उदयपुर सौर वेधशाला सेमिनार

Solar active regions (ARs) are the primary sites of magnetic activity and
eruptive phenomena in the solar atmosphere. Their magnetic configuration
and complexity evolve with time and form the basis for classifying ARs into
different groups and types. Understanding how plasma properties vary
across different AR types is essential for establishing the relationship
between magnetic structure and plasma thermodynamics, as well as for
addressing fundamental questions related to magnetic reconnection, plasma
flows, and solar atmospheric heating. In this study, we plan to
investigate the thermodynamic characteristics of various transients within
ARs using spectroscopic, imaging, and magnetic field observations. By
examining different transient phenomena in ARs, we intend to establish
observational correlations between magnetic complexity and plasma
properties. This work is expected to provide insight into the role of
magnetic complexity in governing energy deposition and heating in
the solar atmosphere.

सौर रेडियो प्रेक्षण सौर कोरोना, सूर्यमंडल तथा आयनमंडल के अध्ययन के लिए महत्वपूर्ण माध्यम प्रदान करते हैं और इन्हें सौर वायुमंडल में उत्पन्न विक्षोभों का उत्कृष्ट सूचक माना जाता है। ये सौर ज्वालाओं तथा प्रभामंडलीय द्रव्यमान उत्सर्जन जैसे ऊर्जावान क्षणिक सौर घटनाओं के तात्कालिक संकेत प्रदान करते हैं।
इस व्याख्यान में, मैं सौर रेडियो प्रेक्षण का एक मूलभूत परिचय प्रस्तुत करूँगी, जिसमें रेडियो तरंगों की उत्पत्ति, उनके संचरण और अंतरग्रहीय माध्यम में उनके उत्सर्जन की प्रक्रिया को शामिल किया जाएगा।  इसके पश्चात्, मैं विभिन्न उत्सर्जन तंत्र प्रक्रियाओं एवं घनत्व मॉडलों पर चर्चा करूँगी, जो रेडियो प्रेक्षणों की व्याख्या में सहायक होते हैं। तत्पश्चात्, यह स्पष्ट किया जाएगा कि रेडियो उत्सर्जन सौर वायुमंडल में होने वाली ऊर्जावान क्षणिक घटनाओं से किस प्रकार संबद्ध होते हैं। इसके अतिरिक्त, मैं सौर रेडियो मापन के लिए प्रयुक्त विभिन्न स्पेक्ट्रोस्कोपिक एवं प्रतिबिंबन उपकरणों का परिचय दूँगी, जिनमें भू-आधारित तथा अंतरिक्ष-आधारित दोनों प्रकार के उपकरण सम्मिलित हैं। डायनेमिक स्पेक्ट्रा के माध्यम से विभिन्न प्रकार के रेडियो प्रस्फोटों  की पहचान एवं विश्लेषण किया जा सकता है, जिन्हें मुख्यतः पाँच प्रकारों (प्रकार I–V) में वर्गीकृत किया जाता है। अंततः, मैं इन घटनाओं से संबंधित अपने प्रारंभिक कार्य के परिणाम साझा करूँगी। 

The solar atmosphere is highly structured and dynamic. Observational studies of the evolution and dynamics of different structures often leads
to important results that are greatly helpful in understanding different physical processes that occur on the Sun and, thereby, addressing important questions.
This motivates for the high-resolution imaging of small-scale structures. Large telescopes are often required to achieve such high resolutions. But the
performance starts getting severely affected by the atmospheric "seeing" conditions as the apertures size increases. Thus large telescopes often
demand an adaptive optics (AO) system at their backends for the real-time compensation of the atmospheric effects. The design of an optimum AO
system often depends explicitly on the atmospheric parameters such as Fried's coherence length, r0  and coherence time. There are
different methods to estimate r0. In our work, we have chosen differential image motion (DIM) method for r0 estimation for the
observation site of MAST, 50 cm telescope, for data sets corresponding to different times in a year. There is also a low-order AO system at the back
end of the telescope which can correct up to 20 modes of aberrations. We are planning to upgrade this to a higher order AO
system with increased number of sensing and corrective elements, thereby, to further improve the resolutions. A pre-liminary design for the same has also been worked out.

Polar coronal holes are the source regions of the fast solar wind and show diverse small-scale activity. Among these, jets are transient plasma ejections frequently observed in EUV and X-ray data. Studying
their kinematics and morphology is vital for identifying the physical processes that drive them and assessing their possible role in heating the corona Polar radio brightenings, detected at microwave wavelengths and sometimes 
lacking EUV counterparts, are another prominent feature of the polar regions. Their origin has been linked to white-light faculae, strong unipolar magnetic fields, or small magnetic loops, and their variability
over the solar cycle makes them an essential diagnostic of long-term polar activity. Investigating these phenomena is key to advancing our
understanding of the long-term evolution of the polar atmosphere and the processes by which energy is transported and dissipated in the corona.

The solar chromosphere exhibits a variety of waves originating from the photosphere and deeper layers, causing oscillations at different
heights with distinct frequencies. This study identifies and analyse atmospheric gravity waves (AGWs) and acoustic waves at various height pairs
within the solar atmosphere utilizing H-alpha, Ca II IR, and Fe I 6173 \AA imaging spectroscopic observations from Swedish 1-m Solar Telescope. We
study and compare oscillations by analysing power maps generated using velocities obtained from the filtergram difference and bisector methods.
Our analysis shows a consistent increase in power with height in the solar chromosphere for both methods. In addition to this, our results show that
AGWs are detected within or near-magnetic flux concentration regions, where spicules are also predominant, exhibiting significant power in the
chromosphere. These regions also feature inclined magnetic fields, which might be contributing to the propagation of these low-frequency AGWs in the
chromosphere. Examining average power maps at spicule locations reveals
significant power at AGWs frequency across different chromospheric heights. We speculate that these AGWs propagate upward along spicular structures and
were not previously detected in the studies employing space-time map due to their limited lifetime. This study provides insights into the complex
dynamics of solar chromospheric waves influenced by magnetic field, contributing to our understanding of AGWs and acoustic waves propagation across different layers of the solar atmosphere.

