شکل ۳-۱۰ تغییرات سرعت در(X=0,Y=2.5) و )، برای حالتی که

( اینجا فقط تکه ای از متن فایل پایان نامه درج شده است. برای خرید متن کامل پایان نامه با فرمت ورد می توانید به سایت feko.ir مراجعه نمایید و کلمه کلیدی مورد نظرتان را جستجو نمایید. )

شکل ۳-۱۱ تغییرات سرعت در(X=0,Y=2.5) و )، برای حالتی که

۳-۴ بحث و نتیجه ­گیری
به طور کلی عوامل مختلفی در شکل­ گیری نوسانات ۵ دقیقه­ای در کرونا دخیل هستند. با تغییر این عوامل دوره تناوب نوسانات، محل شکل­ گیری نوسانات، شدت نوسانات و … تغییر خواهند کرد. با شبیه­سازی این دسته از نوسانات که با ارسال پالس­های فوتوسفری در کرونا شکل می­گیرند می­توانیم تصویر واضح­تری از این دسته از نوسانات داشته باشیم و با مقایسه این نمودارها به نتایج قابل قبولی دست یابیم. همان­طور که­ می­دانیم منبع این دسته از نوسانات به طور قطع مشخص نیست اما محتمل­ترین عامل شکل­ گیری آنها ارسال پالس­های فوتوسفری از کرونا است. چنانچه به کرار گفته شد شکل­ گیری این پالس­ها ناشی از ضربات گرانولی یا اتصال مجدد مغناطیسی است که در هر کدام از این حالات انرژی پالس ارسالی متفاوت خواهد بود. معمولا پالس­های ناشی از ضربات گرانولی انرژی بیشتری دارند. این انرژی که مجموع انرژی جنبشی و انرژی مغناطیسی موج ارسال شده است رابطه مستقیم با دامنه­ موج ارسال شده دارد و دامنه­های موج متفاوت منجر به شکل­ گیری امواج با دوره­ های متفاوت می­گردند، به طوری­که هرچه دامنه­ پالس اولیه بیشتر باشد احتمال تشکیل نوسانات با دوره­ تناوب ۴ تا ۶ دقیقه در کرونا بیشتر خواهد بود. باید توجه داشت که سرعتهای گرانولی می­توانند مقادیری بین ۵/۰ تا ۲ کیلومتر بر ثانیه را با پیک ۱ کیلومتر در ثانیه اختیار کنند. با تبعیت از مدل شوکهای بازگشتی( چنانچه در بخش ۱-۱۱-۲ توضیح داده شد)، بازه بین شوکهای متوالی به شدت به دامنه پالس اولیه بستگی دارد، لذا نوسانات کرونایی حاصله می­توانند مقادیری بین ۴ تا ۷ دقیقه را، با نقطه­ی پیک در ۵ دقیقه اختیار کنند.
شبیه­سازی ما برای یک پالس ایزوله انجام شده تا به­ طور واضح تاثیر شوکهای بازگشتی را نشان دهد.
در بحث پیرامون انرژی، دستیابی به شار انرژی ذخیره شده در نوسانات سیخکی حائز اهمیت است. اگر این نوسانات ناشی از تهییج امواجی باشند که در اثر ضربات گرانولی بوجود آمده­اند در این صورت شار انرژی امواج باید در رنج شار انرژی گرانولی باشد. شار انرژی موجود در پالس­های داخلی فوتوسفر از رابطه زیر بدست می­اید:
در این رابطه بیانگر سرعت گرانولی است که اگر مقدار آن را اختیار کنیم در این صورت برای چگالی فوتوسفری الکترون۲ و سرعت آلفونkm/s 10 ، شار انرژی تقریبا تخمین زده می­ شود.
