خورشيد، گوي غول پيكر درخشاني در وسط منظومه شمسي و تامين كننده نور، گرما و انرژي هاي ديگر زمين است. sun - خورشيداين ستاره به طور كامل از گاز تشكيل شده است. بخش بشتر اين گاز از نوعي مي باشد كه به نيروي مغناطيسي حساس است. اين نوع از گاز به خاطر همين حساسيت، بسيار خاص مي باشد. دانشمندان به آن پلاسما* مي گويند.(* پلاسما حالت چهارم ماده است. در خيلي جاها اين چنين آموزش مي دهند كه ماده داراي سه حالت جامد، مايع و گاز است. پلاسما گاز شبه خنثايي از ذرات باردار و خنثي است كه رفتار جمعي از خود ارائه مي‌دهد. به عبارت ديگر مي‌توان گفت كه واژه پلاسما به گاز يونيزه شده‌اي اطلاق مي‌شود كه همه يا بخش قابل توجهي از اتمهاي آن يك يا چند الكترون از دست داده و به يونهاي مثبت تبديل شده باشند. يا به گاز به شدت يونيزه شده‌اي كه تعداد الكترونهاي آزاد آن تقريبا برابر با تعداد يونهاي مثبت آن باشد، پلاسما گفته مي‌شود. توضيحات بيشتر را در ادامه مقاله مطالعه خواهيد نمود.) نه سياره و قمرهايشان، ده ها هزار خرده سياره و چندين تريليون شهاب سنگ به دور خورشيد در گردشند. خورشيد و همه اين اجرام در منظومه شمسي مي باشند. زمين با ميانگين فاصله تقريبي ۱۴۹.۶۰۰.۰۰۰ كيلومتر از خورشيد در حركت است.

شعاع خورشيد (فاصله بين مركز تا سطح آن) حدود ۶۹۵.۵۰۰ كيلومتر، تقريبا ۱۰۹ برابر شعاع زمين است. مثال زير به شما كمك مي كند تا مقياس خورشيد، زمين و فاصله بين آنها را تصور كنيد: اگر شعاع زمين را به اندازه عرض يك گيره كاغذ معمولي تصور كنيم، شعاع خورشيد تقريبا برابر با پايه يك ميز تحرير و فاصله آنها حدودا به اندازه ۱۰۰ قدم خواهد بود.

قسمتي از خورشيد كه ما مي بينيم دمايي حدود ۵۵۰۰ درجه سانتيگراد دارد. ستاره شناسان دماي ستارگان را با واحدي به نام كلوين (Kelvin) اندازه گيري مي كنند و به طور خلاصه آن را K مي نويسند. يك كلوين دقيقا برابر با ۱ درجه سلسيوس يا ۱.۸ درجه فارنهايت است، اما تفاوت واحد كلوين با واحد سلسيوس در نقطه شروع آنهاست. مقياس واحد كلوين از صفر مطلق كه برابر است با ۲۷۳.۱۵ – درجه سانتيگراد آغاز مي شود. بنابراين دماي سطح خورشيد ۵۸۰۰K و دماي هسته خورشيد بيش از ۱۵ميليون K مي باشد.
انرژي خورشيد به واسطه واكنش هاي تركيبي اتمي در اعماق هسته آن تامين مي شود. در يك واكنش تركيبي دو هسته اتم با يكديگر همراه شده و هسته اي جديد را به وجود مي آورند.

اين تركيب با تبديل اجزاي هسته به انرژي، توليد انرژي مي كند. خورشيد مانند زمين مغناطيسي است. دانشمندان با در نظر گرفتن ميدان مغناطيسي يك جرم، خاصيت مغناطيسي آن جرم را تشريح مي كنند. ميدان مغناطيسي محدوده اي است كه از همه فضاي اشغال شده توسط يك جرم و بيشتر فضاي پيرامون آن شامل مي شود.
sun - خورشيد
دانشمندان محدوده اي كه در آن نيروهاي مغناطيسي شناسايي مي شوند(مثلا به وسيله قطب نما) را ميدان مغناطيسي مي نامند. فيزيكدانان خاصيت مغناطيسي يك جرم را بر اساس قدرت ميدان مغناطيسي آن توصيف مي كنند. اين قدرت برابر است با نيرويي كه يك ميدان مغناطيسي بر يك جسم مغناطيسي مانند سوزن قطب نما اعمال مي كند. قدرت ميدان مغناطيسي عمومي خورشيد تنها دو برابر قدرت ميدان مغناطيسي زمين مي باشد. ولي ميدان مغناطيسي خورشيد در مناطق كوچكي به شدت متمركز است، با قدرتي معادل ۳۰۰۰ بار بيشتر از اندازه ميدان مغناطيسي عمومي آن. اين مناطق شكل دهنده ساختمان خورشيد و به وجود آورنده تركيبات سطح و اتمسفر آن يعني منطقه اي كه ما مي بينيم مي باشند. مناطق نسبتا سرد و لكه هاي خورشيدي، فوران هاي بسيار ديدني كه به آنها زبانه هاي خورشيدي مي گويند و شعله هاي تاج خورشيد، شكل كلي سطح خورشيد را ايجاد مي نمايند.

زبانه هاي خورشيدي شديدترين انفجار و فوران در منظومه شمسي مي باشند. سپس شعله هاي تاج خورشيد كه داراي شدتي كمتر از زبانه ها و محتوي مقدار بسيار زيادي ماده مي باشند. تنها يك فوران در تاج خورشيد مي تواند حدود ۲۰ بيليون تن ماده را در فضا پخش كند. يك مكعب از جنس سرب كه هر ضلع آن برابر با ۱.۲ كيلومتر است مي تواند چنين جرمي داشته باشد.

خورشيد ۴.۶ بيليون سال پيش متولد شد و سوخت لازم براي اينكه تا ۵ بيليون سال ديگر به همين صورت باقي بماند را دارد. پس از آن اندازه خورشيد آنقدر بزرگ مي شود تا اينكه به نوعي از ستاره به نام غول سرخ تبديل مي شود. در آن هنگام لايه هاي بيروني خود را با فراافكني از دست مي دهد. با فرو ريختن آنچه از خورشيد باقي مي ماند، به جرمي با نام كوتوله سفيد تبديل مي شود و آرام آرام روشنايي خود را از دست مي دهد و سرانجام وارد دوره جديد زندگي خود، به شكل يك جرم كم نور و سرد كه گاهي به آن كوتوله سياه مي گويند، مي شود.

