उदयपुर सौर वेधशाला सेमिनार
Observational determination of magnetic helicity and energy flux in the solar active regions.
Abstract
Introduction to Solar Flares and Magnetic Reconnection.
Abstract
Solar Flares: Multi-wavelength Observations
Abstract
Properties of Sunspot Umbral Dots
Abstract
Exploring small-scale transient brightenings in the context of solar atmospheric heating
Abstract
Improving Solar Wind Forecasting Model Over the Phase of Solar Cycle - Source Surface Height Optimization and Magnetogram Impact
Abstract
An X-ray Perspective on Multi-scale Solar Flares: Spectroscopy to Polarimetry
Abstract
Studying solar flares with the X-ray telescope STIX on Solar Orbiter
Abstract
Fast Radio Bursts, a recent discovery in the field of Transients
Abstract
PROBA-3 mission
Abstract
Understanding Solar Eruptions: Ongoing and Future Research Programs at Space Research Centre of Polish Academy of Sciences.
Abstract
Probing the Physics of Radiation and Particles Emitted During Energetically-Rich Solar Flares
Abstract
Formation of homologous blowout jets and their large-scale consequences
Abstract
Flare Response in the Photosphere and Chromosphere: A Multi-line Spectropolarimetric Study
Abstract
Understanding the Space Weather Impact of Coronal Mass Ejections Utilising Observations and Modelling
Abstract
Understanding the Space Weather Impact of Coronal Mass Ejections Utilising Observations and Modelling
Abstract
स्पेस वेदर अनुसंधान में सबसे चुनौतीपूर्ण समस्या पृथ्वी पर
भू-चुंबकीय तूफानों की तीव्रता की भविष्यवाणी करना है। इन तूफानों के दौरान, अंतरिक्ष और जमीन पर आधुनिक
अवसंरचना महत्वपूर्ण खतरों का सामना कर सकती
है, जैसे कि संचार और विद्युत लाइनों का विघटन, और कक्ष में
उपग्रहों में खराबी या यहां तक कि विफलता।
तूफान तब उत्पन्न होते हैं जब पृथ्वी की दिशा में एक अंतरिक्ष-निर्देशित कोरोनल मास इजेक्शन (ICME) और/या उनके अग्र भाग में एक मजबूत दक्षिण की ओर निर्देशित अंतरप्लैनेटरी चुम्बकीय
क्षेत्र (IMF) Bz होता है। इसलिए, ICME और शेल क्षेत्र दोनों के भीतर Bz की भविष्यवाणी करना भू-चुंबकीय तूफानों की गंभीरता की भविष्यवाणी के लिए प्राथमिक आवश्यकता है। चूंकि सौर विस्फोटों के चुम्बकीय क्षेत्र को दूरस्थ तरीकों से विश्वसनीय रूप
से मापना संभव नहीं है, और पृथ्वी पर प्रभाव डालने वाले सौर संक्रामक तत्वों के सीधे निरंतर माप केवल हमारे ग्रह के बहुत निकट उपलब्ध होते हैं, CME चुम्बकीय गुणों के मॉडलिंग अत्यंत महत्वपूर्ण है। इस वार्ता में, मैं एक स्पेस वेदर मॉडलिंग ढांचे का परिचय दूंगा, जिसमें एनालिटिकल और वैश्विक MHD दृष्टिकोण दोनों शामिल हैं, जो CMEs की भू-प्रभावशीलता की भविष्यवाणी के लिए एक परिचालन स्पेस वेदर पूर्वानुमान उपकरण साबित
हो सकता है। इस वार्ता में बहु-तरंगदैर्ध्य दूर-संवेदन अवलोकनों के उपयोग और विभिन्न हेलियोसेंट्रिक दूरियों पर बहु-उपग्रह इन सीटू अवलोकनों को स्पेस वेदर पूर्वानुमान मॉडलों को सीमित करने के लिए भी प्रदर्शित किया जाएगा। मैं यह भी चर्चा करूंगा कि भारत के अंतरिक्ष आधारित सौर वेधशाला, आदित्य L1, और ISRO के आगामी शुक्र मिशन के डेटा सौर विस्फोटों के आरंभ और स्पेस वेदर प्रभावों को समझने में कैसे महत्वपूर्ण भूमिका निभाएंगे।
सौर वातावरण में त्रि-आयामी चुंबकीय नल की खोज: सिद्धांत और सिमुलेशन
Abstract
एक त्रि-आयामी (3डी) चुंबकीय शून्य एक ऐसा स्थान है जहाँ चुंबकीय क्षेत्र शून्य है। ये नल प्रचुर मात्रा में हैं और सौर वायुमंडल में महत्वपूर्ण चुंबकीय टोपोलॉजी के रूप में जाने जाते हैं, जो चुंबकीय पुनर्संयोजन, जेट और गोलाकार रिबन फ्लेयर्स जैसी घटनाओं में महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं। हालांकि, इस तरह के गतिशील वातावरण में 3डी नल की पीढ़ी के पीछे के तंत्र का पूरी तरह से पता लगाया जाना बाकी है।
हाल के मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स (एम. एच. डी.) सिमुलेशनों का सुझाव है कि चुंबकीय पुनर्संयोजन 3डी नल उत्पन्न करने और नष्ट करने दोनों के लिए जिम्मेदार है, जो एक आदर्श चुंबकीय क्षेत्र से शुरू होता है जिसमें एक ही उचित रेडियल नल होता है।
इस सेमिनार में, हम 3डी नल के महत्व, संरचना और गुणों पर प्रकाश डालते हुए उपरोक्त कार्य के सारांश पर संक्षेप में चर्चा करेंगे। हम इन समझ के अनुप्रयोगों को एक अधिक यथार्थवादी परिदृश्य में आगे बढ़ाएंगे, जिसमें हजारों पहले से मौजूद शून्य के साथ एक जटिल सक्रिय क्षेत्र के लिए अंतर्निहित क्षेत्र रेखा जटिलताओं को शामिल किया जाएगा, और परिणामों पर चर्चा करेंगे। इसके अतिरिक्त, हम किसी भी 3डी शून्य से रहित प्रारंभिक रूप से अराजक चुंबकीय क्षेत्र के साथ विषय का पता लगाएंगे और परिणामों पर चर्चा करेंगे।
Recent magnetohydrodynamics (MHD) simulations propose that magnetic reconnection is responsible for both generating and annihilating 3D
nulls, starting from an idealized magnetic field with a single proper radial null.
In this seminar, we will briefly discuss the summary of the above work, highlighting the importance, structure, and properties of 3D
nulls. We will further delve into the applications of these understandings to a more realistic scenario, incorporating the field line complexities inherent to a complex active region with thousands of preexisting nulls, and discuss the results. Additionally, we will explore the theme with an initially chaotic magnetic field devoid of any 3D nulls and discuss the results.
सनस्पॉट में प्लाज्मा मोशन
Abstract
इस चर्चा में, मैं कई वर्णक्रमीय रेखाओं में स्पेक्ट्रोपोलारिमेट्रिक डायग्नोस्टिक का उपयोग करके सनस्पॉट की त्रि-आयामी थर्मल, चुंबकीय और प्रवाह संरचना निर्धारित करने के लिए परिणाम प्रस्तुत करूंगा।
हमने डन सोलर टेलीस्कोप के फोकल प्लेन पर स्पेक्ट्रोपोलरीमीटर के साथ अवलोकनों और हमारे समूह द्वारा विकसित व्युत्क्रम कोड और चुंबकीय क्षेत्र बहिर्वेशन तकनीक जैसे विश्लेषण उपकरणों का उपयोग किया है। जांचों की एक श्रृंखला में, हम व्युत्क्रम प्रतिगामी प्रवाह के विस्तृत गुणों का निर्धारण करते हैं। हमारे परिणाम बताते हैं कि ये प्रवाह चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ संरेखित होते हैं जो बाहरी पेनम्ब्रा को खाई कोशिका के बाहरी छोर से धनुषाकार लूप के रूप में जोड़ते हैं। हम पाते हैं कि इन चुंबकीय मेहराबों द्वारा जुड़े आंतरिक और बाहरी अंत बिंदु के बीच एक सकारात्मक क्षेत्र शक्ति अंतर और नकारात्मक तापमान अंतर है।
यह दबाव अंतर साइफन प्रवाह सिद्धांत का पालन करते हुए सनस्पॉट की ओर एक प्रवाह को प्रेरित करता है, जो अवलोकन की गई प्रवाह गति और दबाव संतुलन समीकरण से भविष्यवाणी की गई मात्रा के अनुसार है।
मैं अपने समूह के चल रहे और भविष्य के शोध लक्ष्यों का भी परिचय दूंगा। हम निम्नलिखित उद्देश्य के लिए स्पेक्ट्रोपोलारिमेट्रिक अवलोकनों के लिए एक विश्लेषण पैकेज विकसित कर रहे हैं।
1. कई क्रोमोस्फेरिक और फोटोस्फेरिक रेखाओं का उपयोग करके तापमान, वेग और चुंबकीय क्षेत्र संरचना के स्तरीकरण को निकालने के लिए एलटीई और एनएलटीई व्युत्क्रम कोड विकसित करें और लागू करें।
2. हल्फा रेखा के अवलोकन के लिए एक विश्लेषण उपकरण विकसित करें।
3. भौतिक रूप से सुसंगत स्तरीकरण के लिए विश्लेषण में 1083 nm पर H, He I, और अन्य रेखाओं के पीसवाइज निरंतर परिणामों को एकीकृत करने के लिए एक स्वचालित तकनीक विकसित करें।
4. सौर वायुमंडलीय संरचना और इसके अस्थायी विकास के पूर्ण लक्षण वर्णन के लिए सनस्पॉट के चुंबकीय और थर्मल वायुमंडलीय गुणों का निर्धारण करें।
Probing the Physics of Radiation and Particles Emitted During Energetically-Rich Solar Flares
Abstract
Solar flares are one of the earliest observational signature of solar eruptions. Although the X-class flares are the largest in intensity class, weak (micro/nano) flares are more frequent, making
them a suitable candidate for coronal heating. By reconciling multi-wavelength observations, the standard flare energy release scheme to put forth the physical mechanism responsible for the
production of emission and charged particles during flares. However, this scheme is often challenged by the observations, particularly
during weak flares. Essentially, it is yet to be understood if the weak flares are just a scaled down version of large flares in the sense of physical processes. In this context, I will provide an overview of the research investigation conducted by us revealing the role of weak flares as unique tracers of pre-eruptive plasma and
magnetic field environment. I will also provide an overview of future plans associating the physics of solar flares with the initiation mechanism of the coronal mass ejections with an emphasis on combining the observations from the ADITYA-L1 and the Solar orbiter missions.
क्रोमोस्फीयर में तेजी से भ्रमण के लिए संक्रमण क्षेत्र और कोरोना की प्रतिक्रिया पर
Abstract
स्पाइक्यूल पतले, बाल/घास जैसी संरचनाएँ हैं जो क्रोमोस्फेरिक सौर अंग पर प्रमुखता से देखी जाती हैं। ऐसा माना जाता है कि फाइब्रिल और रैपिड ब्लू और रेड भ्रमण (आरबीई और आरआरई; सामूहिक रूप से आरई के रूप में संदर्भित) क्रमशः टाइप I और टाइप II स्पिक्यूल के ऑन-डिस्क समकक्षों के अनुरूप हैं। हमारी जांच एसएसटी/एच-अल्फा, आईआरआईएस और एसडीओ से समन्वित अवलोकनों से प्राप्त अंतरिक्ष-समय भूखंडों का उपयोग करते हुए क्रोमोस्फियर, संक्रमण क्षेत्र (टीआर) और कोरोना में समान वर्णक्रमीय विशेषताओं के साथ इन आरई की प्रतिक्रिया को देखने पर केंद्रित है। हमारे विश्लेषण से पता चलता है कि आरई का प्रवाह तेजी से बढ़ रहा है, जो तुरंत टीआर और कोरोना की विशेषता वाले तापमान तक पहुंच जाता है, जो एक बहु-तापीय प्रकृति का संकेत देता है।
इसी तरह, डिस्क पर समान वर्णक्रमीय हस्ताक्षर प्रदर्शित करने वाली डाउनफ्लोइंग विशेषताएं कोरोना से क्रोमोस्फेरिक तापमान तक प्लाज्मा गति प्रदर्शित करती हैं, जो एक बहुआयामी प्रकृति का प्रदर्शन करती हैं। अलग-अलग अपफ्लो और डाउनफ्लो के अलावा, हम एक ही पथ के साथ अनुक्रमिक अपफ्लो और डाउनफ्लो का निरीक्षण करते हैं, जो टीआर और विभिन्न कोरोनल पासबैंड के अवलोकन के अंतरिक्ष-समय भूखंडों में एक विशिष्ट परवलयिक प्रक्षेपवक्र को दर्शाता है। अलग-अलग अपफ्लो और डाउनफ्लो के समान, ये आरई भी अपने पूरे प्रक्षेपवक्र में एक बहु-तापीय प्रकृति का प्रदर्शन करते हैं। इसके अलावा, हमारे परिणाम आरई की एक अधिक जटिल गति को प्रकट करते हैं जिसमें अपफ्लो और डाउनफ्लो दोनों एक ही स्थानिक स्थान पर सह-अस्तित्व में हैं। एक अलग नोट पर, हमारा विश्लेषण, समन्वित आईआरआईएस वर्णक्रमीय अवलोकनों का उपयोग करते हुए, टीआर और क्रोमोस्फियर दोनों में स्पेशिओ-टेम्पोरल रेडशिफ्ट/डाउनफ्लो को दर्शाता है, जो प्लाज्मा के ऊपरी वायुमंडल प्रवाह के कारण स्पिक्यूल्स के बंडलों या समान स्पेक्ट्रा प्रदर्शित करने वाली विशेषताओं के रूप में होता है। हमारे विश्लेषण से पता चलता है कि टीआर तापमान स्पेक्ट्रा में देखे गए मजबूत रेडशिफ्ट/डाउनफ्लो के कम से कम सबसेट स्पिक्यूल के इन बंडलों या समान स्पेक्ट्रा प्रदर्शित करने वाली विशेषताओं के कारण होते हैं।
क्रोमोस्फीयर में तेजी से भ्रमण के लिए संक्रमण क्षेत्र और कोरोना की प्रतिक्रिया पर
Abstract
स्पाइक्यूल पतले, बाल/घास जैसी संरचनाएँ हैं जो क्रोमोस्फेरिक सौर अंग पर प्रमुखता से देखी जाती हैं। ऐसा माना जाता है कि फाइब्रिल और रैपिड ब्लू और रेड भ्रमण (आरबीई और आरआरई; सामूहिक रूप से आरई के रूप में संदर्भित) क्रमशः टाइप I और टाइप II स्पिक्यूल के ऑन-डिस्क समकक्षों के अनुरूप हैं। हमारी जांच एसएसटी/एच-अल्फा, आईआरआईएस और एसडीओ से समन्वित अवलोकनों से प्राप्त अंतरिक्ष-समय भूखंडों का उपयोग करते हुए क्रोमोस्फियर, संक्रमण क्षेत्र (टीआर) और कोरोना में समान वर्णक्रमीय विशेषताओं के साथ इन आरई की प्रतिक्रिया को देखने पर केंद्रित है। हमारे विश्लेषण से पता चलता है कि आरई का प्रवाह तेजी से बढ़ रहा है, जो तुरंत टीआर और कोरोना की विशेषता वाले तापमान तक पहुंच जाता है, जो एक बहु-तापीय प्रकृति का संकेत देता है।
इसी तरह, डिस्क पर समान वर्णक्रमीय हस्ताक्षर प्रदर्शित करने वाली डाउनफ्लोइंग विशेषताएं कोरोना से क्रोमोस्फेरिक तापमान तक प्लाज्मा गति प्रदर्शित करती हैं, जो एक बहुआयामी प्रकृति का प्रदर्शन करती हैं। अलग-अलग अपफ्लो और डाउनफ्लो के अलावा, हम एक ही पथ के साथ अनुक्रमिक अपफ्लो और डाउनफ्लो का निरीक्षण करते हैं, जो टीआर और विभिन्न कोरोनल पासबैंड के अवलोकन के अंतरिक्ष-समय भूखंडों में एक विशिष्ट परवलयिक प्रक्षेपवक्र को दर्शाता है। अलग-अलग अपफ्लो और डाउनफ्लो के समान, ये आरई भी अपने पूरे प्रक्षेपवक्र में एक बहु-तापीय प्रकृति का प्रदर्शन करते हैं। इसके अलावा, हमारे परिणाम आरई की एक अधिक जटिल गति को प्रकट करते हैं जिसमें अपफ्लो और डाउनफ्लो दोनों एक ही स्थानिक स्थान पर सह-अस्तित्व में हैं। एक अलग नोट पर, हमारा विश्लेषण, समन्वित आईआरआईएस वर्णक्रमीय अवलोकनों का उपयोग करते हुए, टीआर और क्रोमोस्फियर दोनों में स्पेशिओ-टेम्पोरल रेडशिफ्ट/डाउनफ्लो को दर्शाता है, जो प्लाज्मा के ऊपरी वायुमंडल प्रवाह के कारण स्पिक्यूल्स के बंडलों या समान स्पेक्ट्रा प्रदर्शित करने वाली विशेषताओं के रूप में होता है। हमारे विश्लेषण से पता चलता है कि टीआर तापमान स्पेक्ट्रा में देखे गए मजबूत रेडशिफ्ट/डाउनफ्लो के कम से कम सबसेट स्पिक्यूल के इन बंडलों या समान स्पेक्ट्रा प्रदर्शित करने वाली विशेषताओं के कारण होते हैं।
Propagation and damping of slow magnetoacoustic waves from photosphere to corona along the fan loops rooted in sunspot umbra
Abstract
सनस्पॉट अम्ब्रा में निहित कोरोनल फैन लूप लगातार कोरोना में विभिन्न अवधियों की धीमी मैग्नेटोएकॉस्टिक तरंगों (एस. एम. ए. डब्ल्यू.) का प्रसार दिखाते हैं।
हालाँकि, पूरे अम्ब्रल वायुमंडल के साथ पाई जाने वाली इन तरंगों की उत्पत्ति अभी भी स्पष्ट नहीं है।
यहाँ, हमने एसडीओ और आईआरआईएस से बहु-तरंग दैर्ध्य इमेजिंग और स्पेक्ट्रोस्कोपिक अवलोकनों का उपयोग करके एक स्वच्छ प्रशंसक लूप प्रणाली के साथ इन तरंगों का अध्ययन किया।
हमने कोरोना से प्रकाशमंडल तक 3-मिनट तरंगों के आयाम और आवृत्ति मॉड्यूलेशन का उपयोग करके प्रकाशमंडल में 3-मिनट तरंगों की उत्पत्ति का पता लगाया। यह लूप ट्रेसिंग अम्ब्रल वायुमंडल में ऊंचाई के साथ लूप क्षेत्र विचलन का पहला अवलोकन साक्ष्य भी प्रदान करता है। हमने अम्ब्रल वायुमंडल में ऊंचाई के साथ इन तरंगों के ऊर्जा प्रवाह की गणना की और आगे फैन लूप के साथ प्रसारित होने वाले SMAW की डैंपिंग लंबाई लगभग प्राप्त की। 3-मिनट और 1.5-min अवधि के लिए क्रमशः 208 किमी और 170 किमी। इन एस. एम. ए. डब्ल्यू. की नमी पर क्षेत्र विस्तार की भूमिका की जांच करने के लिए, हमने प्रत्येक वायुमंडलीय ऊंचाई पर लूप क्रॉस-सेक्शनल क्षेत्र के भीतर कुल तरंग ऊर्जा सामग्री की गणना की। हमने आगे कुल तरंग ऊर्जा सामग्री की डैंपिंग लंबाई का अनुमान लगाया। 303 किमी और 172 किमी क्रमशः 3-मिनट और 1.5-min अवधि की लहरों के लिए, और इस प्रकार लूप के क्षेत्र विस्तार के ज्यामितीय प्रभाव को ध्यान में रखते हुए SMAWs की वास्तविक नमी प्रस्तुत करते हैं। हमारी खोज ने पंखे के लूप के साथ फोटोस्फेयर से कोरोना तक एसएमएडब्ल्यू के डैंपिंग में लूप विस्तार और आवृत्तियों की भूमिका पर प्रकाश डाला है
Exploring Reconnection in Data-Based MHD Simulations of Solar Flares
Abstract
सौर ज्वालाओं को चुंबकीय पुनर्संयोजन की अभिव्यक्ति माना जाता है, जो गर्मी, प्लाज्मा की गतिज ऊर्जा और कण त्वरण के रूप में चुंबकीय ऊर्जा को नष्ट कर देता है। नतीजतन, मैग्नेटोफ्लुइड की शुद्ध चुंबकीय ऊर्जा कम हो जाती है। इसके अलावा, पुनर्संयोजन प्लाज्मा पार्सल के संबंध में चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं की कनेक्टिविटी को बदल देता है, जिससे एक टोपोलॉजिकल पुनर्गठन होता है।
पुनर्संयोजन और इसके प्रभावों का पता लगाने के लिए, हम फ्लेयर्स के डेटा-आधारित एमएचडी सिमुलेशन करते हैं। इस संबंध में, सक्रिय क्षेत्रों में चुंबकीय क्षेत्र के प्रतिरूपण के लिए चुंबकीय क्षेत्र बहिर्वेशन का उपयोग उल्लेखनीय है। बहिर्वेष्टित क्षेत्र का उपयोग एम. एच. डी. अनुकरण के लिए प्रारंभिक स्थिति के रूप में किया जाता है। दो समकालीन मॉडलों, अर्थात् अरैखिक बल-मुक्त क्षेत्र (एन. एल. एफ. एफ. एफ.) और गैर-बल-मुक्त क्षेत्र (एन. एफ. एफ. एफ.) की उपस्थिति में इन दो अलग-अलग मॉडलों के पुनः संयोजन और परिणामस्वरूप फ्लेयर्स की नकली गतिशीलता पर प्रभाव का पता लगाना अनिवार्य है।
इसके अलावा, फ्लेयर्स के दौरान चुंबकीय ऊर्जा में कमी के कारण, मैग्नेटोफ्लुइड के कम ऊर्जा के संतुलन की ओर आराम करने की उम्मीद है। नतीजतन, नकली गतिकी एम. एच. डी. विश्राम सिद्धांत के दृष्टिकोण से भी रुचि के योग्य है। इस तरह के अन्वेषणों की दिशा में, हम सौर फ्लेयर्स के डेटा-आधारित अनुकरण की जांच करते हैं और इस सेमिनार में, मैं इन अध्ययनों के परिणामों पर चर्चा करूंगा।
Influence of solar wind medium on the propagation of Earth impacting Coronal Mass Ejections in Heliosphere
Abstract
कोरोनल मास इजेक्शन (सीएमई) उनके प्रसार, झुकाव और अन्य गुणों की दिशा में परिवर्तन के अधीन हैं। हमने हेलिओस्फेरिक इमेजर (ऑनबोर्ड स्टीरियो) फील्ड ऑफ व्यू (एफओवी) में हेलिओस्फेर में उनके प्रसार का अध्ययन करने के लिए अप्रैल 2010 से अगस्त 2018 के दौरान देखे गए 15 पृथ्वी-प्रभावित कोरोनल मास इजेक्शन (सीएमई) की जांच की।
15 घटनाओं में से, लगभग 50% ने लगभग 40 R & #8857; तक स्व-समान विस्तार का पालन किया। एच. आई. एफ. ओ. वी. में केवल दो घटनाओं ने महत्वपूर्ण रोटेशन दिखाया। शेष 50% घटनाओं ने अक्षांश या देशांतर में विक्षेपण दिखाया।
इस अध्ययन से पता चलता है कि सूर्यमंडल में सीएमई का घूर्णन बहुत आम नहीं है। हमारा अध्ययन सीएमई के हेलियोस्फेरिक प्रसार को समझने के लिए परिवेशी चुंबकीय क्षेत्र और सौर पवन वातावरण दोनों पर विचार करने के महत्व पर जोर देता है। सीएमई के देखे गए विक्षेपण और घूर्णन को कई कारकों के संयोजन के लिए जिम्मेदार ठहराया जा सकता है, जिसमें परिवेशी सौर हवा के साथ उनकी बातचीत, परिवेशी चुंबकीय क्षेत्र का प्रभाव और घूर्णन के लिए आवश्यक हेलियोस्फियर में अनुकूल स्थितियां शामिल हैं।
ये निष्कर्ष सीएमई प्रसार में शामिल जटिल गतिशीलता की हमारी समझ में योगदान करते हैं और अंतरिक्ष मौसम भविष्यवाणियों में सुधार के लिए व्यापक मॉडलिंग और अवलोकन अध्ययन की आवश्यकता पर प्रकाश डालते हैं।
Umbral flashes and their possible association with running penumbral waves
Abstract
