نجوم ایران

ميدان مغناطيسی خورشيد

هر ذره ی باردار الکتريکی می تواند با حرکت و جابجايی ، يک ميدان مغناطيسی به وجود بياورد . دليل ايجاد ميدان مغناطيسی خورشيد هم انتقال سلول های حرارتی در آن است . سلول های حرارتی که از يون های مثبت و الکترون ها تشکيل شده اند ، به شکلی منتشر می شوند که باعث ايجاد ميدان مغناطيسی خورشيد می شوند .
وقتی ميدان مغناطيسی خورشيد پيچيده می شود ، خطوط مغناطيسی دچار پيچ و تاب می شوند . ميدان مغناطيسی به دو دليل اين چرخش ها و پيچيدگی ها را به وجود می آورد ؛

اول اين که خورشيد در مناطق استوايی بسيار سريعتر از قسمت های ديگر حرکت می کند و دوم اين که لايه های درونی خورشيد ، بسيار سريع تر از سطح آن در گردشند . تفاوت در سرعت گردش در قسمت های مختلف ، باعث کشيده شدن خطوط مغناطيسی در جهت شرق می شود.

 در نهايت ، اين خطوط دچار اعوجاج گشته و پيچ و تاب هايی را ايجاد می کند .
فعاليت های خورشيدی با ميدان های مغناطيسی که نزديک يا روی سطح مرئی خورشيد آشکار است ، کنترل می شود . چنين ميدان های مغناطيسی را می توان از طيف نگاشت خورشيد ، تصوير کرد .
رشته های تاريک اين شکل ، شبيه خطوط ميدان آهنرباست .
فعاليت مغناطيسی خورشيد را می توان با اثر زيمان  zeeman effect)) توضيح داد ؛ وقتی نور در حضور يک ميدان مغناطيسی ايجاد می شود ، خطوط طيف آن پهن تر يا شکافته تر می شوند . ميزان شکافتگی اين خطوط ، شدت ميدان مغناطيسی را نشان می دهد و جهت قطبش نوری خطوط ، قطبيت ميدان را در هر نقطه مشخص می کند . می توانيم شکافتگی خطوط طيفی را با توجه به خاصيت مغناطيسی خود اتم درک کنيم .
ترازهای انرژی خود اتم ها به هنگامی که در يک ميدان مغناطيسی قرار گيرند ، شکافته می شوند . چون الکترون می تواند در هر يک از اوربيتال ها ی فرعی ( ترازهای انرژی ) يافت شود ، انتقال هايی نيز ممکن است از تراز انرژی s2 يا f2 يا d2 به تراز انرژی 3 ، صورت گيرد و از اين رو ، خطوط  ( شکافت های ) چندگانه ای را ايجاد کند .
در حضور يک ميدان مغناطيسی ، اوربيتال های فرعی ( زير بخش های يک تراز انرژی ) به وجود می آيند . از اين رو گذارهای الکترونی اضافی امکان پذير می شوند . اين گذارها ، خطوط چندگانه  ( شکافتی) را توجيه می کنند .
ميدان مغناطيسی خورشيد ، بارها و بارها بزرگتر  از ميدان مغناطيسی زمين است . اما قطب های مغناطيسی خورشيد ، مانند زمين ، در دو سوی مخالف هم قرار نگرفته اند . الگوی ميدان مغناطيسی خورشيد اغلب بسيار پيچيده است ؛ ( تنها زمانی شکلی ساده دارد که محور عمودی خورشيد ، مانند يک آهنربای غول پيکر عمل کند . ) جريان های مواد باردار روی سطح خورشيد ، سبب پيدايش ميدان های مغناطيسی محلّی و موقت می شوند .
عمر اين ميدان های مغناطيسی غول پيکر ، بين چند ساعت تا چند هفته است . اين ميدان  های قوی ، مانع جريان همرفت از مناطق داخلی خورشيد به سطح آن می شوند . پس هرجا که ميدان بزرگتری تشکيل شده باشد ، انرژی کمتری به سطح خورشيد می رسد و دمای شيد سپهر ، در اين منطقه کمتر می شود . اين باعث کاهش توان تابشی شيد سپهر در اين قسمت می گردد . بنابراين آن منطقه ، تيره تر از ديگر بخش های خورشيد می شود .
در همين مناطق ، ميدان مغناطيسی ، هزاران بار قوی تر از ميدان مغناطيسی عمومی خورشيد است . در اين مناطق ، دسته هايی از خطوط مغناطيسی ، به بيرون از سطح آمده و حلقه هايی را در اتمسفر خورشيد به وجود می آورند . يکی از دو سر اين حلقه ، قطب شمال مغناطيسی است . در اين نقطه ، جهت خطوط مغناطيسی به سمت بالا می باشد . سر ديگر اين حلقه ها ، قطب جنوب مغناطيسی است و جهت خطوط مغناطيسی به سمت پايين و داخل خورشيد  است . در هر دو سر حلقه ، يک لکه ی خورشيدی  پديدار می شود . خطوط مغناطيسی ، يون ها و الکترون ها را به سمت بيرون لکه های خورشيدی هدايت می کند و به اين صورت ، حلقه هايی غول پيکر از گاز تشکيل می شوند .
اگر خورشيد در جای خود ، بی حرکت می بود ، يا همچون جسم صلبی به دور خود می چرخيد ، انتظار داشتيم که خطوط ميدان مغناطيسی آن در امتداد شمال - جنوب باشد ، اما چون استوای خورشيد ، سريعتر از عرض های جغرافيايی بالاتر می چرخد ( چرخش اختراقی ) ، در خطوط مغناطيسی ، ميل به حلقه شدن پيدا می کنند و به اين وسيله ميدان تقويت می شود . انجام دادن آزمايش با پلاسما ، در آزمايشگاه ، اين امکان را تقويت می کند . تصور می شود که خطوط نزديک به هم نيروی شناوری بر يکديگر وارد می آورند که سبب ظاهر شدن ناگهانی آنها در سطح می شود .
در اين نقطه ی ظهور ، يک جفت لکه ی خورشيدی بروز پيدا می کند که يکی قطبيت مثبت و ديگری قطبيت منفی نشان می دهند .

