کلف های خورشیدی

کلف ها, از هنگامی که در ۱۶۱۰ میلادی به وسیله ی گالیله کشف شدند, پیوسته مورد مطالعه بوده اند

کلف‌ها، از هنگامی که در ۱۶۱۰ میلادی به وسیله‌ی گالیله کشف شدند، پیوسته مورد مطالعه بوده‌اند. حاصل این پژوهش را می‌توان به صورت زیر خلاصه کرد :

الف) ساختمان : بیشتر کلف‌ها از دو قسمت تشکیل شده‌اند که از حیث "تیرگی" با یکدیگر تفاوت بسیار دارند. قسمت داخلی که نام فنی آن سایه است، تیره‌تر است. سایه را ناحیه‌ی نیمه تاریکی به نام نیم‌سایه احاطه می‌کند.

▪ گوشزد : واژه‌های "تاریک" و "نیمه‌تاریک" که در مورد کلف‌های خورشیدی به کار می‌رود نیازمند توضیح است. در واقع، نوری که سایه‌ی تاریک گسیل می‌کند از نور کارآ ترین قوس الکتریکی شدیدتر است. این ناحیه در کنار زمینه‌ی درخشان‌تر قرص خورشید تیره به نظر می‌رسد. سایه ۲۰۰۰ کلوین سردتر از بقیه‌ی نور سپهر است. ولی دمای آن خود هنوز بسیار زیاد است. (۴۰۰۰ کلوین)

ب) اندازه :‌ اندازه‌ی کلف‌ها متفاوت است و از ۳۰۰۰ کیلومتر تا ده برابر این رقم تغییر می‌کند. بزرگترین کلف شناخته شده، که در فروردین ۱۳۲۶ دیده شد، مساحتی بیش از سی برابر سطح زمین داشت.

ج) عرض خورشیدی : کلف‌ها بر سطح خورشید در دو کمربند پدیدار می‌شوند : یکی بین عرض‌های خورشیدی ۵ دره شمالی و ۴۰ درجه شمالی و دیگری میان ۵ درجه جنوبی و ۴۰ درجه جنوبی است. البته استثناهایی بر این قاعده نیز وجود دارد.

د) دوام : بیش از ۵۰ درصد کلف‌های خورشیدی عمری کمتر از چهار روز دارند. اما گه گاه کلف‌هایی دیده می‌شود که بیش از یک صد روز دوام می‌آورند.

ه) میدان مغناطیسی : هر کلف مرکز یک میدان مغناطیسی است و شدت این میدان با اندازه‌ی کلف تغییر می‌کند. قطبیت برخی از کلف‌ها "شمال‌جو" است و کلف‌های دیگر قطبیت مخالف دارند.

مطالعه‌ی میدان‌های مغناطیسی مبتنی بر اثر زیمان است. (زیمان اثر میدان مغناطیسی را بر خطوط طیفی کشف کرد). خطوط طیفی در یک میدان نیرومند مغناطیسی یا به چندین مولفه شکافته می‌شوند و یا به وجه قابل ملاحظه‌ای پهن می‌شوند.

چگونگی شکافتن یا میزان پهن شدن بسته به میدان مغناطیسی است. اطلاعات مربوط به مغناطیس کلف‌های خورشیدی بر پهن‌شدگی خطوط طیفی در نوری که از کلف‌ها گسیل شده مبتنی است.

در واقع، نخستین قرینه بر قریب الوقوع بودن تشکیل یک کلف در یک ناحیه‌ی خاص این است که شدت میدان مغناطیسی در آن ناحیه چنیدن هزار بار افزایش می‌یابد.

هم چنین با بزرگتر شدن کلف بر شدت میدان مغناطیسی افزوده می‌شود. این میدان چنیدن روز و یا هفته‌ها و ماه‌ها پس از کلف نیز به جا می‌ماند.

و) شکل و حرکات : تا آن جا که می‌دانیم، کلف خورشیدی به گردابی می‌ماند که حرکت آن در نیمکره‌ی شمالی خورشید در خلاف جهت عقربه‌های ساعت و در نیمکره‌ی جنوبی در جهت عقربه‌های ساعت است.

گازها در قاعده‌ی گرداب به بیرون جریان دارند و در سطوح بالایی به داخل می‌ریزند. ارتفاع گرداب ممکن است ۱۵۰ کیلومتر باشد و به احتمال زیاد آثار مغناطیسی، نیروهای محرک اصلی گازها هستند.

ز) تغییرات سطح خورشید از حیث شدت کلف‌ها : مساحتی از سطح خورشید که از کلف پوشیده شده، دستخوش تغییرات زیادی می‌شود. ممکن است هفته‌ها بگذرد و حتی یک کلف هم بر سطح خورشیدی نباشد، سپس ده‌ها کلف بر قرص خورشید ظاهر شود.