 Navigation with Indian Constellation

Solar flares are sudden, explosive events on the Sun in which the magnetic energy gets converted into heat and acceleration of
charged particles along with a rearrangement of magnetic field lines by the process of magnetic reconnection. Energy released in a solar
flare can vary over a large range between 10^23 - 10^32  erg. The energetically large flares, under suitable conditions, affect the
near-Earth space weather and have been studied extensively. Contrarily, microflares and nanoflares are relatively less explored in
terms of their magnetic configuration and reconnection mechanisms, since their detection requires more sensitive observations. However, a
systematic and holistic study of these flares can contribute to the physics of small-scale energy release events and their role in
research problems related to both chromospheric and coronal heating. Consequently, this study focuses on exploring a GOES B-class flare-loosely classified as a "microflare" through a combination of
multi-instrument data, augmented with a three-dimensional data-constrained magnetohydrodynamics simulation. The expectation is
to use the synergy between observations from XSM (Solar X-ray monitor) on board Chandrayaan-2, GOES, AIA, HMI onboard SDO, and
data-constrained MHD simulations using the well-established EULAG-MHD model to develop a framework aiming to understand the small-scale
energy release events in the solar corona.

Transients in the solar atmosphere are fundamental drivers of space weather, making their origins a central focus of solar physics. Solar
flares, often accompanied by coronal mass ejections and jets, release up to 10^32 ergs of magnetic energy within minutes, accelerating particles to
tens of MeV and producing broadband electromagnetic emissions that can perturb Earth's magnetic environment. Hence solar flares and their
associated small-scale jets play a crucial role in mass and energy transport from the lower solar atmosphere to the corona, thereby
contributing to solar wind acceleration. Despite extensive observational and theoretical efforts over recent decades, key questions in this field
remain unresolved: Where and how are particles accelerated during flares? Do chromospheric signatures provide important information of imminent solar
eruptions? Can fine-scale flare ribbon structures reveal details of the coronal reconnection process? Leveraging high-resolution ground-based and
space-borne observations, this work aims to address these questions and advance our understanding of solar flares.

वैज्ञानिक और शोधकर्ता ब्रह्मांड के रहस्यों को सुलझाने के लिए, उच्च-रिज़ॉल्यूशन वाले प्रेक्षण प्राप्त करने हेतु, बड़े व्यास वाले दूरबीनों का चयन करते हैं। हालाँकि, ज़मीन पर स्थित दूरबीनों का रिज़ॉल्यूशन पृथ्वी के वायुमंडलीय विक्षोभ (turbulence) के कारण प्रभावित होता है। दरअसल, वायुमंडलीय विक्षोभ ज़मीन पर स्थित दूरबीनों से प्राप्त होने वाली छवियों की गुणवत्ता में गिरावट का कारण बनता है। छवियों की गुणवत्ता में होने वाली इस गिरावट को समझने और वायुमंडलीय विक्षोभ के प्रभावों को कम करने के तरीके विकसित करने के लिए, किसी दिए गए प्रेक्षण स्थल पर वायुमंडलीय विक्षोभ की तीव्रता को मापना (quantify करना) अत्यंत आवश्यक है। वायुमंडलीय विक्षोभ की तीव्रता का मापन 'फ्रीड पैरामीटर' (Fried parameter) नामक एक मानक के माध्यम से किया जा सकता है। इस परियोजना में, उदयपुर सौर वेधशाला (USO) में फ्रीड पैरामीटर का अनुमान लगाने के लिए दो विधियों की पड़ताल की गई है, और दृश्य तरंगदैर्ध्य (visible wavelengths) में उपयुक्त प्रेक्षण प्राप्त करके इन विधियों को कार्यान्वित किया गया है। इस प्रक्रिया से प्राप्त प्रारंभिक परिणामों पर यहाँ चर्चा की जाएगी।

सूर्य के वायुमंडल की सबसे बाहरी परत, जिसे कोरोना के नाम से जाना जाता है, का तापमान दस लाख डिग्री केल्विन से भी ज़्यादा होता है। इस परत में कम घनत्व वाला प्लाज़्मा होता है और इसमें हेलमेट स्ट्रीमर्स, पोलर प्ल्यूम्स, कोरोनल होल्स, कोरोनल लूप्स जैसी सुव्यवस्थित संरचनाएँ दिखाई देती हैं। पिछले कुछ दशकों में, कोरोनल प्रेक्षणों की उपलब्धता के बाद, इस विषय पर कई शोध किए गए हैं। फिर भी, कुछ मुद्दे ऐसे हैं जिन्हें अभी तक पूरी तरह से समझा नहीं जा सका है। हम विभिन्न तरंगदैर्ध्य बैंडों में स्थित अलग-अलग अंतरिक्ष-आधारित वेधशालाओं से प्राप्त उच्च स्थानिक और कालिक विभेदन वाले प्रेक्षणों का उपयोग करके इनमें से कुछ मुद्दों की पड़ताल करते हैं। हम विभिन्न सक्रिय क्षेत्रों के भीतर मौजूद कोरोनल लूप्स के दोलन गुणों की जाँच करते हैं, जिससे मूल मोड में क्षयकारी और अक्षय लूप दोलनों की उपस्थिति का पता चलता है। हम कोरोनल प्लाज़्मा को गर्म करने के लिए अनुनादी अवशोषण, तरंग रिसाव आदि जैसी अवमंदन (damping) प्रक्रियाओं को ध्यान में रखते हुए, ऊर्जा प्रवाह और इस ऊर्जा के क्षय का अनुमान लगाते हैं। इसी तरह, हमने अन्य कोरोनल लूप्स में उच्चतर अधिस्वरकों (higher overtones) की उपस्थिति की जाँच की और लूप्स के दोलन काल के अनुपातों के आधार पर घनत्व पैमाना ऊँचाई और लूप विस्तार कारकों का अनुमान लगाया। इसके बाद, हमने कोरोनल चुंबकीय क्षेत्र की तीव्रता को सत्यापित करने के लिए कोरोनल सीस्मोलॉजी और अरैखिक बल-मुक्त क्षेत्र (NLFFF) बहिर्वेशन विधियों का प्रयोग किया। संक्षेप में, हमने यह निष्कर्ष निकाला कि विभिन्न विश्लेषण विधियों की सहायता से अलग-अलग तरंगों और दोलनों का अध्ययन किया जा सकता है, और इस प्रकार इनका उपयोग कोरोनल प्लाज़्मा के मापदंडों का अनुमान लगाने, तथा कोरोनल तापन और सौर पवन के त्वरण के कारणों को समझने के लिए किया जा सकता है।

