خورشيد

[ahmadfononi]

ک‌ستاره منظومه شمسی، خورشید، تنها یکی از 400 میلیارد ستاره در کهکشان راه‌شیری و ستاره‌ای کاملاً معمولی از دسته ستارگان رشته اصلی است. خورشید ما که 5 میلیارد سال پیش از ابری از غبار -که بقایای انفجار یک ابرنواختر بود- به وجود آمد، هم‌اکنون در نیمه عمر خود به سر می‌برد. خورشید نیز مانند سایر ستارگان کهکشان راه‌شیری در حال چرخش به دور مرکز کهکشان است. سرعت این حرکت 217 کیلومتر بر ثانیه و ...

خلاصه مقاله:​

تك‌ستاره منظومه شمسي، خورشيد، تنها يكي از 400 ميليارد ستاره در كهكشان راه‌شيري و ستاره‌اي كاملاً معمولي از دسته ستارگان رشته اصلي است. خورشيد ما كه 5 ميليارد سال پيش از ابري از غبار -كه بقاياي انفجار يك ابرنواختر بود- به وجود آمد، هم‌اكنون در نيمه عمر خود به سر مي‌برد. خورشيد نيز مانند ساير ستارگان كهكشان راه‌شيري در حال چرخش به دور مركز كهكشان است. سرعت اين حركت 217 كيلومتر بر ثانيه و هر دور گردش خورشيد به دور مركز كهكشان، 225 تا 250 ميليون سال است. زمين، سيارات منظومه شمسي و اقمار آنها، سيارات كوتوله، سيارك‌ها، شهاب‌سنگ‌ها، دنباله‌دارها و ذرات معلق گرد و غبار، خورشيد را در اين سفر همراهي مي‌كنند. مركز خورشيد، كوره‌اي هسته‌اي با دماي 15 ميليون درجه سانتيگراد و چگالي‌ 150 برابر آب است. تحت چنين شرايطي هسته‌هاي اتم هيدروژن با هم تركيب شده و به هليوم تبديل مي‌شوند. در اين حين، 0.7 درصد جرم تركيب شده، تبديل به انرژي مي‌شود. از 590 ميليون تن هيدروژني كه در هر ثانيه تركيب هسته‌اي مي‌شوند، 3.9 ميليون تن ماده به انرژي تبديل مي‌شود. اين سوخت هيدروژني، تا 5 ميليارد سال ديگر دوام خواهد داشت. با وجود آنكه خورشيد نزديك‌ترين ستاره به زمين است و طي ساليان متمادي دانشمندان بسياري به دقت آن را مورد بررسي و مطالعه قرار داده‌اند، اما هنوز سوالات بي‌پاسخ بي‌شماري در رابطه با آن باقي مانده است؛ از جمله آنكه چرا جوّ خارجي خورشيد درجه حرارتي معادل با يك ميليون كلوين دارد، در حالي‌كه درجه حرارت سطح خورشيد كه فوتوسفر ناميده مي‌شود، تنها 6000 كلوين است. ​

 

[ahmadfononi]

مقدمه
​

خورشيد ستاره‌اي است در مركز منظومه شمسي كه زمين واجرام ديگر (شامل ساير سيارات به همراه اقمارشان، [سيارك‌ها]، [شهاب سنگ‌ها]، [دنباله‌دارها] و ذرات معلق گرد وغبار) درحال چرخش به دور آن هستند. تك ستاره منظومه شمسي ستاره‌اي است با اندازه متوسط، كه 5 ميليارد سال از عمر آن مي‌گذرد و 99/8 درصد از كل جرم منظومه شمسي را تشكيل مي‌دهد. اگر روي سطح خورشيد 11900 كره زمين را كنار يكديگر قرار دهيم، تمام سطح خورشيد پوشيده مي‌شود. همچنين اگر خورشيد را مانند كره‌اي تو خالي در نظر بگيريم، در اين صورت براي پركردن داخل آن به 1,300,000 كره زمين نياز خواهيم داشت. اين ستاره ظاهري كروي داشته و عمدتاً از گازهاي هيدروژن و هليوم تشكيل شده است. (74% از جرم خورشيد يا 92% از حجمش را هيدروژن و 25% از جرم آن يا 7% از حجمش را هليوم تشكيل داده است.)

​

​

​

 

[ahmadfononi]

خورشيد با سرعت 217 كيلومتر بر ثانيه به دور مركز كهكشان راه شيري در حال چرخش است. با اين سرعت مي‌توان يك سال نوري را در هر 1400 سال پيمود يا به عبارتي مي‌توان يك [واحد نجومي] (AU) را در 8 روز طي كرد. (فاصله متوسط بين زمين و خورشيد كه تقريباً معادل با 150 ميليون كيلومتر است يك واحد نجومي ‌ناميده مي‌شود.) مدت 225 تا 250 ميليون سال طول مي‌كشد تا خورشيد بتواند با چنين سرعتي يك دور كامل به دور مركز كهكشان راه شيري بگردد. از آنجا كه خورشيد قادر به توليد نور و گرما به كمك همجوشي هسته‌اي هيدروژن است، در دسته بندي ستارگان در گروه [ستارگان رشته اصلي] قرار مي‌گيرد. همجوشي هسته‌اي هيدروژن كه در مركز خورشيد اتفاق مي‌افتد موجب توليد انرژي به صورت نور و گرما شده و زندگي بر روي كره زمين را ممكن مي‌سازد.

​

 

[ahmadfononi]

ساختار خورشيد

​

​

مواد تشكيل‌دهنده خورشيد حالت گازي دارند، بنابراين لايه‌هاي خورشيد محدوده دقيق و معيني نداشته و گازها و مواد اطراف لايه‌هاي خارجي به تدريج در فضا منتشر مي‌شوند. با اين حال، چنين به نظر مي‌رسد كه خورشيد لبه تيزي داشته باشد، چرا كه بيشتر نوري كه به زمين مي‌رسد از يك لايه كه چند صد كيلومتر ضخامت دارد ساطع مي‌شود. اين لايه [شيدسپهر (رخشان‌كره يا فوتوسفر)] نام دارد و به عنوان سطح خورشيد شناخته شده است. بالاي سطح خورشيد، [فام‌سپهر (رنگين‌كره يا كروموسفر)] و [‌هاله (كرونا يا تاج خورشيدي)] قرار دارند كه با همديگر جوّ خورشيد را تشكيل مي‌دهند
.​

​

​

​

​

 

[ahmadfononi]

خورشيد 99% از جرم كل منظومه شمسي را شامل مي‌شود. از آنجا كه خورشيد در حالت پلاسمايي قرار دارد و فاقد ساختار جامد است، دائماً دستخوش تغييرات چرخشي متنوعي در حين چرخش به دور محور خودش مي‌شود. سرعت چرخش در نواحي استوايي خورشيد سريع‌تر از سرعت چرخش آن در قطبين است. مدت زمان يك چرخش كامل خورشيد به دور محور خود، 25 روز براي نواحي استوايي و 35 روز براي قطبين آن است. البته به علت چرخش كره زمين به دور خورشيد، مدت زمان يك دور چرخش كامل خورشيد در نواحي استوايي آن از ديد ناظر روي زمين 28 روز محاسبه مي‌شود.
نيروي گريز از مركز حاصل از اين حركت چرخشي خورشيد، 18 ميليون بار ضعيف‌تر از نيروي جاذبه در سطح خورشيد در ناحيه استواي آن است. همچنين نيروي جاذبه سياراتي كه به دور خورشيد مي‌گردند، قادر نيست بر جاذبه بسيار قوي خورشيد تاثير محسوسي بگذارد و در شكل ظاهري آن تغييري ايجاد نمايد.
خورشيد به دليل داشتن ساختار پلاسمايي مانند سيارات سنگي داراي مرز و محدوده مشخص و معيني نيست و در بخش‌هاي خارجي‌تر، چگالي گازهاي آن كمتر مي‌شود كه مي‌توان اين‌طور نتيجه گرفت كه رابطه‌اي نمايي بين فاصله گازها از هسته خورشيد و ميزان چگالي آن‌ها وجود دارد. شعاع خورشيد به صورت خطي مستقيم از هسته آن تا لبه شيدسپهر در نظر گرفته مي‌شود. شيدسپهر يا فوتوسفر لايه‌اي از سطح خارجي خورشيد است كه به آساني با چشم غيرمسلح قابل رويت بوده و به عنوان لبه خورشيد در نظر گرفته مي‌شود. گازها در اين منطقه بسيار سردتر از آن هستند كه بتوانند به خوبي بدرخشند و پرتوافشاني نمايند. هسته خورشيد، ده درصد از كل حجم خورشيد را شامل مي‌شود كه 40% از كل جرم خورشيد را در خود جاي داده است. بخش داخلي خورشيد به طور مستقيم قابل مشاهده نيست و خود خورشيد نيز به علت داشتن تشعشعات شديد الكترومغناطيسي به طور شفاف و واضح قابل مشاهده نيست.