ماهيت لکه ها ( کلف ها ) ی خورشيدی 

لکه ها ی خورشيدی ، مناطق تيره رنگی بر روی فام سپهر هستند ، که دمايشان از دمای مناطق اطرافشان کمتر است . ميدان مغناطيسی در اين مناطق بسيار قوی است و مانع از جريان همرفت مواد از زير سطح ستاره و موجب سردتر شدن لکه ها می شود . دمای لکه ها ی خورشيدی بين 4000 تا 4500 کلوين و دمای سطح خورشيد ، 5700 کلوين است . به همين دليل آنها تيره تر از سطح خورشيد به نظر می رسند .
لکه ها يا کلف های خورشيدی در سال 1610 ميلادی توسط گاليله کشف شدند ، آنها در واقع نواحی بر سطح مرئی خورشيد هستند ، مرکب از گازهايی سردتر از گازهای پيرامونشان .
بيشتر لکه ها از دو قسمت تشکيل شده اند ، که از لحاظ تيرگی با هم خيلی تفاوت دارند . قسمت داخلی که آن را سايه ( umbra ) می نامند ، تيره تر است و آن را ناحيه ی نيمه تاريکی به نام نيم سايه ( penumbra) در بر می گيرد که قطر آن در حدود 5/2 برابر قطر سايه است و حدود %80 از مساحت لکه را به خود اختصاص می دهد .
 

به نظر می رسد قسمت نيم سايه از يک سری رشته های تاريک و روشن که به صورت شعاع هايی از بخش سايه شروع و به لبه های لکه ختم می شود ، تشکيل می شود .
تاثير اختلاف دما ، ميان سطح خورشيد و بخش های مختلف لکه ، موجب می شود تا درخشندگی بخش سايه ، در حدود %70 درخشندگی سطح خورشيد را داشته باشد .
لکه ها ی خورشيدی ، در اندازه های گوناگون و اغلب به صورت دسته جمعی ، ظاهر می شوند . بزرگی آنها از 3000 کيلومتر تا 30000 کيلومتر متغير است ، گاه پهنه ای به بزرگی 10 کيلومتر مربع را به خود اختصاص می دهند و گاه گروهی از لکه ها ی خورشيدی که در محلی جمع شده اند ، پهنه ای به درازای بيش از 10000 کيلومتر را اشغال می کنند . بزرگترين لکه ی شناخته شده ، که در فروردين 1326 ( آوريل 1947) ديده شد ، مساحتی بيش از 30 برابر سطح زمين داشت . ولی اغلب تعداد اين لکه های غول پيکر بسيار کم است .
بيش از %50 لکه ها ی خورشيدی ، عمری کمتر از 4 روز دارند . اما گهگاه لکه هايی ديده می شوند که بيش از 100 روز دوام می آورند .
هرلکه در مرحله ی اول به صورت يک منفذ کوچک ديده می شود که تقريباً 2000 کيلومتر قطر آن است . اين منفذ ها بزرگتر شده و به سرعت به لکه هايی تبديل می شوند که معمولاً در ظرف 1 روز از بين می روند . ولی لکه های بزرگی که گاه مساحتی چند برابر زمين دارند ، عمر زيادی دارند .
هر لکه مرکز يک ميدان مغناطيسی است و شدت اين ميدان با اندازه ی لکه تغيير می کند . قطبيت برخی لکه ها ، شمال گرا ( يا مثبت ) و لکه های ديگر قطبيت مخالف دارند .
نخستين قرينه بر قريب الوقوع بودن تشکيل يک لکه در يک ناحيه ی خاص ، اين است که شدت ميدان مغناطيسی در آن ناحيه ، چند هزار بار افزايش می يابد . همچنين با بزرگتر شدن لکه ، بر شدت ميدان مغناطيسی آن افزوده می شود . اين ميدان چندين روز و يا هفته ها و ماه ها پس از محو شدن لکه بر جای می ماند .
تا آنجا که می دانيم لکه ی خورشيدی به گردابی می ماند که حرکت آن در نيمکره ی شمالی خورشيد ، بر خلاف جهت عقربه های ساعت و در نيمکره ی جنوبی در جهت عقربه های ساعت است .
در قاعده ی گرداب ، گاز به بيرون جريان دارد و در سطوح بالايی به داخل می ريزد . ارتفاع اين گرداب ممکن است 150 کيلومتر باشد و به احتمال زياد ، آثار مغناطيسی نيروی محرک اصلی گازها هستند .

علت سردی لکه ها
بعضی از دانشمندان بر اين باورند که ميدان مغناطيسی بسيار عظيم لکه ، به آن امکان می دهد که با وجود در محاصره بودن آن با پلاسمای داغ متلاطم ، دست نخورده باقی بماند . ميدان مغناطيسی بزرگ لکه در قسمت سايه ، سبب می شود که گرمايی که بر اثر همرفت از لايه  های درونی خورشيد ، به لايه های سطحی منتقل می شود ، به گاز های گرفتار شده در لکه منتقل نشود و اين منطقه ، خنک تر از گازهای همسايه ی خود بماند .
نظريه ی ديگری در اين زمينه می گويد که ميدان مغناطيسی قوی قسمت سايه ، موجب افزايش جريان های گداخته ای می شود که 75 تا 80 درصد آن، به امواج هيدرو مغناطيسی دگرگون شده و به جای گداختن نور سپهر از آن عبور کرده و دمای جوّ بالای آن را فزونی بخشيده است .
علت تاريکی اين لکه ها نيز ، چيزی جز تضاد درخشندگی ميان لکه و سطح خورشيد نيست . در حالی که ميزان درخشندگی لکه ای به اندازه ی قطر زمين ، حداقل 50 بار از روشنايی کره ی ماه در حالت بدر بيشتر است .

لکه های خورشيدی و نيروی مغناطيسی آن

لکه ها ی خورشيدی که در جهت چرخش خورشيد حرکت می کنند ، معمولاً به صورت دوتايی و يا گروهی ديده می شوند ، لکه های منفرد نيز به ندرت يافت می شوند . شواهد و اندازه گيری ها نشان می دهد که لکه ها ی خورشيدی از نظر تمايلات قطبی به دو دسته ی مخالف و يا شمال و جنوب ( مثبت و منفی ) تقسيم می گردند . لکه ی جلويی که جلوتر از ديگر لکه ها حرکت می کند ، به نام گلف پيشرو شناخته شده و لکه های ديگر که به دنبال لکه ی مزبور در حرکتند ، لکه های دنباله رو نام دارند .
يک لکه ی پيشرو از نظر مغناطيسی دارای قطبيت مثبت يا شمال گرا بوده و لکه های دنباله رو دارای قطبيت منفی يا جنوب گرا هستند .
نيروی ميدان مغناطيسی قسمت سايه ی لکه ها ، بين 2000 تا 4000 گاوس است و گاه تا 10000 گاوس نيز افزايش می يابد .
قدرت ميدان مغناطيسی لکه ها زمانی روشن می شود که آن را با ميدان مغناطيسی زمين که 2/0 گاوس در استوا و 7/0 گاوس در قطب هاست ، مقايسه کنيم .
لکه ها ی خورشيدی از نظر خاصيت مغناطيسی به سه گروه زير تقسيم می شوند :
1_ گروه های يک قطبی يا تک لکه هايی که دارای تمايل قطبی يکسان هستند .
2_ گروه های دو قطبی که لکه های پيشرو و دنباله روی آن دارای تمايل قطبی مخالف هستند .
3_ گروه های مرکب از تعداد لکه های زيادی با تمايلات قطبی مختلف و آميخته در هم تشکيل شده اند .