सनस्पॉट; चुंबकीय हॉटस्पॉट होने के कारण; सौर वायुमंडल की गतिशीलता को नियंत्रित करने में महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं। अम्ब्रल फ्लैश सनस्पॉट अम्ब्रल क्रोमोस्फीयर में देखी जाने वाली सबसे गतिशील घटनाओं में से एक है। फ्लैश को छोटे पैमाने पर तीव्रता वृद्धि के रूप में देखा जाता है, जिसकी अनुमानित आवधिकता 3 मिनट होती है, जिसे धीमी मोड तरंगों के बढ़ने के कारण विकसित झटके के रूप में व्याख्या किया जाता है। ध्वनिक कटऑफ आवृत्ति से ऊपर की आवृत्तियों वाली धीमी मोड तरंगें झुकी हुई चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ वायुमंडल की उच्च परतों में प्रवाहित होती हैं। सनस्पॉट पेनम्ब्रा में देखी जाने वाली एक और दिलचस्प तरंग घटना रनिंग पेनम्ब्रल तरंगें (RPW) हैं, जो लगभग 5 मिनट की आवधिकता के साथ अम्ब्रा-पेनम्ब्रा सीमा से पेनम्ब्रा के किनारे तक फैलने वाली गड़बड़ी के संकेंद्रित अंधेरे और चमकीले छल्लों के रूप में दिखाई देती हैं। RPW को झुके हुए चुंबकीय क्षेत्रों के साथ फैलने वाली धीमी मोड तरंगों के रूप में भी माना जाता है। इस प्रभाग संगोष्ठी में; मैं Ca II 8452 Å लाइन में अम्ब्रल फ्लैश के स्पेक्ट्रोस्कोपिक अवलोकनों का विश्लेषण करके प्राप्त परिणामों पर चर्चा करूँगा; मल्टी-एप्लीकेशन सोलर टेलीस्कोप (MAST) के साथ काम करने वाले नैरो-बैंड इमेजर द्वारा रिकॉर्ड किया गया। मैं अम्ब्रल फ्लैश के साथ रनिंग पेनम्ब्रल तरंगों के जुड़ाव के पहलू पर भी चर्चा करूँगा।
अंतरिक्ष मौसम पर कोरोनल मास इजेक्शन के प्रभाव को समझना: अवलोकन और मॉडलिंग को एकीकृत करना
Abstract
कोरोनल मास इजेक्शन (सीएमई), हेलियोस्फीयर में होने वाली सबसे हिंसक विस्फोटक घटना है, जिसे अंतरिक्ष मौसम की गड़बड़ी के प्रमुख स्रोतों में से एक माना जाता है। सीएमई सूर्य से चुंबकीय प्लाज्मा के विशाल बादलों के रूप में फटते हैं और कई घंटों से लेकर दिनों के भीतर पृथ्वी तक पहुँच सकते हैं। यदि पृथ्वी-निर्देशित सीएमई या इसके संबद्ध म्यान क्षेत्र के अंदर चुंबकीय क्षेत्र में दक्षिण-दिशा वाले उत्तर-दक्षिण चुंबकीय क्षेत्र घटक (बीज़ेड) हैं, तो यह पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर के साथ प्रभावी रूप से बातचीत करता है, जिससे गंभीर भू-चुंबकीय तूफान आते हैं। इसलिए, उनकी भू-प्रभावशीलता का पूर्वानुमान लगाने के लिए पृथ्वी-प्रभावित अंतरग्रहीय सीएमई (आईसीएमई) के अंदर बीजेड की ताकत और दिशा का अनुमान लगाना महत्वपूर्ण है। चूँकि सौर विस्फोटों के चुंबकीय क्षेत्र को दूरदराज के साधनों के माध्यम से विश्वसनीय रूप से नहीं मापा जा सकता है, और पृथ्वी पर सौर क्षणिकों को प्रभावित करने वाले प्रत्यक्ष निरंतर माप नियमित रूप से केवल हमारे ग्रह के बहुत करीब ही उपलब्ध हैं, इसलिए CME चुंबकीय गुणों का मॉडलिंग सर्वोपरि है। इस वार्ता में, मैं विश्लेषणात्मक और वैश्विक MHD दृष्टिकोणों का उपयोग करते हुए एक अंतरिक्ष मौसम मॉडलिंग ढांचा प्रस्तुत करूँगा जो CME की भू-प्रभावशीलता की भविष्यवाणी करने के लिए एक संचालन अंतरिक्ष मौसम पूर्वानुमान उपकरण साबित हो सकता है। यह वार्ता अंतरिक्ष मौसम पूर्वानुमान मॉडल को बाधित करने के लिए विभिन्न हेलियोसेंट्रिक दूरियों पर बहु-तरंगदैर्ध्य रिमोट-सेंसिंग अवलोकनों के साथ-साथ मल्टी-स्पेसक्राफ्ट इन-सीटू अवलोकनों के उपयोग को भी प्रदर्शित करेगी। इसके अलावा, मैं चर्चा करूँगा कि भारत की अंतरिक्ष-आधारित सौर वेधशाला, आदित्य L1 से प्राप्त डेटा CME दीक्षा तंत्र पर हमारी समझ को बढ़ाने में कैसे महत्वपूर्ण भूमिका निभाएगा।
मल्टी-लाइन स्पेक्ट्रोपोलरिमेट्री: सौर वातावरण को समझने की हमारी कुंजी
Abstract
विभिन्न दूरबीनों से किए गए बहु-तरंगदैर्घ्य अवलोकनों से सौर वायुमंडल में लगातार होने वाली तापन और विस्फोटक घटनाओं, जैसे एलरमैन बम, यूवी विस्फोट, जेट, उछाल और ज्वालाओं का पता चलता है। ये घटनाएँ न केवल निचले वायुमंडल (क्रोमोस्फीयर और संक्रमण क्षेत्र) को गर्म करती हैं, बल्कि कोरोना की गतिशीलता को भी प्रभावित करती हैं। दशकों के अध्ययन के बावजूद, इन घटनाओं की भविष्यवाणी करना और पूरे सौर वायुमंडल में उनके विस्तृत तंत्र को समझना अस्पष्ट बना हुआ है। सौर वायुमंडल की विभिन्न परतों में फैले मल्टी-लाइन स्पेक्ट्रोपोलरिमेट्रिक अवलोकन ताप घटनाओं के विभिन्न पहलुओं को समझने के लिए महत्वपूर्ण हैं। इस वार्ता में, मैं चर्चा करूँगा कि कैसे इस तरह के अवलोकनों का उपयोग अत्याधुनिक मल्टी-लाइन इनवर्जन विधियों का उपयोग करके हीटिंग घटनाओं के अवलोकन-संचालित मॉडल के निर्माण के लिए किया जा सकता है। इसके अतिरिक्त, मैं डैनियल के. इनौये सोलर टेलीस्कोप से देखे गए C4-क्लास फ्लेयर के मल्टी-लाइन स्पेक्ट्रोपोलरिमेट्रिक अवलोकनों के विश्लेषण से हाल के परिणाम प्रस्तुत करूँगा। अंत में, मैं MAST, IRIS और आदित्य-L1 दूरबीनों से समन्वित अवलोकनों के माध्यम से तापन घटनाओं की जांच करने की क्षमता का पता लगाऊंगा।
अंतरिक्ष मौसम प्रभाव को समझने के लिए कोरोनल मास इजेक्शन का अवलोकन और मॉडलिंग
Abstract
कोरोनल मास इजेक्शन (सीएमई) अंतरिक्ष मौसम की गड़बड़ी के प्रमुख स्रोतों में से एक हैं। यदि पृथ्वी-निर्देशित सीएमई या इसके संबद्ध म्यान क्षेत्र के अंदर चुंबकीय क्षेत्र में दक्षिण-दिशा निर्देशित उत्तर-दक्षिण चुंबकीय क्षेत्र घटक (बीजेड) है, फिर यह पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र के साथ प्रभावी रूप से संपर्क करता है, जिससे गंभीर भू-चुंबकीय तूफान आते हैं। इसलिए, पृथ्वी को प्रभावित करने वाले अंतरग्रहीय सीएमई (आईसीएमई) के अंदर बीजेड की ताकत और दिशा का पूर्वानुमान लगाना महत्वपूर्ण है ताकि उनकी भू-प्रभावशीलता का पूर्वानुमान लगाया जा सके। चूँकि सौर विस्फोटों के चुंबकीय क्षेत्र को दूरस्थ माध्यमों से विश्वसनीय रूप से मापा नहीं जा सकता और पृथ्वी पर सौर क्षणिक प्रभावों के प्रत्यक्ष निरंतर माप नियमित रूप से केवल हमारे ग्रह के बहुत करीब ही उपलब्ध हैं. चुंबकीय गुणों का मॉडलिंग सर्वोपरि है. बीजेड की ताकत का पूर्वानुमान लगाने के अलावा, अंतरिक्ष मौसम की भविष्यवाणी में एक और महत्वपूर्ण चुनौती ICME के आगमन के समय का सटीक अनुमान लगाना शामिल है। सीएमई की आरंभिक क्रियाविधि की गहन समझ आईसीएमई के पृथ्वी पर पहुंचने का पूर्वानुमान लगाने में विस्तारित लीड समय प्रदान करने की हमारी क्षमता को बढ़ाने के लिए महत्वपूर्ण है। इस वार्ता में, मैं इस बात पर प्रकाश डालूँगा कि भारत की अंतरिक्ष-आधारित सौर वेधशाला, आदित्य एल1 से प्राप्त डेटा किस प्रकार सीएमई आरंभ तंत्र पर हमारी समझ को बढ़ाने में महत्वपूर्ण भूमिका निभाएगा। इस वार्ता में अंतरिक्ष मौसम पूर्वानुमान के लिए संपत्ति के रूप में मौजूदा अंतरिक्ष-आधारित वेधशालाओं के संसाधनों के साथ आदित्य-एल1 डेटा के उपयोग को भी प्रदर्शित किया जाएगा। विशेष रूप से, विश्लेषणात्मक और वैश्विक एमएचडी दृष्टिकोण दोनों का उपयोग करके एक अंतरिक्ष मौसम पूर्वानुमान ढांचा प्रस्तुत किया जाएगा। इसके अलावा, मैं वैश्विक एमएचडी मॉडल में हाल ही में विकसित फ्लक्स-रोप मॉडल कार्यान्वयन पर चर्चा करूंगा जो सीएमई की भू-प्रभावशीलता का पूर्वानुमान लगाने में एक बड़ा कदम साबित हो सकता है।
सौर ज्वालाओं और ऊर्जावान कणों का बहु-उपकरण अध्ययन
Abstract
दो स्पिक्यूल्स की कहानी
Abstract
स्पिक्यूल्स पतले, लम्बे, बाल जैसे दिखने वाले होते हैं जिन्हें क्रोमोस्फेरिक स्पेक्ट्रल लाइनों जैसे एच-अल्फा और सीए II लाइनों में हाई-रिज़ॉल्यूशन टेलीस्कोप के ज़रिए देखा जा सकता है। ये स्पिक्यूल्स सौर वायुमंडल में 20 से 150 किमी/सेकंड के बीच के वेग से ऊपर और नीचे की ओर बढ़ते हैं। माना जाता है कि वे सौर हवा की तुलना में कई गुना ज़्यादा द्रव्यमान प्रवाह ले जाते हैं। इस सेमिनार में, मैं स्पिक्यूल्स के इतिहास और शुरुआती विकास पर संक्षेप में चर्चा करूँगा और सौर वायुमंडल में इन टाइप II स्पिक्यूल्स से जुड़े प्रवाह के साथ टाइप II स्पिक्यूल्स की खोज कैसे की गई।
निचले सौर वायुमंडल में ध्वनिक तरंगों का चरण परिवर्तन माप
Abstract
सौर वायुमंडल विभिन्न मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स (MHD) तरंगों के उत्पादन, प्रसार, मोड-रूपांतरण और अपव्यय के लिए अनुकूल वातावरण प्रदान करता है। ध्वनिक तरंगें संपीडन द्वारा उत्पन्न होती हैं, जबकि उछाल-पुनर्स्थापना बल गुरुत्वाकर्षण तरंगें उत्पन्न करता है। सूर्य के संवहन क्षेत्र के अंदर उत्पन्न ध्वनिक तरंगें ध्वनिक गुहाओं में फंस जाती हैं और स्थिर तरंगें बनाती हैं। शांत-सूर्य प्रकाशमंडल में, कटऑफ आवृत्ति 5.2 मेगाहर्ट्ज है, और कम आवृत्ति वाली ध्वनिक तरंगें क्षणभंगुर हैं। यूएसओ में संचालित मल्टी-एप्लीकेशन सोलर टेलीस्कोप के साथ स्थापित नैरो बैंड इमेजर उपकरण से प्राप्त क्रमशः Fe I 6173 A और Ca II 8542 A में लगभग एक साथ फोटोस्फेरिक और क्रोमोस्फेरिक लाइन-स्कैन अवलोकनों का उपयोग करते हुए, हमने द्विभाजक विधि का उपयोग करके Fe I रेखा के भीतर सात ऊंचाई वेगों और Ca II रेखा के भीतर नौ ऊंचाई वेगों का अनुमान लगाया है। चरण बदलाव बनाम आवृत्ति और ऊंचाई का विश्लेषण एक गैर-शून्य चरण बदलाव दिखाता है, जो शांत-सूर्य में कम आवृत्ति वाली ध्वनिक तरंगों की गैर-अस्थायी प्रकृति को दर्शाता है। इस बातचीत में, मैं कम आवृत्ति वाली ध्वनिक तरंगों की गैर-अस्थायी प्रकृति के लिए जिम्मेदार संभावित कारकों पर चर्चा करूंगा।
पश्चिमी-भारतीय क्षेत्र में वायुमंडलीय बादलों और सीमा परत की जांच
Abstract
वायुमंडलीय बादल पृथ्वी के जल विज्ञान चक्र, विकिरण बजट और क्षेत्रीय एवं वैश्विक मौसम स्थितियों में महत्वपूर्ण भूमिका निभाते हैं। बादलों के निर्माण की प्रक्रिया वायुमंडल की सबसे निचली परत (जिसे वायुमंडलीय सीमा परत, एबीएल के रूप में जाना जाता है) में शुरू होती है और कुछ सौ मीटर से लेकर कई किलोमीटर तक की ऊँचाई पर बनती है। बादल अंतरिक्ष और समय में अत्यधिक गतिशील होते हैं और जलवायु मॉडल में उनका उचित प्रतिनिधित्व चुनौतीपूर्ण बना हुआ है। मौसम और जलवायु मॉडल में बादलों का सही प्रतिनिधित्व और बादलों के निर्माण और गतिशीलता को नियंत्रित करने वाली भौतिक प्रक्रियाओं की बेहतर समझ भविष्य की जलवायु की भविष्यवाणी करने के लिए आवश्यक है। इस सेमिनार में बादल प्रक्रियाओं, बादल-सीमा परत परस्पर क्रिया और बादलों और एबीएल की जांच के लिए विभिन्न तकनीकों पर चर्चा की जाएगी। तीन पश्चिमी-भारतीय क्षेत्रों (अहमदाबाद, माउंट आबू और उदयपुर) में पीआरएल के भारतीय लिडार नेटवर्क (आईएलआईएन) कार्यक्रम के तहत लिडार अवलोकनों का उपयोग करके प्राप्त परिणाम प्रस्तुत किए जाएंगे।
रेडियो तकनीक से सौर विस्फोटों के बारे में कैसे जानकारी मिल सकती है
Abstract
अंतरिक्ष मौसम का अंतिम चालक, कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र (बी), सौर कोरोना में छोटे और बड़े पैमाने की संरचनाओं के निर्माण, विकास और गतिशीलता में एक आवश्यक भूमिका निभाता है। ये संरचनाएं बड़े पैमाने पर विस्फोटों के रूप में सौर वायुमंडल में विशाल विस्फोटों को जन्म देती हैं, जैसे कि कोरोनल मास इजेक्शन (सीएमई), जो पृथ्वी के निकट अंतरिक्ष को गंभीर रूप से प्रभावित कर सकते हैं। सीएमई अक्सर रेडियो उत्सर्जन के साथ होते हैं, जो संबंधित सौर, हेलियोस्फेरिक और आयनोस्फेरिक अंतरिक्ष मौसम की घटनाओं के अवलोकन तक पहुंच प्रदान करते हैं। रेडियो तकनीकें सौर ज्वालाओं और सीएमई से जुड़े कण त्वरण के शुरुआती संकेत प्रदान कर सकती हैं। इस सेमिनार में, मैं सौर और अंतरिक्ष मौसम अध्ययनों के लिए अत्याधुनिक जमीन और अंतरिक्ष-आधारित रेडियो इंस्ट्रूमेंटेशन के बारे में बात करूंगी। रेडियो अवलोकनों और सक्रिय क्षेत्रों के समय-निर्भर डेटा-संचालित संख्यात्मक मॉडलिंग का उपयोग करके, मैं कोरोनल फ्लक्स रस्सियों के गठन और विस्फोट का अध्ययन करती हूं। मैं सूर्य के निकट प्रारंभिक सीएमई गुणों को सीमित करने के लिए रेडियो तकनीकों और बड़े पैमाने पर सौर विस्फोटों की शुरुआत और विकास को समझने के लिए संख्यात्मक मॉडलिंग दृष्टिकोण पर प्रकाश डालूंगी।
अंतरग्रहीय कोरोनल मास इजेक्शन
Abstract
इंटरप्लेनेटरी कोरोनल मास इजेक्शन (ICME) CME की इंटरप्लेनेटरी अभिव्यक्तियाँ हैं। ICME का अध्ययन करना आवश्यक है क्योंकि वे विभिन्न अंतरिक्ष मौसम की घटनाओं जैसे सौर ऊर्जा कण (SEP) घटनाओं, इंटरप्लेनेटरी (IP) झटकों और भू-चुंबकीय तूफानों आदि के लिए जिम्मेदार हैं। ICME के एक दिलचस्प उपसमूह में चुंबकीय क्षेत्र (> 10 nT) बढ़े हुए हैं जो एक बड़े कोण, कम प्रोटॉन तापमान और कम प्लाज्मा बीटा के माध्यम से धीरे-धीरे घूमते हैं; (थर्मल और चुंबकीय क्षेत्र के दबाव का अनुपात) को चुंबकीय बादल कहा जाता है। चुंबकीय बादलों को अक्सर इंटरप्लेनेटरी मैग्नेटिक फ्लक्स रोप (IMFR) कहा जाता है। इस बात के स्पष्ट प्रमाण हैं कि चुंबकीय बादल तीव्र भू-चुंबकीय तूफानों के चालक हैं। इसलिए, 1 AU पर चुंबकीय बादलों की ज्यामिति को समझना पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर के साथ उनकी बातचीत का विश्लेषण करने के लिए महत्वपूर्ण है। इस वार्ता में, मैं IMFRs और CME स्रोत क्षेत्रों की चुंबकीय क्षेत्र संरचनाओं की तुलना करके पृथ्वी के निकट के वातावरण में IMFRs और सूर्य के निकट के क्षेत्र में संबंधित CMEs के बीच भौतिक संबंध पर चर्चा करूँगी। हम एक सिलेंडर और टोरस चुंबकीय क्षेत्र ज्यामिति के साथ मॉडल फिट करके सौर चक्र 24 के दौरान हुई 18 चयनित घटनाओं में फ्लक्स रोप संरचना की पहचान करने का प्रयास करते हैं, दोनों एक बल-मुक्त क्षेत्र संरचना के साथ। हमारे परिणाम बताते हैं कि देखे गए फ्लक्स रोप पैरामीटर मॉडल के साथ अच्छी तरह से पुनर्निर्मित हैं। चुंबकीय बादलों के हेलिसिटी संकेत उनके सूर्य-पृथ्वी पारगमन के दौरान संरक्षित रहते हैं। हमारे परिणाम इस विचार का और समर्थन करते हैं कि PIL के समानांतर मुख्य अक्ष वाली एक फ्लक्स रोप CME में फटती है, और फटी हुई फ्लक्स रोप अपने अभिविन्यास को बनाए रखते हुए अंतरग्रहीय अंतरिक्ष के माध्यम से फैलती है और इसे IMFR के रूप में देखा जाता है।
सूर्य का मैकेनिकल और इलेक्ट्रॉनिक्स डिजाइन और विकास 2 मीटर डिश एंटीना के लिए ट्रैकिंग सिस्टम
Abstract
जमीन और अंतरिक्ष आधारित सुविधाओं का उपयोग करके सौर कोरोना का अवलोकन
Abstract
कोरोनल मास इजेक्शन: अवलोकन से सिमुलेशन तक
Abstract
अंतरिक्ष मौसम का अंतिम चालक, कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र (बी), सौर कोरोना में छोटे और बड़े पैमाने की संरचनाओं के निर्माण, विकास और गतिशीलता में एक आवश्यक भूमिका निभाता है। ये संरचनाएं बड़े पैमाने पर विस्फोटों के रूप में सौर वायुमंडल में विशाल विस्फोटों का कारण बनती हैं, जैसे कि कोरोनल मास इजेक्शन (सीएमई), जो पृथ्वी के निकट अंतरिक्ष को गंभीर रूप से प्रभावित कर सकते हैं। सीएमई अक्सर रेडियो उत्सर्जन के साथ होते हैं, जो संबंधित सौर, हेलियोस्फेरिक और आयनोस्फेरिक अंतरिक्ष मौसम की घटनाओं के अवलोकन तक पहुंच प्रदान करते हैं। रेडियो तकनीकें सौर ज्वालाओं और सीएमई से जुड़े कण त्वरण के शुरुआती संकेत प्रदान कर सकती हैं। रेडियो अवलोकनों और सक्रिय क्षेत्र के समय-निर्भर डेटा-संचालित संख्यात्मक मॉडलिंग का उपयोग करके, मैं कोरोनल फ्लक्स रस्सियों के गठन और विस्फोट का अध्ययन करती हूं। मैं सूर्य के निकट प्रारंभिक CME गुणों को नियंत्रित करने के लिए रेडियो तकनीकों और बड़े पैमाने पर सौर विस्फोटों की शुरुआत और विकास को समझने के लिए संख्यात्मक मॉडलिंग दृष्टिकोण पर प्रकाश डालूँगी । मैं सौर और अंतरिक्ष मौसम अध्ययनों के लिए अत्याधुनिक ग्राउंड और स्पेस-आधारित रेडियो इंस्ट्रूमेंटेशन के बारे में भी बात करूँगी।
एवरशेड और इनवर्स एवरशेड प्रवाह का परिचय
Abstract
एवरशेड प्रवाह एक सनस्पॉट के पेनम्ब्रा में प्लाज्मा का बहिर्वाह है, जिसे पहली बार 1909 में जॉन एवरशेड ने कोडाईकनाल सौर वेधशाला, भारत में देखा था। एवरशेड प्रभाव मुख्य रूप से फोटोस्फेरिक रेखाओं में देखा जाता है। क्रोमोस्फेरिक रेखाएँ जैसे कि H-अल्फा, CaII 8542 एक विपरीत तस्वीर पेश करती हैं जिसमें सौर वायुमंडल में क्रोमोस्फेरिक ऊँचाई पर प्लाज्मा का अंतर्वाह देखा जाता है। क्रोमोस्फेरिक ऊँचाई पर प्लाज्मा का अंतर्वाह, जिसे व्युत्क्रम एवरशेड प्रवाह के रूप में जाना जाता है, मुख्य रूप से सनस्पॉट के पेनम्ब्रल क्षेत्र के बाहर मौजूद होता है। इस वार्ता में, मैं प्रवाह के विभिन्न भौतिक गुणों से निपटने वाले अवलोकनों और प्रवाह को संभावित गणितीय संरचना प्रदान करने वाले मॉडलों पर एक संक्षिप्त चर्चा के साथ प्रवाह का परिचय दूँगा। मैं इन प्रवाहों के उन पहलुओं पर भी चर्चा करूँगा जिन पर हम वर्तमान में काम कर रहे हैं।
ज़मीन और अंतरिक्ष आधारित सुविधाओं का उपयोग करके सौर कोरोना और सौर हवा की जांच करना
Abstract
भू-आधारित, कम लागत वाली कम आवृत्ति वाली रेडियो दूरबीनें सौर क्षणिक उत्सर्जन जैसे कि सौर फ्लेयर्स और कोरोनल मास इजेक्शन और सौर रेडियो विस्फोटों के साथ उनके संबंध में बहुमूल्य जानकारी प्रदान करती हैं। सौर रेडियो विस्फोटों पर दशकों के गहन शोध के बाद भी, हम उनकी उत्पत्ति, उत्सर्जन तंत्र, ध्रुवीकरण गुणों, संबंधित चुंबकीय क्षेत्रों, श्वेत प्रकाश समकक्षों, अंतरिक्ष मौसम के साथ संबंध और कई अन्य चीजों को पूरी तरह से नहीं समझ पाए हैं। इस प्रस्तुति में, मैं गौरीबिदनूर रेडियो वेधशाला, अंतरिक्ष-आधारित हवा/तरंगों आदि की विभिन्न सुविधाओं से अवलोकनों का उपयोग करके प्राप्त परिणामों पर चर्चा करूँगा। इसके अलावा, मैं क्रैब नेबुला ऑक्यूल्टेशन तकनीक का उपयोग करके प्राप्त सौर वायु घनत्व अशांति और हीटिंग दरों पर चर्चा करूँगा। मैं यह भी प्रस्तुत करूँगा कि सौर वायु अशांति, घनत्व मॉड्यूलेशन सूचकांक और प्रोटॉन हीटिंग दरों का आयाम हेलियोसेंट्रिक दूरी और सौर चक्र के साथ कैसे भिन्न होता है। इन वैज्ञानिक जांचों के अलावा, मैं रेडियो इंस्ट्रूमेंटेशन और विजिबल एमिशन लाइन कोरोनाग्राफ (वीईएलसी) परियोजना में अपने योगदान का सारांश दूंगा। वीईएलसी आदित्य-एल1 मिशन पर आंतरिक रूप से छिपा हुआ कोरोनाग्राफ है, जो सूर्य और सौर कोरोना का पता लगाने वाला पहला भारतीय मिशन है।
सौर वायुमंडल में क्रोमोस्फेरिक जेट और संबंधित प्रवाह पर
Abstract
क्रोमोस्फीयर सौर वायुमंडल की परतों में से एक है जो फोटोस्फीयर और अत्यधिक संरचित कोरोना के बीच सैंडविच है। यह प्रकृति में अत्यधिक जटिल और गतिशील है, जो मुख्य रूप से स्थानीय चुंबकीय क्षेत्र विन्यास द्वारा प्रभावित है, जो स्पिक्यूल्स, जेट्स, मोटल्स, फाइब्रिल्स आदि से जुड़ा हुआ है। ऐसा माना जाता है कि वे निचले वायुमंडल से उच्च वायुमंडल में द्रव्यमान ले जाते हैं और पी-मोड दोलनों या चुंबकीय पुनर्संयोजन के रिसाव के कारण उत्पन्न होते हैं। इस सेमिनार में, मैं जेट जैसी संरचनाओं, विशेष रूप से क्रोमोस्फीयर में देखी गई स्पिक्यूल्स, उनकी पीढ़ी तंत्र और संबंधित प्रवाह के बारे में बात करूंगा क्योंकि वे एसएसटी, एमएएसटी, आईआरआईएस और एसडीओ/एआईए से अवलोकनों का उपयोग करके सौर वायुमंडल के माध्यम से विकसित होते हैं।
सनस्पॉट के अम्ब्रल वायुमंडल का चुंबकीय युग्मन
Abstract
