میدان مغناطیسی خورشید ؛ بررسی تکنیک های تکنولوژی SolmeX

  SolmeX تکنولوژی ای است برای مطالعه ی میدان مغناطیسی خورشید و از پنج تکنیک رصدی مختلف برای استخراج مقدار و جهت میدان مغناطیسی استفاده میکند.در این مطلب به بررسی ساختار های هدف اصلی هریک از تکنیک ها میپردازیم.

برای آشنایی بیشتر با تکنولوژی solmEx ابتدا کاوش در میدان مغناطیسی خورشید با تکنولوژی solmex را بخوانید .

در آن نوشته بیان شده که  SolmeX برای چه اهداف علمی ای استفاده میشود و هر یک از پنج تکنیک چیزی را در آن اهداف مشخص میکند. همچنین مشخص شده که هر تکنیک برای رسیدن به یک ساختار هدف اصلی مناسب است که این ساختار های هدف در زیر به تفصیل شرح داده شده است. در ادامه بر ابزارهای تشخیصی جدید برای اندازه گیری میدان مغناطیسی خورشید در ساختارهای هدف اصلی تمرکز خواهیم کرد.

 

 

1-کرونا در مقیاس بزرگ در بالای بدنه خورشید

انتظار می رود که مشاهده کرونا درمقیاس بزرگ در بالای بدنه فقط ساختار های ضعیف میدان مغناطیسی خورشید از 1 تا 100 گاوس را نشان دهد

این امر مستلزم استفاده از اثر هانل است (اثر هانل جهت گیری و قطبی شدن نور است زمانی که اتم های ساطع کننده نور تحت یک میدان مغناطیسی در یک جهت خاص قرار می گیرند خود توسط نور قطبی شده برانگیخته شده اند.آزمایش‌هایی که از اثر هانل استفاده می‌کنند شامل تشخیص حضور میدان‌های مغناطیسی است.) که مزیت آن این است که به میدان های مغناطیسی ای که به طور تصادفی جهت گیری می شوند نیز حساس است.

مناسب ترین خطوط طیفی یافت شده در محدوده UV، خطوط  103.2 نانومتری OVI است که جهت گیری خطی بالا (تا 25٪) از خود نشان می دهد که توسط میدان مغناطیسی ایجاد می شود و از طریق زاویه چرخش ماهواره SOHO (که توسط ناسا برای عکس برداری به اطراف خورشید فرستاده شده است) جهت گیری خطی خط OVI  تخمین زده میشود.

این روش تنها توسط یک طیف‌سنج UV اختصاصی برای مشاهدات خارج از اندام که نور UV از دیسک خورشیدی را مخفی می‌کند قابل دستیابی است.. این کار توسط CUSP در SolmeX انجام می شود و به نسبت سیگنال به نویز 100 در اندازه گیری های پلاریمتری خطوط UV می رسد، بنابراین حساسیت کافی برای شدت میدان مغناطیسی مورد انتظار را فراهم می کند.

 

 

2-کرونا در خارج از بدنه خورشید در بالای نواحی فعال

این هدف به بهترین شکل توسط یک طیف سنج مادون قرمز (IR) تصویربرداری و اندازه‌گیری می‌شود. بالای مناطق فعال، خطوط IR شکاف بزرگی از اجزاء اثر زیمن را نشان می‌دهند( اثر زیمن تقسیم یک خط طیفی به چندین جزء در اثر حضور یک میدان مغناطیسی ساکن است.)

این شبیه به اثر استارک است، یعنی تقسیم یک خط طیفی به چندین جزء در حضور میدان الکتریکی) این به ما امکان می دهد جهت و قدرت میدان مغناطیسی را استنتاج کنیم، اگر سیگنال قطبش خطی تولید شده توسط فرآیندهای پراکندگی نیز در نظر گرفته شود.

از آنجایی که کرونا در بالای یک ناحیه فعال (زمانی که در نزدیکی اندام قرار دارد) در بالای بدنه روشن است، تغییرات زمانی قابل تشخیص است که امکان مطالعه امواج آلفون، یعنی اعوجاج‌های میدان مغناطیسی خورشید را ممکن می‌سازد. این اندازه‌گیری‌ها حدود 30 گاوس را در 0.05 شعاع خورشید بالاتر از بدنه نشان دادند و نشان دادند که دقت جهت گیری باید در حدود 0.001 درصد باشد تا مقادیر قابل اعتمادی برای میدان مغناطیسی خورشید بدست آید.

مشاهدات زمینی از سطح بالایی از نور سرگردان در جو زمین رنج می برند که نسبت سیگنال به نویز و در نتیجه دقت قطبی را محدود می کند. این امر از مشاهدات بالاتر از 0.15 شعاع خورشید بالاتر از بدنه جلوگیری می کند و بر نیاز مبرم به مشاهدات مبتنی بر فضا تأکید می کند.

دقت جهت گیری در 17.4 نانومتر برای ارتفاع‌های مختلف بالاتر از سطح پیش‌بینی شده است. h مقدار بالاتر بودن از بدنه را نشان میدهد . با تراکم حدود  10⁸ cm^-3، دقت جهت گیری بسیار بالاتر از 10^-3 را می توان برای حلقه های تاج معمولی انتظار داشت که با EIP در SolmeX قابل تشخیص خواهند بود. پانل سمت چپ یک تصویر کرونا مشابه آنچه که انتظار داریم در کانال شدت EIP مشاهده کنیم را نشان می دهد.

 

3- ساختارهای کرونا روی دیسک

ساختارهای کرونا روی دیسک، از جمله آنهایی که در نزدیکی  بدنه خورشید قرار دارند، به بهترین شکل در خطوط طیفی 17.4 نانومتری FeX فرابنفش (EUV) تولید شده توسط پلاسمای کرونا مشاهده می شوند. این کار توسط SOHO، به وسیله تصویربرداری با وضوح بالا به طور موفقیت آمیزی انجام شد.

