تحریک نوسانات 5 دقیقه ای در سیخک های خورشیدی با اعمال شار پایا93

 

فهرست مطالب

مقدمه... 12

فصل اول ..12

1-1 خورشید ...13

1-1-1 ساختار داخلی خورشید .. 16

1-2 ساختار سطحی و جو خورشید ... 16

1-2-1 فوتوسفر .. 17

1-2-2 كرومسفر ...... 18

1-2-3 ناحیه انتقالی یا گذر ..... 18

1-2-4 كرونا....... 19

1-3 گرانولهای خورشیدی ..... 20

1-5 بررسی مسئله­ی گرمایش تاج خورشیدی .. 21

1-5-1 نقش میدان مغناطیسی و امواج آلفون در گرمایش تاج 22

1-5-2 اتصال مجدد مغناطیسی ...................... 23

1-5-3 جذب تشدیدی ............................... 24

1-5-4 تركیب فازی ............................... 24

1-6 سیخک­های خورشیدی............................. 24

1-6-1 انواع سیخک­ها .......................... 27

1-6-1-1 سیخک­های نوع 1 .................... 27

1-6-1-2 سیخک­های نوع 2..................... 28

1-6-2 ویژگی های فیزیكی و ظاهری سیخک­ها ....... 29

1-6-2-1 دما و چگالی ...................... 29

1-6-2-2 خمیدگی ........................... 30

1-6-2-3 جهت گیری سیخک­ها .................. 30

1-6-2-4 سرعت سیخک­ها ...................... 31

1-6-2-5 قطر سیخک­ها ....................... 33

1-6-2-6 طول عمر سیخک­ها ................... 33

1-6-2-7 طول موج رصدی سیخک­ها ............... 34

1-6-2-8 تعداد سیخک­ها ...................... 34

1-6-2-9 ابعاد سیخک­ها....................... 35

1-6-2-10 ارتفاع سیخک­ها .................... 37

1-6-2-11 عرض سیخک­ها ....................... 38

1-7 بررسی نوسانات سیخک­ها ....................... 40

1-7-1 ماهیت نوسانات عرضی در سیخک­ها ........... 44

1-7-1-1 كنیك مدها ......................... 44

1-7-1-2 امواج آلفون ....................... 45

1-8 پارامتر β در جو خورشید ..................... 46

1-9 انواع نوسانات خورشیدی ...................... 47

1-10 بررسی نوسانات 5 دقیقه ای در كرونا ......... 49

1-11 تاریخچه مطالعات حول نوسانات 5 دقیقه ای .... 50

1-11-1 نحوه كانال زدن نوسانات 5 دقیقه ای به كرونا 50

1-11-2 بررسی مدل شوكهای بازگشتی توسط هالوگ .. 53

1-11-3 بررسی زاكاراشویلی و همكارانش حول نوسانات 5 دقیقه ای ................................................ 56

 

فصل دوم

2-1 جایگاه شبیه سازی در پژوهش های اختر فیزیكی ............. 59

2-2 معادلات MHD................................. 61

2-3 حل دستگاه معادلات MHD....................... 67

2-4 نگاهی دقیق تر به معادله القا ............... 68

2-5 جمع بندی معادلات MHD........................ 70

2-6 MHD آرمانی ................................ 72

2-7 خطی سازی معادلات MHD........................ 75

2-8 كد TMC...................................... 81

فصل سوم

3-1 مروری بر نحوه تشكیل نوسانات و معرفی مدل .... 85

3-2 معادلات توصیف كننده­ی مدل..................... 87

3-3 نتایج بدست آمده با اعمال شرایط در كد TMC.... 98

3-4 بحث پیرامون نتایج بدست آمده ................ 109

3-5 فهرست منابع................................. 113

فهرست اشکال

فصل اول: بررسی منابع

شکل (1): تصویری از خورشید و بخش­های تشکیل دهنده­ی آن...............................................................15

شکل (2): نمودار تغییرات دما بر حسب ارتفاع در ناحیه تاج خورشید......................................................19

شکل (3): تصویری از گرانول­های سطح خورشید، رصد خانه ملی نجوم...................................................20

شکل(4): تصویری از ماتل­های رصد شده توسط Hinode/SIT .............................................................21

شکل (5): تصویری از سیخک­های لبه خورشید که توسط تلسکوپ نوری گرفته شده........................... 25

شکل (6): تصویری نزدیک از سیخکهای لبه خورشید گرفته شده توسط SOT..........................................27

شکل(7): تصویری از سیخک­های نوع 1و 2.............................................................................................28

