این سایت در حال حاضر پشتیبانی نمی شود و امکان دارد داده های نشریات بروز نباشند
ژئوفیزیک ایران، جلد ۱۹، شماره ۱، صفحات ۷۵-۹۴
عنوان فارسی جابجایی‌های عرضی کینک درحلقه‌های خورشید با استفاده از مدل استوانه‌ای نازک
چکیده فارسی مقاله دمای بالای تاج خورشید نسبت به لایه‌های زیرین آن مانند شیدسپهر و رنگین‌سپهر و شتاب بادهای خورشیدی هنوز دو موضوع حل نشده در فیزیک خورشید هستند. به‌علت بیشتر بودن فشار مغناطیسی نسبت به فشار گرمایی تاج، حلقه‌های خورشیدی ساختارهای مغناطیسی دارند که می‌‌‌توانند 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، زمان‌تناوب، سرعت فاز، سرعت آلفون و میدان مغناطیسی وابسته به آنها تعیین می‌گردد. پس از دریافت تصاویرو آماده کردن برش‌های زمانی از آنها، به روش موجک این نوسانات عرضی تحلیل می‌‌‌گردند. طول سه حلقه با تقریب نیم‌حلقه، به اندازه‌های 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 حلقه‌ها و میانگین وزن مولکولی در تاج و نیز میانگین چگالی عددی در تاج، میانگین زمان تناوب نوسانات به‌ترتیب در محدوده 0/3- 0/16، 0/3 -0/4 و 0/3-0/8  دقیقه به‌دست آمد. حداکثر سرعت فاز این نوسانات به‌ترتیب 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 لرزه‌‌شناسی با تقریب مدل استوانه‌ای نازک برای سه حلقه به‌ترتیب 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 بسامد‌های خاصی مد کینک پایه و اولین حالت برانگیخته کینک در لوله در حال نوسان ظاهر می‌‌‌شود. با توجه به نتایج این تحقیق می‌توان این نوسانات را  به عنوان نوسانات عرضی کینک تفسیر نمود. 
کلیدواژه‌های فارسی مقاله پردازش تصویر،میدان مغناطیسی،حلقه‌های خورشیدی،لرزه‌شناسی،تلسکوپ پرتو ایکس هینوده،
عنوان انگلیسی Kink transverse displacements in solar loops by a thin cylindrical model
چکیده انگلیسی مقاله The temperature increase of the solar corona compared to the lower layers solar atmosphere, such as the photosphere  and chromosphere, and the solar wind, are still two unsolved issues in solar physics. Due to the higher magnetic pressure of the corona compared to the thermal pressure of the corona, solar loops have magnetic structures that can play a role in the transfer of thermal energy in the upper solar atmosphere. Therefore, measuring the magnetic field in these structures is special importance. A seismological method based on MHD waves has recently been developed to measure the coronal magnetic field based on wave signatures observed in the solar atmosphere. Due to the presence of MHD waves, coronal waves can be generated in the vicinity of magnetic reconnections, or disturbances that can reach the solar corona through the photosphere-coupled magnetic field. The basis of this method is similar to the seismology of the sun. In this way, by observing and then considering the appropriate model for the corona structure, wave characteristics and physical parameters of the environment such as amplitude, temporal and spatial spectrum, temperature and density structures can be obtained and the observed properties with physical parameters compared. But the source of these waves has not been determined definitively, although p-states in the photosphere have been introduced as a clear candidate for the source of these waves. In this research, using the images observed with the Hinode X-ray telescope (Hinode/xrt) taken on 11 September, 2017 in the global time interval 06:20:16 to 17:56:25, the physical parameters such as loop length, period, phase speed, Alfven speed and the magnetic field related to them are determined by image processing and seismology. After receiving the images and preparing time slices from them, these transverse fluctuations are analyzed using the wavelet method. The length of three loops was determined by approximating half a loop as 113.0±1.1, 80.0 ±0.8, and 63.0±0.6 Mm. Considering the approximate values ​​of the plasma density in the rings and the average molecular weight in the corona as well as the average number density in the corona, the average time of oscillations was obtained in the range of 3.0-16.0, 3.0-4.0 and 3.0-8.0 minutes, respectively. The maximum phase speed of these oscillations was calculated in the range of 1250±628, 890±445 and 700±350 km s-1 for three loops. Also, maximum Alfven speed in each loop was determined as 904±452, 640±320, and 504±252 km s-1 respectively. The maximum magnetic field related to these oscillations was calculated by the seismological method with the approximation of the thin cylindrical model for three loops in the range of 16.0±8.0, 11.0±5.5, and 8.2 ±4.1 Gauss respectively. Also, the correlation of oscillations in the largest loop was analyzed by the wavelet method and the results showed that for certain frequencies, the basic kink mode and the first excited mode of the kink appear in the oscillating tube. According to the results of this research, these fluctuations can be interpreted as transverse kink oscillations.  
کلیدواژه‌های انگلیسی مقاله پردازش تصویر,میدان مغناطیسی,حلقه‌های خورشیدی,لرزه‌شناسی,تلسکوپ پرتو ایکس هینوده
نویسندگان مقاله حسین رضالو |
کارشناسی ارشد، گروه فیزیک، دانشکده علوم پایه، واحد تبریز، دانشگاه آزاد اسلامی، تبریز، ایران

سیما ضیغمی |
استادیار، گروه فیزیک، دانشکده علوم پایه، واحد تبریز، دانشگاه آزاد اسلامی، تبریز، ایران

نشانی اینترنتی https://www.ijgeophysics.ir/article_200741_df7e7d053760d669a78c6c97d27a9a40.pdf
فایل مقاله فایلی برای مقاله ذخیره نشده است
کد مقاله (doi)
زبان مقاله منتشر شده fa
موضوعات مقاله منتشر شده
نوع مقاله منتشر شده
برگشت به: صفحه اول پایگاه   |   نسخه مرتبط   |   نشریه مرتبط   |   فهرست نشریات