به هرحال، همان‌گونه كه علم لرزه‌شناسي با استفاده از امواج توليد شده ناشي از زمين‌لرزه به تعيين ماهيت و ساختار دروني زمين مي‌پردازد، [علم لرزه‌شناسي خورشيدي] نيز با بررسي امواج حاصل از انفجارهاي درون خورشيد سعي در شناخت و آشكارسازي ساختار داخلي خورشيد دارد. البته مدل‌سازي كامپيوتري خورشيد نيز به عنوان ابزاري مكمل براي تشخيص ماهيت و ساختار دروني خورشيد مورد استفاده قرار مي‌گيرد.

 

[ahmadfononi]

هسته خورشيد


مركز خورشيد، كوره‌اي هسته‌اي با دماي 15 ميليون درجه سانتيگراد (27 ميليون درجه فارنهايت) و چگالي‌ 150 برابر آب است. تحت چنين شرايطي، هسته‌هاي اتم هيدروژن باهم تركيب شده و به هسته‌هاي هليوم تبديل مي‌شوند. ضمن اين همجوشي، 7/0 درصد جرم تركيب‌شده تبديل به انرژي مي‌شود. از 590 ميليون تن هيدروژني كه در هر ثانيه تركيب هسته‌اي مي‌شود، 9/3 ميليون تن ماده به انرژي تبديل مي‌شود. اين سوخت هيدروژني، تا 5 ميليارد سال ديگر دوام خواهد داشت.

هسته خورشيد از مركز آن تا فاصله 2/0 شعاع خورشيد در نظر گرفته مي‌شود. چگالي آن برابر با 150،000 كيلوگرم بر متر‌مكعب (150 برابر چگالي آب روي زمين) و دماي آن نزديك به 13،600،000 كلوين (15 ميليون درجه سانتيگراد) است. دماي سطح خورشيد 5785 كلوين، معادل 2350/1 برابر دماي هسته خورشيد است.

بررسي‌هاي صورت گرفته اخير در ماموريت فضايي سوهو نشان داد كه هسته خورشيد به مراتب سريع‌تر از ساير نقاط متشعشع خورشيد مي‌چرخد. در تمام طول عمر خورشيد، اين ستاره انرژي‌اش را از طريق همجوشي هسته‌اي كه به صورت يك سري مراحل زنجيره‌وار رخ مي‌دهد، تامين مي‌نمايد كه به آن زنجيره پروتون-پروتون گفته مي‌شود.

در ستارگان، دو مجموعه فعل و انفعال وجود دارد كه مي‌تواند منجر به تبديل هيدروژن به هليوم و در نهايت، آزاد شدن انرژي شود:
1- [پروتون-پروتون يا زنجيره پي-پي] كه در ستارگاني با جرمي‌معادل يا كمتر جرم خورشيد نقش مهمي‌ايفا مي‌كند.
2- [چرخه CNO] كه در ابرستارگان با اجرامي به مراتب ‌بيشتر از خورشيد از اهميت ويژه‌اي برخوردار است.

سه مرحله اصلي زنجيره پروتون-پروتون (منبع: wikipedia)​

 

[ahmadfononi]

در چرخه پروتون-پروتون، طي سه مرحله چهار هسته هيدروژن با يكديگر تركيب شده و يك هسته هليوم را به وجود مي‌آورند:

مرحله 1 و 2 بايد دو بار پشت سرهم انجام گيرند تا دو

هسته هليوم هر كدام با 3 پروتون به وجود آيند. اين روند همچنين منجر به آزاد شدن مقاديري انرژي مي‌شود.

هسته خورشيد تنها بخشي از خورشيد است كه در آن همجوشي هسته‌اي صورت مي‌گيرد كه اين فرايند، منجر به آزاد شدن مقادير قابل‌توجهي گرما مي‌شود. ساير بخش‌هاي خورشيد نيز با همين گرماي توليد شده در هسته كه به سمت خارج متساعد مي‌شود، گرم مي‌شود. انرژي آزاد شده در هسته خورشيد پيش از آنكه بتواند به صورت نور و يا ذرات داراي انرژي جنبشي، در فضا آزاد شود، بايد از لايه‌هاي متوالي متعددي عبور كند تا در نهايت بتواند به شيدسپهر رسيده و به فضا بگريزد.

در هر ثانيه 3.4×1038 هسته اتم هيدروژن به هسته اتم هليوم تبديل مي‌شوند (بيش از حدود 8.9×1056 ميزان كل پروتون‌هاي آزاد در خورشيد) كه اين امر موجب تبديل 26/4 ميليون تن ماده به انرژي در هر ثانيه مي‌شود كه ميزان اين انرژي برابر است با 3.83×1026 وات يا به بيان ساده‌تر برابر است با ميزان انرژي آزاد شده از انفجار 9.15×1010 مگاتن [تي اِن تي] در هر ثانيه. ممكن است اين ارقام بسيار بزرگ به نظر برسد، اما در اصل اين ارقام حاكي از نرخ پايين توليد انرژي در هسته خورشيد است (حدود 3/0 ميكرووات بر سانتيمتر مكعب يا به عبارتي 6 ميكرووات به ازاي هر كيلوگرم ماده) براي مقايسه، در نظر بگيريد كه ميزان انرژي توليد شده توسط بدن انسان 2/1 وات به ازاي هر كيلوگرم است كه اين ميزان به ازاي هر واحد از جرم، ميليون‌ها بار بزرگ‌‌تر از آنچه در هسته خورشيد رخ مي‌دهد، است.

استفاده از پلاسما براي توليد انرژي در زمين با مقادير و پارامترهاي مشابه خورشيد، كاملاً غيرعملي و ناممكن است. ضمن آنكه رآكتورهاي هسته‌اي موجود به پلاسمايي با دمايي به مراتب بيشتر از دماي پلاسما در هسته خورشيد براي توليد انرژي نياز دارند.

سرعت همجوشي هسته‌اي رابطه تنگاتنگي با چگالي و دما دارد، بنابراين سرعت همجوشي هسته‌اي در هسته خورشيد در يك حالت [موازنه خودبه‌خود اصلاح‌شونده] قرار دارد. اين مطلب بدان معناست كه در صورتي كه اندكي سرعت همجوشي هسته‌اي بالا رود، هسته خورشيد اندكي منبسط شده و كاهش دما موجب كاهش سرعت همجوشي هسته‌اي مي‌شود و به اين ترتيب اين آشفتگي خودبه‌خود اصلاح مي‌شود. از طرف ديگر در صورتي كه سرعت همجوشي هسته‌اي اندكي كاهش يابد، هسته اندكي خنك شده و منقبض مي‌شود، كه اين عامل موجب بالا بردن فشار و در نتيجه سرعت همجوشي هسته اي شده و سرعت همجوشي را به ميزان مطلوب مي‌رساند.

فوتون‌هاي پرانرژي ([كيهاني]، [گاما] و [ايكس]) آزاد شده در نتيجه همجوشي هسته‌اي به‌راحتي توسط يك لايه چند ميليمتري از پلاسما جذب شده و دوباره به صورت تصادفي در جهات گوناگون منتشر مي‌شوند كه البته كمي‌ از انرژي خود را نيز در همين فرايند از دست مي‌دهند. بنابراين مدت زمان زيادي طول مي‌كشد تا اين فوتون‌ها بتوانند به سطح خورشيد رسيده و به فضا گسيل يابند كه به اين زمان "مدت زمان سفر فوتون" گفته مي‌شود كه طول آن بين 10000 تا 170000 سال تخمين زده مي‌شود. هر پرتوي گاما قبل از آنكه از سطح خورشيد به فضا بگريزد در هسته خورشيد به چندين ميليون فوتون نور مرئي تبديل مي‌شود.

سرانجام پس از اتمام سفر فوتون‌ها و رسيدن آن‌ها به لايه نامرئي شيدسپهر كه انتقال دهنده گرما به محيط خارج است، اين فوتون‌ها به صورت نور مرئي از سطح آن به فضاي نامتناهي مي‌گريزند تا سفر بي‌پايان خود را در اعماق فضا آغاز كنند.