ح) دوره‌های کلفی : نخستین بار در سال ۱۸۴۳ میلادی دوره‌ای برای شدت کلف‌ها پیشنهاد شد و این دوره از آن زمان به بعد مورد تایید قرار گرفته است. دوره تناوب یک سیکل کامل ۲۲ سال است. هر دوره‌ی کامل به دو نیمه‌ی یازده ساله تقسیم می‌شود. تفصیل جزئیات یک دوره به شرح زیر است :

۱) آغاز دوره، که شدت کلف دار بودن سطح خورشید حداقل است. با ظهور دو کلف در عرض ۳۵ درجه شمالی و دو کلف در عرض ۳۵ درجه جنوبی مشخص می‌شود. کلف‌ها دو به دو در امتداد محور شرقی ـ غربی قرار دارند. یکی را "جلودار" و دیگری را "دنباله‌رو" می‌نامیم. فاصله‌ی زاویه‌ای بین این دو ۳ یا ۴ درجه است.

خواص مغناطیسی این دو جفت متفاوت است. اگر جلودار جفت ۳۵ درجه جنوبی دارای خاصیت شمال‌جو باشد، دنباله‌رو چون قطبی عمل خواهد کرد که جنوب‌جو است. قطبیت جفتی که در ۳۵ درجه جنوبی است عکس قطبیت این جفت خواهد بود. جلودار گروه زیر خط استوا چون قطبی جنوب‌جو خواهد بود و دنباله‌رو آن شمال‌جو.

۲) کلف‌های اولیه چند روز دوام می‌آورند، سپس کلف‌های دیگری ظاهر می‌شوند. سه نوع تغییر به چشم می‌خورد :

ـ تعداد کلف‌ها افزایش می‌یابد.

ـ اندازه‌ی کلف‌ها بزرگتر می‌شود.

ـ کلف‌ها به استوا نزدیکتر می‌شوند.

این روال چهار سال ادامه می‌یابد، تا مساحت کلف‌ها به حداکثر می‌رسد. در این زمان مساحتی که به وسیله‌ی کلف‌ها پوشیده شده ممکن است ۳۰۰ بار بیشتر از آغاز دوره باشد.

۳) در هفت سال بعدی حرکت به سمت استوا ادامه می‌یابد. اما مساحتی که با کلف پوشیده شده به تدریج کاهش پیدا می‌کند. این مساحت در پایان مدت به حداقل می‌رسد. و این پایان یک نیم‌دوره است، از حداقل تا حداقل دیگر.

۴) در حالی که آخرین کلف‌ها در عرض‌های ۵ درجه شمالی و ۵ درجه جنوبی ناپدید می‌شوند، کلف‌های پیشتاز نیم‌دوره‌ی دوم در عرض‌های ۳۵ درجه شمالی و ۳۵ درجه جنوبی ظاهز می‌گردند. یک جفت در عرض‌های شمال و یک حفت در عرض‌های جنوبی. نیم‌دوره‌ی دوم شبیه نیم‌إوره‌ی اول است یا یک تفاوت عمده : قطبیت مغناطیسی هر کلف معکوس شده است. بنابراین اگر جلودار ۳۵ درجه شمالی در ۱۱ سال پیش قطبی شمالجو بود، حال دارای ویژگی یک قطب جنوبجو است.

پس از ۲۲ سال دوره‌ی جدیدی شروع می‌شود. می‌نی‌موم‌های اخیر، در سال‌های ۱۹۳۳، ۱۹۴۴، ۱۹۶۴، ۱۹۷۲ میلادی واقع شدند. آخرین ماکزیمم در سال ۱۹۶۸ میلادی روی دارد.

دو نکته در این جا حائز اهمیت است :

۱) مشخصات دوره‌های کلفی تنها در یک جریان متوسط‌گیری آشکار می‌شود. ممکن است در زمانی با حداکثر فعالیت خورشیدی، خورشید کاملاً صاف و بی‌لکه باشد. و در طی مدتی که فعالیت در حداقل است، ممکن است بخش بزرگی از سطح خورشید را کلف پوشانده باشد. بنابر این دو نیم‌دوره تنها پس از متوسط‌گیری مقدار زیادی داده‌ی رصدی آشکار می‌شود.

۲) رقم ۱۱ سال برای یک نیم‌دوره نیز یک مقدار متوسط است. دوره‌های مشاهده شده ممکن است با هم تفاوت قابل ملاحظه‌ای داشته باشند. نیم‌دوره‌های هشت ساله و نیم‌دوره‌های ۱۴ ساله نیز دیده شده‌اند.

۱ـ نجوم به زبان ساده ـ مایر دگانی ـ انتشارات گیتاشناسی

۲ـ اطلس منظومه خورشیدی ـ‌ پاتریک مور

۳ـ نجوم و اختر فیزیک مقدماتی ـ زیلیک و اسمیت

۴ـ منظومه شمسی ـ جان کر کوود