نجوم و کیهان‌شناسی

در سیاره­هایی چون مریخ، مشتری و زحل، می­توان چرخش نشانه­ای را بر سطح و یا درون جو مشاهده کرد؛ مانند «لکۀ قرمز» که در جو مشتری قرار دارد.

سطح عطارد از زمین قابل تشخیص نیست و زهره هم با ابر پوشیده شده است. جهت تعیین دوره ­تناوب چرخشی در این دو از رادار کمک گرفته­ایم. فرض کنید زهره دقیقاً بین زمین و خورشید باشد و رادار بر روی خط واصل مرکز زمین، مرکز زهره و مرکز خورشید قرار دارد. بازتاب رادار به­صورت فرکانس رادیویی پیوسته دریافت می­شود. در این زمان (و تنها در این زمان) حرکت زهره عمود برخط دید است و هیچ انتقال دوپلری در سیگنال بازتابی رخ نمی­دهد. (البته اگر خیلی دقیق باشیم یک انتقال دوپلری بسیار کوچک به­نام انتقال دوپلری عرضی^[1]، براساس پیش­بینی نسبیت خاص، وجود خواهد داشت.)

فرکانس مرکزی بازتابش دقیقاً همان فرکانس ارسالی است و چنانچه زهره در چرخش نباشد، کل انرژی برگشتی در این فرکانس خواهد بود. اما فرض کنید زهره در حال چرخش باشد؛ یک لبۀ سیاره، نسبت به مرکز در حال نزدیک شدن به ما و لبۀ دیگر در حال دور شدن است. بدین ترتیب بازتابش از لبه­ها دچار انتقال دوپلری در دو جهت مخالف نسبت به فرکانس مرکزی می­شود و با پهن­شدگی فرکانس در سیگنال بازتابش مواجه می­شویم. هرچه پهن­شدگی بیشتر باشد، سرعت چرخش سیاره بیشتر است.

رصدهای راداری در دهۀ 1960 نشان داد که سرعت چرخش زهره بسیار کند است و 01/243 روز طول می­کشد تا یک ­بار به­دور محورش بچرخد - 3/18 روز بیشتر از زمان گردش به­دور خورشید! حتی تعجب­آورتر این­که جهت چرخش آن برعکس جهت مورد انتظار است. چنانچه از بالا به منظومه شمسی بنگریم، ملاحظه می­کنیم که تمام سیارات در خلاف جهت گردش عقربه­های ساعت به­دور خورشید در حرکتند. اسپین اکثر سیاره­ها نیز خلاف جهت گردش عقربه­های ساعت است، اما زهره (همراه با اورانوس و پلوتو) در جهت گردش عقربه­های ساعت می­چرخد. به این چرخش اصطلاحاً چرخش رجعی^[2] گفته می­شود.

... چگالی تاج خورشیدی بسیار پایین است، حدود 10¹⁴ بار کمتر از سطح زمین، و درخشش آن در ناحیۀ مرئی حدود یک ملیون بار کمتر از شیدسپهر است. از ­اینرو تنها در کسوف کامل خورشید، یا با استفاده از تلسکوپ­های ویژه­ای به­نام تاج­نگار (Coronagraph) که نور را از قرص خورشید حذف می­کند، قابل مشاهده است. این­که چگونه تاج خورشیدی به این دمای بالا می­رسد همچنان به­صورت راز باقی مانده ­است، اما تصور بر این است که انرژی به­وسیلۀ میدان مغتاطیسی به­داخل آن منتقل می­شود. دماهای ملیون درجه­ای باعث تابش اشعۀ X می­گردد که رصد آن از فضا ممکن است.

کتاب "درآمدی بر نجوم و کیهان­شناسی" صفحه ۸۲

... ناحیه­ای با ضخامت 2000 کیلومتر بالای شیدسپهر، فام­سپهر (Chromosphere) نام دارد. چگالی گاز در این ناحیه حدود 000_/10 بار افت می­کند و دما از ۴۴۰۰K در بالای شیدسپهر به 25000K  افزایش می­یابد. بالای این قسمت ناحیۀ گذار (Transition Region) است، جایی که دما به­سرعت بالا می­رود و در فاصلۀ چندصد کیلومتر به حدود یک ملیون کلوین می­رسد.

ناحیۀ گذار به منطقۀ بیرونی خورشید که تاج­خورشیدی (Solar Corona) نام دارد ختم می­شود و در آنجا دما به بیش از دو ملیون کلوین می­رسد (شکل زیر). شکل و گسترۀ آن به­شدت به فعالیت خورشیدی، که در چرخۀ لکۀ خورشیدی^[1] تغییر می­کند، بستگی دارد؛ اما نوعاً تا چندین برابر شعاع خورشید درون هلیوسفر^[2] امتداد دارد. در کمینۀ خورشیدی، وقتی که فعالیت پایین است، بیشتر در استوای خورشید امتداد دارد و الگوی میدان مغناطیسی خورشید به­خوبی در نزدیکی قطب­ها قابل ترسیم است. در بیشینۀ خورشیدی شکل کلی یکپارچه­تر است و ساختمانی پیچیده دارد.

اگر به خورشید بنگریم (با استفاده از فیلترهای مناسب) به نظر می­رسد که لبۀ کاملاً متمایزی دارد. البته در عمل سطحی برای خورشید وجود ندارد. در حقیقت دید ما تا آنجا در جو خورشید نفوذ می­کند که گاز به­اصطلاح ار لحاظ اپتیکی غلیظ می­شود. این لایه که عمیق­ترین لایۀ قابل دید در جو خورشید است شیدسپهر (Photosphere) نام دارد (علت این نام­گذاری در انگلیسی آن است که فوتون­هایی که می­بینیم از آنجا سرچشمه می­گیرد) و ضخامت آن به حدود 500 کیلومتر می­رسد. دما از ۶۵۰۰ کلوین در عمق به ۴۴۰۰ کلوین در نواحی بالایی آن می­رسد. همانگونه که پیشتر به­دست آوردیم، دمای مؤثر شیدسپهر ۵۸۰۰ کلوین  است. انتقال همرفتی انرژی از پایین، سطحی خال­دار را موجب شده است - دانه­های خورشیدی با پهنای حدود ۱۰۰۰ کیلومتر. هر دانه 5 تا 10 دقیقه دوام می­آورد؛ گاز داغی که از زیر این سطح بالا می­آید، انرژی خود را تابش کرده، سرد شده، مجدداً پایین می­رود.

کتاب "درآمدی بر نجوم و کیهان شناسی" صفحه ۸۰