هر ذره ی باردار الکتریکی می تواند با حرکت و جابجایی ، یک میدان مغناطیسی به وجود بیاورد . دلیل ایجاد میدان مغناطیسی خورشید هم انتقال سلول های حرارتی در آن است . سلول های حرارتی که از یون های مثبت و الکترون ها تشکیل شده اند ، به شکلی منتشر می شوند که باعث ایجاد میدان مغناطیسی خورشید می شوند .
وقتی میدان مغناطیسی خورشید پیچیده می شود ، خطوط مغناطیسی دچار پیچ و تاب می شوند . میدان مغناطیسی به دو دلیل این چرخش ها و پیچیدگی ها را به وجود می آورد ؛

اول این که خورشید در مناطق استوایی بسیار سریعتر از قسمت های دیگر حرکت می کند و دوم این که لایه های درونی خورشید ، بسیار سریع تر از سطح آن در گردشند . تفاوت در سرعت گردش در قسمت های مختلف ، باعث کشیده شدن خطوط مغناطیسی در جهت شرق می شود.

در نهایت ، این خطوط دچار اعوجاج گشته و پیچ و تاب هایی را ایجاد می کند .
فعالیت های خورشیدی با میدان های مغناطیسی که نزدیک یا روی سطح مرئی خورشید آشکار است ، کنترل می شود . چنین میدان های مغناطیسی را می توان از طیف نگاشت خورشید ، تصویر کرد .

 

به ادامه مطلب بروید

 


 


رشته های تاریک این شکل ، شبیه خطوط میدان آهنرباست .
فعالیت مغناطیسی خورشید را می توان با اثر زیمان zeeman effect)) توضیح داد ؛ وقتی نور در حضور یک میدان مغناطیسی ایجاد می شود ، خطوط طیف آن پهن تر یا شکافته تر می شوند . میزان شکافتگی این خطوط ، شدت میدان مغناطیسی را نشان می دهد و جهت قطبش نوری خطوط ، قطبیت میدان را در هر نقطه مشخص می کند . می توانیم شکافتگی خطوط طیفی را با توجه به خاصیت مغناطیسی خود اتم درک کنیم .
ترازهای انرژی خود اتم ها به هنگامی که در یک میدان مغناطیسی قرار گیرند ، شکافته می شوند . چون الکترون می تواند در هر یک از اوربیتال ها ی فرعی ( ترازهای انرژی ) یافت شود ، انتقال هایی نیز ممکن است از تراز انرژی s2 یا f2 یا d2 به تراز انرژی 3 ، صورت گیرد و از این رو ، خطوط ( شکافت های ) چندگانه ای را ایجاد کند .
در حضور یک میدان مغناطیسی ، اوربیتال های فرعی ( زیر بخش های یک تراز انرژی ) به وجود می آیند . از این رو گذارهای الکترونی اضافی امکان پذیر می شوند . این گذارها ، خطوط چندگانه ( شکافتی) را توجیه می کنند .
میدان مغناطیسی خورشید ، بارها و بارها بزرگتر از میدان مغناطیسی زمین است . اما قطب های مغناطیسی خورشید ، مانند زمین ، در دو سوی مخالف هم قرار نگرفته اند . الگوی میدان مغناطیسی خورشید اغلب بسیار پیچیده است ؛ ( تنها زمانی شکلی ساده دارد که محور عمودی خورشید ، مانند یک آهنربای غول پیکر عمل کند . ) جریان های مواد باردار روی سطح خورشید ، سبب پیدایش میدان های مغناطیسی محلّی و موقت می شوند .
عمر این میدان های مغناطیسی غول پیکر ، بین چند ساعت تا چند هفته است . این میدان های قوی ، مانع جریان همرفت از مناطق داخلی خورشید به سطح آن می شوند . پس هرجا که میدان بزرگتری تشکیل شده باشد ، انرژی کمتری به سطح خورشید می رسد و دمای شید سپهر ، در این منطقه کمتر می شود . این باعث کاهش توان تابشی شید سپهر در این قسمت می گردد . بنابراین آن منطقه ، تیره تر از دیگر بخش های خورشید می شود .
در همین مناطق ، میدان مغناطیسی ، هزاران بار قوی تر از میدان مغناطیسی عمومی خورشید است . در این مناطق ، دسته هایی از خطوط مغناطیسی ، به بیرون از سطح آمده و حلقه هایی را در اتمسفر خورشید به وجود می آورند . یکی از دو سر این حلقه ، قطب شمال مغناطیسی است . در این نقطه ، جهت خطوط مغناطیسی به سمت بالا می باشد . سر دیگر این حلقه ها ، قطب جنوب مغناطیسی است و جهت خطوط مغناطیسی به سمت پایین و داخل خورشید است . در هر دو سر حلقه ، یک لکه ی خورشیدی پدیدار می شود . خطوط مغناطیسی ، یون ها و الکترون ها را به سمت بیرون لکه های خورشیدی هدایت می کند و به این صورت ، حلقه هایی غول پیکر از گاز تشکیل می شوند .
اگر خورشید در جای خود ، بی حرکت می بود ، یا همچون جسم صلبی به دور خود می چرخید ، انتظار داشتیم که خطوط میدان مغناطیسی آن در امتداد شمال – جنوب باشد ، اما چون استوای خورشید ، سریعتر از عرض های جغرافیایی بالاتر می چرخد ( چرخش اختراقی ) ، در خطوط مغناطیسی ، میل به حلقه شدن پیدا می کنند و به این وسیله میدان تقویت می شود . انجام دادن آزمایش با پلاسما ، در آزمایشگاه ، این امکان را تقویت می کند . تصور می شود که خطوط نزدیک به هم نیروی شناوری بر یکدیگر وارد می آورند که سبب ظاهر شدن ناگهانی آنها در سطح می شود .
در این نقطه ی ظهور ، یک جفت لکه ی خورشیدی بروز پیدا می کند که یکی قطبیت مثبت و دیگری قطبیت منفی نشان می دهند .

