بخشی از مقاله
چكیده
ابزار AIA موجود بر روی تلسکوپ فضایی SDO دادههای تصاویر خورشیدی را در طول موجهای مختلف و با وضوح باال برای ما ثبت میکند. این تصاویر در صافیهای مختلف، محدودهی نواحی فعال را پوشش میدهد که باید به آنها به شکل نقشههای دمایی نگریسته شود. این تصاویر با روشهای مختلفی تحلیل میشوند که به ما کمک میکنند تا ویژگیهای گوناگون نواحی فعال و حلقههای تاج را در هنگام وقوع شرارهها بررسی کنیم. در این مقاله به بررسی برخی روشهای مهم تحلیل تصاویر تاج و ویژگیهای حلقهها و نواحی فعال در هنگام وقوع شرارهها میپردازیم.
مقدمه
تصاویر خورشید در نواحی مختلف فرابنفش دور - EUV - ، اشعه ایکس نرم - SXR - و دیگر نواحی طول موجی توسط تلسکوپهای گوناگون مداری، مانند سوهو، تریس، استرو، هینوده و دیگر ماموریتهای فضایی ضبط میشوند. آخرین تلسکوپ فضایی - 1SDO - است که بیشترین حجم این تصاویر را برای ما ارسال می دارد. اسدیاو در 11 فوریه ۰1۰2 در مدار خود قرار گرفت. این تلسکوپ هر روز حجم زیادی اطالعات را از خورشید برای ما ثبت و ارسال میکند. این تصاویر اطالعات بسیاری دربارهی ساختار رنگین سپهر، ناحیهی انتقال و تاج و میدان مغناطیسی خورشید در اختیار ما میگذارند. تحلیل دقیق و معنادار دادهها تنها در صورتی ممکن است که انتخاب و تعریف وقایع و پدیدههای تاج، مشخص و روشن باشد. تحلیل حلقههای نواحی فعالِ تاج خورشید به ما کمک میکند تا همبستگی میان مکان حلقهها در این نواحی و تغییرات دمایی آنها را بررسی کنیم. تصاویر ماهوارهی اسدیاو با ابزارهای مختلف و در صافیهای متفاوتی ذخیره و طبقهبندی می شوند. اسدیاو دارای ابزارهای 2HMI، 3AIA، 4EVE است که در این بررسی با توجه به موضوع مورد نظر اغلب از دادههای AIA استفاده میکنیم.1 از میان پدیدههایی که در سطح تاج خورشید روی میدهند شراره2ها به دلیل تاثیری که بر آب و هوای زمین و ارتباطات مخابراتی روی زمین دارند برای ما بسیار اهمیت دارند و شناخت درست آنها و اطالع از زمان وقوعشان برای ما مهم است. شرارههای خورشیدی در نواحی فعال موجود در لکههای خورشیدی پیچیده اتفاق میافتند. یک شراره به شکل یک درخشش ناگهانی در نزدیکی سطح خورشید دیده میشود و در اثر آزاد کردن سریع انرژی در تاج خورشید رخ میدهد. به نظر میرسد از انرژی مغناطیسی غیرپتانسیلی ذخیرهشده نشات گرفته و با یک ناپایداری در پیکربندی مغناطیسی پرتاب میشود. این روند آشکارسازی انرژی از شتاب گرفتن ذرات غیرحرارتی و گرمایش پالسمای تاج یا رنگینسپهر حاصل میشود. این فرآیندها شامل طیف گستردهای از تابشها در تمام طولموجهای رادیویی، نور سفید، فرابنفش دور، اشعه ایکس نرم، اشعه ایکس سخت و حتی پرتوهای گاما در شرارههای بزرگ و رهاسازی انرژیای عظیم است. شرارههای بزرگ اغلب با پرتاب جرم تاج3 به فضای میانسیارهای همراه هستند. شرارهها و پرتاب جرم تاج از دو منظر مشاهداتی متفاوت دو نمود آزادسازی میدان مغناطیسی بزرگ مقیاس هستند. به این معنا که شرارهها به طور عمده در طول موجهای اشعه ایکس نرم، اشعه ایکس سخت و رادیویی تابش میکنند. در حالیکه پرتاب جرم مربوط به تابش سفید جرم پرتابشده در خارج تاج و خورشیدکره است.
اما مطالعات اخیر ثابت کردهاست که تحول هر دو روند با ناپایداری عادی میدان مغناطیسی آغاز میشود - . - Aschwanden, 2006 در طول پرتاب جرمها از سطح خورشید، شرارهها یکی از عوامل 1 برای مطالعه بیشتر درباره اطالعات تصاورِی هر ابزار نگاه کنید به et al . - Brown 2010 - اصلی موثر در جو فضایی هستند که محیط پیرامون زمین را تحت تاثیر قرار میدهند. شرارهها طبق قلهی شار - بر حسب وات بر متر مربع - از ۰۰1 تا ۰۰۸ پیکومتر اشعه ایکس نزدیک زمین - که توسط سفینهی فضایی GOES اندازهگیری میشود - به طبقههای A، B، C، M یا X تقسیم میشوند. هنوز واضح نیست که احتمال تولید یک شراره با اندازهای معین به ویژگیهای گروه لکهی خورشیدیای که در آن واقع میشود چه ارتباطی دارد. ابزارها و کدهای مختلفی گسترش یافتهاند که میتوانند در تحقیق و تحلیل پدیدههای فیزیکی موجود در تاج، مانند شرارهها و هاللی شکلها و همچنین در پردازش آماری زمان وقوع شرارهها و تغییر شکل حلقهها در هنگام وقوع شراره مفید واقع شوند. با کمک آنها همچنین میتوان به بررسی این نکته پرداخت که آیا تغییرات آرام یا ناگهانی برخی پارامترهای حلقه میتواند پیشبینیکنندهی فورانهای پرانرژیتر از ناحیهی فعال وابسته به آن باشد. ما در این مقاله به معرفی برخی روشهای مهم تحلیل تصاویر تاج و ویژگیهای حلقهها و نواحی فعال در هنگام وقوع شرارهها میپردازیم.
