فضای بین خورشید و ستارگان شامل گاز های یونیده وخنثی، میدان های مغناطیسی و ذرات باردارمی باشد. خورشید از طریق یک حجم بزرگ به نام هلیوسفر1 مانع ازعبور این مواد از فضای بین ستاره ای2 به داخل منظومه شمسی می شود. از آنجاییکه باد خورشیدی3 تمام هلیوسفر را می پوشاند و یک فشار به سمت خارج به فضای بین ستاره ای اعمال می کند ، مطالعه اثر باد خورشیدی در هلیوسفر حائز اهمیت است. میدان مغناطیسی مانع از نفوذ پلاسمای بین ستاره ای در سطح انرژی پایین به هلیوسفرمی-شود ، با این حال پرتوهای کیهانی4 با انرژی بالا در غبار وذرات خنثی نفوذ می کنند و خصوصیات آنها توسط بادخورشیدی، گرانش خورشیدی و تبادل بار تغییر می کنند ، لذا واکنش بین خورشید و فضای بین ستاره ای نه فقط در مرزهای خارجی بلکه در هلیوسفر نیز انجام می شود . کل هلیوسفر به دو نیمکره تقسیم می شود که در آنها میدان ها ی مغناطیسی هم علامت با قطب های مغناطیسی هستند. میدان در هر نیمکره ثابت است و به نیمکره دیگر منتقل نمی شود یا به خورشید باز نمیگردد . صفحه هلیوسفریک5(hcs) که صفحه استوایی نیز نامیده می شود ، میدان های دو نیمکره را از هم جدا می کند. قطب های مغناطیسی خورشید معمولا با محور چرخشی خورشید هماهنگ نیستند. صفحه هلیوسفریک به طرف بالا و پایین حرکت می کند ، به طوری که میدان های نیمکره های بالا و پایین قابل رویت هستند و لذا کل هلیوسفر به دو منطقه مغناطیسی تقسیم می شود. بسیاری از ماموریت های فضایی اکتشافاتی در مورد هلیوسفر نزدیک به استوای خورشید داشته اند، اما فقط سفینه ی اولیس از استوا تا بالای قطب های خورشید را طی کرده و اطلاعات را در سه بعد بسط می دهد. این پایان نامه در سه فصل تنظیم شده است.در فصل اول به صورت خلاصه پیشینه موضوع مطالعه شده است.در فصل دوم تمامی مفاهیم پایه ای که در راستای پایان نامه قرار دارند از جمله ، روش های تئوری ، منابع و داده های رصدی ، تحلیل داده ها ، نتایج حاصل از داده های مختلف به طور مختصر بیان شده و تا حد امکان اثبات و یا ارجاع داده شده است. در فصل سوم با استفاده از مفاهیم فصل دوم اهداف پایان نامه بررسی شده است. در این فصل ابتدا از داده های اولیس در دو دور چرخش استفاده می شود و سعی می شود نمودار پارامترهای اصلی فیزیکی باد خورشیدی نظیر سرعت متوسط پروتون ها و همچنین شار مغناطیسی در هلیوسفر نسبت به فاصله از مرکز خورشید رسم و بحث شود. در حین رصد های اولیس معلوم شد که باد های سریع خورشیدی و حفره های کرونایی همزمان ناپدید و آشکار می شوند. دمای کرونا معمولا بر حسب دمای اکسیژن مطرح می شود. سرعت باد خورشیدی و دمای کرونا نسبت عکس دارند. این رابطه معکوس منجر به نوع دیگری از مدل می شود که بر نقش میدان مغناطیسی خورشیدی تاکید می کند. مقدار شار مغناطیسی مربوط به حالت باز پلاسما توسطbrr2 اندازه گیری می شود (مولفه شعاعی میدان ضرب در مجذور فاصله شعاعی ). اولیس معلوم کرد که میزان این شار هم در مینیمم و هم در ماکزیمم فعالیت خورشید مستقل از عرض است با یک مقدار متوسط که تقریبا در هر دو فاز چرخه های خورشیدی یکسان است.

