تراکم مغناطیسی در تاج خورشید

تراکم مغناطیسی در تاج خورشید

همان‌طور که احتمالا قبلا شنیده‌اید، دمای سطح خورشید تقریبا ۵۸۰۰ کلوین است. اما دما در تاج خورشید که بخش خارجی جو است، صد برابر بیشتر می‌شود. این‌که چگونه جو خورشید می‌تواند تا یک میلیون کلوین گرم شود یکی از سؤالات بنیادی اخترفیزیک است. مطالعات ساختار میدان مغناطیسی بخش بالایی جو خورشید می‌تواند راه حلی برای کشف دمای بسیار بالای تاج خورشید باشد.

شکل ۱: تصویری از بخش بالایی جو خورشید که توسط پلاسمای داغ میلیون کلوینی تابش شده است. این تصویر توسط رصدخانه‌ی دینامیک خورشیدی (SDO) از فضا گرفته شده است. خط‌چین سفید سطح خورشید را نشان می‌دهد. حلقه‌های تاج تا ۴۰ هزار کیلومتر بالاتر از سطح نیز می‌رسند.

شکل ۱: تصویری از بخش بالایی جو خورشید که توسط پلاسمای داغ میلیون کلوینی تابش شده است. این تصویر توسط رصدخانه‌ی دینامیک خورشیدی (SDO) از فضا گرفته شده است. خط‌چین سفید سطح خورشید را نشان می‌دهد. حلقه‌های تاج تا ۴۰ هزار کیلومتر بالاتر از سطح نیز می‌رسند.

چگالی انرژی مغناطیسی در بخش بالایی جو خورشید از چگالی انرژی داخلی یا جنبشی آن بسیار بیشتر است. به همین علت میدان مغناطیسی می‌تواند محیط پلاسمای تاج خورشید را گرم کند. میدان مغناطیسی هم‌چنین باعث به‌وجود‌آمدن حلقه‌های مشاهده‌شده در تاج خورشید می‌شوند که به‌خصوص در پرتو فرابنفش پرانرژی یا پرتو ایکس به خوبی مشخص می‌شود (شکل ۱). دلیل مشاهده‌ شدن این حلقه‌ها به صورتی که در شکل ۱ می‌بینید، این است که انرژی بر راستای خطوط میدان مغناطیسی پخش می‌شود و محیط پلاسما در راستای این خطوط گرم شده و در محدوده‌ی فرابنفش و ایکس تابش می‌کند. شکل ۱ شبیه طرح‌هایی است که میدان مغناطیسی در براده‌های آهن ایجاد می‌کند. شناخت میدان مغناطیسی تاج خورشید بسیار مهم است، اما اندازه‌گیری آن کار بسیار دشواری است. یکی از روش‌های کمکی برای به‌دست‌آوردن اطلاعات راجع به میدان در تاج، استفاده از برون‌یابی(۱) میدان مغناطیسی مشاهده‌شده در سطح خورشید است.

شکل ۲: تصویری مشابه شکل ۱ با این تفاوت که این تصویر از شبیه‌سازی‌های عددی به دست آمده است. خط‌چین سفید نیز سطح خورشید را نشان می‌دهد.

شکل ۲: تصویری مشابه شکل ۱ با این تفاوت که این تصویر از شبیه‌سازی‌های عددی به دست آمده است. خط‌چین سفید نیز سطح خورشید را نشان می‌دهد.

محققان این مقاله با کمک از داده‌های مربوط به سطح خورشید، رابطه‌ی بین ساختار میدان مغناطیسی و تحول دمایی را در حلقه‌های تاج بررسی می‌کنند. بررسی آن‌ها نشان می‌دهد که ظهور حلقه‌های تاج که ناشی از تحولات دمایی است، کاملا منطبق بر حرکت خطوط میدان‌ مغناطیسی نیست. آن‌ها برای بررسی رابطه‌ی تحول دمایی و مغناطیسی در تاج خورشید، شبیه‌سازی عددی سه‌بعدی انجام می‌دهند که با استفاده از معادلات هیدرودینامیک مغناطیسی انجام می‌شود. آن‌ها با استفاده از نتایج این شبیه‌سازی‌ها و دما و چگالی به‌دست‌آمده در هر نقطه، تابش تاج را حساب می‌کنند. شکل ۲ نشان می‌دهد که نتایج این شبیه‌سازی‌ها بسیار شبیه به تصاویر واقعی ثبت‌شده توسط رصدخانه‌ی دینامیک خورشیدی (SDO) در فضا است.

شکل ۳: تصویری از یک حلقه‌ی تاج در شبیه‌سازی‌ عددی. حلقه در زمان ثابت (۱۳۰ ثانیه در شکل) نمایش داده شده است. طرح تابشی با گذشت زمان تقریبا در مکان ثابتی باقی می‌ماند در حالی‌که خطوط میدان مغناطیسی به سمت بالا حرکت می‌کنند.