مشخصات خورشيد
sun - خورشيد
جرم و چگالي

جرم خورشيد ۹۹.۸ درصد از جرم كل منظومه شمسي است. اين جرم معادل عدد ۱۰۲۷ X۲ تن مي باشد كه با يك ۲ و بيست وهفت صفر مقابل آن نوشته مي شود. جرم خورشيد ۳۳۳.۰۰۰ برابر جرم زمين است. ميانگين چگالي آن حدود ۹۰ پوند در هر فوت مكعب و يا ۱.۴ گرم در هر سانتيمتر مكعب مي باشد. اين مقدار تقريبا معادل ۱.۴ برابر چگالي آب و كمتر از يك سوم ميانگين چگالي زمين است.

تركيب بندي

بيشتر اتمهاي خورشيد، مانند اغلب ستارگان، اتمهاي عنصر شيميايي هيدروژن مي باشند. بعد از هيدروژن، عنصر هليوم در خورشيد بسيار يافت مي شود و بقيه جرم خورشيد از اتمهاي هفت عنصر ديگر تشكيل شده است. به ازاي هر ۱ ميليون اتم هيدروژن در كل خورشيد، ۹۸.۰۰۰ اتم هليوم، ۸۵۰ اتم اكسيژن، ۳۶۰ اتم كربن، ۱۲۰ اتم نئون، ۱۱۰ اتم نيتروژن، ۴۰ اتم منيزيوم، ۳۵ اتم آهن و ۳۵ اتم سيليكون وجود دارد. بنابراين حدودا ۹۴ درصد از اتمها، هيدروژن و حدود ۰.۱ درصد اتمهايي غير از هيدروژن و هليوم مي باشند.

اما هيدروژن سبك ترين عنصر است و ۷۲ درصد از جرم اين ستاره را تشكيل مي دهد. هليوم ۲۶ درصد از جرم خورشيد را به خود اختصاص داده است.
درون خورشيد و بيشتر اتمسفر آن از پلاسما تشكيل شده است. پلاسما گازي است كه دماي آن به قدري زياد است كه به نيروي مغناطيسي حساس مي باشد. دانشمندان گاهي به تفاوتهاي بين گاز و پلاسما بسيار تاكيد كرده و پلاسما را حالت چهارم ماده، در كنار سه حالت جامد، مايع و گاز، مي نامند. ولي در حالت كلي، دانشمندان تنها در صورت لزوم بين گاز و پلاسما تفاوت قائلند.

تفاوت اساسي بين گاز و پلاسما متاثر از حرارت بسيار شديد است: اين حرارت باعث جدا شدن اتهاي گاز مي شود. آنچه باقي مي ماند – يعني پلاسما – از اتمهاي باردار به نام يون و ذرات باردار به نام الكترون كه به طور مستقل حركت مي كنند، تشكيل شده است.

يك اتم خنثي شامل يك يا چند الكترون است كه مانند يك پوسته در اطراف هسته مركز اتم عمل مي كنند. هر الكترون حامل يك بار منفي الكتريكي است. هسته در قلب مركزي يك اتم جاي گرفته است كه تقريبا همه جرم اتم را دارد. ساده ترين شكل هسته، كه همان هسته هيدروژن است، از يك ذره به نام پروتون تشكيل شده است. يك پروتون حامل يك بار مثبت الكتريكي است. بقيه شكل هاي هسته شامل يك يا چند پروتون و يك يا چند نوترون مي باشند. نوترون بار الكتريكي ندارد بنابراين بار الكتريكي همه هسته ها مثبت است. يك اتم خنثي به تعداد پروتونهايش، الكترون دارد بنابراين مجموع بارهاي آن برابر با صفر است.

يك اتم يا مولكول كه يك يا چند الكترون خود را از دست بدهد بار مثبت پيدا مي كند و به آن يون يا يون مثبت مي گويند. بيشتر اتمهاي خورشيد، يونهاي مثبت هيدروژنند. بنابراين، بيشتر خورشيد شامل پروتون و الكترون هاي مستقل است.

مقدار نسبي پلاسما و ديگر گازها در يك منطقه مشخص شده از اتمسفر خورشيد به دماي آن منطقه بستگي دارد. با افزايش دما، اتمهاي بيشتر و بيشتري يونيزه مي شوند و اتم هاي يونيزه شده الكترون هاي بيشتر و بيشتري از دست مي دهند. تاج خورشيد نام منطقه اي از اتمسفر خورشيد است كه بيش از هر جاي ديگر در اتمسفر خورشيد، يونيزه شده است. دماي تاج خورشيد معمولا بين ۳ ميليون K تا ۵ ميليون K يعني دمايي فراتر از دماي لازم براي جدا كردن بيش از نيمي از ۲۶ الكترون اتم آهن مي باشد.

اينكه چه اندازه از اتم هاي يك گاز اتمهاي يونيزه هستند بستگي به دما دارد. اگر دما نسبتا داغ باشد، اتمها يونيزه مي شوند اما چنانچه گاز نسبتا سرد باشد امكان تركيب شيميايي اتمها و تشكيل مولكول به وجود مي آيد. بيشتر اتمهاي سطح خورشيد يونيزه شده اند. ولي در مناطق لكه هاي خورشيدي به دليل پائين بودن دما، اتمها تشكيل مولكول مي دهند.

انرژي بازده

بيشتر انرژي كه خورشيد ساطع مي كند نور مرئي و اشعه هاي فروسرخ كه ما آن را به صورت گرما دريافت مي كنيم، مي باشد. نور مرئي و پرتوهاي فروسرخ، دو شكل از پرتوهاي الكترومغناطيسي مي باشند. خورشيد همچنين پرتوهايي از ذرات كه بيشتر پروتون ها و الكترون ها مي باشند را ساطع مي نمايد.