شکل(8): یک طرح شماتیکی از نحوه بوجود آمدن امواجMHD و سیخک­های نوع 2 از طریق EBS............................................................................................................................................................29

شکل(9): تصویر گرفته شده از سیخک­ها در نواحی فعال خورشید توسط SOT..................................... 31

شکل(10): بررسی افزایش تعداد سیخکها تا ارتفاع 7000 کیلومتری و کاهش تعداد از آن ارتفاع به

بعد...............................................................................................................................................................36

شکل(11): شماتیکی از ابعاد سیخکها..........................................................................................................37

شکل(12): شماتیکی از شگردFWHM......................................................................................................38

شکل(13):مسیر حرکت 9 سیخک مطالعه شده..........................................................................................41

شکل(14): تصاویری از نحوه حرکت مدهای کینک و آلفون چرخشی در تیوبهای شار..............................45

شکل(15): طیف نوسانات خورشیدی که توسط GOLF در سال 1996 گرفته شده..................................49

شکل(16): سرعت پلاسمای شبیه­سازی شده در طول تیوب شار خمیده با زاویه 45 درجه.......................51

شکل(17): تغییرات شدت نوسانات حلقه­های کرونایی...............................................................................52

شکل(18): تغییرات سطح مقطع تیوبهای شار مغناطیسی نسبت به ارتفاع....................................................54

شکل(19): تغییرات ارتفاع ناحیه گذر با زمان در مدل شوک بازگشتی با زمان............................................55

شکل(20): نمودار سرعت بر حسب ارتفاع در زمان t=250s و .................................57

فصل دوم:مبانی و روش­ها

شکل(1): شبیه­سازی­های گوناگون در اخترفیزیک امروز.............................................................................61

شکل(2): نمایشی از زفتار پلاسمای آرمانی در اثر هم­روی.........................................................................75

شکل(3): کشیده شدن خطوط میدان با حرکت پلاسما و آغاز آشفتگی.......................................................81

 فصل سوم: بررسی نتایج

شکل(1): نمودار تغییرات انرژی جنبشی نوسانات 5 دقیقه­ای به انرژی کل.............................................99

شکل(2): نمودار تغییرات انرژی مغناطیسی نوسانات 5 دقیقه­ای نرمالیزه شده بر حسبانرژی مغناطیسی در

t=0...........................................................................................................................................................100

شکل(3): نمودار نسبت تغییرات انرژی کل برای نوسانات 5 دقیقه­ای.......................................................101

شکل(4): نمودار تغییرات میدان مغناطیسی اختلالی در مکان (Z=17) برای نوسانات 5 دقیقه­ای............................................................................................................................................................ 102

شکل(5): نمودار تغییرات میدان مغناطیسی اختلالی در مکان (Z=10) برای نوسانات 5 دقیقه­ای..............................................................................................................................................................103

شکل(6): نمودار میدان مغناطیسی اختلالی بر حسب زمان بدون بعد در مکان مشخص برای نوسانات 5 دقیقه­ای......................................................................................................................................................104

شکل(7): تغییرات دوره تناوب نوسانات بر حسب دامنه موج ارسالی با مکان اولیه 0.5 مگامتر........................................................................................................................................................105

شکل(8): تغییرات سرعت اختلالی در زمان t=20 وt=0........................................................................106

شکل(9): نمودار دو بعدی تغییرات سرعت نسبت به زمان برای نوسانات 5 دقیقه­ای..............................................................................................................................................................107

شکل(10): تغییرات سرعتدر(X=0,Y=2.5) و )، برای حالتی که

...................................................................................................................................108

شکل(11): تغییرات سرعتدر(X=0,Y=2.5) و )، برای حالتی که

...............................................................................................................................108

 فصل اول

"بررسی منابع"

 مقدمه

 در این فصل به معرفی مختصر جو خورشید می­پردازیم و عوارضی موسوم به سیخک­ها (سیخک­ها) را با بیان خصوصیات فیزیکی آنها معرفی می­کنیم، در ادامه ضمن مطرح کردن گرمایش تاج خورشیدی و افزایش ناگهانی دمای این لایه، به بررسی عوامل این گرمایش می­پردازیم و به طور عمده بر روی نوسانات سیخکی و نوسانات 5 دقیقه­ای مشاهده شده در کرونا، که یکی از مهمترین عوامل ایجاد این گرمایش هستند تمرکز می­کنیم و بحث مختصری درمورد نحوه ایجاد نوسانات 5 دقیقه­ای با ارسال پالس های فوتوسفری خواهیم داشت.

