لکه خورشیدی
| فارسی | English | ||||||||||||||
لکه خورشیدی ناحیه‌ای بر روی سطح خورشید (فوتوسفر) است که به وسیله فعالیت‌های شدید مغناطیسی که مانع از انتقال گرما می‌شوند به وجود می‌آید. این لکه‌ها به علت کاهش درجه حرارت سطح خورشید پر آن ناحیه‌ها به وجود می‌آیند. آن‌ها می‌توانند بدون کمک تلسکوپ از روی زمین نیز دیده شوند. اگرچه این ناحیه‌ها هنوز درجه حرارتی در حدود ۳۰۰۰–۴۵۰۰ کلوین دارند، تفاوت دمای این ناحیه‌ها با مواد پیرامون؛ حدود ۵۸۰۰ کلوین، به آن‌ها اجازه می‌دهد تا به وضوح به عنوان لکه‌های سیاه دیده شوند، همچون بدنه‌ای که از شدت گرما سیاه شده باشد (تقریباً نزدیک فوتوسفر) این تابعی از T (دما) به توان چهارم است. اگر یک لکه خورشیدی از فوتوسفر جدا شود می‌تواند قوس الکتریکی درخشانی را به وجود بیاورد. لکه خورشیدی، در حین ظاهر شدن از فعالیت‌های شدید مغناطیسی، میزبان آثار دیگری مانند تاج‌های خورشیدی و رخدادهای قطع ارتباط نیز هستند. بیشتر شراره‌های خورشیدی و پس‌زنی توده تاج سرچشمه در فعالیت‌های مغناطیسی پیرامون منطقه گروه‌های لکه قابل رویت خورشید است. پدیده‌های مشابهی که به‌طور غیرمستقیم در ستاره‌ها رصد شده‌اند عموماً لکه‌های ستاره‌ای نامیده می‌شوند و در دو نوع روشن و تاریک اندازه‌گیری شده‌اند. نحوهٔ کشف و مشخصات[ویرایش] لکه‌های خورشیدی در خورشیدگرفتگی ۱ خرداد ۱۳۹۱ قبل از سال ۱۶۱۵ میلادی اروپاییان عقیده داشتند که خورشید یک کره تابناک وبی لکه باشد. درآن سال گالیله پیک نجومی خود را چاپ کرد که در آن وجود لکه‌های تاریک (لکه‌های خورشیدی) در سطح خورشید را گزارش نمود. لکه‌های خورشیدی پدیده‌های شید سپهری (سطح مریی خورشید) می‌باشند؛ که از اطراف شید سپهر تاریک تر هستند. تاریک‌ترین قسمت یعنی ناحیه مرکزی تمام سایه را می‌سازد. لکه‌های خورشیدی کوچک از روزنه‌هایی که بزرگتر از سطوح تاریک معمول بین دانه‌های روشن هستند گسترش می‌یابند. اگر چه بیشتر روزنه‌ها و لکه‌های کوچک خیلی زود تجزیه می‌شوند اما بعضی از آن‌ها به لکه‌های واقعی عظیم تبدیل می‌گردند بزرگترین لکه تاریک دارای قطر تمام سایه ۳۰۰۰۰km و قطرهای ناحیه نیم سایه بیشتر از دو برابر این مقدار است. از این رو گاهی هنگام غروب آفتاب که خورشید رنگ پریده می‌گردد می‌توان با چشم غیر مسلح هم به وجود این لکه‌ها پی برد. هر لکه از دو قسمت تشکیل می‌شود. یک قسمت مرکزی که رنگ آن تیره است ودیگری اطراف لکه که رنگ آن نسبت به مرکز روشن تراست. ظهور هر لکه در سطح خورشید موقتی است و با ایجاد و وسعت عمل آن در یک مدت زمانی به تدریج محو می‌شود. نحوه از بین رفتن آن به این ترتیب است که روشنی اطراف لکه، به تدریج هسته آن را احاطه کرده و به مرکز نزدیک می‌شود و کاملاً منطقه تیره رنگ را نابود می‌نماید. درمورد لکه‌های خورشیدی نظرهای گوناگونی ارائه شده‌است که مهم‌ترین آن‌ها تئوری اورشید دانشمند معروف سوئدی است. بر اساس این نظریه، قسمتی از داخل خورشید، به شکل یک جریان به سمت خارج آن حرکت می‌کند و پس از رسیدن به سطح، مانند چتری پراکنده می‌شود و چون بر اثر این عمل فشار و حرارت آن کاسته می‌شود، کمی فشرده و سرد گشته و به شکل لکه‌های تیره رنگی در سطح خورشید باقی می‌مانند و به تدریج از بین می‌روند. مهم‌ترین مشخصه لک خورشیدی میدان مغناطیسی آن می‌باشد؛ که از حدود 1T/. تا میدان‌های قویتر ۴T/. اندازه‌گیری شده‌اند و باعث می‌شوند از انتقال انرژی به شید سپهر از طریق جابجایی، جلوگیری شود. از این روست که لکه خورشیدی سردتر از محیط اطرافش می‌باشد. یک لک خورشیدی دارای قطبش مغناطیسی می‌باشد که لکه‌ها را در دو سوی قطب مغناطیسی جمع می‌کند اما ممکن است استثنائاتی وجود داشته باشد که ناحیه مغناطیس دوم پراکنده باشد و فقط یک لک خورشیدی دیده شود. تعداد لکه‌های خورشیدی متأثر از زمان است و با زمان تغییر می‌کند و برای بیشترین و کمترین تعداد لکه‌ها یک چرخه‌ای به‌طور متوسط یازده سال را در نظر گرفته‌اند. وضع خورشید همیشه مانند ۲۰۰ سال گذشته یکنواخت نبوده‌است. بین سال‌های ۱۶۴۵ و ۱۷۱۵ هیچ لکه خورشیدی ثبت نشده‌است! در خلال حداقل لکه‌های خورشیدی طوفان‌های مغناطیسی و جلوه‌های شفقی که معمولاً در کشورهای اروپای شمالی فراوانند در طی این دوره تناوب ۷۰ ساله واقعاً ناپدید شدند. در سال ۱۷۱۵ که فعالیت‌های خورشیدی مجدداً ظاهر شدند، جلوه‌های شفق در مکان‌هایی مثل استکهلم و کپنهاگ باعث نگرانی شدند. بیش از ۵۰ سال روی رابطه بین چرخه ۱۱ ساله لکه خورشیدی و محیط زمین مطالعه لعه شده‌است. دوگلاس روی لایه‌های حلقوی تنه درختان که به صورت ۲۰ تایی تاریخگذاری شده بودند، یک تغییر چرخه‌ای در رشد درختان کشف کرد. طی هر دهه یا دو دهه رشد سالانه درختان آهنگی تند و سپس آهنگی کند را داشت. در آخر نیمه قرن ۱۷ این تغییر چرخه همیشگی وجود نداشت این دوره تناوب متناظر با حداقل مآندر در دوره لکه خورشیدی است. مطالعات نشان داده‌است که در ۵۰۰۰ سال گذشته فعالیت خورشیدی مانند