خورشید برای ما ساکنانِ زمین، هم‌واره نقشِ یک «آزمایش‌گاهِ اخترفیزیک» را بازی می‌کند، گرچه ما هیچ کنترلی بر آن نداریم. به همین دلیل فیزیک‌دانانِ خورشید (خورشیدشناسان) طیفِ گسترده‌ای از ابزارهای نظری، محاسباتی و رصدی را در اختیار گرفته‌اند تا فعالیت‌های خورشیدی با سرچشمه‌ی مغناطیسی را مطالعه کنند. همگیِ این روش‌ها با این چالش روبه‌رو هستند که فیزیکِ خورشید بسیار بسیار پیچیده است، بنابراین نمی‌توان محرک‌های کلیدیِ یک پدیده را به سادگی شناسایی کرد.

پیش‌رفت در انجامِ آزمایش‌های پلاسما در مقیاسِ آزمایش‌گاهی برروی زمین، همه‌ی این روش‌ها را دگرگون خواهد کرد.

 Eve Stenson  و Paul Bellan (انستیتویِ تکنولوژیِ کالیفرنیا واقع در پاسادِنا) در مجله‌ی Physical Review Letters چنین آزمایشی را توضیح می‌دهند[1] که با انگیزه‌ی درکِ بهتر یک معمای دیرینه راه‌اندازی شده است: چرا تاجِ خورشید-هاله‌ای از پلاسما که جوِ خورشید را احاطه کرده- به این اندازه داغ است. برپاییِ این آزمایش به این ترتیب است که گازِ یونیده را به درونِ میدانی مغناطیسی تزریق می‌کنند که توزیعِ آن به شکلِ نعلِ اسب است. به این وسیله می‌توان رفتارِ دینامیکیِ پلاسمایی را شبیه‌سازی کرد که درونِ میدانِ مغناطیسیِ قوسی‌شکلِ تولید‌شده توسطِ لکه‌های خورشیدی، به دام افتاده است. این باور وجود دارد که این میدان‌ها در تأمینِ انرژیِ لازم برای گرم کردن تاجِ خورشید، نقشِ مهمی را بازی می‌کنند اما سازوکار این فرآیند هنوز روشن نیست. Stenson و Bellan  پلاسما را به درونِ میدان‌های مغناطیسی‌ای تزریق می‌کنند که از نظرِ ویژگی‌ها و چگونگیِ توزیع، تقریباً همانندِ میدان‌هایی است که در تاجِ خورشید یافت می‌شود، و به این ترتیب این امکانِ هیجان‌انگیز را فراهم می‌کنند که بتوانیم شیوه‌ی کارکردِ نیروهای مغناطیسیِ خورشید را، در آزمایشی تحتِ کنترل ببینیم.

در دهه‌ی 1930 دانشمندانی که تاجِ خورشید را رصد می‌کردند، خطِ بینابیِ مرموزی یافتند که از آهنِ به‌شدت یونیده گسیل شده بود. این یافته نشان می‌داد دمایِ تاجِ خورشید در حدودِ چندین میلیون درجه‌ی کلوین است، یعنی بیش از 300 برابر داغ‌تر از سطحِ خورشید. این یافته، نتیجه‌ی موردِ انتظار از ترمودینامیک را درهم می‌شکست [2]. یعنی آن‌که تاجِ خورشید که در دورترین فاصله از مرکزِ خورشید و گرمای تولید‌شده در آن (توسطِ فرآیندِ هم‌جوشیِ هسته‌ای) قرار دارد، بایستی از لایه‌های زیرینِ خود سردتر باشد. به مدت 80 سال پس از این یافته، خورشیدشناسان در تلاش بودند که دریابند چه چیزی تاجِ خورشید را به این اندازه داغ می‌کند. اکنون همگان پذیرفته‌اند که این ذخیره‌ی انرژی در میدانِ مغناطیسیِ جوِ خورشید است که پلاسمای جای‌گزیده در تاجِ خورشید را گرم می‌کند. به زبانِ ساده، به دلیل جریان‌های چرخشی و هم‌رفتیِ پلاسمای باردار در مقیاسِ بزرگ، میدانی در درونِ خورشید پدید می‌آید که سبب می‌شود در فاصله‌ی 200,000 کیلومتری زیرِ سطحِ خورشید، میدانِ مغناطیسیِ بسیار قوی (100,000 گاوس) تولید شود[3]. در این عمق، این میدان همانند استوانه‌ای فشرده است که درونِ کره‌ی خورشید محاط شده است، اما هم‌چنان که راهِ خود را به سویِ سطحِ خورشید باز می‌کند، به صورتِ جفت یا گروهی از لکه‌های خورشیدی نمایان می‌شود که به وسیله‌ی قوسی از میدانِ مغناطیسی به هم مربوط می‌شوند. این قوس‌های معناطیسی گاهی تا عمقِ صدها هزار کیلومتر در درونِ جوِ خورشید گسترش می‌یابند (شکل 1(a)). شدتِ این میدان‌های قوسی از 3-2 کیلوگاوس (kG) در هر پایه تا حدود 100-10 گاوس (G) در رأس تغییر می‌کند.