لکه های خورشیدی مناطقی از سطح خورشید هستند که به وسیله فعالیت های شدید مغناطیسی بوجود می آیند و مانع از انتقال گرما می شوند . اختلاف دمای این نواحی با مواد اطراف به آنها اجازه می دهند تا به وضوح به عنوان یک لکه سیاه در تلسکوپ ها دیده شوند . تعداد این لکه های خورشیدی متاثر از زمان بوده و با گذر زمان تغییر می کنند ، به طوری که تعداد این لکه ها برای رسیدن از یک ماکزیمم تا ماکزیمم بعدی حدود یازده سال طول می کشد که به این مدت اصطلاحا" چرخه خورشیدی می گویند . تغییرات تعداد لکه های خورشیدی با تغییرات تابش خورشیدی همسان می باشد . از طرفی تغییرات نسبی تابش خورشیدی با تغییرات نسبی دما در زمین متناسب می باشد . از آنجا که تغییرات تعداد لکه ها بصورت پریودیک بوده و نظم خاصی دارد، از این خاصیت استفاده کرده و با پیش بینی تغییرات تعداد لکه های خورشدی و تابش خورشیدی و سایر پارامتر های موثر در فعالیت خورشیدی در زمان های آتی تغییرات دمایی و بارش در زمین را بدست می آوریم .

آنالیز موجک یکی از قدرتمندترین تبدیلات ریاضی در حوزه پردازشی و به ویژه پردازش سیگنال و تصویر است که امروزه کاربردهای فراوانی در تحلیل و پردازش سیگنال های صوتی، سیگنال های مغزی، تصویربرداری پزشکی، سی تی اسکن و همچنین در محاسبات عددی، فشرده سازی تصویر و غیره پیدا کرده است. مزیت این تبدیل، نسبت به تبدیل هایی مانند تبدیل فوریه، قابلیت بررسی سیگنال به صورت محلی است که آن را مکان یابی زمان– بسامد می نامند. بنابراین سیگنال های غیر ایستا، یا سیگنال هایی که مولفه های گذرای کوتاه مدت دارند، بوسیله این روش قابل تجزیه و تحلیل هستند. سری زمانی تعداد لک های خورشیدی از جمله سیگنال هایی است که دارای ساختار پیچیده و محدوده بسامدی وسیعی است. در این پژوهش ابتدا روش های مختلف پردازش سیگنال بررسی و مقایسه شده اند و سپس با در نظر گرفتن مشخصات فیزیکی چرخه فعالیت خورشیدی، رابطه آن با تغییرات طولانی مدت با روش تبدیل موجک مورد مطالعه قرار گرفته است. در این راستا دوره تناوب های زمانی چرخه لک های خورشیدی در چرخه های گذشته تا حال و آینده، و همچنین نحوه تغییرات آن مورد بررسی قرار گرفته است. نتایج به دست آمده نشان می دهد که بین سال های ???? تا ???? چرخه های فعالیت خورشیدی دوره تناوبی برابر با 5/10 تا ?? سال دارند و از سال ???? تا ???? این دوره تناوب با تغییری جزئی به 5/9 تا 5/11 سال رسیده است.

بررسی آماری پدیده های روی سطح خورشید از قبیل شراره های خورشیدی و cme ها بسیار حائز اهمیت می باشد زیرا تحولات این پدیده ها به صورت مستقیم بر روی زمین تاثیر می گذارد. این بررسی ها نشان داد که نیمکره ی شمالی خورشید دارای فعالیت بیشتری بوده و تعداد پدیده های رخ داده در نیمکره ی شمالی بسیار بیشتر از نیمکره ی جنوبی است. با استفاده ار روش های آماری تعیین سرعت، دیده شد که اغلب cme های رخ داده سرعت هایی بین 300 تا 1000 کیلومتر بر ثانیه را دارا بودند. برای بررسی دو چرخه نیاز به پیش بینی چرخه ی فعالیت خورشیدی 24 داریم. با توجه به اهمیت موضوع و پیش بینی نحوه ی فعالیت خورشید در چرخه های آینده و پارامترهای ژئو مغناطیسی که اطلاعاتی در مورد سطح فعالیت خورشید به ما می دهد، روش های متعدد بر مبنای مدل های فیزیکی و روشهای ریاضی استفاده می شود. یکی از این روش ها، روش شبکه عصبی مصنوعی می باشد. شبکه عصبی یک سیستم پردازش اطلاعات می باشد که با آموزش شبکه توسط داده های قبلی، رفتار داده ها را در آینده پیش بینی می کند. داده ها نشان می دهد سطح فعالیت چرخه خورشیدی 24 ام بسیار کمتر از چرخه های گذشته بوده و بیشینه تعداد لک ها در سال 2012 رخ می دهد. با توجه به پیش بینی ها انتظار داریم که تعداد لک ها در چرخه ی 25، در سال 2023 به این عدد برسد. همچنین فعالیت میدان مغناطیسی خورشید در فاز کاهش بوده و انتظار دو طوفان ژئومغناطیسی در چرخه ی 24 و یک طوفان ژئومغناطیسی مشابه در چرخه ی 25 را داریم.

