ساختار و دینامیک گرفتگی تاج سفید خورشیدی (مقاله فروردین 91)

با سلام

مقاله فروردین 91، مطلبي با عنوان "ساختار و دینامیک گرفتگی تاج سفید خورشیدی" است به نوشته جناب پاساکوف و سایر همکارانشان که به همت اعضای محترم

کلوپ نجوم آوااستار ترجمه شده و هم اکنون در متن فروم در اختیار سایر دوستان قرار خواهد گرفت.

مترجمین:

سارا شهابی فر، سیما السادات دشمن فنا یزدی، سمانه عاقلپسند، رضا طامهری، منیژه حیدری، مائده سید مردانی

ویرایش ترجمه:

سیما السادات دشمن فنا یزدی

با تشکر از:

آقايان جي. ام. پاساکوف و حميد خداشناس برای در اختیار قرار دادن متن اصلی

و آقايان پیمان اکبرنیا، احسان ابراهیمیان و خانم شهین دخت ایران نژاد بخاطر همکاری صمیمانه ایشان

-------------
برای دانلود پی دی اف این مقاله کلیک کنید.

ساختار و دینامیک گرفتگی تاج سفید خورشیدی در تاریخ 11 ژولای 2010

J. M. Pasachoff1, V. Ruˇsin2, H. Druckm¨ ullerov´a3, M. Saniga2, M. Lu4, C. Malamut4,5,10
, D. B. Seaton6, L. Golub7, A. J. Engell7, S. W. Hill8, and R. Lucas9

1 دانشکده ویلیامز – رصدخانه هاپکینز، Williamstown، MA 01267-2565، ایالات متحده آمریکا؛ eclipse@williams.edu

2 مؤسسه نجومی، آکادمی علوم اسلواک، 059 60 Tatransk´a Lomnica، اسلواکی؛ vrusin@ta3.sk,
msaniga@ta3.sk

3 دانشگاه تکنولوژی برنو (Brno)، Technicka 2، 616 69 Brno، جمهوری چک؛ hanadruck@seznam.cz

4 بخش نجوم، دانشکده ویلیامز، Williamstown، MA 01267-2565، ایالات متحده آمریکا؛
muzhou.lu@williams.edu

5 بخش نجوم، دانشگاه Wesleyan، Middletown، CT 06459-0123، ایالات متحده آمریکا؛ cmalamut@wesleyan.edu

6 رصدخانۀ سلطنتی- SIDC بلژیک، 1180 بروکسل، بلژیک؛ dseaton@oma.be

7 MS-58، رصدخانۀ اختر فیزیکیِ Smithsonian، کمبریج، MA 02138، ایالات متحدۀ آمریکا؛ golub@cfa.harvard.edu, aengell@cfa.harvard.edu

8 Code 671.1، مرکز پرواز فضایی Goddard، Greenbelt، MD 20771، ایالات متحده آمریکا؛ steele.w.hill@nasa.gov

9 مدرسۀ فیزیک، دانشگاه سیدنی، سیدنی 2006، استرالیا؛ lucas@physics.usyd.edu.au

دریافت شده در تاریخ 11 مارس 2011؛ پذیرفته شده در تاریخ 30 مارس 2011؛ منتشر شده در تاریخ 6 ژوئن 2011

خلاصه

در تاریخ 11 ژولای 2010 ، تاج سفید خورشیدی (WLC) در مدت زمان کسوف کامل توسط چندین گروه در سرتاسر اقیانوس آرام و تعدادی از جزایر مجزا که در مسیر سایۀ ماه قرار داشتند، مشاهده شد. ما مقایسه ای از WLCِ مشاهده شده توسط گروههای کسوف واقع در جزیرۀ مرجانیTatakoto در French Polynesia و در Easter Island ارائه می دهیم، که 83 دقیقه بعد، با مشاهدات فضاییِ تقریباً همزمان ترکیب شده اند. کسوفی که در آغاز چرخه خورشیدی مشاهده شد، طولانی تر از کسوفی که بعد از کمینۀ خورشیدی رخ داد نبود. با این وجود، تاج خورشیدی ازدیاد ویژگیهای مختلف را نشان می دهد (مثل حفره های تاجی، جریانهای تاجی(helmet streamers)، تشعشعات قطبی، حلقه های بسیار محو و جریانهای باریکِ شعاعی، فوارانهای تاجی، و یک شیء پرده مانند گیج کننده در بالای قطب شمال). با مقایسۀ مشاهدات صورت گرفته از دو محل می توانیم برخی پدیده های پویا را پیدا کنیم. رصدهای گرفتی، بیشتر با مدل hairy ballِ میدان مغناطیسی و تصاویر تقریباً همزمانی مقایسه می شوند که از سامانۀ تصویر برداری جوی در رصدخانۀ دینامیک خورشیدی ناسا، تصویر بردار ماوراء بنفش نهایی در ماهوارۀ دوقلوی Solar Terrestrial Relations Observatory(رصدگاه ارتباطات زمینی- خورشیدی)، دیدبان خورشید، با استفاده از جستجوگر فعالِ سیستم پیکسلی و پردازش تصویر در ماهوارۀ PROBA2 متعلق به ESA (آژانس فضایی اتحادیه اروپا)(PRoject for Onboard Autonomy)، و زاویۀ بزرگِ آزمایشگاه تحقیقاتیِ نیروی دریایی (Naval Research Laboratory’s Large Angle) و تاج نگار طیفی در رصدخانۀ (ماهواره) خورشیدی سوهو متعلق به ESA، گرفته می شوند. ضریب فشردگی Ludendorff برای این مرحلۀ صعودیِ چرخۀ فعالیت خورشیدی، 0.156 است، که با بیضیت (ellipticity) مورد انتظارِ ایزوفوتهای تاجی (coronal isophotes) در 2 R_ʘ تطبیق می یابد.

کلمات کلیدی: خورشید گرفتگی(کسوف) – خورشید: فام سپهر – خورشید: تاج خورشیدی – خورشید: فورانهای توده ایِ تاج خورشیدی (CMEها)- خورشید: توپولوژی مغناطیسی- خورشید: تشعشعات UV

مطالب صرفاً آنلاین: اشکال و تصاویر رنگی

1. معرفی

ساختار شکلی و فیزیکیِ تاج سفید خورشیدی (WLC)، تحت تسلط میدان‌های مغناطیسیِ وسیع خورشید قرار دارند که هنوز امکان اندازه‌گیری مستقیم آنها وجود ندارد. معروف است که شکل WLC به فازِ متعلق به یک چرخۀ خورشیدی حساس می‌باشد (Golub & Pasachoff 2010; Pasachoff 2009a, 2009b). شروع چرخۀ حاضر (24) کاملاً خاص و عجیب بود بدین معنا که گرچه فعالیت در فتوسفر (شید سپهر) بسیار کم بود، اما WLC یک ساختار فوق العاده غنی و متنوع را به نمایش گذاشت.

ما نتایج مشاهدات WLC در طی کسوف کلی 11 ژولای 2010 را ارائه می‌کنیم، که توسط دو گروه مستقر در دو مکان مجزا در اقیانوس آرام صورت گرفت: یکی در جزیرۀ کوچک مرجانی Tatakoto، که تقریباً در فاصلۀ 1200 کیلومتری شرق Tahiti قرار دارد، و دیگری در جزیرۀ Easter Island (اختلاف زمانی بین دو مکان حدوداً 1 ساعت و 23 دقیقه است). برخی از این نتایج نیز با مشاهدات فضاییِ مشابه مورد مقایسه قرار می‌گیرند.
مقایسه‌های ما از نظر روش با مشاهداتی که از آن دو مکان رصدی در طی کسوف سال 2006 (Pasachoffet al. 2007, 2008) و در طول کسوف سال 2008 (Pasachoff et al. 2009) گزارش کردیم، مشابه است، اما در یک فاز متفاوت از چرخۀ فعالیت خورشیدی، با یک ساختار تاجی متفاوت، و با یک فوران تاجیِ انفجاری(CME). حال آنکه این مشاهدات از فضاپیمای خورشیدیِ جدید و تنظیمات جدید، شامل ابزاری که در رصدخانۀ دینامیک خورشیدیِ ناسا (SDO) وجود دارند و ماهوارۀ PROBA2 (PRoject for Onboard Autonomy) و نیز پوشش کامل خورشید- من جمله پوشش تمام نقاط پنهان آن- از ماهواره دوقلوی STEREO(Solar Terrestrial Relations Observatory) متعلق به ناسا، که مناظر بیرونیِ تاجی را نیز از هر دو چشم اندازش فراهم کرد، بهره می‌برند.

