۱-۴ تابش پلاسمائی
فرایند گسیل امواج الکترومغناطیسی از ماده تابش نام دارد. این گسیل می ­تواند در همۀ
طول موج­های طیف الکترومغناطیسی رخ دهد. با توجه به اینکه در پلاسما مجموعه ای از ذرات
باردار واتم های خنثی وجود دارد، مجموعه ای از فرایندهای تابش الکترومغناطیسی در این
محیط اتفاق می افتد، که از آن جمله می توان به تابش ترمزی[۳]، تابش چرنکوف[۴] وتابش سیکلوترونی[۵] اشاره کرد. بررسی این تابش ها به ما کمک می­ کند که پارامترهای پلاسمایی را اندازه بگیریم. در تابش ترمزی، الکترون می ­تواند انرژی خود را از دست بدهد و در جریان این فرایند یک یا چند فوتون پدید آید. اشعه چرنکوف تشعشعی است که بر اثر حرکت یک ذرۀ باردار در مادۀ دی­الکتریک که با سرعت فاز بیش از سرعت فاز نوردر آن ماده دی­الکتریک حرکت می­ کند، تابشمی شود و نهایتأ تابش سیکلوترونی به تابشی که از الکترون های غیر نسبیتی در میدان مغناطیسی ایجاد می­گردد، گفته می­ شود.­در محیط پلاسما علاوه بر مکانیسم­های کلاسیک فوق برای تابش امواج الکترومغناطیسی، فرایند­های دیگری نیز وجود دارند که مرتبط با رفتار غیر خطی این محیط است. با توجه به اینکه طیف زیادی از امواج در پلاسما وجود دارند برهم نهی این مدها می ­تواند بذری برای گسیل امواج الکترومغناطیسی باشد که در بخش­های بعد به تفصیل به بررسی آنها خواهیم پرداخت.

شکل ( ۱-۱):تصویری از انفجار خورشیدی [۲۸]
۱-۵ انواع تشعشعات خورشید
شرارۀ خورشیدی از انفجار بزرگ در اتمسفر خورشید بوجود می‌آید و باعث آزاد شدن انرژی در حدود ۱۰۲۵ ژول می‌شود (که در حدود یک ششم انرژی خروجی از سطح خورشید در هر دقیقه است). اینپدیده در سایر ستارگان هم دیده می‌شود، که به آن‌ ها شرارۀ ستاره‌ای نیز گفته می‌شود. شرارۀ خورشیدی کلیۀ لایه‌های سطح خورشید شاملشیدسپهر، تاج خورشیدیوفام‌سپهر را مورد تأثیر قرار می‌دهد و باعث گرم شدن پلاسماتا چندین میلیون درجه کلوین می‌شود، همچنین باعث سرعت یافتن الکترونهاوپروتونهاویونهای سنگین تا نزدیکی سرعت نور می‌شود. شراره‌ها خود را از آزادسازی انرژی مغناطیسی ذخیره شده در تاج خورشیدی تغذیه می­ کنند. شرارۀ خورشیدی برای اولین بار در روی خورشید توسطریچارد کریستوفر کارینگتون[۶]وریچارد هدسون[۷]در سال ۱۸۵۹ مشاهده گردید. فرکانس‌های امواج بوجود آمده ناشی از این از شراره‌ها مختلف است. از ۱ روز، زمانیکه خورشید در حالت فعال قرار دارد تا ۱ بار در هفته، زمانی که سطح خورشید آرام است تغییر می‌کند[۵]. انفجارهای رادیویی را بر مبنای ویژگی، محدوده فرکانسی و مدت زمانی که این تشعشعات دارند به صورت جدول زیر طبقه بندی می­ کنند.
جدول (۱-۱):انواع انفجارهای رادیویی خورشیدی

برای دانلود متن کامل پایان نامه به سایت tinoz.ir مراجعه کنید.