पृथ्वी की ओर आने वाले सोलर कोरोनल मास इजेक्शन (CMEs) अंतरिक्ष के मौसम में होने वाली गड़बड़ियों के मुख्य कारण होते हैं। इसलिए, CME के ​​थर्मोडायनामिक्स को अच्छी तरह समझना बहुत ज़रूरी है, ताकि हम पहले से ही उनके पृथ्वी पर पड़ने वाले असर (geoeffectiveness) का बेहतर अंदाज़ा लगा सकें। CME प्लाज़्मा का गर्म होना, हेलियोफ़िज़िक्स के क्षेत्र में सबसे दिलचस्प और अब तक अनसुलझी समस्याओं में से एक है। CME अपनी ऊर्जा का इस्तेमाल आवेशित कणों को गर्म करने में करते हैं, ताकि उनके फैलने के दौरान होने वाली ठंडक की भरपाई की जा सके। खगोलीय प्लाज़्मा में हर जगह मौजूद होने की वजह से, टर्बुलेंस (अशांति) CME और सोलर विंड के थर्मोडायनामिक्स को नियंत्रित करने में अहम भूमिका निभाता है, जब वे ग्रहों के बीच के अंतरिक्ष से गुज़रते हैं। इस अध्ययन में, हमने Wind अंतरिक्ष यान द्वारा देखे गए, पृथ्वी के करीब के CMEs के एक बड़े नमूने से मिले 'इन-सीटू' (in-situ) डेटा का इस्तेमाल किया है। इन-सीटू अवलोकन तकनीक हमें CMEs की अंदरूनी भौतिकी को समझने का एक अनोखा तरीका देती है, खासकर उस रेखा के साथ जहाँ CME और अंतरिक्ष यान एक-दूसरे को काटते हैं। इस तरह के अवलोकन हमें प्लाज़्मा घनत्व, गति और चुंबकीय क्षेत्र जैसे अलग-अलग मापदंडों में होने वाले टर्बुलेंट उतार-चढ़ाव को मापने में मदद करते हैं। इस चर्चा के पहले हिस्से में, हम टर्बुलेंट उतार-चढ़ाव का इस्तेमाल करके उस 'असामान्य प्रतिरोधकता' (anomalous resistivity) का अनुमान लगाएंगे, जो टर्बुलेंट माध्यम में आवेशित कणों के बेतरतीब बिखराव (stochastic scattering) के कारण पैदा होती है। यह प्रतिरोधकता पृथ्वी के करीब के CMEs में होने वाली 'जूल हीटिंग' (Joule heating) को और बढ़ा सकती है, जिससे टर्बुलेंस CME प्लाज़्मा में स्थानीय हीटिंग के स्रोतों में से एक बन जाता है। CME प्लाज़्मा की थर्मोडायनामिक स्थिति को अक्सर एक 'पॉलिट्रोप' (polytrope) का इस्तेमाल करके बताया जाता है। चर्चा के दूसरे हिस्से में, हम उन टर्बुलेंट उतार-चढ़ावों में जमा ऊर्जा की मात्रा का पता लगाएंगे और 'पॉलिट्रोपिक इंडेक्स' में बदलाव करके इसकी तुलना एक मॉडल से करेंगे। अगर टर्बुलेंट उतार-चढ़ावों में जमा सारी ऊर्जा पृथ्वी के करीब के CME प्लाज़्मा के प्रोटॉन को गर्म करने में खर्च हो जाती है, तो पॉलिट्रोपिक इंडेक्स लगभग 1.35 होगा। इस तरह के निष्कर्ष CME के ​​थर्मोडायनामिक्स को बेहतर ढंग से समझने में योगदान देते हैं, जिससे CME के ​​आगे बढ़ने के मॉडलों और पृथ्वी पर उनके पहुँचने के समय के अनुमानों में सुधार होता है। 

सौर जेट, प्लाज़्मा के संरेखित और किरण-जैसे उत्सर्जन होते हैं, और ये सौर वातावरण में हर जगह पाए जाते हैं। ये अलग-अलग पैमानों पर होने वाली सौर गतिविधियों—जैसे कि चुंबकीय पुनर्संयोजन, कोरोना का गर्म होना और कणों का त्वरण—को समझने के लिए अत्यंत महत्वपूर्ण हैं। सैद्धांतिक मॉडलिंग, प्रेक्षणों और सिमुलेशन के क्षेत्र में हाल ही में हुई प्रगति ने सौर जेटों के बारे में हमारी समझ को बेहतर बनाया है; विशेष रूप से उनके शुरू होने और उन्हें संचालित करने वाली प्रक्रियाओं के साथ-साथ उनमें शामिल चुंबकीय संरचना (topology) के संदर्भ में। हालाँकि, अभी भी कई ऐसे पहलू हैं जिनका समाधान नहीं हो पाया है, और वे अनुसंधान के सक्रिय क्षेत्र बने हुए हैं। इस सेमिनार में, हम सौर जेटों के बारे में हमारी वर्तमान समझ की समीक्षा करेंगे, और आंकड़ों पर आधारित मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक सिमुलेशन तथा प्रेक्षणात्मक विश्लेषण के आधार पर, जेटों के शुरू होने के लिए जिम्मेदार चुंबकीय संरचना और प्रक्रियाओं की पड़ताल करेंगे। 