 

[ahmadfononi]

ناحيه تشعشع


لايه بعد از هسته، [ناحيه تشعشع] است. اين منطقه بيش از 32 درصد حجم و 48 درصد جرم خورشيد را شامل مي‌شود. اين منطقه به اين علت منطقه تشعشع ناميده مي‌شود كه انرژي از ميان آن بيشتر به شكل تابشي حركت مي‌كند. دما در اين منطقه يك ميليون درجه سانتيگراد است. دما و تراكم مواد در ابتداي اين ناحيه يعني نزديك به هسته زياد است، ولي با نزديك شدن به انتهاي ناحيه، دما و جرم كاهش پيدا مي‌كند.
ذرات نور در اين منطقه بايد از لايه‌هاي مستحكم گاز عبور كنند. در نتيجه، ممكن است يك ميليون سال بگذرد تا يك فوتون از اين منطقه عبور كند.
ناحيه همرفتي


در لايه خارجي خورشيد (تا فاصله 70% شعاع خورشيد از هسته كه كمي بيش از 2% جرم خورشيد را شامل مي‌شود) پلاسماي خورشيدي به اندازه كافي داغ و چگال نيست كه بتواند انرژي گرمايي داخل خورشيد را به صورت انرژي تابشي از خود گسيل كند. از اين رو گرما به وسيله [جريان‌هاي همرفتي] از بخش‌هاي داخلي‌تر به سطح خورشيد (شيدسپهر) انتقال مي‌يابد. هنگامي‌كه مواد در سطح خورشيد سرد مي‌شوند، به طور ناگهاني به داخل آن سقوط مي‌كنند و دوباره به مركزِ انتقال حرارتي كه از همان‌جا گرما دريافت كرده بودند، بازمي‌گردند تا دوباره انرژي و گرماي لازم را از اين منطقه دريافت كنند. در مواردي كه اين مواد به شدت گرم شوند، از طريق جريان همرفتي كه مانند ستون‌هايي از دل خورشيد تا سطح آن ادامه دارند، ناگهان به سطح خورشيد بازگشته و فوران مي‌كنند كه در اين صورت باعث دانه‌دانه شدن سطح خورشيد مي‌شوند. به بيان ساده‌تر، اين دانه‌ها در واقع همان ستون‌هاي جريان‌هاي همرفتي در خورشيد هستند كه دائماً مواد داغ و گداخته‌شده را به سطح خورشيد انتقال مي‌دهند.همين جريان متلاطم و آشفته همرفتي در خارجي‌ترين بخش از منطقه وزش گرمايي خورشيد باعث تقويت شدن ميدان‌هاي مغناطيسي ضعيف در خورشيد و در نهايت به وجود آمدن قطب‌هاي مغناطيسي بسيار قوي در قسمت شمالي و جنوبي خورشيد مي‌شود.

شيدسپهر (رخشان‌كره يا فوتوسفر)
پاييني‌ترين لايه جوّ خورشيد يا همان سطح خارجي خورشيد كه با چشم غيرمسلح قابل مشاهده است، شيدسپهر ناميده مي‌شود كه ضخامت آن حدود 500 كيلومتر است. در قسمت بالاي شيدسپهر نور مرئي خورشيد مي‌تواند آزادانه در فضا منتشر شود.

در اين سطح، تمامي انرژي مي‌تواند به راحتي از سطح خورشيد بگريزد. تغيير در ميزان شفافيت خورشيد و كدر شدن آن به علت كاهش ميزان يونH- رخ مي‌دهد زيرا كه اين يون به راحتي مي‌تواند نور مرئي را جذب نمايد.

به عكس، نور مرئي‌اي كه ما قادر به ديدن آن هستيم در اثر برخورد و برهم‌كنش الكترون‌ها با اتم‌هاي هيدروژن به منظور تشكيل يون H- توليد مي‌شود.

به دليل آنكه بخش‌هاي بيروني لايه غيرشفاف شيدسپهر خنك‌تر از بخش‌هاي دروني آن است، تصوير خورشيد در مركز درخشان‌تر و روشن‌تر از اطراف آن به نظر مي‌رسد كه به اين پديده تاريكي لبه قرص خورشيد، اثر [تاريكي لبه] گفته مي‌شود.
نور خورشيد تا حدي شامل طيف نوري [جسم سياه] است و دماي آن به حدود 6000 كلوين مي‌رسد. اين طيف نوري از لايه‌هاي نازك بالاي شيدسپهر همراه با [خط جذب اتمي] به فضا پراكنده مي‌شود.

 

[ahmadfononi]

شيدسپهر داراي [چگالي حقيقي] 1023 m-3 است كه اين مقدار تقريباً برابر با 1% چگالي حقيقي جوّ زمين در سطح دريا است.

اثر تاريكي لبه خورشيد در اين تصوير به وضوح ديده مي‌شود
​

​

در بررسي‌هاي ابتدايي نتايج [طيف‌سنجي] شيدسپهر، تعدادي خط جذبي يافت شدند كه با هيچ‌يك از عناصر شيميايي شناخته‌شده در زمين تا آن زمان مشابه نبودند. در سال 1868 [نورمن لاك‌ير] اين‌گونه پنداشت كه عامل پيدايش اين خط‌هاي جذبي به علت وجود عنصري خاص در ساختار شيدسپهر خورشيد است كه در زمين يافت نمي‌شود. او اين عنصر را هليوم نام نهاد (كه از نام هليوس كه در يونان باستان به عنوان خداي خورشيد شناخته مي‌شد) اقتباس شده بود (25 سال پس از اين كشف، هليوم در زمين كشف شد).

منطقه حداقل درجه حرارتي

خنك‌ترين لايه خورشيد كه آن را منطقه حداقل درجه حرارتي مي‌نامند، 500 كيلومتر بالاتر از لايه شيدسپهر را شامل مي‌شود كه دما در اين منطقه به 4000 كلوين مي‌رسد. اين منطقه به اندازه كافي خنك است تا در آن، مولكول‌‌هاي آب و مونواكسيدكربن يافت. وجود چنين مولكول‌هايي در اين لايه با روش‌هاي طيف‌سنجي و مشاهده خط جذب اين عناصر در طيف نور خورشيد اثبات شده است.

فام‌سپهر (رنگين كره يا كروموسفر)


بالاي منطقه حداقل درجه حرارتي، لايه‌اي نازك به ضخامت تقريبي 2000 كيلومتر وجود دارد كه با روش‌هاي طيف‌سنجي و مشاهده خطوط جذبي طيفي كشف شده است. اين لايه فام‌سپهر يا كروموسفر ناميده مي‌شود كه از واژه [كروما] (به معناي رنگ) گرفته شده است. علت انتخاب اين اسم آن است كه فام‌سپهر معمولاً به علت درخشندگي شيدسپهر نامرئي است. اما به هنگام خورشيدگرفتگي كه ماه قرص مركزي خورشيد را مي‌پوشاند، نور سرخ فام‌سپهر را مي‌توان ديد. اين لايه عمدتاً از گاز هيدروژن تشكيل شده است و سديم، كلسيم، منيزيم و يون هليوم نيز در آن وجود دارد. فام‌سپهر مانند يك فلش رنگي در آغاز و پايان يك خورشيدگرفتگي كامل، قابل رويت است. درجه حرارت در فام‌سپهر به تدريج با افزايش ارتفاع از سطح خورشيد بالا مي‌رود و در نزديكي‌هاي مرز اين لايه به 100000 كلوين مي‌رسد.

 

[ahmadfononi]

منطقه انتقال حرارتي


بعد از فام‌سپهر، [منطقه گذار يا انتقال حرارتي] قرار دارد كه درجه دما در اين منطقه از صدهزار كلوين به سرعت بالاتر رفته و به دماي تاج يعني نزديك به يك ميليون كلوين مي‌رسد. اين افزايش دما به علت يونيزه شدن كامل هليوم در دماي بالاي اين محدوده رخ مي‌دهد.
گذار يا انتقال حرارتي در ارتفاع دقيق و معيني از سطح خورشيد رخ نمي‌دهد، بلكه به صورت هاله‌اي لايه فام‌سپهر را احاطه كرده است كه اين ‌هاله از روي زمين قابل مشاهده نيست و تنها مي‌توان از فضا و با استفاده از تلسكوپ‌‌هاي حساس به طيف‌سنجي اشعه فرابنفش آن را رصد نمود.
هاله (كرونا يا تاج خورشيدي)

لايه خارجي و توسعه‌يافته خورشيد را تاج مي‌نامند كه حجم آن از حجم خود خورشيد بسيار بزرگ‌تر است. تاج توسط بادهاي خورشيدي به آرامي و به طور يكنواخت در سراسر منظومه شمسي پراكنده مي‌شود (مقدار ماده‌اي كه به صورت باد خورشيدي در هر ثانيه از خورشيد دور مي‌شود، در حدود يك ميليون تن است).

چگالي‌ حقيقي لايه پايين تاج، كه به سطح خورشيد بسيار نزديك است، معادل 1014 - 1016 m-3است (چگالي حقيقي جوّ زمين، نزديك به سطح دريا 2 x 1025 m-3 است).

هنوز دانشمندان موفق به تعيين درجه حرارت قطعي و دقيق لايه تاج نشده‌اند، اما آنچه مشخص است درجه حرارت تاج بسيار بالا و در حدود ده‌ها ميليون كلوين است كه يكي از دلايل وجود چنين دماي بالايي، حوزه‌هاي مغناطيسي موجود در اين لايه مي‌تواند باشد.


فام‌سپهر، لايه انتقال و تاج خورشيدي به مراتب داغ‌تر از شيدسپهر هستند؛ رازي كه تا به امروز دانشمندان موفق به كشف علت آن نشده‌اند.

​

تاج و شعله‌هاي عظيم خورشيدي​

​

مي‌توان تاج خورشيدي را به وضوح به‌هنگام خورشيدگرفتگي كلي مشاهده كرد.

