太陽風(fēng)-磁層-電離層耦合 作用的影響。換句話說，這些地磁活動指數(shù)僅僅能從一個側(cè)面來反映極光卵的屬性，因為它 們都受同一個"源"的影響，但并非因果關(guān)系。此外，以往研究還有一個明顯缺點是將地磁 指數(shù)按大小劃分為幾個區(qū)間，每個區(qū)間里只取其均值來做回歸分析。這樣就會出現(xiàn)一些非 常相近的值被劃分到了兩個區(qū)間里，導(dǎo)致回歸結(jié)果完全不同；此外，僅僅一個均值也不足以 表征整個區(qū)間。
[0005] 衛(wèi)星圖像是同時確定整個（或絕大部分）極光卵邊界的唯一途徑?？墒菑暮Ａ康?圖像中人工確定極光卵邊界是非常繁瑣的，幾乎不太可能完成。

【發(fā)明內(nèi)容】

[0006] 本發(fā)明的目的在于提供一種基于行星際和地磁參數(shù)的UVI圖像極光卵邊界位置 建模和預(yù)測方法，以克服上述現(xiàn)有技術(shù)存在的缺陷，本發(fā)明可用于對極光卵邊界（包括高 煒極向邊界和低煒赤道向邊界）位置預(yù)測，可以有效地幫助理解空間天氣并預(yù)測其對極區(qū) 和次極區(qū)的影響。
[0007] 為達到上述目的，本發(fā)明采用如下技術(shù)方案：
[0008] 基于行星際和地磁參數(shù)的極光卵邊界位置預(yù)測方法，包括以下步驟：
[0009] 步驟1 :選取Polar衛(wèi)星拍攝到的UVI極光圖像，并對UVI極光圖像預(yù)處理，以消 除噪聲點、移除無效背景像素；
[0010] 步驟2 :對預(yù)處理后的UVI極光圖像中的極光卵邊界進行提?。?br>[0011] 步驟3 :利用NASA OMNI數(shù)據(jù)，并根據(jù)每幅極光圖像發(fā)生的UT時間，得到每個極光 卵邊界點對應(yīng)的行星際和地磁參數(shù)；
[0012] 步驟4 :對步驟2獲得的極光卵邊界數(shù)據(jù)結(jié)合步驟3獲得的行星際地磁參數(shù)值進 行篩選，去除無效邊界點，構(gòu)建有效數(shù)據(jù)集；
[0013] 步驟5:根據(jù)步驟4得到的有效數(shù)據(jù)集，用一元線性回歸模型，對赤道向和極向極 光卵邊界位置進行建模，因變量取赤道向或極向極光卵邊界的地磁煒度值，自變量取行星 際和地磁參數(shù)；
[0014] 步驟6 :根據(jù)步驟5建立的極光卵邊界位置模型，對任意給定的行星際和地磁條 件，能夠預(yù)測出此條件下的赤道向和極向極光卵邊界位置。
[0015] 進一步地，步驟1中對UVI極光圖像預(yù)處理的方法為：
[0016] 步驟I. 1 :移除UVI極光圖像中煒度低于50度的區(qū)域；
[0017] 步驟1. 2 :掩膜：根據(jù)UVI極光圖像外邊界呈橢圓狀的特點，用直徑為228像素的 圓去截取經(jīng)過步驟I. 1處理后的UVI極光圖像，并從中間把寬度限制到200像素，最后圖像 大小為228*200 ;
[0018] 步驟1. 3 :清除經(jīng)步驟1. 2處理后的UVI極光圖像中像素值為負值的點；
[0019] 步驟1. 4 :將經(jīng)過步驟1. 3處理后的UVI極光圖像中面積小于50個像素，極光強 度大于整幅圖像灰度均值加3倍方差的區(qū)域的像素值重置為整幅圖像像素的灰度均值。
[0020] 進一步地，步驟2中對UVI極光圖像中極光卵邊界進行提取的方法為：
[0021] 步驟2. 1 :利用包含空間信息的模糊c均值聚類方法將UVI極光圖像聚成6類；
[0022] 步驟2. 2 :根據(jù)聚類結(jié)果把UVI極光圖像分割為極光卵區(qū)和背景區(qū)域；
[0023] 步驟2. 3:對聚類后出現(xiàn)的與周圍區(qū)域類別不同的區(qū)域，用其周圍鄰域的類別信 息對其進行平滑處理；