پرتوهاي الكترومغناطيسي

پرتوهاي الكترومغناطيسي شامل نيروي الكتريكي و نيروي مغناطيسي مي باشند. اين پرتوها را مي توان مانند يك موج انرژي و يا بسته هاي ذره مانندي از انرژي به نام فوتون دانست.
نور مرئي، اشعه فروسرخ و ديگر اشكال پرتوهاي الكترومغناطيسي از حيث مقدار انرژي با هم متفاوتند. شش گروه از انرژي ها، طيف انرژي هاي الكترومغناطيس را تشكيل مي دهند. از كم انرژي ترين تا پر انرژي ترين به ترتيب عبارتند از: امواج راديويي، اشعه فروسرخ، نور مرئي، اشعه فرا بنفش، اشعه ايكس و اشعه گاما. مايكروويو ها، كه موج هاي بسيار قوي راديوئي هستند، گاهي در يك رده ديگر به طور مجزا قرار مي گيرند. پرتوهاي خورشيد شامل همه پرتوهاي طيف الكترومغناطيس مي باشند.

مقدار انرژي در امواج الكترومغناطيس ارتباط مستقيم با طول موج* يعني فاصله بين قله هاي پياپي آنها دارد.(*براي درك بهتر از معني طول موج تصور كنيد،حشره اي در آب يك حوض آرام دست و پا مي زند و امواجي دايره اي به سمت حاشيه هاي اطراف حوض منتشر مي شوند. به بلندترين قسمت هر موج دايره شكل “قله” مي گويند. فاصله ميان هر دو قله “طول موج” ناميده مي شود. شمار قله هايي كه در هر ثانيه به حاشيه حوض مي رسند “فركانس” نام دارد. هر چه فركانس بيشتر باشد، طول موج كوتاه تر است). هرچه انرژي پرتو بيشتر باشد، طول موج كوتاهتر است. براي مثال پرتوهاي گاما طول موجي كوتاهتر از امواج راديوئي دارند. انرژي يك ذره فوتون بستگي به مكان آن در طيف دارد. براي مثال يك فوتون اشعه گاما انرژي بيشتري از يك فوتون راديوئي دارد.

همه اشكال امواج الكترومغناطيس با سرعت برابر، معادل سرعت نور (۲۹۹.۷۹۲ كيلومتر در ثانيه) در فضا سفر مي كنند. با اين سرعت، يك فوتون آزاد شده از خورشيد تنها حدود ۸ دقيقه طول مي كشد تا به زمين برسد.

امواج الكترومغناطيسي كه از خورشيد به بالاي اتمسفر زمين مي رسند ثابت خورشيدي نام دارند. اين مقدار برابر است با حدود ۱۳۷۰ وات در هر متر مربع. ولي تنها حدود ۴۰ درصد از اين امواج به سطح زمين مي رسند. اتمسفر زمين مقداري از نور مرئي و اشعه فروسرخ، تقريبا همه پرتوهاي فرابنفش و تمامي پرتوهاي ايكس و گاما را فيلتر مي كند. تقريبا همه امواج راديويي به سطح زمين مي رسند.

پرتوهاي ذرات

پروتون ها و الكترون ها دائما مانند بادهاي خورشيدي از سطح خورشيد بلند مي شوند. اين ذرات به زمين بسيار نزديك مي شوند ولي ميدان مغناطيسي زمين مانع از ورود آنها به سطح زمين مي شود.
به هر حال به دليل انفجارها و گدازه هاي تاج و زبانه هاي خورشيدي، ذرات زيادي با شدت به اتمسفر زمين مي رسند. اين ذرات را به نام پرتوهاي كيهاني خورشيدي مي شناسند. بيشتر اين ذرات پروتون ها هستند ولي الكترون ها نيز در آنها وجود دارند. آنها به شدت پر انرژيند. بنابراين مي توانند براي فضانوردها و كاوشگرها خطرآفرين باشند.

پرتوهاي كيهاني نمي توانند به سطح زمين برسند. هنگاميكه آنها با اتمسفر زمين برخورد مي كنند، تبديل به باراني از ذرات كم انرژي تر مي شوند. ولي از آنجائيكه رويدادهاي خورشيدي بسيار پر انرژي هستند، آنها مي توانند طوفانهاي ژئومگنتيك را، بويژه در ميدان مغناطيسي زمين به وجود آورند. اين طوفانها مي توانند باعث مختل شدن تجهيزات الكتريكي در سطح زمين شوند. براي مثال آنها مي توانند با افزايش فشار بار كابلها منجر به قطع برق شوند.

رنگ

در طيف پرتوهاي الكترومغناطيس، نور مرئي متشكل از رنگهاي موجود در رنگين كمان مي باشد. نور خورشيد شامل همه اين رنگها است. بيشتر پرتوهايي كه از خورشيد به ما مي رسند رنگهاي زرد تا سبز از طيف نور مرئي مي باشند. در هر صورت نور خورشيد سفيد است. هنگاميكه اتمسفر زمين مانند يك فيلتر براي تنظيم خورشيد عمل مي كند، خورشيد ممكن است زرد يا نارنجي به نظر رسد.

شما مي توانيد نور خورشيد را به كمك يك منشور نگاه كرده و آن را تفكيك كنيد. نور قرمز، كه توسط كم انرژي ترين فوتون ها، با بلندترين طول موج، به وجود مي آيد در يكي از دو انتهاي طيف قرار مي گيرد. نور قرمز در نور نارنجي و سپس زرد محو مي شود. پس از زرد، نور سبز و بعد از آن آبي را خواهيد ديد. آخرين رنگ نيز بنفش مي باشد كه با پر انرژي ترين فوتون ها و كوتاه ترين طول موج، به وجود مي آيد. اين فهرست رنگ به اين معنا نيست كه نور خورشيد تنها از شش يا هفت رنگ تشكيل شده بلكه هر يك از رنگ هاي مابين رنگهاي مذكور، خود يك رنگ به حساب مي آيد. تعداد رنگهاي موجود در طبيعت از تعداد رنگهاييكه انسان تابه حال نامگذاري كرده بسيار بيشتر است.

چرخش خورشيد

خورشيد تقريبا در هر ماه يك دور كامل به دور خود مي چرخد. ولي از آنجائيكه خورشيد يك جرم گازيست نه يك جرم جامد، قسمتهاي مختلف آن با سرعت متفاوت حركت مي كند. گازهاي نزديك به خط استواي خورشيد در هر ۲۵ روز يك دور كامل حركت مي كنند، در حاليكه گردش كامل گازهاي موجود در عرضهاي جغرافي بالاتر ۲۸ روز به طول مي انجامد. محور گردش خورشيد با چند درجه شيب نسبت به محور گردش زمين قرار گرفته است بنابراين قطب جغرافي شمال يا قطب جغرافي جنوب آن معمولا از زمين قابل رويت است.