لکه ها و چرخش خورشيد

خورشيد نيز همانند ديگر کرات بر گرد محور خود می چرخد . اما بر خلاف يک کره ی جامد ، بخش های مختلف آن مدت های متفاوتی را صرف چرخش می کنند . مدت چرخش خورشيد ، در کندترين نقاط  38/25 روز است . چرخش خورشيد از زمين بسيار آرام و کند به نظر می رسد . زيرا کره ی زمين در همان جهتی که خورشيد بر گرد محور خود می چرخد ، به دور آن در چرخش است .
لکه ها ی خورشيدی از جمله نشانه هايی هستند که چرخش خورشيد را به روشنی اثبات می کنند . شکل خورشيد در روزهای پياپی گويای آن است که لکه ها ، موقعيت خود را در روی صفحه ی خورشيد عوض می کنند و قرص خورشيد را به طور يکنواخت و آرام از شرق به غرب می پيمايند.
لکه ها بر سطح خورشيد در دو کمربند پديدار می شوند : يکی بين عرض های خورشيدی 5 درجه و 40 درجه ی شمالی و ديگری بين عرض های 5 درجه و 40 درجه ی جنوبی است . البته استثناهايی هم برای اين قاعده وجود دارد ، اما در نواحی قطبی خورشيد هرگز لکه ای ديده نمی شود .
از آنجايی که استوای خورشيد نسبت به صفحه ی مدار گردش زمين به دور خورشيد دارای زاويه ی انحراف برابر 25/7 درجه است ، از اين رو مسير ظاهری لکه ها در طول سال فرق می کند . موقعيت عوارضی مانند لکه ها ی خورشيدی را در روی نور سپهر بر اساس سيستم مختصات هليو گرافی يا خورشيد نگاری بيان می کنند . عرض هليو گرافی از خط استوای خورشيد ، رو به سوی شمال و با جنوب از 0 درجه تا 90 درجه اندازه گيری می شود .طول هليو گرافی نسبت به نصف النهار مبدأ و در امتداد خط استوای خورشيد ، تعيين می شود .
 نصف النهار مبدأ خورشيد دايره ی بزرگی است که به سطح استوا عمود بوده و از دو قطب شمال و جنوب خورشيد می گذرد . نصف النهار مزبور ، عبارت از خطی است که از مرکز قرص خورشيد در ساعت 12 بين المللی در تاريخ يکم ژانويه ی سال 1854 عبور نموده و فرض بر آن است که خط مزبور ، دارای حرکتی يکنواخت است که در طول 38/25 روز ( مدت يک چرخش کامل خورشيد ) هيچ گونه تغييری در آن حاصل نمی شود .
اين سيستم که توسط  "ريچارد کرينگتو"  ارايه شده است ، رابطه ای با هيچ يک از عوارض مرئی بر سطح خورشيد ندارد و فقط دارای تعريف رياضی است . زمان حرکت و جابجايی لکه ها ی خورشيدی ، متناسب با عرض هليو گرافی آن متفاوت است و از 25 تا 27 روز در عرض 30 درجه به طول می انجامد و در عرض های بالاتر به اين مدت افزوده می شود . بنابر اثر دوپلر ، طيف های شعاع نوری که از دو کناره ی متقابل خورشيد می آيند ، تفاوت های بارزی با هم دارند . نور لبه ای که از ناظر دور می شود ، حکايت از انتقال به سرخ می کند و آن که از لبه ای می آيد که به ناظر نزديک می شود ، حاکی از انتقال خطوط به سمت انتهای آبی طيف است .
بابررسی اين وضعيت و اندازه گيری ميزان رنگ های قرمز و آبی ، زمان چرخش خورشيد را در نواحی استوايی در حدود 26 روز و در نواحی قطبی حدود 37 روز اندازه گيری کرده اند .
به نظر می رسد که لکه ها ی خورشيدی حدود 4 تا 5 درصد ، سريعتر از ديگر عوارض زمينه ی نورسپهر حرکت می کنند .

