نوسانات در ساختارهای مختلف جو خورشیدی، مثل نوسانات عرضی تابی (کینکی) حلقه های تاج خورشیدی در لرزه شناسی خورشیدی استفاده می شوند. نوسانات تابی حلقه های تاج خورشیدی عمدتاً با شراره همراه می شوند. علی رغم مطالعات گسترده نوسانات تابی حلقه های تاج در سال های اخیر، برانگیختگی نوسانات تابی حلقه ها توسط شراره ها یا پدیده های دیگر تا به حال به درستی معلوم نشده است. در این مقاله، هدف ما بررسی عوامل برانگیختگی نوسانات عرضی تابی حلقه های تاج خورشیدی است. بدین منظور، ابتدا 458 نوسان حلقه های تاج طی 10 سال که در محدودۀ سال های 2010 تا 2019 با استفاده از ابزار ای- آی- ای ماهواره ی اس دی او، ابزار های بصری همچون هیلوویوور، جی هیلوویوور و اچ ای کی شناسایی و ثبت شده بودند، فهرست شدند. سپس، همراهی این نوسانات با عوامل برانگیختگی احتمالی همچون شراره ها، پرتاب جرمی (پایین و بالای) تاجی بررسی شدند. در نهایت، با استفاده از ابزار بصری از بین 458 حلقۀ نوسان کننده، 138 مورد که نوسانات تابی عرضی با دامنه نوسان بزرگ و دوره تناوب طولانی داشتند و قابل مشاهده با چشم بودند، برگزیده شدند. بررسی آماری 138 حلقة نوسان کننده تابی انتخابی نشان داد، 120 مورد (حدود 74 درصد) با فوران ها یا پس زنی های پایین تاجی، 38 مورد (حدود 5/27 درصد) با پرتاب های جرمی بالای تاجی و 65 مورد (حدود 47 درصد) با شراره های خورشیدی همراه بودند. سرعت لازم برای رسیدن عوامل احتمالی تحریک کننده از پدیده ها به حلقه های نوسانی محاسبه شدند. مقادیر سرعت محاسبه شده برای امواج آلفن بیشتر از 87 درصد مواقع کمتر از 100 ± 500 کیلومتر بر ثانیه و برای پرتاب های جرمی پایین جرمی در 94 درصد مواقع کمتر از 125 ±500 کیلومتر بر ثانیه به دست آمدند. اندازۀ این سرعت ها برای پرتاب های جرمی تاجی قابل قبول است. اما اندازۀ این سرعت ها خیلی کمتر از سرعت امواج آلفن ناشی از شراره ها است که بیشتر مواقع عامل اصلی برانگیختگی نوسانات عرضی تابی حلقه های تاج فرض می شوند. همچنین، بررسی آماری اختلاف زمانی شروع عوامل تحریک کننده احتمالی نوسانات تابی حلقه ها نشان داد، همبستگی مشخصی بین آ نها وجود ندارد. به طور خلاصه، نتایج این مطالعه نشان می دهد شراره ها نمی توانند علت اصلی برانگیختگی نوسانات عرضی تابی حلقه ها باشند. احتمال برانگیختگی توسط عوامل دیگری همچون پرتاب جرمی بالا و پایین تاجی ناشی از شراره ها، دفع و جذب پلاسمای تاجی توسط حلقه ها بیشتر از امواج شوکی ناشی از شراره ها هستند.