 

[ahmadfononi]

رده طيفي​

در رده‌بندي طيفي، خورشيد يك ستاره از دسته G2V است. اين تقسيم‌بندي بر اساس دماي سطحي ستارگان و به صورت زير انجام مي‌گيرد:

​

هر كدام از گروه‌هاي O تا M به 10 زيرگروه تقسيم مي‌شوند. با اين حساب، دماي سطحي خورشيد با رده طيفي G2 تقريباً برابر با 5780 كلوين است. حرف V به اين معناست كه خورشيد از دسته ستارگان رشته اصلي است؛ به اين معنا كه اين ستاره نيز همانند بسياري ديگر از ستارگان، انرژي خود را از تركيب هسته‌اي هيدروژن و تبديل آن به هليوم به دست مي‌آورد، به طوري‌ كه هميشه درحالت [تعادل هيدرواستاتيكي] قرار دارد، يعني خورشيد در اثر اين واكنش نه منقبض مي‌شود نه منبسط.

در كهكشان راه شيري حدود 400 ميليارد ستاره وجود دارند كه تقريباً نيمي‌از آنها خورشيدمانند و از دسته G هستند. خورشيد از 85% اين ستارگان درخشان‌تر است. بيشتر اين ستارگان را [كوتوله‌هاي سرخ] تشكيل مي‌دهند. دماي سطحي خورشيد باعث درخشش آن به رنگ سفيد مي‌شود كه البته به دليل وجود [اثر پراكنده‌كنندگي جوّ] اين ستاره از ديد ناظر روي زمين به رنگ زرد مشاهده مي‌شود.
​

نور خورشيد و اثر پراكنده‌كنندگي جو
هنگامي‌كه نور خورشيد با جوّ زمين برخورد مي‌كند، فوتون‌هاي نور آبي از طيف نور خورشيد جدا شده و در جو پراكنده مي‌شوند و به همين علت آسمان به رنگ آبي ديده مي‌شود. جدا شدن طيف آبي از نور خورشيد موجب مي‌شود كه رنگ قرمز در نور خورشيد بيشتر نمايان شود كه به همين علت ناظر روي زمين خورشيد را به رنگ زرد مشاهده مي‌كند. در هنگام طلوع و يا غروب كه نور خورشيد مسافت بيشتري را در جو مي‌پيمايد تا به ناظر برسد، فوتون‌هاي آبي بيشتري از طيف نور خورشيد توسط جو جذب مي‌شود و به همين علت خورشيد به رنگ نارنجي يا قرمز مشاهده مي‌شود.
نور خورشيد منبع اصلي تأمين انرژي در زمين است. [ثابت خورشيدي]، مقدار انرژي‌اي است كه هر منطقه‌اي كه مستقيماً تحت تاثير تابش نور خورشيد قرار مي‌گيرد، دريافت مي‌كند. ثابت خورشيدي براي منطقه‌اي در فاصله يك واحد نجومي ‌از خورشيد، كه زمين نيز در همين فاصله قرار گرفته، تقريباً برابر با 1370 وات به ازاي هر مترمربع است.
نوري كه از خورشيد به سطح كره زمين مي‌رسد، بسيار ضعيف‌تر از آن چيزي است كه بايد به زمين برسد كه البته علت اين امر برخورد نور خورشيد با جوّ زمين است. بنابراين ميزان ثابت خورشيدي براي هر نقطه‌اي كه در شرايط هوايي مطلوب و غيرابري تحت تاثير تابش مستقيم نور خورشيد قرار گيرد (زماني كه خورشيد در [سمت الرأس] -كه همان نقطه اوج خورشيد است- قرار داشته باشد) حدود 1000 وات به ازاي هر يك متر مربع است.
اين انرژي مي‌تواند با روش‌هاي طبيعي و مصنوعي گوناگوني تحت كنترل درآمده و به خدمت گرفته شود. به عنوان مثال، گياهان در فرايند فوتوسنتز نور خورشيد را جذب كرده و با تغيير اين انرژي به تركيبات شيميايي اكسيژن توليد مي‌كنند و تركيبات كربن‌داري چون دي‌اكسيدكربن را كاهش مي‌دهند. همچنين گرما و يا انرژي الكتريكي توليد شده توسط باتري‌هاي خورشيدي نيز نقش بزرگي در تامين نيازهاي بشر امروزي ايفا مي‌كند. انرژي نهفته در نفت خام و ساير سوخت‌هاي فسيلي نيز در اصل ميليون‌ها سال پيش در اثر تابش نور خورشيد به گياهان و تشكيل مواد آلي در آن‌ها به وجود آمده است.
[اشعه فرابنفش] خورشيد داراي خاصيت گندزدايي و ضدعفوني‌كنندگي است كه مي‌توان از آن براي ضدعفوني كردن آب و تجهيزات گوناگون (مانند تجهيزات پزشكي) بهره گرفت. اين اشعه داراي فوايد پزشكي گوناگوني است كه در اين ميان، مي‌توان به توليد "ويتامين د" در بدن در اثر تابش آن به پوست اشاره كرد.
مقادير بسياري از اشعه فرابنفش خورشيد قبل از رسيدن به زمين توسط لايه ازن جذب مي‌شود و تنها مقادير اندكي از آن به سطح زمين مي‌رسد كه ديگر براي انسان مضر نيست. بنابراين با تغيير عرض جغرافيايي، ميزان اشعه فرابنفشي كه به سطح زمين مي‌رسد نيز تغيير مي‌كند. در اصل زاويه‌اي كه خورشيد در هنگام ظهر با سمت الرأس مي‌سازد، منشأ تمام تنوع‌هاي زيستي مانند تنوع رنگ پوست انسان‌ها (با توجه به اينكه در كدام بخش از كره زمين زندگي مي‌كنند) است.

ميدان‌هاي مغناطيسي و فعاليت‌هاي خورشيدي
ميدان‌هاي مغناطيسي خورشيد موجب بروز پديده‌هاي گوناگوني مي‌شود كه همه اين پديده‌ها تحت عنوان فعاليت‌هاي خورشيدي شناخته مي‌شوند. بخشي از اين فعاليت‌ها شامل شكل‌گيري لكه‌هاي خورشيدي در سطح خورشيد، شعله‌ها و زبانه‌هاي عظيم خورشيدي و متغير بودن شدت وزش بادهاي خورشيدي است كه اين بادها عناصر گوناگوني را همراه خود به سراسر منظومه شمسي حمل مي‌كنند.
هنگامي كه بادهاي خورشيدي به زمين مي‌رسند باعث به وجود آمدن پديده‌هاي گوناگوني از جمله شكل‌گيري شفق‌هاي قطبي در عرض‌هاي جغرافيايي مياني و بالاتر و ايجاد اختلال در ارتباطات راديويي و همچنين قطع جريان برق مي‌شوند.
با وجود آنكه خورشيد نزديك‌ترين ستاره به زمين است و طي ساليان متمادي دانشمندان بسياري به دقت آن را مورد بررسي و مطالعه قرار داده‌اند، اما هنوز سوالات بي‌پاسخ بي‌شماري در رابطه با خورشيد باقي مانده است؛ از جمله آنكه چرا جوّ خارجي خورشيد داراي درجه حرارتي معادل با يك ميليون كلوين است، در حالي كه درجه حرارت سطح خورشيد كه شيدسپهر ناميده مي‌شود تنها 6000 كلوين است.
موضوعاتي كه مطالعات جاري دانشمندان را به خود اختصاص داده است شامل بررسي چرخه‌هاي منظم فعاليت لكه‌هاي خورشيدي، مطالعه ماهيت فيزيكي و منشا پيدايش زبانه‌هاي خورشيدي، بررسي كنش و واكنش‌هاي مغناطيسي بين فام‌سپهر و تاج خورشيدي و بررسي و تحقيق راجع به ماهيت وجودي و چگونگي پيدايش بادهاي خورشيدي و منبع انتشار آنهاست.