دوره ی تناوبی لکه ها ی خورشيدی ( دوره های کلفی )
سال 1842 ، يک اختر شناس غير حرفه ای به نام  " هاينريش شوابه – Heinrich Schwab "  تشخيص داد که لکه ها ی خورشيدی از لحاظ تعداد ، در يک چرخه ی نسبتاً منظم افزايش يا کاهش می يابند . اختر شناسان حرفه ای پس از مدت کوتاهی ، وجود چنين چرخه ای را تأييد کردند .
دوره ی تناوب يک سيکل کامل 22 ساله است . هر دوره ی کامل به دو نيم دوره ی 11 ساله تقسيم می شود . دو نيم دوره از لحاظ تغييرات مساحت پوشيده از لکه شبيه يکديگرند و تفاوت آنها در قطبيت مغناطيسی است .
وقايع هر نيم دوره به اين صورت است :
1_ آغاز دوره که " خورشيد آرام" ( همان طور که در سال های 1944- 1945 ظاهر شده ) ناميده می شود ، بدون لکه است . سپس دو لکه در عرض حدود 30 تا 35 درجه ی شمالی و 30 تا 35 درجه ی جنوبی پديدار می شوند . لکه ها دو به دو در امتداد محور شرقی _ غربی قرار دارند . يکی را پيشرو و ديگری را دنباله رو می ناميم . فاصله ی زاويه ای بين اين دو 3 تا 4 درجه است .
خواص مغناطيسی اين دو جفت متفاوت است . اگر پيشروی جفت 35 درجه ی شمالی ، دارای خاصيت يک قطب شمال گرا باشد ، دنباله رو چون قطبی عمل خواهد کرد که جنوب گراست . قطبيت جفتی که در 35 درجه ی جنوبی است ، عکس قطبيت اين جفت خواهد بود . پيشروی گروه زير خط استوا ، چون قطبی جنوب گرا خواهد بود و دنباله روی آن شمال گرا .
2_ لکه های اوليه ، چند روزی دوام می آورند . سپس لکه های ديگری ظاهر می شوند . سه نوع تغيير به چشم می خورد :
   آ_تعداد لکه ها افزايش می يابد .
   ب_اندازه ی هر لکه بزرگتر می شود .
   پ_لکه ها به استوا نزديکتر می شوند .
اين روال چهار سال ادامه می يابد تا اين که مساحت لکه ها به بيشينه می رسد . در اين زمان ، مساحتی که به وسيله ی لکه ها پوشيده شده ، ممکن است 300 برابر آن در آغاز دوره باشد و تعداد لکه ها به 100 يا بالغ بر 100 می رسد .
3_ در هفت سال بعدی ، حرکت به سمت استوا ادامه می يابد . اما مساحتی که با لکه پوشيده شده ، به تدريج کاهش می يابد . اين مساحت در پايان مدت به کمينه می رسد و اين پايان يک نيم دوره است ، از کمينه تا کمينه ای ديگر .
4_ در حالی که آخرين لکه ها در عرض های 5 درجه ی شمالی و 5 درجه ی جنوبی ناپديد می شوند ، لکه های پيشروی نيم دوره ی دوم در عرض های 35 درجه ی شمالی و 35 درجه ی جنوبی ظاهر می شوند ، يک جفت در عرض های شمالی و يک جفت در عرض های جنوبی .
نيم دوره ی دوم شبيه نيم دوره ی اول است ، با يک تفاوت عمده که قطبيت مغناطيسی هر لکه عکس می شود . بنابراين اگر پيشروی 35 درجه ی شمالی در 11 سال پيش قطبی شمال جو داشت ، حال دارای ويژگی يک قطب جنوب جوست . بدين مفهوم که در کل در پايان هر نيم دوره از لکه های خورشيدی ، ميدان مغناطيسی به سرعت دچار جابه جايی قطبی می شود و بسياری از اعوجاج های خود را از دست می دهد . مثلاً اگر قطب شمال مغناطيسی خورشيد  ، در آغاز يک نيم دوره ، در ناحيه ی قطب شمال جغرافيايی قرار دارد ، در زمان شروع چرخه ی بعدی ، قطب شمال مغناطيسی خورشيد ، در محل قطب جنوب جغرافيايی آن قرار می گيرد و در نهايت پس از گذشت 22 سال که دوره ی جديدی آغاز می شود ، به محل اوليه ی خود باز می گردد .
توضيح : 1_ مشخصات دوره ها ، تنها در يک جريان متوسط آمارگيری آشکار می شود . ممکن است در زمانی با بيشينه ی فعاليت خورشيدی ، سطح خورشيد کاملاً صاف و بی لکه باشد و يا در طی مدتی که فعاليت کمينه است ، بخش بزرگی از سطح خورشيد را لکه پوشانده باشد . بنابراين دو نيم دوره تنها پس از متوسط گيری از مقدار زيادی داده ی رصدی ، آشکار می شود .
2_ رقم 11 سال يا به طور دقيق 4/10 سال برای يک نيم دوره ، يک مقدار متوسط است . دوره های مشاهده شده ، ممکن است با هم تفاوت قابل ملاحظه ای داشته باشند . نيم دوره های 8 ساله و 14 ساله نيز مشاهده شده اند .

                                      Solar Activity due to sunspot cycle  

رصد لکه های خورشيدی

ستاره شناسان خورشيدی ، برای مطالعه ی اين سطح گازی ، از عکس هايی که با تلسکوپ مخصوص گرفته شده است ، استفاده می کنند .
اين عکس ها غالباً با فيلترهای ويژه ای تهيه می شوند . اين فيلترها نوری را که با نوع خاصی از اتم هيدروژن يا کلسيم همراه است، از آن جدا می کنند . بدين ترتيب امکان انتخاب بخش های مجزای سطح خورشيد، برای مطالعه و تحقيق ايجاد شده است .
لکه ها ی خورشيدی ، به شکل لکه های خاکستری رنگ ظاهر می شوند . اگر چندين روز متوالی ، وضعيت اين لکه ها را ثبت کنيد ، متوجه می شويد که اندازه و شکل آنها تغيير می کند ، که اين به دليل چرخش خورشيد است . آن طور که از زمين ديده می شود ، بين چرخش در نواحی استوايی تا قطب ها حدود 9 روز تفاوت وجود دارد . اين اختلاف در چرخش ثابت می کند که خورشيد نمی تواند يک جسم جامد باشد . در صورتی که خورشيد جامد بود ، همه ی لکه ها هم زمان به دور خورشيد کشيده می شدند .
عکسی که در شرايط خوبی گرفته شده باشد ، نشان می دهد که سطح خورشيد دارای ظاهری خالدار يا حبابی شکل است . اين ناهمواری ها در واقع چشمه های جوشان گازهای دايمی هستند که همان لکه ها ی خورشيدی ناميده می شوند .

پلاژها

هنگامی که در نور هيدروژن-آلفا يا کلسيم (II) از خورشيد عکس گرفته شود ، غالباً ناحيه ی درخشانی ظاهر می شود . درخشندگی اين ناحيه ناشی از چگالی و دمای بيشتر فام سپهر پيرامون آن است . پلاژها را ناشی از کانونی شدن انرژی در ناحيه ای معين از ميدان های مغناطيسی قوی ، غالباً بر فراز لکه های خورشيدی سردتر می دانند .
ثابت شده است که بين پلاژها و لکه ها ی خورشيدی ، رابطه ای مستقيم برقرار است . پلاژهای درخشان پيش از لکه ها ی خورشيدی متناظرشان ظاهر می شوند و بنابراين خبر از ظهور آن لکه را می دهند . پلاژها غالباً از لکه ها بسيار بزرگترند و پس از ناپديد شدن لکه ی متناظر باقی می مانند .

