دادههای رصدی بدست آمده از تاجنگار53 سانتیمتری لیوت در رصدخانه شاماخی آذربایجان بوده است.26 طیف در یک بازه زمانی 8 دقیقهای و فرجههای زمانی 20 ثانیه بین فریمهای متوالی بدست آمده و در کل 15 سیخک با جزئیات مناسب مطالعه شدهاند. در این مطالعه تغییرات در سرعت دوپلری ناشی از حرکت سیخکها در راستای خط دید ناظرو نیز سرعتهای عرضی موازی با لبه خورشید بررسی شدهاند که نشان دهنده جابجایی عرضی محور سیخکها و نوسانات شبه تناوبی آنها میباشد. محاسبات آنها نشان داده است که دوره تناوب این نوسانها بین 3 الی 6 دقیقه (برای نوسانات دوپلری و عرضی) بوده است.
همچنین محققان با محاسبه برایند سرعتهای دوپلری و عرضی، مسیر حرکت و امتداد نوسان یک سیخک را بدست آورده و نتیجه گرفتند که محور این سیخک در یک مسیر دایروی (ترکیبی از دو حرکت در راستای عمود بر هم) با دوره تناوب 4 دقیقه نوسان میکند. طول مسیری که نوسان سیخک در آن انجام میشود حدود 1000 کیلومتر است.
شکل 1-13 مسیر حرکت 9 سیخک مطالعه شده، T جابجایی عرضی در راستای موازی سطح خورشید و R جابجایی دوپلری در راستای خط دید است.[30]
بررسی حرکت نوسانی تمامی سیخکها نشانگر این است که سرعتهای دوپلری و عرضی آنها در بازههای زمانی و دامنههای تقریبا مشابهی تغییر میکند. دوره تناوب متوسط آنها حدود 4 دقیقه و دامنه متوسط آنها 12 کیلومتربر ثانیه است. با این حال برایند سرعتهای داپلری و عرضی در سطح مقطع موازی سطح خورشید که بصورت V=√(〖V_r〗^2+〖V_t〗^2 ) تعریف میشود، تقریبا ثابت میماند. تشدید دورههای تناوب نوسانات در سیخکهای مختلف و ثابت ماندن سرعت برایند، میتواند نشان دهندهی منشا یکسان و بزرگ مقیاس در ایجاد این نوسانات باشد.
با جمع بندی کلی از تحقیقات افراد مختلف در خصوص نوسانات در سیخکهای خورشیدی میتوان دورههای تناوب مشاهده شده برای سیخکها را به دو دسته عمده تقسیم کرد:
نوسانات با دوره تناوب کمتر از 2 دقیقه ( 2min)
نوسانات با دوره تناوب بیشتر از 2 دقیقه ( (2min
.بیشترین نوسانات مشاهده شده در دورههای تناوب 3 تا 7 دقیقه و 50 تا 110 ثانیه قرار دارند و این دو نوع نوسان باید توسط مکانیزمهای متفاوتی بوجود آمده باشند.[30و36]
جدول 1-2 خلاصه نتابج بررسی رصدی نوسانات در سیخکها [1]
محقق
دوره جابجایی دوپلری
دوره جابجایی مرئی
سرعت
خط طیفی
پاساکف25 و همکاران
3 تا 7 دقیقه

90 کیلومتر بر ساعت
کلسیم
نیکولسکی و سازانف26
1 دقیقه
1 دقیقه

هیدرژن – الفا
نیکولسکی و پلاتوآ27

50 تا 70 ثانیه

هیدرژن – آلفا
کولیدزانیشویلی28 و نیکولسکی
3 تا 7 دقیقه


هیدرژن – آلفا
گادزیف و نیکولسکی
3 تا 6 دقیقه
3 تا 6 دقیقه

هیدرژن – آلفا
کولیدزانیشویلی و زوگدا29
5 دقیقه


هیدرژن – آلفا
حسن30 و کیل31
2 تا 3 دقیقه


هیدرژن – آلفا
پاپوشف32 و سلاخدینف33
80 تا 120 ثانیه
80 تا 120 ثانیه
300 کیلومتر بر ثانیه
هیدرژن – آلفا
خیا34 و همکاران
5 دقیقه


