1-6-2-9 ابعاد سیخکها35
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 کنیک 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 کرونا 49
1-11 تاریخچه مطالعات حول نوسانات 5 دقیقه ای 50
1-11-1 نحوه کانال زدن نوسانات 5 دقیقه ای به کرونا 50
1-11-2 بررسی مدل شوکهای بازگشتی توسط هالوگ 53
1-11-3 بررسی زاکاراشویلی و همکارانش حول نوسانات 5 دقیقه ای 56
فصل دوم
2-1 جایگاه شبیه سازی در پژوهش های اختر فیزیکی ………….59
2-2 معادلات MHD61
2-3 حل دستگاه معادلات MHD67
2-4 نگاهی دقیق تر به معادله القا 68
2-5 جمع بندی معادلات MHD70
2-6 MHD آرمانی 72
2-7 خطی سازی معادلات MHD75
2-8 کد TMC81
فصل سوم
3-1 مروری بر نحوه تشکیل نوسانات و معرفی مدل 85
3-2 معادلات توصیف کنندهی مدل 87
3-3 نتایج بدست آمده با اعمال شرایط در کد TMC98
3-4 بحث پیرامون نتایج بدست آمده 109
3-5 فهرست منابع113
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 A_υ=1km/s ……………………………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 حسب انرژی مغناطیسی در

در این سایت فقط تکه هایی از این مطلب با شماره بندی انتهای صفحه درج می شود که ممکن است هنگام انتقال از فایل ورد به داخل سایت کلمات به هم بریزد یا شکل ها درج نشود

شما می توانید تکه های دیگری از این مطلب را با جستجو در همین سایت بخوانید

ولی برای دانلود فایل اصلی با فرمت ورد حاوی تمامی قسمت ها با منابع کامل

اینجا کلیک کنید

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 و t=0………………………………………………………………106
شکل(9): نمودار دو بعدی تغییرات سرعت نسبت به زمان برای نوسانات 5 دقیقهای…………………………………………………………………………………………………………………………………………..107
شکل(10): تغییرات سرعت در(X=0,Y=2.5) و X_0=0,Y_0=0.5))، برای حالتی که
A_υ=5Km/s …………………………………………………………………………………………………………………..108
شکل(11): تغییرات سرعت در(X=0,Y=2.5) و X_0=0,Y_0=0.5))، برای حالتی که
A_υ=30Km/s ……………………………………………………………………………………………………………….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×〖١٠〗^٣٣ 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 هسته1 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〖١٠〗^٢٧ ×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 〖١٠〗^٣٨×7/3 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/m^٢ 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 تابش2 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 همرفتی3، 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 تاچوکلین4 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 فوتوسفر5(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 دیگرفوتوسفر خارجیترین 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 جذب میکند. دمای فوتوسفر 6400 کلوین است. اغلب ناحیه فوتوسفر به ارتفاع 300 تا 450 کیلومتر بالاتر از عمق نوری ۲/۳ 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 همین لایه 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 کرومسفر7 ( 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 انتقالی8 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 تاج9 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 گرانولهای11 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 دارند دارای 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 ماتلهای12 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 آلفون13 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 مغناطوهیدرودینامیکی14 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 مغناطیسی معروف 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 مغناطیسی15
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 تشدیدی16
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 فازی17
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]
1-6 سیخکهای خورشیدی18
سیخکها ساختارهای جت مانندی هستند که بصورت فورانهای گازی از داخل کرومسفر تا داخل تاج کشیده میشوند.
شکل 1-5 تصویری از سیخکهای لبه خورشید که توسط تلسکوپ نوری گرفته شده
این ساختارها در سال 1877 توسط ” سچی “19 کشف شده و در سال 1945 توسط روبرتز20 به این اسم نامگذاری شدند [13] .این ساختارهای علف مانند در تصاویر جو پایینی خورشید قابل مشاهدهاند و معمولا در خطوط طیفی Hα (6562 آنگستروم) که خطوط طیفی نشری قوی هستند قابل آشکارسازی میباشند. این ساختارها بعنوان جتهای دینامیکی با سرعت حدود 20 تا 25 کیلومتر بر ثانیه از سطح نورسپهر تا رنگینسپهر و تاج پایین خورشید رانده میشوند و عموما شار جرمی حدود دو برابر باد خورشیدی را به جو پایین خورشید وارد میکنند. به این ترتیب بخش زیادی از تابش انرژی در رنگینسپهر بالا و تاج پایین خورشید از سیخکهای خورشیدی ناشی میشوند [14].