[0024] 步驟2. 4 :獲取極光卵邊界并將其映射到磁地方時-地磁煒度坐標系下。
[0025] 進一步地，步驟2. 2中根據(jù)聚類結(jié)果把UVI極光圖像分割為極光卵區(qū)和背景區(qū)域 的準則為：將強度最小的2個或3個聚類簇視為背景區(qū)域，其他則為極光卵區(qū)。
[0026] 進一步地，步驟3中所述的行星際參數(shù)包括行星際磁場三分量Bx、By、Bz和太陽風(fēng) 動壓Pdyn、太陽風(fēng)速度Vp、太陽風(fēng)密度Np ;地磁參數(shù)包括極光電集流指數(shù)AE、極蓋指數(shù)PC。
[0027] 進一步地，步驟5中建立的模型為：
[0028] MLAT = aO+al · Bx+a2 · By+a3 · Bz+a4 · Pdyn+a5 · Vp+a6 · Np
[0029] 其中，a〇-a6表示此模型的回歸系數(shù)，Bx, By, Bz為行星際磁場的三分量， Pdyn，Vp，Np分別為太陽風(fēng)動壓、速度和密度。
[0030] 進一步地，步驟5中建立的模型為：
[0031] MLAT = bO+bl *Bx+b2 *By+b3 *Bz+b4 *Pdyn+b5 *Vp+b6 *Np+b7 *AE+b8 *PC+b9 eEkl
[0032] 其中，b〇-b9表示此模型的回歸系數(shù)，Bx，By，Bz為行星際磁場的三分量， Pdyn，Vp，Np分別為太陽風(fēng)動壓、速度和密度，AE為極光電集流指數(shù)，PC為極蓋指數(shù)，Ekl為 Kan-Lee電場，它與行星際參數(shù)之間的關(guān)系為：
[0034] 若 Bz>0, By> = 0，Θ = arctan (I By I/Bz);
[0035] 若 Bz〈 = 0, By>0，θ = arctan (I Bz I/By+π/2);
[0036] 若 Βζ〈0, By〈 = 0，θ = arctan (I By I / I Bz I + π );
[0037] 若 Βζ> = 0, By〈0，θ = arctan (Βζ/I By I+1. 5 π );
[0038] 若 Bz = 0, By = 0，θ = 〇。
[0039] 進一步地，步驟5中建立的模型為：
[0040] MLAT = cO+cl · VB2+c2 · VPdyn+c3 · Ekl+c4 · Ez+c5 · AE
[0041] 其中，c〇-c5表示此模型的回歸系數(shù)，VB2為行星際磁場磁能通量，VPdyn為太陽風(fēng) 動能通量，Ekl為Kan-Lee電場，Ez為南北電場，AE為極光電集流指數(shù)；VB 2、VPdyn、Ez與行 星際參數(shù)之間的關(guān)系為：
[0044] Ez = By · Vp。
[0045] 進一步地，步驟5中建立的模型為：
[0046] MLAT = dO+dl · Bx+d2 · By+d3 · Bz+d4 · Vp+d5 · Np+d6 · AE
[0047] 其中，d〇-d6表示此模型的回歸系數(shù)，Bx，By，Bz為頂F的三分量，Vp，Np分別為太 陽風(fēng)速度和密度，AE為極光電集流指數(shù)。
[0048] 進一步地，步驟5中建立的模型按24個磁地方時分別做回歸分析，步驟6中用于 預(yù)測的極光卵邊界數(shù)據(jù)與步驟5中建模所用的邊界數(shù)據(jù)均屬于步驟4得到的有效數(shù)據(jù)集且 不重疊；步驟6中采用相同地磁環(huán)境下用模型預(yù)測的極光卵邊界煒度與實際極光卵邊界之 間的平均絕對誤差用來評價模型好壞。
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