تعیین فراوانی عناصر شیمیایی ساختارهای اخترفیزیکی مختلف ابزاری ضروری و مفید برای مطالعه تحول ستارگان، کهکشانها و حتی خود عالم می باشد. با رصد طیف ستارگان و خورشید، نه تنها قادر به تعیین فراوانی عناصر شیمیایی مختلف در آنها خواهیم بود، بلکه قادر خواهیم بود که توزیع عناصر شیمیایی را برای جمعیت های ستاره ای مختلف تعیین کنیم. این شیوه به ما اجازه خواهد داد تا بتوانیم مدل های ساختار و تحول ستارگان، کهکشانها و ساختارهای مختلف اخترفیزیکی را آزمون کنیم. برای نمونه، می توانیم با مقایسه مدل های تحول ستارگان با رصد، تاریخچه تحول شیمیایی کهکشان راه شیری را درک کنیم. مطالعه طیفی ستارگان با فراوانی فلزی بسیار بسیار کم نیز می تواند اطلاعاتی در مورد فرایندهای فیزیکی که باعث غنی شدن ابرهای بین ستاره ای اولیه شده اند را به ما بدهد. در این رساله ما دو موضوع مختلف را مورد مطالعه و بررسی قرار خواهیم داد: 1) بررسی فراوانی عناصر شیمیایی در خورشید 2) بررسی و مطالعه فراوانی عناصر شیمیایی در ساختارهای جذبی کوازارها. از آنجایی که کوازارها منابع نوری بسیار قوی می باشند بنابراین از مسافت های بسیار دوردست عالم نیز قابل رصد می باشند. نور یک کوازار در راه رسیدن به ناظر زمینی از میان ساختارهای مختلف اخترفیزیکی عبور کرده و این ساختارها حضور خود را به صورت خطوط طیفی جذبی در طیف این کوازار نشان خواهند داد. در این رساله به مطالعه ساختارهای جذبی خواهیم پرداخت که در طیف کوازار pks0237-233 مشاهده شده اند. در مجموع 18 ساختار جذبی در طیف این کوازار مشاهده شده است که در اینجا هر کدام از این سیستم ها بطور دقیق بررسی خواهند شد. علاوه براین، رفتار خوشه ای این ساختارها نیز با بررسی تابع همبستگی دو نقطه ای، مورد مطالعه قرار خوهد گرفت و از آنجا قادر خواهیم بود به یکی از قدیمی ترین معماهای موجود در مورد این سیستم، که آیا یک "ابر خوشه کهکشانی" در امداد این کوازار وجود دارد یا نه، پاسخ دهیم.

اسپیکولهای خورشیدی ساختار های سیخک مانند ریزی در کروموسفر خورشید هستند که تا کرونا امتداد دارند. تصور بر این است که اسپیکولها بتوانند در انتقال انرژی به تاج خورشیدی موثر باشند. انتقال انرژی از این طریق میتواند به وسیله امواجی که در آنها منتشر میشوند صورت گیرد. لذا مطالعه خواص دینامیکی اسپیکول ها در فیزیک خورشید، از اهمیت ویژهای برخوردار است. این خصوصیات عبارتند از سرعت داپلری، طول عمر، دوره تناوب و طریقه تشکیل آنها. شار جرمی که توسط اسپیکولها به بالا منتقل میشود حدوداً 100 برابر شار جرمی است که به وسیل? بادهای خورشیدی به خارج پرتاب میشود و به همین دلیل اسپیکولها یکی از عوامل موثر در تعادل جرمی تاج به شمار میروند. رصدهای زمینی انجام شده از اسپیکولها به دلیل وجود اثرات نامطلوب جو زمین از دقت و صحت کمتری برخوردارند، بنابراین ما در این پایاننامه برای مطالعه و تعیین هرچه دقیقتر خواص فیزیکی اسپیکولهای خورشیدی به روش طیف سنجی، از سریهای زمانی طیف سنج سومر، سوار بر تلسکوپ فضائی سوهو که دارای قدرت تفکیک فضایی و طولموجی عالی است استفاده کردهایم. برای را که توسط تیم هدایت کننده تلسکوپ فضایی سوهو تهیه شده است به کار برده ssw آنالیز دادهها نرم افزار ایم و برای تحلیل نتایج و بهدست آوردن دوره تناوب نوسانی محتمل از آنالیز موجک با موجک مادر مورلت استفاده کردیم. مقداری که ما برای بازه تغییرات سرعت داپلری به دست آوردیم 8- تا 8+ کیلومتر بر ثانیه است که با نتایج قبلی همخوانی نشان میدهد و همچنین محدودهای که ما برای دوره تناوب نوسانات اسپیکول محاسبه کردیم در بازه تقریبی 50 تا 100 ثانیه است که این نتیجه نیز با نتایج قبلی توافق کامل دارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

چکیده ندارد.