فرابنفش
کوخیانیدزه و همکاران
35 تا 70 ثانیه

80 کیلومتر بر ثانیه
هیدرژن – آلفا
زاکاراشویلی35 و همکاران
30 تا 110 ثانیه

110 کیلومتر بر ثانیه
هیدرژن – آلفا
دی پونتیه و همکاران

100 تا 500 ثانیه
50 تا 200 کیلومتر
کلسیم
نوسانات در شدت سیخکها عمدتا در دورههای زمانی 5 دقیقه رصد شدهاند که این مسئله ارتباط نوسانات با حرکات نوسانی 5 دقیقهای را در نورسپهر نشان میدهد با این حال نوسانات 5 دقیقهای در سرعتهای دوپلری و عرضی (نشانگر جابجایی محور سیخکها) و نیز امواج با دورههای بلندتر با دقت نسبتا بالایی، باید از انتشار امواج عرضی ( وجههای کینک و آلفون ) در سیخکها نشات گرفته باشند.
1-7-1 ماهیت نوسانات عرضی در سیخکها
ساختار و جهتگیری سیخکها راستای میدان مغناطیسی را مشخص میکند. زیرا آنها در ارتفاعاتی شکل میگیرند که در آنجا میدان مغناطیسی غلبه دارد. بنابراین حرکت نوسانی در راستای عمود بر محور سیخک یعنی جابجائی ظاهری محور سیخکها به معنی وجود نوسانات عرضی در آنهاست. دو نوع موج شناخته شده که مسئول این نوسانات هستند ساختار و جهتگیری سیخکها راستای میدان مغناطیسی را مشخص میکنند عبارتند از: امواج مغناطوهیدرودینامیک ( کینک مدها، مدهای سوسیسی) و امواج آلفون.
1-7-1-1 کینک مدها36
امواج تابی در راستای لولههای شار مغناطیسی استوانهای منتشر شده و جابجاییهای عرضی در سیخکها را به وجود میآورند. اگر سیخکها را به عنوان جریانهای ماده که در راستای لولههای میدان مغناطیسی خارج میشوند مدلسازی کنیم میتوانیم امواج عرضی کینک (سوسیسی) را به عنوان عامل ایجاد نوسان در سیخکها در نظر بگیریم.
شکل1-14 تصاویری از نحوه حرکت مدهای کینک و آلفون چرخشی در تیوبهای شار
1-7-1-2 امواج آلفون37
این امواج اطراف سیخکها را گرفته و منجر به نوسان خطوط میدان مغناطیسی میشوند. این نوسانات باعث تولید جابجایی تناوبی عرضی در محور سیخکها میشود. اگر سیخکها موجبرهای پایداری برای انتشار امواج لولهای نباشند، امواج آلفون سبب ایجاد نوسانات رصد شده خواهند بود، که دی پونتیه و برخی دیگر از افراد این دیدگاه را قبول دارند. نتایج تحقیقات نشان میدهد که سیخکها موجبرهای مناسبی برای کینک مدها نیستند و امواج متحرک در سیخکها باید امواج آلفون در نظر گرفته شوند. در اینجا منظور از امواج آلفون، امواج مغناطوهیدرودینامیکی عرضی غیرتراکمی هستند که در یک محیط مغناطیسی غیرهمگن منتشر شده و در راستای میدان مغناطیسی و مسافتهای طولانی انتشار مییابند و انرژی مغناطیسی- همرفتی را از نواحی نزدیک سطح خورشید تا لایههای بیرونی اتمسفر آن منتقل میکنند.
از آنجایی که میدان مغناطیسی تاج خورشید دارای ساختارهای باز و بسته بوده و بسیار ناهمگن است، این ناهمگنی انتشار امواج آلفونی را محتمل میکند، چرا که حضور یک میدان مغناطیسی ناهمگن امکان ایجاد پدیدههایی مثل ترکیب فازی را فراهم میکند. تغییرات در شدت خطوط طیفی به انتشار امواج تراکمی در سیخکها اشاره میکند.