ماهیت لکه ها ( کلف ها ) ی خورشیدی

لکه ها ی خورشیدی ، مناطق تیره رنگی بر روی فام سپهر هستند ، که دمایشان از دمای مناطق اطرافشان کمتر است . میدان مغناطیسی در این مناطق بسیار قوی است و مانع از جریان همرفت مواد از زیر سطح ستاره و موجب سردتر شدن لکه ها می شود . دمای لکه ها ی خورشیدی بین 4000 تا 4500 کلوین و دمای سطح خورشید ، 5700 کلوین است . به همین دلیل آنها تیره تر از سطح خورشید به نظر می رسند .
لکه ها یا کلف های خورشیدی در سال 1610 میلادی توسط گالیله کشف شدند ، آنها در واقع نواحی بر سطح مرئی خورشید هستند ، مرکب از گازهایی سردتر از گازهای پیرامونشان .
بیشتر لکه ها از دو قسمت تشکیل شده اند ، که از لحاظ تیرگی با هم خیلی تفاوت دارند . قسمت داخلی که آن را سایه ( umbra ) می نامند ، تیره تر است و آن را ناحیه ی نیمه تاریکی به نام نیم سایه ( penumbra) در بر می گیرد که قطر آن در حدود 5/2 برابر قطر سایه است و حدود %80 از مساحت لکه را به خود اختصاص می دهد .

به نظر می رسد قسمت نیم سایه از یک سری رشته های تاریک و روشن که به صورت شعاع هایی از بخش سایه شروع و به لبه های لکه ختم می شود ، تشکیل می شود .
تاثیر اختلاف دما ، میان سطح خورشید و بخش های مختلف لکه ، موجب می شود تا درخشندگی بخش سایه ، در حدود %70 درخشندگی سطح خورشید را داشته باشد .
لکه ها ی خورشیدی ، در اندازه های گوناگون و اغلب به صورت دسته جمعی ، ظاهر می شوند . بزرگی آنها از 3000 کیلومتر تا 30000 کیلومتر متغیر است ، گاه پهنه ای به بزرگی 10 کیلومتر مربع را به خود اختصاص می دهند و گاه گروهی از لکه ها ی خورشیدی که در محلی جمع شده اند ، پهنه ای به درازای بیش از 10000 کیلومتر را اشغال می کنند . بزرگترین لکه ی شناخته شده ، که در فروردین 1326 ( آوریل 1947) دیده شد ، مساحتی بیش از 30 برابر سطح زمین داشت . ولی اغلب تعداد این لکه های غول پیکر بسیار کم است .
بیش از %50 لکه ها ی خورشیدی ، عمری کمتر از 4 روز دارند . اما گهگاه لکه هایی دیده می شوند که بیش از 100 روز دوام می آورند .
هرلکه در مرحله ی اول به صورت یک منفذ کوچک دیده می شود که تقریباً 2000 کیلومتر قطر آن است . این منفذ ها بزرگتر شده و به سرعت به لکه هایی تبدیل می شوند که معمولاً در ظرف 1 روز از بین می روند . ولی لکه های بزرگی که گاه مساحتی چند برابر زمین دارند ، عمر زیادی دارند .
هر لکه مرکز یک میدان مغناطیسی است و شدت این میدان با اندازه ی لکه تغییر می کند . قطبیت برخی لکه ها ، شمال گرا ( یا مثبت ) و لکه های دیگر قطبیت مخالف دارند .
نخستین قرینه بر قریب الوقوع بودن تشکیل یک لکه در یک ناحیه ی خاص ، این است که شدت میدان مغناطیسی در آن ناحیه ، چند هزار بار افزایش می یابد . همچنین با بزرگتر شدن لکه ، بر شدت میدان مغناطیسی آن افزوده می شود . این میدان چندین روز و یا هفته ها و ماه ها پس از محو شدن لکه بر جای می ماند .
تا آنجا که می دانیم لکه ی خورشیدی به گردابی می ماند که حرکت آن در نیمکره ی شمالی خورشید ، بر خلاف جهت عقربه های ساعت و در نیمکره ی جنوبی در جهت عقربه های ساعت است .
در قاعده ی گرداب ، گاز به بیرون جریان دارد و در سطوح بالایی به داخل می ریزد . ارتفاع این گرداب ممکن است 150 کیلومتر باشد و به احتمال زیاد ، آثار مغناطیسی نیروی محرک اصلی گازها هستند .

لکه خورشیدی

علت سردی لکه ها
بعضی از دانشمندان بر این باورند که میدان مغناطیسی بسیار عظیم لکه ، به آن امکان می دهد که با وجود در محاصره بودن آن با پلاسمای داغ متلاطم ، دست نخورده باقی بماند . میدان مغناطیسی بزرگ لکه در قسمت سایه ، سبب می شود که گرمایی که بر اثر همرفت از لایه های درونی خورشید ، به لایه های سطحی منتقل می شود ، به گاز های گرفتار شده در لکه منتقل نشود و این منطقه ، خنک تر از گازهای همسایه ی خود بماند .
نظریه ی دیگری در این زمینه می گوید که میدان مغناطیسی قوی قسمت سایه ، موجب افزایش جریان های گداخته ای می شود که 75 تا 80 درصد آن، به امواج هیدرو مغناطیسی دگرگون شده و به جای گداختن نور سپهر از آن عبور کرده و دمای جوّ بالای آن را فزونی بخشیده است .
علت تاریکی این لکه ها نیز ، چیزی جز تضاد درخشندگی میان لکه و سطح خورشید نیست . در حالی که میزان درخشندگی لکه ای به اندازه ی قطر زمین ، حداقل 50 بار از روشنایی کره ی ماه در حالت بدر بیشتر است .

لکه های خورشیدی و نیروی مغناطیسی آن

لکه ها ی خورشیدی که در جهت چرخش خورشید حرکت می کنند ، معمولاً به صورت دوتایی و یا گروهی دیده می شوند ، لکه های منفرد نیز به ندرت یافت می شوند . شواهد و اندازه گیری ها نشان می دهد که لکه ها ی خورشیدی از نظر تمایلات قطبی به دو دسته ی مخالف و یا شمال و جنوب ( مثبت و منفی ) تقسیم می گردند . لکه ی جلویی که جلوتر از دیگر لکه ها حرکت می کند ، به نام گلف پیشرو شناخته شده و لکه های دیگر که به دنبال لکه ی مزبور در حرکتند ، لکه های دنباله رو نام دارند .
یک لکه ی پیشرو از نظر مغناطیسی دارای قطبیت مثبت یا شمال گرا بوده و لکه های دنباله رو دارای قطبیت منفی یا جنوب گرا هستند .
نیروی میدان مغناطیسی قسمت سایه ی لکه ها ، بین 2000 تا 4000 گاوس است و گاه تا 10000 گاوس نیز افزایش می یابد .
قدرت میدان مغناطیسی لکه ها زمانی روشن می شود که آن را با میدان مغناطیسی زمین که 2/0 گاوس در استوا و 7/0 گاوس در قطب هاست ، مقایسه کنیم .
لکه ها ی خورشیدی از نظر خاصیت مغناطیسی به سه گروه زیر تقسیم می شوند :
1_ گروه های یک قطبی یا تک لکه هایی که دارای تمایل قطبی یکسان هستند .
2_ گروه های دو قطبی که لکه های پیشرو و دنباله روی آن دارای تمایل قطبی مخالف هستند .
3_ گروه های مرکب از تعداد لکه های زیادی با تمایلات قطبی مختلف و آمیخته در هم تشکیل شده اند .