آن‌چه که تا به حال شناخته نشده و بگومگوهای بسیاری در مورد آن صورت گرفته، این موضوع است که چگونه انرژیِ ذخیره شده در میدان‌های مغناطیسی، به صورتی تبدیل می‌شود که موجبِ گرم شدن تاجِ خورشید می‌شود[4]. برخی نویسندگان بر این باورند که تاجِ خورشید به طورِ مستقیم گرم نمی‌شود بلکه گرم شدنِ آن نتیجه‌ایست از آزاد شدنِ انرژی در ناحیه‌ای بسیار سردتر به نام فام‌سپهر که ناحیه‌ایست بسیار فعال از جوِ خورشید با دمای تقریبی 50,000 کلوین که تاج را از سطحِ خورشید (شیدسپهر) جدا می‌کند. این انرژیِ آزاد شده، پلاسمای موجود در فام‌سپهر را گرم کرده و دمای آن را به دمای تاجِ خورشید می‌رساند. سپس همین پلاسمای گرم شده را در راستای میدان‌های مغناطیسی قوسی‌شکلی که از پیش‌ وجود داشته‌اند، به درونِ ناحیه‌ی تاجِ خورشید می‌فرستد[5]. این ایده، برتری‌های خود را دارد؛ از جمله این‌که فرآیندِ اتلافِ انرژی (تبدیلِ صورت‌های دیگرِ انرژی به انرژیِ گرمایی) در  فام‌سپهر که ناحیه‌ای بسیار چگال است، به شکلِ مؤثرتری رخ می‌دهد. هم‌چنین چگالیِ ماده‌ی موجود در تاجِ خورشید را که توسط قوس‌های مغناطیسی محصور شده، می‌توان بهتر توضیح داد، چراکه این چگالی بسیار بیش‌تر از چگالیِ تاجِ پس‌زمینه است. اما ایرادی که بر این ایده وارد است آن است که هنوز چگونگیِ روندِ اتلافِ انرژی و نیز چگونگیِ انتقالِ پلاسما به ناحیه‌ی تاج و گیر انداختنِ آن در میدانِ مغناطیسیِ موجود را توضیح نمی‌دهد.

