نوشته شده توسط : سیناخسروانی

 

خورشيد
 
تک‌ستاره 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.
مقدمه
خورشيد ستاره‌اياست 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.) 
 
 
 
 
 
 


خورشيد با سرعت 217 كيلومتر بر ثانيه به دور مركز كهكشان راه شيري در حال چرخش است. با اين سرعت مي
توان 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.
 
 
 
 
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.
 
 
 
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.
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)
 
 
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.
 
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.
 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 مي
تواند 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 خنك
تر 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.
 
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 ديدهمي‌شود
 
 
 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).
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.
 
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.
 
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.
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.
 
 
 
 
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.
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.
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

:: بازدید از این مطلب : 64
|
امتیاز مطلب : 47
|
تعداد امتیازدهندگان : 10
|
مجموع امتیاز : 10
تاریخ انتشار : چهار شنبه 13 بهمن 1389 | نظرات ()

صفحه قبل 1 صفحه بعد