لکه ها و چرخش خورشید

خورشید نیز همانند دیگر کرات بر گرد محور خود می چرخد . اما بر خلاف یک کره ی جامد ، بخش های مختلف آن مدت های متفاوتی را صرف چرخش می کنند . مدت چرخش خورشید ، در کندترین نقاط 38/25 روز است . چرخش خورشید از زمین بسیار آرام و کند به نظر می رسد . زیرا کره ی زمین در همان جهتی که خورشید بر گرد محور خود می چرخد ، به دور آن در چرخش است .
لکه ها ی خورشیدی از جمله نشانه هایی هستند که چرخش خورشید را به روشنی اثبات می کنند . شکل خورشید در روزهای پیاپی گویای آن است که لکه ها ، موقعیت خود را در روی صفحه ی خورشید عوض می کنند و قرص خورشید را به طور یکنواخت و آرام از شرق به غرب می پیمایند.
لکه ها بر سطح خورشید در دو کمربند پدیدار می شوند : یکی بین عرض های خورشیدی 5 درجه و 40 درجه ی شمالی و دیگری بین عرض های 5 درجه و 40 درجه ی جنوبی است . البته استثناهایی هم برای این قاعده وجود دارد ، اما در نواحی قطبی خورشید هرگز لکه ای دیده نمی شود .
از آنجایی که استوای خورشید نسبت به صفحه ی مدار گردش زمین به دور خورشید دارای زاویه ی انحراف برابر 25/7 درجه است ، از این رو مسیر ظاهری لکه ها در طول سال فرق می کند . موقعیت عوارضی مانند لکه ها ی خورشیدی را در روی نور سپهر بر اساس سیستم مختصات هلیو گرافی یا خورشید نگاری بیان می کنند . عرض هلیو گرافی از خط استوای خورشید ، رو به سوی شمال و با جنوب از 0 درجه تا 90 درجه اندازه گیری می شود .طول هلیو گرافی نسبت به نصف النهار مبدأ و در امتداد خط استوای خورشید ، تعیین می شود .
نصف النهار مبدأ خورشید دایره ی بزرگی است که به سطح استوا عمود بوده و از دو قطب شمال و جنوب خورشید می گذرد . نصف النهار مزبور ، عبارت از خطی است که از مرکز قرص خورشید در ساعت 12 بین المللی در تاریخ یکم ژانویه ی سال 1854 عبور نموده و فرض بر آن است که خط مزبور ، دارای حرکتی یکنواخت است که در طول 38/25 روز ( مدت یک چرخش کامل خورشید ) هیچ گونه تغییری در آن حاصل نمی شود .
این سیستم که توسط “ریچارد کرینگتو” ارایه شده است ، رابطه ای با هیچ یک از عوارض مرئی بر سطح خورشید ندارد و فقط دارای تعریف ریاضی است . زمان حرکت و جابجایی لکه ها ی خورشیدی ، متناسب با عرض هلیو گرافی آن متفاوت است و از 25 تا 27 روز در عرض 30 درجه به طول می انجامد و در عرض های بالاتر به این مدت افزوده می شود . بنابر اثر دوپلر ، طیف های شعاع نوری که از دو کناره ی متقابل خورشید می آیند ، تفاوت های بارزی با هم دارند . نور لبه ای که از ناظر دور می شود ، حکایت از انتقال به سرخ می کند و آن که از لبه ای می آید که به ناظر نزدیک می شود ، حاکی از انتقال خطوط به سمت انتهای آبی طیف است .
بابررسی این وضعیت و اندازه گیری میزان رنگ های قرمز و آبی ، زمان چرخش خورشید را در نواحی استوایی در حدود 26 روز و در نواحی قطبی حدود 37 روز اندازه گیری کرده اند .
به نظر می رسد که لکه ها ی خورشیدی حدود 4 تا 5 درصد ، سریعتر از دیگر عوارض زمینه ی نورسپهر حرکت می کنند .