(a) NASA/TRACE, (b) E. V. Stenson and P. M. Bellan [1], (c) APS/Carin Cain

 شکل 1: ساختارهای پلاسما –هم روی خورشید و هم در آزمایش‌گاه- که در میدانِ مغناطیسی محصور هستند. (a) قوس‌های مغناطیسی در تاجِ خورشید. این ساختارها که در چندین لایه در جوِ خورشید تشکیل می‌شوند، نسبت به محورِ خود یک‌نواخت هستند، گرچه چگالیِ این لایه‌ها با یکدیگر بسیار متفاوت است. (b) آزمایشِ Stenson و Bellan . پس از تشکیلِ لوله‌های مغناطیسی، گاز هیدروژن بی‌درنگ درونِ لوله‌های شارِ مغناطیسی به دام می‌افتد. مانند ساختارهای مغناطیسیِ واقعی که در تاجِ خورشید تشکیل می‌شوند، این ساختار نیز نسبت به محورِ خود یک‌نواخت است. (c) این تصویر شمایی‌ست از نیروهایی که یک‌نواختیِ موجود در لوله‌های شارِ مغناطیسی را سبب می‌شوند. این تصویر نمایی‌ست از بالای قوس‌های مغناطیسی. در میدانِ مغناطیسیِ یک دوقطبیِ نوعی، خطوطِ میدانی که از روی قطب‌ها رد می‌شوند، خودبه‌خود کنار گذاشته می‌شوند. اما در ساختارهای مغناطیسیِ موجود در تاجِ خورشید، وجودِ میدانی مغناطیسی که با خطوطِ اصلیِ میدان زاویه‌ی سمتی می‌سازد، نیروی لورنتس برابر با J×B ایجاد می‌کند. این نیرو سبب می‌شود پلاسما به طرفِ برخی نواحی با قیدِ کم‌تر شارش پیدا کند. شارشِ این پلاسما سبب می‌شود که شاره‌ی سمتی (بخشی از پلاسما که در راستای خطوطِ میدانِ سمتی در حالِ حرکت است) نیز از مناطقی با میدانِ مغناطیسیِ قوی‌تر به مناطقی با میدانِ ضعیف‌تر، جابه‌جا شود. دلیلِ یک‌نواختیِ دینامیکی که در این ساختارها وجود دارد، همین (شیوه‌ی شارش یافتنِ پلاسما تحتِ تأثیرِ نیروی لورنتس) است.

برای شناختِ بهترِ نیروهایی که در این ساختارهای معناطیسی نقش بازی می‌کنند، شبیه‌سازی‌ها –مانند آن‌چه Stenson و Bellan انجام دادند- باید تا جایی که ممکن است ویژگی‌های مخصوصِ پلاسمای موجود در تاجِ خورشید را دارا باشند. نخستین ویژگیِ پلاسما در تاجِ خورشید آن است که کاملاً یونیده و بسیار رساناست، هم‌چنین دارای دمایی در حدود 4-2 میلیون درجه‌ی کلوین و چگالیِ تقریبیِ ¹⁵10-10¹⁴ بر مترِ مکعب است. دوم آن‌که پلاسما بیش‌تر در راستای خطوطِ میدان حرکت می‌کند، یعنی حرکتِ آن از میانِ خطوطِ میدان قابلِ چشم‌پوشی است. سومین ویژگی آن است که میزانِ چیرگیِ میدانِ مغناطیسی در تاجِ خورشید با مقادیرِ دو پارامترِ بدون بُعد بیان می‌شود که این دو پارامتر پلاسماهای مغناطیده را نیز توصیف می‌کنند: یکی عددِ مغناطیسی رِینولدز (Reynolds) است که بیان‌گرِ نسبتِ شارِ مغناطیسی به پخش‌شدگیِ مغناطیسی در پلاسماست. این عدد برای پلاسمای موجود در تاجِ خورشید در بازه‌ی^12-1410 قرار دارد. پارامترِ دوم موسوم به بتایِ پلاسماست که بیان‌گرِ نسبتِ فشارِ پلاسما به فشارِ مغناطیسی است و برای پلاسمای تاجِ خورشید، بسیار بسیار کوچک‌تر از یک است. در پلاسمایی با این ویژگی‌ها، میدانِ مغناطیسی می‌تواند انرژیِ لازم برای گرم کردن پلاسما را فراهم کرده و شارشِ آن را به لوله‌های شارِ مغناطیسیِ ساختاریافته‌ای محدود کند که در پایان به شکل‌گیریِ تاجِ خورشید منجر می‌شود. توانایی در تولیدِ پلاسمایی که مقادیر این دو پارامتر یادشده برای آن، نزدیک به پلاسمای درونِ تاجِ خورشید باشد، این امکان را به ما می‌دهد تا یافته‌های خود را از آزمایش‌گاهی با مقیاس 1 متر به جوِ خورشید با مقیاس 100,000 کیلومتر، تعمیم دهیم.