تصاویر تاج و شرارهها
روشهای مختلفی که تاکنون برای پیشبینی شرارههای تاج خورشیدی گسترش یافتهاست به طور خالصه از این قرارند: استفاده از آمار پواسون - Gallagher et al. 2002 - ، آمار بیزی - Wheatland, 2005 - ، ماشینهای برداری - Li et al. 2007 - ، تحلیل تفکیککننده - Barnes et al. 2007 - ، رگرسیون منطقی ترتیبی - Song et al. 2009; Yuan et al. 2010 - ، شبکههای عصبی - Colak & Qahwaji 2009; Ahmed et al. 2012 - ، پیشبینی کنندههای موجکی - Yu et al. 2010a - ، شبکههای بیزی - Yu et al. 2010b - ، تیمهای پیشبینیکننده - Huang et al.
- 2010، تحلیل افق حمایتشده - Mason & Hoeksema - 2010 و تجسم تجربی - Flaconer et al. 2011 - روشهایی بودند که تاکنون استفاده شدهاند. بلومفیلد و همکاران 12 - ۰ - 2 شرارههای اشعه x از ماهوارهی GOES و طبقهبندی گروه مک- اینتاش از چرخههای خورشیدی 21 و 22 را برای محاسبهی میانگین نرخهای شراره برای هر طبقهی مکاینتاش به کار بردند و از آنها برای مشخصکردن احتماالت پواسون برای قدرهای شرارهای مختلف استفاده کردند. آنها اندازهگیریهای مربوط به اعتبار پیش- بینی را مطالعه کردند که بتوان آستانههای بهینهای را یافت که با آن احتماالت شرارهی پواسونی را به پیشبینیهای بله/خیر تبدیل کرد و اینکار را برای شرارههای چرخه 23 انجام دادند. مطالعات آنها نشان داد که احتماالت پواسون با برخی از سیستمهای پیشبینی پیچیدهتر قابل مقایسه است، اما دارای بیدقتی است - Bloomfield . - et al. 2012
جوشی و همکاران نیز فوران تاج و فازهای تحولی زبانهی پرتابی خورشیدی را با کمک دادههای SDO و RHESSI در شرارهی M1.8 بررسی کردند و به این نتیجه رسیدند که همبستگی دمایی، فضایی و سرعتی بین زبانهی پرتابی و پالسموید نشانگر آن است که باز-اتصال مغناطیسی پرتاب سریع زبانه را در تاج پایینی حمایت میکند . - Joshi et al . 2016 - تیرگی حلقهها هنگام وقوع شراره زوانگ و همکاران نشان دادند که پیش از وقوع شراره حلقهها کمنور میشوند که میتوان آنرا نتیجهی کاهش چگالی در اثر بسط تدریجی سیستم حلقهای پیرامون طناب شار مغناطیسی -sشکل در طول افزایش آرام آن دانست . - Zhang et al. 2016 - آنها به بررسی کاهش نور تاجی قبل از شراره پرداخته و مشاهدات خود در طول موج های مختلف از شراره خورشیدی X1.6 ثبتشده از GOES و هاله CME تولیدشده توسط فوران MFR - طناب شار مغناطیسی -sشکل - در ناحیه فعال ۸۵121 در ۰1 سپتامبر 14۰2 بررسی کردند. فوران مذکور توسط ابزارای AIA و دادههای
مگنتوگرام آن توسط ابزار HMI مشاهده و ثبت شدهاست. شارهای SXR توسط فضاپیمای GOES و هاله CME توسط کرونوگراف روی ماهواره سوهو مشاهده و ثبت شدهاند. ۶۹ دقیقه قبل از شروع شراره/پرتاب جرم تاجی، کاهش نور تاجی قبل از شراره باریکی در دو انتهای MFR بهم پیچیده ظاهر گردید و به کندی همراه با شدت در حال کاهش نسبت به زمان گسترش یافت در حالی که پهنای ظاهری - 8−9 Mm - تقریبا ثابت بود. طی حالت های ضربهای و فرو افت شراره، جفت کاهش نور نیم دایره ای خاصی ظاهر شد و با وسعت بیشتر و شدتهای کمتر نسبت به کاهش نور تاجی قبل از شراره گسترش یافت. درصد کاهش شدت در 171 آنگستروم به ۰4 درصد می رسد. کاهش نور تاجی قبل از شراره در طول موج های 171، 3۹1 و 211 آنگستروم با بازه دمایی 0.6−2.5 MK بسیار قابل توجه هستند. همچنین بخش شمالی کاهش نور قبل از شراره می تواند در طول موج های 131 و ۵33 آنگستروم شناسایی شود. این بررسی نشان میدهد کاهش نور مذکور و تیرگی تاجی قبل از شراره میتواند با کاهش چگالی در نتیجه گسترش تدریجی سیستم حلقه تاجی اطراف MFR در طول افزایش آهسته MFR صورت گیرد.
شکل - a : 1 تصویر Å171 از ابزار AIA در زمان :11۰:3۵.UT1 ناحیهی فعال ۸۵121 با خطوط نقطهچین سفید نشان دادهشدهاند. - b تصویر 4۹Å در 1۰:۰:3۵UT1 که MFR با بردار سفید در آن نشان دادهشدهاست. یک برش عمودی - S1 - برای بررسی افزایش کند و گسترش حلقههای تاج استفاده شده- است - . - Zhang et al. 2016