دوره های خورشيدی

لکه های خورشيدی از شمارش گروه های لکه و لکه های جدا از هم به دست می آيند . هر گروه از لکه های خورشيدی ، به طور متوسط 10 لکه دارد . بنابراين تعداد کل لکه های خورشيدی ، جمع تعداد لکه های جدا از هم به اضافه ی تعداد گروه ها ضربدر 10 است .
نمودارهای ماهانه ای که از انتشار لکه های خورشيدی به دست می آيند ، نشان می دهند که تعداد لکه هايی که بر سطح خورشيد ديده می شوند، طی دوره هايی يک ساله ، کم و زياد می شوند .
_نمودار پروانه ای (Butterfly Diagram)
رصدهای خورشيدی نشان می دهند که لکه های روی سطح خورشيد ، به شکل تصادفی پخش نشده اند ، بلکه در فواصل خاصی از استوای خورشيد قرار دارند . در ابتدای هر نيم دوره ی خورشيدی ، لکه ها در عرض های ميانی و شمالی يا جنوبی ، به صورت قرينه نسبت به خط استوا شکل می گيرند و تا پايان آن نيم دوره ، به عرض های استوايی تر جابجا می شوند ، به طوری که نمودار پراکندگی لکه ها بر سطح خورشيد ، شبيه يک پروانه می شود .
_مينيمم ماندر (Maunder Minimum)
طی تحقيقاتی که" والتر ماندر –W.Walter Maunder  " عضو رصدخانه ی سلطنتی گرينويچ به عمل آورد ، اين نتيجه حاصل شد که در طی دوره ی 1725_1645 هيچ لکه ای در خورشيد وجود نداشته است . اين دوره ی کم فعاليتی خورشيد که آن را مينيمم ماندر می نامند ، با "عصر يخبندان کوچک" مصادف است ، که آن دوران فوق العاده سردی به ويژه در اروپا و گرينلند بوده است ، زمانی که رودخانه ها يخ بستند و مناطقی در ارتفاعات کم کوهستان ، حتی در تابستان هم پوشيده از يخ ماندند.
فعاليت های خورشيدی ارتباطی تنگاتنگ با آب و هوای زمينی دارند ، زيرا حتی تغيير %1 در برونداد انرژی خورشيد به تغييری معادل 1 درجه ی سانتيگراد در ميانگين دمای زمين می انجامد . چنين افت اندک اما دايمی در دما می تواند عصر يخبندان ديگری به وجود آورد و افزايش آن ممکن است به ذوب شدن مقدار زيادی از کلاهک های قطبی منجر شود و نواحی ساحلی را به زير آب ببرد و به اين ترتيب در تعادل ظرفيت اکولوژی محيط زندگی ما مؤثر باشد .
اگر مدتی فعاليت های خورشيدی کمتر شود ، اين شرايط فرصت بيشتری را برای مبارزه با گرم شدن هوای کره ی زمين و انتشار گازهای کربنی که برای مهار تغييرات آب و هوايی آن نياز است ، به دست می دهد .

بادهای خورشيدی

يکی از نتايج فعاليت های خورشيدی ، بادهای خورشيدی است . پلاسمايی با رسانش بالا که انرژی کافی رابرای فرار از جاذبه ی خورشيد دارد و از تاج خورشيد جدا می شود ، باد خورشيدی ناميده می شود . بادهای خورشيدی عمدتاً شامل الکترون ها و پروتون ها با آميزه ای از %5 يون های هليوم هستند که به صورت مارپيچی با سرعتی معادل صدها کيلومتر بر ثانيه از خورشيد به هر سويی می وزند و در فضای بين سياره ای گسترش می يابند .
اين ذرات در همان مسيرهای ميدان مغناطيسی خورشيد حرکت می کنند و از آنجا که دارای بار الکتريکی هستند ، منظومه ی شمسی را پر از جريانات الکتريکی می کنند .چگالی اين بادها در نزديکی خورشيد ، تقريباً بين 10 تا 100 ذره در هر سانتيمتر مکعب است .
در فواصل زيادی از خورشيد ، يعنی فراتر از مدار پلوتو ، از سرعت اين باد که مافوق صوت است ، کاسته می شود و با گازهای ميان ستاره ای ترکيب می شود .
ناحيه فعاليت های خورشيدی ، هليوسفر ( کره ی خورشيدی ) است که به شکل يک حباب بزرگ شبيه به قطره ی اشک ، خورشيد و همه ی سياره های منظومه ی خورشيدی را در بر گرفته است . گمان می رود که وسعت اين منطقه از قسمت لبه ی پايين اشک ، حدود 15 ميليارد کيلومتر ( 9 ميليارد مايل ) باشد . فراتر از مدار پلوتو ، دورترين سياره از خورشيد ، هليوسفر به گازها و غبارهای ميان ستاره ای می پيوندد . گرچه اتم های موجود در فضای بين سياره ای می توانند در اين حباب نفوذ کنند ، اما در واقع می توان گفت که همه ی مواد تشکيل دهنده ی هليوسفر از خود خورشيد ناشی می شوند .
باد خورشيدی در هر ثانيه ، حدود يک ميليون تن هيدروژن خورشيد را از بين می برد . 100000 ميليارد سال طول خواهد کشيد تا باد خورشيدی ، تمام جرم خورشيد را در فضای بين ستاره ای پخش کند . اما طول عمر طبيعی خورشيد ، فقط 10 ميليارد سال است .
دمای پلاسمای باد خورشيدی ، در حدود 100000 کلوين است .
باد خورشيدی به طور پيوسته و با سرعتی بين 200 تا 900 کيلومتر بر ثانيه در فضای ميان سيارات می وزد ( رقم بين 400 تا 500 کيلومتر بر ثانيه را می توان سرعت متوسط بادهای خورشيدی دانست ) و ذراتی که به وسيله باد خورشيدی حمل می شوند ، حدود 4 تا 5 روز طول می کشد تا به زمين برسند ( در حالی که نور خورشيد 3/8 دقيقه طول می کشد تا به زمين برسد ) و در ميدان مغناطيسی کره ی زمين به دام بيفتند .
باد خورشيدی تا حدود 1 واحد نجومی (AU) پس از مدار پلوتو نيز ادامه می يابد .
متغير بودن سرعت و چگالی باد خورشيدی ، به دليل متغير بودن فعاليت های خورشيدی است .
گفتنی است به دليل 100 برابر بودن انرژی جنبشی پلاسما نسبت به انرژی مغناطيسی اش ، اصطلاح باد مغناطيسی را نيز به آن داده اند .
علت پيدايش بادهای خورشيدی ، شراره های خورشيدی است .شراره ها مناطقی با انفجارات مقطعی در نزديکی نواحی فعال خورشيدند که به دنبال آن طی چند ساعت می تواند 10 ميليارد ميليارد ژول انرژی آزاد شود .به دنبال اين انفجارهای مهيب ، اين مناطق ناگهان به شدت پرنور می شوند و از خود پرتو ی ايکس، گاما ، امواج راديويی ، ذرات باردار ، ذرات زيراتمی و تعدادی عناصر سنگين به خارج گسيل می کنند . ذرات باردار يک روز بعد به زمين می رسند و باعث اختلالات قابل توجهی در ميدان مغناطيسی زمين می شوند ، که به طوفان های مغناطيسی معروفند
شراره ها معلول ميدان های مغناطيسی شديدی هستند که همراه لکه های خورشيدی قرار دارند . آنها از نشر گاز هيدروژن يونيزه در مجاورت لکه های خورشيدی به وجود می آيند .
به دنبال برخورد خطوط مغناطيسی مخالف ، مقداری از انرژی آنها به اشکال ديگر انرژی مانند گرما و انرژی جنبشی جريان ذرات تبديل می شود . پرتوهای ايکس نرم و ماوراء بنفش توليد و سپس با حرکت الکترون های پر انرژی به سمت مناطق پايينی پرتوی ايکس سخت و ذرات آلفا توليد می شود .
در برخورد امواج شوک با تاج نيز پرتوی ايکس سخت توليد می شود .
شراره های خورشيدی بيشتر از لکه ها رخ می دهند ؛ حداکثر فعاليت های لکه های خورشيدی 2000 تا 4000 بار در سال است ، در حالی که شراره ها 20 بار بيشتر از اين مقدار روی می دهند ، اما طول عمر آنها خيلی کوتاهتر است ؛ يک شراره ی نوعی طی حدود 5 دقيقه به حداکثر فعاليت خود می رسد و طی حدود 20 دقيقه رو به افول می گذارد .
يک گروه لکه ی خورشيدی در طی دوره ی خود ، 40 شراره توليد می کند .

