خورشید

[Easy Bug]

قسمت اول

خورشید ستاره‌ای است در مركز منظومه شمسی كه زمین واجرام دیگر (شامل سایر سیارات به همراه اقمارشان، [سیارك‌ها]، [شهاب سنگ‌ها]، [دنباله‌دارها] و ذرات معلق گرد وغبار) درحال چرخش به دور آن هستند. تك ستاره منظومه شمسی ستاره‌ای است با اندازه متوسط، كه 5 میلیارد سال از عمر آن می‌گذرد و 99/8 درصد از كل جرم منظومه شمسی را تشكیل می‌دهد. اگر روی سطح خورشید 11900 كره زمین را كنار یكدیگر قرار دهیم، تمام سطح خورشید پوشیده می‌شود. همچنین اگر خورشید را مانند كره‌ای تو خالی در نظر بگیریم، در این صورت برای پركردن داخل آن به 1,300,000 كره زمین نیاز خواهیم داشت. این ستاره ظاهری كروی داشته و عمدتاً از گازهای هیدروژن و هلیوم تشكیل شده است. (74% از جرم خورشید یا 92% از حجمش را هیدروژن و 25% از جرم آن یا 7% از حجمش را هلیوم تشكیل داده است.)











خورشید با سرعت 217 كیلومتر بر ثانیه به دور مركز كهكشان راه شیری در حال چرخش است. با این سرعت می‌توان یك سال نوری را در هر 1400 سال پیمود یا به عبارتی می‌توان یك [واحد نجومی] (AU) را در 8 روز طی كرد. (فاصله متوسط بین زمین و خورشید كه تقریباً معادل با 150 میلیون كیلومتر است یك واحد نجومی ‌نامیده می‌شود.) مدت 225 تا 250 میلیون سال طول می‌كشد تا خورشید بتواند با چنین سرعتی یك دور كامل به دور مركز كهكشان راه شیری بگردد. از آنجا كه خورشید قادر به تولید نور و گرما به كمك همجوشی هسته‌ای هیدروژن است، در دسته بندی ستارگان در گروه [ستارگان رشته اصلی] قرار می‌گیرد. همجوشی هسته‌ای هیدروژن كه در مركز خورشید اتفاق می‌افتد موجب تولید انرژی به صورت نور و گرما شده و زندگی بر روی كره زمین را ممكن می‌سازد.

ساختار خورشید
مواد تشكیل‌دهنده خورشید حالت گازی دارند، بنابراین لایه‌های خورشید محدوده دقیق و معینی نداشته و گازها و مواد اطراف لایه‌های خارجی به تدریج در فضا منتشر می‌شوند. با این حال، چنین به نظر می‌رسد كه خورشید لبه تیزی داشته باشد، چرا كه بیشتر نوری كه به زمین می‌رسد از یك لایه كه چند صد كیلومتر ضخامت دارد ساطع می‌شود. این لایه [شیدسپهر (رخشان‌كره یا فوتوسفر)] نام دارد و به عنوان سطح خورشید شناخته شده است. بالای سطح خورشید، [فام‌سپهر (رنگین‌كره یا كروموسفر)] و [‌هاله (كرونا یا تاج خورشیدی)] قرار دارند كه با همدیگر جوّ خورشید را تشكیل می‌دهند







خورشید 99% از جرم كل منظومه شمسی را شامل می‌شود. از آنجا كه خورشید در حالت پلاسمایی قرار دارد و فاقد ساختار جامد است، دائماً دستخوش تغییرات چرخشی متنوعی در حین چرخش به دور محور خودش می‌شود. سرعت چرخش در نواحی استوایی خورشید سریع‌تر از سرعت چرخش آن در قطبین است. مدت زمان یك چرخش كامل خورشید به دور محور خود، 25 روز برای نواحی استوایی و 35 روز برای قطبین آن است. البته به علت چرخش كره زمین به دور خورشید، مدت زمان یك دور چرخش كامل خورشید در نواحی استوایی آن از دید ناظر روی زمین 28 روز محاسبه می‌شود.

