وقتی به خورشید نگاه می کنیم، از جو خارجی که گازی بسیار رقیق است به آن می نگریم. این جو خارجی مانع دید ما نمی شود. سر انجام به گاز چگالتری می رسیم که دید ما را از داخل خورشید مانع می شود. این لایه مانع، نور سپهرخورشید نام دارد و همان چیزی است که قرص خورشید را بوجود می آورد. از نور سپهر به داخل، چگالی و دما پیوسته زیاد می شود. چگالی نور سپهر در حدود چگالی هوای اطراف ما در سطح زمین است. در نزدیکی های مرکز خورشید چگالی یکصد برابر چگالی آب است. با وجود این، به دلیل دمای بسیار زیاد، خورشید همچنان به صورت گاز است. شکل1 ساختمان تقریبی خورشید را نشان می دهد.
شکل1
ساختمان تقریبی خورشید
رویت سطح خورشید بلافاصله کلفها یا لکه های خورشیدی را بر ما آشکار می سازد و کلفها لکه های تاریکی هستند که در زمینه نور سپهر درخشان خورشید به چشم می خورند. دمای کلفها حدود 2000 درجه کلوین کمتر از سطوح مجاور آن است. هر کلف بزرگ خورشیدی از یک قسمت داخلی تیره تر بنام سایه و یک قسمت روشنتر بیرونی بنام نیم سایه تشکیل شده است شکل2.
شکل2
کلفهای خورشیدی، سایه و نیمسایه
شکل کلفها معمولا دایره ای نیست. البته در موارد استثنایی ممکن است دایره ای باشد. کلفها معمولا به صورت گروه هستند، اما کلف منفرد نیز گهگاه مشاهده می شود. وضعیت کلفها دایمی نیست. کلفها به وجود می آیند و طول عمری دارند. گروه های کلفی خیلی بزرگ ممکن است تا شش ماه دوام یابند، در حالی که کلفهای کوچک در فاصله چند ساعت پدیدار و سپس ناپدید میشوند. شکل کلفها نیز پیوسته تغییر می کند. منشا کلفها با ساختمان مغناطیسی خورشید مرتبط است.
جو شفاف بیرونی خورشید که از آن صحبت کردیم کروموسفر یا فام سپهر نام دارد. در این ناحیه از جو برخی از طول موج های نوری که از نور سپهر گسیل میشود، جذب می شود و نتیجه اش طیف جذبی خورشید است. فام سپهر در برابر نور خیره کننده نور سپهر نامریی است. اما فام سپهر را می توان به هنگام کسوف کلی خورشید به صورت یک ناحیه سرخ رنگ نازک دور خورشید دید. نام کروموسفر یا فام سپهر از همین رنگ قرمز می آید که ناشی از خط گسیلی Hα هیدروژن است. از روی این خطوط منجمان می توانند دمای گاز فام سپهری را اندازه بگیرند. دمای گاز درنواحی فوقانی فام سپهر به 50000 درجه کلوین می رسد. بعد از فام سپهر به تاج خورشیدی می رسیم که بیرونی ترین ناحیه جو خورشید است. دمای تاج خورشیدی یک میلیون کلوین است. تاج خورشیدی نیز به زیبایی تمام به هنگام کسوف جلوه می کند شکل 3.
تاج خورشیدی گازی بسیار رقیق است. از این رو علی رغم دمای بسیار زیادش انرژی ناچیزی دارد.
گر چه از دیر باز کلفهای خورشیدی پدیده های آشنایی بوده اند اما هنوز هم به درستی نمی دانیم که چگونه و چرا ایجاد می شوند. همین قدر می دانیم که با میدان مغناطیسی در سطح خورشید رابطه بسیار نزدیکی دارند. کلفها خود مراکز میدانهای مغناطیسی بسیار قوی هستند. این میدان مغناطیسی هزاران بار از میدان مغناطیسی زمین یا حتی میدان مغناطیسی `عادی` خورشید قوی تر است. از پدیده های دیگر سطح خورشید که با کلفها ارتباط دارند زبانه های خورشیدی اند. زبانه ها ستونهای عظیمی از گاز درخشان هستند که از ناحیه های زرین فام سپهر به داخل تاج خورشیدی نفوذ می کنند شکل 4.
