۱-۲ ساختار سطحی و جو خورشید

۱-۲-۱ فوتوسفر^[۵](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 می­ شود. این لایه فوتوسفر نام داشته و به عنوان سطح خورشید شناخته شده است. به عبارت دیگرفوتوسفر خارجی­ترین لایه قابل مشاهده از خورشید است، زیرا در این منطقه نور با طول موج­های قابل مشاهده از خورشید خارج می­ شود و زیر این لایه از خورشید در برابر نور مرئی کدر می­ شود. تغییر اندازه کدری خورشید به کاهش مقدار یون­های هیدرژن منفی بستگی دارد چون این یون است که نور مرئی را به آسانی جذب می­ کند. دمای فوتوسفر ۶۴۰۰ کلوین است. اغلب ناحیه فوتوسفر به ارتفاع ۳۰۰ تا ۴۵۰ کیلومتر بالاتر از عمق نوری اطلاق می­ شود و معمولا ضخامت آن را ۵۰۰ کیلومتر بیان می­ کنند که این عمق نوری مربوط به طول موج ۵۰۰ نانومتر است که به نور سبز مشهور است. لک­های خورشیدی و گرانول­ها در همین لایه تشکیل می­شوند. مطالعات نشان می­ دهند 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.[۲]

( 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. )

۱-۲-۲ کرومسفر^[۷] ( 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 نمی­ شود اما در کسوف کلی نور قرمز کمرنگ را با بهره گرفتن از تلسکوپ می­توان دید. دما در این ناحیه به حداقل مقدار خود، یعنی ۴۴۰۰ کلوین می­رسد. ضخامت این لایه در حدود ۸۰۰۰ تا ۱۰۰۰۰ 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 می­ کنند و این ناحیه سرخ­ رنگ دیده می­ شود.[۳]

در طول خورشید گرفتگی سال ۱۸۸۶ 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 ۱۹۷۰ 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.[۲]

۱-۲-۳ ناحیه انتقالی^[۸] یا گذر: بعد از نورسپهر و رنگین سپهر تا ضخامت ۲۰۰۰ کیلومتر ناحیه­ای قرار دارد که در آن دما از ۲۰۰۰۰ 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 می­ کند و در حرکت از کرومسفر به تاج، چگالی جرمی به شدت کاهش می­یابد و دما از ۴۴۰۰ 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. [۳]

۱-۲-۴ کرونا: لایه بعدی به تاج^[۹] معروف است. این لایه از جو خورشید تا چندین برابر شعاع خورشید امتداد می­یابد و محل اصلی شکل­ گیری 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 کننده­ چنین افزایش دمای غیرعادی باشند.[۳]
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 می­ شود، 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 امکان­ پذیر است. اگر بخواهیم تمام فضایی را که از خورشید تاثیر می­پذیرد لحاظ کنیم، می­توانیم لایه بیرونی­تری به نام خورشید­کره ^[۱۰] تعریف کنیم. این ناحیه که از حدود ۲۰ برابر شعاع خورشید آغاز می­ شود، ناحیه­ای است که در آن ذرات متعلق به باد خورشیدی حضور دارند و بر منظومه شمسی تاثیر می­گذارند.این ناحیه بسیار گسترده فرض می­ شود، به­طوریکه تا مرزهای منظومه شمسی در نزدیکی مدار سیاره نپتون نیز می­رسد، هرچند که شدت باد خورشیدی در همه نقاط آن یکسان نیست.

شکل ۱-۲ نمودار تغییرات دما بر حسب ارتفاع در ناحیه تاج خورشید

۱-۳ گرانول­های^[۱۱] 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 می­ کنند 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 قسمت­ های بالای ناحیه تابشی به بخش­های بالای ناحیه همرفتی ۳۰% روشن­تر از قسمت­ های 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 ۲کیلومتر بر ثانیه است. گرانول­ها حتی در نور سفید نیز در سطح خورشید دیده می­شوند. شعاع متوسط آنها ۱ مگامتر است و تمام سطح خورشید را پوشانده­اند.[۵ و۶]

شکل ۱-۳ تصویری از گرانول­های سطح خورشیدی، رصدخانه ملی نجوم (NOAO)

تاکنون دو نوع از سلول­های همرفتی رصد شده است: گرانول­ها و ابرگرانول­ها. گرانول­ها تقریبا ۱۰۰۰ کیلومتر پهنا دارند، در حالیکه ضخامت ابرگرانول­ها تا ۳۰۰۰۰ کیلومتر می­رسد. قطر سلول­های همرفتی تقریبا ۲ تا ۴ برابر عمق آنهاست، بنابراین سوپرگرانول­هایی که قطر ۲۰ مگامتر دارند دارای منشای بین ۵ تا ۱۰ 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 ۱ روز است. البته طول عمر ۲ تا ۴ روز هم دیده شده است. معمولا طول عمر انها را بین ۱۵ تا ۳۰ ساعت در نظر می­گیرند. [۵ ، ۶]

۱-۴ ماتل­های^[۱۲] خورشیدی

ماتل ها پدیده ­های 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 می­ دهند. دلیل روشن و تاریک دیده شدن آنها تفاوت در فشار گاز در ماتل­ها است. ضخامت ماتل­ها ۵۰۰ تا ۱۰۰۰ کیلومتر و طول آنها حدود ۱۲ تا ۲۰ دقیقه است. خواص نوسانی ماتل­ها نشان­دهنده تشکیل آنها از طریق شوک­های مغناطیسی صوتی است.