2. اطلاعات پایه در مورد مشاهدات کسوف 11 ژولای 2010

مسیر سایۀ کسوف کامل که در طول هزاران کیلومتر از اقیانوس کشیده شده بود، خشکی‌هایی را در جزایر Cook Islands، جزیرۀ Easter Island، تعدادی جزایر مرجانیِ French Polynesian و رأس جنوبیِ آمریکای جنوبی در نوردید. شرایط آب و هوایی در جزیرۀ Easter Island عالی بود. در طی سایۀ کسوف کامل در جزیرۀ مرجانی Tatakoto ابرهای لوله‌ای در آسمان بوجود آمده بودند، بطوریکه فقط می‌شد بخشی از این سایه را مشاهده کرد.

2.1. مشاهداتTuamotu (Tatakoto Archipelago)

محل رصد و مشاهدۀ این پدیده در جزیرۀ مرجانیِ Tatakoto در French Polynesia در 139°20'0".3 غربی و 17°20'39".3 جنوبی قرار داشت. مشاهدات به وسیله‌ هفت تلسکوپ صورت گرفت که فاصلۀ کانونی آنها بین 70 میلی متر تا 1640 میلی متر متغیر بود. تصویر1 (بالا)، ساختار مناسب WLC را نشان می دهد که توسط روش Druckm¨uller (Druckm¨uller et al. 2006; Pasachoff et al. 2006; Druckm¨uller 2009) با استفاده از داده هایی که از این مکان رصدی گرفته شده بود، پردازش شده است.

فایل پیوست 3889

فایل پیوست 3890

تصویر 1. تصاویر پردازش شدۀ کامپیوتری از wLC در Tatakoto در ساعت 18:48:00 بوقت جهانی (تصویر بالا ) و جزیره Easter Island در ساعت 20:11 به وقت جهانی (عکس پایین) گرفته شده‌اند. زوایای جهتی بر روی لبه خورشید نشان داده شده‌اند (دایره سفیدرنگ) . علامت‌ها در متن توصیف شده‌اند. (تصاویر (بالا) : Miloslav Druckm¨uller, Martin Dietzel, Shadia Habbal,&Vojtech Ruˇsin ؛ (پایین): Jay M. Pasachoff, Hana Druckm¨ullerov´a, Muzhou Lu,&Craig Malamut ).

(نسخه رنگی این تصویر در مجله آنلاین قابل دسترسی است.)


2.2 . مشاهدات جزیره Easter Island

محل رصدی ما در جزیره Easter Island، که به وسیله‌ Chile اداره شد، در 19’23” °109 غربی و 28°04’26” جنوبی قرار داشت. این مشاهدات به وسیله چهار دوربین که فاصلۀ کانونیشان از 400 میلی متر تا 1200 میلی متر متغیر بود، و یک تلسکوپ TeleVue با فاصله کانونی 1200 میلی متر صورت گرفت. تصویر 1 (پایین) ساختار ظریفی از WLC را نشان می دهد که توسط شیوۀ Druckm¨uller (Druckm¨uller et al. 2006; Druckm¨uller 2009 ) و با استفاده از اطلاعاتی که از این مکان رصدی گرفته شده، پردازش شده است.

فایل پیوست 3891

تصویر 2. تصویر 28.4 میلی متریEUV از تاج. فلش، وضعیت تقریبی فضای خالی تاجی را مشخص می‌کند. بطور غیر عادی، به شکل نوک هلال است، مانند یک جریان تاجی (helmet streamer) و بر خلاف اکثر حفره‌ها. شاید بیشتر این ویژگی در سمت پنهان خورشید باشد. (امتیاز تصویر: ESA/NASA/SOHO/EIT )
(نسخۀ رنگی این تصویر در مجله اینترنتی قابل دسترسی است.)

3. ویژگی‌های برجسته ساختار WLC

به عنوان اولین تخمین، WLC (گرفتگی تاج خورشیدی) که در 11 ژولای 2010 رخ داد را می‌توان به عنوان یک نوع گذرا همراه با حفره‌های تاجی بسیار مشخص که با قدری تشعشعات یا ستونهای گازیِ قطبی پر شده‌اند، مورد توجه قرار داد. قابل توجه‌ترینِ این حفره‌ها، حفره‌ایست در بالای قطب شمال (که در طول P.A.s، در جهت عقربه‌های ساعت از º342 تا º10 امتداد می‌یابد)، و حفره‌ای که در بالای قطب جنوب واقع شده است (از º166 تا º196). ساختارهای منحنی‌شکل و درخشانی که حفرۀ مشهودِ بالای قطب جنوب را می‌سازند مطمئناً حلقه‌های بزرگ و بسته‌ای هستند که در امتداد مرز حفرۀ قطب جنوبی ریشه دارند، که در تصویر 4 نشان داده شده است. علاوه بر این، یک جفت زبانه (فوران) که در º218 و º224 مشاهده شده‌اند، با یک جریان تاجی کوچک و واضح (Minihelmet streamer) همراه هستند که به نظر می‌رسد تشعشعاتش از شکل تشعشعات قطبی در بالا تبعیت می‌کند. این جریان نمونه‌ای از یک شبه جریان (pseudostreamer) است (Wang et al. 2007 ) که قطبیت مثبتِ حفرۀ قطب جنوبی را از حفره‌ای در عرض جغرافیایی پایین‌تر با همان قطبیت، جدا می‌سازد. این حفرۀ واقع در عرض جغرافیایی پایین‌تر، در تاریخ 3 ژولای، نزدیک نصف النهار مرکزی قرار داشت (به تصویر 193 Å متعلق به انجمن تصویر برداری اتمسفری (AIA) واقع در لینک زیر مراجعه نمایید http://sdowww.lmsal.com/suntoday). شبه جریان‌ها (Pseudostreamer) دو خط وارونگیِ قطبیت را روی هم قرار می‌دهند، و بدین گونه طاقهای دوگانه‌ای را با دو رشته در بر می‌گیرند.

سپس، دو سیستم قابل توجه از جریان‌های تاجی وجود دارند. سیستم اول در منطقه‌ای که از º10 تا º55 گسترده شده، قرار دارد؛ و مبنای آن وقف چندین زبانۀ کوچک و نسبتاً جزئی شده است مثل زبانه‌هایی که در º34 و º75 واقع شده‌اند. سیستم دوم، زنجیرۀ بزرگترِ نوارهاست که از º96 تا º165 مشاهده شده، و بسیاری از زبانه‌های ریز وابسته واقع در º104، º21، و º143 را در بردارد؛ در دو وضعیت اخیر می‌توان زبانه‌های دوتاییِ واضحی را که از یکدیگر به اندازۀ حدوداً º5 جدا شده‌اند، تشخیص داد. منطقه این بین، یعنی بین º55 تا º96، اندکی از تشعشعات قطبی را کاملاً نمایان می‌کند، با این وجود دامنۀ آنها به سختی قابل تشخیص است. این نوع ساختار بزرگ و بادبزن مانند وقتی اتفاق می‌افتد که محور جریان طاقی در آسمان افقی و صاف قرار گیرد تا عمود بر آن (به طور مثال به تصویر 10 در Wang et al. 2007 مراجعه کنید). در این مورد ، یک شبه جریان (pseudostreamer) بزرگی "با نمای روبرو" در لبۀ شمال شرقی وجود دارد، که با حلقه‌های منطقۀ فعال که درست جلوی لبۀ شرقی ریشه دارند، ترکیب می‌شود.

