مطالعه‌ی خورشید به عنوان نزدیکترین ستاره به زمین، اهمیت به سزایی در شناخت ساختار سایر ستارگان دوردست در هستی دارد. در حالی که دستاوردهای بسیار مهمی طی دهه‌های اخیر در اخترفیزیک ستاره‌ای بدست آمده، هنوز دانش ما نسبت به ساختار ستارگان (از جمله تا حدودی خورشید) بعد از سال‌ها مطالعه بسیار کلی محسوب می‌شود!‌ جزئیات اسرارآمیز مهمی، که در شناخت ما از چگونگی تحول ستارگان نقش اساسی ایفا می‌کند،‌ به طور عمده فقط در مورد خورشید قابل مشاهده هستند؛ و هر چه ابزارهای رصدی قوی‌تری (با پیشرفت تکنولوژی)‌ ساخته می‌شوند، جزئیات بیشتری را می‌توانیم رصد کنیم. با این حال،‌ هنوز بسیاری از این مشاهدات خیلی پیچیده‌تر از آن هستند که بشود توضیح کامل و قابل قبولی را در حال حاضر برایشان پیدا کرد!

چگونگی تغییرات دما در جو خورشید،‌ یکی از این سؤالات اسرارآمیز است!‌ همونطور که در شکل ۱ (برای یک مدل بسیار ساده‌ی یک بعدی) نشان داده شده، چگالی (و همینطور فشار)‌ در جو خورشید از سطح به سمت خارج به شدت کاهش پیدا می‌کند. بنابراین،‌ بر اساس روابط فیزیک، انتظار می‌رفت که دما نیز کم بشود؛ در صورتی که این چنین نیست و این کاهش دما فقط در قسمت بسیار کوچکی از لایه‌های پائینی جو اتفاق می‌افتد!‌ بعد از آن، دما ابتدا با شیب نسبتاً کم و سپس با شیب خیلی تندی افزایش پیدا می‌کند و به طور متوسط از چیزی حدود ۶۰۰۰ کلوین در سطح خورشید به چند ده‌ هزار کلوین در رنگین‌کره و سپس چند میلیون کلوین در تاج خورشید می‌رسد!

مطالعات بسیار گسترده‌ای در چندین سال اخیر در پی یافتن مکانیزم یا مکانیزم‌های گرمایش ِ لایه‌های خارجی جو خورشید انجام شده، که به طور مثال انتقال انواع انرژی از لایه‌های پائینی جو به لایه‌های بالایی (تحت فرآیندهای گوناگون) و یا انرژی آزاد شده تحت اثر برهمکنش گاز یا پلاسما و همچنین برهمکنش لوله‌های شار[sc:start-sup ] ۳  [sc:end-sup ](اصطلاحی که در مورد اثر خطوط میدان مغناطیسی ِ متمرکز بکار برده می‌شود) در لایه‌های مختلف جو خورشید از جمله مواردی هستند که تصور می‌رود نقش اساسی ایفا کنند. در همه این موارد، نقش میدان مغناطیسی خورشید در ایجاد،‌ انتقال و آزادسازی این انرژی‌ها به عنوان یکی از مهمترین عوامل نشان داده شده است. با این حال، در طی چند دهه گذشته،‌ تمرکز این پژوهش‌ها بیشتر بر روی نواحی فعال مغناطیسی (مانند لکه‌های خورشیدی) بوده است؛ که در مقایسه با مناطق نسبتاً آرامتر سطح خورشید (که خود شامل نواحی به اصطلاح شبکه[sc:start-sup ] ۱ [sc:end-sup ]و میان-شبکه [sc:start-sup ] ۲ [sc:end-sup ]می‌شوند) سیگنال بسیار زیادتری از آنها در آشکارسازها به ثبت می‌رسد. ازطرفی مناطق آرام خورشید، به خصوص نواحی میان–شبکه‌ای، سطح به مراتب بسیار بزرگتری از کل مساحت سطحی این ستاره را پوشش می‌دهند (چیزی در حدود ۹۰ تا ۹۵ درصد کل سطح خورشید). اخترشناسان (به لحاظ تئوری) نشان داده‌اند که این نواحی بیشترین (قدر مطلق) شار مغناطیسی را در کل سطح خورشید در هر لحظه از زمان دارا هستند. همچنین به دلیل تغییرات فعالیت میدان مغناطیسی خورشید طی دو دوره تناوبی حدوداً ۱۱ ساله، در بسیاری از سال‌ها که خورشید در کمینه فعالیت خود قرار دارد، عناصر فعال نسبتاً بزرگ به ندرت در سطح دیده می‌شوند. درصورتیکه هیچگاه تغییرات دما در جو خورشید دچار تغییرات محسوسی نمی‌شود!