सनस्पॉट में विभिन्न दोलन और तरंग घटनाएं होती हैं जैसे कि अम्ब्रल फ्लैश, अम्ब्रल दोलन, रनिंग पेनम्ब्रल तरंगें और कोरोनल तरंगें। सनस्पॉट अम्ब्रा में निहित सभी फैन लूप लगातार 3 मिनट की अवधि में कोरोना में धीमी गति से चुंबकीय ध्वनिक तरंगों का प्रसार करते हैं। हालांकि, निचले वायुमंडल में उनकी उत्पत्ति अभी भी स्पष्ट नहीं है। इस कार्य में, हमने 16 जून, 2016 को 4 घंटे की अवधि के लिए सक्रिय क्षेत्र AR12553 में निहित स्वच्छ फैन लूप सिस्टम के साथ इन दोलनों का विस्तार से अध्ययन किया, जिसे इंटरफ़ेस क्षेत्र इमेजिंग स्पेक्ट्रोग्राफ (IRIS) और सोलर डायनेमिक्स ऑब्जर्वेटरी (SDO) द्वारा देखा गया। हमने कोरोना से फोटोस्फीयर तक विभिन्न वायुमंडलीय ऊंचाइयों पर कई फैन लूप के फुटपॉइंट का पता लगाया। हमने सभी वायुमंडलीय ऊंचाइयों पर सभी लूपों के फ़ुटपॉइंट्स में 3-मिनट के दोलनों की उपस्थिति पाई। हमने सौर वायुमंडल में प्रसार करते समय समय के साथ उनके आयाम मॉड्यूलेशन विशेषताओं का उपयोग करके इन तरंगों की उत्पत्ति का पता लगाया। हमने सभी ऊंचाइयों पर इन 3-मिनट के दोलनों के 12 मिनट, 22 मिनट और 35 मिनट जैसे कई आयाम मॉड्यूलेशन अवधि पाई। हमारे निष्कर्षों के आधार पर, हम व्याख्या करते हैं कि कोरोनल फैन लूप्स में प्रसारित होने वाली 3-मिनट की धीमी मैग्नेटोएकॉस्टिक तरंगें अम्ब्रल क्षेत्र में इन फैन लूप्स के फोटोस्फेरिक फ़ुटपॉइंट्स पर देखे गए 3-मिनट के दोलनों द्वारा संचालित होती हैं। परिणाम विभिन्न वायुमंडलीय ऊंचाइयों पर फैन लूप्स के साथ 3-मिनट की तरंगों के प्रसार के माध्यम से सौर वायुमंडल के चुंबकीय युग्मन का स्पष्ट प्रमाण प्रदान करते हैं।
सोलर फ्लेयर के एमएचडी सिमुलेशन में रीकनेक्शन डायनेमिक्स और प्लाज्मा रिलैक्सेशन का अध्ययन
Abstract
सौर फ्लेयर्स और जेट जैसे सौर क्षणिकों के दौरान, संग्रहीत चुंबकीय ऊर्जा को ताप और आवेशित कणों के त्वरण के रूप में विस्फोटक रूप से जारी किया जाता है। इन क्षणिकों का अंतर्निहित कारण, i.e. चुंबकीय पुनर्संयोजन प्रक्रिया लंबे समय से चुंबकीय प्लाज्मा के स्व-संगठन या विश्राम से जुड़ी हुई है। इस संबंध में, पिछले कुछ दशकों के दौरान टेलर के सिद्धांत (1974) की काफी व्यापक रूप से जांच की गई है, लेकिन विश्राम प्रक्रिया की पूरी समझ अभी भी बहुत दूर है। जबकि पिछले अध्ययनों ने ज्यादातर विश्लेषणात्मक चुंबकीय क्षेत्रों पर ध्यान केंद्रित किया है, हम इस अध्ययन में एक नया दृष्टिकोण अपनाते हैं और विश्राम का पता लगाने और टेलर के सिद्धांत की भविष्यवाणियों का परीक्षण करने के लिए शासी ढांचे के रूप में एक अवलोकन किए गए सौर भड़क के डेटा-विवश मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स (MHD) सिमुलेशन का उपयोग करते हैं।
चयनित सक्रिय क्षेत्र NOAA 12253 एक GOES M 1.3 वर्ग फ्लेयर होस्ट करता है। फ्लेयर के स्पेटिओटेम्पोरल विकास के संयोजन के साथ एक्सट्रापोलेटेड कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र की जांच से एक हाइपरबोलिक फ्लक्स ट्यूब (एच. एफ. टी.) का पता चलता है जो देखी गई चमक के ऊपर है।
इसके अलावा, पुनर्संयोजन गतिकी का पता लगाने के लिए ईयूएलएजी-एमएचडी संख्यात्मक मॉडल के साथ एमएचडी अनुकरण किया जाता है। तीन अलग-अलग उप-खंडों को चुना जाता है और चुंबकीय क्षेत्र में चुंबकीय ऊर्जा, वर्तमान घनत्व, मोड़ और ढाल जैसी विभिन्न भौतिक रूप से प्रासंगिक मात्राओं के समय विकास के साथ-साथ चुंबकीय क्षेत्र रेखा गतिकी के विश्लेषण के अधीन होते हैं। अपने भाषण में, मैं आत्म-संगठन, हेलिसिटी, एम. एच. डी. विश्राम, और टेलर के विश्राम के सिद्धांत के बाद परिणाम, सारांश और चर्चा प्रस्तुत करूंगा।
त्रि-आयामी चुंबकीय शून्यों की स्वतःस्फूर्त उत्पत्ति और विनाश
Abstract
त्रि-आयामी (3डी) चुंबकीय नल वह स्थान है जहाँ चुंबकीय क्षेत्र शून्य है। वे चुंबकीय पुनर्संयोजन और सौर कोरोनल ट्रांसिएंट को ट्रिगर करने के लिए अधिमान्य स्थल हैं, उदाहरण के लिएः सौर फ्लेयर्स, कोरोनल मास इजेक्शन और कोरोनल जेट। इस तरह के 3डी नल सौर वायुमंडल में प्रचुर मात्रा में पाए जाते हैं, लेकिन उनकी पीढ़ी का तंत्र या उनकी प्रचुरता का कारण अभी भी एक पहेली है। इस पहेली को हल करने की दिशा में, एक विश्लेषणात्मक प्रारंभिक चुंबकीय क्षेत्र की गतिशीलता जिसमें एक अलग धारा-मुक्त 3डी नल होता है, को शुरू में निर्धारित प्रवाह के साथ संख्यात्मक रूप से अनुकरण किया जाता है। प्रवाह पुनर्संयोजन की सुविधा प्रदान करता है, जो प्राथमिक शून्य जोड़े को इस तरह से उत्पन्न करता है जो टोपोलॉजिकल डिग्री को संरक्षित करता है। इन शून्य युग्मों की निर्माण प्रक्रिया नवीन है और मानक पिचफोर्क द्विभाजन से अलग है। मानक पिचफोर्क द्विभाजन में अतिरिक्त नल केंद्रीय नल पर विकसित वर्तमान परत के भीतर बनाए जाते हैं। इसके विपरीत, यहां हमने केंद्रीय नल से दूर नल जोड़े का निर्माण पाया, जिसकी हम परिकल्पना करते हैं कि यह लगाए गए प्रवाह की परस्पर क्रिया और केंद्रीय धारा परत से पुनर्संयोजन बहिर्वाह के कारण है। दिलचस्प रूप से, आगे का विकास अनायास नए शून्य जोड़े उत्पन्न करता है, जिनमें अपने आप में एक नवीनता है। जैसा कि सिद्धांतित है, ये अनायास उत्पन्न शून्य जोड़े भी शुद्ध टोपोलॉजिकल डिग्री को संरक्षित करते हैं-अनुकरण में विश्वसनीयता जोड़ते हैं। सिमुलेशन शून्य युग्म विनाश को भी दर्शाता है। चर्चा में, मैं नल के उत्पादन और विनाश के लिए जिम्मेदार पहचाने गए तंत्र के साथ परिणामों पर विस्तार से चर्चा करूंगा।
सौर वायुमंडल की अवलोकन संबंधी गतिशीलता: स्पिक्यूल्स
Abstract
क्रोमोस्फीयर सौर वातावरण की वायुमंडलीय परतों में से एक है, और यह प्रकृति में जटिल और गतिशील है, स्थानीय चुंबकीय क्षेत्र विन्यास पर काफी हद तक हावी है।
लगभग सभी यांत्रिक ऊर्जा जो सौर गतिविधि और सौर वायुमंडलीय ताप को संचालित करती है, इस क्षेत्र के भीतर गर्मी और विकिरण में परिवर्तित हो जाती है।
क्रोमोस्फीयर विभिन्न गतिशील घटनाओं को प्रदर्शित करता है;
उनमें से एक है स्पिक्यूल्स।
इस संगोष्ठी में, मैं स्पिक्यूल्स, उनकी पीढ़ी तंत्र, गुणों के बारे में चर्चा करूंगा और कैसे ये विशेषताएं बड़े पैमाने पर आपूर्ति और कोरोनल हीटिंग में योगदान दे सकती हैं।
कोरोनल फैन लूप्स में देखी गई 3-मिनट की धीमी मैग्नेटोकॉस्टिक तरंगों के स्रोत क्षेत्र की खोज करना
Abstract
सौर धब्बे विभिन्न दोलनों और तरंग परिघटनाओं जैसे उम्ब्रल चमक, अम्ब्रल दोलन, चल रही पेनुमब्रल तरंगें, और कोरोनल तरंगें की मेजबानी करते हैं ।
सौर धब्बे के अम्ब्रा में निहित सभी कोरोनल फैन लूप लगातार 3-मिनट की अवधि दिखाते हैं जो धीमी मैग्नेटोकॉस्टिक तरंगों का प्रसार करते हैं।
हालाँकि, निचले वातावरण में उनकी उत्पत्ति अभी भी स्पष्ट नहीं है।
हमने 16 जून, 2016 को 4 घंटे की अवधि के लिए सक्रिय क्षेत्र AR12553 में निहित क्लीन फैन लूप सिस्टम के साथ इन दोलनों का विस्तार से अध्ययन किया, जिसे इंटरफेस रीजन इमेजिंग स्पेक्ट्रोग्राफ (IRIS) और सोलर डायनेमिक्स ऑब्जर्वेटरी (SDO) द्वारा देखा गया।
हमने कोरोना से फोटोस्फीयर तक विभिन्न वायुमंडलीय ऊंचाइयों पर कई फैन लूप के फुटपॉइंट्स का पता लगाया।
हमने सभी वायुमंडलीय ऊंचाइयों पर सभी छोरों के पादबिंदुओं में 3-मिनट दोलनों की उपस्थिति पाई।
हमने सौर वातावरण में प्रसार के दौरान समय के साथ उनके आयाम और आवृत्ति मॉडुलन विशेषताओं का उपयोग करके इन तरंगों की उत्पत्ति का पता लगाया।
हमने सभी ऊंचाई पर इन 3-मिनट दोलनों के आयाम और आवृत्ति मॉडुलन दोनों में 11 मिनट, 19 मिनट और 30-35 मिनट जैसे कई मॉडुलन अवधियां पाईं।
हमारे निष्कर्षों के आधार पर, हम व्याख्या करते हैं कि कोरोनल फैन लूप्स में फैलने वाली 3-मिनट की धीमी मैग्नेटोकॉस्टिक तरंगें, अम्ब्रल क्षेत्र में इन फैन लूप्स के फोटोस्फेरिक फ़ुटपॉइंट्स पर देखे गए 3-मिनट दोलनों द्वारा संचालित होती हैं।
हमने इन छोरों के फोटोस्फेरिक फ़ुटपॉइंट्स पर देखे गए 3-मिनट और 5-मिनट के दोलनों के बीच किसी भी संबंध का पता लगाया, और उन्हें कमजोर युग्मित पाया।
परिणाम विभिन्न वायुमंडलीय ऊंचाइयों पर फैन के छोरों के साथ 3-मिनट तरंगों के प्रसार के माध्यम से सौर वातावरण के चुंबकीय युग्मन के स्पष्ट प्रमाण प्रदान करते हैं।
हेलियोफिजिक्स के लिए सौर गतिविधियों और केएएसआई कार्यक्रमों का बहु तरंग दैर्ध्य अध्ययन
Abstract
सौर वायुमंडल में गुरुत्वाकर्षण तरंगों के प्रसार पर चुंबकीय क्षेत्र का प्रभाव
Abstract
सौर वातावरण में गुरुत्वाकर्षण तरंगों को अब तेजी से निचले सौर वातावरण की गतिशीलता और ऊर्जा में एक महत्वपूर्ण योगदानकर्ता के रूप में मान्यता प्राप्त है। ऊर्जा को ऊपर की ओर प्रचारित करते हुए ऊंचाई पर उनकी विशेषता नकारात्मक चरण-शिफ्ट, एक अच्छी तरह से मान्यता प्राप्त अवलोकन संबंधी हस्ताक्षर है।
उनके पहले विस्तृत अवलोकन संबंधी पता लगाने और ऊर्जा सामग्री के अनुमानों के बाद से, कई अध्ययनों ने सौर वातावरण में चुंबकीय क्षेत्रों और अन्य तरंग मोड के साथ उनकी प्रसार विशेषताओं और बातचीत का पता लगाया है।
हाल ही में, संख्यात्मक सिमुलेशन ने दिखाया है कि गुरुत्वाकर्षण तरंगों को दबा दिया जाता है या बिखरा हुआ है और चुंबकीय क्षेत्रों की उपस्थिति में निचले सौर वातावरण में वापस परिलक्षित होता है।
प्रसार विशेषताओं की जांच करने के लिए, हम तीव्रता अवलोकनों का उपयोग करते हैं जो शांत-सूर्य (चुंबकीय नेटवर्क क्षेत्रों) के विभिन्न चुंबकीय विन्यासों पर फोटोस्फेरिक से क्रोमोस्फेरिक ऊंचाइयों को कवर करते हैं, एक प्लेज, और एक सनस्पॉट के साथ-साथ एक शांत पर फोटोस्फेरिक परत के भीतर वेग अवलोकन और एक सनस्पॉट क्षेत्र।
हम दो-ऊंचाई तीव्रता - तीव्रता और वेग - वेग क्रॉस-स्पेक्ट्रा और अध्ययन चरण और वेवनंबर-फ़्रीक्वेंसी फैलाव आरेखों में सुसंगतता संकेतों और पृष्ठभूमि चुंबकीय क्षेत्रों के साथ उनके जुड़ाव का निर्माण करते हैं।
इस वार्ता में, मैं ऐसी घटनाओं के संख्यात्मक सिमुलेशन से चुंबकीय क्षेत्रों और तीव्रता-तीव्रता और वेग-वेग चरण से ऊंचाई पर बहुत कम चरण बदलाव और चुंबकीय क्षेत्रों द्वारा गुरुत्वाकर्षण तरंगों के दमन/बिखरने और प्रतिबिंब दोनों का संकेत देने वाले समेकन आरेखों के बीच संबंध के हस्ताक्षरों पर चर्चा करूंगा और इस तरह एक गुणात्मक अवलोकन सत्यापन प्रदान करूंगा ।
सौर अवलोकनों के लिए ऑप्टिकल फ़िल्टर का डिज़ाइन
Abstract
कोरोनल फैन लूप के साथ धीमी मैग्नेटोकॉस्टिक तरंगों के प्रसार की विशेषताएं
Abstract
ऊपरी सौर वातावरण यानी, कोरोना (>1 एमके) सूर्य की सतह की तुलना में बहुत अधिक गर्म है, यानी फोटोस्फीयर (<6000 के.) जो थर्मोडायनामिक्स के दूसरे नियम के अनुसार अप्रत्याशित है। इस तरह के उच्च तापमान को बनाए रखने के लिए विभिन्न ऊर्जा हानियों को संतुलित करने के लिए गर्मी/ऊर्जा की निरंतर आपूर्ति होनी चाहिए। ऐसे वायुमंडलीय ताप तंत्र की पहचान सौर और तारकीय भौतिकी में प्रमुख पहेली में से एक है। कई हीटिंग तंत्र प्रस्तावित किए गए हैं जिन्हें मोटे तौर पर या तो मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक में वर्गीकृत किया गया है (एमएचडी) तरंगें या चुंबकीय पुन: संयोजन आधारित हीटिंग मॉडल। इस प्रस्तुति में, मुख्य रूप से तरंग हीटिंग तंत्र पर ध्यान दिया जाएगा जो आगे तीन चरणों जैसे पीढ़ी, प्रसार और तरंगों की भिगोना में विभाजित हैं। इस वार्ता में, मैं सक्रिय क्षेत्र एआर 12553 में निहित स्वच्छ फैन-लूप सिस्टम के साथ देखी गई तरंगों की तीव्रता गड़बड़ी विशेषताओं के प्रसार के विकास और गतिशीलता का अध्ययन करने के लिए हमारे द्वारा किए गए विश्लेषण को प्रस्तुत करूंगा।
सूर्य के मुड़े हुए चुंबकीय रहस्य
Abstract
यह वार्ता इस बात पर गहराई से विचार करती है कि सूर्य सौर मंडल में सबसे अधिक ऊर्जावान विस्फोट क्यों करता है; घटनाओं को किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन के रूप में जाना जाता है। 1970 के दशक की शुरुआत में उनकी खोज के बाद से यह महसूस किया गया है कि ये विस्फोट सूर्य के चुंबकीय क्षेत्र में परिवर्तन के कारण होते हैं। विस्फोट एक निश्चित चुंबकीय क्षेत्र विन्यास से संबंधित प्रतीत होते हैं जिसे फ्लक्स रस्सी के रूप में जाना जाता है। यह समझना कि फ्लक्स रस्सियाँ कैसे और कहाँ बनती हैं, ने किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन के आसपास के कुछ रहस्यों को उजागर किया है और उनकी चुंबकीय संरचना को समझने से न केवल यह समझाने में मदद मिली है कि ये विस्फोट क्यों होते हैं, बल्कि यह भी कि अगर उन्हें पृथ्वी की ओर फेंक दिया जाए तो उनके अंतरिक्ष मौसम पर क्या प्रभाव पड़ सकता है। यह वार्ता आगे उन आकृतियों की भूमिका का पता लगाएगी जो चुंबकीय क्षेत्रों में विस्फोटों के संबंध में होती हैं और एक अवधारणा को पेश करती हैं जिसे चुंबकीय हेलीकॉप्टर के रूप में जाना जाता है। चुंबकीय हेलीकॉप्टर के हालिया अध्ययनों ने इस बात पर नई रोशनी डाली है कि समय से पहले विस्फोटों का पूर्वानुमान कैसे लगाया जा सकता है। एक रोमांचक कदम जो आने वाले वर्षों में अंतरिक्ष मौसम पूर्वानुमान के लिए उपयोगी हो सकता है।
सौर वातावरण में ऊर्जा का विमोचन और स्थानांतरण
Abstract
यह वार्ता दो विषयों पर केंद्रित होगी: सौर माइक्रोफ्लेयर के लिए अल्मा -हिनोडे -आईरिस अवलोकनों के पहले उदाहरण के परिणाम, और भविष्य के सोलर-सी (EUVST) मिशन की शुरूआत।
सौर कोरोना की सक्रिय प्रकृति बनाने के लिए सौर माइक्रोफ्लेयर प्रमुख ऊर्जा इनपुट स्रोतों में से हैं। घटनाओं के लिए निचले वातावरण की प्रतिक्रिया माइक्रोफ्लेयर के गतिशील व्यवहार की जांच के लिए नए सुराग प्रदान कर सकती है। हिनोड और आईआरआईएस उपग्रहों के साथ समन्वित हमारा साइकिल 4 एएलएमए अवलोकन हमें प्रतिक्रिया की जांच करने की अनुमति देता है।
बातचीत का पहला भाग इस बात पर चर्चा करेगा कि हमने सौर माइक्रोफ्लेयर के लिए अल्मा -हिनोडे -आईरिस टिप्पणियों के इस उपन्यास उदाहरण से क्या सीखा।
बातचीत के उत्तरार्ध में हमारा अगला सौर भौतिकी मिशन सोलर-सी (ईयूवीएसटी) पेश किया जाएगा, जिसे अगले 3-4 वर्षों में लॉन्च करने के लिए मंजूरी दे दी गई है। इस मिशन में एक शक्तिशाली होगा पूरे बाहरी वातावरण के माध्यम से ऊर्जा रिलीज और ऊर्जा हस्तांतरण की जांच के लिए ईयूवी स्पेक्ट्रोस्कोपिक उपकरण।
सौर विस्फोटों की शुरुआत और संचालन
Abstract
हमारे वर्तमान ज्ञान का एक अवलोकन दिया जाएगा कि कैसे विस्फोटित तंतु / सीएमई घटक पर जोर देने के साथ सौर विस्फोटों को शुरू और संचालित किया जाता है। आदर्श एमएचडी ( फ्लक्स रोप और साम्यवस्था में कमी ) मॉडल की तुलना पुनर्संयोजन (उर्फ आर्केड) मॉडल (मुख्य रूप से टीथर कटिंग और ब्रेकआउट मॉडल) से की जाएगी। ये है
स्रोत-क्षेत्र की मूल संरचना से निकटता से संबंधित है, जिसके गठन पर संक्षेप में चर्चा की जाएगी। इसके बाद, मैं इस बात पर विचार करूंगा कि सीएमई के बजाय सीमित विस्फोट क्या हो सकते हैं, जो कि अतिव्यापी प्रवाह के गुणों से संबंधित है। आंशिक विस्फोटों को संक्षेप में बताया जाएगा।
अंत में, फ्लक्स रोप विस्फोटों के संख्यात्मक मॉडलिंग के कुछ पहलुओं पर विचार किया जाएगा। यहां मैं इवेंट मॉडलिंग के कुछ उदाहरण दिखाऊंगा
जो टिटोव और डेमोलिन द्वारा सक्रिय-क्षेत्र मॉडल का उपयोग करते हैं और ऐसे उदाहरण जो डेटा-विवश स्रोत-क्षेत्र मॉडल का उपयोग करते हैं।
डॉ. अरविंद भटनागर मेमोरियल व्याख्यान 01, सूर्य का चुंबकीय क्षेत्र और वैश्विक जलवायु परिवर्तन
Abstract
सूर्य एक बेचैन तारा है। यह क्षणिक या सक्रिय घटनाओं की एक विस्तृत विविधता को दर्शाता है, जैसे कि डार्क सौर धब्बें, लगातार बदलते गर्म कोरोना, ऊर्जावान फ्लेयर्स और अपार किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन, साथ में ऊर्जावान विकिरण और कणों से संबंधित उत्सर्जन। सूर्य की निरंतर अशांति के लिए जिम्मेदार एकमात्र राशि इसका उलझा हुआ और गतिशील चुंबकीय क्षेत्र है। यह इन और कई और आकर्षक घटनाओं का उत्पादन करता है, जिसमें सूर्य के विकिरण उत्पादन या विकिरण में भिन्नता शामिल है, जिसे पृथ्वी की जलवायु पर सौर प्रभाव के स्रोत के रूप में लागू किया गया है। सूर्य और उसके चुंबकीय क्षेत्र के परिचय के बाद, सौर गतिविधि का एक संक्षिप्त इतिहास दिया जाएगा और यह पृथ्वी पर बदलती जलवायु से कैसे संबंधित है। आखिर में इस सवाल पर विचार किया जाता है कि पिछली सदी में देखी गई ग्लोबल वार्मिंग के लिए सूर्य किस हद तक जिम्मेदार है।
हेलियो- और एस्टेरोसिस्मोलॉजी द्वारा सौर और तारकीय भौतिकी की जांच
Abstract
सूर्य और तारे ध्वनि तरंगों के अधीन हैं जो उनके आंतरिक भाग की जांच करती हैं। इन सौर और तारकीय दोलनों के अवलोकन सूर्य और तारों के अंदर की प्रक्रियाओं के बारे में जानकारी हासिल करने के लिए एक शक्तिशाली उपकरण के रूप में उभरे हैं। हेलियो- और एस्टरोसिज्मोलॉजी के माध्यम से तारकीय आंतरिक संरचना और तारों के अंदर की भौतिक प्रक्रियाओं के विस्तृत अनुमान प्राप्त किए जा सकते हैं। विशेष रूप से, हेलिओसिस्मोलॉजी सूर्य पर बड़े पैमाने पर प्रवाह, सौर धब्बे और अन्य चुंबकीय सक्रिय क्षेत्रों का अध्ययन करने की अनुमति देती है। संभावित हानिकारक सौर विस्फोटों के माध्यम से उत्तरार्द्ध का हमारे तकनीकी समाज पर महत्वपूर्ण प्रभाव पड़ता है।
हालांकि, सूर्य और विशेष रूप से इसके चुंबकत्व की पूरी समझ केवल आंतरिक संरचना को समझकर ही प्राप्त की जा सकती है
और सामान्य रूप से सितारों के गुण। क्षुद्रग्रह विज्ञान इस समस्या के समाधान की संभावनाएं प्रदान करता है।
यूरोपीय सौर दूरबीन: XXI सदी के लिए एक दूरबीन
Abstract
वर्तमान दशक के अंत में पहली रोशनी की उम्मीद के साथ, यूरोपीय सौर दूरबीन (ईएसटी) यूरोपीय धरातल-आधारित सौर भौतिकी समुदाय द्वारा किए गए सबसे महत्वपूर्ण तकनीकी संयुक्त प्रयास का प्रतिनिधित्व करता है।
ईएसटी अपने 4-मीटर व्यास की बदौलत वर्तमान अवलोकन क्षमताओं में काफी सुधार करेगा। इसका ऑप्टिकल डिज़ाइन विशेष रूप से दो महत्वपूर्ण पहलुओं को अनुकूलित करते हुए, सौर वातावरण में होने वाली चुंबकीय घटनाओं का अध्ययन करने के लिए डिज़ाइन किया गया है। एक तरफ, इसकी ध्रुवीय-आपूर्ति डिजाइन की कल्पना दूरबीन ऑप्टिकल ट्रेन के अलग-अलग तत्वों द्वारा प्रेरित वाद्य ध्रुवीकरण को रद्द करने के लिए की गई है। चुंबकीय क्षेत्र के बहुत छोटे, स्थानिक और लौकिक, उतार-चढ़ाव का पता लगाने के लिए यह गुण महत्वपूर्ण है। दूसरे, इसके डिजाइन में एक शक्तिशाली बहु-संयुग्म अनुकूली प्रकाशिकी प्रणाली (एमसीएओ) शामिल है जो पृथ्वी के वायुमंडल द्वारा शुरू की गई तरंगाग्र विकृतियों को बेहतर ढंग से ठीक करने के लिए है। इस एमसीएओ प्रणाली के साथ, ईएसटी का उद्देश्य सूर्य को विवर्तन सीमा पर मापना है, जिसमें 20-30 किमी के स्थानिक विभेदन और कुछ सेकंड की केडेन्स है। डिजाइन को उपकरणों के सबसे उन्नत सूट के साथ पूरक किया गया है जो विभिन्न परतों पर सौर प्लाज्मा की गतिशीलता, थर्मोडायनामिक्स और चुंबकत्व के बारे में अधिकतम जानकारी निकालने के लिए एक साथ काम करेगा। इस वार्ता में, परियोजना की स्थिति को प्रस्तुत किया जाएगा, जिसमें नवीनतम तकनीकी विकास, उपकरण और वैज्ञानिक लक्ष्यों पर जोर दिया जाएगा जो इस सुविधा के साथ संबोधित करने योग्य होंगे।
व्युत्क्रम एवरशेड प्रवाह - डेटा, विश्लेषण विधियाँ, परिणाम, भौतिकी, मॉडल
Abstract
व्युत्क्रम एवरशेड फ्लो ((I)EF) की खोज जे. एवरशेड ने 1908 में कोडाइकनाल वेधशाला में ली गई स्पेक्ट्रोस्कोपिक टिप्पणियों में की थी। उन्होंने पाया कि सौर धब्बों के पेनम्ब्रा में सभी प्रकाशमंडल की वर्णक्रमीय रेखाएं डॉपलर शिफ्ट का एक सतत पैटर्न दिखाती हैं। सौर धब्बों के बहार की ओर, वर्णक्रमीय रेखाएं नीले रंग में और केंद्र की ओर लाल रंग में विस्थापित हो गईं। इस "नियमित" ईएफ को सूर्य के धब्बों के पेनम्ब्रा के अंदर प्रकाशमंडल ऊंचाई पर गर्भ से दूर एक रेडियल बहिर्वाह द्वारा अच्छी तरह से समझाया जा सकता है। सभी में