حداقل مآندر با دوازده نوسان همراه بوده‌است. مطالعات اخیر نشان داده‌اند که اثرات مستقیم دوره لکه خورشیدی در هوای روز اندک است و لیکن تغییرا ت بلند مدت فعالیت خورشیدی ممکن است در اب و هوای زمین اثر بگذارد. حداقل مآندر در اواخر قرن ۱۷ با بدترین سرمای عصر یخبندان کوچک که اروپا را فلج کرد مصادف شد. رابطه بین فعالیت خورشیدی و محیط زمین مسئله مشکلی است و اغلب با بحث‌های گرم همراه است؛ ولی آنقدر مهم است که نمی‌توان ازآن چشم پوشی کرد. تغییر عرض جغرافیایی[ویرایش]توزیع لکه‌های خورشیدی در عرض جغرافیایی خورشید به طریق به خصوصی در خلال چرخه ۱۱ ساله تعداد لکه خورشیدی تغییر می‌کند. لکه‌های خورشیدی در آغاز یک چرخه در عرض‌های جغرافیایی بالا (۳۵_+) درجه قرا ر می‌گیرند. بیشتر لکه‌ها در نزدیکی عرض ۱۵ _+ درجه در لت بیشینه خود و چند لکه در انتهای چرخه خوشه نزدیک ۸۰ _+ درجه واقع می‌شوند. تعداد کمی از لکه‌های خورشیدی را حتی می‌توان در عرض جغرا فیایی بالاتر از ۴۵_+درجه مشاهده کرد. زمان حیا ت یک لک خورشیدی از چند روز (برای لکه‌های کوچک) تا چند ماه (برای لکه‌های بزرگ) طول می‌کشد. در حقیقت یک لکه خورشیدی در همان عرض جغرافیایی که متولد شده از بین می‌رود. (مشخصه‌ای که به ما امکان می‌دهد تا چرخش خورشیدی را تعیین کنیم) آنچه که اتفاق می‌افتد این چنین است. همان‌طور که چرخه پیشرفت می‌کند، لکه‌های جدید حتی در عرض‌های جغرافیایی پا یین ظاهر می‌شوند. اولین لکه‌های عرض جغرافیایی بالا از یک چرخه حتی قبل ا از آخرین لکه‌های عرض جغرافیایی پا یین از چرخه قبلی ظاهر می‌شوند. منشأ گرمای خورشید واکنش‌های هسته‌ای است. در این واکنش هیدروژن به هلیوم تبدیل می‌شود و گرمای فراوانی حاصل می‌شود. نگارخانه[ویرایش]منابع[ویرایش]
|
Sunspots are temporary phenomena on the Sun's photosphere that appear as spots darker than the surrounding areas. They are regions of reduced surface temperature caused by concentrations of magnetic field flux that inhibit convection. Sunspots usually appear in pairs of opposite magnetic polarity.[2] Their number varies according to the approximately 11-year solar cycle. Individual sunspots or groups of sunspots may last anywhere from a few days to a few months, but eventually decay. Sunspots expand and contract as they move across the surface of the Sun, with diameters ranging from 16 km (10 mi)[3] to 160,000 km (100,000 mi).[4] Larger sunspots can be visible from Earth without the aid of a telescope.[5] They may travel at relative speeds, or proper motions, of a few hundred meters per second when they first emerge. Indicating intense magnetic activity, sunspots accompany secondary phenomena such as coronal loops, prominences, and reconnection events. Most solar flares and coronal mass ejections originate in magnetically active regions around visible sunspot groupings. Similar phenomena indirectly observed on stars other than the Sun are commonly called starspots, and both light and dark spots have been measured.[6] HistoryThe earliest extant report of sunspots dates back to the Chinese Book of Changes, c. 800 BC.[7] The first clear mention of a sunspot in Western literature, around 300 BC, was by the ancient Greek scholar Theophrastus, student of Plato and Aristotle and successor to the latter.[8] The earliest surviving record of deliberate sunspot observation dates from 364 BC, based on comments by Chinese astronomer Gan De in a star catalogue.[9] By 28 BC, Chinese astronomers were regularly recording sunspot observations in official imperial records.[10] The first drawings of sunspots were made by an English monk named John of Worcester in December 1128.[11] Sunspots were first observed telescopically in late 1610 by English astronomer Thomas Harriot and Frisian astronomers Johannes and David Fabricius, who published a description in June 1611.[12] Physics