بادهای خورشيدی از چه زمانی آغاز شدند؟
بسياری از ستاره شناسان بر اين عقيده اند که منظومه ی شمسی از غباری بسيار عظيم و دوّار به نام خورشيد تشکيل شده است . بر اساس اين تئوری ، غبار خورشيد به سبب گرانش شديد خود متلاشی شده و روی خود فرو ريخته و زمانی که توده ی بزرگ غبار خورشيد منقبض شد ، چرخش آن سريعتر گرديد و به يک صفحه ی سياره ای مبدل شد . در اين زمان ، بيشتر مواد و ذرات موجود در غبار خورشيد ، در هنگام انقباض به مرکز اين توده کشيده شده و در آن قسمت تحت فشار کافی ، منجر به تشکيل خورشيد شده اند . از همين زمان انفجارهای خورشيدی آغاز و بادهای خورشيدی شروع به وزيدن نمودند . اين بادها به اندازه ای شديد بودند که عناصر سبک از جمله هيدروژن و هليوم را با خود به قسمت های داخلی منظومه آوردند .
شدت اين بادها در قسمت های بيرونی کمتر و در نتيجه اجتماع هيدروژن و هليوم در اين مناطق ، بيشتر از قسمت های درونی است و اين توجيه مناسبی برای اين مسئله است که سيارات درونی کوچکتر و صخره ای هستند و سيارات بيرونی غول پيکرند و تقريباً به طور کامل از هيدروژن و هليوم تشکيل شده اند .

اثرات خورشيد بر شرايط اقليمی
علاوه بر تاثيری که خورشيد بر جوّ و شرايط اقليمی زمين باقی می گذارد ، ميدان مغناطيسی زمين نيز از فعاليت ها و اثرات آن تاثير می پذيرد .
می دانيم که زمين مانند يک آهنربای دوقطبی که موقعيت قطب های آن متناسب با زمان پيوسته در جابجايی است ، عمل می کند .
آن قسمت از فضا که از ميدان مغناطيسی زمين متأثر است ، مغناطکره می نامند . در صورتی که عاملی به نام بادهای خورشيدی وجود نمی داشت ، دامنه ی مغناطکره ی زمين تا مسافتی معادل صد برابر شعاع زمين ، در فضا گسترش می يافت و کره ی عظيمی به شعاع تقريبی 1,200,000 کيلومتر در فضا ايجاد می کرد . ولی بادهای خورشيدی موجب دگرگونی کره ی مزبور شده و آن قسمت از مغناطکره ی زمين را که رو به خورشيد واقع است ، تا شعاع 8 تا 10 برابر کره ی زمين فشرده کرده و جهت مقابل آن را به شکل دنباله ی طويلی در فضا پراکنده است .
آزمايش هايی که اخيراً به عمل آمده ، نشان می دهد که دنباله حتی تا 1000 برابر شعاع زمين در فضا کشيده شده است .

آن قسمت از جبهه ی مغناطکره ی زمين که با بادهای خورشيدی درگير می شود و تحت تأثير ضربات باد مزبور جذب می گردد ، مغناط خم نام دارد . سرعت بادهای خورشيدی پس از برخورد با مغناطکره به طور ناگهانی از 500 کيلومتر بر ثانيه به 250  کيلومتر بر ثانيه ، کاهش می يابد و انرژی رفته به 5 تا 10 برابر حالت عادی يعنی حدود چند ميليون کلوين افزايش می يابد .
حدفاصل ميان مغناط خم و مغناطکره ناحيه ای است به نام مغناطپوش که آشفتگی و بی نظمی خطوط ميدان از ويژگی های آن است .
در مغناطکره ی زمين ، منطقه ای وجود دارد که ذرات بسيار پر انرژی و باردار کيهانی در آن به دام می افتند . اين منطقه که در سال 1958 به کمک سفينه های expelorer 1 , 3 شناخته شد ، به افتخار کاشف آن ، " دکتر جيمز وان آلن " ناميده می شود .
کمربندهای وان آلن که ذرات باردار را منعکس می سازد ، از دو لايه ی جدا از هم تشکيل شده اند ؛ لايه ی درونی که نواری است به شعاع حدود 5/1 برابر شعاع زمين و لايه ی بيرونی به شعاع حدود 5 برابر شعاع زمين می باشد ، مانند کمربندهايی زمين را دربر گرفته اند . مواد کمربند درونی در مقايسه با مواد کمربند بيرونی از پروتون ها و الکترون های پرانرژی و متراکم تری تشکيل شده اند .