ارتعاش

ارتعاشات خورشيد مانند زنگيست كه دائم در حال نواخته شدن است. خورشيد در آن واحد بيشتر از ۱۰ ميليون درجه صوت مختلف ايجاد مي كند. ارتعاشات گازهاي خورشيدي از نظر مكانيكي شبيه به ارتعاشات هوا، كه آنها را با نام امواج صوتي* مي شناسيم، مي باشند. از اين رو ستاره شناسان امواج خورشيدي را به رغم اينكه نمي شنويم، مانند امواج صوتي مي دانند. سريعترين ارتعاش خورشيدي حدود ۲ دقيقه به طول مي انجامد. مدت زمان يك ارتعاش مقدار زمان لازم براي كامل شدن يك حلقه يا سيكل از ارتعاش است. آرام ترين ارتعاشي كه گوش انسان قادر به تشخيص آن مي باشد مدت زماني معادل ۲۰/۱ ثانيه دارد.

بيشتر امواج صوتي خورشيد از “سلولهاي حرارتي” موجود در توده هاي متراكم گاز در اعماق خورشيد سرچشمه مي گيرند. (*هوا داراي خاصيت ارتجاعي مي‌باشد هنگامي كه يك لايه از مولكولهاي هوا به جلو رانده مي‌شود، اين لايه به نوبه خود لايه ديگري را به جلو مي‌راند و خود به حال اول بر مي‌گردد. لايه جديدي نيز لايه ديگري را به جلو مي‌راند و به همين ترتيب اين عمل بارها و بارها تكرار مي‌گردد تا انرژي به پايان برسد. اين جابجايي مولكولها اگر بيش از ۱۶ مرتبه در ثانيه تكرار ‌گردد صدا بوجود مي‌آيد. هر رفت و برگشت لايه هوا يك سيكل نام دارد و تعداد سيكل در ثانيه تواتر يا بسامد يا فركانس ناميده مي‌شود).اين سلولها انرژي را تا سطح خورشيد بالا مي آورند. بالا آمدن اين سلولها مانند بالا آمدن بخار از آب در حال جوشيدن است. واژه سلولهاي حرارتي به همين دليل به آنها اطلاق مي گردد. هنگاميكه سلولها بالا مي آيند، سرد مي شوند. آنگاه به درون خورشيد جائيكه بالا آمدن از آنجا آغاز مي شود باز مي گردند. در هنگام سقوط و پائين رفتن سلولهاي حرارتي ارتعاش شديدي به وجود مي آيد. اين ارتعاش باعث مي شود كه امواج صوتي از درون سلولها خارج شوند.

از آنجائيكه اتمسفر خورشيد غلظت كمي دارد، امواج صوتي نمي توانند در آن به حركت و جريان درآيند. در نتيجه، وقتي كه يك موج به سطح مي رسد مجددا به درون خورشيد بر ميگردد. بنابراين قسمت كوچكي از سطح خورشيد حركت تند و سريعي به بالا و پائين پيدا مي كند. وقتي يك موج به درون خورشيد سفر مي كند، به سمت بالا و سطح آن خم مي شود. مقدار انحناي موج بستگي به چگالي گازي كه موج درون آن حركت ميكند و مواردي ديگر دارد. در نهايت، موج به سطح مي رسد و دوباره به درون بر مي گردد. اين رفت و آمدها تا آنجا كه موج انرژي خود را در گازهاي پيرامون از دست بدهد، ادامه خواهد داشت.
امواجي كه به عميق ترين فاصله از سطح خورشيد فرو مي روند طولاني ترين مدت را دارند. برخي از اين امواج تا هسته خورشيد فرو مي روند و مدتي معادل چندين ساعت دارند.

ميدان مغناطيسي

گاهي اوقات، ميدان مغناطيسي خورشيد به شكلي ساده و گاهي به شدت پيچيده است. زماني ميدان مغناطيسي شكلي ساده دارد كه محور عمودي خورشيد مانند يك آهن رباي غول پيكر عمل كند. شما با انجام آزمايش براده آهن بر روي كاغذ و يك آهن ربا مي توانيد شكل ميدان مغناطيسي آهن ربا را مشاهده كنيد. بيشتر براده ها در حلقه هاي D شكلي كه دو سر آهن ربا را به هم وصل مي كنند تجمع مي نمايند. فيزيكدانان ميدان مغناطيسي را به صورت خطوطي فرضي كه حلقه هاي براده آهن بر روي آنها قرار مي گيرند ، فرض مي نمايند. به اين خطوط ، خطوط ميدان مغناطيسي يا خطوط نيرو مي گويند. دانشمندان به اين خطوط، مسير اختصاص داده اند. به يك سر آهن ربا قطب شمال مغناطيسي و به سر ديگر قطب جنوب مغناطيسي اطلاق مي گردد. خطوط مغناطيسي از قطب شمال آهن ربا بيرون مي آيند و با ايجاد يك خميدگي از ناحيه قطب جنوب مغناطيسي وارد آهن ربا مي شوند.

دليل ايجاد ميدان مغناطيسي خورشيد انتقال حرارتي در خورشيد است. هر ذره باردار الكتريكي مي تواند با حركت و جابجايي يك ميدان مغناطيسي به وجود آورد. سلولهاي حرارتي كه از يونهاي مثبت و الكترون ها تشكيل شده اند، به شكلي منتشر مي گردند كه باعث ايجاد ميدان مغناطيسي خورشيد مي شود.