Although they are at temperatures of roughly 3,000–4,500 K (2,700–4,200 °C), the contrast with the surrounding material at about 5,780 K (5,500 °C) leaves sunspots clearly visible as dark spots. This is because the luminance (which is essentially "brightness" in visible light) of a heated black body (closely approximated by the photosphere) at these temperatures varies greatly with temperature. Isolated from the surrounding photosphere a single sunspot would be shine brighter than the full moon, with a crimson-orange color.[13] Sunspots have two parts: the central umbra, which is the darkest part, where the magnetic field is approximately vertical (normal to the Sun's surface) and the surrounding penumbra, which is lighter, where the magnetic field is more inclined. LifecycleAny given appearance of a sunspot may last anywhere from a few days to a few months, though groups of sunspots and their active regions tend to last weeks or months, but all do eventually decay and disappear. Sunspots expand and contract as they move across the surface of the Sun, with diameters ranging from 16 km (10 mi) to 160,000 km (100,000 mi). Although the details of sunspot generation are still a matter of research, it appears that sunspots are the visible counterparts of magnetic flux tubes in the Sun's convective zone that get "wound up" by differential rotation. If the stress on the tubes reaches a certain limit, they curl up and puncture the Sun's surface. Convection is inhibited at the puncture points; the energy flux from the Sun's interior decreases, and with it, surface temperature. The Wilson effect implies that sunspots are depressions on the Sun's surface. Observations using the Zeeman effect show that prototypical sunspots come in pairs with opposite magnetic polarity. From cycle to cycle, the polarities of leading and trailing (with respect to the solar rotation) sunspots change from north/south to south/north and back. Sunspots usually appear in groups. Magnetic pressure should tend to remove field concentrations, causing the sunspots to disperse, but sunspot lifetimes are measured in days to weeks. In 2001, observations from the Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) using sound waves traveling below the photosphere (local helioseismology) were used to develop a three-dimensional image of the internal structure below sunspots; these observations show that a powerful downdraft underneath each sunspot, forms a rotating vortex that sustains the concentrated magnetic field.[14] Solar cycle Butterfly diagram showing paired Spörer's law behavior Sunspot activity cycles are about every eleven years, with some variation in length. Over the solar cycle, sunspot populations rise quickly and then fall more slowly. The point of highest sunspot activity during a cycle is known as solar maximum, and the point of lowest activity as solar minimum. This period is also observed in most other solar activity and is linked to a variation in the solar magnetic field that changes polarity with this period. Early in the cycle, sunspots appear in the higher latitudes and then move towards the equator as the cycle approaches maximum, following Spörer's law. Spots from two adjacent cycles can co-exist for some time. Spots from adjacent cycles can be distinguished by direction of their magnetic field. The Wolf number sunspot index counts the average number of sunspots and groups of sunspots during specific intervals. The 11-year solar cycles are numbered sequentially, starting with the observations made in the 1750s.[15] George Ellery Hale first linked magnetic fields and sunspots in 1908.[16] Hale suggested that the sunspot cycle period is 22 years, covering two periods of increased and decreased sunspot numbers, accompanied by polar reversals of the solar magnetic dipole field. Horace W. Babcock later proposed a qualitative model for the dynamics of the solar outer layers. The Babcock Model explains that magnetic fields cause the behavior described by Spörer's law, as well as other effects, which are twisted by the Sun's rotation. Longer-period trendsSunspot number also changes over long periods. For example, from 1900 to the 1960s, the solar maxima trend of sunspot count was upwards; for the following decades it diminished.[17] Overall, the Sun was last as active as this period over 8,000 years ago.[18] Sunspots number is correlated with the intensity of solar radiation over the period since 1979, when satellite measurements became available. The variation caused by the sunspot cycle to solar output is on the order of 0.1% of the solar constant (a peak-to-trough range of 1.3 W·m−2 compared with 1366 W·m−2 for the average solar constant).