 

[ahmadfononi]

چرخه حيات خورشيد


خورشيد يك ستاره نسل سوم است كه بر اساس يك نظريه قوي، شكل‌گيري آن ممكن است در اثر امواج پراكنده شده حاصل از شكل‌گيري يك يا چند [ابرنواختر] كه منجر به فشرده شدن غبار ميان‌ستاره‌اي شده، به وجود آمده است. منشا شكل‌گيري اين نظريه، كشف وجود مقادير فراواني از عناصر سنگين در منظومه شمسي مانند طلا و اورانيوم بود. اين عناصر به شكل قابل‌قبولي مي‌توانند از واكنش‌هاي هسته‌اي گرماگير يك ابرنواختر توليد شده باشند و يا در جريان تغييرات هسته‌اي از طريق جذب نوترون در داخل يك ستاره غول پيكر نسل دوم توليد شده باشند.
مشاهدات از روي زمين نشان داده است كه مسير حركت خورشيد در آسمان در طي يك سال دائماً در حال تغيير است، به صورتي كه اگر در طي يك سال هر روز در ساعت و دقيقه معيني از خورشيد عكسي گرفته شود و سپس نتايج تمام عكس‌ها در قالب يك عكس كنار هم قرار داده شود، مشاهده خواهد شد كه مسير حركت خورشيد شبيه به عدد 8 انگليسي است. آشكارترين تغيير در مسير حركت خورشيد در آسمان در طي يك سال، تغيير زاويه 47 درجه‌اي آن بين شمال و جنوب (به دليل كج بودن 5/23 درجه‌اي محور زمين نسبت به خورشيد) است كه همين امر، اصلي‌ترين عامل پيدايش فصول در زمين محسوب مي‌شود. همچنين، طبق قانون دوم كپلر به دليل بيضوي بودن مدار حركت زمين به دور خورشيد، هنگامي كه زمين در مدار خود به خورشيد نزديك مي‌شود، بر شتاب حركت آن افزوده شده و با دور شدن از خورشيد از سرعت آن كاسته مي‌شود.
خورشيد از نظر ميدان مغناطيسي يك ستاره فعال محسوب مي‌شود و داراي قطب‌هاي مغناطيسي بسيار قوي و متغيري است كه هر سال تغيير مي‌كنند و هر 11 سال جاي آنها به كلي عكس مي‌شود. با استفاده از مدل‌هاي شبيه‌سازي‌شده رايانه‌اي و با در نظر گرفتن سير تكامل و نابودي ستارگان تخمين زده مي‌شود كه تا به حال در حدود 57/4 ميليارد سال از عمر خورشيد سپري شده است و تقريباً مي‌توان گفت خورشيد در نيمه عمر خود قرار دارد.
تخمين زده مي‌شود كه حدود 59/4 ميليارد سال پيش، از همپاشي سريع يك ابر مولكولي هيدروژني عظيم باعث پيدايش خورشيد يعني پيدايش يك ستاره نسل سوم شد كه اين ستاره جوان در يك مدار تقريباً دايره‌اي‌شكل گردشش را به دور مركز كهكشان راه شيري آغاز كرد؛ گردشي كه هر يك دور آن 26000 سال نوري است.
خورشيد در حال حاضر تقريباً در دوران ميانسالي خود به سر مي‌برد و نيمي ‌از عمر خود را سپري كرده است. اين ستاره با سرعتي باور نكردني جرم را در هسته خود به انرژي تبديل مي‌كند؛ يعني در هر ثانيه بيش از 26/4 ميليون تن ماده در هسته خورشيد به انرژي تبديل مي‌شود كه اين امر موجب درخشندگي و پرتوافشاني شديد خورشيد مي‌شود. با توجه به سرعت تبديل جرم به ماده در خورشيد، مي‌توان اين‌گونه نتيجه گرفت كه تا به امروز خورشيد جرمي ‌معادل با 100 برابر جرم زمين را به انرژي تبديل كرده است. خورشيد از آغاز شكل‌گيري چيزي در حدود 10 ميليارد سال تحت عنوان يك ستاره رشته اصلي به سوختن ادامه خواهد داد.
خورشيد از جرم كافي برخوردار نيست تا بتواند در پايان عمرش به عنوان يك ابرنواختر منفجر شود. اما 5 الي 6 ميليارد سال ديگر خورشيد وارد مرحله‌اي مي‌شود كه به آن مرحله غول سرخ گفته مي‌شود. همچنان كه سوخت هيدروژني خورشيد مصرف مي‌شود و هسته آن منقبض و هر لحظه گرم‌تر مي‌شود، لايه خارجي خورشيد شروع به بزرگ شدن مي‌كند. پيش از شروع همجوشي هليوم در هسته خورشيد، همجوشي هيدروژن در لايه‌اي اطراف هسته آغاز مي‌شود. سپس در اثر بالا رفتن دماي هسته مركزي خورشيد همجوشي هسته‌اي هليوم آغاز مي‌شود كه منجر به توليد كربن و اكسيژن درون هسته مي‌شود.
ناپايداري دماي داخلي خورشيد منجر به از دست رفتن جرم از سطح خورشيد مي‌شود. از طرفي بزرگ شدن لايه خارجي خورشيد تا جايي ادامه مي‌يابد كه اين لايه به نزديكي مدار كنوني كره زمين خواهد رسيد. البته تحقيقات و مطالعات اخير حاكي از آن است كه جرمي كه خورشيد قبل از آن كه به مدار زمين برسد از سطح خود از دست داده است، منجر به كاهش تاثير گرانشي آن و در نتيجه عقب راندن مدار زمين مي‌شود. به‌طوري‌كه زمين در فاصله دورتري از خورشيد قرار خواهد گرفت و هنگامي كه لايه خارجي خورشيد به مدار كنوني زمين مي‌رسد، زمين احتمالاً از غرق شدن در دل خورشيد محفوظ خواهد بود.
در اين مرحله، زمين بخش بزرگي از جوّ خود را از دست خواهد داد؛ تمام آب‌هاي روي زمين در اثر دماي بالاي محيط تبخير خواهد شد و به فضا خواهد گريخت؛ خورشيد به مدت 600 تا 700 ميليون سال بعد از آن، چنان گرم مي‌شود كه به يك كوره بسيار داغ تبديل خواهد شد و ديگر براي زندگي به‌گونه‌اي كه ما مي‌شناسيم مناسب نخواهد بود.

چرخه حيات خورشيد از آغاز پيدايش تا تبديل شدن به يك كوتوله سفيد و خاموش (منبع: ناسا)

 

[ahmadfononi]

هنگامي‌كه خورشيد در مرحله آخر عمر خود منبسط مي‌شود تا به يك [غول سرخ] تبديل شود، قطرش حدود 150 برابر بزرگ‌تر خواهد شد. گازهاي منبسط‌ شده و داغ خورشيد، رنگ زرد و حرارت خود را از دست مي‌دهند و قرمزرنگ و سرد خواهند شد، اما به دليل بزرگ‌تر شدن سطح خورشيد، درخشندگي آن تا 1000 برابر افزايش مي‌يابد و نور بيشتري از خود ساطع خواهد كرد.
در ادامه فاز غول سرخ، به دليل تغييرات بسيار شديد حرارتي در خورشيد، اين ستاره دائماً بزرگ و كوچك مي‌شود كه در اصطلاح به آن تپش خورشيد گفته مي‌شود. در حين اين تپش‌ها، خورشيد لايه‌هاي خارجي خود را از دست خواهد داد و آنها را به فضاي اطراف خواهد انداخت كه باعث شكل‌گيري يك [سحابي سياره‌اي] خواهد شد. پس از آنكه خورشيد تمام لايه‌هاي خارجي خود را به دور افكند، تنها بخشي كه برجاي خواهد ماند هسته بسيار داغ و درخشان خورشيد خواهد بود كه به آن [كوتوله سفيد] گفته مي‌شود. كوتوله سفيد طي ميليارد‌ها سال به مرور و به آرامي‌ سرد شده، به [كوتوله سياه] تبديل خواهد شد. اين سرنوشت براي هر ستاره‌اي كه كمتر از چهار برابر جرم اوليه خورشيد يا كمتر از 4/1 برابر جرم نهايي خورشيد جرم داشته باشد، به همين شكل روي خواهد بود.

 

[ahmadfononi]

چرخه‌هاي خورشيدي

لكه خورشيدي و چرخه حيات لكه‌هاي خورشيدي
هنگامي كه با بهره‌گيري از فيلترهاي مناسب به خورشيد بنگريد اولين چيزي كه نظر شما را جلب خواهد كرد، وجود لكه‌هايي تيره روي سطح خورشيد است. علت تيره‌رنگ به نظر رسيدن اين نقاط، پايين‌تر بودن دماي آنها نسبت به ساير نقاط سطح خورشيد است.
لكه‌هاي خورشيدي حوزه‌هايي هستند كه به علت وجود فعاليت‌هاي بسيار شديد مغناطيسي در اين نقاط، انتقال حرارت در آنها متوقف شده و هيچ‌گونه جريان همرفتي در اين نقاط وجود ندارد كه اين امر مانع از انتقال دماي بسيار بالاي سطح داخلي و بسيار داغ خورشيد به اين نواحي و در نتيجه، سردتر بودن اين نقاط نسبت به ساير مناطق خورشيد مي‌شود. اين مناطق مغناطيسي منجر به گرمايش شديد تاج و شكل‌گيري مناطق فعال در خورشيد مي‌شود و خود، منبع شكل‌گيري [شراره‌هاي عظيم خورشيدي] و [فوران انبوه تاج خورشيدي] به خارج هستند. لكه‌هاي خورشيدي بسيار عظيم، مي‌توانند وسعتي معادل با ده‌‌ها هزار كيلومتر داشته باشند.
تعداد لكه‌هاي خورشيدي قابل رويت ثابت نيستند و در طول يك دوره يازده ساله چرخه خورشيدي تعداد آن‌ها تغيير مي‌كند. در ابتداي هر دوره از چرخه خورشيدي لكه‌هاي خورشيدي كمي قابل رويت هستند و گاهي نيز هيچ لكه خورشيدي مشاهده نمي‌شود. با گذشت زمان و ادامه چرخه خورشيدي بر تعداد لكه‌هاي خورشيدي افزوده مي‌شود. اين لكه‌ها به مرور حركت كرده و به خط استواي خورشيد نزديك مي‌شوند. لكه‌هاي خورشيدي معمولاً به صورت يك جفت و با قطب‌هاي مغناطيسي مخالف وجود دارند. در هر جفت لكه خورشيدي، قطب مغناطيسي لكه‌ها به طور تناوبي در هر چرخه خورشيدي عوض مي‌شود. بنابراين لكه‌اي كه در يك چرخه خورشيدي قطب شمال محسوب مي‌شود در چرخه بعدي قطب جنوبي خواهد بود.
چرخه‌‌هاي خورشيدي تاثير فراواني بر فضاي منظومه شمسي دارد كه تاثير آن بر شرايط جوي و آب و هواي زمين نيز كاملاً محسوس و آشكار است. كاهش فعاليت چرخه خورشيد و ظاهر شدن تعداد لكه‌هاي خورشيدي كم، منجر به سرد شدن زمين و بالعكس، فعاليت بالاتر از حد متوسط خورشيد در طي يك چرخه خورشيدي، منجر به گرم‌تر شدن زمين مي‌شود.
در قرن هفدهم، به نظر مي‌رسيد كه چرخه خورشيدي براي چند دهه كاملاً متوقف شده باشد، چرا كه در طي اين چند دهه تنها چند لكه خورشيدي بسيار كوچك روي خورشيد رصد شد. در اين دوره كه به [عصر يخبندان كوچك] موسوم است ساكنان كشورهاي اروپايي دماي آب و هواي بسيار سردي را تجربه كردند.