وقتي ميدان مغناطيسي خورشيد پيچيده مي شود، خطوط مغناطيسي دچار پيچ و تاب مي شوند. ميدان مغناطيسي به دو دليل اين چرخش ها و پيچيدگي ها را به وجو مي آورد: اول اينكه خورشيد در منطقه استوايي بسيار سريع تر از قسمتهاي ديگر حركت مي كند و دوم اينكه لايه هاي دروني خورشيد بسيار سريع تر از سطح آن در گردشند. تفاوت در سرعت گردش در قسمتهاي مختلف باعث كشيده شدن خطوط مغناطيسي در جهت شرق مي شوند. در نهايت، اين خطوط دچار اعوجاج گشته و پيچ و تاب هايي را ايجاد مي نمايند.
sun - خورشيد
در برخي مناطق، ميدان مغناطيسي هزاران بار قوي تر از ميدان مغناطيسي عمومي خورشيد است. در اين مناطق، دسته هايي از خطوط مغناطيسي به بيرون از سطح آمده و حلقه هايي را در اتمسفر خورشيد به وجود مي آورند. يكي از دو سر اين حلقه ها، قطب شمال مغناطيسي است. در اين نقطه جهت خطوط مغناطيسي به سمت بالا مي باشد. سر ديگر اين حلقه ها قطب جنوب مغناطيسي است و جهت خطوط مغناطيسي به سمت پائين و داخل خورشيد است. در هر دو سر هر حلقه يك لكه خورشيدي پديدار مي گردد. خطوط مغناطيسي، يونها و الكترونها را به سمت بيرون لك هاي خورشيدي راهنمايي مي كنند و به اين صورت حلقه هايي غول پيكر از گاز تشكيل مي شوند.

تعداد لكه ها بر روي خورشيد به اعوجاج هاي ميدان مغناطيسي آن بستگي دارد. تغيير تعداد آنها، از حداقل به حداكثر و دوباره به حداقل، چرخه لكه هاي خورشيدي ناميده مي شود. ميانگين مدت يك چرخه حدود ۱۱ سال مي باشد.

در پايان هر چرخه از لكه هاي خورشيدي، ميدان مغناطيسي به سرعت دچار جابجايي قطبي مي شود و بسياري از اعوجاج هاي خود را از دست مي دهد. فرض كنيد كه قطب شمال مغناطيسي خورشيد در آغاز يك چرخه در ناحيه قطب شمال جغرافيايي خورشيد قرار دارد. در زمان شروع چرخه بعدي، قطب شمال مغناطيسي خورشيد در محل قطب جنوب جغرافيايي آن قرار مي گيرد. يك تغيير قطبي از يك جهت به جهتي ديگر و بازگشت مجدد آن برابر با دو چرخه پياپي و درنتيجه معادل ۲۲ سال مي باشد.

تركيب هسته اي

تركيب هسته اي در مركز خورشيد به دليل دما و تراكم فوق العاده زياد مي تواند صورت پذيرد. از آنجائيكه بار ذرات مثبت است، تمايل به دفع يكديگر دارند اما دما و تراكم هسته خورشيد به قدري زياد است كه مي تواند آنها را در كنار يكديگر نگاه دارد.

رايج ترين تركيب هسته اي در مركز خورشيد زنجيره پروتون-پروتون نام دارد. اين فرايند زماني انجام مي گيرد كه ساده ترين شكل از هسته هاي هيدروژن (داراي يك پروتون) در يك آن كنار هم قرار مي گيرند. نخست، هسته اي متشكل از دو ذره به وجود مي آيد، سپس هسته اي با سه ذره و در نهايت هسته اي با چهار ذره شكل مي گيرد. در اين فرايند همچنين يك ذره الكتريكي خنثي به نام نوترينو پديدار مي گردد.

هسته نهايي شامل دو پروتون و دو نوترون است كه در واقع هسته هليوم مي باشد. جرم اين هسته به مقدار بسيار اندكي كمتر از جرم چهار پروتونيست كه هسته از آن تشكيل شده است. جرم از دست رفته به انرژي تبديل شده است. اين مقدار از انرژي به كمك فرمول مشهور فيزيكدان آلماني، آلبرت اينشتين، E=mc۲ قابل محاسبه است. در اين معادله E به معناي انرژي، m به معناي جرم و c به معناي سرعت نور مي باشد.

مقايسه با ديگر ستارگان

كمتر از ۵ درصد ستارگان در كهكشان راه شيري نوراني تر يا سنگين تر از خورشيد مي باشند. ولي برخي از ستارگان بيش از ۱۰۰.۰۰۰ برابر نوراني تر از خورشيد، و برخي از آنها جرمي بيش از ۱۰۰ برابر جرم خورشيد را دارند. از سويي ديگر، برخي ستارگان نيز كمتر از ۰۰۰۱/۰ خورشيد نور دارند، و يك ستاره مي تواند كمتر از ۰۷/۰ جرم خورشيد را داشته باشد. ستاره هاي داغ تري وجود دارند كه بسيار آبي تر از خورشيدند و ستارگان سردتري نيز وجود دارند كه سرخ تر از خورشيد هستند.

خورشيد نسبتا جوان و متعلق به نسلي از ستارگان به نام “جمعيت I ستارگان” مي باشد. يك نسل قديمي تر از ستارگان را با نام “جمعيت II ستارگان” مي شناسيم. احتمال وجود نسلي قديمي تر به نام “جمعيت III ستارگان” نيز وجود دارد كه البته تا كنون هيچ عضوي از اين گروه شناسايي نشده است.

مناطق خورشيد

خورشيد و اتمسفر آن از چندين منطقه يا لايه تشكيل شده اند. از داخل به خارج، بخش داخلي خورشيد متشكل از هسته، منطقه تابشي و منطقه حرارتي مي باشد. اتمسفر خورشيد نيز از لايه هاي فوتوسفر، كرومسفر، منطقه انتقالي و تاج خورشيد تشكيل شده است. فراتر از تاج خورشيد، بادهاي خورشيدي، كه معمولا جريانات برخواسته از گازهاي تاج خورشيد مي باشند، وجود دارند.

از آنجائيكه ستاره شناسان قادر به ديدن درون خورشيد نيستند، كليه دريافت ها به صورت غير مستقيم حاصل مي گردد. برخي از اطلاعات بر اساس قسمتهاي قابل مشاهده از خورشيد به دست آمده اند. برخي از اين اطلاعات نيز بر پايه محاسبات انجام شده با داده هايي از مناطق قابل رويت پيرامون خورشيد ثبت گرديده است.

هسته

منطقه هسته از مركز خورشيد تا حدود يك چهارم به سمت سطح خورشيد گسترده شده است. هسته حدود ۲ درصد از حجم خورشيد اما تقريبا نصف جرم آن را دارد. حداكثر دماي اين منطقه ۱۵ ميليون كلوين است. چگالي آن به ۱۵۰گرم در هر سانتيمتر مكعب، تقريبا ۱۵ برابر چگالي سرب، مي رسد.

