چکیده هدف این پایان نامه، به دست آوردن خصوصیات فیزیکی خال های سایه ای (uds) با استفاده از قطبش سنجی با تفکیک بالاست. طیف استوکس کامل قطبش سنج طیفی ماهواره ی hinode برای 13 خال سایه ای در یک لکه ی خورشیدی نزدیک مرکز قرص مورد تحلیل قرار گرفت. وابستگی به عمق پارامترهای پلاسمایی مختلف دما، میدان مغناطیسی، سرعت خط دید، زاویه ی انحراف و سمت میدان مغناطیسی برای هر خال سایه ای از معکوس سازی نمایه های کامل استوکس دو خط fe i در طول موج ? 6302 به دست آمد. برای هر خال، برشهایی در دو جهت افقی/عمودی در صفحه ی مختصات لکه مورد بررسی قرار گرفت که این برشها از مرکز خال می گذرند. سپس نتیجه ی پارامترهای پلاسمایی مختلف برحسب پیکسل در سه عمق اپتیکی 1، 1/0 و 01/0 به دست آمد و با نتایج کارهای قبلی مقایسه شد. در لایه های بالاتر (2- ? log? ? 3-) تفاوت چندانی بین خال های سایه ای و زمینه ی پخشی اطراف به دست نیامد. در لایه های عمیق این اختلاف افزایش یافت، به طوریکه در تراز شکل گیری پیوستار به طور میانگین افزایش دمای 520 کلوین و کاهش میدان مغناطیسی290 گاوس نسبت به سایه ی زمینه، برای خال های سایه ای محیطی به دست آمد. در اکثر خال های سایه ای محیطی جریانهای رو به بالای موثر و میدانهای مغناطیسی مایل تر دیده شد که با نتایج کارهای قبلی مطابقت دارد و در تعدادی ازآنها جریانهای رو به پایینی در مرکز خال مشاهده شد که با نتایج طیف سنجی کارهای قبلی متفاوت است. در خال های سایه ای مرکزی افزایش دمای 240 کلوین و کاهش میدان 270 گاوس نسبت به زمینه به دست آمد. در تعدادی از این خالها جریانهای رو به بالای موثری مشاهده نشد. طیف سنجی های اخیر نیز خال های سایه ای مرکزی را تقریبا ً ساکن گزارش کرده اند. در مواردی نیز جریانهای رو به بالای قابل توجهی بالاتر از 300 متر بر ثانیه در مرکز آنها مشاهده شد، در حالی که در محیط اطراف این خالها جریانهای رو به پایین قابل توجهی وجود دارد. در همه ی خال های سایه ای مرکزی مورد مطالعه در این تحقیق میدان مغناطیسی نسبت به زمینه ی اطراف عمودیتر است، که با نتایج طیف سنجی کارهای قبلی متفاوت است و نیاز به تحقیقات بیشتر دارد. همچنین نمودارهای رنگی برای نشان دادن مقادیر پارامترهای پلاسمایی مختلف دما، میدان مغناطیسی، سرعت خط دید، زاویه ی انحراف و سمت میدان مغناطیسی در همه ی خانه های مورد بررسی و همه ی عمقهای اپتیکی به دست آمد، که در تعدادی از خال های سایه ای محیطی با نتایج شبیه سازیهای سه بعدی schüssler & v?gler (2006)مطابقت دارد.