सौर रेडियो बर्स्ट (solar radio bursts) उन बुनियादी भौतिक प्रक्रियाओं के बारे में महत्वपूर्ण जानकारी दे सकते हैं, जो सूर्य पर छोटे और बड़े पैमाने पर होने वाले विस्फोटों को संचालित करती हैं। चूंकि मीट्रिक रेडियो अवलोकन हमें भीतरी और मध्य कोरोना तक सीधी पहुंच प्रदान करते हैं, इसलिए वे कोरोनल गतिकी (coronal dynamics) की निगरानी और उसे समझने के लिए मूल्यवान साधन हैं। टाइप II मीट्रिक रेडियो बर्स्ट कोरोनल झटकों (shocks) के संकेत होते हैं और ~1.1-2.5 R_sun की ऊंचाई सीमा में किए जाने वाले अवलोकनों के लिए एक माध्यम (proxies) के रूप में कार्य करते हैं। हमने एक बहु-लेन (multilane) वाले टाइप II रेडियो बर्स्ट का अध्ययन किया, जिसमें मौलिक (fundamental) और हार्मोनिक (harmonic) दोनों प्रकार की लेन के स्पष्ट संकेत दिखाई दिए, और जिनमें से प्रत्येक में विभाजित बैंड (split bands) मौजूद थे। दिलचस्प बात यह है कि हार्मोनिक बैंड में कम आवृत्तियों (lower frequencies) पर और अधिक विभाजन देखने को मिला। रेडियो इमेजिंग का उपयोग करके किए गए प्रारंभिक विश्लेषण से पता चलता है कि इलेक्ट्रॉन त्वरण (electron acceleration) के कई स्थल मौजूद हैं, जैसा कि नैन्से रेडियोहेलियोग्राफ (NRH) के डेटा में देखा गया है। हमारे निष्कर्ष CME/EUV विक्षोभ के किनारों (flanks) को इन बर्स्ट लेन का उद्गम स्थल बताते हैं, जिससे यह संकेत मिलता है कि संभवतः तीव्र पार्श्व विस्तार (lateral expansion) के कारण ही ये प्रेक्षित उत्सर्जन (emissions) उत्पन्न हुए थे।

सौर कोरोना प्लाज़्मा के गुणों, जैसे कि तापमान, घनत्व और तत्वों की मात्रा का पता लगाने के लिए, उच्च ऊर्जा (EUV और X-rays) पर स्पेक्ट्रोस्कोपी की आवश्यकता होती है। पारंपरिक 'स्लिट-आधारित' उपकरण लंबी और संकरी स्लिट्स (दरारों) के माध्यम से उच्च स्पेक्ट्रल रिज़ॉल्यूशन प्राप्त करते हैं। 2D शुद्ध स्पेक्ट्रल छवियाँ, रुचि वाले क्षेत्र के ऊपर स्लिट को धीरे-धीरे खिसकाकर (जिसे 'रास्टर' कहा जाता है) बनाई जाती हैं। इस रास्टर प्रक्रिया के दौरान, हम उच्च तापमान (> 5MK) पर मौजूद स्थानिक संरचनाओं के 'सह-कालिक' (co-temporal) प्रेक्षणों को खो देते हैं। इस कठिनाई को 'स्लिटलेस स्पेक्ट्रोग्राफ' उपकरणों की मदद से दूर किया जा सकता है; ये उपकरण सूर्य के एक विस्तृत क्षेत्र का 'स्नैपशॉट' ले सकते हैं, जिसमें सूर्य के विभिन्न स्थानिक स्थानों से प्राप्त बिखरी हुई स्पेक्ट्रल छवियाँ एक-दूसरे पर अध्यारोपित (overlapped) होती हैं। ऐसे डेटा को 'स्पेक्ट्रोहिलियोग्राम' (या 'ओवरलैपोग्राम') कहा जाता है। स्थानिक और स्पेक्ट्रल जानकारी के इस अध्यारोपण को अलग-अलग करने (unfold करने) में आने वाली कठिनाई के कारण, ऐसे उपकरणों का सफल उपयोग अंतिम बार 'स्काईलैब' मिशन में किया गया था, और 1970 के दशक के बाद से इनका उपयोग बंद कर दिया गया था।
'मार्शल ग्रेज़िंग इंसिडेंस X-ray स्पेक्ट्रोमीटर' (MaGIXS) एक स्लिटलेस स्पेक्ट्रोग्राफ है, जो इस महत्वपूर्ण डेटा-सेट को प्राप्त करने के लिए 'सॉफ्ट X-ray' तरंगदैर्ध्य सीमा (8 - 30 एंगस्ट्रॉम) में कार्य करता है। अब तक, MaGIXS ने दो सफल उड़ानें भरी हैं—क्रमशः 30 जुलाई 2021 और 16 जुलाई 2024 को। MaGIXS ने स्थानिक-स्पेक्ट्रल रूप से अध्यारोपित डेटा-सेट को सफलतापूर्वक अलग-अलग करके (unfold करके), एक विस्तृत क्षेत्र से शुद्ध स्पेक्ट्रल छवियाँ प्राप्त करने की क्षमता प्रदर्शित की है। अपनी पहली उड़ान के दौरान, MaGIXS-1 ने कोरोना संरचनाओं में होने वाले तापन (heating) की आवृत्ति का निर्धारण करने के लिए कई 'डायग्नोस्टिक उत्सर्जन रेखाओं' (emission lines) का प्रेक्षण किया। इस व्याख्यान में, मैं MaGIXS-1 से प्राप्त वैज्ञानिक मुख्य-बिंदुओं को प्रस्तुत करूँगा; हाल ही में 2024 में हुई उड़ान से प्राप्त MaGIXS-2 के रोमांचक प्रेक्षणों का वर्णन करूँगा; और आगामी MaGIXS-3 'सौर ज्वाला' (solar flare) अभियान के लिए बनाई गई योजनाओं पर चर्चा करूँगा।