دما و چگالي بالاي هسته به سبب فشار بسيار زيادي، معادل حدودا ۲۰۰ بيليون بار بيشتر از فشار جو زمين در سطح دريا، مي باشد. فشار زياد هسته با در بر گرفتن همه گازهاي خورشيد، مانع از فروپاشي آن مي شود. در واقع هسته با داشتن اين فشار زياد، وزن خورشيد را تحمل ميكند.

تقريبا همه تركيبات اتمي در اين منطقه صورت مي گيرند. مانند ساير قسمتهاي خورشيد، هسته آن نيز، بر اساس جرم، از ۷۲ درصد هيدروژن، ۲۶ درصد هليوم و ۲ درصد عناصر سنگين تر تشكيل شده است. تركيبات اتمي به تدريج محتويات هسته را تغيير داده اند. در حال حاضر ۳۵ درصد از جرم هيدروژن در قسمتهاي مركزي هسته و ۶۵ درصد آن در مرزهاي بيروني هسته متمركزند.

منطقه تابشي

پيرامون هسته، پوسته ضخيمي به نام منطقه تابشي وجود دارد. ضخامت اين پوسته تا ۷۰ درصد از شعاع خورشيد پيش رفته است. اين منطقه ۳۲ درصد از حجم و ۴۸ درصد از جرم آن را شامل مي شود.

اين منطقه به دليل اينكه انرژي غالبا در اين جا به صورت نور و تشعشع سفر مي نمايد، منطقه تابشي نام گرفته است. فوتون هاي به وجود آمده در هسته از ميان لايه هاي پايدار گاز عبور مي كنند. اما آنها به خاطر غلظت شديد ذرات گاز دچار پراكندگي شده و گاهي مدت ۱ ميليون سال طول مي كشد كه يك فوتون از اين منطقه گذر كند.
در پايين منطقه تابشي، چگالي معادل ۲۲ گرم در هر سانتيمتر مكعب (حدودا دو برابر چگالي سرب) و دما ۸ ميليون K مي باشد. در بالاي منطقه تابشي، چگالي معادل ۰.۲ گرم در هر سانتيمتر مكعب و دما ۲ ميليون K است.

تركيبات عناصر در منطقه تابشي از زمان تولد خورشيد تا به امروز به همين شكل باقي مانده است. درصد عناصر در بالاي منطقه تابشي بسيار شبيه به سطح خورشيد ميباشد.

منطقه حرارتي

بالاترين لايه دروني خورشيد، منطقه حرارتي، از منطقه تابشي تا سطح خورشيد كشيده شده است. اين منطقه از سلول هاي حرارتي در حال جوش تشكيل شده است كه ۶۶ درصد از حجم خورشيد و تنها كمي بيش از ۲ درصد جرم آن را به خود اختصاص داده است. در بالاي منطقه، چگالي نزديك به صفر و دما حدود ۵۸۰۰ K مي باشد. از آنجا كه فوتون هاي خارج شده از منطقه تابشي باعث داغ شدن سلولهاي حرارتي مي گردند، اين سلولها به سمت سطح خورشيد در جوش و التهابند.

ستاره شناسان تا كنون دو نوع از سلولهاي حرارتي را مشاهده كردند. سلولهاي دانه اي (granulation) و سلولهاي ريز دانه اي (supergranulation). سلولهاي دانه اي حدود ۱۰۰۰ كيلومتر و سلولهاي ريزدانه اي در منطقه اي باضخامت تقريبي۳۰۰۰۰ كيلومتر مي باشند.

فوتوسفر

پايين ترين لايه اتمسفر خورشيد فوتوسفر نام دارد. اين منطقه نوري را كه ما مي بينيم متساطع مي نمايد. ضخامت فوتوسفر ۵۰۰ كيلومتر است. ولي بخش اعظم نوري كه ما مشاهده مي كنيم از پايين ترين قسمتهاي اين منطقه كه ضخامت آن تنها حدود ۱۵۰ كيلومتر است ناشي مي شود. ستاره شناسان گاهي اين قسمت را، سطح خورشيد مي دانند. در پايين فوتوسفر دما ۶۴۰۰K و در بالاي آن ۴۴۰۰K مي باشد.

فوتوسفر از شمار زيادي دانه تشكيل شده كه در بالاي سلولهاي دانه اي قرار دارند. يك دانه معمولي حدو ۱۵ تا ۲۰ دقيقه عمر مي كند. ميانگين چگالي فوتوسفر كمتر از يك ميليونيم گرم در هر سانتيمتر مكعب مي باشد. به نظر مي رسد كه اين مقدار چگالي بسيار ناچيز است اما در هر سانتيمتر مكعب از اين منطقه بين ده ها تريليون تا صدها تريليون ذرات خاص وجود دارند.

كرومسفر

منطقه بعدي كرومسفر است. مهمترين خصوصيت اين منطقه افزايش دما بين ۱۰.۰۰۰K تا ۲۰.۰۰۰K مي باشد.
ستاره شناسان نخست طيف كرومسفر را در هنگام كسوف هاي كامل شناسايي كردند. اين طيف پس از آنكه ماه فوتوسفر را مي پوشاند، قبل از پوشيده شدن كرومسفر در سايه ماه، قابل رويت است. اين حالت تنها چند ثانيه به طول مي كشد. خطوطي كه از اين طيف منتشر مي شوند مانند نور فلش به طور ناگهاني به چشم مي خورند، از اين رو به اين طيف، طيف فلش مي گويند.

كرومسفر ظاهرا از تشكيلاتي شبيه ميخ به نام “خار” ساخته شده است. يك خار معمولي حدود ۱۰۰۰ كيلومتر عرض و تا ۱۰.۰۰۰ كيلومتر ارتفاع دارد. چگالي كرومسفر حدود ۱۰ بيليون تا ۱۰۰ بيليون ذره در هر سانتيمتر مكعب است.