1-1خورشید

 خورشید یکی از میلیاردها ستاره­ی موجود در کهکشان راه شیری و نزدیک ترین ستاره به ماست. ساختار داخلی خورشید بر پایه تعادل هیدروستاتیکی است که انرژی ناشی از اثرات همجوشی هسته­ای مانع از سقوط مواد به مرکز خورشید می­شود. قطر خورشید تقریبا 1392000 کیلومتر (حدودا 109 برابر قطر زمین)، و جرم آن 2× کیلوگرم (330000 برابر جرم زمین) است.به طور کلی در حدود 98/99 درصد جرم کل منظومه شمسی در خورشید متمرکز شده است.از نظر ترکیب شیمیایی حدود سه چهارم خورشید متشکل از هیدرژن و مابقی از هلیوم است و کمتر از دو درصد این ساختار از عناصر سنگین­تر مانند اکسیژن، کربن، نئون و آهن است.

دمای سطحی این ستاره 5778 درجه کلوین است. انرژی خورشید از طریق همچوشی هیدرژن-هلیوم در هسته­اش تولید می­شود، ­بطوری که در هر ثانیه بیش از 600 میلیون تن هیدرژن در هسته خورشید می­سوزد. لذا این ستاره از اغلب ستارگان موجود در کهکشان روشن­تر است. قدر مطلق آن 8/4 و قدر ظاهری آن 7/26- است.

 1-1-1 ساختارداخلی خورشید

خورشید را می­توان بر اساس خصوصیات فیزیکی و رفتار پلاسما، به سه لایه تقسیم بندی کرد. از مرکز خورشید تا 25 درصد شعاع خورشید را به عنوان هسته[1] در نظر می گیریم. که محل تامین انرژی خورشید است. چگالی هسته بسیار بالاست (150 گرم بر سانتی متر مکعب ). دمای این ناحیه 6/13 میلیون کلوین است. در هر ثانیه زنجیره پروتون-پروتون ×2/9 بار در هسته خورشید روی می­دهد و از آنجایی که در این فرایند 4 پروتون آزاد (هسته هیدرژن) هم­زمان درگیر هستند پس در هر ثانیه ×7/3 پروتون به ذره آلفا (هسته هلیوم) دگرگون می­شود. یعنی در هر ثانیه چیزی در حدود 620 میلیون تن هیدرژن دچار همجوشی می­شود، که از این مقدار تنها 5/9 میلیون تن تبدیل به انرژی می­شود و مابقی به هلیوم تبدیل می­شوند. البته توان تولید انرژی از طریق همجوشی در هسته بسته به فاصله از مرکز خورشید تغییر می کند. بر اساس شبیه سازی انجام شده چنین نتیجه می گیریم که توان در مرکز خورشیدwats/ 5/276 است. به این ترتیب در ناحیه درونی، از مرکز تا 24 درصد شعاع خورشید 9/99 در صد از انرژی کل خورشید فراهم می­شود و تا 30 درصد شعاع خورشید فرایند همجوشی به طور کامل می­ایستد و دیگر ادامه نمی­یابد. حدود دو میلیون سال طول می­کشد تا انرژی تولید شده در مرکز خورشید به سطح آن برسد و به صورت نور و گرما تابش کند.با توجه به چگالی بالای هسته انتظار داریم هسته جامد باشد ولی به دلیل دمای بسیار بالای آن و اینکه در این دما تمامی عناصر به صورت یونیزه هستند، هسته خورشید نمی­تواند جامد باشد.

نرخ فرایند همجوشی هسته­ای که در هسته خورشید رخ می­دهد درتعادل بسیار ظریفی است که پیوسته خود را اصلاح می­کند تا همچنان در تعادل بماند. اگر میزان همجوشی هسته­ای اندکی بیش از مقدار فعلی باشد آنگاه هسته به شدت گرم می­شود، در برابر نیروی وزن لایه­های بیرونی از هر سو گسترش می­یابد تا نرخ همجوشی کاهش یابد و آشفتگی اصلاح شود. برعکس اگر همجوشی اندکی کمتر از مقدار فعلی باشدت هسته سرد شده و دچار جمع شدگی می­شود، لذا هسته گرمتر شده نرخ همجوشی افزایش می­یابد و به حالت تعادل باز می­گردد.[1]

از 25 درصد تا 70 درصد از شعاع خورشید، ناحیه­ای است که در آن انرژی تولید شده در هسته از طریق فرایند تابش به لایه­­های بالاتر انتقال می­یابد. این ناحیه به ناحیه تابش[2] موسوم است. در داخلی­ترین قسمت این ناحیه دما 7 میلیون کلوین است در حالی که این مقدار در بالاترین بخش ناحیه به 2میلیون کلوین کاهش می­یابد.چگالی نیز در این فاصله حدود 100برابر کاهش می­یابد و ماده داخلی خورشید شفاف­تر می­شود.