क्रोमोस्फेरिक रेखाएं, सुपरपेनम्ब्रा में सौर धब्बों की ओर प्रवाह के साथ सटीक विपरीत पैटर्न देखा गया था। तब से ईएफ का बड़े पैमाने पर अध्ययन किया गया है, लेकिन आईईएफ के संबंधित अध्ययन दुर्लभ हैं। इस वार्ता में मैं आईईएफ के गुणों पर अध्ययन की एक श्रृंखला के हमारे समूह के हालिया परिणाम प्रस्तुत करूंगा। हमने आईईएफ के उच्च-रिज़ॉल्यूशन अवलोकनों के लिए सरलीकृत मॉडलिंग के साथ द्वि-क्षेत्र विश्लेषण, थर्मल या चुंबकीय व्युत्क्रम, चुंबकीय क्षेत्र एक्सट्रपलेशन, और केंद्र-से-लिंब की और भिन्नता अध्ययन जैसी कई विश्लेषण तकनीकों को लागू किया। हमारे परिणाम प्रदर्शित करते हैं कि IEF चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं के साथ एक क्षेत्र-संरेखित प्रवाह है जो बाहरी पेनम्ब्रा को मोट सेल के बाहरी छोर से आर्केड छोर के रूप में जोड़ता है। सकारात्मक क्षेत्र शक्ति अंतर और आंतरिक और बाहरी अंत बिंदु के बीच नकारात्मक तापमान अंतर दबाव संतुलन और साइफन प्रवाह सिद्धांत के माध्यम से सौर धब्बों की ओर प्रवाह को प्रेरित करता है। प्रवाह की गति और दबाव संतुलन समीकरण से मात्रात्मक रूप से मेल मिलता हैं।
व्युत्क्रम एवरशेड प्रवाह - डेटा, विश्लेषण विधियां, परिणाम, भौतिक, मॉडल
Abstract
ध्वनिक और चुंबकीय ध्वनिक तरंगें वर्णमण्डल के तापमान वृद्धि में एक महत्वपूर्ण भूमिका निभाती हैं, जो वर्णमण्डल में उनकी ऊर्जा का एक मुख्य हिस्सा जमा करने की क्षमता प्रदर्शित करती हैं। ध्वनिक और चुंबकीय ध्वनिक तरंगों द्वारा सौर वर्णमण्डल के चुंबकीय और गैर-चुंबकीय क्षेत्रों के ताप का अध्ययन करने के लिए, जमा ध्वनिक-ऊर्जा प्रवाह, मजबूत क्रोमोस्फेरिक लाइनों (Ca II 854.2 एनएम, एच-अल्फा, एच-बीटा, और एमजी II) के अवलोकन से प्राप्त होता है। k & h), की तुलना कुल एकीकृत विकिरण हानियों से की जाती है। दुन्न सोलर दूरबीन (DST), वैक्यूम टॉवर दूरबीन (VTT), गुड सोलर दूरबीन (GST), और इंटरफेस रीजन इमेजिंग स्पेक्ट्रोग्राफ (IRIS) के साथ शांत-सूर्य और कमजोर-प्लेज क्षेत्रों का एक सेट देखा गया। जमा ध्वनिक-ऊर्जा प्रवाह मध्य और ऊपरी क्रोमोस्फीयर के अनुरूप दो अलग-अलग संदर्भ ऊंचाइयों पर देखे गए डॉपलर वेगों से प्राप्त होता है। स्केल किए गए गैर-एलटीई 1 डी हाइड्रोस्टैटिक अर्ध-अनुभवजन्य मॉडल का एक सेट, प्राप्त किया गया।
प्रेक्षित लाइन प्रोफाइल के लिए सिंथेटिक फिटिंग करके, विकिरण हानियों की गणना करने के लिए लागू किया जाता है। शांत वर्णमण्डल में, जमा ध्वनिक
फ्लक्स विकिरण के नुकसान को संतुलित करने और दो संदर्भ ऊंचाइयों के बीच की परतों में अर्ध-अनुभवजन्य तापमान बनाए रखने के लिए पर्याप्त है।
चुंबकीय सक्रिय-क्षेत्र वर्णमण्डल में, विकिरण हानियों में मैग्नेटो-ध्वनिक ऊर्जा प्रवाह का योगदान केवल 10-30% है, जो सक्रिय वर्णमण्डल में विकिरण संबंधी नुकसान को संतुलित करने के लिए बहुत छोटा है, जिसे अन्य तंत्रों द्वारा गर्म किया जाना है।
सौर विस्फोटों की शुरुआत और उनके बड़े पैमाने पर परिणाम
Abstract
सौर विस्फोट सूर्य के कोरोना में शानदार चुंबकीय विस्फोट हैं। ये विस्फोटक घटनाएं खुद को तंतु विस्फोट, सौर-विस्फोट और किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन (सीएमई) के रूप में प्रकट करती हैं जिन्हें सामूहिक रूप से सौर विस्फोट घटना कहा जाता है। इन विस्फोटक घटनाओं पर दशकों के अध्ययन से पता चला है कि इन सभी घटनाओं के पीछे एक सामान्य भौतिक प्रक्रिया चालक तंत्र होना चाहिए। भौतिक प्रक्रिया में कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र का विघटन और पुन: संयोजन शामिल है, जो अंततः चुंबकीय प्लाज्मा के उत्सर्जन के रूप में दिखता है। हालाँकि, भले ही विस्फोट कई वर्षों से बड़े पैमाने पर देखे गए हों, लेकिन विशिष्ट बिल्ड-अप और ट्रिगर तंत्र महत्वपूर्ण बने हुए हैं। पूर्व-विस्फोट चुंबकीय विन्यास की विस्तृत विविधता के कारण, विभिन्न ट्रिगर तंत्र प्रस्तावित किए गए हैं। एक बार जब विस्फोट शुरू हो जाता है, तो यह या तो सौर वातावरण से सफलतापूर्वक एक सीएमई की ओर जाता है या इसमें निहित चुंबकीय क्षेत्र को सीमित विस्फोट कहा जाता है। इस वार्ता में, मैं सौर विस्फोटों के ट्रिगर के लिए जिम्मेदार कुछ तंत्रों के बारे में चर्चा करूंगा। इन कार्यों में बहु-तरंग दैर्ध्य और बहु-साधन सौर अवलोकनों का उपयोग करके व्यापक विश्लेषण शामिल है। मैं विशेष रूप से सीएमई की ओर ले जाने वाली विस्फोटक विशेषताओं पर ध्यान केंद्रित करूंगा। सौर कोरोना में उनके विकास के दौरान बड़े पैमाने पर पहलुओं पर भी चर्चा की जाएगी।
त्रि-आयामी चुंबकीय शून्य के टोपोलॉजिकल गुण
Abstract
तीन आयामी चुंबकीय शुन्य बिंदु चुंबकीय पुन: संयोजन के लिए संभावित साइटों में से एक हैं। वे सौर कोरोना में होने वाली सौर विस्फोट, जेट, किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन जैसी विस्फोटक घटनाओं के लिए जिम्मेदार हैं। इस प्रस्तुति में, चुंबकीय शून्य बिंदु के बारे में एक रैखिक विश्लेषण द्वारा त्रि-आयामी चुंबकीय शून्य बिंदुओं के स्थानीय विन्यास की जांच की जाती है। एक पैरामीटर के रूप में विद्युत प्रवाह के आधार पर कॉन्फ़िगरेशन को पहले या तो संभावित या गैर-क्षमता के रूप में वर्गीकृत किया जाता है। फिर गैर-संभावित मामलों में विद्युत की भूमिका एक पैरामीटर के रूप में वर्तमान पर चर्चा की जाती है। गैर-संभावित मामले में, करंट के दो घटक, एक जो स्पाइन के समानांतर होता है, नल के पास क्षेत्र रेखाओं की सर्पिल प्रकृति को निर्धारित करता है जबकि दूसरा घटक जो स्पाइन के लंबवत होता है, पंखे के विमान के स्पाइन की ओर झुकाव को प्रभावित करता है। इसके अलावा, जैकोबियन मैट्रिक्स के eigenvalue के वास्तविक भाग के संकेत के आधार पर, जो तब प्राप्त होता है जब हम पहले टेलर के शुन्य बिंदु के पास चुंबकीय क्षेत्र के विस्तार का आदेश देते हैं। जैकोबियन मैट्रिक्स के eigenvalues के वास्तविक भाग का चिन्ह क्षेत्र रेखाओं की दिशा निर्धारित करता है। चुंबकीय शून्य बिंदु की ओर स्पाइन या फैन की चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं की दिशा के आधार पर टोपोलॉजिकल डिग्री को +1 या -1 के रूप में निर्दिष्ट किया जाता है। उदाहरण के लिए, यदि स्पाइन की अक्ष की चुंबकीय क्षेत्र रेखाएं चुंबकीय शून्य बिंदु की ओर निर्देशित होती हैं, तो चुंबकीय नल की टोपोलॉजिकल डिग्री +1 और इसके विपरीत होती है। इसके बाद, हम दोनों मामलों में आदर्श और साथ ही प्रतिरोधक प्लाज्मा में त्रि-आयामी चुंबकीय शून्य बिंदु के शुद्ध टोपोलॉजिकल डिग्री संरक्षण की अवधारणा का पता लगाते हैं, जिसका उपयोग विस्फोटक घटनाओं को समझने के लिए किया जा सकता है।
सनस्पॉट पेनम्ब्रा का रहस्य और यूरोपीय सौर टेलीस्कोप का स्थिति विवरण
Abstract
मैं प्रमुख टिप्पणियों के साथ सैद्धांतिक मॉडलिंग के साथ सौर धब्बों की हमारी समझ की समीक्षा करूंगा। सौर धब्बों दो अलग-अलग भाग होते हैं जो प्रकाशमंडल में उम्ब्रा और पेनुम्ब्रा के रूप में प्रकट होते हैं। हाल ही में, यह पाया गया कि प्रकाशमंडलीय सीमा
उम्ब्रा और पेनुम्ब्रा के बीच, अब तक एक तीव्रता सीमा द्वारा परिभाषित, चुंबकीय क्षेत्र की ताकत (Jurcak 2011) के ऊर्ध्वाधर घटक के लिए एक सीमा मान के साथ निर्धारित किया जा सकता है। जैसा कि यह पता चला है, 'यथार्थवादी' सौर धब्बों सिमुलेशन जो अच्छी तरह से देखे गए सौर धब्बों (रेम्पेल 2011) की तीव्रता आकारिकी और प्रवाह क्षेत्र ज्यामिति को पुन: पेश करता है, चुंबकीय क्षेत्र (जुरकक एट अल। 2020) की टोपोलॉजी को पुन: उत्पन्न करने में विफल रहता है। KIS (एम. रेम्पेल के सहयोग से) में, हम प्रारंभिक और सीमा स्थितियों को स्थापित करने में सफल रहे जो एक संख्यात्मक सौर धब्बों के मॉडल की ओर ले जाते हैं जिसमें उचित प्रकाशमंडल गुण होते हैं, लेकिन यह एक और अनसुलझी पहेली की ओर ले जाता है ...
वार्ता के दूसरे भाग में, मैं यूरोपीय सौर दूरबीन के लक्ष्यों और स्थिति को प्रस्तुत करूंगा। साइंस रिक्वायरमेंट डॉक्यूमेंट का दूसरा संस्करण 2019 के अंत में ईएसटी के वैज्ञानिक उद्देश्यों का वर्णन करते हुए प्रकाशित किया गया था जो सौर वातावरण की मौलिक एमएचडी प्रक्रियाओं का अपने आंतरिक पैमानों पर अध्ययन करने के लिए मुख्य विषय से अनुमान लगाते हैं। एक प्रमुख हालिया तकनीकी विकास ने दूसरे दर्पण को एक अनुकूली दर्पण के रूप में रखने की अनुमति दी, जिसके परिणामस्वरूप केवल 6 दर्पणों का एक अनुकूलित ऑप्टिकल डिज़ाइन (पुराने डिज़ाइन में 14 के बजाय) था। मैं ईएसटी इंस्ट्रूमेंट सूट के वैचारिक डिजाइन को भी संबोधित करूंगा जो कि वर्तमान में चल रहा है।
क्रोमोस्फेरिक हीटिंग में मैग्नेटोकॉस्टिक तरंगों की भूमिका
Abstract
वर्णमण्डल के तापमान में वृद्धि को पूरी तरह समझने के लिए जांच की जरूरत है। सौर वातावरण के ताप की व्याख्या करने के लिए दो प्रतिस्पर्धी सिद्धांत प्रस्तावित किए गए हैं: (1)
ऊपर की ओर फैलने वाली तरंगों द्वारा यांत्रिक तापन (एल्फ़वेन 1947, श्वार्ज़स्चिल्ड 1948, स्टीन 1972), और (2) चुंबकीय क्षेत्र के पुन: संयोजन (पार्कर, 1988) और विद्युत धाराओं के प्रतिरोधक अपव्यय (राबिन और मूर, 1984) से जुड़े जूल हीटिंग। हालांकि, कुछ अध्ययनों ने सौर वर्णमण्डल को गर्म करने के लिए उच्च आवृत्ति (> 5.2 मेगाहर्ट्ज) ध्वनिक तरंगों (फॉसम एंड कार्लसन, 2005), चुंबकीय पुन: संयोजन और विद्युत धाराओं (सोकास-नवारो, 2005) को बहुत कमजोर होने से इंकार किया है। पहले के अध्ययन (जेफरीज एट अल। 2006, राजगुरु एट अल। 2018) बताते हैं कि कम आवृत्ति वाली ध्वनिक तरंगें (2-5.2 मेगाहर्ट्ज) झुके हुए चुंबकीय क्षेत्रों के साथ सौर वातावरण में भी फैल सकती हैं, और इस तरह सौर वातावरण को गर्म करने में योगदान कर सकती हैं। . इस वार्ता में, मैं यूएसओ की एमएएसटी सुविधा से अवलोकनों का उपयोग करके चुंबकीय नेटवर्क क्षेत्रों में सौर क्रोमोस्फीयर में कम आवृत्ति ध्वनिक तरंगों के प्रसार के अवलोकन संबंधी पहलुओं पर चर्चा करूंगा।
डीएच प्रकार II विस्फोट और उनके सूर्य-पृथ्वी प्रसार से जुड़े सीएमई
Abstract
यह अच्छी तरह से स्वीकार किया जाता है कि टाइप II सौर रेडियो विस्फोट मैग्नेटो-हाइड्रोडायनामिक झटके के कारण होते हैं जो सौर कोरोना और इंटरप्लेनेटरी माध्यम से फैलते हैं। टाइप II विस्फोट सौर-विस्फोट और किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन (सीएमई) से जुड़े होते हैं, इसलिए उनकी जांच कोरोना और हेलियोस्फीयर पर क्षणिक सौर गतिविधि के प्रभाव को समझने की दिशा में महत्वपूर्ण अंतर्दृष्टि प्रदान करती है। हम सौर चक्र 23 और 24 के लिए डेसीमीटर-हेक्टोमीटर (डीएच) टाइप II बर्स्ट की विशेषताओं को प्रस्तुत करते हैं। वर्तमान अध्ययन के लिए, हमने विस्फोट को उनकी अंतिम आवृत्तियों के अनुसार तीन श्रेणियों में वर्गीकृत किया है, अर्थात निम्न आवृत्ति समूह (एलएफजी; 20 किलोहर्ट्ज़) <= f <= 200 kHz), मध्यम आवृत्ति समूह (MFG; 200 kHz <f <= 1 MHz), और उच्च आवृत्ति समूह (HFG; 1
मेगाहर्ट्ज <एफ <= 16 मेगाहर्ट्ज)। हमारा विश्लेषण सौर चक्र 24 के दौरान डीएच प्रकार II की घटनाओं में भारी कमी दिखाता है जिसमें कुल घटनाओं का केवल 35% शामिल है (अर्थात 514 में से 179)। सौर चक्र 24 में डीएच टाइप II घटनाओं की एक छोटी संख्या होने के बावजूद, इसमें पिछले चक्र (32% बनाम 24%) की तुलना में एलएफजी घटनाओं का काफी अधिक अंश होता है। हालांकि, एलएफजी समूह के भीतर चक्र 23 टाइप II बर्स्ट के महत्वपूर्ण प्रभुत्व को प्रदर्शित करता है जो 50 kHz से नीचे का विस्तार करता है,
सूर्य-पृथ्वी की आधी दूरी से अधिक दूरी तय करने वाले शक्तिशाली सीएमई की समृद्ध आबादी का सुझाव। हमारा विश्लेषण यह भी इंगित करता है कि सीएमई की प्रारंभिक गति या फ्लेयर एनर्जेटिक्स का डीएचटाइप II विस्फोट की अवधि के साथ सीधा संबंध नहीं है। डीएच टाइप II विस्फोट की अंतिम आवृत्तियों के संबंध में सीएमई ऊंचाई से संबंधित प्रोफाइल से पता चलता है कि एचएफजी और एमएफजी श्रेणियों के लिए, अधिकांश सीएमई (~ 65% -70%) के लिए स्थान दस गुना लेब्लांक कोरोनल घनत्व मॉडल के अनुपालन में है। , जबकि एलएफजी घटनाओं के लिए घनत्व गुणक (~3) का निम्न मान संगत प्रतीत होता है। हमने आगे 1 एयू पर पहुंचने वाले इंटरप्लेनेटरी सीएमई (आईसीएमई) की सूर्य-पृथ्वी प्रसार विशेषताओं का अध्ययन किया जो डीएच टाइप II रेडियो विस्फोट (टाइप II आईसीएमई) से जुड़े हैं। हम प्रकार II और गैर-प्रकार II ICME समूहों के बीच सूर्य-पृथ्वी प्रसार मापदंडों (पारगमन समय, त्वरण) के साथ 1 AU में ICME मापदंडों (औसत ICME गति, चुंबकीय क्षेत्र) की विस्तृत तुलना प्रदान करते हैं। हमारे परिणाम इस बात की पुष्टि करते हैं कि 1 AU में ICME विशेषताएँ मुख्य रूप से सूर्य के निकट CME विशेषताओं और इंटरप्लेनेटरी माध्यम में सौर हवा की स्थिति पर निर्भर करती हैं। हालांकि, निकट-पृथ्वी अंतरिक्ष मौसम में जटिल मामलों को प्रभावी ढंग से समझने के लिए, विश्लेषण को केस-टू-केस आधार पर करने की आवश्यकता है और इसमें सीएमई-सीएमई और सीएमई-कोरोटेटिंग इंटरैक्शन रीजन (सीआईआर) इंटरैक्शन की संभावनाएं शामिल होनी चाहिए।
प्रारंभिक मूल्य समस्या के रूप में सौर विस्फोट घटना
Abstract
सौर कोरोनल क्षणिक में स्रोत क्षेत्र के चुंबकीय क्षेत्र टोपोलॉजी को समझने के लिए कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र एक्सट्रपलेशन आवश्यक हैं। विभिन्न एक्सट्रपलेशन मॉडल हैं, जिन्हें मोटे तौर पर गैर-बल-मुक्त या बल-मुक्त में वर्गीकृत किया गया है - इस पर निर्भर करता है कि मॉडल गैर-शून्य लोरेंत्ज़ बल के लिए अनुमति देता है या नहीं। वर्तमान में, इन मॉडलों को अंतर्निहित चुंबकीय पुन: संयोजन (एमआर) का पता लगाने के लिए डेटा-संचालित और डेटा-विवश मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स (एमएचडी) सिमुलेशन करने के लिए नियोजित किया जाता है। इसके बाद इस्तेमाल किए गए विशेष एक्सट्रपलेशन मॉडल पर सिम्युलेटेड विकास की निर्भरता का अध्ययन करना अनिवार्य है। फोकस यह है कि एमआर-एक विघटनकारी-प्रक्रिया-जो क्षणिको के लिए जिम्मेदार है, दो अलग-अलग प्रारंभिक एक्सट्रपलेटेड क्षेत्रों से विकास अलग नहीं होगा, संभवतः अपव्यय स्मृति को मिटा देता है। पेपर सक्रिय क्षेत्र एनओएए 11977 के संख्यात्मक सिमुलेशन की तुलना करके इस उपन्यास प्रश्न को संबोधित करता है, जो गैर-बल-मुक्त और बल-मुक्त प्रारंभिक क्षेत्रों से शुरू की गई सी 6.6 श्रेणी के विस्फोटक फ्लेयर की व्याख्या करता है। एमएचडी सिमुलेशन के लिए, हम ईयूएलएजी-एमएचडी मॉडल को नियोजित करते हैं जो एमआर के लिए इम्प्लिसिट लार्ज एडी सिमुलेशन (आईएलईएस) की भावना में अनुमति देता है, जबकि फ्लक्स-फ्रीजिंग की स्थिति को पुन: संयोजन साइटों से दूर रखता है। हम पाते हैं कि दोनों एक्सट्रपलेशन दृष्टि चुंबकीय क्षेत्र की प्रेक्षित रेखा के साथ अच्छा समझौता करते हैं जबकि गैर बल-मुक्त क्षेत्र (एनएफएफएफ) गैर रैखिक बल-मुक्त क्षेत्र (एनएलएफएफएफ) की तुलना में अनुप्रस्थ घटक के साथ उच्च स्तर का सहसंबंध दिखाता है। फिर भी, मोटे तौर पर, तीन आयामी (3 डी) चुंबकीय नल के पास के क्षेत्र को छोड़कर, दो एक्सट्रपलेटेड क्षेत्रों के बीच अंतर बहुत भिन्न नहीं हैं। इसके अलावा, टोपोलॉजिकल तुलना से पता चलता है कि दोनों मॉडलों में अधिकांश चुंबकीय क्षेत्र रेखा संरचनाएं प्रतिलिपि प्रस्तुत करने योग्य हैं, हालांकि दोनों के बीच समझौते की सीमा भिन्न होती है। महत्वपूर्ण रूप से, एमएचडी सिमुलेशन सुझाव देते हैं कि एमआर से गुजरने वाली चुंबकीय क्षेत्र रेखाएं (एमएफएल) समान रूप से विकसित होती हैं, पुन: संयोजन विवरण मॉडल से लगभग स्वतंत्र होते हैं - जैसा कि सैद्धांतिक रूप से होता है। नतीजतन, दोनों एक्सट्रपलेशन तकनीक डेटा संचालित और डेटा-विवश सिमुलेशन शुरू करने के लिए उपयुक्त हैं।
Abstract
वृत्ताकार रिबन सौर ज्वाला को वृत्ताकार, अर्ध-वृत्ताकार या अण्डाकार आकार के वर्णमण्डलिये रिबन तीव्रता में विभाजित किया जाता हैं। इस तरह की सौर ज्वाला तथाकथित 'एनेमोन' प्रकार के सक्रिय क्षेत्रों से होते हैं, जिन्हें प्रकाशमंडल चुंबकीय विन्यास द्वारा पहचाना जाता है जहां एक ध्रुवीयता का चुंबकीय पैच विपरीत ध्रुवीय चुंबकीय प्रवाह क्षेत्रों से घिरा होता है। संबंधित जटिल कोरोनल व्यवस्था में एक नल बिंदु टोपोलॉजी में एक फैन-स्पाइन विन्यास शामिल है। अधिकांश वृत्ताकार रिबन सौर ज्वाला में, समानांतर रिबन के एक सेट की शुरुआत वृत्ताकार/अर्ध-वृत्ताकार रिबन तीव्रता की शुरुआत से पहले देखी जाती है जो समानांतर रिबन को घेरे रहती है। इस तरह के अवलोकनों के आधार पर, गोलाकार रिबन सौर ज्वाला पर एक सामान्य समझ विकसित की गई है; जिसके अनुसार, टेदर-कटिंग मैग्नेटिक रीकनेक्शन के माध्यम से सबसे पहले एनेमोन-प्रकार के सक्रिय क्षेत्र के भीतर एक फ्लक्स-रोप विकसित की जाती है। फ्लक्स रोप की सक्रियता शुन्य-बिंदु रीकनेक्शन को प्रभावी बनाता है जिससे फ्लक्स रोप का बनती है, एक प्रक्रिया जो कम कोरोनल ऊँचाई पर कोरोनल ब्रेकआउट जैसी होती है। नतीजतन, हम क्रमिक रूप से समानांतर और गोलाकार रिबन तीव्रता की शुरुआत का निरीक्षण करते हैं।वृत्ताकार रिबन फ्लेयर्स पर हमारे बहु-तरंग दैर्ध्य विश्लेषण, एनएलएफएफएफ एक्सट्रपलेशन और संबंधित संख्यात्मक तकनीकों द्वारा पूरक इस संबंध में दिलचस्प और महत्वपूर्ण परिणाम प्रदान किए हैं। हमारे अध्ययनों से पता चला है कि वृत्ताकार फ्लेयर रिबन अन्य बाहरी कारकों के कारण शून्य बिंदु पर पुन: संयोजन के साथ शुरू हो सकते हैं, जिससे फ्लक्स रोप को ट्रिगर किया जा सकता है; जिसके परिणामस्वरूप समानांतर रिबन की शुरुआत से पहले गोलाकार रिबन चमकने लगता है। हमारे विश्लेषण ने आगे
बशर्ते इस बात का सबूत हो कि गोलाकार रिबन फ्लेयर्स सक्रिय क्षेत्रों में शून्य बिंदुओं की कमी के कारण हो सकते हैं, जिन्हें एक क्रांतिकारी विचार के रूप में उचित रूप से माना जा सकता है। इस वार्ता में, मैं वृत्ताकार रिबन फ्लेयर्स पर हमारे अध्ययन के परिणामों की व्याख्या करूंगा और चर्चा करूंगा कि हमारे नए कार्य कैसे 3 डी चुंबकीय पुन: संयोजन को समझने में योगदान करते हैं और वृत्ताकार रिबन फ्लेयर्स के जटिल विकास को नियंत्रित करने में इसकी भूमिका है।
Abstract
हॉल मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स (एचएमएचडी) अपने एमएचडी समकक्ष की तुलना में तेज चुंबकीय पुन: संयोजन और चुंबकीय क्षेत्र लाइनों (एमएफएल) के विकास का समर्थन करने के लिए अच्छी तरह से जाना जाता है। इस काम में, पहली बार, हम एक सौर सक्रिय क्षेत्र (एआर) के डेटा-विवश एचएमएचडी और एमएचडी विकास की तुलना चुंबकीय पुनर्संयोजन (एमआर) का पता लगाने के लिए करते हैं, जो प्रासंगिक बहु-तरंग दैर्ध्य टिप्पणियों के साथ संवर्धित संख्यात्मक सिमुलेशन को नियोजित करके एक भड़कना ट्रिगर करता है। कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र का निर्माण प्रकाशमंडल वेक्टर मैग्नेटोग्राम पर गैर-बल-मुक्त-क्षेत्र (एनएफएफएफ) एक्सट्रपलेशन को नियोजित करके किया गया है। विशेष रूप से एआर विचाराधीन एआर 12734 है, जो 2019 मार्च 8 को 03:18 UT के आसपास C1.3 सौर स्फूर्ति के दौरान है, इसके बाद किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन (सीएमई) किया जाता है। फ्लेयर में शामिल चुंबकीय संरचनाओं की पहचान एक फ्लक्सरोप के रूप में की जाती है, जिसमें तीन-आयामी नल के साथ-साथ इसके ऊपर के एमएफएल होते हैं। इसके अलावा, इसके फेन के नीचे और डब्ल्यू-आकार के बीच में स्थित अत्यधिक मुड़े हुए एमएफएल का विकास फ्लेयर रिबन महत्वपूर्ण पाए जाते हैं। एमएचडी सिमुलेशन के विपरीत, एचएमएचडी सिमुलेशन दिखाता है कि ऊपरी एमएफएल के साथ रस्सी का ऊंचा और तेज चढ़ना, जो आगे कोरोना में ऊपर स्थित एक अर्ध-सेपरेट्रिक्स परत (क्यूएसएल) में फिर से जुड़ता है। क्रोमोस्फीयर पर देखे गए डब्ल्यू-आकार के फ्लेयर रिबन के मध्य भाग के साथ एमएफएल के फुटपॉइंट एचएमएचडी में बेहतर मेल खाते हैं। इसके अतिरिक्त, एमएफएल एचएमएचडी में एक गोलाकार पैटर्न में घूमते पाए जाते हैं जबकि एमएचडी सिमुलेशन में ऐसा कोई रोटेशन नहीं देखा जाता है। दिलचस्प बात यह है कि प्लाज्मा को एक कोलोकेटेड वर्णमण्डल क्षेत्र में घूमते हुए देखा जाता है, जो एचएमएचडी सिमुलेशन में अधिक विश्वसनीयता जोड़ता है। कुल मिलाकर, एचएमएचडी सिमुलेशन टिप्पणियों के साथ बेहतर सहमत पाए जाते हैं और खोजे जाने के लिए एक नया मार्ग खोलते हैं।