منطقه انتقالي

دماي كرومسفر تا حدود ۲۰.۰۰۰K ، و دماي تاج خورشيد به بيش از ۵۰۰.۰۰۰K مي رسد. بين دو منطقه مذكور، منطقه اي با ميانگين دما وجود دارد كه به آن منطقه انتقالي مي گويند. اين منطقه بيشتر انرژي خود را از تاج خورشيد مي گيرد و بيشتر نور خود را به شكل فرابنفش متساطع مي نمايد.
ضخامت منطقه انتقالي چند صد تا چندين هزار كيلومتر است. در برخي قسمتها، خارهاي كرومسفر كه نسبتا سرد شده اند سر بر افراشته و به اتمسفر خورشيد مي رسند. در برخي قسمتها نيز تركيبات داغ تاج خورشيد تا نزديكي فوتوسفر فرو مي رود.

تاج خورشيد

تاج خورشيد بخشي از اتمسفر آن است و دمايي متجاوز از ۵۰۰.۰۰۰K دارد. تاج خورشيد متشكل از گازهاي يونيزه شده به شكل رود و يا حلقه اي مي باشد. تركيبات و ساختمان تاج خورشيد به صورت عمودي به سطح آن متصل است و ميادين مغناطيسي كه از اعماق خورشيد ساطع مي گردند منجر به شكل گيري اين منطقه مي شوند. دماي هر يك از جريانات تاج خورشيد به خطوط ميدان مغناطيسي شكل دهنده همان جريان بستگي دارد.
دماي نزديك ترين بخش از تاج خورشيد به سطح آن حدودا بين ۱ تا ۶ ميليون K و چگالي آن معادل ۱۰۰ ميليون تا ۱ بيليون ذره در هر سانتيمتر مكعب مي باشد. دماي اين منطقه هنگام وقوع يك فوران به ده ها ميليون كلوين مي رسد.

بادهاي خورشيدي

تاج بسيار داغ خورشيد در فضا منتشر و دائم در آن گسترده مي شود. به جريان گازهاي تاج خورشيد در فضا، بادهاي خورشيدي مي گويند. چگالي اين بادها در نزديكي خورشيد تقريبا بين ۱۰ تا ۱۰۰ ذره در هر سانتيمتر مكعب مي باشد.

باد خورشيدي با سرعتي معادل صدها كيلومتر در ثانيه از خورشيد به هر سوي مي وزد. در فواصل زيادي از خورشيد يعني فراتر از مدار پلوتو، از سرعت اين باد كه مافوق صوت مي باشد، كاسته مي شود و با گازهاي ميان ستاره اي تركيب مي گردد.

بادهاي خورشيدي به شكل يك حباب بزرگ شبيه به قطره اشك به نام هليوسفر، در فضاي ميان سياره اي گسترده شده است. خورشيد و همه سياره هاي آن درون هليوسفر مي باشند. فراتر از مدار پلوتو، دورترين سياره از خورشيد، هليوسفر به گازها و غبارهاي ميان ستاره اي مي پيوندد. گرچه اتمهاي موجود در فضاي بين ستاره اي مي توانند در اين حباب نفوذ نمايند اما در واقع مي توان گفت كه همه مواد تشكيل دهنده هليوسفر از خود خورشيد ناشي مي شوند.

فعاليت هاي خورشيدي

ميدان هاي مغناطيسي خورشيد از منطقه حرارتي، بالا رفته و از ميان مناطق فوتوسفر، كرومسفر و تاج خورشيدي سر بر مي آورند. اين جريانات مغناطيسي منجر به شكل گيري فعاليت هاي خورشيدي مي گردند. اين فعاليت ها شامل پديده هايي به نام لكه هاي خورشيدي، شعله هاي بلند، زبانه ها و فوران هاي تاج خورشيد مي باشند.

زبانه هاي خورشيدي

زبانه هاي خورشيدي انفجارهاي مهيبي در سطح خورشيد مي باشند. در مدت زماني معادل چند دقيقه يك زبانه مي توانند دماي مواد موجود را تا ميليون ها درجه افزايش دهد و انرژيي آزاد نمايد كه معادل انرژي آزاد شده توسط يك هزار بيليون تن TNT مي باشد. اين انفجارها در نزديكي لكه هاي خورشيدي، معمولا در راستاي خطوطي بين دو سر ميدان مغناطيسي رخ مي دهند.

زبانه ها انرژي را به اشكال گوناگوني مانند پرتوهاي الكترومغناطيس (پرتوهاي گاما و ايكس) و ذرات باردار (پروتون و الكترون) آزاد مي كنند.

دانشمندان براي نخستين بار به اين نتيجه رسيدند كه زبانه ها و فوران هاي خورشيدي لرزه هايي را در اعماق خورشيد به وجود مي آورند كه بسيار شبيه به زمين لرزه در سياره ما مي باشند. محققان زبانه اي را مشاهده نمودند كه منجر به وقوع لرزه اي بسيار شديد در اعماق خورشيد گرديد. اين لرزه ۴۰ هزار بار بيشتر از زمين لرزه شديد سانفرانسيسكو در سال ۱۹۰۶ انرژي آزاد نمود. مقدار اين انرژي آزاد شده به حدي بود كه مي توانست برق مصرفي ايالات متحده را تا مدت ۲۰ سال تامين نمايد.

مناطقي كه لكه هاي خورشيدي و فوران ها در آنها شكل مي گيرند، مناطق فعال ناميده مي شوند. مقدار فعاليت هاي خورشيدي از ابتداي يك چرخه لكه خورشيدي، به تدريج افزايش مي يابد و با گذشت پنج سال به حداكثر مي رسد. تعداد لكه ها در هر زمان متفاوت است. در قسمتي از صفحه خورشيد كه ما مي بينيم، تعداد آنها از صفر تا ۲۵۰ لكه تغيير مي كند.

لكه هاي خورشيدي

لكه ها ي خورشيدي مناطقي تيره و تقريبا دايره اي شكل در سطح خورشيد مي باشند. آنها زماني شكل مي گيرند كه دسته اي از خطوط مغناطيسي درون خورشيد به سطح آن مي رسند.

دماي لكه ها از دماي مناطق اطرافشان كمتر و ميدان مغناطيسي در آنها بسيار قوي است. دماي لكه هاي خورشيدي بين ۴۰۰۰ تا ۴۵۰۰ كلوين و دماي سطح خورشيد ۵۷۰۰ كلوين است. به همين دليل آنها تيره تر از سطح ستاره به نظر مي رسند.