با توجه به نمودارهای مربوط به انرژی جنبشی و انرژی مغناطیسی مربوط به نوسانات ۵ دقیقه­ای، تغییرات انرژی مربوط به این دسته از نوسانات به طور نامنظمی تغییر می­ کند. شدت این تغییرات در بازه­های زمانی خاصی افزایش یا کاهش می­یابد اما در مجموع برای یک مدت زمان طولانی نمودار تغییرات انرژی سیر نزولی خواهد داشت یا به زبان ساده­تر انرژی موج پس از مدت زمان طولانی در اثر عوامل میرایی موج کاهش می­یابد.
در بررسی تغییرات میدان مغناطیسی اختلالی نخست باید یادآور شویم که شدت میدان مغناطیسی با انرژی گرانولی رابطه­ عکس دارد. درنواحی از اتمسفر خورشید که شدت میدان در آنها ضعیف است انرژی گرانولی بالاست و از آنجایی که بازه­ی زمانی بین امواج متوالی برای پالسهای ارسالی قویترطولانی­تر است منجر به نوسانات با دوره تناوب بیشتر خواهد شد، لذا توقع داریم این دسته از نوسانات در نواحی با میدان مغناطیسی ضعیف، مثلا در خورشید آرام، اتفاق بیفتد. هرچند آشکارساری نوسانات ۵ دقیقه­ای در کرونای آرام بخاطر شدت کم خطوط طیفی بسیار دشوار است.
از طرفی نوسانات ۵ دقیقه­ای که در کرونای خورشیدی اتفاق می­افتند از اتلاف p-مدها در طول میدان مغناطیسی خمیده ناشی می­شوند. امواج اکوستیکی با دوره تناوب ۵ دقیقه، که در راستای قائم (در راستای محور تیوب شار مغناطیسی)، منتشر می­شوند ناپایدارند که این ناپایداری از ساختار لایه­لایه­ی کرومسفر ناشی می­ شود، به طوریکه دوره تناوب قطع این امواج در کرومسفر تقریبا ۳ دقیقه است. اما امواج اکوستیکی در صورتیکه با زاویه­ی معینی نسبت به راستای قائم حرکت کنند فرکانس قطع کوچکتری خواهند داشت. همین عامل باعث می­ شود نوسانات ۵ دقیقه­ای از جو لایه بندی شده کرومسفر به کرونا کانال زده و به این لایه نفوذ کنند. برای افزایش دوره تناوب قطع از ۳ دقیقه به ۵ دقیقه، زاویه­ی انتشار یا میزان انحنای میدان مغناطیسی باید تقریبا ۵۰ درجه باشد. نتیجتا اتلاف p-مدها فقط در نواحی خاصی از اتمسفر خورشیدی رخ می­دهد که در آن میدان مغناطیسی در ناحیه­ی کرومسفر خمیده است.
در بررسی تغییرات سرعت اختلالی با توجه به رابطه زیر:
سرعت پالس ارسالی از فوتوسفر رابطه مستقیم با دامنه پالس دارد. در این رابطه مکان اولیه­ پالس و w پهنای پالس می­باشد. برای ، که وابسته به سرعت گرانولی خاصی است بازه زمانی بین رسیدن دو پالس متوالی و مجاور تقریبا ۵ دقیقه است. این به این معنی است که سری غیرخطی در یک جو حقیقی و به ازای اختلالات اولیه متناظر با سرعت گرانولی خورشیدی، تناوب موجی ۵ دقیقه را نشان می­دهد که از زمان محاسبه شده در نمونه همدمای خطی طولانی­تر است.
چنانچه بخواهیم نتایج حاصل از بررسی­های این دسته از نوسانات را با توجه به نمودارهای بدست آمده از شبیه­سازیها به صورت خلاصه بیان کنیم می­توان گفت:
پالس سرعتی ارسال شده از لایه­ی فوتوسفر، که ناشی از اتصال مجدد یا ضربات گرانولی است به سرعت تبدیل به شوک می­ شود و می ­تواند به کرونا نفوذ کند در حالیکه یک سری غیر خطی که بدنبال این شوک حرکت می­ کند منجر به شوک­های متوالی در لایه­ی کرومسفر می­ شود.
