خیا^[۳۴] و همکاران

۵ دقیقه

–

–

فرابنفش

کوخیانیدزه و همکاران

۳۵ تا ۷۰ ثانیه

–

۸۰ کیلومتر بر ثانیه

هیدرژن – آلفا

زاکاراشویلی^[۳۵] و همکاران

۳۰ تا ۱۱۰ ثانیه

–

۱۱۰ کیلومتر بر ثانیه

هیدرژن – آلفا

دی پونتیه و همکاران

–

۱۰۰ تا ۵۰۰ ثانیه

۵۰ تا ۲۰۰ کیلومتر

کلسیم

نوسانات در شدت سیخک­ها عمدتا در دوره­ های زمانی ۵ دقیقه رصد شده ­اند که این مسئله ارتباط نوسانات با حرکات نوسانی ۵ دقیقه­ای را در نورسپهر نشان می­دهد با این حال نوسانات ۵ دقیقه­ای در سرعت­های دوپلری و عرضی (نشانگر جابجایی محور سیخک­ها) و نیز امواج با دوره­ های بلندتر با دقت نسبتا بالایی، باید از انتشار امواج عرضی ( وجه­های کینک و آلفون ) در سیخک­ها نشات گرفته باشند.

۱-۷-۱ ماهیت نوسانات عرضی در سیخک­ها

ساختار و جهت­گیری سیخکها راستای میدان مغناطیسی را مشخص می­ کند. 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 می­ کنند عبارتند از: امواج مغناطوهیدرودینامیک ( کینک مدها، مدهای سوسیسی) و امواج آلفون.

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

۱-۷-۱-۱ کینک مدها^[۳۶]

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.

شکل۱-۱۴ تصاویری از نحوه حرکت مدهای کینک و آلفون چرخشی در تیوب­های شار

۱-۷-۱-۲ امواج آلفون^[۳۷]

این امواج اطراف سیخک­ها را گرفته و منجر به نوسان خطوط میدان مغناطیسی می­شوند. این نوسانات باعث تولید جابجایی تناوبی عرضی در محور سیخک­ها می­ شود. 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 لایه­ های بیرونی اتمسفر آن منتقل می­ کنند.
از آنجایی که میدان مغناطیسی تاج خورشید دارای ساختارهای باز و بسته بوده و بسیار ناهمگن است، این ناهمگنی انتشار امواج آلفونی را محتمل می­ کند، چرا که حضور یک میدان مغناطیسی ناهمگن امکان ایجاد پدیده­هایی مثل ترکیب فازی را فراهم می­ کند. تغییرات در شدت خطوط طیفی به انتشار امواج تراکمی در سیخک­ها اشاره می­ کند.

۱-۸ پارامتر β در جو خورشید

میدان مغناطیسی بر ذرات متحرک در جو آن نیروی لورنتسی وارد می­ کند که باعث می­ شود 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 می­ کند، پارامتری به نام بتای پلاسما است و به صورت نسبت فشار حرارتی به فشار مغناطیسی تعریف می­ شود. برحسب پارامترهای فیزیکی پلاسما، می­توان بتا را بصورت زیر تعریف نمود.
در این رایطه ξ نسبت یونیزاسیون است، که در تاج خورشید مقدار آن ۱ و در کرومسفر مقدارش ۵/۰ است. ثابت بولتزمن، چگالی الکترونی و دمای الکترونی است.
بسیاری از قسمت­ های تاج خورشید دارای بتای کوچکتر از واحد هستند که بین دو ناحیه رنگین­سپهر پایین و تاج خارجی خورشید ( ۱ < β ) محدود شده ­اند. ذرات در این نواحی به صورت مغناطیسی مقید شده ­اند و در حرکت خود مسیر خطوط میدان را دنبال می­ کنند.
برای ناحیه­ای که سیخک­ها در آن قرار دارند، با فرض مقادیر۰.۶ = ξ ، ، T=8000 K و B=10 G مقدار این پارامتر برابر با ۰.۰۴= β بدست می ­آید. بنابراین شرط ۱ > β برای ناحیه­ای که سیخک­ها قرار دارند با دقت بسیار خوبی برقرار است

۱-۹ 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 می­ شود. 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 می­ شود). هر دو نوع این محرک­ها می­توانند مسئول پدیده ­های 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 ۵ دقیقه، نمی ­توانند کاندید مناسبی باشند [۳۷].