اما آنها فقط اطلاعاتی در مورد شدت ارائه می دهند. خطوط EUV باید جهت گیری خطی را نشان دهند که می توانند جهت میدان مغناطیسی خورشید را در حلقه های کرونا استنباط کند. خطوط طیفی 17.4 نانومتری FeX در طول موج های مرئی (جایی که دیسک خورشیدی بسیار روشن است) به شدت قطبی می شود. بخش قابل توجهی از این قطبش سطح اتمی را می توان با تحریک برخوردی به سطح بالایی خطوط طیفی 17.4 نانومتری FeX منتقل کرد.

با  انتشار جهت گیری خطی سطح بالایی که به این ترتیب قطبی شده است، سپس انتشار جهت گیری خطی در خطوط طیفی 17.4 نانومتری FeX میتوان جهت میدان مغناطیسی خورشید را از سیگنال قطبش خطی بدست آورد. برای ساختارهای تاجی معمولی با تراکم تا 10⁹ cm^-3، سیگنال قطبش خطی انتظار می رود کسری از درصد باشد که با قطبش سنج تصویربرداری EIP قابل تشخیص است.

 

4-ساختارهای ضعیف کرونا روی قرص خورشید

این هدف به بهترین شکل با یک طیف سنج UV مشاهده می شود. این ابزار باید پوشش طیفی خوب را با توانایی تصویربرداری از یک منطقه مناسب ترکیب کند. برای مشاهدات روی قرص خورشید دو خط طیفی Ly-a با 121.5 نانومتر و C IV با 154.8 نانومتر مناسب هستند. هر دو در ناحیه گذار از کروموسفر به کرونا در شعاع های مختلف تشکیل می شوند.

انتظار می رود که فرآیندهای پراکندگی در پلاسمای ناحیه گذار جهت گیری خطی در Ly-a ایجاد کنند که از طریق اثر هانل میدان مغناطیسی خورشید را نشان می دهد .در حالی که در نزدیکی بدنه خورشید انتظار غیر قطبی شدن و عدم جهت گیری خطی نور ها می رود،اما طبق مشاهدات مرکز دیسک، اثر هانل میدان های مغناطیسی ، قطبی شدن و جهت گیری خطی را به وجود می اورد می کند.

در هر دو مورد می‌توانیم جهت گیری خطی در حد 0.5% برای Ly-a را انتظار داشته باشیم .اندازه‌گیری اثر هانل در Ly-a هدف اصلی آزمایش موشک CLASP است که توسط ناسا برای مطالعه میدان مغناطیسی خورشید فرستاده شده است . با توجه به خط 154.8 نانومتری CIV ، در مناطقی با میدان مغناطیسی به اندازه کافی قوی، این خط یک علامت قابل اندازه گیری در قطبش دایره ای از طریق اثر زیمن را نشان می دهد.

سطح قطبی شدن نیز حدود کسری از درصد است. این را می توان در مناطق فعال، همچنین در ساختارهای کوچکتر مانند منافذ و احتمالاً در مناطقی که میدان مغناطیسی خورشید قوی است انتظار داشت. اندازه‌گیری‌های قبلی با ابزار UVSP/SMM با دقت پلاریمتری درست زیر 1% هیچ نتیجه قطعی بجز در لکه های خورشیدی  نداشت(لکه های خورشیدی پدیده هایی در فتوسفر خورشید هستند که به صورت لکه های موقتی تیره تر از نواحی اطراف ظاهر می شوند. این لکه ها مناطقی هستند با کاهش دمای سطح ناشی از بالا بودن چگالی شار مغناطیسی).

لکه های خورشیدی

 

5-ساختارهای مغناطیسی کروموسفر

این ساختارها را می توان با تصویربرداری طیفی-قطبی در کروموسفرآشکار کرد. از جمله خطوط طیفی امیدوار کننده برای این تشخیص، خطوط 280 نانومتری  Mg II h و Mg II k هستند . هر دو خط به اثر زیمن حساس هستند.علاوه بر این، انتظار می‌رود که خط MgII k سیگنال‌های قطبش خطی قوی را به دلیل فرآیندهای پراکندگی نشان دهد، که از طریق اثر هانل به میدان مغناطیسی کروموسفر فوقانی خورشیدی حساس هستند برای MgII k می توان بردار استوکس کامل را اندازه گیری کرد، یعنی قطبش خطی و دایره ای ثبت می شود.

این به شخص اجازه می دهد تا بردار کامل میدان مغناطیسی (جهت و قدرت) را بدست آورد.. بر اساس مدل های جوی 1 بعدی می توان سیگنال قطبیت را از خطوط MgII تخمین زد. به عنوان مثال، شکل زیر قطبش دایره ای ایجاد شده توسط اثر زیمن را با فرض یک میدان مغناطیسی موازی با خط دید (نزدیک به مرکز دیسک) نشان می دهد.

برای میدان های مغناطیسی معمولی کروموسفر فوقانی مناطق فعال، قطبش دایره ای مورد انتظار MgII k از مرتبه 1٪ است. در کروموسفر آرام خورشید می توان انتظار داشت که قطبش خطی چند درصد باشد که از طریق اثر هانل به میدان های ضعیف تر در آنجا حساس است. از آنجایی که ساختارهای مغناطیسی کروموسفر ریشه در فوتوسفر دارند، اندازه‌گیری‌های  زمانی و فضایی بردار میدان مغناطیسی فتوسفر مورد نیاز است. چنین اندازه گیری هایی را می توان با ثبت بردار کامل استوکس، به عنوان مثال، در خط 525 نانومتری Fe I به دست آورد.