چکیده: لکه های خورشیدی ساختار های مغناطیسی اند که بر سطح خورشید تاریک ظاهر می شوند. در واقع لکه ها تظاهری از تحول پلاسمای خورشیدی یا فعالیت خورشیدی اند. اگر لکه های خورشیدی را با توان تفکیک بهتر از چند صد کیلومتر مشاهده کنیم، ساختارهای ریزی در سطح آنها خواهیم دید. با ردیابی این ساختار های ریز می توان برخی از خصوصیات فیزیکی آنها را آشکار کرد. در این پایان نامه 5 فصل گنجانده شده است. در فصل اول برخی مشاهدات اولیه، تاریخچه رصد و مطالعه لکه های خورشیدی را تا چندین سال اخیر توضیح داده شده است. فصل دوم ماهواره هینوده وابزارهای رصدی این ماهواره را توضیح داده است. در انتهای فصل دوم ناحیه فعال noaa 10944 که یک لکه خورشیدی است و در این پایان نامه میدانهای سرعت در سایه این لکه به دست آمده، معرفی شده است. فصل سوم ابتدا بعضی روشهای به دست آوردن میدان سرعت را معرفی می کند، سپس با تفکیک خالهای سایه ای از دیگر نقاط سایه با کمک روشی نوین که ترکیبی از روشهای قدیمی تر است، خالها را ردیابی می کند. برای خالهای سایه ای در فصل 3 نمودار فراوانی شدت، طول عمر، مساحت و دو نوع سرعت به دست آمده است. همچنین در این فصل بردار های سرعت متوسط (بنا به تعریف) روی سایه لکه خورشیدی برای دو نوع خال مرکزی (خالهای بخش مرکزی) و خال محیطی (خالهای روی نوار مرزی) رسم شده وبه دست آمده است. درفصل4روش ردیابی همبستگی موضعی توضیح داده شده است. این شیوه ردیابی بر لکه مورد نظر اعمال و در سایه لکه 27 نقشه جریان های سرعت به دست آمده است. همچنین در این فصل 27 نمودار فرادانی سرعت به دست آمده و نشان از کندی حرکت درون سایه دارد. فصل پنجم نتایج مربو ط به دو نوع شیوه به دست آوردن میدان سرعت را بیان می کند.این تحقیق در نهایت نتایج مربوط به حرکت کاتوره ای خالهای سایه ای در بخش های مرکزی سایه را آشکار می کند، و نشان می دهد که در بخش های مرکزی سایه چشمه و چاه برای صعود و سقوط پلاسمای خورشیدی وجود دارد که ناشی از فعالیت لایه های زیرین لکه است. کلید واژه ها : 1)لکه خورشیدی 2)ساختار های ریز 3) ردیابی همبستگی

چکیده ندارد.

هدف این پایان نامه مطالعه مدل های نیم سایه ای لکه های خورشیدی با استفاده از حل مساله معکوس پارامترهای استوکس تابش حاصل از قطبش سنجی با تفکیک بالاست

در این پایان نامه مشخصه های فیزیکی خال های سایه ای لکه های خورشیدی مورد بررسی واقع شده و پارامتر های متفاوت این ساختارها بر روی نمودار رسم گردیده و به دنبال یافتن رابطه بین این پارامتر ها هستیم.