برای شبیه‌سازیِ ساختارهای مغناطیسیِ یافت‌شده در تاجِ خورشید،  Stenson و Bellan  یک جفت چنبره‌ی (مولدِ) میدانِ مغناطیسی را به‌کار می‌گیرند. چنبره‌ها می‌تپیدند تا در درونِ اتاقکِ خلأیی به طولِ 1.4 متر، میدانِ مغناطیسی تولید کنند بدونِ آن‌که جریانی برقرار شود. شدتِ میدانِ مغناطیسی (در قوسِ) تولیدشده از 3.5 کیلوگاوس در پایه‌ها تا 100 گاوس در رأس، متغیر است. پلاسما از یک گازِ خنثی (هیدروژن، نیتروژن و یا آرگون) تشکیل شده که در محلِ تزریق، توسطِ خازنی با ولتاژِ بالا، یونیده می‌شود. با این شیوه‌ی برپاییِ آزمایش می‌توان پلاسمایی با چگالیِ 10^20-21 بر مترِ مکعب و عددِ بتایی بسیار بسیار کوچک‌تر از یک ساخت. گرچه این پلاسما چگال‌تر از پلاسمای موجود در تاجِ خورشید است، اما در یک ویژگیِ مهم همانندِ آن است، این میدان (مغناطیسی) است که بر پلاسما تسلط دارد.

نویسندگانِ این مقاله (Stenson  و Bellan) نشان می‌دهند که به‌واسطه‌ی وجودِ یک میدانِ قوی و هدایت‌کننده، پدیده‌ای بنیادین در فیزیکِ پلاسما رخ می‌دهد و میدان (مغناطیسی)، جریان‌ها را به طور طبیعی هم‌خط کرده و سبب می‌شود پلاسما به درونِ میدانِ قوسی‌شکلِ بزرگ‌مقیاس شارش پیدا کند (شکل(b) 1). مرتبه‌ی بزرگیِ شارشی که در شبیه‌سازیِ این دو تن دیده شده، با آن‌چه در جوِ خورشید مشاهده شده قابلِ مقایسه است. این جریان‌ها به نوبه‌ی خود، سبب می‌شوند ساختارِ مغناطیسی به صورتِ میزان و یک‌نواختی دارای کشیدگی شوند (در فضا گسترش یابند)، همانندِ آن‌چه در رصدهای خورشید مشاهده شده است. به ویژه این آزمایش اثبات کرد که نیرویی موسوم به نیروی محیطی (hoop force)  می‌تواند کشیدگیِ مشاهده شده در قوس‌های مغناطیسی را توضیح دهد (در واقع ساختارِ مغناطیسی به وسیله‌ی نیروی لورنتس J×B به خودش نیرو وارد می‌کند)، در حالی‌که دیگر مؤلفه‌های نیروی لورنتس و نیز گرادیانِ فشار، صرفِ هدایتِ پلاسما و شاره در راستای میدانِ مغناطیسی و ایجادِ یک ساختارِ بسیار میزان و یک‌نواخت از پلاسما می‌شود (شکل (c)1). نیروی محیطی (hoop force)  در آزمایش‌گاهِ فیزیکِ پلاسما، نیرویی کاملاً شناخته شده است [1]. اما به دلیلِ آن‌که شرایطِ حاکم بر جوِ خورشید با شرایطِ آزمایش‌گاهی بسیار متفاوت است، تا به امروز مقایسه‌ی نتایجِ به‌دست آمده در آزمایش‌ها با نتایجِ رصدی کارِ دشواری بوده است. به همین دلیل کارِ  Stenson و Bellan  پیش‌رفتی قابلِ توجه در زمینه‌ی مدل‌سازیِ یک فرآیندِ اخترفیزیکی است. به ویژه آن‌که درکِ ما را از طبیعتِ پویای جوِ خورشید و چگونگیِ دخالتِ میدان‌های مغناطیسی در آن، بسیار افزایش داده است.