ناحیه همرفتی[3]، خارجی­ترین لایه داخلی خورشید است که از ناحیه تابشی تا سطح خورشید ادامه دارد. این ناحیه 66 درصد از حجم خورشید و تنها کمی بیش از 2 درصد از جرم خورشید را تشکیل می­دهد. در بالای ناحیه همرفتی خورشید، چگالی نزدیک به صفر است و درجه حرارت در این ناحیه تا 5800 درجه کلوین می­رسد. در این لایه به دلیل کاهش دما و چگالی، یونها و الکترون­ها بازترکیب می­شوند و دیگر پلاسمای خورشید به اندازه کافی داغ نیست تا بتواند انرژی گرمایی درونی را از طریق تابش به لایه­های بیرونی­تر برساند. لذا این ناحیه مانند یک سد عمل می­کند و مانع از انتقال انرژی به روش تابش می­شود، انرژی در این ناحیه به اجبار به طریق همرفت سلول­های پلاسمای داغ منتقل می­شود که نتیجه آن هم ظاهر شدن گرانول­ها در سطح فوتوسفر خورشید است. هنگامی که مواد درسطح خورشید کمی خنک­تر می­شوند دوباره به عمق خورشید یا محل آغاز رفت و برگشت­های همرفتی فرو می­ریزند تا دوباره از لایه­های بالای ناحیه تابشی انرژی دریافت کرده و به بالا صعود کنند.

میان ناحیه تابش و ناحیه همرفتی یک لایه به نام لایه تاچوکلین[4] پدید می­آید که در ثلث بیرونی شعاع خورشید قرار دارد. در این بخش بین لایه تابش با چرخش یکنواخت و ناحیه همرفتی با چرخش دیفرانسیلی عرضی به خاطر تغییر ناگهانی در رفتار چرخشی، یک شکاف بزرگ پدید می­آید که در این شکاف لایه­های افقی پی­درپی بر روی هم لیز می­خورند. سرعت جریان سیال در این لایه از بالا به پایین به تدریج کم می­شود و در پایین­ترین نقطه ناپدید می­شود.

 

شکل 1-1 تصویری از خورشید و بخش­های تشکیل دهنده آن [4]

 1-2 ساختار سطحی و جو خورشید

  1-2-1 فوتوسفر[5](شیدسپهر،نورسپهریا فوتون کره): مواد تشکیل دهنده خورشید حالت گازی دارند، بنابراین خورشید محدوده و مرز دقیق و معینی نداشته و مواد اطراف آن بتدریج در فضا منتشر می­شوند. اما چنین به نظر می­رسد که خورشید لبه تیزی داشته باشد چراکه بیشتر نوری که از خورشید به زمین می­رسد از یک لایه که چندصد کیلومتر ضخامت دارد ساطع می­شود. این لایه فوتوسفر نام داشته و به عنوان سطح خورشید شناخته شده است. به عبارت دیگرفوتوسفرخارجی­ترین لایه قابل مشاهده از خورشید است، زیرا در این منطقه نور با طول موج­های قابل مشاهده از خورشید خارج می­شود و زیر این لایه از خورشید در برابر نور مرئی کدر می­شود. تغییر اندازه کدری خورشید به کاهش مقدار یون­های هیدرژن منفی بستگی دارد چون این یون است که نور مرئی را به آسانی جذبمی­کند. دمای فوتوسفر 6400 کلوین است. اغلب ناحیه فوتوسفر به ارتفاع 300 تا 450 کیلومتر بالاتر از عمق نوری اطلاق می­شود و معمولا ضخامت آن را 500 کیلومتر بیان می­کنند که این عمق نوری مربوط به طول موج 500 نانومتر است که به نور سبز مشهور است. لک­های خورشیدی و گرانول­ها در همینلایه تشکیل می­شوند. مطالعات نشان می­دهند که روشنی فوتوسفر یکنواخت نبوده و دانه دانه است و ابعاد و شکل هر کدام از این دانه­ها که صدها کیلومتر وسعت دارند پیوسته در حال تغییراند. به طور کلی می­توان از نظر ساختار دمایی و مدل­های تابشی، فوتوسفر خورشیدی را دارای تعادل ترمودینامیکی محلی (LTE)[6] دانست.[2]