ما در این پژوهش به تهیه و مطالعه نقشه‏های دو بعدی سرعت جریان‏های پلاسما در راستای خط دید با استفاده از نمایه‏های استوکس ?? و ?? در لایه‏های شیدسپهر در نیمسایه لکه خورشیدی در ناحیه فعال 10930 که در زاویه خورشید مرکزی 8 درجه قرار داشت، پرداختیم. تحلیل ما بر مبنای اندازه‏گیری‏های خطوط طیفی آهن خنثی در طول‏موج‏های 15/630 و 25/630 نانومتر که به وسیله طیف‏سنج تلسکوپ اپتیکی خورشیدی ماهواره هینوده در تاریخ 11 دسامبر 2006 در قالب 448 روزنه رصد شده بود، قرار دارد. سرعت جریان‏های پلاسما با استفاده از مکان متوسط کمینه نمایه‏های استوکس ?? خط طیفی آهن خنثی در طول‏موج 15/630 نانومتر بدست آمده از ناحیه وسیعی نزدیک مرکز قرص خورشید خارج از لکه خورشیدی، درجه‏بندی شد. همچنین تصحیحات مربوط به انتقال به آبی همرفتی خط 15/630 اعمال شد. خطاهای منطقی این درجه‏بندی و اندازه‏گیری‏های سرعت 150 متر برثانیه در نظر گرفته شد. نتایج: فراوانی جریان‏های کوچک مقیاس بالارو و پایین‎رو در لایه‏های شیدسپهر در نیمسایه بسیار زیاد است، هرچند جریان‏های قوی بزرگتر از 5/1 کیلومتر بر ثانیه نیز پیدا می‏شوند. به طورکلی نیمسایه سمت لبه انتقال به سرخ و نیمسایه سمت مرکز قرص خورشید انتقال به آبی نشان می‏دهد. در بیشتر نواحی نیمسایه اندازه سرعت جریان‏های بالارو و پایین‏رو با افزایش عمق برای هر دو خط طیفی افزایش می‏یابد. قوی‏ترین جریان‏های بالارو در دانه‏های نیمسایه‏ای نهفته‏اند. جریان‏های پلاسمایی فراصوتی در ساختارهای مغناطیسی کوچک اطراف لکه در لایه‏های شیدسپهر با سرعت‏های مختلف به سمت پایین حرکت می‏کنند. جریان اورشد در رشته‏های نیمسایه‏ای، به عنوان مهمترین بارزه تحولی لکه‏های خورشیدی، مغناطیسی است. حرکت‏های همرفتی مشابه همرفت لوله‏ای و واژگونی همرفتی در نیمسایه یافت می‏شوند که یادآور مدل شکاف‏دار است.

توزیع فراکتالی ذرات ثانویه در بهمن های هوایی آنها را از سایر توزیعهای متقارن متمایز می سازد در پژوهشهای قبلی توزیع فراکتالی ذرات ثانویه در بهمن های هوایی در انرژیهای?10?^14 ev ،?10?^15 ev و ?10?^17 evبررسی شده است،[1]و[2]. در پژوهش حاضر طیف وسیعتری از انرژیها شامل ضرایب 2 ، 4 و8 از انرژیهای فوق و همچنین انرژیهای?10?^17 evو2×?10?^17 ev بررسی شده است.محاسبه بعد فراکتالی توزیع در انرژیهای فوق و رسم فراوانیها نشان می دهدکه، این مقادیر توزیع متقارنی را در بیشتر انرژیها وفاصله ها نشان می- دهند. در این پژوهش بستگی بعد فراکتالی به لگاریتم انرژی و عدد جرمی بررسی شده است که نشان می دهد با افزایش انرژی تا مقدار معینی بعد فراکتالی افزایش می یابد و سپس ثابت می شود. همچنین با توجه به نمودارهای به دست آمده نتیجه می گیریم که با افزایش جرم مقادیر بعد فراکتالی کاهش می یابد. بعلاوه با استفاده از معادله ی تخمین جرم توانستیم بستگی بعد فراکتالی را به جرم ذره اولیه دست آوریم که حاصل آن چند جمله ایهای درجه ی یک، دو و سه برحسب جرم

تصاویری که در این پایان نامه مورد مطالعه قرار می گیرند، مربوط به لکه ای در ناحیه ی فعال noaa10956 است که در 18 می 2007 توسط تلسکوپ هینوده رصد شده است. در این پروژه توزیع ابعاد، توزیع شدت و ویژگی های حرارتی خال های سایه ای در دو گستره ی پهن طیفی آبی (nm 4ر405 ) و قرمز (nm 4ر668 ) مطالعه می شود. خال های سایه ای به روش "تعیین تقعر با نوفه ی کم" [140،139] از زمینه تفکیک و مکان یابی شدند. یافته ها را می توان به این ترتیب خلاصه کرد: 1) صرف نظر از طول موج، توزیع ابعاد خال های سایه ای اشاره دارد به اینکه کوچکترین خال ها هنوز تفکیک نشده اند. 2) به طور متوسط، تباین شدت خال های سایه ای نسبت به پس زمینه 84ر0 (35ر0) در طول موج آبی (قرمز) است. 3) دمای خال های سایه ای ثبت شده به دمای محیط اطراف بیرون لکه نمی رسند و خال های سایه ای که در هر دو طول موج ثبت شده اند، به طور میانگین، 295 کلوین (آبی) و 170 کلوین (قرمز) و خال هایی که در تصویر یکی از طول موج ها ثبت شده اند، به طور میانگین، 240 کلوین (آبی) و 160 کلوین (قرمز) گرمتر از سایه ی پس زمینه ی محلی هستند.