प्लाज़्मा-बीटा सौर प्लाज़्मा भौतिकी में एक महत्वपूर्ण मौलिक भौतिक राशि है, जो सौर वातावरण में हावी प्रक्रिया को निर्धारित करती है, यानी, चुंबकीय या ऊष्मगतिक प्रक्रियाएँ। यहाँ, पहली बार, हम फोटोस्फीयर से कोरोना तक चुंबकीय रूप से संरचित लूपों के साथ चुंबकीय क्षेत्र और प्लाज़्मा-बीटा में होने वाले बदलावों को प्रस्तुत करते हैं। हमने कई 'फैन लूप' चुने हैं जिनकी जड़ें सनस्पॉट के 'अम्ब्रा' (गहरे भाग) में हैं; इन लूपों को 'इंटरफ़ेस रीजन इमेजिंग स्पेक्ट्रोग्राफ' और 'सोलर डायनेमिक्स ऑब्ज़र्वेटरी' द्वारा एक ही समय पर देखा गया था। 3-मिनट की धीमी तरंगों (slow waves) की मदद से हम निचले वातावरण में अलग-अलग अनुप्रस्थ काट (cross-sectional) वाले कई फैन लूपों का पता लगा पाए और उनका विश्लेषण कर पाए, साथ ही फोटोस्फीयर पर उनके 'फुटपॉइंट्स' (जड़ों) का स्थान भी निर्धारित कर पाए। हमने पाया कि फैन लूपों के फोटोस्फीयर वाले फुटपॉइंट्स पर RMS चुंबकीय क्षेत्र की तीव्रता 1596-2269 G की सीमा में थी, जो कोरोना वाले फुटपॉइंट्स तक पहुँचते-पहुँचते तेज़ी से घटकर 158-236 G रह गई। हमने फोटोस्फीयर और कोरोना वाले फुटपॉइंट्स पर प्लाज़्मा-बीटा का अनुमान क्रमशः 0.2-0.5 और 0.0001-0.001 की सीमा में लगाया। हमने पाया कि पूरे लूप के साथ-साथ प्लाज़्मा-बीटा का मान <1 था, जबकि प्लाज़्मा-बीटा~1 वाली परत फोटोस्फीयर के नीचे की ऊँचाइयों पर पाई गई। हमने अलग-अलग फैन लूपों के संबंध में अपने निष्कर्षों की तुलना 'सक्रिय क्षेत्रों' (active regions) के लिए पहले से स्थापित एक मॉडल के साथ की; हमने पाया कि ऊँचाई के साथ होने वाले बदलावों का पैटर्न लगभग एक जैसा ही था, लेकिन प्लाज़्मा-बीटा के मान अलग-अलग थे। हमारे परिणाम यह दर्शाते हैं कि सनस्पॉट के अम्ब्रा वाले वातावरण में हर जगह मौजूद रहने वाली 3-मिनट की धीमी तरंगों में अलग-अलग लूपों की जाँच करने, उनका मानचित्रण करने, और इन लूपों के साथ-साथ चुंबकीय क्षेत्र तथा प्लाज़्मा-बीटा का मान निर्धारित करने की कितनी ज़बरदस्त क्षमता है। प्राप्त हुए ये पैरामीटर्स अम्ब्रा वाले वातावरण के सैद्धांतिक मॉडलिंग के लिए, और लूपों के साथ-साथ होने वाली तरंगों की गतिशीलता (wave dynamics) को समझने के लिए अत्यंत महत्वपूर्ण आधार प्रदान करते हैं।

कई खगोलभौतिकीय प्रणालियों में, केल्विन-हेल्महोल्ट्ज़ अस्थिरता-जनित अशांति के माध्यम से ठंडी और गर्म गैस/प्लाज़्मा के बीच मिश्रण से एक मध्यवर्ती तापमान चरण का निर्माण होता है, जिसमें विकिरण संबंधी नुकसान बढ़ जाते हैं, जिससे प्रभावी शीतलन होता है। सौर वायुमंडल इस प्रक्रिया के घटित होने के लिए एक संभावित स्थान है, जहाँ प्रोमिनेंस या स्पिक्यूल पदार्थ और कोरोनल पदार्थ के बीच परस्पर क्रिया होती है, जिससे बढ़े हुए विकिरण नुकसान वाले मध्यवर्ती तापमान पदार्थ का विकास संभव हो पाता है। इस व्याख्यान में, मैं अशांत परत के स्व-समान विकास पर आधारित ऐसी मिश्रण परत के विकास को मॉडल करने के लिए समीकरणों का एक समूह प्रस्तुत करूँगा, और इसका उपयोग मिश्रण-जनित शीतलन दर तथा उस दर के बारे में पूर्वानुमान लगाने के लिए करूँगा जिस पर मिश्रण के कारण कोरोनल पदार्थ का संघनन हो सकता है। इन सैद्धांतिक पूर्वानुमानों की तुलना 2.5D और 3D MHD सिमुलेशन से की गई है (बाद वाला तापीय अस्थिरता के अतिरिक्त विकास को भी दर्शाता है)। इस सैद्धांतिक मॉडल को प्रोमिनेंस धागों या लुप्त होते स्पिक्यूल्स पर लागू करने पर, हमने पाया कि मिश्रण के परिणामस्वरूप संक्रमण क्षेत्र के पदार्थ का निर्माण होगा, जिसका शीतलन समय लगभग 100 सेकंड होगा; यह उस गर्म उत्सर्जन की व्याख्या करता है जो तब देखा जाता है जब प्रोमिनेंस धागे या स्पिक्यूल्स ठंडी वर्णक्रमीय रेखाओं में लुप्त होते हैं, और इसके लिए किसी अतिरिक्त तापन (heating) की आवश्यकता नहीं होती। वास्तव में, हमारे परिणाम यह संकेत देते हैं कि सौर वायुमंडल के वे प्रेक्षण, जो ठंडे प्रोमिनेंस या स्पिक्यूल पदार्थ को गर्म होते हुए दिखाते प्रतीत होते हैं, संभवतः कोरोना के शीतलन का संकेत हैं, न कि तापन का। मैं इस अवसर का लाभ उठाकर SAMS परियोजना भी प्रस्तुत करूँगा; यह एक नया मॉडलिंग सूट है जिसे हम सौर वायुमंडल में गतिकी, विकिरण और आयनीकरण के बीच की जटिल परस्पर क्रिया को समझने के लिए विकसित कर रहे हैं।