تابندگی سیخکها با تغییرات دما و ارتفاعشان تغییر میکند و نیز میتوانند چندین هزار کیلومتر تا رسیدن به ارتفاع اوج بپیمایند و پس از رسیدن به حداکثر ارتفاع ، یا با سرعتی تقریبا برابر با سرعت صعود به پایین میافتند و یا در ناحیه گذار از دید محو میشوند و ماده را به تاج خورشید وارد میکنند به این ترتیب جرمی را که تاج خورشیدی در اثر طوفانهای خورشیدی از دست میدهد، جبران میکنند و تعادل جرمی تاج خورشیدی را تامین میکنند.
سیخکها در دهههای اخیر بهطور گسترده مورد مطالعه قرار گرفتها ند، اما تا کنون درک کامل و جامعی از فرایند شکلگیری و دینامیک آنها بدست نیامده است زیرا سیخکها و ساختار و پدیدههای رایج در آنها دارای اندازههای نوعی کوچکی هستند که تلسکوپهای رصد کنندهی آنها توانایی آشکارسازی جزئیات ریز این ساختارها را ندارند. با استفاده از شبیه سازیها و دادههای رصدی به دست آمده از طیفسنجها و تلسکوپهای نوری و فرابنفش هینوده21 و همچنین طیفسنج 1600 انگسترومی فضاپیمای تریس 22 (جستجوگر تاج و ناحیه گذار خورشید)، مشخص شده است که حداقل دو نوع متمایز از سیخکها در جو خورشید وجود دارند که از نظر ویژگیهای فیزیکی و رفتار دینامیکیشان تفاوتهایی با یکدیگر دارند که آنها را با نام سیخکهای نوع І و سیخکهای نوع ‖ میشناسیم.
سیخکهای نوع І هرچند عمدتا در نواحی فعال خورشید فراوانترند اما در نواحی آرام و حفرههای تاجی خورشید نیز قابل مشاهدهاند، در حالی که سیخکهای نوع ‖ بیشتر در نواحی نزدیک به حفرههای تاجی قرار دارند.
وجود دو نوع متفاوت از سیخکها نشان میدهد که سازوکارهای متفاوتی برای شکلگیری آنها در خورشید وجود دارد، هرچند این سازوکارها به طور کامل تبیین نشدهاند. یکی از این فرایندها این است که نوسانات نورسپهری و حرکات لایه همرفتی خورشید میتوانند در امتداد نواحی که دارای خطوط میدان مغناطیسی فشرده و متمرکز هستند به کرومسفر خورشید نفوذ کنند و در آنجا امواج ضربهای را به وجود آورند که این امواج سبب صعود ماده به بالا و شکلگیری سیخکها میشود. با این حال شبیهسازیها نشان میدهند که سازوکارهای ایجادکنندهی سیخکهای نوع І نمیتوانند فورانهای ماده با سرعتهای بیش از 50 کیلومتر بر ثانیه ایجاد کنند، چیزی که در سیخکهای نوع ‖ شاهد آن هستیم. یک نامزد مناسب برای ایجاد سیخکهای نوع ‖ فرایند اتصال مجدد است که نتیجهای از برهمکنش نواحی مغناطیسی متمرکز شده با قطبیت متفاوت است.[15]
سیخکها از زمان کشفشان، به عنوان پلهای انرژی و ماده بین نورسپهر دینامیکی و چگال خورشید و تاج و ناحیههای بیرونی رقیق آن، توجه زیادی را به خود جلب کردهاند. انرژی مکانیکی حرکان رندوم (تصادفی) یا همدوس نورسپهر میتوانند توسط خطوط میدان مغناطیسی که از نورسپهر سرچشمه میگیرند و در ارتفاعات بالا از هم باز میشوند، در قالب امواج و نوساناتی منتقل شوند. از آنجا که سیخکها بعنوان یکی از عوارض مشخص و توصیف شده در رنگین سپهر خورشید پذیرفته شده و توسط تلسکوپهای زمینی و مداری رصد شدهاند، حرکتها و نوساناتشان قابل مشاهده است و انرژی منتقل شده توسط آنها نیز بصورت امواج و نوساناتی که در آنها منتشر میشوند قابل بررسی است.