نیروی گریز از مركز حاصل از این حركت چرخشی خورشید، 18 میلیون بار ضعیف‌تر از نیروی جاذبه در سطح خورشید در ناحیه استوای آن است. همچنین نیروی جاذبه سیاراتی كه به دور خورشید می‌گردند، قادر نیست بر جاذبه بسیار قوی خورشید تاثیر محسوسی بگذارد و در شكل ظاهری آن تغییری ایجاد نماید.


خورشید به دلیل داشتن ساختار پلاسمایی مانند سیارات سنگی دارای مرز و محدوده مشخص و معینی نیست و در بخش‌های خارجی‌تر، چگالی گازهای آن كمتر می‌شود كه می‌توان این‌طور نتیجه گرفت كه رابطه‌ای نمایی بین فاصله گازها از هسته خورشید و میزان چگالی آن‌ها وجود دارد. شعاع خورشید به صورت خطی مستقیم از هسته آن تا لبه شیدسپهر در نظر گرفته می‌شود. شیدسپهر یا فوتوسفر لایه‌ای از سطح خارجی خورشید است كه به آسانی با چشم غیرمسلح قابل رویت بوده و به عنوان لبه خورشید در نظر گرفته می‌شود. گازها در این منطقه بسیار سردتر از آن هستند كه بتوانند به خوبی بدرخشند و پرتوافشانی نمایند. هسته خورشید، ده درصد از كل حجم خورشید را شامل می‌شود كه 40% از كل جرم خورشید را در خود جای داده است. بخش داخلی خورشید به طور مستقیم قابل مشاهده نیست و خود خورشید نیز به علت داشتن تشعشعات شدید الكترومغناطیسی به طور شفاف و واضح قابل مشاهده نیست.



به هرحال، همان‌گونه كه علم لرزه‌شناسی با استفاده از امواج تولید شده ناشی از زمین‌لرزه به تعیین ماهیت و ساختار درونی زمین می‌پردازد، [علم لرزه‌شناسی خورشیدی] نیز با بررسی امواج حاصل از انفجارهای درون خورشید سعی در شناخت و آشكارسازی ساختار داخلی خورشید دارد. البته مدل‌سازی كامپیوتری خورشید نیز به عنوان ابزاری مكمل برای تشخیص ماهیت و ساختار درونی خورشید مورد استفاده قرار می‌گیرد.

هسته خورشید


مركز خورشید، كوره‌ای هسته‌ای با دمای 15 میلیون درجه سانتیگراد (27 میلیون درجه فارنهایت) و چگالی‌ 150 برابر آب است. تحت چنین شرایطی، هسته‌های اتم هیدروژن باهم تركیب شده و به هسته‌های هلیوم تبدیل می‌شوند. ضمن این همجوشی، 7/0 درصد جرم تركیب‌شده تبدیل به انرژی می‌شود. از 590 میلیون تن هیدروژنی كه در هر ثانیه تركیب هسته‌ای می‌شود، 9/3 میلیون تن ماده به انرژی تبدیل می‌شود. این سوخت هیدروژنی، تا 5 میلیارد سال دیگر دوام خواهد داشت.
هسته خورشید از مركز آن تا فاصله 2/0 شعاع خورشید در نظر گرفته می‌شود. چگالی آن برابر با 150،000 كیلوگرم بر متر‌مكعب (150 برابر چگالی آب روی زمین) و دمای آن نزدیك به 13،600،000 كلوین (15 میلیون درجه سانتیگراد) است. دمای سطح خورشید 5785 كلوین، معادل 2350/1 برابر دمای هسته خورشید است.

بررسی‌های صورت گرفته اخیر در ماموریت فضایی سوهو نشان داد كه هسته خورشید به مراتب سریع‌تر از سایر نقاط متشعشع خورشید می‌چرخد. در تمام طول عمر خورشید، این ستاره انرژی‌اش را از طریق همجوشی هسته‌ای كه به صورت یك سری مراحل زنجیره‌وار رخ می‌دهد، تامین می‌نماید كه به آن زنجیره پروتون-پروتون گفته می‌شود.