عامل سرعت بالای جريان بادهای خورشيدی

دانشمندان دريافتند که چرا سرعت بادهای خورشيدی هرگز به کمتر از 260 کيلومتر بر ثانيه نمی رسد و هليوم را مسئول اين حداقل سرعت می دانند .
بررسی ها نشان داده که بين سرعت باد و مقدار هليوم موجود در آن رابطه ای وجود دارد . به اين ترتيب که هرچه مقدار هليوم بيشتر باشد ، سرعت حرکت باد ، افزايش پيدا می کند .
در جريان های پر سرعت باد ، نسبت گاز هليوم حدود %4 است ، در حالی که در کندترين جريان باد ، اين نسبت به %0 می رسد .

شفق های قطبی

جوّ زمين غالباً منظره ای واقعی به نام نورهای شمالی يا شفق شمالی ( اُرورا بوريليس ) و نورهای جنوبی يا شفق جنوبی (اُرورا استراليس ) ايجاد می کند . شفق ها بيش از همه در عرضهای جغرافيايی 70 درجه ی شمالی و 70 درجه ی جنوبی ديده می شوند . شفق ها به شکل های متفاوتی آسمان را روشن می کنند ؛ گاهی به شکل روشنايی کلی ، گاهی به شکل بادبزن يا پرده هايی که از آسمان آويخته اند و سرانجام روشنايی سنبله شکل که به رنگ های صورتی ، ارغوانی ، بنفش و سبز ، به طول صدها کيلومتر آسمان را می پوشانند .
منشأ شفق های قطبی بادهای خورشيدی است . ذرات باردار بادهای خورشيدی ، با ميدان مغناطيسی زمين برهم کنش دارند و تعدادی از آنها در امتداد خطوط ميدان مغناطيسی زمين به سوی قطب های شمال و جنوب آن شتاب می گيرند .
وقتی اين ذرات در ارتفاع 300 کيلومتر به جوّ زمين وارد می شوند ، اتم های تشکيل دهنده ی جوّ را بمباران و آنها را برانگيخته می کنند . انتقال الکترون های اتم های برانگيخته به پايين ، وقتی موقتاً در تراز انرژی 2 متوقف می شود ، نور مريی ايجاد می کند . در اين فرآيند به علت وجود اتم های گوناگون و ميزان گوناگون برانگيختگی آنها ، احتمال ايجاد برخی رنگ های طيف نور ، بيشتر است . مثلاً مولکول های اکسيژن (O2) متمايل به نور سرخ و يا زرد و تک اتم های اکسيژن متمايل به توليدنور سبز و اتم های نيتروژن متمايل به نور بنفش اند . هر يک از اين رنگ ها به خطوط عمده ی طيف خاصی مربوط می شود .
شواهدی در دست است که نشان می دهد ، وقتی شفق در يک قطب زمين ظاهر می شود ، شفقی بسيار شبيه به همان در قطب ديگر تشکيل می شود ؛ به نظر می رسد که الکترون ها در مدتی کمتر از 1 ثانيه ، در امتداد خطوط مغناطيسی ، از يک قطب به قطب ديگر می رسند  . بنابراين وسيله ای ايجاد می شود که در تشکيل شفق ها ، عملاً ارتباط برقرار می شود .
پديده ی شفق قطبی نيز نوعی پلاسماست که تحت اثر يونيزاسيون ايجاد می شود .

توفان های مغناطيسی

تغييرات بادهای خورشيدی ، دگرگونی هايی را در مغناطکره موجب می شود و در ميدان مغناطيسی زمين اثر می گذارد و پديده ای به نام توفان مغناطيسی ايجاد می کند . موج ضربت ذرات خورشيدی که از زمان پيدايش مشعل ها تا رسيدن به سطح زمين ، حدود دو روز در راه هستند ، ابرهای پلاسمای مغناطکره را متراکم می کند و نيروی  ميدان مغناطيسی زمين را يکباره فزونی می بخشد . اين عمليات که مدت آن از چند دقيقه تجاوز نمی کند ، آغاز ناگهانی توفان ناميده می شود . به دنبال آن نمود آغازين شروع می شود که از 30 دقيقه تا چند ساعت به درازا می کشد . طی مرحله ی بعدی که نمود اصلی نام دارد ، انرژی مغناطيسی آزاد می گردد و با پديد آوردن جريان هايی در مغناطکره ، موجبات افت توان مغناطيسی زمين را مدت چند ساعت تا يک روز فراهم می آورد و پس از آن طی چند روز به حال عادی باز می گردد . اين قبيل توفان های مغناطيسی معمولاً هر 27 روز يک بار تکرار می شود .
اين رويدادهای انفجاری در سطح خورشيد که ميلياردها تن ذرات باردار را راهی زمين می کند و باعث اختلال در شبکه های برق و ماهواره ای می شود ، از نگرانی هايی است که پيش بينی تحولات خورشيد را لازم می آورد .
اين پديده که "فوران انبوه تاج خورشيدی" (Coronal Mass Ejection) يا 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 خورشيد فوران می کند . اين فوران به لکه های خورشيدی مربوط است .

 توفان عظيم خورشيدی

بررسی ها نشان می دهد که اکنون ما  مرحله ی  کم کاری فعاليت های خورشيدی را پشت سر گذاشته ايم و وارد دوره ی جديد فعاليت های خورشيدی شده ايم . جديدترين چرخه 11 ساله ی خورشيدی که انتظار می رود 5 سال ديگر به اوج فعاليت های خود برسد ، اوايل ژانويه 2008 نخستين نشانه های خود را بروز داد . اين لکه ی جديد ده هزار و نهصد و هشتاد و يکمين لکه ی قابل رويتی است که توسط مرکز پيش بينی های رويدادهای فضايی (NOAA) از دی ماه 1350 تا کنون نامگذاری کرده است . عرض بسيار بالای اين لکه که 27 درجه ی شمالی است و قطبش منفی آن به سمت راست نيمکره ی شمالی متمايل است ، نشانه های قاطعی از ظهور چرخه ی جديد خورشيدی هستند .
ديويد هاتاوی ، فيزيکدان خورشيدشناسی که در مرکز پروازهای فضايی مارشال کار و تحقيق می کند ، در اين زمينه می گويد : "چنين به نظر می آيد که طوفان بعدی ، بزرگترين فعاليت خورشيدی از 40 سال پيش به بعد که فعاليت های اين ستاره ثبت و ضبط شده اند ، باشد ."
حدود زمانی که توفانی از جانب خورشيد ، به ميدان مغناطيسی زمين برخورد می کند ، سپر مغناطيسی زمين دچار آشفتگی می شود . با توجه به قدرت فوران های خورشيدی ، آشفتگی ميدان مغناطيسی زمين می تواند به قدری شديد شود که اثرات طوفان خورشيدی در زمين احساس شود . چنين وضعيتی را اصطلاحاً توفان های ژئومغناطيسی می نامند . اين توفان مغناطيسی با توجه به قدرت و شدت آن ، قادر است باعث قطع جريان برق ، مختل شدن سيستم های الکترونيکی ، از کار انداختن سيستم موقعيت سنجی جهانی GPS ، قطع ارتباطات مخابراتی و انحراف عقربه های قطب نما شود .
هاتاوی و ويلسون با مطالعه ی آنچه از فعاليت های ميدان مغناطيسی زمين در 150 سال گذشته ثبت شده بود ، به اين نتيجه رسيدند که با اندازه گيری نوسانات  ميدان مغناطيسی زمين ، می توان قدرت توفان خورشيدی جديد را 6 تا 8 سال پيش از رسيدن به اوج فوران ها پيش گويی کرد .