در این تحقیق برآنیم سرعت افقی ساختارهای ریز نیم سایه ی یک لکه خورشیدی (مناطق مغناطیسی که بر روی سطح خورشید ظاهر می شوند و نسبت به اطرافشان تیره ترند) را بدست آوریم. در فصل اول، تاریخچه رصد و مطالعه لکه های خورشیدی و ساختارهای ریز درونی آنها توضیح داده شده است. در فصل دوم، روش های قطعه بندی برای تفکیک دانه های نیم سایه ای از زمینه اطرافشان و سپس ردیابی دانه ها در تصاویر متوالی با استفاده از روش های نوین که ترکیبی از روش های قدیمی تر است، معرفی شده است. در فصل سوم، ابتدا دانه ها را از نظر شدت به سه بخش مختلف (دانه های نیم سایه ای داخلی، دانه های نیم سایه ای خارجی کم شدت، دانه های نیم سایه ای خارجی پر شدت) تقسیم کردیم و سپس مشخصه های مختلف فیزیکی دانه ها با رسم نمودارهای مناسب تحلیل شده است. از جمله این مشخصه ها، طول عمر، مساحت، شدت، سرعت میانگین و تندی میانگین و نیز همبستگی های احتمالی بین این مشخصه ها می باشد که مورد بررسی قرار گرفتند و بسیاری از نتایج بدست آمده توسط دیگر محققان مورد تایید قرار گرفته است. سرعت میانگین اکثر دانه های نیم سایه ای داخلی حدود 500 متر بر ثانیه بدست آمد. در نیم سایه خارجی سرعتهای بزرگتر از 500 متر بر ثانیه فراوان ترند. در فصل چهارم، روش ردیابی همبستگی موضعی توضیح داده شده است. این شیوه، سرعت جابه جایی الگوهای شدت نیم سایه لکه خورشیدی را بدست می دهد. این روش ردیابی را بر لکه مورد بررسی اعمال کردیم و در نیم سایه لکه با دو نوع متوسط گیری (متوسط گیری روی هفت تصویر متوالی و متوسط گیری روی شانزده تصویر متوالی) دو دسته نقشه جریان سرعت بدست آوردیم. که برای هر کدام به ترتیب 7 و 3 نقشه جریان سرعت و هم چنین نمودار فراوانی سرعت مربوط به این نقشه های سرعت را بدست آوردیم. این نقشه های سرعت، حرکت (جریان) الگوهای شدت نیم سایه ی داخلی را به طرف سایه و حرکت الگوهای شدت نیم سایه ی خارجی را به طرف بیرون نیم سایه به طور آشکار نشان می دهد، که این موضوع نیز می تواند مویّد نتایج دیگر محققان محسوب شود. در فصل پنجم، نتایج مربوط به دو نوع شیوه ردیابی بیان شده است.