 1-2-2 کرومسفر[7] ( فام سپهر یا رنگین کره ):دما و چگالی این ناحیه نسبت به فوتوسفر به مراتب کمتر است و به­علت درخشندگی زیاد فوتوسفر این لایه رویت نمی­شود اما در کسوف کلی نور قرمز کمرنگ را با استفاده از تلسکوپ می­توان دید. دما در این ناحیه به حداقل مقدار خود، یعنی 4400 کلوین می­رسد. ضخامت این لایه در حدود 8000 تا 10000 کیلومتر است.رصد این لایه با فیلترHα صورت می­گیرد وبه دلیل حضور میدان­های مغناطیسی غیرهمگن است. کرومسفر در زبان یونانی یعنی رنگین و عبارت رنگین­کره برای این لایه به این علت انتخاب شده که این منطقه بخاطر اینکه اتم­های هیدرژن در آن در حال جوش و خروشند قسمت قرمز رنگ طیف مرئی را تابش می­کنند و این ناحیه سرخ­ رنگ دیده می­شود.[3]

در طول خورشید گرفتگی سال 1886 میلادی مطالعات اساسی در مورد کرومسفر شروع شد، در این خورشید گرفتگی مشاهده شد که نواحی رنگی اطراف ماه را فراگرفت و برجستگی­های رنگی در آن مشاهده شد. در این خورشیدگرفتگی آقای سچی و دانشمندان فرانسوی ساختارهای سیخی شکل که در زبان فرانسوی به آنها پولیز گفته می­شد را مشاهده کردند. در سال 1970 دانشمندان با قرار دادن شکاف طیف نگار در لبه خورشید در هنگام یک خورشید گرفتگی مشاهده کردند که بسیاری از خطوط طیفی در هنگام گرفت کلی آشکار شد. بعد از کشف فیلتر رنگی توسط آقای لیوت، امروزه می­توان بر روی قرص خورشید نیز کرومسفر را رصد کرد.[2]

1-2-3 ناحیه انتقالی[8]یا گذر: بعد از نورسپهر و رنگین سپهر تا ضخامت 2000 کیلومتر ناحیه­ای قرار دارد که در آن دما از 20000 کلوین در بالای رنگین­سپهر به حدود یک میلیون کلوین در پایین تاج افزایش می­یابد. این ناحیه را ناحیه گذار می­نامیم. این ناحیه منطقه بسیار نازک و ناهمگنی است که تاج داغ را از کرومسفر سرد جدا می­کند و در حرکت از کرومسفر به تاج، چگالی جرمی به شدت کاهش می­یابد و دما از 4400 کلوین به بیش از یک میلیون کلوین افزایش می­یابد.این ناحیه در نور مرئی قابل رویت نیست اما در طول موج­های فرابنفش و فرابنفش دور، توسط ابزارهایی که قابلیت آشکارسازی این طول موجها را دارند، مشاهده­پذیر است. [3]

1-2-4 کرونا: لایه بعدی به تاج[9] معروف است. این لایه از جو خورشید تا چندین برابر شعاع خورشید امتداد می­یابد و محل اصلی شکل­گیری باد خورشیدی و پدیده­هایی از قبیل لوله­های تاجی، فوران­های ماده و غیره است. در این ناحیه علی­رغم چگالی پایین، دما بسیار بالاست؛ یک تا دو میلیون کلوین! این موضوع به مسئله گرمایش تاج معروف است. هرچند روندهایی برای بررسی عوامل این رویداد صورت گرفته، با این وجود هیچ یک از سازوکارها نتوانسته اند تا کنون توجیه کننده­ی چنین افزایش دمای غیرعادی باشند.[3]

با وجود دمای چند میلیونی تاج، درخشندگی آن یک میلیون بار کمتر از فوتوسفر است و تنها یک میلیونیوم نور خورشید از طریق تاج منتشر می­شود، زیرا در مقایسه با کرومسفر چگالی تاج بسیار بسیار ناچیز است، چیزی در حدود یک میلیاردم کیلوگرم بر مترمکعب. به همین دلیل است که رصد تاج فقط در حین کسوف امکان­پذیر است. اگر بخواهیم تمام فضایی را که از خورشید تاثیر می­پذیرد لحاظ کنیم، می­توانیم لایه بیرونی­تری به نام خورشید­کره[10]تعریف کنیم. این ناحیه که از حدود 20 برابر شعاع خورشید آغاز می­شود، ناحیه­ای است که در آن ذرات متعلق به باد خورشیدی حضور دارند و بر منظومه شمسی تاثیر می­گذارند.این ناحیه بسیار گسترده فرض می­شود، به­طوریکه تا مرزهای منظومه شمسی در نزدیکی مدار سیاره نپتون نیز می­رسد، هرچند که شدت باد خورشیدی در همه نقاط آن یکسان نیست.