1-8 پارامتر β در جو خورشید
میدان مغناطیسی بر ذرات متحرک در جو آن نیروی لورنتسی وارد میکند که باعث میشود این ذرات در یک مسیر مارپیچی حول خطوط میدان حرکت کنند. تنها در دماهای بالا یا میدانهای مغناطیسی ضعیف که انرژی جنبشی ذرات از انرژی مغناطیسی بیشتر است، این ذرات میتوانند از مسیر مارپیچشان خارج شوند و در عرض خطوط میدان مغناطیسی نفوذ یابند.
پارامتری که ارتباط بین این دو حالت را برقرار میکند، پارامتری به نام بتای پلاسما است و به صورت نسبت فشار حرارتی به فشار مغناطیسی تعریف میشود. برحسب پارامترهای فیزیکی پلاسما، میتوان بتا را بصورت زیر تعریف نمود.
β=p_th/p_m =(2ξn_e k_B T_e)/(B^2⁄8π)≈0.07ξ(n_e/〖١٠〗^٩ 〖cm〗^(-3) )(T/〖١٠〗^٦ K)/((B/〖١٠〗^٦ G) ) ( ۱-۲ )
در این رایطه ξ نسبت یونیزاسیون است، که در تاج خورشید مقدار آن 1 و در کرومسفر مقدارش 5/0 است. 〖 K〗_Bثابت بولتزمن، n_e چگالی الکترونی و T_e دمای الکترونی است.
بسیاری از قسمتهای تاج خورشید دارای بتای کوچکتر از واحد هستند که بین دو ناحیه رنگینسپهر پایین و تاج خارجی خورشید ( 1 β ) محدود شدهاند. ذرات در این نواحی به صورت مغناطیسی مقید شدهاند و در حرکت خود مسیر خطوط میدان را دنبال میکنند.
برای ناحیهای که سیخکها در آن قرار دارند، با فرض مقادیر0.6 = ξ ،n_e=12.7×〖10〗^10 ، T=8000 K و B=10 G مقدار این پارامتر برابر با 0.04= β بدست میآید. بنابراین شرط 1 β برای ناحیهای که سیخکها قرار دارند با دقت بسیار خوبی برقرار است
1-9 انواع مدهای نوسانی خورشیدی
نوسانات در خورشید بعد از چند تناوب بتدریج میرا میشوند. به طور کلی اندرکنش بین این امواج جایگزیده منجر به تولید امواج ایستاده میشود. مدهای نوسانی خورشید به طور کلی به سه دسته تقسیم میشوند: اکوستیکی، گرانشی و گرانشی سطحی.
دو نوع محرک در فوتوسفر شدیدا دینامیک وجود دارد: محرک نوسان ( p-مدها) و محرک ضربهای ( مانند ضربات گرانولی یا وقایع انفجاری که منجر به اتصال مجدد مغناطیسی میشود). هر دو نوع این محرکها میتوانند مسئول پدیدههای دینامیکی در نواحی اتمسفری بالای خورشید باشند. در نتیجه کاهش شدید چگالی جرمی با ارتفاع، نوسانات فوتوسفری با دامنه محدود و فرکانس بالا ، با افزایش دامنه خود بسرعت تبدیل به شوک میشوند، که با اتلاف انرژی منجر به گرمایش کرومسفر میشوند، برای این گرمایش امواج با دوره تناوب تقریبا 5 دقیقه، نمیتوانند کاندید مناسبی باشند [37].
P-مدها یا امواج اکوستیکی، تحت تاثیر فشاربه حالت اول باز میگردند، از این رو به آنها p-مد میگویند. دینامیک این امواج از طریق تغییرات سرعت صوت در خورشید تعیین میشوند. نوسانات این مدها دارای فرکانسهایی بزرگتر از 1 میلی هرتزمیباشند و دربازه بین 2 تا 4 میلی هرتز بسیار قوی هستند که اغلب به آنها نوسانات 5 دقیقهای اطلاق میشود.