شکل ۳: تصویری از یک حلقه‌ی تاج در شبیه‌سازی‌ عددی. حلقه در زمان ثابت (۱۳۰ ثانیه در شکل) نمایش داده شده است. طرح تابشی با گذشت زمان تقریبا در مکان ثابتی باقی می‌ماند در حالی‌که خطوط میدان مغناطیسی به سمت بالا حرکت می‌کنند.

شکل ۳ تصویری از یک حلقه‌ی تاج را که از شبیه‌سازی‌های عددی به‌دست‌آمده، نشان می‌دهد. این حلقه، شامل پلاسمایی با دمایی حدود یک میلیون کلوین است. در فیلم مربوط به این تصویر می‌توانید تحول زمانی این حلقه را مشاهده کنید که نشان می‌دهد این حلقه ابتدا شکل گرفته و روشن می‌شود و در حدود یک ساعت محو می‌شود. نکته‌ی حائز اهمیت در این فیلم، این است که مکان حلقه، طی تحول زمانی تقریبا ثابت می‌ماند. اما تحول ساختار میدان مغناطیسی متفاوت است. در شکل ۳ خطوط میدان مغناطیسی در سه زمان مختلف نشان داده شده است. این خطوط با گذر زمان به سمت بالا حرکت می‌کنند. درواقع حلقه در هر زمان مشخص در راستای خط میدان مغناطیسی متفاوتی است.

برای توضیح این رفتار، میزان گرمای ورودی، دمای حاصله، چگالی، و ساختار تابش در راستای هر یک از خطوط مغناطیسی باید با جزییات بررسی شوند. پژوهشگران این مقاله یافته‌اند که هر یک از خطوط مغناطیسی برای حدود صد ثانیه ازدیاد گرما نشان می‌دهند که باعث گرم‌شدن پلاسما می‌شود و با تبخیر گاز از بخش پایینی جو، چگالی حلقه افزایش می‌یابد.

شکل ۴: این تصویر تحول در سطح خورشید را هنگامی که حلقه‌ی تاج شکل می‌گیرد، نشان می‌دهد. رنگ سبز جهت خطوط میدان را نشان می‌دهد. محدوده‌ی قرمزرنگ که چگالی میدان مغناطیسی بالایی دارد، محل یک لکه‌ی خورشیدی است که ناحیه‌ی فعال این شبیه‌سازی را تشکیل می‌دهد. تصویر در زمان ثابت (۱۳۰ ثانیه ) گرفته شده است. علامت لوزی محل اولیه‌ی میدان، علامت ستاره محل زمان ۱۳۰ ثانیه و علامت مثلث محل زمانی دیرتر را نشان می‌دهند.

شکل ۴: این تصویر تحول در سطح خورشید را هنگامی که حلقه‌ی تاج شکل می‌گیرد، نشان می‌دهد. رنگ سبز جهت خطوط میدان را نشان می‌دهد. محدوده‌ی قرمزرنگ که چگالی میدان مغناطیسی بالایی دارد، محل یک لکه‌ی خورشیدی است که ناحیه‌ی فعال این شبیه‌سازی را تشکیل می‌دهد. تصویر در زمان ثابت (۱۳۰ ثانیه ) گرفته شده است. علامت لوزی محل اولیه‌ی میدان، علامت ستاره محل زمان ۱۳۰ ثانیه و علامت مثلث محل زمانی دیرتر را نشان می‌دهند.

از آن‌جایی که پرتو فرابنفش تنها در محدوده‌ی دمایی خاصی تابش می‌کند، پلاسمای حول هریک از خطوط میدان برای زمانی حدود ۵۰ تا ۱۰۰ ثانیه تابش می‌کند. خطوط میدان هنگامی که به سمت بالا حرکت می‌کنند یکی پس از دیگری گرم می‌شوند. این رفتار باعث ایجاد طرح تقریبا ثابتی از افزایش تابش می‌شود ‌که در آن خطوط میدان به سمت بالا حرکت می‌کنند. این رفتار را در طرح‌های ترافیکی به خوبی مشاهده می‌کنیم. فرض کنید بخشی از یک بزرگراه به علت تعمیرات بسته شده باشد. در این صورت در حالی‌که محل تعمیرات و در نتیجه محل تجمع ماشین‌ها (مانند محل حلقه) تغییری نمی‌کند، اما همه‌ی ماشین‌ها به سمت جلو حرکت می‌کنند (مثل خطوط میدان مغناطیسی).