Abstract
पुन: संयोजन की संभावित साइटें जैसे नल बिंदु (जहां | बी | = 0) और अर्ध-सेपरेट्रिक्स परतें (क्यूएसएल; चुंबकीय क्षेत्र लाइन कनेक्टिविटी में तेज बदलाव वाले क्षेत्र) चुंबकीय पुन: संयोजन की शुरुआत में एक प्रमुख भूमिका निभाते हैं और सौर क्षणिक के लिए जिम्मेदार हैं। हालांकि, कई फ्लक्स सिस्टम में उनकी एक साथ उपस्थिति तीन आयामों में चुंबकीय पुन: संयोजन को समझने के लिए प्रक्रिया को और अधिक दिलचस्प बनाती है। इस दिशा में, एक जटिल चुंबकीय टोपोलॉजिकल सिस्टम में पुन: संयोजन पर शून्य बिंदुओं और क्यूएसएल के प्रभाव की जांच करने के लिए डेटा और विश्लेषणात्मक सीमाओं दोनों के साथ शुरू किए गए एमएचडी सिमुलेशन के एक सेट के परिणाम प्रस्तुत करेंगे।
Abstract
रेडियो डायग्नोस्टिक्स मजबूत, आवेगी विस्फोट की खोज में बहुत महत्व रखता है, फलस्वरूप सूर्य पर, पृथ्वी के पास, और सौर मंडल में कहीं और अंतरिक्ष पर्यावरण की विशेषता है। हाल के वर्षों में, नए उपकरण ऑनलाइन आए हैं जिनका उपयोग उच्च अस्थायी, वर्णक्रमीय और स्थानिक विभेदन पर सूर्य की स्पेक्ट्रोस्कोपी की इमेजिंग के लिए किया जा सकता है। यह वार्ता आवेगी विस्फोटों के दौरान सूर्य से देखे जाने वाले रेडियो उत्सर्जन की समीक्षा करती है। एक्सपेंडेड ओवेन्स वैली सोलर एरे (ईओवीएसए) और वेरी लार्ज एरे (वीएलए) जैसे विभिन्न रेडियो उपकरणों से प्राप्त डेटा का उपयोग करते हुए, मैं उच्च आवृत्तियों पर रेडियो उत्सर्जन के कुछ मामलों और उनके द्वारा प्रदान किए जाने वाले निदान के बारे में बताऊंगा। कम आवृत्तियों पर, मैं विस्तार से चर्चा करूंगा, एक सीएमई-से सम्बंधित सौर रेडियो घटना जिसे नए उपकरण ओवेन वैली रेडियो प्रयोगशाला - लॉन्ग वेवलेंथ एरे द्वारा देखा गया है।
Abstract
टाइप II सौर रेडियो विस्फोट मैग्नेटो-हाइड्रोडायनामिक झटके के कारण होते हैं जो सौर कोरोना और इंटरप्लेनेटरी माध्यम से फैलते हैं। उन्हें जमीन और अंतरिक्ष आधारित रेडियो उपकरणों से रिकॉर्ड किए गए गतिशील स्पेक्ट्रा में धीरे-धीरे बहने वाली विशेषता के रूप में देखा जा सकता है। टाइप II विस्फोट फ्लेयर्स और किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन (सीएमई) से जुड़े होते हैं, इसलिए उनकी जांच कोरोना और हेलियोस्फीयर पर क्षणिक सौर गतिविधि के प्रभाव को समझने की दिशा में महत्वपूर्ण अंतर्दृष्टि प्रदान करती है। रेडियो विस्फोट की प्रारंभिक आवृत्ति के आधार पर उन्हें तीन अलग-अलग समूहों में वर्गीकृत किया जाता है: मीट्रिक (30 मेगाहर्ट्ज एफ ≤ 300 मेगाहर्ट्ज), डेसीमीटर-हेक्टोमीटर (डेकमीटर: 3 मेगाहर्ट्ज एफ ≤ 30 मेगाहर्ट्ज, और हेक्टोमीटर: 300 किलोहर्ट्ज़ ≤ एफ 3 मेगाहर्ट्ज), और किलोमेट्रिक (300 kHz f ≤ 30 kHz) टाइप II विस्फोट। इन समूहों में से डेकामीटर-हेक्टोमीटर (डीएच) डोमेन ऊर्जावान और व्यापक सीएमई के साथ अपने जुड़ाव के कारण विशेष रुचि रखता है जो अक्सर अंतरिक्ष-मौसम अभिव्यक्तियों का कारण बनता है। डीएच क्षेत्र में रेडियो फटने को रेडियो और प्लाज्मा तरंग प्रयोग (वेव्स) ऑन-बोर्ड विंड स्पेसक्राफ्ट और अस-वेव इंस्ट्रूमेंट्स ऑन-बोर्ड स्टीरियो स्पेसक्राफ्ट से देखा जाता है।
इस वार्ता में, मैं सौर चक्र 23 और 24 के लिए डीएच टाइप II विस्फोट की विशेषताओं को प्रस्तुत करूंगा। विस्फोट को उनकी अंतिम आवृत्तियों के अनुसार तीन श्रेणियों में वर्गीकृत किया जाता है, अर्थात उच्च आवृत्ति समूह (एचएफजी; 1 मेगाहर्ट्ज एफ ≤ 16 मेगाहर्ट्ज), मध्यम आवृत्ति समूह (एमएफजी; 200 किलोहर्ट्ज़ ≤ एफ <1 मेगाहर्ट्ज), और कम आवृत्ति समूह (एलएफजी; 20 किलोहर्ट्ज़ ≤ एफ <200 किलोहर्ट्ज़)। हम पाते हैं कि LFG, MFG, और HFG घटनाओं के स्रोत सजातीय रूप से सक्रिय क्षेत्र बेल्ट पर वितरित किए जाते हैं। हमारा विश्लेषण सौर चक्र 24 के दौरान डीएच प्रकार II की घटनाओं में भारी कमी दिखाता है जिसमें कुल घटनाओं का केवल 35% (यानी 514 में से 179) शामिल है। सौर चक्र 24 में डीएच टाइप II घटनाओं की संख्या कम होने के बावजूद, इसमें एलएफजी घटनाओं का काफी अधिक अंश (34% बनाम 23%) होता है। इस परिणाम से पता चलता है कि चक्र 24 सीएमई के उत्पादन के मामले में समृद्ध है जो चक्र 23 की तुलना में बड़ी हेलियोसेंट्रिक दूरी तक झटके चलाने में सक्षम हैं। टाइप II विस्फोट की अंतिम आवृत्तियों के संबंध में सीएमई ऊंचाई से संबंधित प्रोफाइल से पता चलता है कि एचएफजी और एमएफजी श्रेणियों के लिए , अधिकांश सीएमई (≈65% -70%) के लिए स्थान दस गुना लेब्लांक कोरोनल घनत्व मॉडल के अनुपालन में है, जबकि एलएफजी घटनाओं के लिए घनत्व गुणक (≈3) का कम मूल्य संगत प्रतीत होता है। प्रकार II से जुड़े सीएमई और फ्लेयर्स के गुणों पर भी प्रत्येक समूह के लिए सौर चक्र दोनों के लिए विस्तार से चर्चा की जाएगी।
Abstract
सौर तंतु बड़े पैमाने पर चुंबकीय संरचनाएं हैं जिनमें वर्णमण्डल और कोरोना में निलंबित ठंडे और घने प्लाज्मा होते हैं। तंतु सूर्य के सक्रिय और शांत दोनों क्षेत्रों में बनते हैं; उन्हें क्रमशः सक्रिय क्षेत्र तंतु (एआरएफ) और निष्क्रिय तंतु (क्यूएफ) के रूप में वर्गीकृत किया गया है। क्यूएफ की तुलना में एआरएफ लंबाई-पैमाने और समय-पैमाने में बहुत कम हैं, फिर भी वे सक्रियता से गुजरते हैं और उनके विस्फोट से बाद में सौर विस्फोट उठते हैं। एआरएफ के गठन और विकास को नियंत्रित करने वाली एक मूलभूत स्थिति स्थानीय कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र टोपोलॉजी और नीचे के प्रकाशमंडल के माध्यम से चुंबकीय प्रवाह विकास है। तंतु सक्रियण के दौरान अशांत तंतु और पास के चुंबकीय क्षेत्रों में आकारिकी, विकास और गतिशील प्रक्रियाओं का विस्तृत अवलोकन बड़े पैमाने पर विस्फोट की घटनाओं के दौरान शुरुआत और ऊर्जा रिलीज तंत्र को समझने के लिए सुराग प्रदान कर सकता है, जिसका सीधा प्रभाव अंतरिक्ष मौसम पड़ता है। इस प्रेरणा के साथ, मैं सक्रिय क्षेत्रों एनओएए 12371 और एनओएए 12017 से तंतु विस्फोटों का अध्ययन प्रस्तुत करता हूं। हमारा पहला विश्लेषण एआरएफ के विस्फोटक विस्तार से संबंधित है जो कक्षा एम 6.6 के एक प्रमुख सौर विस्फोट और एक प्रभामंडल, तेज सीएमई, जो 2015 जून 22 को हुआ। हम कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र के गैर-रैखिक-बल-मुक्त-क्षेत्र मॉडलिंग को नियोजित करके सक्रिय क्षेत्र की मुख्य ध्रुवीयता इन्वेर्जन रेखा के साथ एक चुंबकीय फ्लक्स रोप (एमएफआर) की पहचान करते हैं। हमारी टिप्पणियों से पता चलता है कि, एमएफआर एक एचα फिलामेंट और एक गर्म ईयूवी कोरोनल चैनल के साथ स्थानिक है। अध्ययन की एक बहुत ही उल्लेखनीय खोज 25 केवी तक ऊर्जा के लंबे और साथ ही स्थानीयकृत एचएक्सआर स्रोतों का पता लगाने में निहित है जो एमएफआर के विस्तारित मध्य भाग के ठीक ऊपर स्थित हैं। यह पहली बार है जब एक सक्रिय एमएफआर प्रत्यक्ष एचएक्सआर अवलोकनों में पाया गया है। हमारे दूसरे चल रहे काम में, हम तीन फिलामेंट्स के आवर्तक समरूप विस्फोटों का अध्ययन करते हैं, जिससे धीरे-धीरे बढ़ती SXR तीव्रता, जैसे M2.0, M2.6 और X1.0 के प्रमुख फ्लेयर्स होते हैं। हम 44 घंटे की अवधि के दौरान प्रकाशमंडल चुंबकीय क्षेत्र के विकास के साथ-साथ कोरोनल चुंबकीय विन्यास में संरचनात्मक परिवर्तनों का अध्ययन करते हैं। हम प्रतिरोधी और आदर्श एमएचडी अस्थिरताओं के ढांचे में देखी गई गतिशीलता पर चर्चा करते हैं।
Abstract
निचले सौर वायुमंडल (यानी वर्णमण्डल) के ताप की पूरी समझ अभी भी जांच की जरूरत है। वर्णमण्डल के ताप की समस्या को संबोधित करने के लिए, सौर शोधकर्ताओं द्वारा निम्नलिखित तंत्र प्रस्तावित किए गए हैं: (I) तरंगों द्वारा यांत्रिक हीटिंग (Alfven 1947; Schwarzschild 1948; Narain & Ulmschneider 1996), और (II) जूल हीटिंग चुंबकीय क्षेत्र के पुन: संयोजन से जुड़ा हुआ है (पार्कर) 1988) और विद्युत धाराओं का प्रतिरोधक अपव्यय (रॉबिन और मूर 1984)। इस संबंध में, जेफरीज एट अल का विश्लेषण। (2006) कम-रिज़ॉल्यूशन (~ 5.2 आर्कसेक/पिक्सेल) का उपयोग करते हुए, प्रकाशमंडल और वर्णमण्डल के डॉपलर वेग अवलोकनों से पता चलता है कि ध्वनिक पी-मोड (2-5 मेगाहर्ट्ज) जो सूर्य के संवहन क्षेत्र के अंदर उत्पन्न होते हैं, में भी प्रचार कर सकते हैं झुके हुए चुंबकीय क्षेत्रों के साथ उच्च सौर वातावरण और इस तरह सौर वर्णमण्डल को उनकी ऊर्जा को समाप्त करके गर्म कर सकते हैं। हालांकि, उनके अवलोकन छोटे पैमाने के संवहनी कोशिकाओं से संकेत के प्रति असंवेदनशील थे। इस वार्ता में, मैं निम्न-आवृत्ति ध्वनिक तरंगों के प्रसार और सौर वर्णमण्डल के ताप में उनकी भूमिका के साथ-साथ उच्च रिज़ॉल्यूशन (~ 0.2 आर्कसेक/पिक्सेल) वर्णमण्डल सीए II 8542 एंगस्ट्रॉम डॉपलर वेग टिप्पणियों का उपयोग करके हमारे नियोजित अवलोकनों पर चर्चा करूंगा। एसडीओ अंतरिक्ष यान पर एचएमआई उपकरण से प्राप्त उच्च रिज़ॉल्यूशन (~ 0.5 आर्कसेक/पिक्सेल) प्रकाशमंडल Fe I 6173 एंगस्ट्रॉम डॉपलर वेग अवलोकन के साथ समन्वय में यूएसओ/पीआरएल के बहु उपयोगी सौर दूरबीन (एमएएसटी) का उपयोग किया।
Abstract
हमने हॉल-मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स को शामिल करने के लिए सुस्थापित मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक मॉडल EULAG-MHD का विस्तार किया है।
विभिन्न भौतिक प्रणालियों का अध्ययन करने के लिए ऐसा विस्तार आवश्यक है जहां चुंबकीय पुन: संयोजन पैमाने आयन जड़त्वीय पैमाने के क्रम का है।
ऐसी प्रणालियों के उदाहरणों में सौर संक्रमण, मैग्नेटोस्फीयर और मैग्नेटोटेल रीकनेक्शन और प्रयोगशाला प्लाज़्मा शामिल हैं। EULAG- HMHD का उपयोग करते हुए सिमुलेशन के दो सेट के परिणामों पर बातचीत में चर्चा की जाएगी।
हॉल टर्म के साथ और उसके बिना पहला सिमुलेशन कोड को बेंचमार्क करने के लिए एक साइनसॉइडल चुंबकीय क्षेत्र के साथ शुरू किया गया है।विशेष रूप से, हॉल टर्म की उपस्थिति में चुंबकीय पुन: संयोजन पहले शुरू होता है --- पुन: कनेक्शन को तेज करने का संकेत देता है।इसके अतिरिक्त, हॉल शब्द पुन: संयोजन विमान से निर्देशित चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न करता है और अंततः विकास को तीन आयामी बनाने के लिए किसी भी अंतर्निहित समरूपता को नष्ट कर देता है।परिणामी तीन आयामी पुन: संयोजन चुंबकीय फ्लक्स-रोप और चुंबकीय फ्लक्स ट्यूबों को विकसित करते हैं।
एक तल पर प्रक्षेपित, रोप और ट्यूब चुंबकीय द्वीपों के रूप में दिखाई देते हैं जो समय के साथ द्वितीयक द्वीपों में टूट जाते हैं और अंत में एक एक्स-प्रकार शुन्य बिंदु उत्पन्न करने के लिए एकत्रित होते हैं।
ये निष्कर्ष हॉल विस्तार के बेंचमार्किंग हॉल-मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स के सिद्धांत और समकालीन सिमुलेशन के अनुरूप हैं।शियर्ड चुंबकीय आर्केड से चुंबकीय फ्लक्स-रोप की सक्रियता का पता लगाने के लिए सिमुलेशन का एक उपन्यास सेट भी निष्पादित किया जाता है।इस तरह के सिमुलेशन सौर क्षणिकों को समझने के लिए उपयोगी हैं।
परिणाम एक चुंबकीय फ्लक्स-रोप के विकास को दिखाते हैं और इसके चढ़ाई के रूप में फ्लक्स-रोप मध्यवर्ती जटिल संरचनाओं के माध्यम से विकसित होती है --- अंततः माध्यमिक पुन: कनेक्शन से गुजरती है जो स्थानीय रूप से फ्लक्स-रोप को तोड़ती है।दिलचस्प बात यह है कि फ्लक्स-रोप का टूटना हॉल टर्म की उपस्थिति में पहले होता है, जो तेज गतिकी को दर्शाता है जो चुंबकीय टोपोलॉजी को पुन: संयोजन के लिए अनुकूल बनाता है।हमने पाया कि तीन आयामों में चुंबकीय क्षेत्र का विकास उनके दो आयामी आदर्शीकरण से कहीं अधिक जटिल है।
Abstract
सौर क्षणिक घटनाओं में इरप्टिव तंतु , सौर-विस्फोट, किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन (सीएमई) आदि शामिल हैं, जो सौर मंडल में होने वाली सबसे शानदार और सबसे ऊर्जावान घटनाओं में से हैं।अवलोकन से यह स्थापित किया गया है कि सौर-विस्फोट अक्सर तंतु विस्फोट और सीएमई से जुड़े होते हैं और इस तरह के फ्लेयर्स को इरप्टिव सौर-विस्फोट कहा जाता है।'मानक फ्लेयर मॉडल' जिसे 'सीएसएचकेपी मॉडल' के रूप में भी जाना जाता है, एक चुंबकीय फ्लक्स -रोप (एमएफआर) की उपस्थिति को एक पूर्व-आवश्यकता के रूप में मानता है जिसकी सक्रियता और ऊपर की ओर बढ़ती गति एक विस्फोट शुरू करने के लिए आवश्यक है।हालांकि, एमएफआर के गठन और ट्रिगरिंग को अभी भी कम समझा जाता है और सौर भौतिकी में चर्चा का विषय बना हुआ है।कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र मॉडलिंग द्वारा पूरक हमारे बहु-तरंगदैर्ध्य अवलोकन विश्लेषण ने कोरोनल हॉट चैनलों के साथ-साथ प्री-फ्लेयर गतिविधियों की उत्पत्ति पर एमएफआर के गठन और सक्रियण पर उल्लेखनीय परिणाम प्रदान किए हैं। हमारे विश्लेषण से आगे पता चलता है कि छोटे पैमाने की गतिविधियाँ छोटे पैमाने की गतिविधियों की एक श्रृंखला शुरू कर सकती हैं जो बड़े पैमाने पर विस्फोट की ओर ले जाती हैं जो एक 'डोमिनोज़ प्रभाव' के समान है।
यह भी समझा जाता है कि चुंबकीय ऊर्जा का पर्याप्त भंडारण मिनी-फिलामेंट्स को भी सीएमई और बड़े फ्लेयर्स की ओर ले जाने में सक्षम कर सकता है, बशर्ते चुंबकीय स्थितियां विस्फोट के लिए अनुकूल हों। इसके अलावा, चुंबक मुक्त ऊर्जा विकास के विश्लेषण ने शक्तिशाली विस्फोट की घटनाओं को उत्पन्न करने के लिए सक्रिय क्षेत्रों की क्षमता पर महत्वपूर्ण जानकारी प्रदान की है।
Abstract
चुंबकीय शून्य बिंदु सौर कोरोना में चुंबकीय पुन: संयोजन के प्रसिद्ध संभावित स्थल हैं। हालाँकि, निकटता में उनकी सर्वव्यापकता का गहन अध्ययन किया जाता है, लेकिन उनकी पीढ़ी पहले स्थान पर स्पष्ट नहीं थी। इस समस्या की जांच करने के लिए, हमारे काम में, हमने विश्लेषणात्मक रूप से दो मामलों की व्याख्या की है, जहां मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक (एमएचडी) विकास के अंत में स्व-संगठित स्टेट के रूप में चुंबकीय शून्य बिंदु उत्पन्न होते हैं, जिसके बाद बार-बार चुंबकीय पुन: संयोजन होते हैं। सिमुलेशन की अंतिम स्थिति मात्रा में टोपोलॉजिकल डिग्री के संरक्षण को भी दर्शाती है। एक संदर्भ के लिए, टोपोलॉजिकल डिग्री के संरक्षण का मतलब है कि एक वॉल्यूम के भीतर सकारात्मक और नकारात्मक शून्य बिंदुओं की संख्या समान रहती है, चाहे सिस्टम की गतिशीलता कुछ भी हो। इस काम के साथ-साथ, हमने किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन(सीएमई) से जुड़े एक्स-क्लास सौर-विस्फोट के दौरान 3 डी नल की गतिशीलता का भी पता लगाया है, जहां विस्फोट तंत्र सीधा नहीं था। हमने टोपोलॉजिकल व्यवहार में बदलाव का अध्ययन करने की कोशिश की है और एक 3 डी नल, मुड़ चुंबकीय क्षेत्र लाइनों का एक सेट और सौर-विस्फोट क्षेत्र के आसपास के पास मुड़ाव आर्केड का एक सेट पाया है।इन जटिल टोपोलॉजी की गतिशीलता का विश्लेषण एमएचडी सिमुलेशन से किया जाता है और विस्फोट प्रक्रिया ब्रेक-आउट मॉडल परिदृश्य का पालन करती प्रतीत होती है। संगोष्ठी में कार्यों के विवरण पर चर्चा की जाएगी।
Abstract
हम सूर्य-पृथ्वी पारगमन के दौरान इंटरप्लेनेटरी डीएच टाइप II रेडियो विस्फोट उत्पन्न करने की उनकी क्षमता के संबंध में सौर चक्र 23 और 24 के पृथ्वी तक पहुंचने वाले सीएमई की एक सांख्यिकीय जांच और भू-प्रभावशीलता प्रस्तुत करते हैं। डीएच टाइप II रेडियो विस्फोट से जुड़े सीएमई को रेडियो-लाउड (आरएल) कहा जाता है जबकि बाकी सीएमई को रेडियो-शांत (आरक्यू) कहा जाता है। हमने आगे इन दो सीएमई आबादी के ब्रह्मांडीय किरण तीव्रता (सीआरआई) की भिन्नता और भू-चुंबकीय तूफान (जीएस) की घटना पर प्रभाव का पता लगाया। हमने 60% पृथ्वी तक पहुँचने वाले CME को RQ के रूप में और केवल 40% को RL के रूप में पाया। आरएल सीएमई (1170 किमी एस^-1) की औसत गति निकट-सूर्य क्षेत्र में आरक्यू सीएमई (519 किमी एस^-1) की औसत गति से काफी अधिक (लगभग दो बार) पाई गई, जबकि उनकी गति तुलनीय हो गई ( 536 किमी एस^-1 आरएल के लिए और 452 किमी एस^-1 आरक्यू सीएमई के लिए) निकट-पृथ्वी क्षेत्र में। पृथ्वी तक पहुंचने वाले सीएमई की वार्षिक-औसत गति सौर चक्र भिन्नताओं का पालन करती है। सीआरआई और जियोमैग्नेटिक डीएसटी इंडेक्स का पृथ्वी तक पहुंचने वाले सीएमई की गति के साथ अच्छा नकारात्मक संबंध पाया गया है। आरक्यू सीएमई की तुलना में आरएल सीएमई सीआरआई अवसादों और जीएस के उत्पादन में अधिक प्रभावी पाए गए; लगभग 70% मामलों में आरएल सीएमई ने आरक्यू सीएमई की तुलना में पहले सीआरआई अवसाद और जीएस का उत्पादन किया। सुपरपोज्ड युग विश्लेषण से पता चलता है कि सीआरआई में सबसे मजबूत अवसाद क्रमशः आरएल और आरक्यू सीएमई की शुरुआत के 2-5 दिन और 4-9 दिन बाद होता है। इसके अलावा, जीएस कार्यक्रम आरएल और आरक्यू सीएमई के संबंध में क्रमशः 1-5 दिनों और 3-8 दिनों का समय-अंतराल दिखाते हैं।
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
हम चुंबकीय और गतिज संरचना को समझने के लिए फ्लक्स इमर्जिंग रीजन (FER) के उच्च-विभेदन स्पेक्ट्रोपोलेरिमेट्रिक अवलोकनों का विश्लेषण करते हैं।
एक FER के He I 1083.0 nm वर्णक्रमीय क्षेत्र में हमारे स्पेक्ट्रोपोलेरिमेट्रिक अवलोकन 1.5 मीटर एपर्चर GREGOR दूरबीन पर GRIS के साथ दर्ज किए गए हैं।
Si I वर्णक्रमीय रेखा की प्रकाशमंडल जानकारी निकालने के लिए एक मिल्ने-एडिंगटन आधारित उलटा कोड नियोजित किया गया था, जबकि HeI ट्रिपलेट लाइन का विश्लेषण हेज़ल इनवर्जन कोड के साथ किया गया था, जो हेनले और ज़ीमन प्रभाव की संयुक्त कार्रवाई को ध्यान में रखता है।
Si I लाइन का स्पेक्ट्रोपोलेरिमेट्रिक विश्लेषण FER के आसपास के क्षेत्र में एक जटिल चुंबकीय संरचना को प्रदर्शित करता है। इसके अलावा, हम पाते हैं कि 40 किमी/सेकेंड का सुपरसोनिक डाउनफ्लो दो छिद्रों को जोड़ने वाले छोरों के फुटपॉइंट के पास दिखाई देता है।
विपरीत ध्रुवता, जबकि छोरों के शीर्ष के निकट 22 किमी/सेकंड का एक मजबूत प्रवाह दिखाई देता है। इसके अलावा, एफईआर की फील्ड टोपोलॉजी से सम्बंधित चुंबकीय क्षैत्र को समझने के लिए गैर-बल-मुक्त क्षेत्र एक्सट्रपलेशन दो परतों पर अलग-अलग किए गए थे । हम प्रकाशमंडल और देखे गए वर्णमण्डल चुंबकीय क्षेत्र से एक्सट्रपलेशन का उपयोग करके निर्धारित करते हैं कि He ट्रिपलेट लाइन की औसत गठन ऊंचाई सौर सतह से 2 मिमी है। एक आर्क फिलामेंट सिस्टम के साथ प्रकाशमंडल एक्सट्रपलेशन का उपयोग करके पुनर्निर्मित लूपों की सौर ऊर्जा से अधिकतम ऊंचाई 10.5 मिमी है।
19 मिमी के फुट-पॉइंट पृथक्करण के साथ सतह, जबकि वर्णमण्डल एक्सट्रपलेशन का उपयोग करके पुनर्निर्मित लूप सौर सतह से लगभग 8.4 मिमी ऊंचे होते हैं, जो वर्णमण्डल ऊंचाई पर 16 मिमी के फुट-पॉइंट पृथक्करण के साथ होते हैं। एफईआर में चुंबकीय टोपोलॉजी बड़े छोरों के नीचे छोटे पैमाने के छोरों की उपस्थिति का सुझाव देती है। उपयुक्त के तहत चुंबकीय पुन: संयोजन के कारण, ये लूप एफईआर के आसपास के क्षेत्र में विभिन्न हीटिंग घटनाओं को ट्रिगर कर सकते हैं।
Abstract
Abstract
सौर वर्णमण्डल और संक्रमण क्षेत्र (टीआर) को समझना आसान नहीं है, कि सौर कोरोना प्रकाशमंडल से कैसे सक्रिय होता है।