بررسي امكان‌پذيري چرخه بلندمدت خورشيدي و وقوع عصر يخبندان
فرضيه اخير در زمينه چرخه‌هاي خورشيدي حاكي از وجود ناپايداري‌هاي مغناطيسي در هسته خورشيد است. اين فرضيه بيان مي‌كند كه اين ناپايداري مي‌تواند موجب تنزل و يا ارتقاي فعاليت خورشيد در طي يك دوره از چرخه خورشيدي شود. بر طبق اين فرضيه، اين اتفاق مي‌تواند هر 41000 يا هر 100000 سال يك‌بار رخ دهد و به اين ترتيب، مي‌توان وجود عصرهاي يخبندان را توضيح داد. اين فرضيه نيز همانند ساير فرضيه‌‌هاي اخترفيزيك به طور مستقيم قابل آزمايش و تجربه‌پذير نيست.

 

[ahmadfononi]

مسأله نوترينوي خورشيدي


سال‌هاي بسيار زيادي تعداد نوترينوهايي كه از خورشيد جدا شده و روي زمين آشكار مي‌شد، تنها يك سوم تا نصف تعدادي را شامل بود كه توسط مدل‌‌هاي خورشيدي استاندارد تخمين زده مي‌شد. اين نتيجه غيرعادي و خلاف قاعده را مسأله نوترينوي خورشيدي ناميدند.
نوترينو ذره‌اي بنيادي و خنثي است كه در ضمن واپاشي بتاي هسته‌هاي اتمي ‌همراه با الكترون يا پوزيترون گسيل مي‌شود. همانند نوترون، نوترينو نيز بار الكتريكي ندارد؛ نوترينو با الكترون‌ها عملاً اندركنش نمي‌كند و باعث يونش قابل‌توجه محيط نمي‌شود. نوترينو ذره بنيادي ناپايدار و سبكي است كه جرمش در حدود 200/1 جرم الكترون است. افزون بر اين، برهمكنش نوترينو با هسته‌ها خيلي ضعيف است.
انرژي الكترون حاصل از واپاشي ذره بتا مي‌تواند مقادير مختلف، از صفر تا مقدار ماكزيمم معين W را داشته باشد. مهم است بدانيم كه اين مقدار ماكزيمم درست برابر با انرژي دروني آزاد شده در ضمن واكنش مذكور است. براي سازگاري با قانون بقاي انرژي بايد فرض كرد كه در جريان واپاشي ذره بتا همراه با الكترون يك ذره ديگر نيز (يعني نوترينو) تشكيل مي‌شود.
اين ذره انرژي اي را با خود حمل مي‌كند كه مكمل انرژي الكترون تا W است. اگر نوترينو انرژي‌اي نزديك به W با خود حمل كند، انرژي الكترون نزديك به صفر است. اگر انرژي نوترينو كم باشد، برعكس، انرژي الكترون نزديك به W است. تحليل تفضيلي از واپاشي به دلايل متقاعدكننده ديگري بر گسيل نوترينو در اين فرايند دلالت دارد.
در هر ثانيه 1012 عدد نوترينو از بدن ما عبور مي‌كند، اما از آنجا كه نوترينوها تقريباً هيچ‌گاه بر ماده تاثيري نمي‌گذارند، ما متوجه عبور آنها نمي‌شويم و درست به همين دليل است كه مي‌توانند به آساني از مركز خورشيد، جايي كه حركت فوتون‌ها به دليل چگالي بالا قرن‌ها طول مي‌كشد، به بيرون گسيل شوند.
هرچند نوترينوها را نمي‌توان به راحتي به كمك آشكارسازها شكار كرد، اما برخي فعل و انفعالات هسته‌اي را مي‌توان به كمك نوترينوها تسريع كرد و از اين طريق به وجود آن‌ها پي‌برد. با اين وجود، باز هم تعداد نوترينوهايي كه در اين آزمايش‌ها به دست مي‌آمد، يك‌سوم تعداد كل نوترينوهايي بود كه بر اساس مدل‌هاي رايانه‌اي پيش‌بيني مي‌شد.
براي توجيه مسأله نوترينوي خورشيدي، فرضيه‌هاي مختلفي بيان شد كه در آنها سعي شده بود با بيان اين موضوع كه دماي داخلي خورشيد كمتر از آنچه كه تخمين زده مي‌شود است، مسأله كم بودن شار نوترينوهاي دريافتي روي زمين توجيه شود. همچنين به اين موضوع نيز اشاره شده بود كه نوترينوها هنگامي‌كه فاصله بين خورشيد تا زمين را طي مي‌كنند، داراي نوساناتي مي‌شوند كه ممكن است همه آنها توسط آشكارسازهاي روي زمين شناسايي و دريافت نشوند.
به همين جهت در دهه 1980، چندين رصدخانه آشكارساز نوترينوي بسيار دقيق مانند [رصدخانه نوترينوي سادبري] در كانادا و [رصدخانه كميوكنده] در ژاپن ساخته شد تا دانشمندان بتوانند با دقت هرچه بيشتري تعداد نوترينوهاي دريافتي را اندازه بگيرند. نتايج اين تحقيقات در نهايت منجر به كشف اين موضوع شد كه نوترينوها داراي [جرم ساكن] بسيار كوچكي هستند كه به‌راستي مي‌توانند دچار نوسان شوند.
افزون بر اين، در سال 2001 دانشمندان رصدخانه سادبري موفق شدند هر سه نوع نوترينوي دريافتي (نوترينوي الكتروني، [موئون]، و [تائو]) را به طور مستقيم شناسايي و آشكار كنند و به اين ترتيب انتشار نوترينوي خورشيد به طور كلي با نتايج حاصل از شبيه‌سازي استاندارد خورشيد مطابقت داشت، هرچند كه با توجه به ميزان انرژي نوترينوها، تنها يك سوم نوترينوهاي ديده شده روي زمين از نوع الكتروني هستند.
نوترينوهاي الكتروني تنها يكي از سه نوع نوترينويي هستند كه به نظر مي‌رسد وجود داشته باشند. از آنجا كه آشكارسازهاي اوليه تنها قادر به نشان دادن اين دسته از نوترينوها بودند، تعداد كل نوترينوهايي كه از خورشيد به زمين مي‌رسيد، يك سوم كل نوترينوهايي به دست آمد كه بر اساس مدل‌هاي رايانه‌اي و محاسبات عددي همجوشي هسته‌‌اي هيدروژن در مركز خورشيد به وجود مي‌آمدند. بنابراين سرانجام مسأله نوترينوي خورشيدي كه سال‌ها بي‌پاسخ مانده بود، حل شد.

 

[ahmadfononi]

گرمايش تاج خورشيدي


سطح قابل‌رويت و نوراني خورشيد (شيدسپهر) داراي درجه حرارتي معادل با 6000 كلوين است كه بالاي اين منطقه و پس از فام‌سپهر، تاج خورشيدي با دمايي معادل با 1،000،000 كلوين قرار دارد. دماي بسيار بالاي اين منطقه نشان‌دهنده آن است كه اين ناحيه توسط منبع ديگري به غير از گرماي گسيل‌شده از شيدسپهر تا به اين حد گرم مي‌شود.