در ستارگان، دو مجموعه فعل و انفعال وجود دارد كه می‌تواند منجر به تبدیل هیدروژن به هلیوم و در نهایت، آزاد شدن انرژی شود:
1- [پروتون-پروتون یا زنجیره پی-پی] كه در ستارگانی با جرمی‌معادل یا كمتر جرم خورشید نقش مهمی‌ایفا می‌كند.
2- [چرخه CNO] كه در ابرستارگان با اجرامی به مراتب ‌بیشتر از خورشید از اهمیت ویژه‌ای برخوردار است.

سه مرحله اصلی زنجیره پروتون-پروتون (منبع: wikipedia)

در چرخه پروتون-پروتون، طی سه مرحله چهار هسته هیدروژن با یكدیگر تركیب شده و یك هسته هلیوم را به وجود می‌آورند:



مرحله 1 و 2 باید دو بار پشت سرهم انجام گیرند تا دو



هسته هلیوم هر كدام با 3 پروتون به وجود آیند. این روند همچنین منجر به آزاد شدن مقادیری انرژی می‌شود.
هسته خورشید تنها بخشی از خورشید است كه در آن همجوشی هسته‌ای صورت می‌گیرد كه این فرایند، منجر به آزاد شدن مقادیر قابل‌توجهی گرما می‌شود. سایر بخش‌های خورشید نیز با همین گرمای تولید شده در هسته كه به سمت خارج متساعد می‌شود، گرم می‌شود. انرژی آزاد شده در هسته خورشید پیش از آنكه بتواند به صورت نور و یا ذرات دارای انرژی جنبشی، در فضا آزاد شود، باید از لایه‌های متوالی متعددی عبور كند تا در نهایت بتواند به شیدسپهر رسیده و به فضا بگریزد.
در هر ثانیه 3.4×10³⁸ هسته اتم هیدروژن به هسته اتم هلیوم تبدیل می‌شوند (بیش از حدود 8.9×10⁵⁶ میزان كل پروتون‌های آزاد در خورشید) كه این امر موجب تبدیل 26/4 میلیون تن ماده به انرژی در هر ثانیه می‌شود كه میزان این انرژی برابر است با 3.83×10²⁶ وات یا به بیان ساده‌تر برابر است با میزان انرژی آزاد شده از انفجار 9.15×10¹⁰ مگاتن [تی اِن تی] در هر ثانیه. ممكن است این ارقام بسیار بزرگ به نظر برسد، اما در اصل این ارقام حاكی از نرخ پایین تولید انرژی در هسته خورشید است (حدود 3/0 میكرووات بر سانتیمتر مكعب یا به عبارتی 6 میكرووات به ازای هر كیلوگرم ماده) برای مقایسه، در نظر بگیرید كه میزان انرژی تولید شده توسط بدن انسان 2/1 وات به ازای هر كیلوگرم است كه این میزان به ازای هر واحد از جرم، میلیون‌ها بار بزرگ‌‌تر از آنچه در هسته خورشید رخ می‌دهد، است.
استفاده از پلاسما برای تولید انرژی در زمین با مقادیر و پارامترهای مشابه خورشید، كاملاً غیرعملی و ناممكن است. ضمن آنكه رآكتورهای هسته‌ای موجود به پلاسمایی با دمایی به مراتب بیشتر از دمای پلاسما در هسته خورشید برای تولید انرژی نیاز دارند.
سرعت همجوشی هسته‌ای رابطه تنگاتنگی با چگالی و دما دارد، بنابراین سرعت همجوشی هسته‌ای در هسته خورشید در یك حالت [موازنه خودبه‌خود اصلاح‌شونده] قرار دارد. این مطلب بدان معناست كه در صورتی كه اندكی سرعت همجوشی هسته‌ای بالا رود، هسته خورشید اندكی منبسط شده و كاهش دما موجب كاهش سرعت همجوشی هسته‌ای می‌شود و به این ترتیب این آشفتگی خودبه‌خود اصلاح می‌شود. از طرف دیگر در صورتی كه سرعت همجوشی هسته‌ای اندكی كاهش یابد، هسته اندكی خنك شده و منقبض می‌شود، كه این عامل موجب بالا بردن فشار و در نتیجه سرعت همجوشی هسته ای شده و سرعت همجوشی را به میزان مطلوب می‌رساند.
فوتون‌های پرانرژی ([كیهانی]، [گاما] و [ایكس]) آزاد شده در نتیجه همجوشی هسته‌ای به‌راحتی توسط یك لایه چند میلیمتری از پلاسما جذب شده و دوباره به صورت تصادفی در جهات گوناگون منتشر می‌شوند كه البته كمی‌ از انرژی خود را نیز در همین فرایند از دست می‌دهند. بنابراین مدت زمان زیادی طول می‌كشد تا این فوتون‌ها بتوانند به سطح خورشید رسیده و به فضا گسیل یابند كه به این زمان "مدت زمان سفر فوتون" گفته می‌شود كه طول آن بین 10000 تا 170000 سال تخمین زده می‌شود. هر پرتوی گاما قبل از آنكه از سطح خورشید به فضا بگریزد در هسته خورشید به چندین میلیون فوتون نور مرئی تبدیل می‌شود.
سرانجام پس از اتمام سفر فوتون‌ها و رسیدن آن‌ها به لایه نامرئی شیدسپهر كه انتقال دهنده گرما به محیط خارج است، این فوتون‌ها به صورت نور مرئی از سطح آن به فضای نامتناهی می‌گریزند تا سفر بی‌پایان خود را در اعماق فضا آغاز كنند.