تحقیق حاضر بر روی پلاسمای تلاطم های خورشیدی است که براساس مشاهدات انجام شده در رصدخانه sac-peak در سال 1992 صورت پذیرفته است . در اینجا سرعت و شتاب ماده خورشیدی داخل یک تلاطم را برای دو نقطه از آن با استفاده از روش حداقل مربعات محاسبه کردیم. تصاویری از تلاطم تحت مطالعه را که نسبت به زمان تکامل می یابند استفاده می کنیم و مختصات نقاط را به صورت تابعی از زمان بدست می آوریم. میدان مغناطیسی که سبب حرکت ماده پلاسمایی می کنیم و در نهایت بقاء انرژی مکانیکی پلاسما را مورد بررسی قرار می دهیم.

شراره روز باستیل شراره بزرگ و مهمی است که در 14 جولای 2000 بوقوع پیوسته است و موضوع مطالعه پایان نامه حاضر می باشد . این پدیده برای فهم رابطه فیزیکی مابین شدت نور خورشید و توزیع میدان مغناطیسی حائز اهمیت است . تحولات زمانی در نظر گرفته شده در این شراره بزرگ نوع دو نواری و مشخصات ساختار ارتباط مجدد مغناطیسی ، هدف اصلی این کار است. ما از یک برنامه شبیه سازی و روش پردازش تصویری با در نظر گرفتن کمیات فیزیکی استفاده نموده ایم.در این فرآیند ، تغییرات انرژی مغناطیسی به انرژیهای جنبشی و حرارتی پلاسما ( آهنگ رهایی انرژی مغناطیسی ) ، سرعتهای ورودی و خروجی پلاسما در صفحه جریان و شدت نور بدست آمده اند.

تاج خورشید گسترده ترین و در عین حال خارجی ترین بخش خورشید محسوب می شود که از زمین و با چشم غیرمسلح فقط به هنگام خورشیدگرفتگی کامل و در سایر مواقع به وسیله تاج نگار آنهم فقط در لبه ها قابل دیدن است. به استثنای لک های خورشیدی ، بزرگترین معما در مطالعه ما راجع به خورشید وجود دمای چندین میلیون درجه ای تاج با وجود چگالی بسیار کم آن می باشد، این موضوع در قرن حاضر همواره از مسائل جذاب و جالب برای اخترشناسان بوده است اما متاسفانه سازوکار گرمایش تاج هنوز بطور رضایت بخشی حل نشده است. مطالعه تصاویر برداشته شده با استفاده از دوربین های خودکار که به کمک تاج نگار میسر می شود و دیجیتالیزه کردن این تصاویر و پردازش آنها به کمک نرم افزارهای مناسب امروزه بخش وسیعی از مطالعات و تحقیقات را شامل می شود، و خوشبختانه نتایج جالب و قابل ملاحظه ای نیز در این زمینه بدست آمده است.این رساله نیز در این زمینه می باشد که منجر به آشکارسازی امواج هیدرومغناطیسی با دوره تناوب در حدود 32ثانیه و دمای یونی وابسته در حدود کلوین 1000000 *82/2 شده است.

ستارگان تپنده سریع ‏‎ap‎‏ که به اختصار ستارگان ‏‎(rapidlly oscillating ap star)ro ap‎‏ نامیده می شوند که دوره تپش آنها در مقایسه با سایر ستارگان تپنده بسیار کوتاه و از مرتبه کمتر از یک ساعت است. این ستارگان دارای نوع طیفی ‏‎a‎‏ بوده و بخاطر ویژگیهای موجود در طیفشان به ستارگان ‏‎ap‎‏ موسومند.در این پروژه ، نخست با استفاده از تغییرات نوری مشاهده شده و نوسانات آنها بعضی از مشخصات فیزیکی این ستارگان از قبیل جرم، شعاع و دمای موثر تعیین شده اند. سپس با درنظر گرفتن یک ساختار مغناطیسی دوقطبی ، اثر آن بر نوسانات این ستارگان مورد بررسی قرار گرفته است. این بررسی نشان داد که اولا: در حضور میدانهای مغناطیسی دوره تپش کوتاهتر می شود(نتیجه ای که با مشاهدات سازگاری کامل دارد). ثانیا با دور شدن از قطب مغناطیسی ستاره، دامنه نوسانات کاهش می یابد و به ازای یک زاویه قطبی بحرانی که نسبت به محور مغناطیسی سنجیده می شود دامنه نوسانات به حداقل می رسد. بنابراین می توان گفت که محور تپش ستاره بر محور مغناطیسی آن منطبق است.