داده هاي رصدي از دهه ۸۰ قرن بيستم نشان مي دهند كه تعداد لكه هاي خورشيدي با شدت تابش خورشيد مرتبط است. جالب اين كه هر چه تعداد لكه ها بيشتر باشد، شدت تابش نور خورشيد بيشتر است، چون كه مناطق اطراف لكه ها درخشان تر اند.

ابرنواختر ستاره اي در حال انفجار مي باشد كه مي تواند بيليون ها بار درخشان تر از خورشيد باشد، پيش از آنكه به تدريج محو شود. در هنگام درخشندگي، نور يك ستاره منفجر شده مي تواند همه يك كهكشان را تحت الشعاع قرار دهد. اين انفجار، ابر عظيمي از گاز و غبار را در فضا ايجاد مي نمايد. جرم مواد موجود در اين ابرها مي تواند متجاوز از ۱۰ برابر جرم خورشيد باشد.
ستاره شناسان دو نوع از ابرنواختر ها را شناسايي كرده اند. نوع اول و نوع دوم. نوع اول ابرنواخترها احتمالا در ستاره هاي دوتايي شكل مي گيرند. ستاره دوتايي به يك جفت ستاره اطلاق مي گردد كه به هم نزديكند و دور يكديگر مي چرخند. نوع اول احتمالا در دوتايي هايي رخ مي دهد كه يكي از آنها يك ستاره كوچك و متراكم به نام كوتوله سفيد است. اگر اين دو ستاره به اندازه كافي به يكديگر نزديك باشند، جاذبه كوتوله سفيد اجرام و ذرات ستاره همراه خود را به سمت خود مي كشد. هنگاميكه كوتوله سفيد به جرمي معادل ۴/۱ برابر جرم خورشيد رسيد، متلاشي و منفجر مي گردد.

نوع دوم ابرنواختر در اثر مرگ يك ستاره بسيار بزرگتر از خورشيد شكل مي گيرد. زمانيكه چنين ستاره اي به آخر عمر خود مي رسد، هسته آن به سرعت متلاشي مي گردد. حجم بينهايت زيادي انرژي ناگهان به شكل نوترون (نوعي از ذرات تشكيل دهنده اتم) و پرتوهاي الكترومغناطيس (نيروهاي الكتريكي و مغناطيسي) آزاد مي شود. اين انرژي باعث تبديل ستاره به ابرنواختر مي گردد.

بيشتر ابرنواختر ها در چند روز نخست شكل گيري به حداكثر درخشندگي مي رسند و تا چندين هفته درخشندگي آنها ادامه خواهد داشت. با گذشت چند ماه درخشندگي آنها كم مي شود. و در طي سالها همچنان از درخشندگي آنها كاسته مي گردد. تفاوت ديگر ابرنواختر ها در مقدار و تركيب مواديست كه به فضا خارج مي كنند.

ابرنواختر ها همچنين مي توانند اجرام گوناگوني را بر جاي بگذارند. پس از برخي از انفجارهاي ابرنواختر، ستاره اي كوچك و متراكم متشكل از نوترون ها و يا شايد ذرات بنيادي كوارك بر جاي مانده است. به چنين ستاره اي ستاره نوتروني مي گويند. به ستاره هاي نوتروني كه به سرعت مي چرخند و به شدت مغناطيسي باشند، اصطلاحا تپ اختر مي گويند. پس از برخي انفجارها ممكن است جرم نامرئي به نام سياهچاله ايجاد گردد. سياهچاله چنان گرانشي دارد كه حتي نور نيز مني تواند از آن عبور كند.

دانشمندان بر اين باورند كه ابرنواخترها به وجود آرندگان عناصر سنگيني چون آهن، طلا و اورانيوم كه در زمين و اجرام منظومه شمسي يافت شده اند مي باشند.
در سال ۱۰۵۴ ستاره شناسان چيني ابرنواختري را ثبت كردند كه در تمام طول روز درخشش آن پيدا بود. اين انفجار از خود يك تپ اختر و سحابي كراب كه همچنان قابل رصد است را بر جاي گذاشت.

در سال ۱۹۸۷، يك ابرنواختر در ابر ماژلاني، نزديك ترين كهكشان به راه شيري، مشاهده شد. در طي ۴۰۰ سال اين اولين ابرنواختري بود كه با چشم غير مسلح قابل رويت بود.

جدول آماري خورشيد

جرم (كيلوگرم) ۱.۹۸۹e+۳۰
جرم (زمين =۱) ۳۳۲,۸۳۰
شعاع استوايي (كيلومتر) ۶۹۵,۰۰۰
شعاع استوايي (زمين =۱) ۱۰۸.۹۷
ميانگين چگالي (گرم در سانتيمتر مكعب) ۱.۴۱۰
دوره گردش (روز) ۲۵-۳۶
شتاب گريز از سطح (كيلومتر در ثانيه) ۶۱۸.۰۲
درخشندگي (ارگ* در ثانيه) ۳.۸۲۷e۳۳
ميانگين دماي سطح ۶,۰۰۰°C
سن (بيليون سال) ۴.۵
عناصر اصلي شيميايي ۹۲.۱%
هيدروژن ۷.۸%
هليوم ۰.۰۶۱%
اكسيژن ۰.۰۳۰%
كربن ۰.۰۰۸۴%
نيتروژن ۰.۰۰۷۶%
نئون ۰.۰۰۳۷%
آهن ۰.۰۰۳۱%
سيليكون ۰.۰۰۲۴%
منيزيوم ۰.۰۰۱۵%
گوگرد ۰.۰۰۱۵%

*ارگ (erg) واحد انرژي در دستگاه cgs، معادل كار انجام گرفته در بالا بردن جرمي معادل ۰۰۱/۰ گرم تا ارتفاع يك سانتيمتر. براي مثال يك حشره موقع بالا رفتن از ضخامت يك برگ كاغذ، ۱ ارگ انرژي مصرف مي كند. ما به هنگام بالا رفتن از يك پله، يك ميليارد ارگ انرژي مصرف مي كنيم.

منابع:
http://www.worldbookonline.com/wb/Article?id=ar۵۴۰۳۱۰ .
http://www.solarviewscom
solarscience.msfc.nasa.gov
daneshnameh.roshd.ir
كتاب ساختار ستارگان و كهكشانها نوشته پاول هاج ترجمه توفيق حيدرزاده
كتاب اتمهاي سكوت نوشته اوبر ريوز ترجمه عباس مخبر