نوع ویژگی ها مدت زمان محدوده فرکانسی
۱ کوتاه ،پهنای باند باریک انفجار تنها ۱ثانیه
طوفان :ساعت ها-روزها ٢٠٠-٨٠مگا هرتز
۲ انفجارهای سوقی فرکانس تدریجی ، معمولا با هارمونیک دوم همراه است ۳-۳۰ دقیقه ۱۵۰ -۲۰مگاهرتز
۳ انفجار های سوقی فرکانس سریع ، می تواند به تنهایی در گروه ها ، یا طوفانها اتفاق بیفتد ، می تواند با هارمونیک دوم همراه باشد انفجارتنها: ۱-۳
گروهی : ۱ -۵ دقیقه
طوفان : دقیقه ها-ساعت ها ۱۰کیلوهرتز–۱ گیگاهرتز
۴ طیف پیوسته­ای و پهن باند ساعت ها – روزها ۲۰کیلوهرتز– ۲گیگاهرتز
۵ زنجیره کوتاه مدت، صاف و مرتبط با انفجارهای نوع ۳،که جداگانه رخ می دهد ۱- ۳ دقیقه ۱۰-۲۰۰مگاهرتز

۱-۶بررسی تشعشعات ناشی از انفجارهای رادیویی نوع
انفجار های رادیویی نوع ، قوی ترین تشعشعات رادیویی در سیستم خورشیدی هستند که بر روی زمین­آشکارسازی شده اند. این انفجارها توسط باریکۀ الکترون های پر انرژی شتابدار از شراره های خورشیدی تولید می­شوند. هنگامی که شراره های خورشیدی فعٌال می­شوند، انرژی از آن آزاد شده و الکترونهای تاج خورشیدی سرعت می­گیرند، سپس الکترون­های پر انرژی از شراره ها به سمت بیرون از خورشید منتشر شده و در امتداد خطوط میدان مغناطیسی از میان تاج خورشیدیو محیط بین سیاره­ای حرکت می­ کنند، پرتوهای الکترونی که با سرعت ۳/۰ ۱/۰حرکت میکنند به فاصله۱ [۸] از خورشید می­رسند این پرتوهای الکترونیدر طول مسیرشان نوساناتی را در فرکانس پلاسمای الکترونی که مشخصه فرکانس پلاسمایاطراف خورشید است، تحریک میکنند.نوسانات پلاسما به نوبۀ خود تشعشعات رادیویی در فرکانسو۲ تولید میکنند[۷].شکل (۱-۲) فرایند انفجارهای رادیویی نوع را به خوبی نشان می­دهد.