چنانچه ازمدل ساده یک بعدی استفاده کنیم تا از انتشار نوسانات بصورت غیرعمودی و با زاویه­ی معلوم نسبت به راستای قائم اجتناب کنیم، می­توان نشان داد، پالس­هایی که در راستای قائم منتشر می­شوند منجر به نوسانات شبه ۵ دقیقه­ای در کرونا می­شوند. لذا ضرورتی ندارد که برای آشکار سازی نوسانات ۵ دقیقه­ای در کرونا، انتشار خمیده و زاویه­دار امواج را نیز در نظر بگیریم. هرچند با بررسی انتشار امواج در دو بعد می­توانیم توصیف دقیق­تری از نحوه­ ایجاد سیخک و حرکت نوسانات ۵ دقیقه­ای به سمت کرونا داشته باشیم با این وجود بررسی­های یک بعدی نیز وجود این دسته از امواج در کرونا را اثبات می­ کند.
برای پالس فوتوسفری با دامنه­ ۱km/s بازه­ی زمانی بین دو پالس متوالی تقریبا ۵ دقیقه است. شوکهای متوالی به سمت بالا منتشر می­شوند و منجر به ایجاد نوسانات شدتی موجود در کرونا می­شوند.
نوسانات ۵ دقیقه­ای مشاهده شده در کرونای خورشیدی می­توانند ناشی از اختلالات ناگهانی فوتوسفر نظیر اتصال مجدد و جریان­های همرفتی باشند و نمی­ توان گفت تنها منبع و عامل ایجاد این دسته از نوسانات p-مدها هستند.
مقدار پارامتر β که مربوط به میدان مغناطیسی است در ناحیه­ی فوتوسفر مقادیری بزرگتر از ۱ را اختیار می­ کند و در ناحیه­ی کرومسفر مقادیری کوچکتر از ۱را اختیار می­ کند. علت کاهش مقدار عددی این پارامتر کاهش چگالی جرمی، با افزایش ارتفاع و در نتیجه افزایش سرعت آلفون است. در برخی مناطق مابین فوتوسفر و کرومسفر مقدار آن به صورت تقریبی به ۱ میل می­ کند که عرض این ناحیه می­بایست از عرض کرومسفر کمتر باشد. امواج مگنتواکوستیک آرام و سریع وقتی بصورت خمیده به طرف میدان مغناطیسی حرکت می­ کنند در نزدیکی سطحی که در آن β تقریبا برابر ۱ است به هم می­پیوندند. در حالتیکه انتشار امواج به صورت قائم باشد این امواج از نوع امواج اکوستیکی باقی می­مانند مگر اینکه تاثیرات پخشی تیوب شار را هم در نظر بگیریم.
در این پایان نامه، پیرامون ویژگی­های کلی این دسته از نوسانات، منبع تولید آنها و نحوه انتقال امواج از فوتوسفر به کرونا با تکیه بر نظریه­ شوکهای بازگشتی هالوگ و تحقیقات ارائه شده در سالهای اخیر و شواهد رصدی بدست آمده از Hinode/SIT بحث کردیم. تصاویر بدست آمده از این فضاپیماها این فرصت را فراهم می­ کند که طول موج، سرعت فازی و فرکانس نوسانات را در اختیار داشته باشیم، لذا در قطعیت حضور این دسته از نوسانات در کرونا جای هیچ گونه شک و تردیدی نیست، آنچه همچنان جای بحث و بررسی دارد منبع شکل­ گیری این دسته از نوسانات است. بررسی روابط فازی بین نوسانات در ارتفاعات مختلف از جمله مباحثی است که تحقیق و مطالعه پیرامون آن، می ­تواند به درک بهتری از ساختار این دسته از نوسانات کمک کند.