شکل ۱-۴ تصویری از ماتل های رصد شده توسط Hinode/SIT

۱-۵ 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 ۱۵ میلیون کلوین است، با دور شدن از هسته دما کاهش می­یابد و به دمای سطحی ۵۸۰۰ کلوین در نورسپهر خورشید می­رسد. با ورود به جو بیرونی خورشید، این روند برعکس می­ شود و دما رفته­رفته افزایش می­یابد تا اینکه در لایه­ های بالای رنگین سپهر، مقدارش به ۱۰۰۰۰ کلوین می­رسد. در این ارتفاع از سطح خورشید، در ناحیه­ی گذار دما بصورت ناگهانی به مقادیری از مرتبه چند میلیون کلوین صعود می­ کند. 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 نظریه­ های مختلف تاکنون جوابی برای آن یافته نشده است.[۷]
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 می­ شود. منبع تابشی نیز تاثیر کافی ندارد، زیرا یونهای هیدرژن، هلیوم، آهن، کلسیوم، نیکل و کبالت موجود در تاج نمی ­توانند 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.[۸] 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 دوره­ قطع (حدود ۲۰۰ الی ۳۰۰ ثانیه)، می­توانند فام سپهر را گرم کنند. امواج صوتی با دوره­ ۴ تا ۶۰ ثانیه در فام­سپهر پایین، و امواجی با دوره های بیشتر مثل ۳۰۰ ثانیه، در فام­سپهر بالا پراکنده می­شوند و اصلا به ناحیه تاج وارد نمی­شوند.[۹]

۱-۵-۱ نقش میدان مغناطیسی و امواج آلفون در گرمایش تاج

مدل­های امروزی گرمایش تاج بر اساس میدان مغناطیسی خورشید تنظیم شده ­اند. از ویژگی­های حضور چنین میدانی در یک محیط پلاسمایی وجود امواجی موسوم به امواج آلفون^[۱۳] 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 می­ شود. اگر زمان لازم برای وقوع پدیده­­های فیزیکی جو خورشید، مثلا حرکات نورسپهری که منجر به واپیچیدگی لوله­های شار مغناطیسی می­ شود، از زمان آلفون بیشتر باشد امواج مغناطوهیدرودینامیکی^[۱۴] 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 می­ کنند 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 می­ شود. این انرژی از طریق فرایندهای چسبندگی و اصطکاک، منجر به گرم شدن تاج می­ شود. (این فرایند به اتصال مجدد مغناطیسی معروف است). با این حال به دلیل اینکه امواج آلفون به سختی میرا می­شوند [۱۰]. روش های غیر مستقیم برای دادن انرژی این امواج به محیط تاجی مطرح شده است. حال می­پردازیم به بررسی چند نمونه از این روشها:

۱-۵-۲ اتصال مجدد مغناطیسی^[۱۵]

یکی از مکانیزم­ هایی 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 می­ شود. در این فرایند خطوط میدان با قطبش­های مغناطیسی مخالف که به صورت کاتوره­ای در حال حرکت هستند با هم برخورد می­ کنند و انرژی حاصل از این برخورد در محیط آزاد می­ شود. 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.[۸ و۹]

۱-۵-۳ جذب تشدیدی^[۱۶]

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، می ­تواند 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 می­ شود و طول مقیاس­هایی ایجاد می­ شود که در آن اتلاف انرژی امواج امکان­ پذیر می­ شود. در واقع انرژی این امواج از طریق چسبندگی و مقاومت محیط به انرژی گرمایی تبدیل می­ شود. این فرایند در گرم شدن حلقه­های تاجی بسیار مهم و مؤثر است.[۱۲]

۱-۵-۴ ترکیب فازی^[۱۷]

هرگاه امواج آلفون برشی (عرضی )،در محیطی با گرادیان­های بزرگ، در سرعت امواج آلفون، که ناشی از ساختار لایه­بندی شده چگالی در صفحات مجاور در محیط است منتشر شوند، در این صفحات متحمل اصطکاک می­ شود، زیرا این امواج دارای سرعت­های فاز مختلف هستند. این فرایند را ترکیب یا اختلاط فازی می­گویند.[۱۱]