اين‌گونه تصور مي‌شود كه انرژي لازم براي گرم كردن هاله خورشيد توسط جريان‌هاي بسيار متلاطم و سركش لايه انتقال حرارتي كه زير شيدسپهر قرار دارد، تامين مي‌شود كه براي توجيه چگونگي آن دو نوع سازوكار متفاوت مطرح مي‌شود. سازوكار اول شامل گرمايش موجي است و شكل‌گيري امواج صوتي، امواج گرانشي و امواج هيدروديناميكي مغناطيسي در اثر وجود جريان‌هاي آشفته و متلاطم را شرح مي‌دهد. اين امواج پس از توليد به سمت بالا رفته و با برخورد به تاج خورشيدي باعث از همپاشي و آزاد شدن انرژي به صورت انرژي گرمايي مي‌شود و سازوكار دوم شامل گرمايش مغناطيسي است كه در اين سازوكار، انرژي مغناطيسي به طور متداوم توسط جريان‌هاي موجود در شيدسپهر ساخته مي‌شود و به سمت نواحي مغناطيسي و لكه‌هاي خورشيدي و در قالب شراره‌ها و شعله‌هاي بسيار عظيم خورشيدي رها مي‌شود. همين امر منجر به گرمايش تاج خورشيدي از طريق فرايندهاي بي‌شمار مشابه با سازوكار اول اما در مقياس كوچك‌تر مي‌شود.


خورشيد جوان كم‌نور


مدل‌ها و فرضيه‌‌هاي مطرح شده در مورد فعاليت‌هاي خورشيدي حاكي از آن است كه از 5/2 تا 8/3 ميليارد سال پيش كه به آن [دوره آركين] گفته مي‌شود، خورشيد تنها به اندازه 75% حال حاضر روشن و درخشان بوده است. چنين ستاره ضعيف و كم‌نوري قادر نبود به شكل‌گيري و پايدار نگه‌داشتن آب به‌صورت مايع روي سطح زمين كمك كند، بنابراين مي‌توان نتيجه گرفت كه طي اين دوره حيات روي زمين وجود نداشته است.

البته شواهد زمين‌شناسي موجود بيانگر آن است كه زمين همواره در طول تاريخ حياتش در محدوده دمايي نسبتاً مساعد و ثابتي قرار داشته است و حتي گفته مي‌شود كه زمين جوان از امروز اندكي گرم‌تر بوده است. دانشمندان بر سر اين موضوع توافق‌نظر دارند كه جوّ زمين جوان داراي مقادير بسيار بيشتري گازهاي گلخانه‌اي (مانند دي‌اكسيدكربن، متان و آمونياك) نسبت به امروز بوده است كه به واسطه آن با وجود كم‌نور و ضعيف بودن انرژي دريافتي از خورشيد، جوّ زمين قادر بوده است گرماي كافي را روي زمين نگه دارد و مانع از فرار گرما از سطح زمين شود.

ميدان مغناطيسي خورشيد

به علت دماي بسيار بالاي خورشيد، مواد در خورشيد حالت گازي و پلاسمايي‌شكل دارند كه اين امر به خورشيد اين امكان را مي‌دهد كه در نزديك نواحي استوايي با سرعت بيشتري (25 روز) نسبت به نواحي نزديك به قطبين (35 روز) بچرخد.

چنين تفاوتي در چرخش خورشيد كه به آن [چرخش تفاضلي يا افتراقي خورشيد] گفته مي‌شود منجر به گره خوردن و دورهم پيچيدن ميدان‌هاي مغناطيسي خورشيد به يكديگر و شكل‌گيري [حلقه‌هاي مغناطيسي] مي‌شود كه موجب شكل‌گيري شعله‌ها و لكه‌هاي خورشيدي و چرخه‌هاي يازده ساله خورشيدي و همچنين جابجايي قطب‌‌هاي مغناطيسي خورشيد در هر يازده سال (با شروع هر دوره جديد) مي‌شود.

 

[ahmadfononi]

تاريخچه رصد خورشيد


دوره باستان

درك اوليه انسان‌هاي باستان از خورشيد، صفحه‌اي مدور و درخشان در آسمان بود كه بودنش در آسمان روز را پديد مي‌آورد و نبودنش شب را در پي‌داشت.
خورشيد به عنوان يك پديده مافوق طبيعه و به عنوان يكي از خدايان توسط بسياري از انسان‌هاي دوران باستان مورد پرستش و ستايش قرار مي‌گرفته است كه از آن ميان، مي‌توان به ساكنان امريكاي جنوبي و همچنين ساكنان مكزيك امروزي اشاره كرد.
از آنجايي كه به نظر مي‌رسيد خورشيد در طول مدت يك سال يك بار به دور دايره‌البروج گردش مي‌كند، ستاره‌شناسان يونان باستان خورشيد را به عنوان يكي از هفت سياره‌اي كه تا آن زمان شناسايي كرده بودند، محسوب كردند و در نام‌گذاري هفت روز هفته از نام خورشيد هم بهره گرفتند.


توسعه شيوه درك نوين و علمي‌خورشيد


اولين فردي كه تعريف علمي از خورشيد ارائه كرد، فيلسوفي يوناني به نام [آناكساگوراس] بود كه استدلال نمود خورشيد يك توپ شعله‌ور تشكيل شده از ماده است كه اندازه آن نه به كوچكي ارابه‌ خداي خورشيد، بلكه حتي از اندازه شبه جزيره جنوبي يونان نيز بزرگ‌تر است. از آنجايي كه افكار و گفتار اين فيلسوف با عقايد حاكم بر مردم آن زمان مطابقت نداشت و نوعي ارتداد و بدعت‌گذاري محسوب مي‌شد، براي درس عبرت دادن به مردم، او را زنداني و به اعدام محكوم كردند كه سرانجام با مداخله و شفاعت [پريكلس] آزاد شد.
احتمالاً [اراتوستنس] اولين فردي بود كه موفق شد به طور دقيق فاصله بين زمين و خورشيد را معادل 149 ميليون كيلومتر محاسبه كند كه اين رقم تقريباً با اندازه‌گيري‌هاي امروزي مطابقت دارد. اين فرضيه كه خورشيد در مركز فضايي قرار دارد كه ساير سيارات به گرد آن مي‌چرخند، توسط يكي از يونانيان باستان به نام [آريستاركوس] و همچنين مردم هندوستان مطرح شد كه اين فرضيه بعدها توسط [نيكلاس كوپرنيك] دوباره جان تازه‌اي به خود گرفت و رواج يافت. در اوايل قرن هفدهم، اختراع تلسكوپ به دانشمندان و اخترشناساني چون [توماس هريوت] و [گاليلو گاليله] كمك كرد تا بتوانند در مورد جزئيات بيشتري چون لكه‌‌هاي خورشيدي تحقيق كنند.
گاليله اولين كسي بود كه بررسي‌ها و تحقيق‌هايي روي لكه‌هاي خورشيدي انجام داد و سرانجام موفق به كشف اين موضوع شد كه اين لكه‌ها بر روي سطح خورشيد قرار دارند، نه آنكه اجرام كوچكي باشند كه مابين زمين و خورشيد قرار گرفته باشند. ايزاك نيوتن اولين بار با استفاده از يك منشور به بررسي نور خورشيد پرداخت و متوجه شد نور خورشيد از طيف وسيعي از نور با طول موج‌هاي مختلف و در نتيجه از رنگ‌هاي مختلف تشكيل شده است.
در نخستين سال‌هاي مطالعه علمي‌خورشيد منبع اصلي توليد انرژي در خورشيد بزرگ‌ترين معماي حل‌نشده بشر بود. [لرد كلوين] خورشيد را كره‌اي پنداشت كه به دليل گرماي بالا، مواد در آن حالت مايع دارند و بيان كرد كه هسته خورشيد بسيار گرم و داغ بوده است كه با گذشت زمان اين هسته سردتر و سردتر مي‌شود و گرماي متساعدشده از خورشيد نيز گرماي متساعدشده از هسته آن است. با توجه به اين فرضيه، كلوين عمر خورشيد را تا آن زمان چيزي در حدود 20 ميليون سال تخمين زد كه با واقعيت بسيار تفاوت داشت. سرانجام در سال 1890 [ژوزف لاك‌ير] با كشف هليوم با استفاده از طيف‌سنجي نور خورشيد موفق به ارائه نظريه كامل‌تري در مورد منبع انرژي خورشيد شد، اما در واقع تا سال 1904 هيچ مدرك و دليل قطعي در رابطه با منبع انرژي ارائه نشد و همه دانشمندان تنها در حد فرضيه مي‌توانستند به استدلال خود اتكا كنند. سرانجام آلبرت انيشتين بود كه با ارائه معادله مشهور جرم- انرژي E = mc² توانست پاسخ مناسبي به اين سوال بشر دهد.