[19][20]   400-year history of sunspot numbers, showing Maunder and Dalton minima, and the Modern Maximum (left) and 11,000-year sunspot reconstruction showing a downward trend over 2000 BC – 1600 AD followed by the recent 400 year uptrend Modern observation The Swedish 1-m Solar Telescope at Roque de los Muchachos Observatory on La Palma in the Canary Islands. Sunspots are observed with land-based and Earth-orbiting solar telescopes. These telescopes use filtration and projection techniques for direct observation, in addition to various types of filtered cameras. Specialized tools such as spectroscopes and spectrohelioscopes are used to examine sunspots and sunspot areas. Artificial eclipses allow viewing of the circumference of the Sun as sunspots rotate through the horizon. Since looking directly at the Sun with the naked eye permanently damages human vision, amateur observation of sunspots is generally conducted using projected images, or directly through protective filters. Small sections of very dark filter glass, such as a #14 welder's glass, are effective. A telescope eyepiece can project the image, without filtration, onto a white screen where it can be viewed indirectly, and even traced, to follow sunspot evolution. Special purpose hydrogen-alpha narrow bandpass filters and aluminum-coated glass attenuation filters (which have the appearance of mirrors due to their extremely high optical density) on the front of a telescope provide safe observation through the eyepiece. ApplicationDue to its link to other kinds of solar activity, sunspot occurrence can be used to help predict space weather, the state of the ionosphere, and hence the conditions of short-wave radio propagation or satellite communications. High sunspot activity is celebrated by members of the amateur radio community as a harbinger of excellent ionospheric propagation conditions that greatly increase radio range in the HF bands. During sunspot peaks, worldwide radio communication can be possible on frequencies as high as the 6-meter VHF band.[22] Solar activity (and the solar cycle) have been implicated in global warming, originally the role of the Maunder Minimum of sunspot occurrence in the Little Ice Age in European winter climate.[23] Sunspots themselves, in terms of the magnitude of their radiant-energy deficit, have a weak effect on solar flux[24] however the total solar flux increases as "At solar maximum the Sun is some 0.1% brighter than its solar-minimum level". On longer time scales, such as the solar cycle, other magnetic phenomena (faculae and the chromospheric network) correlate with sunspot occurrence.[25] StarspotIn 1947, G. E. Kron proposed that starspots were the reason for periodic changes in brightness on red dwarfs.[6] Since the mid-1990s, starspot observations have been made using increasingly powerful techniques yielding more and more detail: photometry showed starspot growth and decay and showed cyclic behavior similar to the Sun's; spectroscopy examined the structure of starspot regions by analyzing variations in spectral line splitting due to the Zeeman effect; Doppler imaging showed differential rotation of spots for several stars and distributions different from the Sun's; spectral line analysis measured the temperature range of spots and the stellar surfaces. For example, in 1999, Strassmeier reported the largest cool starspot ever seen rotating the giant K0 star XX Triangulum (HD 12545) with a temperature of 3,500 K (3,230 °C), together with a warm spot of 4,800 K (4,530 °C).[6][26] Gallery
VideosThis visualization tracks the emergence and evolution of a sunspot group as seen starting in early February 2011 and continuing for two weeks. Images are sampled one hour apart. The camera tracks the movement of the solar rotation. At this scale, a 'shimmer' of the solar surface is visible, created by the turnover of convection cells. Groups of sunspots can emerge and dissipate over a matter of days. This is a movie built from images taken by the SDO/HMI instrument over the course of 13 days during the rise of solar cycle 24. See also
References
Further readingExternal links
Sunspot data
| ||||||||||||||
.jpg)
)