نوسانات عرضی حلقه های تاج که به وجود امواج مغناطو هیدرودینامکی در تاج نسبت داده می شوند، به دفعات زیاد در حلقه های نواحی فعال مشاهده شده اند. میرایی دامنه نوسانات عرضی مشاهده شده از نوع میرایی قوی است. میرایی این نوسانات ممکن است ناشی از عوامل اتلافی و یا از پدیده ویک حاصل از یک اختلال انتشاری باشد. میرایی نوسانات عرضی توسط پدیده ویک به هیچ یک از پدیده های اتلافی مربوط نمی شود. همچنین نوع این نوسانات عرضی وجوه نوسانی کینک نبستند اگرچه نوسانات کینک در حلقه در نهایت می توانند در اثر انرژی حاصل از بسته موج انتشاری ایجاد شوند. در این مقاله، بر انگیختگی و میرایی نوسانات عرضی در حلقه ها در اثر پدیده ویک به صورت نظری و مشاهداتی مورد مطالعه قرار گرفته است. در اینجا، نوسانات عرضی حلقه های تاج با یک لوله شار مستقیم که دو سر آن به نقاط ثابتی گره خورده، مدل شده است. دینامیک حاکم بر حلقه و تاج از معادله دیفرانسیل کلاین- گوردن می باشد. یک اختلال جایگزیده انتشاری که از یک پدیده خورشیدی مثل شراره ایجاد شده و در حین گسیل به سوی حلقه پاشیده می شود. در نتیجه، دامنه نوسانات حلقه در بسامد های بالاتر از بسامد قطع به طور تقریبی به صورتt-1/2 با زمان میرا می شود. داده های استفاده شده در اینجا تصاویری است که که توسط ابزار ای- ای- ای نصب شده روی تلسکوپ فضایی اس-دی- او برداشته شده است. این داده های مشاهداتی با فاصله زمانی 24 ثانیه از حلقه های مجاور یک شراره خورشیدی در طول موج 171 آنگستروم برای آشکار سازی برانگیختگی و میرایی نوسانات عرضی حلقه های مجاور شراره های خورشیدی، مورد بررسی قرار گرفته است. در این تجزیه و تحلیل نوسانات عرضی با میرایی قوی با دوره های نوسانی در بازه 23.86 تا 18.56 دقیقه به دست آمدند. علاوه بر این، وابستگی دامنه αنوسانات عرضی قطعاتی از حلقه به صورت t-a به دست آمده که محدوده a برای 4 قطعه از حلقه نوسانی بین 0.65 تا 0.80 است. مقدار متوسط a مشاهده شده با پیش بینی مدل های نظری که پدیده ویک را مسئول میرایی قوی نوسانات عرضی حلقه های تاج فرض کرده، تطابق خوبی دارد.

لطفا برای مشاهده چکیده به متن کامل (PDF) مراجعه فرمایید.

لطفا برای مشاهده چکیده به متن کامل (PDF) مراجعه فرمایید.