कोरोनल मास इजेक्शन (CMEs) सूर्य से निकलने वाली गतिज और चुंबकीय ऊर्जा के बड़े विस्फोट होते हैं, जो हेलियोस्फीयर से होकर गुज़रते हैं। इनके आगे बढ़ने की प्रक्रिया आस-पास की सौर हवा और बड़े पैमाने की चुंबकीय क्षेत्र संरचनाओं से काफी प्रभावित होती है। ये आपसी क्रियाएँ CMEs की दिशा और स्थिति को बदल सकती हैं, जो अंतरिक्ष मौसम को समझने और उसका पूर्वानुमान लगाने के लिए बहुत महत्वपूर्ण है। इस सेमिनार में, मैं आस-पास की सौर हवा की मॉडलिंग और उसे बेहतर बनाने के तरीकों पर, और CMEs के हेलियोस्फीयर में आगे बढ़ने पर सौर हवा के प्रभाव पर चर्चा करूँगा।
अंतरिक्ष मौसम का पूर्वानुमान लगाने वाले अत्याधुनिक MHD फ्रेमवर्क, चुंबकीय क्षेत्र के लिए Potential Field Source Surface (PFSS) और Schatten Current Sheet (SCS) एक्सट्रपोलेशन मॉडलों पर आधारित होते हैं, जिनमें सिनॉप्टिक मैग्नेटोग्राम का उपयोग किया जाता है। ये मॉडल हेलियोस्फीयर की भीतरी सीमा पर, Wang, Sheeley, और Arge (WSA) के अनुभवजन्य संबंध का उपयोग करके, सिमुलेशन के लिए एक सौर हवा की पृष्ठभूमि तैयार करते हैं। हमने 2006–2011 के दौरान सौर पवन वेग पूर्वानुमान फ्रेमवर्क (PFSS+WSA+HUX और PFSS+SCS+WSA+HUX) को लागू किया। इस अवधि में सौर चक्र (SC) 23 का अवरोही और गहन न्यूनतम चरण, तथा SC 24 का आरोही चरण शामिल था।
हमारा फ्रेमवर्क SC 23 के अवरोही चरण और SC 24 के आरोही चरण के लिए काफी अच्छा साबित हुआ। हालाँकि, SC 23 के गहन न्यूनतम चरण के दौरान फ्रेमवर्क के प्रदर्शन में एक अप्रत्याशित गिरावट देखी गई; इसका कारण इस चरण के दौरान निम्न और मध्य अक्षांशों पर देखे गए कोरोनल होल क्षेत्र में आई कमी को माना जाता है। सौर पवन मॉडलिंग के लिए WSA मॉडल में उपयोग किया जाने वाला एक अन्य महत्वपूर्ण पैरामीटर स्रोत सतह (Rss) की ऊँचाई है। हमने GONG नेटवर्क से प्राप्त तीन अलग-अलग प्रकार के मैग्नेटोग्राम का उपयोग करके, WSA मॉडल के भीतर Rss को अनुकूलित (optimize) करने के प्रभावों का अध्ययन किया। हमारे निष्कर्षों से पता चलता है कि SC के चरण के अनुसार Rss को अनुकूलित करने की आवश्यकता है—विशेष रूप से SC के अधिकतम चरण के दौरान मानक Rss (2.5R☉) की तुलना में कम Rss, और SC के न्यूनतम चरण के दौरान अधिक Rss की आवश्यकता होती है। हमने यह भी पाया कि GONG से प्राप्त मानक कैरिंगटन मानचित्रों की तुलना में, शून्य-बिंदु (zero-point) संशोधित मानचित्रों का उपयोग करने से पूर्वानुमान की सटीकता में सुधार हुआ। CME के ​​हेलियोस्फेरिक प्रसार में सौर पवन की भूमिका को समझने के लिए, हमने कोरोना और हेलियोस्फीयर में पृथ्वी पर प्रभाव डालने वाले 15 CME का पता लगाया। जहाँ इनमें से आधे CME 40 R☉ तक स्व-समान रूप से (self-similarly) विस्तारित हुए, वहीं शेष CME ने अक्षांश, देशांतर या झुकाव (tilt) में विचलन प्रदर्शित किया। विश्लेषण से पता चलता है कि CME का घूर्णन (rotation) एक दुर्लभ परिघटना है जिसे हेलियोस्फीयर में देखा जा सकता है; इसके लिए चुंबकीय क्षेत्र और सौर पवन वातावरण—दोनों की अनुकूल परिस्थितियों का होना आवश्यक है। हमने CME के ​​प्रसार के लिए एक परिवेशी माध्यम (ambient medium) के रूप में कार्य करने हेतु एक हेलियोस्फेरिक सौर पवन मॉडल विकसित किया, जिससे सौर पवन के साथ CME की अंतःक्रियाओं का अध्ययन करना संभव हो सका। हमने हेलियोस्फीयर में ट्रैकिंग और अंतरग्रहीय चुंबकीय क्षेत्र (IMF) मॉडलिंग के लिए CME फ्लक्स रोप के ज्यामितीय और चुंबकीय क्षेत्र मॉडल भी लागू किए। हमने कुछ CME/ICME घटनाओं के लिए उपर्युक्त विकसित मॉडलों का सफलतापूर्वक प्रदर्शन किया।
उपर्युक्त विकसित मॉडलों का उपयोग किया जा सकता है। CMEs के हीलियोस्फेरिक प्रसार और, परिणामस्वरूप, अंतरिक्ष मौसम को समग्र रूप से समझने के लिए।