یکی دیگر از محل‌های قابل توجه بین °235 و°272 قرار دارد، که با انبوهی از پرتوهای شعاع گرا مشخص می‌شوند، که یک جریان تاجی کلاسیک را تشکیل نمی‌دهند؛ این ویژگی آشکار ممکن است ناشی از حضور چند زبانۀ فاصله‌دارِ نامنظم باشد که با فن‌های(بادبزن‌ها) حلقه‌ها در °242،°253،°308 و °320 همراه است. یک انفجار بزرگ و آهسته در روز کسوف، زودتر در این نقطه اتفاق می‌افتد و می‌توان آن را با یک ابزار تاج نگار طیف سنجی زاویه باز (LASCO) C2 مشاهده کرد که فیلم تفاوت [آنها] را پخش می‌کند؛ این فیلم "ظاهر باز شده" را شرح می‌دهد. یک جریان تاجی پیاز مانند ظاهری در °298 تا °328 مهار شده و با دو زبانه در °308 و °328 متصل شده‌اند که آنها نیز در خور توجه هستند. این ویژگی یک شبه جریان دیگر (pseudostreamer) است، که قطبیت منفی حفرۀ قطب شمالی را از قطبیت منفی یک حفرۀ کوچک در عرض جغرافیائی پائین تر جدا می‌سازد (به نمودار hairy ball مراجعه کنید). حفرۀ استوائی را می‌توان در تاریخ 5 ژولای در تصویر AIA 193 Å در وب سایت Suntoday LMSAL ، در مرکز دیسک مشاهده کرد.
مبناهای جریان‌های تاجی (helmet streamers) حفره‌های تاجی واقع در P.A.s 32° و°144 را نشان می‌دهند، که به راحتی از تصاویر تاجی که توسط AIA در SDO (AIA/SDO)ِ ناسا گرفته شده، و سپس به وسیلۀ مشابهِ یک فیلتر مدرجِ شعاعی پردازش شده‌اند، نیز قابل تشخیص هستند (به تصاویر5، 6، و 9 رجوع کنید). حفره دیگر با جریان تاجی پیاز مانند در PA 320° همراه می باشد.

فایل پیوست 3893 فایل پیوست 3892

فایل پیوست 3894

تصویر 3. توزیعات فضائی میدان‌های مغناطیسی سطح خورشیدی (تصویر بالا سمت چپ) و نواحی فعال مشاهده شده در Fe xii در 193 Å، 1,600,000 K (بالا سمت راست)، و در He ii در 304Å(پائین سمت چپ) توسط ماهوارۀ SDO ناسا (HMI برای میدان مغناطیسی و AIA برای تصاویر دیگر ) در زمان کسوف جزیره Easter Island مشاهده شد. یک سوراخ تاجی بزرگ از قطب شمال به قطب جنوب را جاروب کرد، جائی که این حفره با یک حفرۀ تاجی قطبی مشخص برخورد می‌کند. مناطق فعال و سیستم‌های وابستۀ حلقه‌های مغناطیسی نیز از مشاهدات تاجی PROBA2/SWAP قابل تمایزند (تصویر 5 (a)). مجموعۀ کاملی از تصاویر AIA/SDO از نزدیکیِ زمان کسوف در اسناد تکمیلی موجود می باشد. (امتیاز تصویر: SDO/LMSAL/NASA.)

(نسخۀ رنگی این تصویر در مجله اینترنتی قابل دسترسی است.)

بررسی دقیق تصاویرِ WLC با کیفیت بالا، یک شیء "سحابی مانند" محو و گسترده را داخل حفرۀ تاجی در بالای قطب شمال نشان می‌دهد. این نوع ساختار اولین بار در طی کسوف 29 مارس 2006 کشف شد (Pasachoff et al. 2007) و ما آن را ویژگی "پرده-مانند" خواندیم (به تصویر1، نشانۀ "پرده" رجوع کنید). اینجا، پرده بین °350 و °360 واقع شده است، و انتهای بالاییِ نسبتاً تیزش، در °356 بهترین موقعیت مشاهده را دارد، و در حدود 360000 کیلومتری (1.52 شعاع خورشیدی) بالای سطح خورشیدی واقع شده است؛ با مقایسۀ تصاویر گرفته شده در Tatakoto و Easter Island، ما نتوانستیم در فاصلۀ زمانی 83 دقیقه هیچ تغییر موقتی در شکل آن را تشخیص دهیم. گرچه ممکن است که این ویژگی، طاق ناشی از انفجار رشته‌ای باشد که در طرف پشت [خورشید] اتفاق افتاده است، نمودار hairy ball پیشنهاد می‌کند که این پرده فقط طاقِ حلقه‌های بلند و بسته، در جلوی حفرۀ قطب شمالی می‌باشد. این که هیچ تغییری در ساختار بین دو مشاهدۀ کسوف وجود نداشت این نکته را تقویت می‌کند، همانطور که ساختار مشابهی که در کسوف سال 2006 مشاهده شده بود، همین کار را انجام داد.

یک حفره به اندازۀ حدوداً °140 در اطراف زبانه قابل رویت است یعنی در جنوب – جنوب شرقی تصاویر ترکیبی. از تصاویر نور مرئی و نور مادون قرمزِ کسوف 2006 و 2008 که Fe x را از طریق Fe xiv ارائه می‌دهند، Habbal et al. (2010a) نشان می‌دهد که چگونه پلاسمای داغ اطراف زبانه‌ها تحت تأثیر میدان مغناطیسی قرار گرفته ، و پیچیده شده‌اند. Kucera et al. (2010) نیز با استفاده از مشاهدات مادون قرمزشان از کسوف، در مورد مشاهدات زمینی/فضاییِ حفره های تاجی بحث می‌کند.

در آخر، به یک فضای خالی یا حفرۀ تاجی بین °231 و °232 اشاره می‌کنیم (به تصویر 1 رجوع کنید) که به نظر می‌رسد دو سیستم مجزا از ساختارهای تاجی را از هم جدا سازد. این فضای خالی در تصاویر گرفته شده در Easter Island و در تصاویر فضایی EUV 284Å (فرا بنفش) نیز قابل مشاهده است (تصویر 2). این فضای خالی در طرف استواییِ شبه جریانی که در اولین پاراگراف این بخش ذکر شد، واقع شده است. چون شبه جریان‌ها دو حفرۀ تاجی با قطبیت یکسان را از هم جدا می‌کنند (Wang et al. 2007)، این فضای خالی ممکن است بخوبی حفرۀ موجود در عرض جغرافیایی پایین تر را نشان دهد که در تاریخ 3 ژولای نزدیک نصف النهار مرکزی ظاهر شد.

ویژگی‌های برجستۀ WLC که در بالا توصیف شد، همانطور که تا کنون تأکید شده، تنها اولین تخمین‌ها هستند؛ در تصاویر پردازش شده‌ای که با تلسکوپ‌هایمان گرفته‌ایم و کیفیت فضایی بیشتری را فراهم می‌آورند، جزئیات بسیار بیشتری را می‌توان دید و آشکار ساخت. Habbal et al. (2010b) نیز به همین نحو از تصاویر پردازش شده از کسوفهای 2006 و 2008، به عنوان بخشی از بررسیشان در مورد نسبتهای خط گسیل (انتشار) و عبور از پلاسمای برخوردی به پلاسمای بدون برخورد، استفاده می‌کنند.