شکل 1-2 نمودار تغییرات دما بر حسب ارتفاع در ناحیه تاج خورشید [Eugene Avret]

 1-3 گرانول­های[11] خورشیدی

گرانول­ها ساختارهای حباب مانندی هستند که در فوتوسفر خورشید دیده می­شوند و به دلیل جریانات همرفتی سلول­های پلاسمایی ناحیه همرفتی تشکیل می­شوند. در ناحیه همرفتی توده­های گاز به سوی سطح خورشید حرکت می­کنند و انرژی خود را در فوتوسفر تخلیه کرده و پس از تخلیه و کاهش دما، مجددا به داخل خورشید بازمی­گردند. بخش­های مرکزی گرانول­ها به دلیل حمل پلاسمای داغ از قسمت­های بالای ناحیه تابشی به بخش­های بالای ناحیه همرفتی 30% روشن­تر از قسمت­های اطراف و لبه­های گرانول­ها هستند که به دلیل حمل پلاسمای سرد شده به سمت زیرین ناحیه همرفتی در مقایسه با بخش­های مرکزی تاریکترند. سرعت عمودی صعود و فرود این سلول­های پلاسمایی در حدود 2کیلومتر بر ثانیه است. گرانول­ها حتی در نور سفید نیز در سطح خورشید دیده می­شوند. شعاع متوسط آنها 1 مگامتر است و تمام سطح خورشید را پوشانده­اند.[5 و6]

شکل 1-3 تصویری از گرانول­های سطح خورشیدی، رصدخانه ملی نجوم (NOAO)

 تاکنون دو نوع از سلول­های همرفتی رصد شده است: گرانول­ها و ابرگرانول­ها. گرانول­ها تقریبا 1000 کیلومتر پهنا دارند، در حالیکه ضخامت ابرگرانول­ها تا 30000 کیلومتر می­رسد. قطر سلول­های همرفتی تقریبا 2 تا 4 برابر عمق آنهاست، بنابراین سوپرگرانول­هایی که قطر 20 مگامتر دارنددارای منشای بین 5 تا 10 مگامتر زیر سطح خورشید هستند. هنگامی که این حباب­ها در تماس با محیط اطراف خود قرار می­گیرند گرمای خود را به محیط انتقال داده سرد می­شوند و به همین دلیل یک اختلاف شدت بین ناحیه میانی و نواحی مرزی آن وجود دارد. طول عمر سوپرگرانول­ها تقریبا 1 روز است. البته طول عمر 2 تا 4 روز هم دیده شده است. معمولا طول عمر انها را بین 15 تا 30 ساعت در نظر می­گیرند. [5 ، 6]

1-4 ماتل­های[12] خورشیدی

ماتل ها پدیده­های روشن و تاریک هستند که در فیلتر Hα روی قرص خورشید دیده می­شوند. این ساختارها همان سیخک­ها هستند که روی دیسک خورشید می­توان با همان فیلتر مشاهده کرد. ماتل­ها حرکات روبه بالا و پایینی در راستای محور اصلیشان دارند. همچنین حرکات عرضی هم از خود نشان می­دهند. دلیل روشن و تاریک دیده شدن آنها تفاوت در فشار گاز در ماتل­ها است. ضخامت ماتل­ها 500 تا 1000 کیلومتر و طول آنها حدود 12 تا 20 دقیقه است. خواص نوسانی ماتل­ها نشان­دهنده تشکیل آنها از طریق شوک­های مغناطیسی صوتی است.

شکل 1-4 تصویری از ماتل های رصد شده توسط Hinode/SIT

 1-5 بررسی مسئله گرمایش تاج خورشید

در بررسی روند تغییرات دمای خورشید از هسته به طرف سطح و سپس تا لایه های خارجی جو روند نسبتا نامتعارفی را مشاهده می­کنیم. همانطور که می­دانیم دما در هسته 15 میلیون کلوین است، با دور شدن از هسته دما کاهش می­یابد و به دمای سطحی 5800 کلوین در نورسپهر خورشید می­رسد. با ورود به جو بیرونی خورشید، این روند برعکس می­شود و دما رفته­رفته افزایش می­یابد تا اینکه در لایه­های بالای رنگین سپهر، مقدارش به 10000 کلوین می­رسد. در این ارتفاع از سطح خورشید، در ناحیه­ی گذار دما بصورت ناگهانی به مقادیری از مرتبه چند میلیون کلوین صعود می­کند. این دما در سراسر تاج خورشید حاکم است به طوری که بیرونی­ترین و رقیق­ترین لایه جو خورشید همواره دارای چنین دماهای بالایی است. این مسئله به گرمایش تاج خورشید معروف است و موضوعی است که علیرغم مطرح شدن نظریه­های مختلف تاکنون جوابی برای آن یافته نشده است.[7]