आकाशीय पिंडों से आने वाले समतल वेवफ़्रंट (तरंगाग्र) पृथ्वी के वायुमंडलीय विक्षोभ के कारण विकृत हो जाते हैं। इस विकृति के कारण हमारे ऑप्टिकल सिस्टम में बनने वाली छवियों की गुणवत्ता खराब हो जाती है। परिणामस्वरूप, खगोलविदों के लिए उन उच्च-आवृत्ति वाली विशेषताओं को पहचानना मुश्किल हो जाता है, जिनकी अनुमति उनके विवर्तन-सीमित (diffraction-limited) ऑप्टिकल सिस्टम देते हैं; जिससे उनकी देखने की क्षमता सीमित हो जाती है। यदि विकृति की मात्रा ज्ञात हो, तो कुछ हद तक सुधार हमेशा किए जा सकते हैं। यह विकृति आमतौर पर उस वायुमंडलीय विक्षोभ की तीव्रता पर निर्भर करती है, जिससे होकर तरंगें हमारे ऑप्टिकल सिस्टम तक पहुँचने से पहले गुज़री होती हैं। वायुमंडलीय विक्षोभ की तीव्रता का परिमाणीकरण एक सांख्यिकीय राशि की गणना करके किया गया है, जिसे 'फ्रीड पैरामीटर' (Fried's parameter) के नाम से जाना जाता है; यह पैरामीटर प्रेक्षण स्थल पर मौजूद वायुमंडलीय विक्षोभ से जुड़ा होता है। इस शोध कार्य में, 'एंगल ऑफ़ अराइवल फ्लक्चुएशन्स' (तरंगों के आगमन कोण में उतार-चढ़ाव) की विधि का उपयोग करके, उदयपुर सौर वेधशाला के प्रेक्षण स्थल के लिए फ्रीड पैरामीटर का अनुमान लगाया गया है।

सूर्य के चुंबकीय क्षेत्र आपस में मुड़ सकते हैं, खिंच सकते हैं और एक-दूसरे के चारों ओर लिपट सकते हैं। मैग्नेटिक हेलिसिटी हमें इस व्यवहार को मापने में मदद करती है और यह समझने में अहम भूमिका निभाती है कि चुंबकीय क्षेत्र कैसे विकसित होते हैं और कोरोनल मास इजेक्शन (CMEs) किस वजह से होते हैं। इस सेमिनार में, मैं मैग्नेटिक हेलिसिटी और उससे जुड़े ऊर्जा प्रवाह को देखने का एक तरीका पेश करूँगा। मैं इस बात पर रोशनी डालूँगा कि सूर्य पर होने वाली विस्फोटक और सीमित घटनाओं के दौरान मैग्नेटिक हेलिसिटी प्रवाह में किस तरह बदलाव आता है।

सौर ज्वालाएँ (Solar flares) हमारे सौर मंडल में होने वाले सबसे शक्तिशाली विस्फोट हैं, जिनसे लगभग 10–1000 सेकंड के भीतर 10³²–10³³ अर्ग्स (ergs) तक ऊर्जा निकलती है। किसी ज्वाला के दौरान, गैर-विभव (non-potential) चुंबकीय क्षेत्रों में जमा ऊर्जा अचानक मुक्त हो जाती है; यह प्रक्रिया चुंबकीय पुनर्संयोजन (magnetic reconnection) द्वारा शुरू होती है। इसके परिणामस्वरूप, कोरोना और क्रोमोस्फीयर में मौजूद प्लाज़्मा लाखों केल्विन तक गर्म हो जाता है, जिससे नरम X-किरणों और लंबी तरंगदैर्ध्य वाले उत्सर्जन में ज़बरदस्त वृद्धि होती है। ऊर्जा मुक्त होने के मुख्य स्थान पर, आवेशित कण—इलेक्ट्रॉन, प्रोटॉन और भारी आयन—अत्यधिक ऊर्जा प्राप्त कर लेते हैं, और कठोर X-किरणें तथा γ-किरणें उत्सर्जित करते हैं। हमने GOES श्रेणी C6.3 और M1.0 की दो लगातार ज्वालाओं का बहु-तरंगदैर्ध्य (multiwavelength) विश्लेषण किया है, जिन्हें क्रमशः 'सीमित' (confined) और 'विस्फोटक' (eruptive) श्रेणियों में वर्गीकृत किया गया है। इन ज्वालाओं के समय, 'सोलर ऑर्बिटर' (Solar Orbiter) सूर्य से 0.3263 AU की दूरी पर स्थित था, और वहाँ से पृथ्वी तक प्रकाश को पहुँचने में 335.2 सेकंड का समय लग रहा था। पृथ्वी और सोलर ऑर्बिटर के बीच कोणीय पृथक्करण (angular separation) 85.1 डिग्री था। XSM उपकरण 1–15 keV बैंड में स्पेक्ट्रम का अवलोकन करता है, जो सौर ज्वाला के स्पेक्ट्रम के 'तापीय' (thermal) हिस्से को कवर करता है; जबकि STIX उपकरण 4–150 keV की पूरक ऊर्जा सीमा में स्पेक्ट्रम प्रदान करता है, जो इसके 'गैर-तापीय' (non-thermal) हिस्से को कवर करता है। इसके अतिरिक्त, STIX एक अप्रत्यक्ष इमेजिंग तकनीक का उपयोग करके ज्वाला के स्रोतों की X-किरण छवियाँ भी प्रदान करता है। दोनों उपकरणों से प्राप्त 'समय-समायोजित स्पेक्ट्रम' (time-resolved spectra) का स्वतंत्र रूप से विश्लेषण किया गया, और फिर ज्वालाओं के तापीय और गैर-तापीय मापदंडों का अधिक सटीक अनुमान लगाने के लिए उनका संयुक्त रूप से मॉडलिंग (modeling) किया गया। हमने पाया कि XSM के स्पेक्ट्रम एक 'दो-तापमान मॉडल' (two-temperature model) के साथ बहुत अच्छी तरह से मेल खाते हैं; STIX के स्पेक्ट्रम एक 'समतापीय' (isothermal) और 'मोटे-लक्ष्य ब्रेमस्ट्रालुंग' (thick-target bremsstrahlung) मॉडल के साथ अच्छी तरह से मेल खाते हैं; और XSM तथा STIX के स्पेक्ट्रम का संयुक्त मिलान (joint fitting) एक 'दो-तापमान तापीय मॉडल' और 'मोटे-लक्ष्य ब्रेमस्ट्रालुंग मॉडल' के संयोजन के साथ सटीक बैठता है। XSM और STIX के स्पेक्ट्रम का संयुक्त मिलान, तापीय प्लाज़्मा मापदंडों के अनुमान के लिए बेहतर सीमाएँ (constraints) प्रदान करता है। विस्फोटक घटनाओं से पहले और उनके दौरान कोरोनल चुंबकीय लूपों की गतिशीलता को समझने के लिए, हम AIA/SDO से लंबी तरंगदैर्ध्य पर प्राप्त पूरक इमेजिंग प्रेक्षणों का भी उपयोग करते हैं।