شبیه‌سازی‌های آزمایش‌گاهی از پلاسمای خورشیدی مفید است اما در تفسیرِ آن‌ها باید احتیاط کرد. گرچه در بسیاری از ویژگی‌ها، شرایطِ آزمایش‌گاهی همانندِ رژیمِ حاکم بر خورشید است – مقدارِ کمیتِ بتای پلاسما در آزمایش‌گاه بسیار کوچک است، رسانندگیِ پلاسما بسیار بالا و سرعتِ شارشِ آن با پلاسمای خورشیدی قابل قیاس است- اما مقیاس‌های فضایی و زمانیِ این دو سامانه بسیار متفاوت است. به عنوان نمونه در آزمایش Stenson و Bellan ، جریا‌ن‌های الکتریکیِ موردِ نیاز در آزمایش، نیروهای گوناگونی تولید می‌کنند و ممکن است وابستگیِ این جریان‌ها به دیگر پارامترهای سامانه‌ی آزمایش‌گاهی را نتوان به طورِ مستقیم به شرایطی همانند در خورشید مقیاس کرد [6]. در آزمایشِ این دو نویسنده، حلقه‌های (جریانِ به‌کاررفته برای تولیدِ میدانِ) مغناطیسی نهایتاً دچارِ پیچ‌خوردگی شدند، احتمالاً جریانی که به منظور تولیدِ میدانِ مغناطیسی در این حلقه‌ها برقرار شده بسیار بیش‌تر از مقداری بوده که حلقه‌ها هم‌چنان بتواند در حالتِ تعادل باقی بماند، یعنی مقدارِ شدت‌جریان از میزانِ بحرانیِ خود گذر کرده و این ناپایداری را ایجاد کرده است [7]. چنین ساختارهای پیچ‌خورده‌ای در خورشید کم‌یاب نیستند اما در ناحیه‌ای از تاجِ خورشید که فعال و استاندارد است (همان ناحیه‌ای که این شبیه‌سازی‌ها روی آن متمرکز است)، این ساختارها بسیار نادر هستند. بنابراین در آینده آزمایش‌هایی که نقشِ جریانِ الکتریکی را بررسی می‌کنند، موردِ توجه خواهند بود.

به تازگی اهمیتِ آزمایش‌هایی که در مقیاسِ آزمایش‌گاهی انجام می‌شوند، توسطِ انجمنِ اخترشناسیِ آمریکا

(American Astronomical Society) شناسایی شده بود. به همین دلیل بخشِ اخترشناسیِ آزمایش‌گاهی به طورِ جداگانه ایجاد شد که نخستین بخشِ تازه‌تأسیس این انجمن در طولِ 30 سالِ گذشته است. برپاییِ این آزمایش‌گاه ثابت می‌کند که بررسیِ پدیده‌های به‌خصوصی در فیزیکِ پلاسما –در این مورد، نیروهای شناخته‌شده‌ی مغناطوهیدرودینامیکی - که موجبِ بروزِ رفتارهای فیزیکیِ پیچیده‌ای در ساختارهای مغناطیسی می‌شوند (درست مانندِ آن‌چه در موردِ خورشید دیده می‌شود)، بسیار جالبِ توجه است. این بررسی‌ها به ما کمک خواهند کرد که تلاش‌های صورت‌گرفته برای فهمِ طیفِ گسترده‌ی پدیده‌های حاکم بر فعالیت‌های خورشید، و نیز گفت‌وگو درباره‌ی آن را، چارچوب‌بندی کنیم.

[1] E. V. Stenson and P. M. Bellan, ”Magnetically Driven Flows

in Arched Plasma Structures,” Phys. Rev. Lett. 109, 075001(2012).

[2] H. A. Bodin and B. E. Keen, “Experimental Studies of Plasma

Confinement in Toroidal Systems,” Rep. Prog. Phys. 40, 1415(1977).

 [3] D. Alexander, The Sun (Greenwood Press, Santa Barbara,(2009).

 [4] C. H. Mandrini, P. Démoulin, and J. A. Klimchuk, “Magnetic

Field and Plasma Scaling Laws: Their Implications for Coronal

Heating Models,” Astrophys. J. 530, 999 (2000).

 [5] M. J. Aschwanden, “An Evaluation of Coronal Heating Models

for Active Regions Based on Yohkoh, SOHO and TRACE

Observations,” Astrophys. J. 550, 1036 (2001).

 [6] D. D. Ryutov and B. A. Remington, “Scaling Laws for Collisionless

Laser Plasma Interactions of Relevance to Laboratory

Astrophysics,” Astrophys. Space Sci. 307, 291 (2007).

 [7] T. Török, M. A. Berger, and B. Kliem, “The Writhe of Helical

Structures in the Solar Corona,” Astron. Astrophys. 516, 49 (2010).