شکل 1-6 تصویری نزدیک از سیخکها در لبه خورشید، گرفته شده توسط SOT
1-6-1 انواع سیخکها
تحقیقات جدید به وجود حداقل دو نوع متمایز از سیخکها با رفتارهای فیزیکی و دینامیکی متفاوت اشاره دارد که آنها را با نام سیخکهای نوع 1 و 2 میشناسیم. وجود دو نوع متفاوت از سیخک نشان میدهد که سازوکارهای متفاوتی برای شکلگیری آنها در خورشید وجود دارد، هر چند این سازوکارها بطور کامل مشخص نشدهاند.
1-6-1-1 سیخکهای نوع 1
سیخکهای نوع اول عمدتا در نواحی فعال خورشید فراوانترند، اما در نواحی آرام و حفرههای تاجی خورشید نیز قابل مشاهدهاند و توسط امواج ضربهای به هنگام نوسانات و تنش جریانهای همرفتی به اتمسفر بالایی شکل میگیرند. این نوع از سیخکها در مقیاس زمانی حدود 3 تا 7 دقیقه در طول خطوط میدان مغناطیسی هدایت میشوند.
1-6-1-2 سیخکهای نوع 2
سیخکهای نوع دوم بیشتر در نواحی نزدیک به حفرههای تاجی وجود دارند و بسیار پویاتر از دسته اول هستند، با سرعت حدود 30 کیلومتر بر ثانیه تشکیل میشوند و در حدود 10 الی 15 ثانیه عمر دارند. سیخکهای نوع 2 بهسرعت به اندازه دمای ناحیه گذار گرم میشوند و مواد را از طریق کرومسفر انتقال میدهند. این نوع از سیخکها غالبا در ارتفاعات پایینتری قرار دارند، اما در ناحیههای حفره تاجی اندکی بلندترند و به ارتفاع 5000 کیلومتر یا بیشتر نیز میرسند اما در ناحیههای فعال خورشید کوتاهتر هستند.
نوسانات فوتوسفری و حرکات لایههای همرفتی خورشید میتوانند در امتداد نواحی که دارای خطوط میدان مغناطیسی فشرده و متمرکز هستند به کرومسفر خورشید نفوذ کنند و در انجا امواج ضربهای را به وجود میآورند که این امواج ضربهای سبب صعود ماده میشود و یکی از فرایندهایی است که باعث ایجاد سیخکها میشود. با این حال شبیهسازیها نشان میدهد که سازوکارهای ایجاد کنندهی سیخکهای نوع 1 نمیتوانند فورانهای ماده با سرعت بیش از 50 کیلومتر بر ثانیه باشند، یعنی چیزی که در سیخکهای نوع 2 شاهد آن هستیم. یک نامزد مناسب برای ایجاد سیخکهای نوع 2 فرایند اتصال مجدد است که نتیجهای از برهمکنش نواحی مغناطیسی با قطبیت متفاوت است که در یک ناحیه متمرکز میشوند.
شکل 1-7 تصویری از سیخکهای نوع 1 و 2 که توسط فضاپیمای Hinode گرفته شده است.
شکل 1- 8 یک طرح شماتیکی از نحوه بوجود آمدن امواج MHD و سیخکهای نوع 2 از طریق EBS
1-6-2 ویژگیهای فیزیکی و ظاهری سیخکها
از طریق رصدهای صورت گرفته در مناطق مختلف خورشید و شبیهسازیهای انجام شده میتوان ویژگیهای فیزیکی و ظاهری سیخکها را بصورت زیر بیان کرد:
1-6-2-1 دما و چگالی
سیخکها دارای دماهای تقریبا مشابه با محیط رنگین سپهر اطرافشان هستند. چگالی الکترونی زمینه، در ناحیهای که سیخکها رؤیت شدهاند مقدار بسیار پایینی دارد. از این رو سیخکها نسبت به محیط اطرافشان بسیار چگالترند.
در جدول 1-1 دما و چگالی الکترونی سیخکها در ارتفاعات مختلف بالای خورشید نشان داده شده است. لازم به ذکر است که مقادیر مربوط به ارتفاعات 2000 و 10000 کیلومتری بالای سطح، به دلیل کم بودن دادههای رصدی از اعتبار کمتری برخوردارند. محققان دیگر دمای کمتریدر حدود 5000 تا 8000 کلوین را برای سیخکها تخمین زدهاند. در هر صورت دمای سیخکها از لایههای فوتوسفری و کرومسفری خورشید بالاتر ولی از محیط تاجی اطرافشان خیلی پایینتر است.