چکیده لکه های خورشیدی که در شیدسپهر دیده می شوند، بارزترین نمونه از پدیده های مغناطیسی هستند. لکه های خورشیدی از چند جنبه برای فهم ما از مغناطیس خورشیدی مورد توجه اند. توضیحات بیشتر در مورد لکه های خورشیدی، ویژگی های کلی آنها و مدل های مناسب برای توصیف آنها در فصل اوّل مورد مطالعه قرار گرفته است. در این پایان نامه به تحلیل داده های رصدی قطبش سنج طیفی از سایه ی دو لکه خورشیدی 10923noaa و 10930noaa با هدف اندازه گیری میدان مغناطیسی در سایه این دو لکه می-پردازیم. این داده ها به وسیله تلسکوپ اپتیکی خورشیدی نصب شده بر ماهواره هینوده ثبت شده اند. این داده ها شامل پارامترهای کامل استوکس از دو خط طیفی آهن خنثی در حوالی طول موج 2ر630 نانومتر است که با نمونه گیری طیفی m? 4ر21 ثبت می شوند. توضیحات مفصّل در مورد پارامترهای استوکس و روش اندازه گیری آنها در فصل دوم آمده است. هدف این پایان نامه بررسی ویژگی های میدان مغناطیسی در سایه لکه خورشیدی، با استفاده از قطبش سنجی با توان تفکیک بالا است. همه ی اطلاعات ما درباره میدان مغناطیسی، دما، سرعت و دیگر مشخصه های پلاسمایی یک لکه خورشیدی (به طور کلی اجرام آسمانی) از تابشی که از آن دریافت می کنیم بدست می آید. روش های مختلفی برای تخمین اندازه این مشخصه های پلاسمایی از تابش دریافتی وجود دارد که ساده ترین آنها استفاده از یکی از پارامترهای استوکس و پیشرفته ترین آنها اجرای کدهای محاسباتی شامل حل معکوس معادله انتقال تابش برای پارامترهای کامل استوکس است. یکی از این کدها، کد sir است که در این پایان نامه از آن نیز بهره برده شده است. در فصل سوم به تحلیل داده های رصدی قطبش سنج طیفی از سایه ی دو لکه خورشیدی می پردازیم. سه روش برای بدست آوردن میدان مغناطیسی در نواحی مورد نظر به کار برده شد که عبارتند از: محاسبه میدان مغناطیسی به کمک استوکس v رصدی خط طیفی nm 25ر630، محاسبه میدان مغناطیسی از اجرای کد sir و محاسبه میدان مغناطیسی به کمک استوکس v سنتزی خط طیفی nm 25ر630. با استفاده از کد sir پارامترهای پلاسمایی مختلف از جمله دما، میدان مغناطیسی، سرعت و زاویه انحراف میدان مغناطیسی از خط عمود را می توان بدست آورد. در ادامه میدان های مغناطیسی بدست آمده از این سه روش را با هم مقایسه کردیم و وابستگی میدان به شدت (درخشندگی) و فاصله از مرکز لکه، همچنین وابستگی مربع میدان مغناطیسی به دما را بررسی و نتایج بدست آمده با نتایج دیگران مقایسه کردیم. دیدیم که میدان مغناطیسی با افزایش شدت و فاصله از مرکز لکه، کاهش می یابد. مربع میدان مغناطیسی نیز با افزایش دما کاهش می یابد. از مقایسه میدان های مغناطیسی بدست آمده از سه روش متفاوت دیدیم میدان رصدی در شدت های کم شامل مقادیر بزرگی است که از بقیه داده ها جدا می شوند و این ویژگی در میدان های سنتزی و میدان مدل دیده نشد. علت این موضوع وجود خطوط طیفی ناشناخته قوی ای است که در استوکس v به ویژه در قطاع (جناح) قرمز خط طیفی 25ر630 باعث شکل گیری یک قلّه کاذب در این قطاع استوکس v می شود. با اطلاعات بدست آمده از اجرای کد sir دریافتیم که سرعت عمودی پلاسما در سایه این دو لکه تقریباً صفر است. همچنین دیدیم میدان مغناطیسی در این نواحی تقریباً عمودی است. از مقایسه دمای روشنایی محاسبه شده به کمک معادله تابش جسم سیاه پلانک، با دمای بدست آمده از مدل (خروجی کد sir) در عمق های مختلف دریافتیم این انتظار که در تقریب یک جو خاکستری، شار سطحی ستارگان از عمق 3/2= ? ناشی می شود، برآورده می شود.