 

[ahmadfononi]

ماموريت‌هاي فضايي براي كاوش خورشيد


اولين فضاپيماهايي كه براي مطالعه خورشيد مورد بهره‌برداري قرار گرفتند، فضاپيماهاي آژانس فضايي ايالات متحده، ناسا، بودند كه با نام‌هاي [پايونير] 5، 6، 7، 8 و 9 طي سال‌هاي 1959 تا 1968 به فضا پرتاب شدند. اين فضاپيماها در مداري نزديك به مدار زمين به دور خورشيد گردش كردند و موفق شدند اطلاعات مناسبي در زمينه بادهاي خورشيدي و ميدان‌هاي مغناطيسي خورشيد به زمين ارسال كنند. فضاپيماي پايونير 9 توانست براي مدت زمان نسبتاً طولاني به فعاليت خود ادامه دهد و تا سال 1987 اطلاعات ارزشمندي به زمين مخابره كرد.
در دهه 1970، [هليوس1] و ايستگاه فضايي [اسكاي‌لب] با كمك تلسكوپ آپولو كه داخل اين ايستگاه تعبيه شده بود، موفق شدند اطلاعات بسيار ارزشمندي درباره بادهاي خورشيدي و مشخصات تاج خورشيدي در اختيار دانشمندان قرار دهند. هليوس1 ساخت مشترك ايالات متحده آمريكا و آلمان بود كه در مداري نزديك‌تر از مدار سياره تير به دور خورشيد گردش كرد و اطلاعاتي در مورد بادهاي خورشيدي به زمين ارسال نمود.


در سال 1980 [ماموريت فضايي سولار ماكسيمم] توسط ناسا انجام شد كه هدف از آن، مطالعه امواج گاما، اشعه ايكس و اشعه فرابنفش ساطع شده از خورشيد در طي يك دوره از فعاليت شديد خورشيدي بود.اما چند ماه پس از پرتاب اين فضاپيما، نقص الكتريكي در يكي از بخش‌ها باعث توقف فعاليت آن شد و تا 3 سال بعد، يعني تا زماني‌كه خدمه شاتل چلنجر موفق به تعمير اين فضاپيما شدند، همچنان بدون آنكه اطلاعات يا عكسي به زمين ارسال كند به گردش خود در مدارش به دور خورشيد ادامه داد. سولار ماكسيمم پس از تعمير و قبل از بازگشت به زمين در سال 1989 توانست نقش مهمي در ارسال طلاعات و عكس‌هاي موردنياز دانشمندان به زمين ايفا كند.

فضاپيماي ژاپني [يوهكو] (به معناي پرتوي خورشيد) در سال 1991 به فضا پرتاب شد و به بررسي شعله‌هاي خورشيدي با استفاده از اشعه ايكس پرداخت و به دانشمندان كمك كرد تا بتوانند فرق‌هايي بين شعله‌هاي خورشيدي قائل شوند و به تقسيم‌بندي آنها بپردازند. خورشيدگرفتگي حلقوي سال 2001 منجر به اختلال در رديابي خورشيد توسط اين فضاپيما شد و در پي آن، كليه فعاليت‌هاي يوهكو متوقف شد. اين فضاپيما در سال 2005 با ورود به جوّ زمين سوخت و نابود شد.
يكي از مهم‌ترين ماموريت‌هاي فضايي انجام شده تا به امروز در رابطه با خورشيد، [فضاپيماي سوهو] بوده است كه در دوم دسامبر سال 1995 به فضا پرتاب شد كه مدت ماموريت آن 2 سال در نظر گرفته شده بود. در حال حاضر، سوهو بيش از 10 سال است كه همچنان در حال ارسال اطلاعات و عكس‌هاي بسيار مفيد به زمين است.
[رصدگر سولار دايناميك] نيز در دسامبر 2008 براي مطالعه خورشيد به فضا پرتاب خواهد شد كه مدار آن بين زمين و خوشيد در نقطه‌اي كه برآيند نيروهاي مغناطيسي زمين و خورشيد مساوي است، خواهد بود.

​

تاج خورشيدي در اين تصوير كه توسط فضاپيماي سوهو گرفته شده‌ است، به وضوح مشاهده مي‌شود (عكس از ناسا)

 

[shishina]

خورشید نزدیکترین ستاره به ما

در آسمان ما به جز ماه و هشت سیاره منظومه شمسی, خورشید ستاره ای است درست شبیه بقیه ستاره های آسمان. فقط نزدیکی آن به زمین است که برای اختر شناسان امکان بررسی ماهیت و رفتار ستاره ها را از نزدیک فراهم کرده است. آنها با فرستادن ماهواره هایی به فضا, برای انجام رصدهای متناوب و مکرر, به بررسی جزئیات سطح خارجی آن و همچنین ساختار درونی اش میپردازند. ستاره ما- که یک ستاره نسل دوم معمولی است- وزنی حدود دو هزار تریلیون تریلیون تن دارد که 75% هیدروژن و 25% هلیم و درصد کوچکی هم عناصر سنگین تر است. همه اتم های عناصر سنگین تر که سیارات را شکل دادند, در هسته ستاره مادر تولید شده اند که زمانی پس از انفجار بزرگ متولد شده و چند میلیون سال بعد هم در انفجاری نابود شده است.


خورشید ما, در سن 5 میلیارد سالگی, فقط ستاره ای میانسال و معمولی است که بدون آن وجود نخواهیم داشت. شعاع کره خورشید 700 هزار کیلومتر است و زمین در فاصله 150 میلیون کیلومتری آن قرار دارد. تریلیون ها ستاره همچون خورشید ما در عالم وجود دارند و بسیاری از آنها منظومه ای در اطراف خود دارند و حتی میزبان حیات اند؛ هرچند ممکن است اینگونه حیات شباهتی به حیات شناخته شده روی زمین نداشته باشد.

دما در مرکز خورشید 15 میلیون درجه و در سطحش فقط 5800 درجه کلوین است ( که البته باز هم برای تبخیر آهن کافی است !). قطر هسته اش فقط حدود 8000 کیلومتریا تقریبا 6/0 % قطر خورشید است. وقتی فوتون ها از هسته به طرف سطح حرکت میکنند اتم های سازنده جسم خورشید آنها را جذب و دوباره در جهت های اتفاقی بازتاب میکنند. این فرآیند در همه جای خورشید رخ میدهد آنچنان که از یک تا سه میلیون سال طول میکشد تا فوتون های نور از مرکز خورشید به سطحش برسند. سپس فقط 8 دقیقه طول میکشد تا همین فوتون ها به ما روی زمین برسند.

افزون بر امواج صوتی شدید حاصل از انفجار در هسته خورشید, امواج گرانشی درونی قدرتمندی هم به دلیل جرم بسیار زیاد خورشید شکل میگیرند. این امواج درون و سطح خورشید را در آشوب دائمی نگه میدارند که نتیجه اش شدیدا بر زندگی روزمره ما روی زمین اثر میگذارد؛ مثل:


1- شفق های قطبی

2-طوفان های مغناطیسی که سیستم های نیرو را قطع و ارتباطات و مخابرات ما را مختلمیکند.

3-شراره های خورشید که بر فضا نوردان معلق در فضا اثر میگذارد.


جو خورشید
خورشید جوی از گازهای کم چگال دارد که نسبت به سطح مرئی اش تا 3 میلیون کیلومتر در فضا گسترده شده است. سطح مرئی خورشید که ما از آن نور دریافت میکنیم فقط حدود 450 کیلومتر ضخامت دارد و نورسپهر (photosphere) نام دارد. این سطح حرکت تَپ وار (pulsating) آشکار پذیری دارد که حاصل نیروهای دینامیکی درونی اش است- به عبارت دیگر تعادل نیروهای انفجارهای هسته ای در مرکز, Fp , و وزن مواد اطراف آن, Fw. وقتی مقداری ماده در هسته میسوزد Fp کاهش میابد پس نیروی Fw خورشید را منقبض میکند. این حالت بلافاصله دمای هسته را افزایش میدهد که نتیجه اش افزایش Fp است که منجر به منبسط شدن خورشید میشود. ادامه این فرآیند باعث حرکت تَپ وار سطح خورشید میشود که از درون یک تلسکوپ به وضوح دیده میشود و سرعتش از مرتبه دقیقه است.



اختر شناسان سطح خورشید- مخصوصا خارجی ترین لایه جوّش که تاج (corona) نام دارد- را در زمان خورشید گرفتگی ها بررسی کرده اند اما درون خورشید معمایی به بزرگی یک سیاهچاله و به اندازه هر اختروشی اسرار آمیز بود تا اینکه رصد خانه خورشیدی و خورشید کره ای سوهو (SOHO) با گوش سپردن به اصوات خورشید, توانست پرده ابهام را از سطحش بردارد و نگاه مارا به اعماق درون خورشید بیندازد که تشکیل شده از هسته در مرکز، منطقه رادیواکتیو، منطقه همرفت، و سپس سطح خورشید.
استوای خورشید، که رو به زمین میچرخد، هر 25 روز یکبار به دور خودش میچرخد اما قطب هایش که از دید ما مخفی اند، هر 35 روز یکبار میچرخند.

ناسا برای بررسی عوارض سطحی نواحی قطبی خورشید در سال 1993, فضاپیمایی را به نام اولیسیسس (Ulysses) , به مداری مستقیم بر فراز قطب شمال خورشید فرستاد. این فضا پیما پس از 6 سال به سوی مشتری پرواز کرد و سپس دوباره در سال 2001 که تصور میشد فعالیت های خورشیدی در اوج خود باشند، برای ادامه کاوش هایش به سوی خورشید بازگشت.

 

[TAHEREH]

با تاپیک مشابه ادغام شد!