دلیل این گذار گرمایی در راستای خطوط میدان به ریشه‌ی آن در نورسپهر (فوتوسفر) برمی‌گردد. در واقع جریانی که لکه‌های خورشیدی را شکل می‌دهد، بسته‌های مغناطیسی را به سمت میدانی قوی‌تر سوق می‌دهد. فلش‌ها در شکل ۴ این جریان را نشان می‌دهند. به طور کلی انتظار می‌رود که حلقه‌های تاج در جاهایی به وجود بیایند که میدان مغناطیسی قوی وجود داشته باشند. شکل ۵ این مکانیسم را به خوبی نشان می‌دهد. هنگام شکل‌گیری یک لکه‌ی خورشیدی، خطوط میدان مغناطیسی به سمت بالا و اطراف رانده می‌شوند. وقتی این خطوط حرکت می‌کنند، پلاسمای نزدیک خود را گرم کرده و باعث تابش آن می‌شوند. وقتی خطوط میدان گسترده‌تر می‌شوند، لکه‌ی خورشیدی را ترک کرده و دوباره تاریک‌تر می‌شوند. در نتیجه‌ی این تحولات حلقه‌ی تاج فرابنفش شکل می‌گیرد که ثابت مانده و تنها خطوط میدان گرم‌شده از میان آن به سمت بالا حرکت می‌کنند.

شکل ۵: جریانی که لکه‌ی خورشیدی را شکل می‌دهد (سمت راست تصویر) میدان مغناطیسی را در نورسپهر (فوتوسفر) نزدیک سطح خورشید به سمت لکه‌ی خورشیدی می‌کشد و شاری از میدان به سمت بالا و کناره‌ها شکل می‌گیرد. در این شرایط، پلاسمای نزدیک هر خط میدانی گرم شده و تابش می‌کند. وقتی خط میدان وسیع‌تر می‌شود و به سمت بالا حرکت می‌کند، لکه‌ی خورشیدی را ترک کرده و تاریک‌تر می‌شود. در نتیجه‌ی این تحولات حلقه‌ی تاج فرابنفش شکل می‌گیرد که ثابت مانده و تنها خطوط میدان گرم‌شده از میان آن به سمت بالا حرکت می‌کنند.

شکل ۵: جریانی که لکه‌ی خورشیدی را شکل می‌دهد (سمت راست تصویر) میدان مغناطیسی را در نورسپهر (فوتوسفر) نزدیک سطح خورشید به سمت لکه‌ی خورشیدی می‌کشد و شاری از میدان به سمت بالا و کناره‌ها شکل می‌گیرد. در این شرایط، پلاسمای نزدیک هر خط میدانی گرم شده و تابش می‌کند. وقتی خط میدان وسیع‌تر می‌شود و به سمت بالا حرکت می‌کند، لکه‌ی خورشیدی را ترک کرده و تاریک‌تر می‌شود. در نتیجه‌ی این تحولات حلقه‌ی تاج فرابنفش شکل می‌گیرد که ثابت مانده و تنها خطوط میدان گرم‌شده از میان آن به سمت بالا حرکت می‌کنند.

به طور خلاصه می‌توان گفت که پژوهشگران این مقاله با انجام شبیه‌سازی‌های عددی سه‌بعدی به این نتیجه رسیده‌اند که تحول زمانی ساختار میدان مغناطیسی در تاج خورشید بسیار متفاوت از آن چیزی است که در تابش‌های تاج مشاهده می‌شود. این بدین معنی است که مدل‌های تحول زمانی یک بعدی که تا به حال انجام می‌شده است، در ناحیه‌هایی که میدان مغناطیسی در آن‌ها تغییر می‌کند (یعنی مناطقی که خورشید فعالیت‌های پویایی دارد) جوابگو نخواهد بود و تحول دمایی و مغناطیسی باید به صورت هم‌زمان بررسی شوند.

(۱) Extrapolation

عنوان اصلی مقاله: Magnetic Jam in the Corona of the Sun
نویسندگان: F. ChenH. PeterS. BingertM.C.M. Cheung
این مقاله در نشریه‌ی Nature Physics منتشر شده است.
لینک مقاله‌‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1505.01174

گردآوری: آزاده کیوانی

دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

آزاده کیوانی

پژوهشگر پَسادکترا در دانشگاه ایالتی پنسیلوانیا است که در زمینه‌ی اخترفیزیک ذره‌ای پژوهش می‌کند. در حال حاضر عضو تیم تحقیقاتی AMON و هم‌چنین عضو رصدخانه‌ی نوترینوی IceCube است. او در سال ۲۰۱۳ دکترای خود را در رشته‌ی اخترفیزیک از دانشگاه ایالتی لوییزیانا گرفته است و در طول تحصیلات تکمیلیش عضو رصدخانه Pierre Auger بوده است. پروژه‌ی دکترای او بررسی تأثیرات میدان مغناطیسی کهکشان راه شیری بر روی انحراف پرتوهای کیهانی پرانرژی در راستای شناخت منشأ و نوع این ذرات بوده است.

یک دیدگاه بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.
بخش‌های لازم مشخص شده‌اند*