ناحیه تشعشع


لایه بعد از هسته، [ناحیه تشعشع] است. این منطقه بیش از 32 درصد حجم و 48 درصد جرم خورشید را شامل می‌شود. این منطقه به این علت منطقه تشعشع نامیده می‌شود كه انرژی از میان آن بیشتر به شكل تابشی حركت می‌كند. دما در این منطقه یك میلیون درجه سانتیگراد است. دما و تراكم مواد در ابتدای این ناحیه یعنی نزدیك به هسته زیاد است، ولی با نزدیك شدن به انتهای ناحیه، دما و جرم كاهش پیدا می‌كند.
ذرات نور در این منطقه باید از لایه‌های مستحكم گاز عبور كنند. در نتیجه، ممكن است یك میلیون سال بگذرد تا یك فوتون از این منطقه عبور كند.
ناحیه همرفتی


در لایه خارجی خورشید (تا فاصله 70% شعاع خورشید از هسته كه كمی بیش از 2% جرم خورشید را شامل می‌شود) پلاسمای خورشیدی به اندازه كافی داغ و چگال نیست كه بتواند انرژی گرمایی داخل خورشید را به صورت انرژی تابشی از خود گسیل كند. از این رو گرما به وسیله [جریان‌های همرفتی] از بخش‌های داخلی‌تر به سطح خورشید (شیدسپهر) انتقال می‌یابد. هنگامی‌كه مواد در سطح خورشید سرد می‌شوند، به طور ناگهانی به داخل آن سقوط می‌كنند و دوباره به مركزِ انتقال حرارتی كه از همان‌جا گرما دریافت كرده بودند، بازمی‌گردند تا دوباره انرژی و گرمای لازم را از این منطقه دریافت كنند. در مواردی كه این مواد به شدت گرم شوند، از طریق جریان همرفتی كه مانند ستون‌هایی از دل خورشید تا سطح آن ادامه دارند، ناگهان به سطح خورشید بازگشته و فوران می‌كنند كه در این صورت باعث دانه‌دانه شدن سطح خورشید می‌شوند. به بیان ساده‌تر، این دانه‌ها در واقع همان ستون‌های جریان‌های همرفتی در خورشید هستند كه دائماً مواد داغ و گداخته‌شده را به سطح خورشید انتقال می‌دهند.همین جریان متلاطم و آشفته همرفتی در خارجی‌ترین بخش از منطقه وزش گرمایی خورشید باعث تقویت شدن میدان‌های مغناطیسی ضعیف در خورشید و در نهایت به وجود آمدن قطب‌های مغناطیسی بسیار قوی در قسمت شمالی و جنوبی خورشید می‌شود.