सौर वातावरण में तीव्र चुंबकीय गतिविधियाँ हावी रहती हैं, जहाँ वातावरण की विभिन्न परतों में हर जगह तीव्र तापन (heating) की घटनाएँ होती रहती हैं। छोटे पैमाने की क्षणिक घटनाएँ, जैसे कि UV बर्स्ट, नैनोफ्लेयर्स, स्पिक्यूल्स और छोटे पैमाने के जेट, सूर्य के निचले वातावरण से उसकी बाहरी परतों तक ऊर्जा स्थानांतरित करने में महत्वपूर्ण भूमिका निभाते माने जाते हैं। जब Ca II फिल्टरों के माध्यम से देखा जाता है, तो सौर क्रोमोस्फीयर लगातार कई छोटे पैमाने की सघन चमक वाली घटनाएँ दिखाता है। ये चमक सक्रिय क्षेत्र के 'प्लेज' (plage) में सर्वत्र मौजूद होती हैं और संभावित रूप से सक्रिय क्षेत्र के प्लाज्मा को गर्म करने में योगदान दे सकती हैं। इस अध्ययन में, हम Ca II 8542 Å रेखा की नैरो-बैंड छवियों का विश्लेषण करते हैं, जिन्हें 7 दिसंबर 2022 को 'मल्टी एप्लीकेशन सोलर टेलीस्कोप' (MAST) की मदद से प्राप्त किया गया था। इन अवलोकनों को 'एटमॉस्फेरिक इमेजिंग असेंबली' (AIA) के मल्टी-चैनल डेटा द्वारा पूरक बनाया गया है, ताकि इन घटनाओं के तापीय विकास की जाँच की जा सके; साथ ही, चुंबकीय क्षेत्र के विकास और संभावित पुनर्संयोजन (reconnection) के संकेतों का पता लगाने के लिए 'हेलियोसीस्मिक एंड मैग्नेटिक इमेजर' (HMI) के मैग्नेटोग्राम का भी उपयोग किया गया है।

शांत प्रोमिनेंस (Quiescent prominences) बड़ी चुंबकीय संरचनाएँ होती हैं, जिनमें आसपास के लाखों डिग्री तापमान वाले सौर कोरोना के बीच ठंडा (~10,000 K) प्लाज़्मा मौजूद होता है। प्रोमिनेंस में अलग-अलग तरह के प्रवाह (flows) होते हैं जो चुंबकीय क्षेत्र रेखाओं को विकृत कर सकते हैं; इससे प्रोमिनेंस के अंदर चुंबकीय पुनर्संयोजन (magnetic reconnection) हो सकता है। इस सेमिनार में, मैं एक शांत प्रोमिनेंस में मौजूद द्वि-दिशात्मक प्रवाहों की जाँच पर चर्चा करूँगा। इन प्रवाहों को उदयपुर स्थित मल्टी-एप्लिकेशन सोलर टेलीस्कोप (MAST) के नैरो बैंड इमेजर का उपयोग करके देखा गया था। MAST टेलीस्कोप से प्राप्त Ca II 8542 Å लाइन स्कैन प्रेक्षणों को, सोलर डायनेमिक्स ऑब्ज़र्वेटरी (SDO) पर लगे एटमॉस्फेरिक इमेजिंग असेंबली (AIA) से प्राप्त एक्सट्रीम अल्ट्रा-वॉयलेट (EUV) तीव्रता वाली छवियों के साथ पूरक बनाया गया था। हमने प्रोमिनेंस के अंदर द्वि-दिशात्मक प्रवाह के ऐसे धब्बे देखे, जिनमें प्रोमिनेंस की 'लाइन ऑफ़ साइट' (दृष्टि रेखा) और 'प्लेन ऑफ़ द स्काई' (आकाश तल) की दिशा में लगभग 10 km/s की गति से प्रवाह हो रहा था। ये द्वि-दिशात्मक प्लाज़्मा प्रवाह प्रकृति में 'मल्टी-थर्मल' (बहु-तापीय) थे। इन द्वि-दिशात्मक प्रवाह धब्बों से जुड़ी प्लाज़्मा गतिकी (dynamics) इस बात की ओर संकेत करती है कि इनका संबंध संभवतः प्रोमिनेंस के अंदर होने वाले चुंबकीय पुनर्संयोजन से है।

सूर्य का अंदरूनी हिस्सा इलेक्ट्रोमैग्नेटिक रेडिएशन के लिए अपारदर्शी होता है। हालाँकि, सूर्य के गतिशील वातावरण में तरंगों और कंपनों का एक समृद्ध स्पेक्ट्रम मौजूद होता है, जो इसकी आंतरिक संरचना और बाहरी परतों, दोनों की जाँच के लिए एक अनोखा डायग्नोस्टिक टूल प्रदान करता है। यह चर्चा सूर्य के अंदरूनी हिस्से और कोरोना में मौजूद मैग्नेटाइज़्ड प्लाज़्मा के भौतिक गुणों का पता लगाने के लिए सीस्मोलॉजिकल तकनीकों के इस्तेमाल पर केंद्रित होगी। हम सूर्य की जटिल संरचना को समझने में इन तरीकों की मौजूदा शोध प्रगति और उनकी सीमाओं पर चर्चा करेंगे। यह जाँच करके कि ध्वनिक और MHD तरंगें सूर्य के अंदरूनी हिस्से और वातावरण में कैसे फैलती हैं, हम प्लाज़्मा की गतिशीलता, चुंबकीय क्षेत्रों और सौर फ्लेयर्स, कोरोनल मास इजेक्शन जैसी ऊर्जावान गतिविधियों को संचालित करने वाले तंत्रों के बीच होने वाली परस्पर क्रियाओं के बारे में जानकारी हासिल कर सकते हैं।