सौर वातावरण में स्तरीकृत जानकारी को पुनर्प्राप्त करना 'उलटा कोड' के माध्यम से होता है जो देखे गए और सिंथेटिक स्पेक्ट्रा के बीच अंतर को कम करके किसी दिए गए मॉडल वातावरण के लिए विकिरण हस्तांतरण समीकरण को हल करने के लिए एक पुनरावृत्त एल्गोरिदम को नियोजित करता है। 2013 से, नासा का इंटरफेस रीजन इमेजिंग स्पेक्ट्रोग्राफ (आईआरआईएस) वर्णमण्डल और टीआर पर विशेष ध्यान देने के साथ, ऊपरी प्रकाशमंडल से कोरोना तक सौर वातावरण का अभूतपूर्व अवलोकन प्रदान कर रहा है। आईआरआईएस दूर और निकट-यूवी डोमेन में फैले कई तरंग दैर्ध्य में वर्णक्रमीय और इमेजिंग दोनों क्षमताओं से लैस है। इस वार्ता में, मैं Mg II h&k लाइनों के व्युत्क्रम प्रस्तुत करूंगा
IRIS द्वारा STiC इनवर्जन कोड का उपयोग करके देखा गया जो गैर-LTE, आंशिक पुनर्वितरण और समतल-समानांतर ज्यामिति पर विचार करता है। व्यापक होने के बावजूद इस कोड के परिणाम क्रोमोस्फीयर में थर्मोडायनामिक स्थितियां, दुर्भाग्य से, कम्प्यूटेशनल रूप से गहन हैं और महंगा है। एक वैकल्पिक दृष्टिकोण IRIS2 नामक STiC उलटा कोड के साथ प्रतिनिधि मॉडल वायुमंडल की अवधारणा का उपयोग कर रहा है। इस उपन्यास कोड की नींव एक बुनियादी मशीन सीखने की तकनीक, जैसे k-मीन क्लस्टरिंग के साथ प्राप्त करने में आसान, उपयोग में आसान, प्रतिनिधि तत्वों पर आधारित है। यह हमें किसी भी IRIS Mg II h&k डेटा सेट के लिए कुछ सीपीयू-मिनटों में ऊपरी प्रकाशमंडल से वर्णमण्डल तक गहराई-स्तरीकृत मॉडल वातावरण प्राप्त करने की अनुमति देता है। मैं समझाऊंगा कि इस कोड के पीछे की अवधारणाओं को किसी भी स्पेक्ट्रो (पोलरिमेट्रिक) डेटा पर कैसे लागू किया जा सकता है।
Abstract
Abstract
Abstract
कोडाइकनाल (केकेएल) वेधशाला में हमारे पास डेटा के चार सेट हैं जिनमें 1904 के बाद से प्रकाश फोटोहेलियोग्राम शामिल हैं, सीए-के लाइन
1906 से स्पेक्ट्रोहेलियोग्राम, 1912 से 1998 तक एच-अल्फा स्पेक्ट्रोहेलियोग्राम, और 1912 से 1998 तक प्रमुखता के सीए-के स्पेक्ट्रोहेलियोग्राम। ये सभी डेटा पिछले 100 वर्षों में समान उपकरणों के साथ एकत्र किए गए हैं, उनके प्रकाशिकी में कोई बदलाव नहीं हुआ है। इस प्रकार, ये समान और सन्निहित चित्र एक सदी से अधिक समय तक सूर्य के दीर्घकालिक परिवर्तनों का अध्ययन करने के लिए अत्यंत मूल्यवान हैं। हमने हाल ही में इन सभी डेटासेट को डिजिटाइज़ किया है और उन्हें https://kso.iiap.res.in पोर्टल के माध्यम से वैश्विक समुदाय के लिए खोल दिया है। इस वार्ता में मैं इस डिजिटल संग्रह से हाल के विज्ञान परिणामों को संक्षेप में बताऊंगा।
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
सौर सतह पर उभरता हुआ फ्लक्स क्षेत्र (ईएफआर) चुंबकीय द्विध्रुवी (एमबीपी) क्षेत्रों के साथ एक जटिल संरचना को दर्शाता है। एमबीपी में उत्पन्न चुंबकीय लूप प्रकाशमंडल और ऊपरी सौर वातावरण को जोड़ते हैं। विपरीत दिशा के छोरों के बीच की बातचीत स्थित विभिन्न विस्फोटक हीटिंग घटनाओं को ट्रिगर कर सकती है जो लूप की विभिन्न ऊंचाइयों पर स्थित है। इस प्रकार, सौर वातावरण के युग्मन को समझने में उनका अध्ययन महत्वपूर्ण है। GRIS/GREGOR द्वारा 1083 एनएम वर्णक्रमीय क्षेत्र में एक उभरता हुआ चुंबकीय लूप दर्ज किया गया था, जिसमें एक क्रोमोस्फेरिक He I ट्रिपलेट और एक फोटोस्फेरिक Si I लाइन शामिल है। इस वार्ता में, मैं चर्चा करूंगा कि हम कैसे 1083 एनएम में स्पेक्ट्रोपोलरिमेट्रिक अवलोकनों से चुंबकीय क्षेत्र वेक्टर और चुंबकीय छतरियों के अन्य भौतिक पैरामीटर निकाल सकते हैं I
Abstract
माउंट अबू फैंट ऑब्जेक्ट स्पेक्ट्रोग्राफ और कैमरा-पाथफाइंडर (एमएफओएससी-पी) माउंट आबू में पीआरएल 1.2 मीटर दूरबीन पर पूरी तरह से PRL में विकसित उपकरण है। एमएफओएससी-पी को बेसेल के बी, वी, आर और आई फिल्टर में सीमित इमेजिंग देखने के लिए ~ 5X5 आर्क-मिन ^ 2 के दृश्य के क्षेत्र में देखने के लिए डिज़ाइन किया गया है। 6500, 5200 और 6500 एंगस्ट्रॉम के आसपास 2000, 1000 और 500 के सीमित संकल्प तीन समतल परावर्तन झंझरी का उपयोग करके प्रदान किया जाएगा। उपकरण को ऑप्टिकल, मैकेनिकल सहित पूरी तरह से इन-हाउस PRL में डिजाइन किया गया है।
इलेक्ट्रॉनिक मोशन कंट्रोल सिस्टम और यूजर इंटरफेस सॉफ्टवेयर, जबकि व्यावसायिक रूप से उपलब्ध ऑफ-द-शेल्फ ANDOR 1KX1K सीसीडी कैमरा सिस्टम डिटेक्टर के रूप में उपयोग किया जाता है। MFOSC-P ने फरवरी 2019 में दूरबीन की पहली रोशनी को बहुत सफलतापूर्वक देखा है और इसकी इमेज/स्पेक्ट्रम गुणवत्ता के लिए सफलतापूर्वक सत्यापित किया गया है। हम बातचीत में एमएफओएससी-पी के विभिन्न डिजाइन और विकास पहलुओं पर चर्चा करेंगे।
Abstract
Abstract
Abstract
विभिन्न चुंबकीय रूप से संवेदनशील वर्णक्रमीय रेखाओं के Zeeman निदान के माध्यम से पिछले कुछ दशकों में सौर धब्बों के चुंबकीय क्षेत्र की प्रकाशमंडल संरचना का बड़े पैमाने पर अध्ययन किया गया है। वर्णमण्डल में चुंबकीय क्षेत्र का अवलोकन प्रकाशमंडल की तुलना में कहीं अधिक चुनौतीपूर्ण है। इसलिए, सौर धब्बों के वर्णमण्डल चुंबकीय क्षेत्र का कम पता लगाया गया है। सौर धब्बों की त्रि-आयामी संरचना को समझने के अलावा, सौर धब्बों में छोटे पैमाने की क्षणिक घटनाओं को समझने के लिए वर्णमण्डल में चुंबकीय क्षेत्र का ज्ञान बहुत आवश्यक है, उदाहरण- पेनुमब्रल माइक्रो-जेट्स, ट्रांज़िशन रीजन पेनुमब्रल ब्राइट डॉट्स, और क्रोमोस्फेरिक ऑसिलेशन। धरतालिये दूरबीन, 1.5-मीटर GREGOR दूरबीन और स्वीडिश 1-मीटर सोलर दूरबीन (SST) का उपयोग करके, सौर धब्बों के वर्णमण्डल चुंबकीय क्षेत्र के विभिन्न पहलुओं का पता लगाया गया है। इस संगोष्ठी में, मैं ऊपरी वर्णमण्डल में एक सनस्पॉट पेनम्ब्रा में चुंबकीय क्षेत्र की सूक्ष्म संरचना पर ध्यान केंद्रित करूंगा। मैं वर्णमण्डल चुंबकीय क्षेत्र विविधताओं पर हमारे हालिया अध्ययन के परिणाम भी प्रस्तुत करूंगा जो कि उम्ब्रा - फ्लैशेस और पेनुमब्रल तरंगों से जुड़े हैं।
Abstract
संख्यात्मक अनुकरण, जो सिद्धांत और अवलोकन के बीच एक प्राकृतिक पुल प्रदान करता है, जटिल प्लाज्मा व्यवहार को समझने के लिए एक आवश्यक पद्धति है।
अंतरिक्ष प्लाज्मा मॉडलिंग आम तौर पर अंतरिक्ष और समय में परिमाण के दस आदेशों के पैमाने के साथ घनत्व और तापमान के जबरदस्त पैमाने पर फैलता है। इसके अतिरिक्त, इलेक्ट्रॉन, आयन और वैश्विक पैमाने पर विकसित होने वाली कई प्रक्रियाएं एक दूसरे के साथ दृढ़ता से मिली रहती हैं। उदाहरण के लिए, सुपरसोनिक झटके, चुंबकीय पुन: संयोजन और अशांति जैसी प्रक्रियाएं इन विभिन्न पैमानों पर बहुत महत्वपूर्ण भूमिका निभाती हैं और अंतरिक्ष प्लाज्मा की संरचना को महत्वपूर्ण रूप से बदल देती हैं। ये भौतिक घटनाएं कणों के अति उच्च ऊर्जा तक त्वरण के लिए भी जिम्मेदार हैं।मैं हमारे वर्तमान में अनुसंधान का वर्णन करूंगा, विभिन्न पैमानों पर अंतरिक्ष और खगोलभौतिकीय प्लाज़्मा का अध्ययन करने के लिए प्लूटो कोड के साथ एक हाइब्रिड ढांचे का विकास। इस नए ढांचे के संभावित अनुप्रयोग के रूप में, मैं अंतरिक्ष मौसम पूर्वानुमान पर कुछ हालिया और चल रहे कार्यों को प्रस्तुत करूंगा। अंतरिक्ष मौसम के लिए भविष्यवाणी मॉडल विकसित करना हाल ही में अंतरिक्ष विज्ञान समुदाय के भीतर जबरदस्त फोकस में आया है।
इस तरह के एक मॉडल को विकसित करने के लिए मुख्य घटक के लिए सूर्य पर चुंबकीय गतिविधियों, सीएमई के गठन और संबंधित उच्च ऊर्जा कणों, हेलिओस्फीयर के माध्यम से सीएमई झटके के प्रसार और अंत में पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर पर इसके प्रभाव की विस्तृत समझ की आवश्यकता होती है।
इस वार्ता में, मैं अंतरिक्ष मौसम पूर्वानुमान के लिए एक संख्यात्मक रूपरेखा विकसित करने में हालिया प्रगति की समीक्षा करूंगा। इसके अलावा, मैं कुछ चुनौतियों की रूपरेखा भी बताऊंगा जो अंतरिक्ष प्लाज्मा मॉडलिंग समुदाय आज और भविष्य में सामना कर रहा है।
Abstract
सूर्य पर सक्रिय क्षेत्र सौर गतिविधि के विभिन्न पैमानों, अक्षांशों और समय पर उभरते हैं। माना जाता है कि ये सक्रिय क्षेत्र चुंबकीय क्षेत्र संवहन क्षेत्र के नीचे स्थित शियर-परत पर डायनेमो क्रिया के माध्यम से उत्पन्न होते हैं। ये चुंबकीय क्षेत्र फ्लक्स ट्यूबों में केंद्रित होते हैं जो संवहन क्षेत्र के माध्यम से उठते हैं और प्रकाशमंडल में द्विध्रुवीय सौर धब्बें बनाते हैं। सिमुलेशन से पता चलता है कि चुंबकीय क्षेत्र एक मोड़ के साथ फोटोस्फीयर से निकलते हैं। कुछ सक्रिय क्षेत्र दूसरों की तुलना में अधिक मोड़ दिखाते हैं। सक्रिय क्षेत्रों में घुमावों को चुंबकीय कुंडलता नामक मात्रा के माध्यम से मापा जाता है। मैग्नेटोग्राम के उपलब्ध लंबे समय के अनुक्रम के साथ, कई अध्ययनों में साहित्य में सक्रिय क्षेत्र कोरोना में कुंडलता प्रवाह घनत्व के माप के बारे में बताया गया है। इस वार्ता में, मैं एकध्रुवीय क्षेत्रों के एक समूह में मैग्नेटोग्राम के विभाजन के माध्यम से मापे गए कुंडलता फ्लक्स के घटकों पर चर्चा करूंगा; मैग्नेटोग्राम विभाजन के लिए अनुकूलित कार्यप्रणाली; कुंडलता फ्लक्स घटकों का परिमाण और घूर्णन और उभरते सौर धब्बें के क्षेत्रों के लिए इसका अनुप्रयोग।
Abstract
अब तक विभिन्न प्रकार के सुदूर संवेदन प्रेक्षणों का उपयोग विस्तारित सौर कोरोना और सौर हवा में कमजोर संपीड़ित घनत्व अशांति की जांच में किया गया है।
आकाशीय बिंदु जैसे स्रोत, रेडियो के कोणीय चौड़ीकरण प्रेक्षणों का उपयोग करके,
हमने विभिन्न अशांत मापदंडों सौर हवा में: अनिसोट्रोपिक चौड़ीकरण, घनत्व का आयाम,अशांति, घनत्व में उतार-चढ़ाव, प्रोटॉन हीटिंग दर और अपव्यय-स्केल का अध्ययन किया है।
इस अध्ययन के लिए हमने गौरीबिदनूर के प्रेक्षणों का प्रयोग किया तथा रेडियोहेलियोग्राफ, बहुत बड़ी सरणी और अन्य ऐतिहासिक अवलोकन 1952-2017 के दौरान किया गया।
इस वार्ता में, मैं चर्चा करूंगा कि, हेलियोसेंट्रिक दूरी और सौर चक्र के साथ पैरामीटर भिन्न होते हैं।
नया लॉन्च किए गए पार्कर सोलर प्रोब और आगामी सोलर ऑर्बिटर मिशन, लंबे समय से चले आ रहे सौर पवन के रहस्यों को समझने में महत्वपूर्ण भूमिका निभाते है।
इनके अलावा, मैं कैलिस्टो स्पेक्ट्रोमीटर पर संक्षेप में चर्चा करूंगा जो हमने हाल ही में आईआईएसईआर पुणे में सौर कोरोना से क्षणिक रेडियो उत्सर्जन की निगरानी के लिए स्थापित किया है।
Abstract
Abstract
Abstract
अंतरिक्ष मौसम अध्ययन की अवधारणा में किरीटीय द्रव्यमान उत्सर्जन (सीएमई) की प्रसार विशेषताएं बहुत महत्वपूर्ण हैं। इस प्रस्तुति, मैं तीन प्रकाशित कार्यों पर चर्चा करना चाहता हूं; ये पेपर मेरी पीएचडी के दौरान प्रकाशित हुए हैं। सबसे पहले, हमने सौर चक्र 23 और 24 के बढ़ते चरण के बीच प्रसार अंतर सीएमई को समझने की कोशिश की
। दूसरा, हमने सीएमई प्रारंभिक पैरामीटर और संबंधित भू-प्रभावशीलता (यानी डीएसटी, जियोमैग्नेटिक स्टॉर्म डिस्टर्बेंस इंडेक्स) के बीच संबंधों का विश्लेषण किया। इनका उपयोग करके, हमने सीएमई प्रारंभिक मापदंडों के कार्य के साथ डीएसटी पूर्वानुमान के लिए अनुभवजन्य समीकरण विकसित किया। अंत में, हमने अनुभवजन्य सीएमई आगमन मॉडल (ईसीए) का उपयोग करते हुए सौर चक्र 24 के बढ़ते चरण के दौरान चार प्रमुख भू-प्रभावी सीएमई के लिए आईसीएमई आगमन समय की भविष्यवाणी की, और इन अनुमानित आगमन समय की तुलना अवलोकन परिणामों के साथ की जाती है।
Abstract
किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन (सीएमई) सौर भौतिकी में सबसे मायावी विषयों में से एक है।
निचले कोरोनल क्षेत्रों में कोरोनल कैविटी को देखकर सीएमई की शुरुआत और ट्रिगरिंग का अध्ययन किया जा सकता है। ये गुहाएं काली दिखाई देती हैं और माना जाता है कि यह चुंबकीय फ्लक्स-रोप के घनत्व में कमी वाले क्रॉस-सेक्शन हैं, जहां चुंबकीय क्षेत्र की ताकत कोरोना की तुलना में बहुत अधिक है।
गुहाएं दिनों या हफ्तों तक रह सकती हैं और विस्फोट चरण के दौरान सीएमई के अंधेरे कोर भाग के रूप में विकसित हो सकती हैं।
मौन गुहाओं के लिए पूर्व-विस्फोट स्थिरता की स्थिति और उन संरचनाओं के विस्फोट के लिए ट्रिगरिंग तंत्र को समझने के लिए, कोरोनल गुहाओं के रूपात्मक विकास का अध्ययन करना महत्वपूर्ण है। इस काम में, हम STEREO SECCHI/EUVI और PROBA2/SWAP EUV इमेजर के प्रेक्षणों का उपयोग करके निचले कोरोना में एक गुहा के विकास का अध्ययन करते हैं।
मौन चरण में, 30 मई से 13 जून, 2010 तक दृश्यमान सौर डिस्क पर पारित होने के दौरान गुहा केन्द्रक की ऊंचाई धीरे-धीरे 1.10 से 1.23 RS तक बढ़ जाती है और इसकी प्रारंभिक गोलाकार आकार की आकृति विज्ञान धीरे-धीरे विस्तारित होता है और विस्फोट से पहले अण्डाकार आकार में विकसित होता है।
SWAP का विस्तारित फील्ड-ऑफ-व्यू 1 से 2 RS के बीच अवलोकन संबंधी अंतर को भरता है। यह हमें LASCO C2/C3 फील्ड-ऑफ-व्यू में देखे गए व्हाइट लाइट कैविटी मॉर्फोलॉजी तक निचले कोरोना में अपने ईयूवी समकक्ष से शुरू होने वाली विस्फोट गुहा के पूर्ण विकास को पकड़ने में सक्षम बनाता है।
विस्फोट के चरण के दौरान, हमने 1.3 आरएस की बहुत कम कोरोनल ऊंचाई पर गुहा की एक महत्वपूर्ण गैर-रेडियल गति देखी है। इसके अलावा, इसके विस्फोट चरण के दौरान अलग-अलग समय-चरणों में गुहा आकृति विज्ञान के लिए ज्यामितीय फिटिंग से पता चलता है कि यह निचले कोरोना में गैर-समान विस्तार को प्रदर्शित करता है।
हम पृष्ठभूमि चुंबकीय क्षेत्र की भूमिका और संभावित अस्थिरताओं पर भी चर्चा करते हैं जो क्रमशः गैर-रेडियल गति और गुहा विस्फोट की शुरुआत कर सकती हैं।
Abstract
चुंबकीय पुन: संयोजन और बाद की भौतिक प्रक्रियाओं के अनुक्रम के कारण, सौर ज्वालाओं के दौरान पूरे विद्युत-चुंबकीय स्पेक्ट्रम पर भारी मात्रा में ऊर्जा विकिरणित होती है।
सूर्य की विभिन्न परतों (यानी, प्रकाशमंडल, वर्णमण्डल, कोरोना) में होने वाली सौर ज्वालाओं के दौरान विभिन्न भौतिक प्रक्रियाओं को समझने के लिए बहु तरंगदैर्ध्य अवलोकन और विश्लेषण अत्यंत महत्वपूर्ण हैं।
सितंबर 4-10, 2017 के दौरान, एक सक्रिय क्षेत्र (एनओएए 12673) बहुत सक्रिय हो गया और कई बड़े फ्लेयर्स (27 एम-क्लास और 4 एक्स-क्लास) की एक श्रृंखला का उत्पादन किया।
सौर चक्र 24 में सबसे बड़ा विस्फोट शामिल है जो 6 सितंबर, 2017 को हुआ था।
हमने उपरोक्त समय अंतराल के दौरान सक्रिय क्षेत्र के विकास का विश्लेषण किया है और 6 सितंबर, 2017 को समरूप एक्स-क्लास सौर ज्वाला का बहु-तरंग दैर्ध्य अध्ययन किया है।
Abstract
मौलिक प्रक्रिया के कारण चुंबकीय क्षेत्र विन्यास में पुनर्व्यवस्था, जिसे चुंबकीय पुन: संयोजन कहा जाता है, सौर वातावरण में फ्लेयर्स और कोरोनल मास इजेक्शन जैसी विस्फोटक घटनाओं के साथ होती है। 2डी (एक्स-टाइप, वाई-टाइप, और ओ-टाइप) और 3डी (स्पाइन-फैन कॉन्फिगरेशन और क्वैसी-सेपरेट्रिक्स लेयर्स) दोनों में चुंबकीय पुन: संयोजन की विभिन्न संभावित साइटें हैं।
ये विन्यास सौर कोरोना में सर्वव्यापी हैं और वहां देखी गई गतिशीलता के लिए भी जिम्मेदार साबित होते हैं। इस वार्ता में, मैं उपरोक्त संरचनाओं पर चर्चा करूंगा जो कि प्रकाशमंडल क्षेत्र से संख्यात्मक रूप से निर्मित हैं। गतिकी को समझने के उद्देश्य से, मैं उनके मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स विकास को भी प्रस्तुत करूंगा।
Abstract
सौर गतिविधि, सौर ज्वाला और किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन (सीएमई) का सबसे शानदार और खतरनाक संकेत सौर कोरोना में होता है, और माना जाता है कि यह कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र में संग्रहीत मुक्त चुंबकीय ऊर्जा द्वारा संचालित होता है।
कई वर्षों से कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र की मॉडलिंग और माप सौर भौतिकी के तत्काल लक्ष्य रहे हैं।
हमने एक्सट्रपलेशन तकनीकों का अध्ययन किया है: संभावित या वर्तमान-मुक्त, रैखिक बल-मुक्त, और गैर-बल-मुक्त क्रमशः। इस उद्देश्य के लिए हम एचएमआई/एसडीओ से 06-09-2017 को 11:48 UT पर AR12673 का वेक्टर मैग्नेटोग्राम चुनते हैं।
हमने संभावित और रैखिक बल-मुक्त एक्सट्रपलेशन के लिए कोड भी विकसित किए हैं।
हमने पोलरिटी इनवर्जन लाइन (पीआईएल) के ऊपर और उसके पास फील्ड लाइन टोपोलॉजी की तुलना की और नोट किया कि 131 और 304 एंगस्ट्रॉम चैनल में ईयूवी ब्राइटनिंग वेक्टर मैग्नेटोग्राम के साथ गैर-बल-मुक्त एक्सट्रपलेशन के साथ बिल्कुल मेल खाता है।
हमने जनहित याचिका के ऊपर रैखिक बल-मुक्त तकनीक का उपयोग करते हुए 3-डी नल बिंदु पाया है जहां उत्सर्जन हुआ था।
Abstract
सौर कोरोना के मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स को संख्यात्मक रूप से अनुकरण किया जाता है।
सिमुलेशन को सौर फोटोस्फीयर पर प्राप्त सक्रिय क्षेत्र (एआर) एनओएए 12192 के वेक्टर मैग्नेटोग्राम का उपयोग करके एक अतिरिक्त गैर-बल-मुक्त चुंबकीय क्षेत्र के साथ शुरू किया गया है।
विशेष रूप से, हम एक चुंबकीय नल-बिंदु के करीब होने वाले चुंबकीय पुन: संयोजन पर ध्यान केंद्रित करते हैं, जिसके परिणामस्वरूप 24 अक्टूबर 2014 को 21:21 UT के आसपास, X3.1 भड़कने के बाद वृत्ताकार क्रोमोस्फेरिक फ्लेयर रिबन दिखाई देते हैं।
एक्सट्रपलेटेड फील्ड लाइनें एक ध्रुवीयता उलटा लाइनों में से एक के पास त्रि-आयामी (3 डी) नल की उपस्थिति दिखाती हैं, जहां भड़कना देखा गया था।
बाद के संख्यात्मक सिमुलेशन में, हम शून्य बिंदु के पास चुंबकीय पुन: संयोजन पाते हैं, जहां 3 डी नल के फेन-प्लेन से चुंबकीय क्षेत्र रेखाएं अंतर्निहित आर्केड फ़ील्ड लाइनों के साथ एक एक्स-प्रकार कॉन्फ़िगरेशन बनाती हैं।
गुंबद के आकार की फ़ील्ड लाइनों के फ़ुटपॉइंट, जो 3डी नल में निहित हैं, स्क्वैशिंग कारक के उच्च ग्रेडिएंट दिखाते हैं।
हम इन अर्ध-विभाजक परतों पर फिसलते हुए पुन: संयोजन पाते हैं, जो क्रोमोस्फेरिक ऊंचाइयों पर देखे गए पोस्ट-फ्लेयर सर्कुलर ब्राइटनिंग के साथ सह-स्थित होते हैं।
यह प्रारंभिक गैर-बल-मुक्त क्षेत्र की व्यवहार्यता के साथ-साथ इसकी शुरुआत की गतिशीलता को प्रदर्शित करता है। इसके अलावा, प्रारंभिक क्षेत्र और इसका सिम्युलेटेड विकास किसी भी फ्लक्स रोप से रहित पाया गया है, जो कि फ्लेयर की सीमित प्रकृति के अनुरूप है।
Abstract
आधुनिक डायनेमो सिद्धांत में सौर मध्याह्न प्रवाह एक महत्वपूर्ण घटक है। हालांकि, इस प्रवाह के भूकंपीय अनुमान गहरी परतों में विरोधाभासी रहे हैं।
यहां, हम समय-दूरी के हेलियोसिज़्मोलॉजी की गणना के लिए गोलाकार बॉर्न सन्निकटन कर्नेल एक विधि विकसित और मान्य करते हैं।
और हम 2004 - 2012 से 652 दिनों के गोंग डेटा का उपयोग करके गहरे सौर मेरिडियल प्रवाह के लिए इन कर्नल्स को नियोजित करते हैं।
लगभग 0.85 सौर त्रिज्या से ऊपर, प्रवाह की सामान्य संरचना के संबंध में किरण सन्निकटन के साथ हमारे व्युत्क्रम जैकिविज़ एट अल द्वारा प्राप्त परिणाम की पुष्टि करते हैं।
यह विशेष रूप से लगभग 0.9 सौर त्रिज्या पर उथले वापसी प्रवाह से संबंधित है, हालांकि प्रवाह परिमाण में कुछ अंतर स्पष्ट हैं।
लगभग 0.85 सौर त्रिज्या के नीचे, हम कई अलग-अलग परिणाम प्राप्त करते हैं जो माप त्रुटियों के भीतर मापा यात्रा समय के अनुरूप होते हैं।
जबकि जैकीविक्ज़ एट अल एक परिणाम मूल एकल-कोशिका प्रवाह के समान है, अन्य परिणाम दक्षिणी गोलार्ध में एक बहु-कोशिका प्रवाह संरचना प्रदर्शित करते हैं
इस क्षेत्र में मध्याह्न प्रवाह पर एक स्पष्ट निष्कर्ष तक पहुंचने के लिए, मापा यात्रा समय में त्रुटियों को काफी कम करना होगा।
इससे, मैं यह निष्कर्ष निकालता हूं कि मध्याह्न प्रवाह का एक स्पष्ट पता लगाना पहले की तुलना में बहुत अधिक उथले क्षेत्र तक सीमित है।
यह गहरे सौर मध्याह्न प्रवाह के मापन के विवाद के लिए आंशिक राहत है।
Abstract
पिछले 25 वर्षों में सौर गतिविधि नीरस रूप से घट रही है, प्रत्येक नया सौर चक्र पिछले की तुलना में कम सक्रिय है।
निकट अवधि में इसका क्या अर्थ हो सकता है?