چگالی الکترونی〖(cm〗^(-3)) دما (K )ارتفاع از سطح خورشید (km)22×〖10〗^1017000200020×〖10〗^1017000400011.5×〖10〗^101400060006.5×〖10〗^101500080003.5×〖10〗^101500010000
جدول1-1: دما و چگالی الکترونی سیخکها در ارتفاعات مختلف از سطح خورشید [1]
1-6-2-2 خمیدگی

خمیدگی سیخکها کمتر از 20 درجه گزارش شده است، که البته این مقدار برای عرضهای جغرافیایی مختلف خورشید متفاوت است، به طوری که در نواحی قطبی خورشید این مقدار به کمتر از 10 درجه میرسد
1-6-2-3 جهتگیری سیخکها
جهتگیری سیخک را معمولا با زاویه بین سیخک و راستای عمود بر لبه در محل سیخک بیان میکنند. البته برای این کار باید ابتدا یک راستای مشخص برای سیخک در نظر گرفت، که این کار را با برازش خطی چند نقطهی مشخص از سیخک در تصاویر میتوان انجام داد. جهتگیری سیخکها معمولا با گذر زمان، اندکی تغییر میکند که اغلب این تغییرات تناوبی است و لذا میتوان مقدار متوسطی برای زاویهی جهتگیری بدست آورد.
نکتهای که باید مد نظر داشت این است که زاویهای که به طریق مذکور تعریف میشود جنبه ظاهری دارد و زاویهی واقعی که سیخک در فضای سهبعدی با راستای شعاعی در محل میسازد مقدار متفاوتی خواهد داشت. از طرف دیگر اگر زاویهی جهتگیری سیخکی بزرگ باشد، آن سیخک ارتفاع پایینتری خواهد داشت و لذا بیشتر در میان انبوه سیخکهای مجاور قرار خواهد گرفت و تشخیص آن در تصاویر مشکلتر خواهد بود.
نتیجهی مهمی که از دو نکتهی مذکور میتوان گرفت این است که مقادیر متوسط بدست آمده برای زاویهی جهتگیری سیخکها در کل کوچکتر از مقدار واقعی است، چرا که مطابق نکتهی اول مسلما در موارد زیادی زوایای جهتگیری کوچکتر از زاویهی واقعی دیده خواهد شد و مطابق نکتهی دوم در مواردی که زاویهی جهتگیری بزرگ است احتمال تشخیص داده نشدن سیخک بیشتر خواهد بود و این موارد طبیعتا در مطالعات از نظر پنهان خواهند ماند.
شکل 1- 9 تصویر گرفته شده از سیخکها در نواحی فعال خورشید توسط SOT که از این تصویر برای بررسی جهتگیری سیخکها استفاده شده است[20]
1-6-2-4 سرعت سیخکها
اندازهگیریهای انتقال دوپلری در طیف سیخکهای در حال حرکت ، سرعتهایی از مرتبه 25 تا 30 کیلومتر بر ثانیه برای صعود سیخکها بدست میدهد. البته باید در نظر داشت که انتقال دوپلری رصد شده تماما مربوط به حرکات بالا و پایین سیخکها نیست و ممکن است از حرکات عرضی محور سیخکها نیز ناشی شود، که چنین حرکات عرضی در محور سیخکها از انتشار امواج در آنها نتیجه میشود. علاوه بر حرکت نوسانی عرضی برخی مطالعات طیفی سیخکها نشان دهنده چرخش آنها حول محورشان نیز میباشد، به خصوص در ماکروسیخکها. نکتهای که باید مدنظر داشت این است که اندازه سرعت اغلب در طول سیخک ثابت باقی میماند و با افزایش ارتفاع کاهش چشمگیری از خود نشان نمیدهد. این سرعت قید شده مربوط به اندازهگیری طیفی سرعت پلاسما در داخل سیخک است، ولی سرعت موج آلفون و امواج صوت دیگری نیز که به نوبه خود با این مقدار تفاوت زیادی دارد، وجود دارد.[3]
برای اولین بار نیکولسکی توانسته روش جابجایی دوپلری در خطوط طیفی به یک نوسان 3 دقیقهای در داخل سیخکها پی ببرد. سپس پاساکوف به بررسی دقیقتر خطوط طیفی هیدرژن پرداخت. نتایج وی و چند نفر دیگر تایید نمود که سیخکها دارای یک نوع حرکت چرخشی در داخل خود هستند. زیرا خطوط طیفی دارای یک کجی با جدایی کمتر از450 کیلومتر هستند و این کجی در ارتفاع بالا نیز دیده میشود. این کجی نشان میدهد که سرعت چرخشی از مرتبه 20 تا 30 کیلومتر بر ثانیه داخل سیخکها وجود دارد.