دوره ی تناوبی لکه ها ی خورشیدی ( دوره های کلفی )
سال 1842 ، یک اختر شناس غیر حرفه ای به نام ” هاینریش شوابه – Heinrich Schwab ” تشخیص داد که لکه ها ی خورشیدی از لحاظ تعداد ، در یک چرخه ی نسبتاً منظم افزایش یا کاهش می یابند . اختر شناسان حرفه ای پس از مدت کوتاهی ، وجود چنین چرخه ای را تأیید کردند .
دوره ی تناوب یک سیکل کامل 22 ساله است . هر دوره ی کامل به دو نیم دوره ی 11 ساله تقسیم می شود . دو نیم دوره از لحاظ تغییرات مساحت پوشیده از لکه شبیه یکدیگرند و تفاوت آنها در قطبیت مغناطیسی است .
وقایع هر نیم دوره به این صورت است :
1_ آغاز دوره که ” خورشید آرام” ( همان طور که در سال های 1944- 1945 ظاهر شده ) نامیده می شود ، بدون لکه است . سپس دو لکه در عرض حدود 30 تا 35 درجه ی شمالی و 30 تا 35 درجه ی جنوبی پدیدار می شوند . لکه ها دو به دو در امتداد محور شرقی _ غربی قرار دارند . یکی را پیشرو و دیگری را دنباله رو می نامیم . فاصله ی زاویه ای بین این دو 3 تا 4 درجه است .
خواص مغناطیسی این دو جفت متفاوت است . اگر پیشروی جفت 35 درجه ی شمالی ، دارای خاصیت یک قطب شمال گرا باشد ، دنباله رو چون قطبی عمل خواهد کرد که جنوب گراست . قطبیت جفتی که در 35 درجه ی جنوبی است ، عکس قطبیت این جفت خواهد بود . پیشروی گروه زیر خط استوا ، چون قطبی جنوب گرا خواهد بود و دنباله روی آن شمال گرا .
2_ لکه های اولیه ، چند روزی دوام می آورند . سپس لکه های دیگری ظاهر می شوند . سه نوع تغییر به چشم می خورد :
آ_تعداد لکه ها افزایش می یابد .
ب_اندازه ی هر لکه بزرگتر می شود .
پ_لکه ها به استوا نزدیکتر می شوند .
این روال چهار سال ادامه می یابد تا این که مساحت لکه ها به بیشینه می رسد . در این زمان ، مساحتی که به وسیله ی لکه ها پوشیده شده ، ممکن است 300 برابر آن در آغاز دوره باشد و تعداد لکه ها به 100 یا بالغ بر 100 می رسد .
3_ در هفت سال بعدی ، حرکت به سمت استوا ادامه می یابد . اما مساحتی که با لکه پوشیده شده ، به تدریج کاهش می یابد . این مساحت در پایان مدت به کمینه می رسد و این پایان یک نیم دوره است ، از کمینه تا کمینه ای دیگر .
4_ در حالی که آخرین لکه ها در عرض های 5 درجه ی شمالی و 5 درجه ی جنوبی ناپدید می شوند ، لکه های پیشروی نیم دوره ی دوم در عرض های 35 درجه ی شمالی و 35 درجه ی جنوبی ظاهر می شوند ، یک جفت در عرض های شمالی و یک جفت در عرض های جنوبی .
نیم دوره ی دوم شبیه نیم دوره ی اول است ، با یک تفاوت عمده که قطبیت مغناطیسی هر لکه عکس می شود . بنابراین اگر پیشروی 35 درجه ی شمالی در 11 سال پیش قطبی شمال جو داشت ، حال دارای ویژگی یک قطب جنوب جوست . بدین مفهوم که در کل در پایان هر نیم دوره از لکه های خورشیدی ، میدان مغناطیسی به سرعت دچار جابه جایی قطبی می شود و بسیاری از اعوجاج های خود را از دست می دهد . مثلاً اگر قطب شمال مغناطیسی خورشید ، در آغاز یک نیم دوره ، در ناحیه ی قطب شمال جغرافیایی قرار دارد ، در زمان شروع چرخه ی بعدی ، قطب شمال مغناطیسی خورشید ، در محل قطب جنوب جغرافیایی آن قرار می گیرد و در نهایت پس از گذشت 22 سال که دوره ی جدیدی آغاز می شود ، به محل اولیه ی خود باز می گردد .
توضیح : 1_ مشخصات دوره ها ، تنها در یک جریان متوسط آمارگیری آشکار می شود . ممکن است در زمانی با بیشینه ی فعالیت خورشیدی ، سطح خورشید کاملاً صاف و بی لکه باشد و یا در طی مدتی که فعالیت کمینه است ، بخش بزرگی از سطح خورشید را لکه پوشانده باشد . بنابراین دو نیم دوره تنها پس از متوسط گیری از مقدار زیادی داده ی رصدی ، آشکار می شود .
2_ رقم 11 سال یا به طور دقیق 4/10 سال برای یک نیم دوره ، یک مقدار متوسط است . دوره های مشاهده شده ، ممکن است با هم تفاوت قابل ملاحظه ای داشته باشند . نیم دوره های 8 ساله و 14 ساله نیز مشاهده شده اند .
Solar Activity due to sunspot cycle

رصد لکه های خورشیدی

ستاره شناسان خورشیدی ، برای مطالعه ی این سطح گازی ، از عکس هایی که با تلسکوپ مخصوص گرفته شده است ، استفاده می کنند .
این عکس ها غالباً با فیلترهای ویژه ای تهیه می شوند . این فیلترها نوری را که با نوع خاصی از اتم هیدروژن یا کلسیم همراه است، از آن جدا می کنند . بدین ترتیب امکان انتخاب بخش های مجزای سطح خورشید، برای مطالعه و تحقیق ایجاد شده است .
لکه ها ی خورشیدی ، به شکل لکه های خاکستری رنگ ظاهر می شوند . اگر چندین روز متوالی ، وضعیت این لکه ها را ثبت کنید ، متوجه می شوید که اندازه و شکل آنها تغییر می کند ، که این به دلیل چرخش خورشید است . آن طور که از زمین دیده می شود ، بین چرخش در نواحی استوایی تا قطب ها حدود 9 روز تفاوت وجود دارد . این اختلاف در چرخش ثابت می کند که خورشید نمی تواند یک جسم جامد باشد . در صورتی که خورشید جامد بود ، همه ی لکه ها هم زمان به دور خورشید کشیده می شدند .
عکسی که در شرایط خوبی گرفته شده باشد ، نشان می دهد که سطح خورشید دارای ظاهری خالدار یا حبابی شکل است . این ناهمواری ها در واقع چشمه های جوشان گازهای دایمی هستند که همان لکه ها ی خورشیدی نامیده می شوند .

پلاژها

هنگامی که در نور هیدروژن-آلفا یا کلسیم (II) از خورشید عکس گرفته شود ، غالباً ناحیه ی درخشانی ظاهر می شود . درخشندگی این ناحیه ناشی از چگالی و دمای بیشتر فام سپهر پیرامون آن است . پلاژها را ناشی از کانونی شدن انرژی در ناحیه ای معین از میدان های مغناطیسی قوی ، غالباً بر فراز لکه های خورشیدی سردتر می دانند .
ثابت شده است که بین پلاژها و لکه ها ی خورشیدی ، رابطه ای مستقیم برقرار است . پلاژهای درخشان پیش از لکه ها ی خورشیدی متناظرشان ظاهر می شوند و بنابراین خبر از ظهور آن لکه را می دهند . پلاژها غالباً از لکه ها بسیار بزرگترند و پس از ناپدید شدن لکه ی متناظر باقی می مانند .