تصاویر ما جدیدترین مقدار ضریب فشردگی Ludendorff را فراهم می‌آورند، که بیضویت ایزوفوتوهای تاجی را اندازه گیری می‌کند. مقدار اندازه گیری شده ما که 0.156 است، برای انحنای این فازِ 0.4+ از چرخۀ فعالیت خورشیدی مناسب است(Golub & Pasachoff 2010 و مرجع‌های موجود در آن؛ تصویر 4.11 از آنها بر پایۀ اطلاعات ناشی از ارتباطات خصوصی S. Koutchmy, V. Ruˇsin, and M. Druckm¨uller، 2010، قرار دارد؛ به Pishkalo 2011نیز مراجعه کنید).

فایل پیوست 3895

تصویر 4. ترکیب خط میدان تاجی، همانگونه که از زمین دیده می‌شود، در ساعت 20:00 بوقت جهانی(UT) در تاریخ 11 ژولای 2010، بر روی تصویر کسوف از تصویر 1 قرار داده شد که کیفیت لبۀ آن ارتقاء یافته بود (پایینی). میدان تاجی با بکارگیری یک برون یابیِ PFSS (Schatten et al. 1969) با R_(source-surface) = 2.5 R_ʘ نتیجه گیری شده است، برای نقشۀ میدان مغناطیسی فتوسفریِ NSO برای CR2098 (از 16 ژوئن تا 13 ژولای 2010). خطوط میدانی با رنگ نشانه گذاری شده‌اند همانطور که در تصویر 6 از Wang et al. (2007) دیده می‌شود: خطوط میدانی باز با رنگ آبی (سبز) نشانه گذاری شده‌اند اگر به سمت بیرون (درون) جهت دار باشند؛ خطوط میدانی بسته اگر فراتر از r = 1.5 R_ʘ گسترش یابند نارنجی هستند، در غیر این صورت قرمز می‌باشند. سیاه، خاکستری تیره، خاکستری روشن، و سفید به مناطقی از فتوسفر اشاره دارند که بترتیب Br < −6 G, −6 G < Br < 0 G, 0 G < Br < + 6 G و Br > + 6 G، جایی که Br جزء شعاعی میدان فتوسفری را نشان می‌دهد، با میانگین بیش از °5 پیکسل، که رزولوشن کافی برای ضبط ساختارهای مقیاس بزرگ مثل جریان‌ها و حفره‌های تاجی است. (نمودار hairy ball توسط Y.-M. Yangبر مبنای داده‌های میدان فتوسفری از NSO؛ ترکیب ایجاد شده توسط Zuzana Kaˇnuchov´، مؤسسۀ نجومی، آکادمی علوم اسلواک .)

(نسخۀ رنگی این تصویر در مجله اینترنتی قابل دسترسی است.)

4. قابل توجه ترین دینامیکِ مقیاس بزرگ WLC

تغییرات کوتاه مدت ساختارهای مقیاس کوچکِ تاج خورشیدی، به لطف مشاهدات فضایی، مثل Sheeley et al. (2007) و Moreno-Insertis et al. (2008)، اخیراً بشدت مورد بررسی و مطالعه قرار گرفته‌اند. رفتار ساختارهای تاج خورشیدی با مقیاس بزرگ، به طور نمونه توسط Koutchmy (1988)، Zirker et al. (1992)، Pasachoff et al. (2007)، و Golub & Pasachoff (2010) مورد بحث قرار گرفته است. هنگامی که مکان‌های رصدی دو تیم ما بیش از 1 ساعت از هم فاصله داشته باشند، مقایسۀ داده‌های مشابه نیز امکان تشخیص تغییرات جالب توجه در ساختار مقیاس بزرگ WLC را در مورد یک مقیاس موقتی ساعتها، به ما می‌دهد. ما باید برای چهار مورد به طور مختصر توضیح دهیم.

4.1. یک جریان باریک مهار شده در PA 62 °

یک اشعۀ باریکِ اندکی منحنی (قوسی) – که در تصویر 1 با عدد "1" نشان داده شده- ظاهراً در °62 مهار شده است و می توان، در تصاویر گرفته شده در Tatakoto، آن را تا 500000 کیلومتر فراتر از لبۀ خورشیدی مشاهده کرد، حال آنکه در تصاویر گرفته شده در Easter Island، حداکثر درخشندگیش قدری بالاتر از 200000 کیلومتر واقع شده است. سرعت برنامه ریزی شدۀ مشابه برای درخشانترین بخش آن 〖Km s〗^(-1) 40 است. تنها وقتی که نمونه‌های دیگر در کسوف‌های آینده مشاهده شدند ما می‌توانیم از اثر "قیچی" از یک ترکیب چرخش خورشید و تکنیک تقویت کیفیت لبه جلوگیری نماییم.

4.2. یک فوران انبوه تاجی

ما حتی می‌توانیم قدری تغییر در تصویر یک CME(در تصویر 1 به عنوان CME نشان داده شده است) که بخوبی قابل رویت است را تشخیص دهیم. این تغییر در بخش بالایی آن در منطقۀ نزدیک به PA 110° مشخص‌تر است جایی که CME با یک اشعۀ شعاعی برخورد می کند؛ و سرعت برنامه ریزی شدۀ مشابه بسیار کم است، یعنی حدود 〖Km s〗^(-1) 1 (به Pasachoff et al. 2007 نیز مراجعه نمایید). تغییر دیگر در سمت چپ حلقه قابل توجه است، که به نظر می‌رسد در °97 مهار شده باشد. سر CME در ارتفاع R_ʘ 2.01 قرار گرفته است (یعنی حدود 703200 کیلومتر).

4.3. یک پرتوی منحنی(قوسی)

در 122 درجۀ PA، نزدیک به لبۀ ماه، ما یک درخشندگی موضعی از WLC و یک پرتوی باریک مشخص از یک شکل قلاب مانند را مشاهده می‌کنیم که از آن سرچشمه می‌گیرد (در تصویر 1 با عدد 2 نشانه گذاری شده است). در تصاویر گرفته شده در Tatakoto، این پرتو با پرتویی دیگر (با ""CS در تصویر 1 علامت گذاری شده است) در فاصلۀ حدوداً R_ʘ 3.62 (شعاع خورشیدی) برخورد می‌کند، حال آنکه در تصویر گرفته شده در جزیرۀ Easter Island، این تلاقی تا فاصلۀ حدوداً R_ʘ 3.87 جابجا شده است؛ سرعت شعاعی تخمین زده شده 36 〖km s〗^(-1) است. علاوه بر این، انحنا و خمیدگی این پرتو تغییر کرده است. ممکن است چنین فرض شود که یک بازوی CME 2 است، که در تصویر 7 بدان اشاره شده ( این مورد توسط LASCOِ آزمایشگاه تحقیقاتی دریایی (NRL) که بر ماهوارۀ SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) متعلق به ESA (SOHO/LASCO) سوار شده نیز مشاهده شد).

5. پدیده‌های نور سپهری(PHOTOSPHERIC)، فام سپهری(CHROMOSPHERIC)، و تاجی

هنگامی که این کسوف خیلی زود بعد از شروع چرخۀ 24 رخ داد، میزان فعالیت در خورشید نسبتاً کم بود. تصویر 3، که هم تصویر مگنتوگرام از تصویر بردار مغناطیسی و خورشید لرزه‌ای (HMI) را در بر دارد و هم یک تصویر 171 Å از AIA (که هر دو در رصدخانه دینامیک خورشید – SDO قرار دارند)، شرایط نسبتاً آرام خورشیدی را در طی کسوف نشان می‌دهد. یک منطقۀ فعال نسبتاً بزرگ در بخش شرقی نیم کرۀ شمالی خورشید وجود دارد. گرچه این منطقۀ فعال تقریباً دور از لبه قرار دارد، با این وجود برخی از حلقه‌های مغناطیسی آن بر فراز لبه گسترش می یابند و در نتیجه در تصاویر گرفتگی نور سفید (WL) قابل رویت می‌شوند.