हम प्रकाशमंडल और हेलिओस्फेरिक डेटा के आधार पर इस पहलू का पता लगाएंगे।
Abstract
एस.पी.पुणे विश्वविद्यालय में, हम 0.3 से 16 मेगाहर्ट्ज तक आवृत्ति रेंज में एक छोटा त्रि-अक्षीय विद्युत और चुंबकीय अंतरिक्ष पेलोड डालने का प्रयास कर रहे हैं, जिसे एसईएपीएस (स्पेस इलेक्ट्रोमैग्नेटिक एंड प्लाज़्मा सेंसर) कहा जाता है।
यह विश्वविद्यालय के छात्रों के लिए एक प्रशिक्षण प्रयास के रूप में, एक प्रौद्योगिकी प्रदर्शक के रूप में और एक उपकरण के रूप में काम करेगा, जो अब तक सबसे कम रेडियो फ्रीक्वेंसी की जांच करने के लिए, सोलर फ्लेयर्स और रीकनेक्शन मैकेनिज्म को समझने के लिए, भविष्य के इंटरफेरोमेट्रिक मिशन आदि के लिए एक अग्रदूत के रूप में काम करेगा।हम प्रयासों का संक्षिप्त विवरण देंगे।
Abstract
Abstract
1940 से, बेल्जियम की रॉयल वेधशाला की सौर भौतिकी टीम ने
सूर्य (प्रकाशमंडल और वर्णमण्डल ) के संक्षिप्त अवलोकन के लिए समर्पित एक सौर स्टेशन विकसित किया
। 1981 से, सनस्पॉट इंडेक्स के लिए वर्ल्ड डेटा सेंटर (WDC), सोलर का 400 साल का अनोखा रिकॉर्ड
गतिविधि, सौर चक्र की लंबी अवधि की निगरानी में अपनी विशेषज्ञता का विस्तार।
हम Uccle स्टेशन के विकास और
(यूएसईटी) और इसके सनस्पॉट ड्राइंग और फोटोग्राफिक संग्रह का चल रहा डिजिटलीकरण पर वर्तमान क्षमताओं को प्रस्तुत करते हैं।
हमारे उत्पादन में सूर्य की वास्तविक समय की सीसीडी छवियां और 70 से अधिक वर्षों को कवर करने वाला एक नया विस्तृत सनस्पॉट समूह कैटलॉग दोनों शामिल हैं।
अपने स्वयं के अवलोकनों के आगे, हम हाल की गहराई को भी प्रस्तुत करते हैं
WDC SILSO का आधुनिकीकरण। विशेष रूप से, हम हाल ही का वर्णन करते हैं
सनस्पॉट और ग्रुप नंबर सीरीज़ का एंड-टू-एंड रिकैलिब्रेशन, जिसके कारण
इस अद्वितीय संदर्भ के पहले संशोधित संस्करण के विमोचन के लिए।वर्ष 1610,
से, सनस्पॉट संख्या अब एक स्थिर डेटा सेट की ओर विकसित हुई है जो
निरंतर सुधार और गुणवत्ता नियंत्रण के लिए खुली गतिशील डेटा श्रृंखला है।
हम USET में सिनॉप्टिक ग्राउंड-आधारित इमेजिंग के लिए अपनी भविष्य की योजनाओं पर, दुनिया भर के अन्य स्टेशनों के साथ समन्वय में, और सनस्पॉट संख्या में निरंतर सुधार पर निष्कर्ष निकालते हैं। हम सौर भौतिकी और अन्य विषयों में प्रमुख वैज्ञानिक मुद्दों पर उन नए दीर्घकालिक डेटासेट के वर्तमान और भविष्य के प्रभावों को उजागर करेंगे।
Abstract
माना जाता है कि चुंबकीय क्षेत्र में टोपोलॉजिकल परिवर्तन सौर कोरोना में होने वाली सौर-विस्फोट और किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन जैसी विस्फोटक घटनाओं का चालक माना जाता है। वर्तमान में, विभिन्न अंतरिक्ष- और जमीन-आधारित दूरबीनों के माध्यम से केवल प्रकाशमंडल वेक्टर चुंबकीय क्षेत्र के माप उच्च ताल और उच्च विभेदन के साथ उपलब्ध हैं।
कोरोनल क्षेत्र आमतौर पर चुंबकीय क्षेत्र के लिए स्टेट के समीकरण को मानकर अनुमान लगाया जाता है जैसे: संभावित क्षेत्र, रैखिक बल-मुक्त क्षेत्र (एलएफएफएफ), गैर-रेखीय बल-मुक्त क्षेत्र (एनएलएफएफएफ) और गैर-बल-मुक्त क्षेत्र ( एनएफएफएफ)।
गतिकी का वर्णन करने में इन क्षेत्रों की व्यवहार्यता की जांच करने के लिए, हम 14 फरवरी 2011 को सक्रिय क्षेत्र 11158 के लिए प्रकाशमंडल वेक्टर चुंबकीय क्षेत्र का एक्सट्रपलेशन करते हैं, उपरोक्त सभी चार एक्सट्रपलेशन तकनीकों का उपयोग करते हुए और उनके संबंधित क्षेत्र टोपोलॉजी की तुलना करते हैं। दिलचस्प बात यह है कि इन क्षेत्रों को सक्रिय क्षेत्र के मैग्नेटो हाइड्रोडायनामिक विकास का पता लगाने के लिए उपयुक्त प्रारंभिक चुंबकीय क्षेत्र के रूप में भी उपयोग किया जा सकता है।
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
सौर कोरोना आकर्षक है।
कोरोनल हीटिंग के लिए या तो गर्मी को कोरोना में ले जाने के लिए या कोरोना में हीटिंग उत्पन्न करने के लिए या दोनों में एक तंत्र की आवश्यकता होती है।
वर्तमान में, चुंबकीय पुन: संयोजन प्रक्रिया को प्रमुख ताप तंत्र माना जाता है।
यहां हम मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स सन्निकटन के तहत छोटी प्रतिरोधकता सीमाओं में चुंबकीय पुन: संयोजन में ऊर्जा अपव्यय का पता लगाते हैं।
इसके अलावा, हम यह सवाल भी पूछते हैं - विलुप्त ऊर्जा स्वयं कैसे प्रकट होती है? इसका अध्ययन करने के लिए, हम चुंबकीय पुन: संयोजन के स्थल पर परीक्षण आवेशित कणों की गतिशीलता की जांच करते हैं।
हम कण बीम के त्वरण और गठन पर ध्यान केंद्रित करते हैं।
वार्ता इस अध्ययन के प्रारंभिक परिणामों को संक्षेप में प्रस्तुत करेगी।
Abstract
Abstract
खगोल विज्ञान में पहली बार हनबरी ब्राउन और ट्विस द्वारा खोजे गए तीव्रता सहसंबंधों ने प्रकाश की प्रकृति को समझने में महत्वपूर्ण भूमिका निभाई है।
सितारों के आकार से लेकर चरण संक्रमण और प्रोटीन अणुओं के तह को समझने तक, इसने विज्ञान के विभिन्न क्षेत्रों में कई अनुप्रयोगों को पाया है।
इस बहुमुखी तकनीक को शुरू करने के बाद हम चर्चा करेंगे कि इसका उपयोग प्रकाश के विभिन्न स्थानिक तरीकों में भेदभाव करने के लिए कैसे किया जा सकता है। सौर भौतिकी के कुछ संभावित अनुप्रयोगों पर भी चर्चा की जाएगी।
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
Abstract
स्टोक्स प्रोफाइल की व्याख्या से सौर वातावरण के चुंबकीय और थर्मोडायनामिकल गुणों का अनुमान लगाने के लिए उलटा तकनीक सबसे शक्तिशाली और परिष्कृत उपकरण है।
किसी भी उलटा कोड का मूल विचार सिंथेटिक प्रोफाइल के साथ देखे गए स्टोक्स प्रोफाइल को पुनरावृत्त रूप से फिट करना है।
सिंथेटिक प्रोफाइल ध्रुवीकृत विकिरण हस्तांतरण समीकरण (आरटीई) को हल करके उत्पन्न होते हैं जो एक मॉडल वातावरण मानता है।
मेरिट फ़ंक्शन को अनुकूलित करने के बाद, सबसे उपयुक्त मॉडल वातावरण को वातावरण के मॉडल के रूप में अनुमानित किया जाता है।
हम मिल्ने-एडिंगटन (एमई) सन्निकटन में विकिरण हस्तांतरण समीकरण का एक व्युत्क्रम कोड विकसित कर रहे हैं।
एमई मान्यताओं के तहत सौर वातावरण के गुण ऊंचाई के साथ स्थिर होते हैं, स्रोत फ़ंक्शन को छोड़कर जो ऑप्टिकल गहराई पर रैखिक रूप से निर्भर करता है।
मेरिट फ़ंक्शन को अनुकूलित करने के लिए एक मानक लेवेनबर्ग-मार्क्वार्ड न्यूनतम-वर्ग न्यूनतमकरण विधि का उपयोग किया जाता है।
आईडीएल में लिखा गया नया एमई-कोड, किसी भी फोटोस्फेरिक स्पेक्ट्रल लाइन के लिए इस्तेमाल किया जा सकता है।
तुलना की सुविधा के लिए, हमने मर्लिन इनवर्जन कोड का चयन किया जो एक मानक उलटा कोड है जिसका उपयोग हिनोड से स्पेक्ट्रो-पोलरिमेट्रिक डेटा को उलटने के लिए किया जाता है।
इस वार्ता में नए एमई-कोड की उलटा रणनीति, नए एमई-कोड और मर्लिन के बीच तुलना पर चर्चा की जाएगी।
Abstract
Abstract
Abstract
बहु उपयोगी सौर दूरबीन (MAST) उदयपुर सोलर ऑब्जर्वेटरी के झील स्थल पर स्थापित एक 50 सेमी ऑफ-एक्सिस ग्रेगोरियन टेलीस्कोप है।
MAST के वैज्ञानिक उद्देश्यों में से एक सौर वातावरण पर वेक्टर चुंबकीय क्षेत्र के विकास और विभिन्न सौर गतिविधियों से इसके संबंध का अध्ययन करना है।
सौर वातावरण में वेक्टर चुंबकीय क्षेत्र को मापने के लिए, हमने एमएएसटी के लिए एक पोलारिमीटर विकसित किया है, जिसका उपयोग स्टोक्स वेक्टर के दो अलग-अलग तरंग दैर्ध्य यानी 617.3 एनएम और 854.2 एनएम पर सटीक माप के लिए किया जाएगा, जो कि फोटोस्फेरिक और क्रोमोस्फेरिक के अनुरूप होगा।
पोलारिमीटर दो लिक्विड क्रिस्टल वेरिएबल रिटार्डर्स (एलसीवीआर) के साथ-साथ एक लीनियर पोलराइजर (उपरोक्त तरंग दैर्ध्य के लिए एक सेट प्रत्येक) का उपयोग करके ध्रुवीकरण संकेत को संशोधित करेगा।
Abstract
Abstract
अंतरिक्ष युग की आधिकारिक शुरुआत से पहले भी - यानी 1957-1958 में स्पुतनिक और एक्सप्लोरर अंतरिक्ष यान का प्रक्षेपण - दुनिया भर के कई जांचकर्ता अंतरिक्ष भौतिकी अनुसंधान में लगे हुए थे।
बाहरी अंतरिक्ष के किनारे तक पहुंचने के लिए रॉकेट का उपयोग करना, प्रारंभिक शोधकर्ता सूर्य और पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल का अग्रणी अवलोकन किया।
यह वार्ता सूर्य-पृथ्वी ("सौर स्थलीय") अध्ययनों में योगदान के कुछ पुराने इतिहास का वर्णन करेगी।
वार्ता का मुख्य फोकस पृथ्वी के ब्रह्मांडीय पड़ोस में ऊर्जावान कणों और विद्युत चुम्बकीय क्षेत्रों का आधुनिक अध्ययन होगा। एक व्यक्तिगत दृष्टिकोण से, वायुमंडलीय और अंतरिक्ष भौतिकी के लिए मेरी प्रयोगशाला (एलएएसपी) तेजी से चल रही है
पृथ्वी के "मैग्नेटोस्फीयर" के अग्रणी अध्ययनों में प्रमुख भूमिका और एलएएसपी शोधकर्ता इस मूल स्थलीय ज्ञान का उपयोग ग्रहों और खगोल भौतिक समझ को आगे बढ़ाने के लिए भी कर रहे हैं। इसके अलावा, "अंतरिक्ष मौसम" के हमारे ज्ञान के लिए पृथ्वी के अंतरिक्ष पर्यावरण का अध्ययन और समझ नितांत आवश्यक है जो हमारे आधुनिक तकनीकी समाज के लिए एक बड़े खतरे का प्रतिनिधित्व करता है।
प्रस्तुति इन सभी पहलुओं को संबोधित करेगी और
भविष्य के सौर मंडल कार्यक्रमों और अवसरों की आशा के साथ समाप्त करें।
Abstract
सौर चरम पराबैंगनी (ईयूवी) फोटॉन प्रवाह दर का सहसंबंध, सोलर फ्लेयर्स के दौरान 26-34 मिमी स्पेक्ट्रल बैंड में GNSS सोलर फ्लेयर एक्टिविटी इंडिकेटर (GSFLAI) के साथ दिखाया जाएगा, जिसे आयनोस्फेरिक वर्टिकल टोटल इलेक्ट्रॉन कंटेंट रेट बनाम ग्रैडिएंट के रूप में परिभाषित किया गया है।
दिन के गोलार्द्ध में सौर चरम कोण की कोज्या। GSFLAI को दोहरे आवृत्ति वाले GPS रिसीवर के वैश्विक नेटवर्क द्वारा एकत्र किए गए डेटा से मापा जाता है। 26-34 एनएम रेंज में अत्यधिक पराबैंगनी फोटॉन फ्लक्स डेटा एसईएम उपकरण ऑनबोर्ड एसओएचओ अंतरिक्ष यान से प्राप्त किया गया था।
2001 के बाद से 60 एक्स क्लास फ्लेयर्स, 320 एम क्लास फ्लेयर्स और 300 सी क्लास फ्लेयर्स के लिए जीएसएफएलएआई की सीधे ईयूवी सोलर फ्लक्स से तुलना की गई थी।
सहसंबंध दिखाने के लिए, यह पाया गया कि जीएसएफएलएआई और ईयूवी फ्लक्स दर का फ्लेयर के सभी वर्गों के लिए एक रैखिक संबंध है, इसलिए यह दर्शाता है कि जीपीएस रिसीवर के वैश्विक नेटवर्क से डेटा सौर ईयूवी फोटॉन फ्लक्स के प्रत्यक्ष माप के लिए एक संभावित प्रॉक्सी है।
Abstract
अनुकूली प्रकाशिकी (एओ) के आगमन के माध्यम से जमीन आधारित दूरबीनों का उपयोग करके उच्च संकल्प खगोलीय छवियों को प्रदान करने के उद्देश्य से पृथ्वी की वायुमंडलीय अशांति पर काबू पाने की दिशा में एक संभावित समाधान आया।
AO सिस्टम में वेवफ्रंट में ऑप्टिकल विकृतियों को मापने के लिए एक वेवफ्रंट सेंसर होता है और ऑप्टिकल विकृतियों की भरपाई के लिए एक ऑप्टिकल तत्व होता है।
1953 में, बैबॉक ने पृथ्वी की वायुमंडलीय अशांति की भरपाई के लिए एक विधि का प्रस्ताव रखा, लेकिन यह 1977 तक नहीं था जब हार्डी और उनके सहयोगियों ने खगोल विज्ञान में एओ के उपयोग का सफलतापूर्वक प्रदर्शन किया। प्रारंभ में सैन्य उद्देश्य के लिए उपयोग किया जाता था, एओ ने खगोल विज्ञान में प्रवेश किया और अब इसे खगोलीय दूरबीनों में किसी भी उच्च रिज़ॉल्यूशन ऑप्टिकल इमेजिंग सिस्टम के मुख्य भाग के रूप में उपयोग किया जा रहा है।
लिआंग एट। अल. (1992, 1994) आंख में मोनोक्रोमैटिक विपथन को मापने के लिए शेक हार्टमैन वेवफ्रंट सेंसर के उपयोग को प्रदर्शित करने वाला पहला व्यक्ति था।
बाद में, रोचेस्टर विश्वविद्यालय में एओ समूह ने अनुकूली प्रकाशिकी ऑप्थाल्मोस्कोप में वेवफ्रंट सेंसर (लिआंग एट अल।, 1997) को शामिल किया।
Roorda et al।, (2002) ने पारंपरिक स्कैनिंग लेज़र ऑप्थाल्मोस्कोप और AO (एडेप्टिव ऑप्टिक्स स्कैनिंग लेज़र ऑप्थल्मोस्कोप? AOSLO) को संयुक्त किया, जो निचले और उच्च क्रम के विपथन दोनों के लिए सुधार करता है ताकि अभूतपूर्व पार्श्व रिज़ॉल्यूशन के साथ छवियों को प्राप्त किया जा सके जो फोविया के करीब शंकु को हल करते हैं।
2002 में ड्रेक्सलर एट अल।, और 2003 में मिलर एट अल।, उच्च अक्षीय रिज़ॉल्यूशन प्रदान करने के लिए ऑप्टिकल कोहेरेंस टोमोग्राफी (OCT) के साथ AO को मिलाता है।
तब से कई संशोधित प्रणालियाँ विकसित की गई हैं, जो उच्च रिज़ॉल्यूशन की छवियों को प्राप्त करने के लिए AO के साथ OCT और SLO जैसी विभिन्न तकनीकों को मिलाकर विकसित की गई हैं।
एओ सिस्टम के लिए एक अन्य अनुप्रयोग ऑप्टिकल को सही करने में इसका उपयोग है
मानव आंख में विपथन और इसलिए रेटिना पर उच्च रिज़ॉल्यूशन की छवियां वितरित करता है।
AO सिस्टम ऑप्टिकल विपथन की भरपाई करने का एक तरीका प्रदान करते हैं
वास्तविक समय में हमें विभिन्न ऑप्टिकल के प्रभाव को समझने में मदद करता है
मानव दृष्टि पर विचलन। मानव आंख में ऑप्टिकल विपथन संरचना को समझने से रेटिना इमेजिंग, इंट्रा-ओकुलर लेंस डिजाइन जैसे क्षेत्रों में नवाचार होता है।
इस प्रस्तुति में, हम दृष्टि अनुसंधान में एओ सिस्टम और इसके अनुप्रयोगों पर चर्चा करेंगे।
Abstract
अनुकूली प्रकाशिकी (एओ) के आगमन के माध्यम से जमीन आधारित दूरबीनों का उपयोग करके उच्च संकल्प खगोलीय छवियों को प्रदान करने के उद्देश्य से पृथ्वी की वायुमंडलीय अशांति पर काबू पाने की दिशा में एक संभावित समाधान आया।
AO सिस्टम में वेव फ्रंट में ऑप्टिकल विकृतियों को मापने के लिए एक वेव फ्रंट सेंसर होता है और ऑप्टिकल विकृतियों की भरपाई के लिए एक ऑप्टिकल तत्व होता है।
1953 में, बैबॉक ने पृथ्वी की वायुमंडलीय अशांति की भरपाई के लिए एक विधि का प्रस्ताव रखा लेकिन यह 1977 तक नहीं था जब हार्डी और उनके सहयोगियों ने खगोल विज्ञान में AO के उपयोग का सफलतापूर्वक प्रदर्शन किया। प्रारंभ में सैन्य उद्देश्य के लिए उपयोग किया जाता था, एओ ने खगोल विज्ञान में प्रवेश किया और अब इसे खगोलीय दूरबीनों में किसी भी उच्च रिज़ॉल्यूशन ऑप्टिकल इमेजिंग सिस्टम के मुख्य भाग के रूप में उपयोग किया जा रहा है।
Abstract
पार्कर के मैग्नेटोस्टैटिक प्रमेय से, चुंबकीय क्षेत्र में स्पर्शरेखा असंतुलन का गठन, या वर्तमान शीट (सीएस), अनंत विद्युत चालकता और जटिल चुंबकीय टोपोलॉजी के साथ एक संतुलन मैग्नेटोफ्लुइड में अपरिहार्य हैं।
ये सीएस एक चुंबकीय क्षेत्र की विफलता के कारण हर जगह बल संतुलन प्राप्त कर रहे हैं और एक स्थानिक रूप से निरंतर स्थिति में रहते हुए अपनी टोपोलॉजी को संरक्षित कर रहे हैं।
चुंबकीय प्रवाह सतहें (MFS) संभावित साइट होने के कारण, जो सीएस विकसित करते हैं, वेक्टर चुंबकीय क्षेत्र के बजाय एमएफएस के संदर्भ में मैग्नेटोफ्लुइड विकास का वर्णन करते हुए सीएस गठन का प्रत्यक्ष दृश्य प्रदान करता है, जो शासी गतिशीलता को समझने में सहायक होता है। इस वार्ता में, मैं मैग्नेटो हाइड्रोडायनामिक्स सिमुलेशन पर चर्चा करूंगा जिसमें एमएफएस का उपयोग करने वाले दृष्टिकोण को नियोजित करके सीएस गठन का प्रदर्शन किया जाता है।
सिमुलेशन एमएफएस के अनुकूल सीएस के विकास की पुष्टि करते हैं, क्योंकि मैग्नेटो द्रव एक प्रारंभिक गैर-संतुलन स्टेट से मुड़ चुंबकीय क्षेत्र के साथ एक टोपोलॉजी-संरक्षण से गुजरता है।
इस कार्य की एक महत्वपूर्ण खोज चुंबकीय नल से दूर स्थानिक स्थानों पर सीएस गठन के अपने प्रदर्शन में है।
Abstract
Abstract
सौर कोरोना की उच्च लुंडक्विस्ट संख्या S (\ लगभग 10 ^ {12}) कोरोनल मैग्नेटोफ्लुइड को इस अर्थ में लगभग आदर्श बनाती है कि फ्लक्स-फ्रीजिंग की स्थिति एक अच्छे सन्निकटन के लिए है।
फ्लक्स-फ्रीजिंग की इस स्थिति के तहत कोरोनल मैग्नेटोफ्लुइड को तरल पदार्थ के सन्निहित उपखंडों में विभाजित किया जा सकता है, जिनमें से प्रत्येक अपने स्वयं के चुंबकीय प्रवाह में फंस जाता है।
यदि दो ऐसे सबवॉल्यूम एक-दूसरे में दबते हैं और तीसरे इंटरस्टीशियल सबवॉल्यूम को निचोड़कर सीधे संपर्क में आते हैं, तो अनुकूल परिस्थितियों में चुंबकीय क्षेत्र के अंतःक्रिया की सामान्य सतह पर असंतत होने की उम्मीद है और वहां एक करंट शीट बन जाती है।
एक निकट-आदर्श प्रणाली में स्थानीय एस में न्यूनतम सीमा के रूप में चुंबकीय पुन: संयोजन के माध्यम से वर्तमान चादरें क्षय हो जाती हैं, जहां अन्यथा नगण्य ओमिक अपव्यय महत्वपूर्ण हो जाता है।
सीएस गठन की उपरोक्त प्रक्रिया और उसके बाद के क्षय सौर कोरोना में देखी गई कई विस्फोट घटनाओं के लिए जिम्मेदार है और कोरोना के लिए मिलियन डिग्री केल्विन तापमान पर संभावित स्पष्टीकरण प्रदान करता है।