شیدسپهر (رخشان‌كره یا فوتوسفر)
پایینی‌ترین لایه جوّ خورشید یا همان سطح خارجی خورشید كه با چشم غیرمسلح قابل مشاهده است، شیدسپهر نامیده می‌شود كه ضخامت آن حدود 500 كیلومتر است. در قسمت بالای شیدسپهر نور مرئی خورشید می‌تواند آزادانه در فضا منتشر شود.

در این سطح، تمامی انرژی می‌تواند به راحتی از سطح خورشید بگریزد. تغییر در میزان شفافیت خورشید و كدر شدن آن به علت كاهش میزان یونH^- رخ می‌دهد زیرا كه این یون به راحتی می‌تواند نور مرئی را جذب نماید.
به عكس، نور مرئی‌ای كه ما قادر به دیدن آن هستیم در اثر برخورد و برهم‌كنش الكترون‌ها با اتم‌های هیدروژن به منظور تشكیل یون H^- تولید می‌شود.

به دلیل آنكه بخش‌های بیرونی لایه غیرشفاف شیدسپهر خنك‌تر از بخش‌های درونی آن است، تصویر خورشید در مركز درخشان‌تر و روشن‌تر از اطراف آن به نظر می‌رسد كه به این پدیده تاریكی لبه قرص خورشید، اثر [تاریكی لبه] گفته می‌شود. نور خورشید تا حدی شامل طیف نوری [جسم سیاه] است و دمای آن به حدود 6000 كلوین می‌رسد. این طیف نوری از لایه‌های نازك بالای شیدسپهر همراه با [خط جذب اتمی] به فضا پراكنده می‌شود.

شیدسپهر دارای [چگالی حقیقی] 10²³ m^-3 است كه این مقدار تقریباً برابر با 1% چگالی حقیقی جوّ زمین در سطح دریا است.

اثر تاریكی لبه خورشید در این تصویر به وضوح دیده می‌شود

در بررسی‌های ابتدایی نتایج [طیف‌سنجی] شیدسپهر، تعدادی خط جذبی یافت شدند كه با هیچ‌یك از عناصر شیمیایی شناخته‌شده در زمین تا آن زمان مشابه نبودند. در سال 1868 [نورمن لاك‌یر] این‌گونه پنداشت كه عامل پیدایش این خط‌های جذبی به علت وجود عنصری خاص در ساختار شیدسپهر خورشید است كه در زمین یافت نمی‌شود. او این عنصر را هلیوم نام نهاد (كه از نام هلیوس كه در یونان باستان به عنوان خدای خورشید شناخته می‌شد) اقتباس شده بود (25 سال پس از این كشف، هلیوم در زمین كشف شد).

منطقه حداقل درجه حرارتی
خنك‌ترین لایه خورشید كه آن را منطقه حداقل درجه حرارتی می‌نامند، 500 كیلومتر بالاتر از لایه شیدسپهر را شامل می‌شود كه دما در این منطقه به 4000 كلوین می‌رسد. این منطقه به اندازه كافی خنك است تا در آن، مولكول‌‌های آب و مونواكسیدكربن یافت. وجود چنین مولكول‌هایی در این لایه با روش‌های طیف‌سنجی و مشاهده خط جذب این عناصر در طیف نور خورشید اثبات شده است.

فام‌سپهر (رنگین كره یا كروموسفر)


بالای منطقه حداقل درجه حرارتی، لایه‌ای نازك به ضخامت تقریبی 2000 كیلومتر وجود دارد كه با روش‌های طیف‌سنجی و مشاهده خطوط جذبی طیفی كشف شده است. این لایه فام‌سپهر یا كروموسفر نامیده می‌شود كه از واژه [كروما] (به معنای رنگ) گرفته شده است. علت انتخاب این اسم آن است كه فام‌سپهر معمولاً به علت درخشندگی شیدسپهر نامرئی است. اما به هنگام خورشیدگرفتگی كه ماه قرص مركزی خورشید را می‌پوشاند، نور سرخ فام‌سپهر را می‌توان دید. این لایه عمدتاً از گاز هیدروژن تشكیل شده است و سدیم، كلسیم، منیزیم و یون هلیوم نیز در آن وجود دارد. فام‌سپهر مانند یك فلش رنگی در آغاز و پایان یك خورشیدگرفتگی كامل، قابل رویت است. درجه حرارت در فام‌سپهر به تدریج با افزایش ارتفاع از سطح خورشید بالا می‌رود و در نزدیكی‌های مرز این لایه به 100000 كلوین می‌رسد.