فایل پیوست 3896

(a)

فایل پیوست 3898فایل پیوست 3897

(b)

تصویر 5. (a) ترکیبی از 50 تصویر 10 s SWAP است که ازطریق دریچۀ 60 دقیقه‌ای، که مشاهدۀ کسوف در ساعت 18:50 بوقت جهانی را در برداشت، بدست آمده و اندازۀ کامل تاج را همانطور که در فیلتر میان گذرSWAP’s 174 Å دیده می‌شود، نشان می‌دهد. فلش به بخش پایینی یک CME اشاره می‌کند که در تصاویر کسوف نیز قابل رویت است. (b) تصویر ترکیبیِ PROBA2/SWAP از تاج، که بر روی تصویر WLC از کسوف جزیرۀ Easter Island با میزان کدری 100% (تصویر پایین سمت چپ) و 60% (تصویر پایین سمت راست)، قرار گرفته است، منابع فتوسفری (شید سپهری) از چندین ویژگی تاجی را نشان می‌دهد. (رصدخانۀ سلطنتی بلژیک/ کنسرسیوم PROBA2/SWAP. )

(نسخۀ رنگی این تصویر در مجله آنلاین موجود می باشد.)

تصاویر ترکیبیِ تاجی از Tatakoto و جزیرۀ Easter Island را می‌توان بر حسب میدان مغناطیسی اصلی درک کرد. در تصویر 4، یکی از تصاویر ترکیبی‌مان از کسوف را با یک نقشۀ محاسبه شده از خطوط میدان مغناطیسیِ تاجی، با سطح منبع (جایی که میدان مغناطیسی برای شعاعی شدن تحت فشار قرار می گیرد) در فاصلۀ خورشید مرکزیِR_ʘ 2.5 (شعاع خورشیدی)، مقایسه می‌کنیم، همانطور که Wang et al. (2007) در کسوف پیشین برای کار مشابهشان توصیف کرد. تمام خطوط میدانی که از سطح منبع عبور می‌کنند، به طور "باز" مشخص شده‌اند، با مناطق اثرشان که حفره‌های تاجی را به نمایش می‌گذارند. محاسباتشان از نقشه‌های میدان فتوسفریِ رصدخانۀ ملی خورشیدی (NSO) یا نقشه‌های Kitt Peakبرای CR 2098 استفاده کرد؛ رصدخانۀ Mt. Wilson و نقشه‌های فتوسفری از رصدخانۀ خورشیدیِ Wilcox، نتایج بسیار مشابهی را ارائه کردند. این قبیل نقشه‌های سینوپتیکِ کارینگتون از مشاهدات نصف النهار مرکزی که بر دوره تناوب کارینگتونِ فرضی (در این مورد CR 2098، که در تاریخ 16 ژوئن آغاز و در تاریخ 13 ژولای خاتمه یافت) غلبه کرده، گردآوری شده‌اند. در نتیجه این نقشه‌ها شامل اطلاعاتی که قبل و بعد از روز کسوف بدست آمده، می‌شوند. این نمودار hairy ball یک ایده کلی در مورد توپولوژی میدان تاجی در تاریخ 11 ژولای ارائه می‌کند، که مکان حفره‌های تاجی را نشان می‌دهد، جریان‌های تاجی حفره‌های قطب مخالف را از هم جدا می‌سازند، و "شبه جریانها" (Wang et al. 2007) حفره‌های همان قطب را از هم تفکیک می‌کنند.

ما همچنین عکس هایمان از WLC را با تصاویر EUVِ بدست آمده از طریق Sun Watcher با پیکسل‌های فعال و پردازش تصویر (SWAP) سوار بر فضاپیمای PROBA2، مقایسه کردیم (Berghmans et al. 2006; De Groof et al. 2008; Seaton et al. 2011). تصاویر SWAP در 174Å یک فیلتر میان گذر با یک اوج دارند و شامل خطوط نشری Fe ix/x می‌شوند که در دمای نزدیک به یک میلیون درجه شکل می‌گیرند. به منظور تقویت نسبت سیگنال به نویزِ عکس‌های SWAPدر فواصل زیادِ بالای سطح خورشید، جایی که تاج EUVبسیار محو است، ما دو ترکیب از 50 عکس 10 ثانیه‌ای ایجاد کردیم که از طریق 2 دریچۀ 60 دقیقه‌ای بدست آمدند و هر دوی مشاهدات زمینیِ کسوف را در بر می‌گیرند. ترکیب SWAP مطابق با رصد کسوف 18:50 بوقت جهانی در تصویر 5 نشان داده شده است. به منظور کاهش دامنۀ وسیع دینامیکِ این ترکیب، تصویر با یک فیلتر شعاعی پرداخته شد تا قدری از نزول کلی در شدت، از تاج درخشان درونی گرفته تا ساختارهای وسیع‌تر، بر طرف شود.

فیلتر میان گذر PROBA2/ SWAP 174Åعمدتا" شامل Fe x با سهم زیادی از Fe ix می شود، در مقابل فیلتر میان گذر AIA/SDO 171Å، که تأکید معکوسی دارد، قرار دارد. فیلتر میان گذر عریضترِ SWAP، با طول رأس 174Åاش، بیشتر نسبت به خطوطFe xx و Fe xxiv حساس است، گرچه تنها در شراره‌های خورشیدی ظاهر می‌شوند و انتظار نمی‌رفت که در طول یک کسوف مشاهده شوند. چون فیلتر میان گذر AIA در 171 Å اوج می‌گیرد، و فیلتر میان گذر چند لایه‌اش نیز از نظر پهنا متفاوت است، بنابر این تحت سلطۀ Fe ix/x قرار می‌گیرد، که با ~1 MK مطابقت دارد (Lemen et al. 2011).(یک بحث کامل در مورد تفاوت‌های میان واکنش‌های ابزار گوناگون در نزدیک 171Å برای EIT/SOHO، EUVI/STEREO، AIA / SDOوPROBA2/SWAP در Raftery et al. 2011 ارائه می‌شود).

منطقۀ کوچک‌تری از شار مغناطیسیِ پدیدار شده نیز در نیمکره‌ی جنوبی وجود دارد. به نظر می‌رسد که یک فوران کوچک در این ناحیه ممکن است مسئول CMEکه در بالا توضیح داده شد، باشد. قسمت پایینی این CME به وضوح در هر دو تصویر SWAPِمشابه، قابل رویت است (به تصویر 5 رجوع کنید)، حال آنکه بسیاری از ساختارهای مجاور – که به وضوح در WLC آشکار هستند- در عکس های SWAP ظاهر نشده‌اند. این موضوع حاکی از آن است که چگالی در این ساختار از چگالی بقیۀ تاج در این منطقه، بالاتر رفته است. (چون شدت گسیل از پلاسما در EUV با مربع چگالی متناسب است، افزایش‌های چگالی در تصاویر EUV بطور واضح‌تری نسبت به تصاویر WL دیده می‌شوند، جایی که شدت با چگالی رابطه خطی دارد.)