در نمودار فوق ؛ خطوط سفيد نشان دهنده ی تعداد لکه های خورشيدی است که نسبت مستقيمی با شدت فعاليت های خورشيدی دارد و خطوط آبی نمايانگر نوسانات ميدان مغناطيسی زمين است .
نوسانات ميدان مغناطيسی ، توسط اندازه گيری شاخص IHV، محاسبه می شود . مبنای محاسبات هاتاوی و ويلسون ، اندازه گيری های روزانه ای بوده است که از سال 1868 تا به امروز در دو نقطه ی مقابل هم در زمين ( يکی در انگلستان و ديگری در استراليا ) انجام شده است .
همان طور که خطوط نارنجی نشان می دهند ؛ اوج نمودار شاخص IHV که نشان دهنده ی  نوسانات ميدان مغناطيسی زمين است ، با دقت %94 ، حدوداً 6 سال قبل از اوج فعاليت های خورشيدی که در اينجا با شاخص تعداد لکه های خورشيدی اندازه گيری شده ، نشان داده شده است .

طبق محاسبات اين دانشمندان ، پيش بينی می شود توفان بعدی خورشيدی که به تازگی آغاز شده است ، بين 135 تا 185 لکه خورشيدی داشته باشد . اگر اين پيش بينی درست باشد ، اين توفان يکی از قويترين توفان هايی خواهد بود که در 50 سال گذشته و يا شايد در کل زمانی که اين اندازه گيری ها صورت گرفته ، روی می دهد .
ستاره شناسان از زمان گاليله ، لکه های خورشيدی را می شمارند . اين اندازه گيری ها نشان می دهد که فعاليت های خورشيدی ، هر 11 سال يک بار اوج می گيرد . به گونه ی غريبی ، چهار اوج ثبت شده در 50 سال اخير ، در دسته ی پنج تايی فعاليت های عظيم بوده اند . اوج بيست و چهارم که تخمين زده می شود ، در 2010 روی دهد نيز به قدر کافی قدرتمند خواهد بود تا در ليست بزرگ ها ثبت شود .
"مااوسومی ديکپاتی" از مرکز ملّی تحقيقات اتمسفری ، معتقد است اوج بعدی فعاليت های خورشيدی ، بين 30 تا 50 درصد قويتر از اوج قبلی خواهد بود و آن را می توان با توفان عظيم سال 1958 مقايسه کرد .
ديکپاتی سال ها قبل ، دليل چنين نوسان عظيمی در فعاليت های خورشيدی را با مفهومی به نام "تسمه ی نقاله ی خورشيد" توضيح داده بود .

جريان بسته و عظيمی از گازهای هادی الکتريسيته است که از استوای خورشيد ، به دو قطب آن جريان دارد . اين کمربند الکتريکی ، آب و هوای خورشيد و يا به عبارتی شمار لکه های خورشيد را کنترل می کند . برای تشريح اين پديده ، ابتدا به خاطر آوريد که لکه های خورشيدی در واقع غده های مغناطيسی پيچيده ای هستند که حرکت بخش داخلی خورشيد باعث پديد آمدن آنها می شود . آنها عمر کوتاهی دارتد و هنگامی که از بين می روند ، اثر مغناطيسی ضعيفی از خود بر جای می گذارند .
بخش بيرونی و سطحی تسمه ی نقاله ی خورشيدی ، پوسته ی اين ستاره را جاروب می کند و ميدان های مغناطيسی ضعيف را با خود به قطبين حمل می کند . در آنجا اين ميدان ها تحت تأثير ميدان مغناطيسی ستاره قرار گرفته و به عمق 200,000 کيلومتری آن ، جايی که ديناموی عظيم خورشيد آن ها را تقويت می کند ، فرو می روند .
هنگامی که ميدان های مغناطيسی ضعيف تقويت شدند ، مجدداً شناور شده و به سطح خورشيد باز می گردند . به اين ترتيب لکه های جديد شکل می گيرند . تمام اين فرآيند به قدری آهسته صورت می گيرد که يک دوره ی کامل آن در حدود 40 سال طول می کشد . البته سرعت حلقه بين 30 تا 50 سال متغير است .
هنگامی که حلقه سريعتر می چرخد ، به اين معنی است که ميدان های بيشتر را از سطح خورشيد جمع آوری می کند و در نتيجه اوج فعاليت های بعدی ، ميزبان تعداد بيشتری لکه است و بنابراين توفان بزرگی رخ خواهد داد . اندازه گيری ها نشان می دهد که تسمه ی نقاله ی خورشيدی در سال های 1986 تا 1996 سريعتر چرخيده است . بنابراين بايد منتظر اوج شديدی در سال های 2010 تا 2011 باشيم .

ترجمه و گردآوری: مينا محمدیان

منابع: :  Cloudsky.ir
Cphtheory.com
Academist.com
Nasa.gov
Solarviews.com
Worldbookonline.com
Wikipedia.com
Parssky.com
 وبگاه انجمن علمی فيزيک دانشگاه قم
 وبگاه گروه پژوهش های خورشيدی الماس
 وبگاه نشريه ی الکترونيکی جغرافيای ايران
 وبگاه انجمن نجوم خيام
 وبگاه منجمان آماتور ايران
 
کتاب اتمهای سکوت / نوشته ی اوبر ریوز / ترجمه ی عباس مخبر
کتاب ساختار ستارگان و کهکشانها / نوشته ی پاول هاج / ترجمه ی توفیق حیدرزاده
کتاب نجوم ديناميکی
کتاب نجوم به زبان ساده /نوشته ی ماير دگانی / ترجمه ی محمدرضا خواجه پور
مجله ی نجوم