منطقه انتقال حرارتی


بعد از فام‌سپهر، [منطقه گذار یا انتقال حرارتی] قرار دارد كه درجه دما در این منطقه از صدهزار كلوین به سرعت بالاتر رفته و به دمای تاج یعنی نزدیك به یك میلیون كلوین می‌رسد. این افزایش دما به علت یونیزه شدن كامل هلیوم در دمای بالای این محدوده رخ می‌دهد.
گذار یا انتقال حرارتی در ارتفاع دقیق و معینی از سطح خورشید رخ نمی‌دهد، بلكه به صورت هاله‌ای لایه فام‌سپهر را احاطه كرده است كه این ‌هاله از روی زمین قابل مشاهده نیست و تنها می‌توان از فضا و با استفاده از تلسكوپ‌‌های حساس به طیف‌سنجی اشعه فرابنفش آن را رصد نمود.
هاله (كرونا یا تاج خورشیدی)

لایه خارجی و توسعه‌یافته خورشید را تاج می‌نامند كه حجم آن از حجم خود خورشید بسیار بزرگ‌تر است. تاج توسط بادهای خورشیدی به آرامی و به طور یكنواخت در سراسر منظومه شمسی پراكنده می‌شود (مقدار ماده‌ای كه به صورت باد خورشیدی در هر ثانیه از خورشید دور می‌شود، در حدود یك میلیون تن است).
چگالی‌ حقیقی لایه پایین تاج، كه به سطح خورشید بسیار نزدیك است، معادل 10¹⁴ - 10¹⁶ m^-3است (چگالی حقیقی جوّ زمین، نزدیك به سطح دریا 2 x 10²⁵ m^-3 است).
هنوز دانشمندان موفق به تعیین درجه حرارت قطعی و دقیق لایه تاج نشده‌اند، اما آنچه مشخص است درجه حرارت تاج بسیار بالا و در حدود ده‌ها میلیون كلوین است كه یكی از دلایل وجود چنین دمای بالایی، حوزه‌های مغناطیسی موجود در این لایه می‌تواند باشد.

فام‌سپهر، لایه انتقال و تاج خورشیدی به مراتب داغ‌تر از شیدسپهر هستند؛ رازی كه تا به امروز دانشمندان موفق به كشف علت آن نشده‌اند.

تاج و شعله‌های عظیم خورشیدی

می‌توان تاج خورشیدی را به وضوح به‌هنگام خورشیدگرفتگی كلی مشاهده كرد.

رده طیفی

در رده‌بندی طیفی، خورشید یك ستاره از دسته G2V است. این تقسیم‌بندی بر اساس دمای سطحی ستارگان و به صورت زیر انجام می‌گیرد:

هر كدام از گروه‌های O تا M به 10 زیرگروه تقسیم می‌شوند. با این حساب، دمای سطحی خورشید با رده طیفی G2 تقریباً برابر با 5780 كلوین است. حرف V به این معناست كه خورشید از دسته ستارگان رشته اصلی است؛ به این معنا كه این ستاره نیز همانند بسیاری دیگر از ستارگان، انرژی خود را از تركیب هسته‌ای هیدروژن و تبدیل آن به هلیوم به دست می‌آورد، به طوری‌ كه همیشه درحالت [تعادل هیدرواستاتیكی] قرار دارد، یعنی خورشید در اثر این واكنش نه منقبض می‌شود نه منبسط.
در كهكشان راه شیری حدود 400 میلیارد ستاره وجود دارند كه تقریباً نیمی‌از آنها خورشیدمانند و از دسته G هستند. خورشید از 85% این ستارگان درخشان‌تر است. بیشتر این ستارگان را [كوتوله‌های سرخ] تشكیل می‌دهند. دمای سطحی خورشید باعث درخشش آن به رنگ سفید می‌شود كه البته به دلیل وجود [اثر پراكنده‌كنندگی جوّ] این ستاره از دید ناظر روی زمین به رنگ زرد مشاهده می‌شود.