دوره های خورشیدی

لکه های خورشیدی از شمارش گروه های لکه و لکه های جدا از هم به دست می آیند . هر گروه از لکه های خورشیدی ، به طور متوسط 10 لکه دارد . بنابراین تعداد کل لکه های خورشیدی ، جمع تعداد لکه های جدا از هم به اضافه ی تعداد گروه ها ضربدر 10 است .
نمودارهای ماهانه ای که از انتشار لکه های خورشیدی به دست می آیند ، نشان می دهند که تعداد لکه هایی که بر سطح خورشید دیده می شوند، طی دوره هایی یک ساله ، کم و زیاد می شوند .
_نمودار پروانه ای (Butterfly Diagram)
رصدهای خورشیدی نشان می دهند که لکه های روی سطح خورشید ، به شکل تصادفی پخش نشده اند ، بلکه در فواصل خاصی از استوای خورشید قرار دارند . در ابتدای هر نیم دوره ی خورشیدی ، لکه ها در عرض های میانی و شمالی یا جنوبی ، به صورت قرینه نسبت به خط استوا شکل می گیرند و تا پایان آن نیم دوره ، به عرض های استوایی تر جابجا می شوند ، به طوری که نمودار پراکندگی لکه ها بر سطح خورشید ، شبیه یک پروانه می شود .

_مینیمم ماندر (Maunder Minimum)
طی تحقیقاتی که” والتر ماندر –W.Walter Maunder ” عضو رصدخانه ی سلطنتی گرینویچ به عمل آورد ، این نتیجه حاصل شد که در طی دوره ی 1725_1645 هیچ لکه ای در خورشید وجود نداشته است . این دوره ی کم فعالیتی خورشید که آن را مینیمم ماندر می نامند ، با “عصر یخبندان کوچک” مصادف است ، که آن دوران فوق العاده سردی به ویژه در اروپا و گرینلند بوده است ، زمانی که رودخانه ها یخ بستند و مناطقی در ارتفاعات کم کوهستان ، حتی در تابستان هم پوشیده از یخ ماندند.
فعالیت های خورشیدی ارتباطی تنگاتنگ با آب و هوای زمینی دارند ، زیرا حتی تغییر %1 در برونداد انرژی خورشید به تغییری معادل 1 درجه ی سانتیگراد در میانگین دمای زمین می انجامد . چنین افت اندک اما دایمی در دما می تواند عصر یخبندان دیگری به وجود آورد و افزایش آن ممکن است به ذوب شدن مقدار زیادی از کلاهک های قطبی منجر شود و نواحی ساحلی را به زیر آب ببرد و به این ترتیب در تعادل ظرفیت اکولوژی محیط زندگی ما مؤثر باشد .
اگر مدتی فعالیت های خورشیدی کمتر شود ، این شرایط فرصت بیشتری را برای مبارزه با گرم شدن هوای کره ی زمین و انتشار گازهای کربنی که برای مهار تغییرات آب و هوایی آن نیاز است ، به دست می دهد .

بادهای خورشیدی

یکی از نتایج فعالیت های خورشیدی ، بادهای خورشیدی است . پلاسمایی با رسانش بالا که انرژی کافی رابرای فرار از جاذبه ی خورشید دارد و از تاج خورشید جدا می شود ، باد خورشیدی نامیده می شود . بادهای خورشیدی عمدتاً شامل الکترون ها و پروتون ها با آمیزه ای از %5 یون های هلیوم هستند که به صورت مارپیچی با سرعتی معادل صدها کیلومتر بر ثانیه از خورشید به هر سویی می وزند و در فضای بین سیاره ای گسترش می یابند .
این ذرات در همان مسیرهای میدان مغناطیسی خورشید حرکت می کنند و از آنجا که دارای بار الکتریکی هستند ، منظومه ی شمسی را پر از جریانات الکتریکی می کنند .چگالی این بادها در نزدیکی خورشید ، تقریباً بین 10 تا 100 ذره در هر سانتیمتر مکعب است .
در فواصل زیادی از خورشید ، یعنی فراتر از مدار پلوتو ، از سرعت این باد که مافوق صوت است ، کاسته می شود و با گازهای میان ستاره ای ترکیب می شود .
ناحیه فعالیت های خورشیدی ، هلیوسفر ( کره ی خورشیدی ) است که به شکل یک حباب بزرگ شبیه به قطره ی اشک ، خورشید و همه ی سیاره های منظومه ی خورشیدی را در بر گرفته است . گمان می رود که وسعت این منطقه از قسمت لبه ی پایین اشک ، حدود 15 میلیارد کیلومتر ( 9 میلیارد مایل ) باشد . فراتر از مدار پلوتو ، دورترین سیاره از خورشید ، هلیوسفر به گازها و غبارهای میان ستاره ای می پیوندد . گرچه اتم های موجود در فضای بین سیاره ای می توانند در این حباب نفوذ کنند ، اما در واقع می توان گفت که همه ی مواد تشکیل دهنده ی هلیوسفر از خود خورشید ناشی می شوند .
باد خورشیدی در هر ثانیه ، حدود یک میلیون تن هیدروژن خورشید را از بین می برد . 100000 میلیارد سال طول خواهد کشید تا باد خورشیدی ، تمام جرم خورشید را در فضای بین ستاره ای پخش کند . اما طول عمر طبیعی خورشید ، فقط 10 میلیارد سال است .
دمای پلاسمای باد خورشیدی ، در حدود 100000 کلوین است .
باد خورشیدی به طور پیوسته و با سرعتی بین 200 تا 900 کیلومتر بر ثانیه در فضای میان سیارات می وزد ( رقم بین 400 تا 500 کیلومتر بر ثانیه را می توان سرعت متوسط بادهای خورشیدی دانست ) و ذراتی که به وسیله باد خورشیدی حمل می شوند ، حدود 4 تا 5 روز طول می کشد تا به زمین برسند ( در حالی که نور خورشید 3/8 دقیقه طول می کشد تا به زمین برسد ) و در میدان مغناطیسی کره ی زمین به دام بیفتند .
باد خورشیدی تا حدود 1 واحد نجومی (AU) پس از مدار پلوتو نیز ادامه می یابد .
متغیر بودن سرعت و چگالی باد خورشیدی ، به دلیل متغیر بودن فعالیت های خورشیدی است .
گفتنی است به دلیل 100 برابر بودن انرژی جنبشی پلاسما نسبت به انرژی مغناطیسی اش ، اصطلاح باد مغناطیسی را نیز به آن داده اند .
علت پیدایش بادهای خورشیدی ، شراره های خورشیدی است .شراره ها مناطقی با انفجارات مقطعی در نزدیکی نواحی فعال خورشیدند که به دنبال آن طی چند ساعت می تواند 10 میلیارد میلیارد ژول انرژی آزاد شود .به دنبال این انفجارهای مهیب ، این مناطق ناگهان به شدت پرنور می شوند و از خود پرتو ی ایکس، گاما ، امواج رادیویی ، ذرات باردار ، ذرات زیراتمی و تعدادی عناصر سنگین به خارج گسیل می کنند . ذرات باردار یک روز بعد به زمین می رسند و باعث اختلالات قابل توجهی در میدان مغناطیسی زمین می شوند ، که به طوفان های مغناطیسی معروفند
شراره ها معلول میدان های مغناطیسی شدیدی هستند که همراه لکه های خورشیدی قرار دارند . آنها از نشر گاز هیدروژن یونیزه در مجاورت لکه های خورشیدی به وجود می آیند .
به دنبال برخورد خطوط مغناطیسی مخالف ، مقداری از انرژی آنها به اشکال دیگر انرژی مانند گرما و انرژی جنبشی جریان ذرات تبدیل می شود . پرتوهای ایکس نرم و ماوراء بنفش تولید و سپس با حرکت الکترون های پر انرژی به سمت مناطق پایینی پرتوی ایکس سخت و ذرات آلفا تولید می شود .
در برخورد امواج شوک با تاج نیز پرتوی ایکس سخت تولید می شود .
شراره های خورشیدی بیشتر از لکه ها رخ می دهند ؛ حداکثر فعالیت های لکه های خورشیدی 2000 تا 4000 بار در سال است ، در حالی که شراره ها 20 بار بیشتر از این مقدار روی می دهند ، اما طول عمر آنها خیلی کوتاهتر است ؛ یک شراره ی نوعی طی حدود 5 دقیقه به حداکثر فعالیت خود می رسد و طی حدود 20 دقیقه رو به افول می گذارد .
یک گروه لکه ی خورشیدی در طی دوره ی خود ، 40 شراره تولید می کند .

