No category

منبع پایان نامه ارشد با موضوع شبیه سازی

لی نوسانات 5 دقیقهای فوتوسفری در جو لایهلایه و گرانشی، بخاطر کوچکتر بودن فرکانسشان از فرکانس قطع، ناپایدارند.
Bel و Leory در سال پیشنهاد کردند که فرکانس قطع اتمسفر با میدان مغناطیسی آزاد، برای امواجی که نسبت به راستای قائم با زاویه معینی منتشر میشوند کمتر است [37].
De-pontieu معتقد بود که در نتیجه کاهش فرکانس قطع امواج اکوستیکی، p-مدها میتوانند در طول خطوط میدان مغناطیسی به کرونا کانال بزنند [38]
1-11 تاریخچه مطالعات حول نوسانات 5 دقیقهای
1-11-1 نحوه کانال زدن39 نوسانات 5 دقیقهای:
در سال 2005 سه دانشمند به بررسی نحوه نفوذ نوسانات فوتوسفری به کرونا پرداختند. در این بررسی با استفاده از یک مدل عددی نشان داده شد که نوسانات فوتوسفری با دوره تناولب 5 دقیقه میتوانند به طرف کرونا کانال زده و منتشر شوند. تقریبا مشابه انتشار امواج در یک تیوب شار خمیده . زاویهدار بودن این تیوب شارباعث میشود دوره تناوب قطع اکوستیکی به مقادیری نزدیک دوره تناوب غالب نوسانات فوتوسفری افزایش یابد، که همین عامل منجر به تونل زنی نوسانات به کرونا میشود. به دنبال تهییج امواج و نوسانات با دوره تناوب 5 دقیقه در فوتوسفر، که مهمترین کاندید برای این دسته از نوسانات p-مدها هستند، این نوسانات تبدیل به شوکهایی میشوند که این شوکها با جابجا کردن سیخکهای موجود در کرومسفر میتوانند به کرونا منتقل شوند.
De Mortel یک اختلاف معین در دورهی تناوب امواج موجود در حلقههای کرونایی متصل به لکها، و نواحی متصل به بخشهای روشنتر کرومسفر، معادل (321±7)s بدست آورد. این اختلاف احتمالا به این دلیل است که در سطح فوتوسفر نوسانات از نوع 3 دقیقهای و در لکها و نواحی روشن فوتوسفر از نوع 5 دقیقهای هستند. مطالعه چند نمونه از لکها نشان داد که چگونه نوسانات 3 دقیقهای در طول ناحیه گذر به کرونا منتشر میشوند.[38]
آنچه در بررسی این محققین مورد توجه قرار گرفت در مرحله اول فراهم کردن شرایطی بود که نه تنها میتوانست حضور نوسانات 5 دقیقهای را در کرونا توصیف کند بلکه رابطه این نوسانات با نوسانات مشابه در کرومسفر و ناحیه گذر را هم بیان میکرد، و در مرحله بعد بحث در مورد شباهت بین نوسانات کرونایی و نوسانات ناحیه گذربود. در نهایت به بررسی رابطه بین فوتوسفر و کرونا با بررسی لرزهشناسی جو پایینی پرداختند.
شکل 1-16 سرعت پلاسمای شبیهسازی شده در طول تیوب شار خمیده با زاویه 40 درجه نسبت به عمود بصورت تابعی از ارتفاع و زمان[38]
شکل بالا نمونهای از شبیهسازی یک تیوب شار خمیده با زاویه 45 درجه نسبت به راستای عمود است که به خاطر تغییرات شدت میدان مغناطیسی از1600 گاؤس در فوتوسفر تا 120 گاؤس در کرونا (متناسب با مقادیری برای نواحی فعال کرومسفر) با ارتفاع بسط داده شده. پایه یا ابتدای این تیوب شار در ارتفاع 250 کیلومتر گرفته شده، که توسط نیروهای عمودی وارد شده از طرف بدنه تیوبهای شار حرکت داده میشود. این نیرو همان نیروی موجود در اتمسفر آرام ( بدون سرعتهای اختلالی )، گرفته شده و از سرعتهای فوتوسفری اندازهگیری شده توسط فضاپیمای SOHO MDI استفاده شده است. با توجه به این شکل، پس از جابجایی سیخکها به سمت کرونا، شوکهای ارسالی بطور یکنواخت به قسمت پایینی کرونا نفوذ میکنند، که این دسته از شوکها جزء شوکهای ضعیف هستند با شدت 1.2±0.1 و سرعت انتشار 145±10km/s که در کرونایی با دمای 8 مگاکلوین تعیین شده اند.