بنابراین، با توجه به ملاحظات فوق، انتظار می‌رود که نواحی آرام در سطح خورشید نقش اساسی (و شاید مطلق) در گرمایش لایه‌های خارجی جو داشته باشند. این نواحی ِآرام، همانطور که در بالا هم به آن اشاره شد،‌ شامل دو قسمت عمده می‌باشند:‌ (۱) مناطق شبکه، با تمرکز (چگالی عددی) نسبتاً زیاد عناصر مغناطیسی و (۲) نواحی میان–شبکه‌، با مساحتی بسیار بزرگتر از مناطق شبکه، و شامل عناصر مغناطیسی نسبتاً کوچک که تنها به تازگی با تلسکوپ‌های بزرگ قابل رصد/تفکیک بوده‌اند (تا چند سال پیش گمان می‌رفت که این نواحی از نظر مغناطیسی غیر فعال بودند).

با توجه به اهمیت ِ این موضوع،‌ تمرکز پژوهش من و همکارانم در طی چند سال گذشته بر شناخت دقیقتر (و جدید) از ساختار و دینامیک نواحی آرام لایه‌های پائینی جو خورشید و رابطه آن با گرمایش لایه‌های میانی و خارجی جو بوده است. استفاده از داده‌های رصدی با بالاترین قدرت تفکیک و بهترین نرخ زمانی (زمان بین دو تصویر متوالی) موجود، توسعه الگوریتم‌های جدید برای پردازش داده‌ها (با توجه به اهداف پژوهش) و همچنین شبیه‌سازی‌های مرتبط از جمله مهمترین ابزار ما در این تحقیقات بوده است.

مهمترین بخش‌های این مطالعات، به صورت خیلی ساده و شماتیک، در شکل ۲ خلاصه شده‌اند. دراین شکل،‌ در سطح خورشید، ساختار دانه‌ای[sc:start-sup ]۴ [sc:end-sup ](بالاترین سطح سلولیِ لایه‌ همرفتی خورشید که در آن گاز/پلاسما انرژی را از لایه‌های درونی به سطح منتقل می‌کند) نشان داده شده است. فِلِش‌های سبز رنگ در زیر سطح، جهت جریان‌های همرفتی را در مقیاس‌های کوچک (برای دانه‌ها) و بزرگ (برای، به اصطلاح، یک ابردانه[sc:start-sup ]۵[sc:end-sup ]) مشخص می‌کنند. تمرکز میدان‌های مغنایسی که به صورت عناصر کوچکِ روشن در نواحی میان–دانه دیده می‌شوند، به شکل دایره‌‌های کوچک زرد رنگ رسم شده‌اند (با تمرکز بسیار بیشتر در مناطق شبکه در مقایسه با مناطق میان–شبکه).  خطوط عمودی، گاهاً خمیده، لوله‌های مغناطیسی را نشان می‌دهند. برای حفظ بقا‌ء شار مغناطیسی، این لوله‌ها با افزایش ارتفاع منبسط می‌شوند. این انبساط،‌ برای سادگی،‌ فقط برای یکی از لوله‌های مغناطیسی رسم شده است. برهمکنش پایه‌ی لوله‌های مغناطیسی با پلاسمای اطرافشان در سطح و زیر سطح خورشید، باعث ایجاد موج به صورت‌های مختلف (عمودی، افقی یا پیچشی) می‌شود. از نظر تئوری، این امواج ممکن است در راستای لوله‌های مغناطیسی (به عنوان حامل) به لایه‌های بالایی جو منتقل شوند.

از جمله مهمترین دستاوردهای پژوهشی اخیرمان، می‌توان به این موارد اشاره کرد: مطالعه دقیق ِ ساختار و دینامک عناصر و مناطق متمرکز مغناطیسی در نواحی آرام سطح خورشید، چگونگی برهمکنش و رابطه آنها با لایه‌های بالایی همرفتی خورشید، بهبودسازی اندازه‌گیری ِ فراوانی میدان مغناطیسی در نواحی میان–شبکه، شناسایی و مطالعه‌ی ایجاد و انتقال امواج مغناطیسی (با فرکانس‌های به مراتب بالاتر از گمان‌های قبلی) در داده‌های رصدی، و بررسی عوامل گرمایش در لایه‌های پائینی رنگین‌کره در جو خورشید.

[sc:footnote-area ]

۱.  شبکه: Network
۲.  میان-شبکه: Internetwork
۳.  لوله (شار) مغناطیسی: Magnetic Flux tube
۴. دانه خورشیدی:  Solar Granule
۵. اَبَردانه:  Super-grannule

نویسنده: شاهین جعفرزاده

 

[sc:end ]