همچنین شایان ذکر است که جریان درخشان در شمال غربی تصویرWLC ، یک فضای خالی در تصاویر حساس به حرارتِ SWAP است. با این وجود، در تصاویر AIAدر فیلتر میان گذر 193Å، که با پلاسمای دمای بالاتر (~1.5–2.0 MK) بیشتر از آنچه که در تصویر فیلتر میان گذر 174Å SWAP دیده می‌شود، مطابقت دارد، همین منطقه به نظر می‌رسد که پر از پلاسمای درخشان باشد. ظاهراً این جریان در قسمت شمال غربی دمای بالاتری دارد - و از این رو در خطوط سردتر Fe ix وFe x نامرئی هستند- نسبت به سایر جریان‌ها در WLC ، که همگی در تصویر SWAP دارای قراینی هستند. (این جریان به نظر مشابه جریان موجود در فیلتر میان گذر AIA’s 211Å است، که Fe xiv، دوباره تولید نشد.) به نظر می‌رسد که این جریان با یک منطقۀ فعال واقع در نزدیکی لبۀ شمال غربی همراه باشد. تصاویر گرفته شده از STEREO-A یک سری درخشندگی‌ها را در این منطقه نشان می‌دهند؛ این فعالیت ممکن است مسئول گرم کردن جریان هم پوشان باشد.

تصاویر پردازش شدۀ AIA از داده‌های 171Å (Fe ix, log T = 5.8)، که یک الگوریتم معادل فیلتر شعاعی در آنها بکار برده شده تا تاج داخلی نمایان شود، در تصویر 6 نشان داده شده‌اند. میدان دید AIA اندکی از میدان دید SWAP کوچکتر می باشد.

فایل پیوست 3899

تصویر6. (a) تصویر AIA از ساعت 18:47 بوقت جهانی، که با معادل یک فیلتر شعاعی پردازش شده است تا تاج داخلی را بیرون آورد و (b) یک تصویر پردازش شدۀ مشابه از ساعت 20:11 بوقت جهانی.


فایل پیوست 3900
فایل پیوست 3901

تصویر 7. (a) قسمت‌های بیرونی WLC، همان طور که از Tatakoto با لنزهای تله فوتو 200 و 500 و 1624 میلی متر مشاهده شده است. میدان دید با منظره مشاهده شده توسط لنز 200 میلی متر مطابقت دارد. فلش دومین CME را نشان می‌دهد (عکس توسط:Miloslav Druckm¨uller, Martin Dietzel, Shadia Habbal, and Vojtech Ruˇsin ). (b) تصویر WLC گرفته شده از ماهوارۀ SOHO/LASCO از تاج نگار C2، با دایرۀ سفیدی که اندازه و محل فتوسفر خورشیدی را نشانه گذاری می‌کند (امتیاز تصویر: کنسرسیوم LASCO/ NRL/NASA/ESA). (c) برش‌هایی از تصاویر SOHO/LASCO از CME 2. چپ: LASCO C2، که تصاویر از فاصلۀ ~2–6R_ʘ می‌باشند؛ راست: LASCO C3، که تصاویر با فاصلۀ 4~ تا ~15– 20 R_ʘ در اینجا بنمایش درآمدند؛ بهBrueckner et al. (1995) مراجعه کنید، که این ابزار را "تاج نگار طیف نماییِ زاویه باز" می خواند؛ در حال حاضر معمولاً با عبارت " و طیف نمایی" دیده می‌شود (http://lasco-www.nrl.navy.mil/، امتیاز تصویر: کنسرسیوم LASCO/ NRL/NASA/ESA). (d) یک تصویر کامل SOHO/LASCO C3 از ساعت 21:42، محدودۀ کاملی از تاج مشاهده شده در مدت زمان کسوف را نشان می دهد، با CME در سمت چپ پایین تصویر (امتیاز تصویر: کنسرسیوم LASCO/ NRL/NASA/ESA).

(نسخۀ رنگی این تصویر در مجله آنلاین موجود می باشد.)

6. مقایسۀ WLC با مشاهدات فضایی

مقایسه جالبی می‌تواند بین شکل 7(a)، یعنی مشاهدات ما از Takakoto (در ساعت 18:48 بوقت جهانی)، و شکل 7(b)، یعنی تصویری که توسط ماهوارۀSOHO/LASCO از WLC گرفته شد و نزدیک‌ترین به مشاهدات زمینی ماست، (در ساعت 20:06 بوقت جهانی)، صورت گیرد. درعکس پردازش شدۀ ما، WLC را می‌توان تا فاصلۀ 8R_ʘدنبال کرد؛ این منطقۀ جنوب غربی همانطور که در بالا بحث شد، تحت سلطۀ CME قرار داشت. بررسی دقیق هر دو تصویر حضور CMEِ دوم که در فاصلۀ R_ʘ5.8 در تصویر SOHO/LASCO واقع شده، و در عکس ما حدوداً در فاصلۀ R_ʘ4.66 قرار گرفته است را نشان می‌دهد؛ بنابراین سرعت تخمین زده شده برای این CMEِ دوم حدود160 〖km s〗^(-1) است. به نظر می‌رسد که این CME با همان جریان تاجی که CME اول به آن متصل است، مرتبط باشد. بنابراین ما حدس می زنیم که هر دوی این CMEها منشأ یکسانی داشته باشند.

آن CME که ما مشاهده کردیم در کاتالوگ موجود در لینک زیر بعنوان "اتفاق بسیار ضعیف" طبقه بندی شده، که در ساعت 16:30:05 بوقت جهانی شروع می‌شود.

http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/U...iv2010_07.html

این مشاهدۀ CMEها در طی کسوف‌های کلی تنها چهارمین مورد در تاریخ چنین مشاهداتی است (Ranyard 1879; Ruˇsin & Rybansk´y 1983; Cliver 1989 ). برای تفکیک CMEها از تاج آرام (خاموش) در تصاویر LASCO، به تحقیقات Morgan & Habbal (2010b) مراجعه نمایید. بحثهایی در مورد پدیده‌های مربوط به دینامیک CMEها، همانطور که بطور همزمان از زمین و فضا مورد بررسی قرار گرفتند، بطور مثال در تحقیق(2008) Koutchmy et al. آورده شده‌اند.


فایل پیوست 3902

تصویر 8. عکس ترکیبی با EIT (17.1 nm) از WLC که توسط SOHO/ LASCO C2 و Tatakoto گرفته شده (بخش داخلی بین ماهوارۀ EUV و WLC SOHO). (این ترکیب توسط Zuzana Kaˇnuchov´a، مؤسسۀ نجومی، آکادمی علوم اسلواک ایجاد شده است.)

(نسخۀ رنگی این تصویر در مجله آنلاین موجود می باشد.)

فایل پیوست 3903

تصویر 9. عکس ترکیبی با عکس AIA/SDO 171Å از تاج داخلی (فیلتر شعاعی بکار برده شده است) و عکس ترکیبی تقریباً همزمان کسوف از جزیرۀ Easter Island. به مطابقت عالی خصوصیات[عکسها] توجه کنید هنگامی که به تاج درونی می‌رسد، همانطور که با AIA دیده شد، با گسیلی که بطور خاص به جریان‌های تاجی و بخش بیرونی تاج متصل شده‌اند، همانطور که در عکس کسوف ترکیبی مشخص شده است. (عکس خورشید گرفتگی ازJay M. Pasachoff / Muzhou Lu / Craig Malamut/ Hana Druckm¨ullerov´ ؛ عکس فضایی از Alexander Engell & Leon Golub، AIA/SDO/LMSAL/SAO/NASA؛ تصویر ترکیبی ایجاد شده توسط Zuzana Kaˇnuchov´a، مؤسسۀ نجومی، آکادمی علوم اسلواک.)

(نسخۀ رنگی این تصویر در مجله آنلاین موجود می باشد.)