 

بادهای خورشیدی از چه زمانی آغاز شدند؟
بسیاری از ستاره شناسان بر این عقیده اند که منظومه ی شمسی از غباری بسیار عظیم و دوّار به نام خورشید تشکیل شده است . بر اساس این تئوری ، غبار خورشید به سبب گرانش شدید خود متلاشی شده و روی خود فرو ریخته و زمانی که توده ی بزرگ غبار خورشید منقبض شد ، چرخش آن سریعتر گردید و به یک صفحه ی سیاره ای مبدل شد . در این زمان ، بیشتر مواد و ذرات موجود در غبار خورشید ، در هنگام انقباض به مرکز این توده کشیده شده و در آن قسمت تحت فشار کافی ، منجر به تشکیل خورشید شده اند . از همین زمان انفجارهای خورشیدی آغاز و بادهای خورشیدی شروع به وزیدن نمودند . این بادها به اندازه ای شدید بودند که عناصر سبک از جمله هیدروژن و هلیوم را با خود به قسمت های داخلی منظومه آوردند .
شدت این بادها در قسمت های بیرونی کمتر و در نتیجه اجتماع هیدروژن و هلیوم در این مناطق ، بیشتر از قسمت های درونی است و این توجیه مناسبی برای این مسئله است که سیارات درونی کوچکتر و صخره ای هستند و سیارات بیرونی غول پیکرند و تقریباً به طور کامل از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده اند .

اثرات خورشید بر شرایط اقلیمی
علاوه بر تاثیری که خورشید بر جوّ و شرایط اقلیمی زمین باقی می گذارد ، میدان مغناطیسی زمین نیز از فعالیت ها و اثرات آن تاثیر می پذیرد .
می دانیم که زمین مانند یک آهنربای دوقطبی که موقعیت قطب های آن متناسب با زمان پیوسته در جابجایی است ، عمل می کند .
آن قسمت از فضا که از میدان مغناطیسی زمین متأثر است ، مغناطکره می نامند . در صورتی که عاملی به نام بادهای خورشیدی وجود نمی داشت ، دامنه ی مغناطکره ی زمین تا مسافتی معادل صد برابر شعاع زمین ، در فضا گسترش می یافت و کره ی عظیمی به شعاع تقریبی 1,200,000 کیلومتر در فضا ایجاد می کرد . ولی بادهای خورشیدی موجب دگرگونی کره ی مزبور شده و آن قسمت از مغناطکره ی زمین را که رو به خورشید واقع است ، تا شعاع 8 تا 10 برابر کره ی زمین فشرده کرده و جهت مقابل آن را به شکل دنباله ی طویلی در فضا پراکنده است .
آزمایش هایی که اخیراً به عمل آمده ، نشان می دهد که دنباله حتی تا 1000 برابر شعاع زمین در فضا کشیده شده است .

آن قسمت از جبهه ی مغناطکره ی زمین که با بادهای خورشیدی درگیر می شود و تحت تأثیر ضربات باد مزبور جذب می گردد ، مغناط خم نام دارد . سرعت بادهای خورشیدی پس از برخورد با مغناطکره به طور ناگهانی از 500 کیلومتر بر ثانیه به 250 کیلومتر بر ثانیه ، کاهش می یابد و انرژی رفته به 5 تا 10 برابر حالت عادی یعنی حدود چند میلیون کلوین افزایش می یابد .
حدفاصل میان مغناط خم و مغناطکره ناحیه ای است به نام مغناطپوش که آشفتگی و بی نظمی خطوط میدان از ویژگی های آن است .
در مغناطکره ی زمین ، منطقه ای وجود دارد که ذرات بسیار پر انرژی و باردار کیهانی در آن به دام می افتند . این منطقه که در سال 1958 به کمک سفینه های expelorer 1 , 3 شناخته شد ، به افتخار کاشف آن ، ” دکتر جیمز وان آلن ” نامیده می شود .
کمربندهای وان آلن که ذرات باردار را منعکس می سازد ، از دو لایه ی جدا از هم تشکیل شده اند ؛ لایه ی درونی که نواری است به شعاع حدود 5/1 برابر شعاع زمین و لایه ی بیرونی به شعاع حدود 5 برابر شعاع زمین می باشد ، مانند کمربندهایی زمین را دربر گرفته اند . مواد کمربند درونی در مقایسه با مواد کمربند بیرونی از پروتون ها و الکترون های پرانرژی و متراکم تری تشکیل شده اند .