دامنه p-مدها در سطح خورشید حدود چند صد کیلومتر است که از طریق تصاویر داپلری، یا تصاویر حساس به شدت خطوط طیفی قابل آشکارسازی میباشند. هزاران p-مد با درجه بالا یا متوسط، از طریق آشکارساز مایکلسون مورلی سوار بر فضاپیمای SOHO قابل آشکارسازی هستند. تقریبا 10 P-مد با فرکانس زیر 5/1 میلی هرتز از طریق دستگاه GOLF سوار بر فضاپیمای SOHO آشکارسازی شده است.
g-مدها یا امواج گرانشی، امواج چگالی هستند که در آنها گرانش بعنوان نیروی بازگرداننده است، بنابراین به این امواج g-مد اطلاق میشود. نوسانات g-مدها در فرکانسهای پایین اتفاق میافتد یعنی فرکانس این مدها مقادیری بین 0 تا 4/0 میلی هرتز را اختیار میکنند. این مدها محدود به بخش داخلی خورشید هستند یعنی قسمت پایین ناحیه همرفتی که از 7/0 تا 1 برابر شعاع خورشید ادامه دارند و رویت آنها در سطح خورشید عملا غیرممکن است. نیروی بازگرداننده از بسط آدیاباتیکی ناشی میشود، در عمق داخلی خورشید گرادیان دمایی بسیار ضعیف است و بستهی گازی کوچکی که به سمت بالا در حال حرکت است، سردتر از پیرامون خود بوده و چگالی آن از چگالی گازهای اطراف بیشتر است، لذا این بسته به منبع خود برگردانده میشود، این نیروی بازگرداننده وجود g-مدها را درناحیه همرفتی اثبات میکند. درناحیه همرفتی خورشید، گرادیان دمایی تا حدی از سرعت لغزش آدیاباتیکی بزرگتر است لذا یک نیروی مخالف نیروی بازگرداننده وجود دارد که از انتشارمدهای فشار جلوگیری میکند.این مدها در تمامی نقاط ناحیه همرفتی ناپایدارند.
P-مدها یا مدهای گرانشی سطحی نیز جزء امواج گرانشی هستند با این تفاوت که در خود فوتوسفر یا در نزدیکی آن اتفاق میافتند یعنی در ناحیهای که بار دیگر گرادیان دمایی تا کمتر از سرعت لغزشی آدیاباتیکی کاهش مییابد
شکل 1-15 طیف نوسانات خورشیدی که توسط GOLF در سال 1996 گرفته شده است. محور افقی بیانگر فرکانس در مقیاس میلی هرتز است و محور عمودی چگالی انرژی است.نوسانات 5 دقیقهای از سری P-مدها در فرکانس بین 2 تا 7 میلی هرتز است.
1-10 بررسی نوسانات 5 دقیقهای38 در کرونا
به طور کلی نوسانات 5 دقیقهای که درتاج میبینیم ناشی از پالسهای ناگهانی شلیک شده از فوتوسفر از طریق اتصال مجدد، یا ضربات گرانولی است. انتشار امواج اکوستیکی یا P-مدها، اغلب در تاج خورشیدی بعنوان متغیرهای دوره ای شدت خطوط طیفی دیده میشوند. از آنجایی که این امواج اغلب در بازه فرکانس امواج مشاهده شده در لایه فوتوسفر/ کرومسفر دیده میشوند، لذا این برابری فرکانس منجر به نظریه نفوذ نوسانات فشاری لایه فوتوسفری، به تاج میشود. به طور کلی

دسته‌ها: No category

دیدگاهتان را بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *

background