یک حلقه می تواند در جهت های مختلف نوسان کند. یک نوع مرسوم از نوسان حلقه، نوسان عرضی نامیده می شود که عوامل مختلفی مثل شراره ها و نواحی فعال مجاور حلقه، آنرا بوجود می آورند. نوسانات عرضی ممکن است در اثر مکانیزم اتلافی یا در اثر پدیده ویک ناشی از یک اختلال عبوری از حلقه میرا شوند. هدف از نگارش این مقاله برآورد زمان میرایی و کیفیت میرایی نوسانات عرضی (کینک) و نحوه وابستگی آنها به فرکانس در حلقه های واقع در ناحیه فعال یا کنار شراره ها با استفاده از داده های تلسکوپ ای آی ای روی اس دی او است. داده های مشاهداتی شامل 130 تصویر متوالی در هفدهم اکتبر 2014 از یک حلقه با فاصله زمانی 24 ثانیه در طول موج های 171 آنگستروم است. به منظور استخراج نوسانات عرضی کینک در امتداد حلقه و برآورد کمیت های فیزیکی، سریهای زمانی داده ها با استفاده از تبدیل فوریه، مورد تجزیه و تحلیل قرار می گیرند. در این تجزیه و تحلیل نوسانات عرضی با میرایی سریع پیدا شدند که دوره تناوبی در محدوده 5/9-2 دقیقه داشتند. هچنین مقدار زمان میرایی و کیفیت میرایی (نسبت زمان میرایی به دوره تناوب متناظر) شدت های فیلتر شده در فرکانس های غالب به ترتیب در محدوده 14-2 دقیقه و 83/1-72/1 بدست آمدند. نتایج مشاهداتی حاصل از این مطالعه نشان می دهد زمان میرایی و با افزایش دوره تناوب نوسانات افزایش می یابد و تابع حساسی نسبت به پریود های نوسانی است، اما کمیت کیفیت میرایی به پریود نوسانات حساس نیست. مقادیر زمان میرایی و کیفت میرایی بدست آمده با مطالعه های قبلی و پیش بینی مدل های نظری امواج مغناطو هیدرودینامیکی برای وجوه نوسانات سریع کینک تطابق خوبی دارند. یک حلقه می تواند در جهت های مختلف نوسان کند. یک نوع مرسوم از نوسان حلقه، نوسان عرضی نامیده می شود که عوامل مختلفی مثل شراره ها و نواحی فعال مجاور حلقه، آنرا بوجود می آورند. نوسانات عرضی ممکن است در اثر مکانیزم اتلافی یا در اثر پدیده ویک ناشی از یک اختلال عبوری از حلقه میرا شوند. هدف از نگارش این مقاله برآورد زمان میرایی و کیفیت میرایی نوسانات عرضی (کینک) و نحوه وابستگی آنها به فرکانس در حلقه های واقع در ناحیه فعال یا کنار شراره ها با استفاده از داده های تلسکوپ ای آی ای روی اس دی او است. داده های مشاهداتی شامل 130 تصویر متوالی در هفدهم اکتبر 2014 از یک حلقه با فاصله زمانی 24 ثانیه در طول موج های 171 آنگستروم است. به منظور استخراج نوسانات عرضی کینک در امتداد حلقه و برآورد کمیت های فیزیکی، سریهای زمانی داده ها با استفاده از تبدیل فوریه، مورد تجزیه و تحلیل قرار می گیرند. در این تجزیه و تحلیل نوسانات عرضی با میرایی سریع پیدا شدند که دوره تناوبی در محدوده 5/9-2 دقیقه داشتند. هچنین مقدار زمان میرایی و کیفیت میرایی (نسبت زمان میرایی به دوره تناوب متناظر) شدت های فیلتر شده در فرکانس های غالب به ترتیب در محدوده 14-2 دقیقه و 83/1-72/1 بدست آمدند. نتایج مشاهداتی حاصل از این مطالعه نشان می دهد زمان میرایی و با افزایش دوره تناوب نوسانات افزایش می یابد و تابع حساسی نسبت به پریود های نوسانی است، اما کمیت کیفیت میرایی به پریود نوسانات حساس نیست. مقادیر زمان میرایی و کیفت میرایی بدست آمده با مطالعه های قبلی و پیش بینی مدل های نظری امواج مغناطو هیدرودینامیکی برای وجوه نوسانات سریع کینک تطابق خوبی دارند.

دمای بالای تاج خورشید نسبت به لایه های زیرین آن مانند شیدسپهر و رنگین سپهر و شتاب بادهای خورشیدی هنوز دو موضوع حل نشده در فیزیک خورشید هستند. به علت بیشتر بودن فشار مغناطیسی نسبت به فشار گرمایی تاج، حلقه های خورشیدی ساختارهای مغناطیسی دارند که می توانند برای انتقال انرژی گرمایی در جو فوقانی خورشید نقش داشته باشند. در این تحقیق، با استفاده از تصاویر مشاهده شده با تلسکوپ پرتو ایکس هینوده (Hinode/xrt) که در تاریخ 11سپتامبر 2017 گرفته شده، پارامترهای فیزیکی مثل طول حلقه، زمان تناوب، سرعت فاز، سرعت آلفون و میدان مغناطیسی وابسته به آنها تعیین می گردد. پس از دریافت تصاویرو آماده کردن برش های زمانی از آنها، به روش موجک این نوسانات عرضی تحلیل می گردند. طول سه حلقه با تقریب نیم حلقه، به اندازه های 1/1± 0/113، 8/0± 0/80 و 6/0±0/63 مگامتر تعیین شد. با در نظر گرفتن مقادیر تقریبی چگالی پلاسما در حلقه ها و میانگین وزن مولکولی در تاج و نیز میانگین چگالی عددی در تاج، میانگین زمان تناوب نوسانات به ترتیب در محدوده 0/3- 0/16، 0/3 -0/4 و 0/3-0/8  دقیقه به دست آمد. حداکثر سرعت فاز این نوسانات به ترتیب به اندازه 628 1256±، 890±445 و 350±700 کیلومتر بر ثانیه برای سه حلقه محاسبه شد. همچنین حداکثر سرعت آلفون در هر حلقه به ترتیب به اندازه452± 904، 320±640 و 252±504 کیلومتر بر ثانیه تعیین شد. حداکثر میدان مغناطیسی مربوط به این نوسانات با روش لرزه شناسی با تقریب مدل استوانه ای نازک برای سه حلقه به ترتیب برابر با 0/8 ± 0/16 ،5/5 ± 0/11 و 1/4±2/8 گاوس محاسبه شد. نتایج همبستگی موجک نشان داد که به ازای بسامد های خاصی مد کینک پایه و اولین حالت برانگیخته کینک در لوله در حال نوسان ظاهر می شود. با توجه به نتایج این تحقیق می توان این نوسانات را  به عنوان نوسانات عرضی کینک تفسیر نمود.