इस वार्ता में, मैं कोरोनल भौतिकी से संबंधित उपयुक्त प्रारंभिक मूल्य समस्याओं (आईवीपी) के आधार पर चुंबकीय असंतुलन के गठन का संख्यात्मक प्रदर्शन प्रस्तुत करूंगा।
Abstract
सौर ज्वालाएं, सौर कोरोना के चुंबकीय क्षेत्रों में संग्रहीत अतिरिक्त ऊर्जा की अचानक रिहाई की विशेषता है।
आधुनिक बहु-तरंग दैर्ध्य प्रेक्षणों ने सौर ज्वाला के दौरान सूर्य की विभिन्न वायुमंडलीय परतों में होने वाली विभिन्न भौतिक प्रक्रियाओं के बारे में हमारी समझ में अत्यधिक सुधार किया है।
कोरोना में बड़े पैमाने पर चुंबकीय पुन: संयोजन के परिणाम के रूप में मानक फ्लेयर मॉडल इन भौतिक प्रक्रियाओं को व्यापक रूप से पहचानने में सफल रहा है।
इस वार्ता में, मैं सौर ज्वालाएँ और संबंधित विस्फोट घटनाएँ के कुछ बहु-तरंग दैर्ध्य अध्ययन प्रस्तुत करूंगा।
इन जांचों के लिए, हमने RHESSI, SDO, TRACE, और NoRH सहित विभिन्न अंतरिक्ष-आधारित वेधशालाओं से बेहतर अस्थायी, स्थानिक और वर्णक्रमीय डोमेन पर समकालीन डेटा सेट का विश्लेषण किया है।
मैं इन अध्ययनों के महत्वपूर्ण परिणामों पर प्रकाश डालूंगा जिनका उद्देश्य पूर्व-भड़काऊ स्थितियों, ट्रिगरिंग तंत्र और ऊर्जा रिलीज प्रक्रियाओं को समझने के लिए महत्वपूर्ण साक्ष्य प्रदान करना है।
Abstract
मैं अंतरिक्ष मौसम के कुछ नए पहलुओं के बारे में चर्चा करूँगा जो इस पर विकसित हुए हैं
पिछले कुछ वर्ष के दौरान कम भू-चुंबकीय गतिविधि के कारण, हाल ही में सौर न्यूनतम (2009, 2008 नहीं) समझाया जाएगा। 5-17 मार्च 2012 के CAWSES II अंतराल (सौर चक्र के बढ़ते चरण) के दौरान भू-चुंबकीय गतिविधि पर कुछ विस्तार से चर्चा की जाएगी।
HILDCAAs और इंटरप्लेनेटरी अल्फवेन वेव इफेक्ट्स (सौर चक्र में गिरावट के चरणों के दौरान) की समीक्षा की जाएगी।
इसे सापेक्षतावादी इलेक्ट्रॉन त्वरण, आयनोस्फेरिक टीईसी संवर्द्धन और NOx संवर्धित विकिरण पर HILDCAAs/हाई स्पीड स्ट्रीम के प्रभावों पर नए परिणामों की पृष्ठभूमि के रूप में प्रस्तुत किया जाएगा।
अंत में मैं पृथ्वी और उसके पर्यावरण पर एक संपूर्ण आईसीएमई के प्रभावों पर चर्चा करूंगा।
Abstract
मैं पिछले कुछ वर्षों में विकसित अंतरिक्ष मौसम के कुछ नए पहलुओं पर चर्चा करूंगा।
हाल के सौर न्यूनतम (2009, 2008 नहीं) के दौरान कम भू-चुंबकीय गतिविधि के कारणों की व्याख्या की जाएगी।
5-17 मार्च 2012 के CAWSES II अंतराल (सौर चक्र के बढ़ते चरण) के दौरान भू-चुंबकीय गतिविधि पर कुछ विस्तार से चर्चा की जाएगी।
HILDCAAs और इंटरप्लेनेटरी अल्फवेन वेव इफेक्ट (सौर के दौरान चक्र में गिरावट)के चरण की समीक्षा की जाएगी।
इसे सापेक्षतावादी इलेक्ट्रॉन त्वरण, आयनोस्फेरिक टीईसी संवर्द्धन और NOx संवर्धित विकिरण पर HILDCAAs/हाई स्पीड स्ट्रीम के प्रभावों पर नए परिणामों की पृष्ठभूमि के रूप में प्रस्तुत किया जाएगा।
अंत में मैं एक "संपूर्ण" आईसीएमई पराक्रम के पृथ्वी और उसके पर्यावरण पर प्रभावों पर चर्चा करूंगा
Abstract
Abstract
स्पेक्ट्रल लाइन और स्टोक्स प्रोफाइल से सौर चुंबकीय क्षेत्र और थर्मोडायनामिक गुणों के बारे में जानकारी का अनुमान लगाने के लिए उलटा तकनीक सबसे शक्तिशाली और परिष्कृत उपकरण है।
वे आम तौर पर लेवेनबर्ग-मार्क्वार्ड एल्गोरिथम का उपयोग करते हुए, देखे गए लोगों के साथ संश्लेषित स्टोक्स प्रोफाइल के गैर-रैखिक फिटिंग पर आधारित होते हैं।
हम ध्रुवीकृत विकिरण हस्तांतरण समीकरणों को हल करने के लिए एक उलटा कोड विकसित कर रहे हैं।
कोड मानता है कि मिल्ने-एडिंगटन वातावरण द्वारा सौर वातावरण के गुणों का अच्छी तरह से वर्णन किया गया है।
इस वार्ता में, मैं उलटा तकनीकों के कार्यान्वयन के बारे में अपनी समझ साझा करूंगा और विशेष रूप से स्टोक्स प्रोफाइल के संश्लेषण पर चर्चा करूंगा।
Abstract
किरीटिये द्रव्यमान उत्सर्जन (सीएमई) कई अंतरिक्ष मौसम की घटनाओं के संभावित चालक हैं और 1 एयू के करीब उनके आगमन के समय का अनुमान सौर-स्थलीय भौतिक विज्ञानी के लिए एक महत्वपूर्ण समस्या है।
सीएमई की खोज के बाद से, उनके आगमन के समय का अनुमान लगाने के लिए कई तरीके विकसित किए गए हैं, मुख्य रूप से सूर्य के निकट कोरोनग्राफिक अवलोकनों का उपयोग करना या अनुभवजन्य, सांख्यिकीय या संख्यात्मक एमएचडी मॉडल का उपयोग करना।
हेलियोस्फेरिक इमेजर्स के युग से पहले, अध्ययन सीएमई के केवल दो बिंदु अवलोकनों के उपयोग तक सीमित थे, एक सूर्य के निकट रिमोट सेंसिंग अवलोकन के रूप में और दूसरा पृथ्वी के निकट, सीटू अवलोकनों में।
सीएमई के सटीक आगमन समय की भविष्यवाणी के लिए इस तरह के अध्ययन पर्याप्त नहीं हैं।
इस वार्ता में, मैं सबसे पहले एक सीएमई की उपस्थिति की भौतिकी और इसके किनेमेटिक्स और आगमन के समय का मज़बूती से अनुमान लगाने में कुछ अंतर्निहित कठिनाइयों पर फिर से विचार करूंगा।
फिर, मैं दिखाऊंगा कि कैसे SECCHI/STEREO छवियों से निर्मित J-मानचित्रों का उपयोग करके सूर्य के निकट से पृथ्वी और उससे आगे तक सीएमई की निरंतर ट्रैकिंग संभव है।
मैं दिखाऊंगा, सीएमई के प्रसार को समझने के लिए, हमने ज्यामितीय त्रिभुज तकनीक को लागू करके उनकी गतिज का अनुमान लगाया है।
अनुमानित किनेमेटिक्स का उपयोग सीएमई प्रसार के ड्रैग आधारित मॉडल के इनपुट के रूप में उस दूरी के लिए किया जाता है जहां सीएमई को स्पष्ट रूप से ट्रैक नहीं किया जा सकता है।
यह दृष्टिकोण आगमन समय के अनुमान के साथ-साथ 1 एयू पर सीएमई के पारगमन वेग में सुधार करता है।
अंत में, मैं इस बात पर जोर दूंगा कि कोरोनोग्राफिक फील्ड-ऑफ-व्यू में अनुमानित सीएमई के किनेमेटिक्स (यहां तक कि डिप्रोजेक्टेड, यानी 3 डी) का उपयोग अक्सर पृथ्वी के पास उनके आगमन के समय की सटीक भविष्यवाणी करने के लिए पर्याप्त नहीं होता है।
Abstract
सौर गतिविधि के प्राथमिक संकेतकों में से एक सनस्पॉट संख्या और संबंधित 11 साल का सौर चक्र है।
यह गतिविधि सौर चुंबकीय क्षेत्र द्वारा नियंत्रित होती है।
विभिन्न अध्ययनों के आधार पर स्पष्ट संकेत मिलते हैं कि पिछले ~ 20 वर्षों में सूर्य पर अज्ञेय क्षेत्र लगातार घट रहा है जिसके परिणामस्वरूप सूर्य पर कम गतिविधि हुई है।
सनस्पॉट के गठन में 90 के दशक की शुरुआत से ~ 30% की कमी आई है। कयास लगाए जा रहे हैं कि अगर ऐसा ही चलता रहा तो ऐसा नहीं होगा
इस दशक के उत्तरार्ध तक सनस्पॉट, अगले चक्र में एक मंदर जैसा न्यूनतम हो जाता है।
रेडियो दूरबीनों से इंटरप्लेनेटरी जगमगाहट डेटा का उपयोग करना,
राष्ट्रीय सौर वेधशाला द्वारा मापा गया सतह फोटोस्फेरिक क्षेत्र और एसीई, एसडीओ अंतरिक्ष यान, पीआरएल, अहमदाबाद और हार्वर्ड स्मिथसोनियन वेधशाला के मेरे सहयोगियों द्वारा मापा गया वह बहुतायत और मैं इस मोनोटोनिक कमी का अध्ययन कर रहा हूं।
1983 और 2009 के बीच अंतर्ग्रहीय जगमगाहट अवलोकन स्पष्ट रूप से 1995 के आसपास से शुरू होने वाले पूरे आंतरिक हेलिओस्फीयर में अशांति के स्तर में लगातार गिरावट दिखाते हैं।
सौर चुंबकीय क्षेत्रों के हमारे हालिया विश्लेषण से पता चला है कि 1996 के आसपास से क्षेत्रों में लगातार गिरावट आई है और
मध्याह्न प्रवाह भी बदल गया प्रतीत होता है।
इसी तरह, 2008-2010 के दौरान हीलियम बहुतायत में नाटकीय रूप से गिरावट आई। ये सभी हमें यह बताने के लिए प्रेरित करते हैं कि 100 वर्षों में सबसे गहरे सौर न्यूनतम का निर्माण वास्तव में एक दशक से भी पहले शुरू हुआ था।
इस वार्ता में हम सबूतों की विस्तार से जाँच करेंगे।
Abstract
पृथ्वी के वायुमंडल में नाइट्रोजन प्रचुर मात्रा में है, लेकिन इसका अधिकांश भाग जीवन के लिए प्रत्यक्ष रूप से उपयोगी नहीं है।
जीवन प्रक्रियाओं के लिए प्रतिक्रियाशील नाइट्रोजन की आवश्यकता होती है और प्रतिक्रियाशील नाइट्रोजन की एक छोटी मात्रा जीवन प्रक्रियाओं को नियंत्रित कर रही है, वैश्विक कार्बन चक्र।
पिछले दशक में, हमने हिंद महासागर में समुद्री नाइट्रोजन चक्र के विभिन्न पहलुओं की जांच की है।
समुद्र में जैविक उत्पादकता के अलावा, हमने 15N और 13C ट्रेसर का उपयोग करके मात्रा निर्धारित की है (जिस दर पर कार्बन समुद्री प्लैंकटन द्वारा प्रकाश संश्लेषण द्वारा तय किया जाता है, जिसे (g C m–2day–1) की इकाइयों में मापा जाता है।
और इसकी अस्थायी और स्थानिक परिवर्तनशीलता, 'नया उत्पादन', कार्बन का वह अंश जो गहरे समुद्र में लंबे समय तक रहने के लिए भेजा जाता है।
हमने मापने के लिए प्रयोगात्मक तरीके विकसित किए हैं, समुद्री डायजेट्रोफ द्वारा वायुमंडलीय नाइट्रोजन का प्रत्यक्ष निर्धारण जैसे
पानी के स्तंभ में ट्राइकोड्समियम और तलछट भी।
इसके अलावा हमने नाइट्रिफिकेशन प्रक्रिया की मात्रा निर्धारित की है, जो कि डिनाइट्रिफिकेशन द्वारा वायुमंडल में प्रतिक्रियाशील नाइट्रोजन के नुकसान की भरपाई करता है।
बाद के लिए, हमने पारंपरिक रेले समस्थानिक विभाजन मॉडल को संशोधित किया है।
हमने नदियों और वायुमंडलीय परिवहन के माध्यम से समुद्र में नाइट्रोजन के परिवहन का भी मूल्यांकन किया है।
इस वार्ता में, कुछ महत्वपूर्ण नए परिणामों पर प्रकाश डालते हुए, हम इस क्षेत्र में वर्तमान और भविष्य के शोध पर चर्चा करने का भी प्रस्ताव करते हैं।
Abstract
चुंबकीय प्लाज्मा प्रणाली की विश्राम गतिकी मैग्नेटोड्रोडायमिक्स में मौलिक महत्व का विषय है।
इस तरह की गतिशील प्रक्रिया के टर्मिनल स्टेट को अपेक्षाकृत शांत और लंबे समय तक जीवित पाया जाता है, जिसे रिलैक्स्ड स्टेट कहा जाता है।
उदाहरण के लिए, प्रयोगशाला प्लाज्मा कारावास योजना जैसे स्फेरोमाक और आरएफपी, चुंबकीय क्षेत्र को शिथिल अवस्था में माना जाता है।
सौर कोरोना में, कोरोनल लूप की अपेक्षा से अधिक जीवनकाल उन्हें रिलैक्स्ड स्टेट के रूप में योग्य बनाता है।
रिलैक्स्ड स्टेट प्रणाली में जिन लक्षणों की तलाश की जानी है, वे मुख्य रूप से हैं
गैर-रैखिकता और गति के आदर्श समाकलन जो अपव्यय के अभाव में संरक्षित रहते हैं।
छूट के मौजूदा सिद्धांतों में से अधिकांश में, गतिशीलता के किसी भी विवरण के बिना केवल टर्मिनल स्टेट की भविष्यवाणी की जाती है।
हमारे अध्ययन में, हमने संख्यात्मक सिमुलेशन का उपयोग करते हुए एक प्रोटोटाइप उदाहरण के रूप में कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र विन्यास के साथ एक विस्को-प्रतिरोधक प्लाज्मा में विश्राम की गतिशीलता का पता लगाने की कोशिश की है।
Abstract
एमपीएस में एक नया पोलारिमीटर विकसित हो रहा है, जिसका लक्ष्य सूर्य पर उच्च परिशुद्ध स्पेक्ट्रोपोलरिमेट्रिक प्रेक्षण करना है, जो उच्च स्थानिक विभेदन के साथ संयुक्त है।
पोलिमीटर पीएनसेंसर की पीएनसीसीडी डिटेक्टर तकनीक पर आधारित है।
सीसीडी डिटेक्टर को वायुमंडलीय टर्बुलेन्स या उपकरण जिटर द्वारा प्रेरित नकली ध्रुवीकरण संकेतों को दबाने के लिए 1000 फ्रेम / एस तक की फ्रेम दर पर संचालित किया जा सकता है।
ध्रुवीकरण मॉड्यूलेटर दो फेरो-इलेक्ट्रिक लिक्विड क्रिस्टल और दो स्टैटिक रिटार्डर्स पर आधारित है।
पोलारिमेट्रिक दक्षता के संदर्भ में रिटार्डर की उचित स्थिति को अक्रोमैटिज्म के माध्यम से प्राप्त किया जाता है।
इस वार्ता में मैं नए पोलीमीटर के कार्य सिद्धांत और प्रयोगशाला परीक्षण परिणामों के बारे में चर्चा करूंगा।
Abstract
बहु उपयोगी सौर दूरबीन (MAST) उदयपुर सोलर ऑब्जर्वेटरी (USO) के झील स्थल पर स्थापित किया जा रहा 50 सेमी स्पष्ट एपर्चर का एक ऑफ-एक्सिस ग्रेगोरियन सोलर दूरबीन है।
विभिन्न ऊंचाइयों पर सौर वातावरण के लगभग एक साथ अवलोकन के लिए एक संकीर्ण बैंड इमेजर विकसित किया जा रहा है।
सिस्टम में दो LiNbO3 Fabry-Perot (FP) etalons मिलकर काम कर रहे हैं।
विभिन्न तरंग दैर्ध्य में एक साथ अवलोकन के लिए वोल्टेज में बदलाव और तापमान में बदलाव के लिए सिस्टम को कैलिब्रेट करना महत्वपूर्ण है।
एक लाइट फीड के रूप में 15 सेमी रेफ्रेक्टर का उपयोग करके एफपी एटलॉन्स को कैलिब्रेट करने के लिए एक लिट्रो स्पेक्ट्रोग्राफ की स्थापना की गई थी।
Fe I 6173 , और Ca K 8542 पर सौर वर्णक्रमीय रेखाओं के लिए अंशांकन किया जाता है। इस प्रस्तुति में हम तापमान और सिस्टम की वोल्टेज ट्यूनिंग पर चर्चा करते हैं।
हम सिस्टम के पहले-प्रकाश परिणामों के साथ-साथ अंशांकन सेट-अप और प्राप्त मापदंडों का विवरण भी प्रस्तुत करते हैं।
Abstract
स्पेक्ट्रो-पोलरिमेट्री अपनी दो सबसे महत्वपूर्ण विशेषताओं: तरंग दैर्ध्य और ध्रुवीकरण की स्थिति के एक रूप में प्रकाश का विश्लेषण करती है और सूर्य पर चुंबकीय क्षेत्र को मापने के लिए एक शक्तिशाली उपकरण है।
सौर स्पेक्ट्रो-पोलरिमेट्री का अवलोकन उद्देश्य उच्चतम वर्णक्रमीय, स्थानिक और अस्थायी संकल्प के साथ यथासंभव सटीक रूप से स्टोक्स वेक्टर को रिकॉर्ड करना है।
दो अलग-अलग ऊंचाइयों पर सौर वातावरण में वेक्टर चुंबकीय क्षेत्र को मापने के लिए यूएसओ में एक पोलारिमीटर विकसित किया जा रहा है, और इसका उपयोग नए स्थापित एमएएसटी के साथ किया जाएगा।
हम एमएएसटी पोलारिमीटर के लिए दो LCVRs और एक रैखिक पोलराइज़र का उपयोग करने की योजना बना रहे हैं।
एलसीवीआर इलेक्ट्रो-ऑप्टिकल ट्यूनेबल रिटार्डर हैं। किसी विशेष तरंग दैर्ध्य के लिए सटीक मंदता और वोल्टेज निर्भरता प्राप्त करने के लिए प्रत्येक एलसीवीआर की विशेषता महत्वपूर्ण है।
इस प्रस्तुति में, हम Fe I 6173 , और Ca K 8542 पर दो सौर वर्णक्रमीय रेखाओं के लिए LCVRs के अंशांकन के बारे में चर्चा करते हैं।
हम अंशांकन सेट-अप और प्राप्त परिणामों का विवरण भी प्रस्तुत करते हैं।
Abstract
किसी भी ऑप्टिकल तत्व के कारण ध्रुवीकरण परिवर्तन को चिह्नित करने के लिए, उस तत्व के म्यूएलर मैट्रिक्स को निर्धारित करने की आवश्यकता होती है।
म्यूएलर मैट्रिक्स द्वारा प्राप्त जानकारी से, कोई ऑप्टिकल सिस्टम के प्रदर्शन को जान सकता है और तरंग प्लेटों का उपयोग करके उन परिवर्तनों की क्षतिपूर्ति कैसे कर सकता है।
इस वार्ता में, मैं म्यूएलर मैट्रिक्स को निर्धारित करने के लिए एक नवीन विधि और इसके निर्धारण के लिए उपयोग किए जाने वाले ऑप्टिकल सिस्टम के कारण इससे जुड़ी त्रुटि पर चर्चा करूंगा।
Abstract
इस वार्ता में, मैं 21-26 जनवरी 2013 के दौरान आयोजित इंटरनेशनल स्पेस वेदर विंटर स्कूल में विभिन्न विशेषज्ञों द्वारा दिए गए वैज्ञानिक व्याख्यानों का एक संक्षिप्त अवलोकन प्रस्तुत करूंगा।
मैं विंटर स्कूल के प्रतिभागियों को आवंटित विभिन्न व्यावहारिक परियोजनाओं के बारे में चर्चा करूंगा। मुख्य रूप से, मैं अंतरग्रहीय जगमगाहट के सिद्धांत और हेलिओस्फीयर में घनत्व के उतार-चढ़ाव को समझने के लिए इसके महत्व पर चर्चा करूंगा। मैं आईपीएस तकनीक, विभिन्न एमएचडी मॉडल को लागू करने और सोलर मास इजेक्शन इमेजर (एसएमईआई) अवलोकनों का उपयोग करके प्राप्त किए गए इंटरप्लानेटरी माध्यम में कोरोनल मास इजेक्शन के विकास पर कुछ परिणाम भी दिखाऊंगा।
Abstract
Abstract
सौर चक्र नियमित नहीं है।सौर चक्र की शक्ति के साथ-साथ अवधि, चक्र से चक्र में भिन्न होती है।
इस सनस्पॉट चक्र का एक गूढ़ पहलू 17 वीं शताब्दी में न्यूनतम मंदर है जब लगभग 70 वर्षों तक सनस्पॉट गायब हो गए थे।
अप्रत्यक्ष अध्ययनों से पता चलता है कि अतीत में ऐसी कई अन्य घटनाएं हुई थीं।
मेरी बात की प्रेरणा सबसे पहले सूर्य के बड़े पैमाने पर चुंबकीय क्षेत्र की उत्पत्ति और विकास को समझना और फिर सौर चक्र की कुछ अनियमित विशेषताओं का मॉडल बनाना होगा।
मैं सूर्य में चुंबकीय क्षेत्रों के विकास का अध्ययन करने के लिए फ्लक्स ट्रांसपोर्ट डायनेमो मॉडल पर चर्चा करूंगा।
इस मॉडल में, संवहन क्षेत्र के आधार के पास मजबूत अंतर रोटेशन द्वारा टॉरॉयडल क्षेत्र उत्पन्न होता है और सूर्य के धब्बों के क्षय से सौर सतह के पास पोलोइडल क्षेत्र उत्पन्न होता है।
अशांत प्रसार, मध्याह्न परिसंचरण और अशांत पम्पिंग इस मॉडल में महत्वपूर्ण प्रवाह परिवहन एजेंट हैं जो चुंबकीय क्षेत्र के इन दो स्थानिक रूप से अलग स्रोत क्षेत्रों का संचार करते हैं।
इस डायनेमो मॉडल के साथ, मैं ग्रैंड मिनिमा सहित सौर चक्र के कई पहलुओं की व्याख्या करूंगा।
मैं डायनेमो मॉडल का उपयोग करके भविष्य के सौर चक्र की भविष्यवाणी पर भी चर्चा करूंगा।