عامل سرعت بالای جریان بادهای خورشیدی

دانشمندان دریافتند که چرا سرعت بادهای خورشیدی هرگز به کمتر از 260 کیلومتر بر ثانیه نمی رسد و هلیوم را مسئول این حداقل سرعت می دانند .
بررسی ها نشان داده که بین سرعت باد و مقدار هلیوم موجود در آن رابطه ای وجود دارد . به این ترتیب که هرچه مقدار هلیوم بیشتر باشد ، سرعت حرکت باد ، افزایش پیدا می کند .
در جریان های پر سرعت باد ، نسبت گاز هلیوم حدود %4 است ، در حالی که در کندترین جریان باد ، این نسبت به %0 می رسد .

شفق های قطبی

جوّ زمین غالباً منظره ای واقعی به نام نورهای شمالی یا شفق شمالی ( اُرورا بوریلیس ) و نورهای جنوبی یا شفق جنوبی (اُرورا استرالیس ) ایجاد می کند . شفق ها بیش از همه در عرضهای جغرافیایی 70 درجه ی شمالی و 70 درجه ی جنوبی دیده می شوند . شفق ها به شکل های متفاوتی آسمان را روشن می کنند ؛ گاهی به شکل روشنایی کلی ، گاهی به شکل بادبزن یا پرده هایی که از آسمان آویخته اند و سرانجام روشنایی سنبله شکل که به رنگ های صورتی ، ارغوانی ، بنفش و سبز ، به طول صدها کیلومتر آسمان را می پوشانند .
منشأ شفق های قطبی بادهای خورشیدی است . ذرات باردار بادهای خورشیدی ، با میدان مغناطیسی زمین برهم کنش دارند و تعدادی از آنها در امتداد خطوط میدان مغناطیسی زمین به سوی قطب های شمال و جنوب آن شتاب می گیرند .
وقتی این ذرات در ارتفاع 300 کیلومتر به جوّ زمین وارد می شوند ، اتم های تشکیل دهنده ی جوّ را بمباران و آنها را برانگیخته می کنند . انتقال الکترون های اتم های برانگیخته به پایین ، وقتی موقتاً در تراز انرژی 2 متوقف می شود ، نور مریی ایجاد می کند . در این فرآیند به علت وجود اتم های گوناگون و میزان گوناگون برانگیختگی آنها ، احتمال ایجاد برخی رنگ های طیف نور ، بیشتر است . مثلاً مولکول های اکسیژن (O2) متمایل به نور سرخ و یا زرد و تک اتم های اکسیژن متمایل به تولیدنور سبز و اتم های نیتروژن متمایل به نور بنفش اند . هر یک از این رنگ ها به خطوط عمده ی طیف خاصی مربوط می شود .
شواهدی در دست است که نشان می دهد ، وقتی شفق در یک قطب زمین ظاهر می شود ، شفقی بسیار شبیه به همان در قطب دیگر تشکیل می شود ؛ به نظر می رسد که الکترون ها در مدتی کمتر از 1 ثانیه ، در امتداد خطوط مغناطیسی ، از یک قطب به قطب دیگر می رسند . بنابراین وسیله ای ایجاد می شود که در تشکیل شفق ها ، عملاً ارتباط برقرار می شود .
پدیده ی شفق قطبی نیز نوعی پلاسماست که تحت اثر یونیزاسیون ایجاد می شود .

شفق قطبی

توفان های مغناطیسی

تغییرات بادهای خورشیدی ، دگرگونی هایی را در مغناطکره موجب می شود و در میدان مغناطیسی زمین اثر می گذارد و پدیده ای به نام توفان مغناطیسی ایجاد می کند . موج ضربت ذرات خورشیدی که از زمان پیدایش مشعل ها تا رسیدن به سطح زمین ، حدود دو روز در راه هستند ، ابرهای پلاسمای مغناطکره را متراکم می کند و نیروی میدان مغناطیسی زمین را یکباره فزونی می بخشد . این عملیات که مدت آن از چند دقیقه تجاوز نمی کند ، آغاز ناگهانی توفان نامیده می شود . به دنبال آن نمود آغازین شروع می شود که از 30 دقیقه تا چند ساعت به درازا می کشد . طی مرحله ی بعدی که نمود اصلی نام دارد ، انرژی مغناطیسی آزاد می گردد و با پدید آوردن جریان هایی در مغناطکره ، موجبات افت توان مغناطیسی زمین را مدت چند ساعت تا یک روز فراهم می آورد و پس از آن طی چند روز به حال عادی باز می گردد . این قبیل توفان های مغناطیسی معمولاً هر 27 روز یک بار تکرار می شود .
این رویدادهای انفجاری در سطح خورشید که میلیاردها تن ذرات باردار را راهی زمین می کند و باعث اختلال در شبکه های برق و ماهواره ای می شود ، از نگرانی هایی است که پیش بینی تحولات خورشید را لازم می آورد .
این پدیده که “فوران انبوه تاج خورشیدی” (Coronal Mass Ejection) یا CME نام دارد ، می تواند برای فضا نوردان خطرناک باشد . CMEانفجاری از مواد گازی و ذرات باردار به داخل فضاست که از نقطه ای در داخل تاج خورشید فوران می کند . این فوران به لکه های خورشیدی مربوط است .