7. بحث و نتیجه گیری

مجموعه تصاویر ما از گرفتگیِ WL که بسیار عالی مورد پردازش قرار گرفته، از سالهای 2005 ،2006،2008 ،2009 و 2010 ، کاهش چرخۀ فعالیت خورشیدی در کل دورۀ 2009 و معتدل‌ترین شروع مجددش تا زمان کسوف کلی 2010 را فاش می‌سازد. استفاده از تصاویر ما برای تغییرات دینامیک به این معناست که نتایج ما از انتقاد Woo (2010) مبرا هستند، انتقادی مبنی بر اینکه چنین تصاویر پردازش شده‌ای نشان دهندۀ تغییرات مقیاس بزرگی هستند که بیشتر به تفاوت مربوط می‌شوند تا قدر مطلق واقعی. Morgan & Habbal (2010a) در مورد تفاوت‌های تاج بیرونی (LASCO) در طول چرخۀ خورشیدی بحث می‌کنند.

توزیع جریان‌ها در کسوف سال 2010، فراتر از وضعیت کشیدگی نهایی کمینۀ خورشیدی از 2008 و 2009 پیشرفت کرد، که جریان‌های موجود کمتری را در استوا نشان دادند و تنها ستون‌های گازی قطبی در قطبین قابل رویت بودند. جریان‌ها در عرض‌های جغرافیایی بالاتر ظاهر شدند و ضریب فشردگی Ludendorff، همانطور که در بخش 3 مورد بحث قرار گرفت، برای فاز صعودیِ چرخۀ فعالیت خورشیدی مناسب بود.
مشاهدات ماورا بنفش روی قرص خورشید از ماهوارۀSDO ناسا برای اولین بار در زمینۀ کسوف، برای واقعۀ سال 2010 قابل دستیابی شد، که مشاهداتی را با پیکسلهای نیم ثانیۀ قوسی فراهم کرد، و در نتیجه، کیفیت تصاویر SOHO/EITرا با یک ضریب حداقل 3 بهبود بخشید. بنابراین یک عکس ترکیبی (تصویر 8) امکان دنبال کردن عوارض‌شان از بازوهای روی قرص خورشید را می‌دهد ( برای آن عوارضی که دامنه‌هایی در سمتی از خورشید که رو به ماست دارند ) در حین گرفت تاج و داخل تاج بیرونی که از ماهوارۀ SOHO/LASCO دیده شد. به همین نحو، تصاویر پردازش شده در زمان کسوف که از AIA متعلق به SDO بدست آمده، بخوبی با تصاویر کسوف پردازش شده مطابقت دارند (تصویر 9).

تصاویر کسوف WL که در تصویر 1 و 6 (a) نشان داده شدند و تصاویر بدست آمده از SOHO/LASCO، نور فتوسفری(شید سپهری) را زمانی که توسط الکترون‌های تاجی پراکنده شده و توسط میدان‌های مغناطیسی غیر قابل اندازه گیریِ تاجی در جای خود نگه داشته شدند، نشان می‌دهند. از طرف دیگر ساختارهای فرابنفش روی قرص خورشید، یون‌هایی که به شدت یونیزه شده‌اند را نشان داده که مستقیماً نمونۀ نوعی از تاج با حرارت بالا را آشکار می‌سازند. فرضیه‌های گرمایش تاجی، که شامل فرضیاتی از قبیل امواج یا شراره های نانو با بسامد بالا می‌شوند، اخیراً توسط Golub & Pasachoff (2010) بطور خلاصه بیان شدند؛ یک فرضیه جدید بر مبنای مشاهدات سیخک‌های(خارهای) نوع دو و ورودی انرژیشان به داخل تاج، همان‌گونه که از ماهوارۀ SDO مشاهده شد، توسط De Pontieu et al. (2011) پیش برده شد. مشاهدات کسوف ترکیبی ما با کیفیت بالا، پرتوهای بسیاری را با کیفیت خوب و مشابه مواردی که از خورشید گرفتگی سال 2006 توسط Wang et al. (2007) مورد بحث قرار گرفت، نشان می‌دهند.

مقایسه با کیفیت‌ترین تصاویری که با فاصله زمانی 83 دقیقه گرفته شده‌اند ما را قادر ساخت که برخی تغییرات ساختاری را در دو CME - که عبارتند از یک ستون گازیِ باریکِ مشخص در PA 62° و اشعه‌ای بشکل قلاب واقع در فاصلۀ حدوداً 〖4R〗_ʘ– تشخیص دهیم. گرچه شکل و موقعیت اولین CMEِ بسیار مشخص، فقط کمی تغییر کرده، اما شکل و موقعیت CMEدوم راحتتر قابل تشخیص بود و سرعت برنامه ریزی شده برای آن به حدود 〖km s〗^(-1 ) 160 می رسید. حرکت درخشان ترین منطقۀ ستون گازیِ باریک با سرعت برنامه ریزی شدۀ حدوداً 〖km s〗^(-1) 40، به وضوح قابل رویت است؛ این سرعت بسیار به مقداری که ما برای یک ستون گازی قطبی مشاهده شده در طی کسوف کلی 2006 (Pasachoff et al. 2009) به دست آوردیم، نزدیک می باشد. تغییر در انحنای ستون گازی قلاب مانند را براحتی می توان تشخیص داد. توجه به این نکته که چگونه تصاویر کسوف به تصاویر دریافت شده از فضاپیما، ارجحیت دارند، نشان دهندۀ مفید بودن مشاهدات کسوف کلی برای آینده ای قابل پیش بینی است که در آن نسل حاضر فضاپیمای خورشیدی را خواهیم داشت. مع ذلک، امکان دسترسی به تصاویر از دو فضاپیمای STEREO، جلو (A) و عقب (B؛ تصویر 10)، از تقریبا 90 درجه حول مدار زمین و از فضاپیمای مدارگرد زمین مثل SDO، برای محاسبات سه بعدی زوایای جاروب شده توسط CME ها، باید داده شود(Mierla et al. 2008, 2010).

فیلمهای LASCO C2 در کاتالوگ CME در لینک http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list/ به وضوح بیرونی ترین پرتاب را بصورت یک ساختار حلقه مانندِ باریک که فشرده می شود، نشان می‌دهند، مشابه وقایع فشردگی جریان که در تحقیقات Sheeley&Wang(2007) و Wang & Sheeley (2006) توصیف شد (به تصاویرشان، یعنی تصاویر 1-3 رجوع کنید). ساختار حلقه مانند بالای لبۀ جنوب شرقی در تصاویر کسوف ما (تصویر 1) ممکن است یک ریسمان شار خورشیدی باشد که محور آن به صفحه آسمان عمود است. به نظر می رسد که این جریان انبساط یافته دستخوش یک سری فشردگی شده باشد.

در نهایت، ذکر یک شی "سحابی مانند" توسعه یافتۀ استاتیک که آنرا "پرده" می نامیم، خالی از لطف نیست. همانگونه که ذکر شد این شی "مرموز" که توسط افزایش چند درصدی کنتراست کامپیوتری استخراج شد، اولین بار در طی کسوف 2006 کشف شد (Pasachoff et al. 2007) و در تمام تصاویر وضوح بالا که در جزیره Tatakoto و Easter Island گرفته شده نیز به چشم می خورد. از این تصاویر رابطۀ نزدیک این شی عجیب با حفره تاجی مشاهده شده در بالای قطب شمال به خوبی مشهود است. شاید به یک فوران زبانه ای- حفره‌ای که در پشت خورشید اتفاق افتاده، مربوط باشد؛ بنابراین این پرده ممکن است اتصال مجدد ثانوی باشد. در این منطقه یک فوران از STEREO B در زمان تقریباً مشابه مشاهده شد. همانطور که در بخش 3 بحث کردیم، نمودار "hairy ball" (تصویر 4) چنین اظهار می‌دارد که این پرده صرفاً طاقی از حلقه های بستۀ بلند در جلوی حفرۀ قطب شمالیست.