فهرست مراجع
[۱] پایان نامه کارشناسی ارشد آقای حامد الطافی، مهر ماه ۱۳۹۰
[۲] پایان نامه دکتری آقای احسان توابی، مرداد ماه ۱۳۸۸، دانشگاه تبریز
[۳] پایان نامه کارشناسی ارشد خانوم مینو خوش رنگ باف، آبان ۱۳۹۲، دانشگاه تبریز
Zirin, H. Astrophysicis of the sun. Cambridge University Press, Cambridge[4]
Roberts, B. 1979, Solar Phys. 61, 23[5]
Roberts, B. 1981, Solar Phys. 69, 27[6]
Osterbrock. D. E, 1961, APJ. 134, 347 [7]
Priest. E. R., Solar Magneto-Hydro dynamics, 1943, (London, England)[8]
[۹] Acshwanden. M. J., Physics of the Solar Corona, 2004, (Berlin: Springer-verlag)
[۱۰] De Moortel. I., Hood. A. W., Ireland. J., Aeber. T. D. 1999, A&A, 346,641
[۱۱] Heyvaerts. J., Priest.E .R .1983, A&A, 117, 220
[۱۲] Beckers .M .J .1972 , A&A ,10,73
[۱۳] Zaqarashvili. T. V., Erdelyi. R. 2009, SSRv, 149,355
[۱۴] De Ponteu . B., et al. 2007, PASJ, 59,655
[۱۵] Roberts. W. O. A Preliminary Report on Cromosphereric spicules of extremely short lifetime. Astrophys. J. 101, 136
[۱۶] Lippincott S. L., Chromospheric Spicules. Smithson. Contrib. Astrophys. 2, 15
[۱۷] Alissandrakis C. E., Macris C. J., A Study of the fine structure of the solar chromospheric at the limb. Sol. Phy. 20, 47-56
[۱۸] Cook J. W., Brueckner G. E., J. Bartoe, D. G. Socker, HRTS observation of specular emission at transition region. Temperature above the solar limb. Adv. Space Res. 4, 59-62
[۱۹] Georgakilas A. A., Koutchmy S., Alissandrakis C. E., Polar surges and macro spicules: Simultaneouse Hα and He ‖ ۳۰۴ Angstroms observations. Astron. Astrophys, 341, 610-616 (1999)
[۲۰] Pereira, Tiago M. D.; De pontieu, Bart, Calsson, Mats, Quantifying Spicules. Astrophys. J. 769, 18
[۲۱] Anan. T., Kitai. R., Kawate. T., Matsumoto. T., Ichimoto. K., Shibata. K., Hillier. A., Otsuji. k., Watanabe. H., Ueno. S., Nagata. S., Ishii. T. T., Komori. H., K. Nishida, Nakanura. T., Isobe. H., Hagino. M., Spicule dynamics over a plage region. Publ. Astron. Soc. Jpn 62, 871
[۲۲] Zhang Y. Z., Shibata K., Wang J. X., Mao X. J., Matsumoto T., Liu Y., Su J. T., Revision of solar spicules classification. Astrophys. J. 750, 16 (2012)
[۲۳] Beckers J. M., Solar Spicules (invited review paper). Sol. Phys. 3, 367-433
[۲۴] Beckers J. M., Solar Spicules. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 10, 73
[۲۵] Heristchi, Mouradian. Z. On the incination and the axial velocity of spicules. Sol. Phys 142, 21-34
[۲۶] Pasachoff. J. M., Jacobson. W. A., Sterling. A. C., Limb spicules from the ground and from space. Sol. Phys. 260, 59-82
[۲۷] Alissandrakis. C. E., A spectroscopic study of spicules in Hα, Hβ and K. Sol. Phys. 32, 345-359
[۲۸] Athay. R. G., Bessey. R. J., Doppler Shifts and line broadening in spicules. Astrophys. J. 140, 1174
[۲۹] Athay. R. G., The number of spicules in the middle chromosphere