شکل4
زبانه خورشیدی
زبانه ها در نقاطی تشکیل می شوند که میدان مغناطیسی خورشید جریان گرما به داخل آنها را کاهش می دهد. زبانه ها سردتر از گاز اطراف هستند. درشرایط مناسب این گاز سردتر که در چنگ میدان مغناطیسی محلی اسیر شده است ممکن است هفته ها دوام آورد. کلفهای خورشیدی همچنین موجب شعله های خورشیدی می شوند که فورانهای کوتاه مدت ولی درخشانی از گاز داغ در فام سپهر خورشید هستند. این فورانها گرچه بسیار شدید هستند، ولی به دلیل موضعی بودنشان تاثیر چندانی در برونداد کلی انرژی خورشید ندارند. اما گسیل رادیویی و اشعه X خورشید را در عرض چند ثانیه چند صد برابر می کنند. شعله های خورشیدی معمولاً در نور مرئی قابل مشاهده نیستند بلکه برای رویت آنها باید روشهای دیگری به کار برد. ذرات و امواجی که از شعله ها گسیل می شود ممکن است فاصله خورشید تا زمین را بپیمایند و در بر خورد با میدان مغناطیسی زمین اختلالاتی در آن بوجود آورند که اصطلاحاً طوفانهای مغناطیسی نامیده می شوند. این ذرات باردار ممکن است بار کمربندهای وان الن را افزایش دهند(کمربندهای وان الن ناحیه های چنبره مانندی هستند که زمین را احاطه کرده اند و متشکل از ذرات بارداری هستند که به دام میدان مغناطیسی زمین افتاده اند) و موجب پدیده هایی در نواحی قطبی زمین می شوند که به شفقهای قطبی موسوم است. به علاوه به هنگام فعالیتهای شدید خورشیدی که مصادف است با افزایش تعداد کلفها و وقوع بلاانقطاع شعله ها و زبانه های خورشیدی و ورود ذرات گسیل شده از آنها به جو زمین، اختلالاتی در دریافت رادیویی و تلویزیونی زمین بوجود می آید. مجموعه این پدیده ها را فعالیت خورشیدی می گویند. فعالیت خورشیدی کما بیش سیکل منظمی را طی می کند. دوره تناوب این فعالیت در حدود 22 سال است که از دو نیمه تقریباً 11 ساله تشکیل می شود شکل5 و به هنگام ماکزیمم فعالیت خورشیدی تعداد بسیار زیادی کلفهای خورشیدی در سطح خورشید پدیدار می شوند.
شکل5
سیکل کلفها
اما به هنگام می نیمم فعالیت خورشیدی، قرص خورشید تقریباً عاری از کلف است. سیکل فعالیت کاملاً منظم نیست ولی واضح و مشخص است. مثلاً در سالهای 1957،1968 و 80- 1979 زمانهای فعالیت ماکزیمم بود در حالیکه 1964، 1976 و 87-1986 ادوار می نیمم بوده اند. شدت فعالیت در ماکزیمم ها یکسان نیست. در آغاز هر سیکل جدید کلفها در عرضهای جغرافیایی حدود 30 درجه پدیدار می شوند. با پیشرفت سیکل، گروههای کلفی جدیدی در عرضهای جغرافیایی کمتر ظاهر می شوند. کلفهای اولی پیش از آنکه کلفهایی در حوالی استوا پدید آیند از میان می روند. تعداد کلفهایی که سطح خورشید را پوشانیده است معیاری از میزان فعالیت خورشیدی است.
امتیاز: 0.00
وزارت آموزش و پرورش > سازمان پژوهش و برنامه‌ريزی آموزشی
شبکه ملی مدارس ایران رشد
ارسال ها: 1615
شما باید یک عنوان و متن وارد کنید!