توفان عظیم خورشیدی

بررسی ها نشان می دهد که اکنون ما مرحله ی کم کاری فعالیت های خورشیدی را پشت سر گذاشته ایم و وارد دوره ی جدید فعالیت های خورشیدی شده ایم . جدیدترین چرخه 11 ساله ی خورشیدی که انتظار می رود 5 سال دیگر به اوج فعالیت های خود برسد ، اوایل ژانویه 2008 نخستین نشانه های خود را بروز داد . این لکه ی جدید ده هزار و نهصد و هشتاد و یکمین لکه ی قابل رویتی است که توسط مرکز پیش بینی های رویدادهای فضایی (NOAA) از دی ماه 1350 تا کنون نامگذاری کرده است . عرض بسیار بالای این لکه که 27 درجه ی شمالی است و قطبش منفی آن به سمت راست نیمکره ی شمالی متمایل است ، نشانه های قاطعی از ظهور چرخه ی جدید خورشیدی هستند .
دیوید هاتاوی ، فیزیکدان خورشیدشناسی که در مرکز پروازهای فضایی مارشال کار و تحقیق می کند ، در این زمینه می گوید : “چنین به نظر می آید که طوفان بعدی ، بزرگترین فعالیت خورشیدی از 40 سال پیش به بعد که فعالیت های این ستاره ثبت و ضبط شده اند ، باشد .”
حدود زمانی که توفانی از جانب خورشید ، به میدان مغناطیسی زمین برخورد می کند ، سپر مغناطیسی زمین دچار آشفتگی می شود . با توجه به قدرت فوران های خورشیدی ، آشفتگی میدان مغناطیسی زمین می تواند به قدری شدید شود که اثرات طوفان خورشیدی در زمین احساس شود . چنین وضعیتی را اصطلاحاً توفان های ژئومغناطیسی می نامند . این توفان مغناطیسی با توجه به قدرت و شدت آن ، قادر است باعث قطع جریان برق ، مختل شدن سیستم های الکترونیکی ، از کار انداختن سیستم موقعیت سنجی جهانی GPS ، قطع ارتباطات مخابراتی و انحراف عقربه های قطب نما شود .
هاتاوی و ویلسون با مطالعه ی آنچه از فعالیت های میدان مغناطیسی زمین در 150 سال گذشته ثبت شده بود ، به این نتیجه رسیدند که با اندازه گیری نوسانات میدان مغناطیسی زمین ، می توان قدرت توفان خورشیدی جدید را 6 تا 8 سال پیش از رسیدن به اوج فوران ها پیش گویی کرد .

در نمودار فوق ؛ خطوط سفید نشان دهنده ی تعداد لکه های خورشیدی است که نسبت مستقیمی با شدت فعالیت های خورشیدی دارد و خطوط آبی نمایانگر نوسانات میدان مغناطیسی زمین است .
نوسانات میدان مغناطیسی ، توسط اندازه گیری شاخص IHV، محاسبه می شود . مبنای محاسبات هاتاوی و ویلسون ، اندازه گیری های روزانه ای بوده است که از سال 1868 تا به امروز در دو نقطه ی مقابل هم در زمین ( یکی در انگلستان و دیگری در استرالیا ) انجام شده است .
همان طور که خطوط نارنجی نشان می دهند ؛ اوج نمودار شاخص IHV که نشان دهنده ی نوسانات میدان مغناطیسی زمین است ، با دقت %94 ، حدوداً 6 سال قبل از اوج فعالیت های خورشیدی که در اینجا با شاخص تعداد لکه های خورشیدی اندازه گیری شده ، نشان داده شده است .

 طبق محاسبات این دانشمندان ، پیش بینی می شود توفان بعدی خورشیدی که به تازگی آغاز شده است ، بین 135 تا 185 لکه خورشیدی داشته باشد . اگر این پیش بینی درست باشد ، این توفان یکی از قویترین توفان هایی خواهد بود که در 50 سال گذشته و یا شاید در کل زمانی که این اندازه گیری ها صورت گرفته ، روی می دهد .
ستاره شناسان از زمان گالیله ، لکه های خورشیدی را می شمارند . این اندازه گیری ها نشان می دهد که فعالیت های خورشیدی ، هر 11 سال یک بار اوج می گیرد . به گونه ی غریبی ، چهار اوج ثبت شده در 50 سال اخیر ، در دسته ی پنج تایی فعالیت های عظیم بوده اند . اوج بیست و چهارم که تخمین زده می شود ، در 2010 روی دهد نیز به قدر کافی قدرتمند خواهد بود تا در لیست بزرگ ها ثبت شود .
“مااوسومی دیکپاتی” از مرکز ملّی تحقیقات اتمسفری ، معتقد است اوج بعدی فعالیت های خورشیدی ، بین 30 تا 50 درصد قویتر از اوج قبلی خواهد بود و آن را می توان با توفان عظیم سال 1958 مقایسه کرد .
دیکپاتی سال ها قبل ، دلیل چنین نوسان عظیمی در فعالیت های خورشیدی را با مفهومی به نام “تسمه ی نقاله ی خورشید” توضیح داده بود .

 

جریان بسته و عظیمی از گازهای هادی الکتریسیته است که از استوای خورشید ، به دو قطب آن جریان دارد . این کمربند الکتریکی ، آب و هوای خورشید و یا به عبارتی شمار لکه های خورشید را کنترل می کند . برای تشریح این پدیده ، ابتدا به خاطر آورید که لکه های خورشیدی در واقع غده های مغناطیسی پیچیده ای هستند که حرکت بخش داخلی خورشید باعث پدید آمدن آنها می شود . آنها عمر کوتاهی دارتد و هنگامی که از بین می روند ، اثر مغناطیسی ضعیفی از خود بر جای می گذارند .
بخش بیرونی و سطحی تسمه ی نقاله ی خورشیدی ، پوسته ی این ستاره را جاروب می کند و میدان های مغناطیسی ضعیف را با خود به قطبین حمل می کند . در آنجا این میدان ها تحت تأثیر میدان مغناطیسی ستاره قرار گرفته و به عمق 200,000 کیلومتری آن ، جایی که دیناموی عظیم خورشید آن ها را تقویت می کند ، فرو می روند .
هنگامی که میدان های مغناطیسی ضعیف تقویت شدند ، مجدداً شناور شده و به سطح خورشید باز می گردند . به این ترتیب لکه های جدید شکل می گیرند . تمام این فرآیند به قدری آهسته صورت می گیرد که یک دوره ی کامل آن در حدود 40 سال طول می کشد . البته سرعت حلقه بین 30 تا 50 سال متغیر است .
هنگامی که حلقه سریعتر می چرخد ، به این معنی است که میدان های بیشتر را از سطح خورشید جمع آوری می کند و در نتیجه اوج فعالیت های بعدی ، میزبان تعداد بیشتری لکه است و بنابراین توفان بزرگی رخ خواهد داد . اندازه گیری ها نشان می دهد که تسمه ی نقاله ی خورشیدی در سال های 1986 تا 1996 سریعتر چرخیده است . بنابراین باید منتظر اوج شدیدی در سال های 2010 تا 2011 باشیم .

منابع: : 

Cphtheory.com
Nasa.gov
Solarviews.com
Wikipedia.com

 

ارش بوالحسنی -وبلاگ هوش فرازمینی



تاريخ : ۱۳٩٤/۱٠/٢۱ | ٤:٥۱ ‎ق.ظ | نویسنده : arash | نظرات ()
  • ویندوز سون | آنکولوژی