نور خورشید و اثر پراكنده‌كنندگی جو
هنگامی‌كه نور خورشید با جوّ زمین برخورد می‌كند، فوتون‌های نور آبی از طیف نور خورشید جدا شده و در جو پراكنده می‌شوند و به همین علت آسمان به رنگ آبی دیده می‌شود. جدا شدن طیف آبی از نور خورشید موجب می‌شود كه رنگ قرمز در نور خورشید بیشتر نمایان شود كه به همین علت ناظر روی زمین خورشید را به رنگ زرد مشاهده می‌كند. در هنگام طلوع و یا غروب كه نور خورشید مسافت بیشتری را در جو می‌پیماید تا به ناظر برسد، فوتون‌های آبی بیشتری از طیف نور خورشید توسط جو جذب می‌شود و به همین علت خورشید به رنگ نارنجی یا قرمز مشاهده می‌شود.
نور خورشید منبع اصلی تأمین انرژی در زمین است. [ثابت خورشیدی]، مقدار انرژی‌ای است كه هر منطقه‌ای كه مستقیماً تحت تاثیر تابش نور خورشید قرار می‌گیرد، دریافت می‌كند. ثابت خورشیدی برای منطقه‌ای در فاصله یك واحد نجومی ‌از خورشید، كه زمین نیز در همین فاصله قرار گرفته، تقریباً برابر با 1370 وات به ازای هر مترمربع است.
نوری كه از خورشید به سطح كره زمین می‌رسد، بسیار ضعیف‌تر از آن چیزی است كه باید به زمین برسد كه البته علت این امر برخورد نور خورشید با جوّ زمین است. بنابراین میزان ثابت خورشیدی برای هر نقطه‌ای كه در شرایط هوایی مطلوب و غیرابری تحت تاثیر تابش مستقیم نور خورشید قرار گیرد (زمانی كه خورشید در [سمت الرأس] -كه همان نقطه اوج خورشید است- قرار داشته باشد) حدود 1000 وات به ازای هر یك متر مربع است.
این انرژی می‌تواند با روش‌های طبیعی و مصنوعی گوناگونی تحت كنترل درآمده و به خدمت گرفته شود. به عنوان مثال، گیاهان در فرایند فوتوسنتز نور خورشید را جذب كرده و با تغییر این انرژی به تركیبات شیمیایی اكسیژن تولید می‌كنند و تركیبات كربن‌داری چون دی‌اكسیدكربن را كاهش می‌دهند. همچنین گرما و یا انرژی الكتریكی تولید شده توسط باتری‌های خورشیدی نیز نقش بزرگی در تامین نیازهای بشر امروزی ایفا می‌كند. انرژی نهفته در نفت خام و سایر سوخت‌های فسیلی نیز در اصل میلیون‌ها سال پیش در اثر تابش نور خورشید به گیاهان و تشكیل مواد آلی در آن‌ها به وجود آمده است.
[اشعه فرابنفش] خورشید دارای خاصیت گندزدایی و ضدعفونی‌كنندگی است كه می‌توان از آن برای ضدعفونی كردن آب و تجهیزات گوناگون (مانند تجهیزات پزشكی) بهره گرفت. این اشعه دارای فواید پزشكی گوناگونی است كه در این میان، می‌توان به تولید "ویتامین د" در بدن در اثر تابش آن به پوست اشاره كرد.
مقادیر بسیاری از اشعه فرابنفش خورشید قبل از رسیدن به زمین توسط لایه ازن جذب می‌شود و تنها مقادیر اندكی از آن به سطح زمین می‌رسد كه دیگر برای انسان مضر نیست. بنابراین با تغییر عرض جغرافیایی، میزان اشعه فرابنفشی كه به سطح زمین می‌رسد نیز تغییر می‌كند. در اصل زاویه‌ای كه خورشید در هنگام ظهر با سمت الرأس می‌سازد، منشأ تمام تنوع‌های زیستی مانند تنوع رنگ پوست انسان‌ها (با توجه به اینكه در كدام بخش از كره زمین زندگی می‌كنند) است.