به طور کلی میتوان گفت چند نوع سرعت برای سیخکها قابل تعریف است:
سرعت طولی: آهنگ تغییر طول سیخک که به آن سرعت پیشروی یا پسروی هم گفته میشود.
سرعت شعاعی: آهنگ تغییر ارتفاع سیخک که سرعت بالا روی یا پایین روی هم نامیده میشود.
سرعت دوپلری: سرعت برآورد شده از جابجایی دوپلری خطوط طیفی مربوط به تابش منتشره از سیخکها. این سرعت به حرکت نسبی ناظر و سیخک بستگی دارد و اگر بتوان فاصله آن دو را در مدت زمان عمر سیخک ثابت فرض کرد، در این صورت سرعت براورد شده به حرکت در راستای دید ناظر مربوط خواهد بود. سرعت دوپلری را میتوان به تقریب در راستای عمود بر صفحهی قرص خورشید در نظر گرفت.
سرعت کلی: اندازه بردار حاصل جمع سرعت پیشروی و سرعت دوپلری.
حال با در نظر گرفتن تعاریف مذکور مروری بر نتایج حاصله خواهیم داشت. در گذشته بیشتر سرعتهای شعاعی مد نظر قرار میگرفت. بکرز[23و24] در جمعبندی خود سرعت متوسط 25 کیلومتر بر ثانیه را براورد نموده و اشاره کرده است که سیخکها بعد از رسیدن به اوج خود با سرعتی در همان حدود سرعت بالا آمدنشان، پایین میروند یا تدریجا محو میگردند. هریسچی و مرادیان[25] مقدار کمتری را براورد کردند: 20 کیلومتر در ثانیه. برخلاف ایشان پاساچوف[26] سرعت شعاعی متوسط سیخکها را 27 کیلومتر در ثانیه به دست آورده است . و انان[20] حتی بیشتر: 34 کیلومتر در ثانیه.
به نظر میرسد باید سرعت نوعی رویش سیخکها را در حدود 30 کیلومتر در ثانیه در نظر بگیریم. ضمنا تفاوتهای موجود در نتایج اندازهگیریهایی که در زمانهای مختلف صورت گرفته، شاید نشانگر بستگی سرعت سیخکها به میزان فعالیت و چرخه خورشیدی باشد.
الکساندراکیس[27] سرعت متوسط دوپلری 6.4 کیلومتر در ثانیه را برای سیخکها به دست آورد. پاساچوف[26] نیز اخیرا مقدار نزدیکی را بدست آورد: 5.1 کیلومتر در ثانیه. خوشبختانه این مقادیر با جمعبندی بکرز [23و24] که سرعت دوپلری 6 کیلومتر در ثانیه را از پژوهشهای قدیمیتر براورد کرده بود نیز همخوانی دارد. میتوان از این اطمینان نسبی در مورد سرعت دوپلری برای تخمین سرعت رویش سیخکها بهره برد.آتای و بسی [28] نشان دادند که بین سرعت رویش و سرعت دوپلری رابطه زیر برقرار است:
v_l=π/2 v_d/sinθ
اگر θ که زاویه جهتگیری سیخک است را با مقدار متوسط 15 درجه و v_d را که سرعت دوپلری است با 6 کیلومتر در ثانیه جاگذاری کنیم سرعت رویش v_l سیخک بیش از 35 کیلومتر بر ثانیه به دست میآید. این تخمین را میتوان تاکیدی بر نتایج اخیر دانست که مورد اشاره قرار گرفت. البته سرعت تخمینی فوق کمی بیش از نتایج رصدی اخیر است البته شاید این تفاوت معنیدار باشد، چراکه سیخکهایی که سریعتر حرکت میکنند ممکن است عمر کوتاهتری داشته باشند زیرا مراحل تحول خود را با سرعت بیشتری طی میکنند. اگر چنین باشد این سیخکها به دلیل تفکیک زمانی پایین تصاویر ، احتمالا در پژوهشها کنار گذاشته خواهند شد چرا که امکان مشاهده مراحل تکوین آنها وجود نخواهد داشت. به این ترتیب تعدادی از سیخکهای سریعتر حذف میشوند و متوسط سرعت سیخکها کاهش خواهد یافت.

دسته بندی : پایان نامه ارشد

پاسخ دهید