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 .