شکل 1-17 تغییرات شدت نوسانات حلقههای کرونایی در یک مکان معین (نسبت به شدت کل)، گرفته شده توسط TRACE سال 2001. برای مقایسه، نتایج شبیهسازیها با خط قرمز نشان داده شده .[38]
در بررسی لرزه شناسی جو پایینی خورشید، بین امواج کرونایی مشاهده شده و امواج اکوستیکی ارسال شده از فوتوسفرکه در مدل مد نظر گرفته شده، تناظر کاملی بین مشاهدات و مدل بدست آمد. در سه شکل بالا فرض شده سه حلقهی کرونایی داریم که برای هر حلقه مجموعهای از شبیهسازیها مد نظرگرفته شده که فقط دو پارامتر در این شبیهسازیها میتوانند تغییر کنند:1- زاویهی تیوب شار نسبت به راستای قائم 2- مکان سیگنال محرک MDI . مکان سیگنال در طول یک صفحهی مستطیلی شکل با قابلیت تغییر حول مکانی که محدود به نقاط پایین فوتوسفراز حلقههای کرونایی است، میباشد. برای هر کدام از شبیهسازیها ما نوسانات شدتی را در لایههای پایینی کرونا مدنظر گرفته و آنها را با نوسانات مشاهده شده توسط TRACE مقایسه میکنیم. زاویهی تیوب شار با محور قائم برای شکلها به ترتیب برای نمودار a ، 40 نمودار b ، 35 و نمودار c ، 30 درجه میباشد.
نمودار c بهترین تناسب را بین مشاهدات و شبیهسازیهای انجام شده بدست میدهد.[38]
1-11-2 بررسی مدل شوکهای بازگشتی توسط هالوگ40:
هالوگ ، با در نظر گرفتن این موضوع که برای توصیف ویژگیهای سیخکها باید به مطالعه و بررسی ناحیه زیرین TR بپردازیم مدل شوکهای بازگشتی را ارائه داد. وی نقش امواج آلفون غیرخطی و شوکهای سرعتی را در جابجایی ناحیه TR مؤثر فرض کرد. در این مدل دمای محاسبه شده به حدی پایین بود که منجر به سرمایش آدیاباتیکی کرومسفر میشد. وی نقش یک شوک را که با سرعت پایین در راستای تیوب شار، رو به بالا حرکت میکرد در جابجایی ناحیه گذر بررسی نمود. این شوک از یک افزایش ناگهانی فشار در بخش پایین تیوب شار، با سطح مقطع ثابت ناشی میشد. با استفاده از این مدل وی موفق به توجیح جابجایی لایه TR، در اثر حرکت قطار شوکهای امواج اکوستیکی شد. این قطار شوکها از یک انرژی ناگهانی موجود در فوتوسفر سرچشمه میگیرند. با حرکت شوک اولیه از لایه فوتوسفر به سمت بالا، این موج بوسیلهی جبههی موجی که امواج در آن در حال نوسان هستند، تعقیب میشود. این موجها در حین تعقیب موج اولیه رفته رفته افزایش مییابند. در مرحلهای ازاین حرکت موجها، جابجایی جبههی موج در خلاف جهت حرکت بر اثر گرانش، گشتاور مواد فروافتاده منجر به فشرده شدن مواد تحتانی میشود. برای جبران تحول اعمال شده با تولید یک جبههی موج جدید مواد بار دیگر به مکان اولیه خود بازمیگردند. این فرایند با افزایش نوسانات جبههی موج چندین بار تکرار میشود. این جبهه های موج در حالت غیرخطی تبدیل به قطار شوک میشوند که به آنها شوکهای بازگشتی میگوئیم. این شوکها در طول میدان مغناطیسی قوی، با سطح مقطع متغیر و در حال اندرکنش با لایه TR، حرکت کرده و به سمت کرونا کانال میزنند.
هالوگ در این بررسی نخست به بحث در مورد رفتار این مدل در بازهی زمانی طولانی پرداخت. هدف اصلی وی از این بررسی پی بردن به این مسئله بود که چگونه مواد موجود در سیخکها به سطح خورشید برمیگردند. وی در این بررسی دریافت که در بازههای زمانی طولانی مواد سیخکها به سطح خورشید باز نمیگردند، بلکه لایه TR و مواد ناحیه تحتانی این لایه افزایش مییابند و در همان حال باقی میمانند و به این ترتیب یک تعادل هیدروستاتیکی جدید در دمای بالا شکل میگیرد. تعادل جدید شکل گرفته را میتوان با سه لایهی جداگانه معرفی نمود.
ناحیهای که در آن گازهای کرومسفری (موسوم به سیخکها)، مختل نشدهاند. این ناحیه مربوط به ارتفاع پایینتر از 1200 کیلومتر میباشد.
ناحیهی میانی کرومسفر که در آن ناحیه شوکهای ارسالی از فوتوسفر با سیخکها برخورد میکنند.
ناحیهای که در آن گازهای کرونایی تقریبا بصورت مختل نشده هستند واین ناحیه مربوط به ارتفاعهای بالاتر از 18800 کیلومتر میباشد.