شکل (۱-۲) : طرحی از گسیل رادیویی انفجار­های خورشیدی نوع [۸].
از آنجاییکه فرکانس پلاسمایی الکترون طبق رابطه با چگالی الکترون رابطۀ مستقیم دارد بنابراین با کاهش چگالی، فرکانس پلاسما نیز کاهش می­یابد. فرکانس تابش مشاهده شده در یک نقطه معلوم در فضا به صورت تابعی از زمان از مقادیر بالای (حدود ۲۰۰) هنگامی که باریکه در نزدیکی خورشید قرار دارد تا مقادیر کم (حدود دهها کیلوهرتز ) تولید شده وقتی باریکه در نزدیکی زمین واقع است، کاهش می­یابد[۹]. مشاهدات مربوط به انفجار­های رادیویی به دو حالت مربوط می شوند: حالت اول مربوط به آشکارسازی امواجی با فرکانس بالاتر از ۵ مگاهرتز روی سطح زمین است و حالت دوٌم،مشاهدات ماهواره ای از تولید گسیل­هایی در فرکانس­های پایین­تر از ده­ها کیلوهرتز و جریانهای الکترونی و امواج الکترونی پلاسما در محدودۀ بین۲/۱۴/۰می باشد.گسیل ­های رادیویی انفجار­های نوع در ابتدا تنها از روی زمین قابل مشاهده و آشکارسازی بود زیرا از آنجایی که یونسفر زمین تابش ­های پایین تر از ۵ مگاهرتز را منعکس میکند . تنها گسیل ­های نزدیک خورشید قابل آشکار سازی بودند. آشکار­سازی انفجار رادیویی نوع خورشیدی مربوط به گسیل­های بالاتر از ۵ مگا هرتز به وسیله اسپکتروگراف­های رادیویی دینامیکی[۹]امکان پذیر شده بود. وایلد [۱۰][۹]، فرضیه پلاسمایی را پیشنهاد کرد که در آن انفجار های رادیویی نوع به علت نوعی از اختلالات به وجود می آیدکه از تاج خورشیدی شروع می شود و تا موقعی که نوسانات پلاسمایی به سمت بیرون حرکت می­ کند وچگالی پلاسمایی کاهش می­یابد به طور ناهموار حرکت میکند، با اندازه ­گیریسرعت سوق و فرضیه مدل چگالی الکترونی او پیشنهاد کرد سرعت اختلالات در حدود ۳است. در ادامه وایلد با بهره گرفتن از تداخل سنج[۱۱]، از لحاظ تجربی نیز سرعت اختلالات را همان مقدار به دست آورد. انفجارهامعمولاً در گروه هایی از ۱۰ یا بیشتر به فاصله چند ثانیه اتفاق می­افتد که در این گروه­های انفجاری همتابش­های با فرکانس و هم فرکانس­های۲ مشاهده شد. وجود هارمونیک­های قوی برای فرضیۀ اوٌلیه که الکترون­های تشدید شده در تولید انتشارات نوع نقش دارند، آشکار شدند که حدود ۱۰ درصد ازکلٌ انفجارها را همین–۲ تشکیل می­دهند، یعنی در ۱۰ درصد از کل انفجارها هم تابش فرکانسداریم و هم با فرکانس۲٫ مشاهدات اخیر نشان داده است، که فرکانس­هائی در حدود ۲۵ تا ۲۱۰ مگا هرتز وجود دارد که در آنها هارمونیک اول معمولاً از زیر ۱۰۰ مگاهرتز و هماهنگ دوم از فرکانسهای۵۰۰ مگاهرتز شروع می­ شود. وجود طیفی از فرکانس­ها در هر زمان به علت تغییرات چگالی پلاسمائی در هنگام انتشار باریکه الکترونی در آن لحظه است. تاحدود سال ۱۹۶۴ مطالعۀ خصوصیات کامل انفجارهای رادیویی در زیر ۵ تا ۱۰ مگا هرتز از گیرنده­های رادیویی زمینی امکان پذیر نبود بخاطراینکه بیشترین چگالی الکترونی در لایه یونسفر زمین قرار دارد که این امر باعث بازتاب تشعشعات خارج از سطح زمین درارتفاعات پیرامون ۳۰۰ کیلومتر می­ شود. اما در دهه­های گذشته، مشاهدات ماهواره ای دانسته ­های ما را از خصوصیات انفجار های نوع و همچنین خصوصیاتی که وابسته به جریانات الکترونی وامواج لانگمیر در یک فاصلۀ شعاعی متفاوت از خورشید بین۲/۱۴/۰ است را به طور فزاینده­ای افزایش داده­اند[۹].
با بهره گرفتن از سفینه­های فضایی،مشاهدۀ گسیل­های فرکانس پایین­تر میسٌر شد. شکل (۱-۱) مکان و موقعیت سفینه­های فضایی برای مشاهده امواج الکترومغناطیسی مختلف را نیز نشان می­دهدHelios1, Helios2 . در مدار خورشید وISEE, IMP6,8 در مدار زمین قرار دارند، که اطلاعات ارزشمندی دربارۀ طیف تابش، امواج لانگمیر و باریکه الکترونی در اختیار بشر قرار می دهند. در شکل (۱-۲) ما نتایج اندازه گیری باریکۀ الکترونی و امواج لانگمیر به وسیله ماهواره ISEEدر فاصله ۲۰۰ برابر شعاع زمین از مرکز زمین را نشان می­دهیم. در این شکل تابع توزیع سرعت الکترون در دو زمان مختلف ترسیم شده است. نقطه نشان دهنده تابع توزیع الکترونی پلاسمایی فضا قبل از رسیدن باریکه از خورشید و مربع مربوط به تابع توزیع ناشی از ناپایداری عکس میرایی لاندائو در نزدیکی ۳ حدود ۳۵ دقیقه بعد می­باشد.