تاج خورشید بین دو ناحیه با دمای پایین­تر واقع شده: کرومسفر و فضای میان­ستاره­ای. در چنین شرایطی تاج خورشید انرژی خود را به صورت پیوسته، از طریق تابش، رسانش و باد خورشیدی از دست می­دهد. برای اینکه دمای تاج کماکان بالا باشد لازم است منبع مناسبی از انرژی برای گرمایش آن فراهم باشد. این منبع نمی­تواند حرارتی باشد زیرا به دلیل هدایت گرمایی زیاد تاج ، دما به سرعت متعادل می­شود. منبع تابشی نیز تاثیر کافی ندارد، زیرا یونهای هیدرژن، هلیوم، آهن، کلسیوم، نیکل و کبالت موجود در تاج نمی­توانند تابش ناشی از نورسپهر را جذب کنند. بنابرین باید منبع حرکات مکانیکی یا میدان­های مغناطیسی، و یا ترکیبی از این دو سبب فراهم شدن انرژی لازم باشند.

اولین پیشنهاد برای حل این مسئله گرمایش از طریق امواج صوتی منتشر شده در جو خورشید بود.[8] منشاء این امواج حرکات ناحیه­ی همرفتی در نورسپهر خورشید است که در ادامه به امواج صوتی و ضربه­ای تبدیل شده و در جو خورشیدی انتشار می­یابد. به هر حال امروزه مشخص شده که این امواج انرژی و برد کافی برای گرم کردن ناحیه تاج را ندارند و نهایتا می­توانند در جو پایین خورشید، در فام­سپهر، سبب افزایش نسبی دما شوند. در واقع این انرژی چندین مرتبه مقداری از انرژی لازم برای گرم شدن تاج کمتر است. امواج صوتی با دوره­ای کوچکتر از دوره­ی قطع (حدود 200 الی 300 ثانیه)، می­توانند فام سپهر را گرم کنند. امواج صوتی با دوره­ی 4 تا 60 ثانیه در فام­سپهر پایین، و امواجی با دوره های بیشتر مثل 300 ثانیه، در فام­سپهر بالا پراکنده می­شوند و اصلا به ناحیه تاج وارد نمی­شوند.[9]

1-5-1 نقش میدان مغناطیسی و امواج آلفون در گرمایش تاج

 مدل­های امروزی گرمایش تاج بر اساس میدان مغناطیسی خورشید تنظیم شده­اند. از ویژگی­های حضور چنین میدانی در یک محیط پلاسمایی وجود امواجی موسوم به امواج آلفون[13] است. این امواج با سرعت آلفون در محیط منتشر می­شوند. مدت زمانی که طول می­کشد تا این امواج در یک ساختار مغناطیسی (مانند حلقه­های تاجی)، منتشر شوند زمان آلفون نامیده می­شود. اگر زمان لازم برای وقوع پدیده­­های فیزیکی جو خورشید، مثلا حرکات نورسپهری که منجر به واپیچیدگی لوله­های شار مغناطیسی می­شود، از زمان آلفون بیشتر باشد امواج مغناطوهیدرودینامیکی[14] تولید می­شوند و می­توانند در ادامه طی فرایندهایی باعث گرمایش تاج شوند.

در صورتی که بازه زمانی فوق از زمان آلفون کمتر باشد، حرکات سطح خورشید سبب ایجاد میدان­های جریانی – مغناطیسی می­شوند و این میدان­ها به تاج خورشید نفوذ می­کنند و در آنجا خطوط میدان با متصل شدن به هم از طرف قطب­های مخالف، سبب آزاد شدن انرژی می­شوند. به این ترتیب انرژی مغناطیسی به انرژی جنبشی ماده بالارونده تبدیل می­شود. این انرژی از طریق فرایندهای چسبندگی و اصطکاک، منجر به گرم شدن تاج می­شود. (این فرایند به اتصال مجدد مغناطیسیمعروف است). با این حال به دلیل اینکه امواج آلفون به سختی میرا می­شوند [10]. روشهای غیر مستقیم برای دادن انرژی این امواج به محیط تاجی مطرح شده است. حال می­پردازیم به بررسی چند نمونه از این روشها:

 1-5-2 اتصال مجدد مغناطیسی[15]

یکی از مکانیزم­هایی که اخیرا در مورد گرمایش تاج خورشیدی مطرح شده است، مسئله اتصال مجدد خطوط مغناطیسی در رنگین سپهر است که از طریق فرایندهای ثانویه­ای مانند تولید امواج ضربه­ای مغناطو- صوتی با ایجاد جریان­های رو به بالای پلاسمای داغ، سبب گرم شدن تاج می­شود. در این فرایند خطوط میدان با قطبش­های مغناطیسی مخالف که به صورت کاتوره­ای در حال حرکت هستند با هم برخورد می­کنند و انرژی حاصل از این برخورد در محیط آزاد می­شود. به نظر می­رسد درخشش­هایی که به صورت نقاط روشن در تصاویر اشعه­ی ایکس خورشید ظاهر می­شوند، نمود ظاهری این پدیده باشند.

شبیه­سازی­های انجام شده در زمینه اتصال مجدد نشان می­دهد که ایجاد لوله­های شار کوچکتر و قطعه­قطعه شده، جریان­های الکتریکی قوی، امواج مغناطو- صوتی سریع و جریانات بالارونده­ی پلاسما از جمله آثار رخ دادن چنین پدیده­ای هستند. امواج ضربه­ای ایجاد شده می­توانند با سایر لوله­های شار مغناطیسی برخورد کنند و سبب ایجاد امواج آلفون سطحی در آنها شوند.[8 و9]

 1-5-3 جذب تشدیدی[16]

 یکی از ویژگی­های مهم امواج آلفون در محیط ناهمگن این است که خطوط میدان مغناطیسی مجاور می­توانند با فرکانس خاص خود نوسان کنند. بنابراین یک نوسان کلی در منطقه وسیعی از جو خورشید که شامل ناهمگنی در میدان یا چگالی باشد، می­تواند با یکی از این فرکانس­های موضعی در تشدید باشد و فرکانس نوسان این دو موج یکسان شود. به این ترتیب انرژی نوسانات بزرگ مقیاس، به نوسانات موضعی منتقل می­شود و طول مقیاس­هایی ایجاد می­شود که در آن اتلاف انرژی امواج امکان­پذیر می­شود. در واقع انرژی این امواج از طریق چسبندگی و مقاومت محیط به انرژی گرمایی تبدیل می­شود. این فرایند در گرم شدن حلقه­های تاجی بسیار مهم و مؤثر است.[12]

1-5-4 ترکیب فازی[17]

 هرگاه امواج آلفون برشی (عرضی )،در محیطی با گرادیان­های بزرگ، در سرعت امواج آلفون، که ناشی از ساختار لایه­بندی شده­ی چگالی در صفحات مجاور در محیط است منتشر شوند، در این صفحات متحمل اصطکاک می­شود، زیرا این امواج دارای سرعت­های فاز مختلف هستند. این فرایند را ترکیب یا اختلاط فازی می­گویند.[11]

ترکیب فازی فرایند محتملی برای پراکندگی انرژی امواج آلفون در حلقه­های بسته­ی تاج و نیز در ساختارهای مغناطیسی بازی است که ضریب بازتاب خوبی برای امواج آلفون داشته باشند. اگر اثر لایه­بندی چگالی ناشی از گرانش را در حلقه­های مغناطیسی تاج در نظر بگیریم، چگالی با ارتفاع کاهش می­یابد و طول موج نوسانات نیز بیشتر می­شود و نتیجتا اثر ترکیب فازی تضعیف می­شود. از اینرو اثر ترکیب فازی، وابستگی زیادی به دامنه­ی امواج آلفون برانگیخته شده، ساختار محیط مغناطیسی و ارتفاع مقیاس چگالی دارد و در محلی که چگالی­های صفحات مجاور بیشترین اختلاف را داشته باشند شدیدتر است.[12]

[1]core

[2]Radiation Zone

[3]Convection Zone

[4]Tachocline

[5]Photosphere

[6]Local Thermodynamical Equilibrum

[7]Chromosphere

[8]Transition Region

[9]Corona

[10]Heliosphere

[11]Granules

[12]Mottles

[13]Alfven Waves

[14]MHD Waves

[15]Magnetic Reconnection

[16]Resonant Absorption

[17]Phase mixing