امروزه معتقدند که مواد انباشته شده در قسمت تحتانی ناحیه گذر باعث انتقال انرژی از پالسهای ناحیهی فوتوسفر به ناحیه کرومسفرمیشوند که سیخکها در آن ناحیه شکل میگیرند.[39]
شکل 1-18 تغییرات سطح مقطع تیوبهای شار مغناطیسی نسبت به ارتفاع که بر حسب مقدار آن در Z=0 نرمالیزه شده است [39]
Hollweg در این نمودار به بررسی تغییرات سطح مقطع تیوب شار با افزایش ارتفاع، یا نزدیک شدن به لایه TR پرداخت. سطح مقطع تیوب نسبت به A(0)، سطح مقطع تیوب در ارتفاع Z=0، که میدان مغناطیسی در آن تقریبا 10G است نرمالیزه شده است. سیر صعودی این نمودار بیانگر افزایش سطح مقطع تیوب شار با افزایش ارتفاع، و در نهایت رسیدن به یک مقدار ثابت است است. چنانچه نمدار بیانگر این موضوع است از یک ارتفاع معین به بعد نسبت سطح مقطع تیوب بدون تغییر باقی میماند.
شکل 1-19 تغییرات ارتفاع ناحیه گذر با زمان در مدل شوک بازگشتی سیخکها.خطوط نقطهچین نشان دهنده مسیر حرکت شوکهای بازگشتی میباشد.[39]
هالوگ با معرفی مدل شوک بازگشتی و روابط مربوط به آن، نمودار بالا را در ترسیم مسیر حرکت شوکها ارائه داد.
1-11-3 بررسیهای زاکاراشویلی و همکارانش حول نوسانات 5 دقیقهای
Zaqarashvili و Murawski و Khodachenko و Lee در سال 2011 به مطالعه و بررسی تحریک نوسانات 5 دقیقه ای درتاج خورشیدی از طریق ارسال پالس های جایگزیده از فوتوسفر پرداختند. در این بررسی سری کاملی از معادلات اویلر یک بعدی غیر خطی را به صورت عددی برای انتشارسرعت پالس دراتمسفر خورشیدی حل کردند که در آن مشخصات دمای حقیقی تعیین شده است. شبیه سازی های عددی نشان داد که پالس داخلی به سرعت منجر به یک موج ضربه می شود در حالیکه یک دنباله غیرخطی در کرومسفر منجر به شکل گیری پالسهای متوالی می شود. از آنجایی که فاصله زمانی بین ورود دو پالس همسایه به نقطه آشکار سازی شده در تاج تقریبا 5 دقیقه است بنابراین پالسهای متوالی می توانند از نوسانات تقریبا 5 دقیقه ای مشاهده شده در تاج حاصل شوند. این محققان نتیجه گرفتند که نوسانات 5 دقیقه ای مشاهده شده در کرونا، می توانند بوسیله ضربات متوالی توصیف گردند که ناشی ازضربات لحظه ای ارسال شده از فوتوسفر بوسیله گرانولها یا اتصال مجدد است.
مدل شبیهسازی سیستم از یک جو لایهلایهی گرانشی تشکیل شده که با معادلات اویلر یک بعدی توصیف میشود. با چشمپوشی از جملات غیرخطی در معادلات اویلر به معادله کلاسیکی Klein – Gordon میرسیم که در آن Ω_c=c_s/λ فرکانس قطع امواج اکوستیکی نام دارد.
بیان فیزیکی فرکانس قطع به این صورت است که امواجی که فرکانس آنها کمتر یا بیشتر از فرکانس قطع باشد، ناپایدارند.
یکی از نتایج مهم این شبیهسازی به این صورت بود که بازه بین شوکهای متوالی به دامنهی شوک ارسال شدهی اولیه بستگی دارد. پالسهایی با دامنههای کوچکتر به بازههای زمانی کوتاهتر با حد کمتر از 3 دقیقه بین دو موج منجر میشوند که دوره تناوب قطع امواج اکوستیکی خطی در اتمسفر خورشیدی است. بازه زمانی بین امواج متوالی برای پالسهای ارسالی قویتر، طولانیتر است و بالعکس. انرژی گرانولی با شدت میدان مغناطیسی رابطه معکوس دارد. لذا در مکانهایی که شدت میدان زیاد است انرژی گرانولی کم شده و بازهی زمانی بین پالسهای ارسالی کوتاهتر میشود. لذا در نقاطی از اتمسفر خورشید که میدان مغناطیسی قوی است مانند لکهای خورشیدی، هستههای مغناطیسی و ..( که اغلب در کرومسفر رؤیت میشود نوسانات 3 دقیقهای را مشاهده میکنیم. لذا توقع داریم در نواحی که انرژی گرانولی در آنجا زیاد است برای مثال در خورشید آرام و اطراف نواحی فعال مغناطیسی خورشید بتوانیم نوسانات 5 دقیقهای را رصد کنیم.
شکل 1-20 نمودار سرعت بر حسب ارتفاع در زمان t=250s و A_υ=1km/s . در اینجا y=0 اشاره ناحیه گذر دارد[37]
این شکل ویژگیهای فضایی v(y) را در زمان t=250s برای A_υ=1km/s نشان میدهد. هنگامی که پالس به ارتفاع 23.5 Mm میرسد شوک بعدی شروع به شکلگیری از سری غیرخطی در ارتفاع 2Mm میکند. این شوک به طرف بالا منتشر میشود و به همین ترتیب شوک بعدی شکل میگیرد و به دنبال آن حرکت میکند. این روند ادامه پیدا میکند تا اینکه انرژی

دیدگاهتان را بنویسید

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