در این مقاله، روش شناسایی خودکار حلقه های شار میدان مغناطیسی مشابه تاج خورشید از تصاویر پشت سر هم فرابنفش دور داده های استرو اراﺋﻪ می گردد. ابتدا با اعمال روش ردیابی حلقه های خمیده جهت مند، حلقه های شار برچسب خورده و با تکیه بر بیشینه موضعی آنها، پهنای حلقه ها تعیین شود. ممان های زرنیک هر یک از حلقه ها به عنوان خواص ناوردایی محاسبه شده و از شبکه های عصبی مصنوعی برای شناسایی حلقه ها در تصاویر متوالی استفاده می شود. بدین منظور از تصاویر 11 دسامبر 2007 ماهواره استرو Aبسته ابزاری سچی استفاده شده و 588 حلقه در 6 تصویر متوالی مورد مطالعه قرار گرفته است.

در سالهای اخیر، نوسانات طولی شدت به کرات در ساختارهای مختلف تاج خورشید به کمک تلسکوپهای فضایی مشاهده شده اند. بعضی از محققین معتقداند امواج مغناطو آگوستیک که در گرمایش پلاسمای تاج هم سهیم اند، عامل این نوسانات طولی شدت ها هستند. در این مطالعه هدف شناخت نحوهی تولید، انتشار و میرایی امواج مغناطو آگوستیک در ساختارهای تاج و همچنین مقایسه نتایج مشاهداتی حاصل با پیش بینی های مدل های نظری است. برای این منظور سه ناحیه فعال خورشیدی مناسب انتخاب و از هر یک از نواحی حدود 400 تصویر متوالی با گامهای زمانی 12 ثانیه در طول موج 171 آنگستروم با استفاده از ابزار ای۔ آی ای نصب شده بر روی تلسکوپ فضایی اس-دی-او گرفته می شوند. بعد از همسان سازی هیستوگرام تصاویر نسبت به تصویر اولیه، سریهای زمانی شدت حاصل از بخش های کوچک (ماکروپیکسل های پی در پی با ابعاد 3x3 پیکسل بر روی مسیرهای مختلف در امتداد حلقه های نواحی فعال استخراج می گردند. بعد از اعمال صافی های متنوع روی سریهای زمانی شدتهاء فرکانس های واقعی و پایدار از فرکانس های غیر واقعی و ناپایدار ناشی از نوفه ها در چگالی توان طیفی با استفاده از الگوریتم لامب-اسکارگل مورد شناسایی قرار می گیرند. کمیت های فیزیکی فرکانس های غالب محاسبه می شوند. نتایج حاصل از این تجزیه و تحلیل نشان می دهند امواج مغناطو آگوستیک آرام در پایه حلقه های نواحی فعال تولید و در امتداد آنها منتشر و میرا می شوند. محدوده ی دوره تناوب نوسانات، سرعت فاز ظاهری، طول میرایی ظاهری، زمان میرایی و کیفیت میرایی این امواج استخراج شده به ترتیب 32-7 دقیقه، 363-66 کیلومتر بر ثانیه، 103-8 مگامتر، 12-0, 7 دقیقه و 0, 63-0, 06 می باشند. همچنین با مقایسه نتایج مشاهداتی با نتایج حاصل از مدلهای نظری محدوده ی دمایی و چگالی عددی الکترونی نواحی انتخابی تخمین زده می شوند.