STEREO C2 کسوف جزیرۀ مرجانی Tatakoto را در تاریخ 11/07/2010 در ساعت 18:50 بوقت جهانی ثبت می کند

فایل پیوست 3904

STEREO C2 کسوف جزیرۀ Easter Island را در تاریخ 11/07/2010 در ساعت 20:10 بوقت جهانی ثبت می کند

فایل پیوست 3905

شکل 10. مقایسۀ نزدیکترین تصاویر STEREO A و B به زمان کسوف به ترتیب در Tatakotoو Easter Island؛ تصاویر نزدیکترین زمانی که مجموعۀ زمینی از کسوف گرفت، با فاصلۀ 80 دقیقه ای از هم جدا شدند. جفت ماهواره های STEREO امکان تخمینهای بهتری را در مورد دینامیک ساختارهای تاجیِ زاویه باز فراهم می کنند (NASA/STEREO)

(نسخۀ رنگی این تصویر در مجله آنلاین موجود می باشد.)

عملکرد V.Rو M.S به طور جزئی توسط امتیاز پروژه آژانس VEGA ، 2/0098/10 (آکادمی علوم اسلواک) مورد حمایت قرار گرفت، و عملکرد H.D توسط امتیاز205/09/1469 از موسسه علوم چک (Czech) پشتیبانی شد. همچنین V.R از Shadia Habbal، بخاطر حمایت مالی مختصر، از ASTELCO به خاطر تأمین مرکب، و از Heifara Lanteires برای مهمان نوازی در طول سکونتش در Tatakoto، صمیمانه تشکر کرد. تحقیق خورشید گرفتگیِ J.M.P. تا حدی توسط برنامه خورشیدی- زمینیِ(SOLAR TERRESTRIAL) موسسه علوم ملی از طریق امتیاز AGS-1047726 مورد حمایت قرار گرفته است؛ هیئت اعزامی 2010 حمایت مضاعفی را از مرکز علوم و بودجۀ BRANDI که از طرف Williams Collegeتأمین بودجه می شود، دریافت نمود. تحقیق خورشیدی J.M.P. نیز تا حدی توسط امتیاز NNX10AK47A از طرف مرکز پرواز فضایی مارشال ناسا مورد حمایت قرار می گیرد. C.M یک عضو کنسرسیوم تابستانی نجوم در شمال شرقی کک بود که در کالج ویلیامز توسط برنامۀ آزمایشات تحقیقاتی برای فارغ التحصیلان از طرف مؤسسه علوم ملی تحت امتیاز AST-105024، حمایت می شد. حمایت جزئی برای این کار توسط جوایز وزارت دفاعِ ایالات متحده فراهم شد تا برنامۀ آموزش تحقیقاتی فارغ التحصیلان (ASSURE) را برانگیخته و حمایت کند. از طرف هیئت اعزامی به جزیرۀ Easter Island ، ما از Jonathan Kern از رصدخانه Carnegie، خدمات حرفه ای Nikon، ادارۀ وام تجهیزات دانشکدۀ Williams / James Lillie، و بخش عکاسی انجمن ملی جغرافیا بخاطر تامین تجهیزات سپاسگذاریم. از طرف هیئت اعزامی به Tatakoto از GmbHِ سیستمهای ASTELCO (آلمان) تشکر می کنیم. J.M.P. از قسمت علوم سیاره ای موسسۀ تکنولوژی کالیفرنیا بخاطر مهمان نوازیش در مدت زمان آماده سازی این مقاله سپاسگذاری می کند. پشتیبانی از D.B.S. و SWAP، از امتیاز C90345ِ PRODEX که آژانس فضایی اروپا با همکاری دفتر سیاسیِ علوم فدرال بلژیک (BELSPO) در حمایت از ماموریت PROBA2/SWAP آن را مدیریت کرد و از برنامۀ چهارچوب هفتم کمیسیون اروپایی (FP7/2007-2013) تحت امتیاز توافق نامۀ شماره 218816 (پروژۀ SOTERIA، www.soteria-space.eu) نشأت گرفت. SWAP یک پروژۀCentre Spatial de Li`ege (پروژۀ مرکزیِ de Li`ege) و رصد خانۀ سلطنتی بلژیک است که توسط BELSPO حمایت مالی می شود. A.E. و L.G. بوسیلۀ یک قرار داد از طرف Lockheed Martin پشتیبانی می شوند.

'پـــایـــان'

Vmware چیست و کاربرد آن در سرور مجازی چگونه است
Vmware چیست و کاربرد آن در سرور مجازی چگونه است
سرور مجازی رایگانخرید سرور مجازیسرور مجازیخرید سرور مجازی آمریکاخرید سرور مجازی آلمان


Vmware چیست و کاربرد آن در سرور مجازی چگونه است ، وی ام ور نرم افزار قدرتمندی است که با استفاده از آن می توان تغییرات ایجاد شده در نرم افزارها ، تست نرم افزارهای جدید و … را انجام داد و این نرم افزار برای توسعه دهندگان و مدیران سیستم و شبکه بسیار کارآمد می باشد . این نرم افزار قادر است پیچیده ترین برنامه های تحت شبکه را که در ویندوزهای مایکروسافت ،
خرید سرور مجازی میکروتیکخرید سرور میکروتیکسرور میکروتیک سرور مجازی میکروتیک

لینوکس و … اجرا می شوند را برروی یک Desktop به راحتی اجرا نماید . در ایران این کمپانی به خاطر مجازی سازهایش بسیار معروف است زیرا استفاده از آن برای سرور مجازی بسیار است .
نرم افزار مجازی ساز vmware به دو دسته مهم تقسیم می شوند ، یک دسته از آن ها نسخه دسکتاپ با نام vmware workstation می باشد و نسخه دیگر نسخه سرور vmware esxi server
خرید سرور مجازی اوبونتوخرید سرور اوبونتوسرور اوبونتوسرور مجازی اوبونتو

معروف است ، مشخصه بارز و قابل توجه نسخه سرور آن این مورد است که به صورت کاملا مستقیم برروی سخت افزارها نصب می شود و هیچ نیازی به سیستم عامل دیگری به شکل رابط ندارد که این باعث افزایش سرعت کارکرد آن می شود ، اما نسخه دسکتاپ برخلاف ویندوز به یک سیستم عامل رابط نیازمند است .
خرید سرور مجازی کریوخرید سرور کریوخرید لایسنس پلسکسرور مجازی کریو

برای نصب و راه اندازی انواع سرور مجازی اعم از سرور مجازی میکروتیک ، سرور مجازی لینوکس و یا … به مجازی ساز نیاز است که دارای ویژگی های دیگری از قبیل سوئیچ مجازی سراسری ، کلاستر و … است .
خرید سرور مجازی لینوکسخرید سرور لینوکسسرور لینوکسسرور مجازی لینوکس


خوشه cluster :
در ابتدا توضیح داده شد که با استفاده از مجازی ساز می توان بهره وری را افزایش و هزینه ها را کاهش داد ، اما باید در نظر داشت که در صورت خراب شدن یک سرور مجازی تمامی ماشین های
خرید سرور مجازی دبیانخرید سرور دبیانخرید لایسنس سی پنلسرور مجازی دبیان

مجازی ساز آن از مدار خارج می شوند . برای رفع این مشکل می توان از کلاستر استفاده کرد . کلاستر به مجموعه ای از چندین هاست و ماشین مجازی گفته می شود که با یکدیگر تشکیل یک خوشه می دهند . با استفاده از کلاسترینگ به راحتی می توان تمامی منابع هاست ها را کنترل نمود
خرید سرور مجازی ویندوزخرید سرور ویندوزسرور ویندوزسرور مجازی ویندوز

و همچنین Downtime سرورها را به حداقل رساند ، استفاده از این مورد برای تمام سرورهای مجازی مثل سرور مجازی میکروتیک ، سرور مجازی ویندوز و یا …. کاربرد دارد .
خرید سرور مجازی ویندوز آلمان خرید سرور مجازی لینوکس آلمان خرید سرور مجازی میکروتیک آلمان