میدان‌های مغناطیسی و فعالیت‌های خورشیدی
میدان‌های مغناطیسی خورشید موجب بروز پدیده‌های گوناگونی می‌شود كه همه این پدیده‌ها تحت عنوان فعالیت‌های خورشیدی شناخته می‌شوند. بخشی از این فعالیت‌ها شامل شكل‌گیری لكه‌های خورشیدی در سطح خورشید، شعله‌ها و زبانه‌های عظیم خورشیدی و متغیر بودن شدت وزش بادهای خورشیدی است كه این بادها عناصر گوناگونی را همراه خود به سراسر منظومه شمسی حمل می‌كنند.
هنگامی كه بادهای خورشیدی به زمین می‌رسند باعث به وجود آمدن پدیده‌های گوناگونی از جمله شكل‌گیری شفق‌های قطبی در عرض‌های جغرافیایی میانی و بالاتر و ایجاد اختلال در ارتباطات رادیویی و همچنین قطع جریان برق می‌شوند.
با وجود آنكه خورشید نزدیك‌ترین ستاره به زمین است و طی سالیان متمادی دانشمندان بسیاری به دقت آن را مورد بررسی و مطالعه قرار داده‌اند، اما هنوز سوالات بی‌پاسخ بی‌شماری در رابطه با خورشید باقی مانده است؛ از جمله آنكه چرا جوّ خارجی خورشید دارای درجه حرارتی معادل با یك میلیون كلوین است، در حالی كه درجه حرارت سطح خورشید كه شیدسپهر نامیده می‌شود تنها 6000 كلوین است.
موضوعاتی كه مطالعات جاری دانشمندان را به خود اختصاص داده است شامل بررسی چرخه‌های منظم فعالیت لكه‌های خورشیدی، مطالعه ماهیت فیزیكی و منشا پیدایش زبانه‌های خورشیدی، بررسی كنش و واكنش‌های مغناطیسی بین فام‌سپهر و تاج خورشیدی و بررسی و تحقیق راجع به ماهیت وجودی و چگونگی پیدایش بادهای خورشیدی و منبع انتشار آنهاست.

منبع : پدیکا

[Easy Bug]

قسمت دوم

چرخه حیات خورشید

خورشید یك ستاره نسل سوم است كه بر اساس یك نظریه قوی، شكل‌گیری آن ممكن است در اثر امواج پراكنده شده حاصل از شكل‌گیری یك یا چند [ابرنواختر] كه منجر به فشرده شدن غبار میان‌ستاره‌ای شده، به وجود آمده است. منشا شكل‌گیری این نظریه، كشف وجود مقادیر فراوانی از عناصر سنگین در منظومه شمسی مانند طلا و اورانیوم بود. این عناصر به شكل قابل‌قبولی می‌توانند از واكنش‌های هسته‌ای گرماگیر یك ابرنواختر تولید شده باشند و یا در جریان تغییرات هسته‌ای از طریق جذب نوترون در داخل یك ستاره غول پیكر نسل دوم تولید شده باشند. مشاهدات از روی زمین نشان داده است كه مسیر حركت خورشید در آسمان در طی یك سال دائماً در حال تغییر است، به صورتی كه اگر در طی یك سال هر روز در ساعت و دقیقه معینی از خورشید عكسی گرفته شود و سپس نتایج تمام عكس‌ها در قالب یك عكس كنار هم قرار داده شود، مشاهده خواهد شد كه مسیر حركت خورشید شبیه به عدد 8 انگلیسی است. آشكارترین تغییر در مسیر حركت خورشید در آسمان در طی یك سال، تغییر زاویه 47 درجه‌ای آن بین شمال و جنوب (به دلیل كج بودن 5/23 درجه‌ای محور زمین نسبت به خورشید) است كه همین امر، اصلی‌ترین عامل پیدایش فصول در زمین محسوب می‌شود. همچنین، طبق قانون دوم كپلر به دلیل بیضوی بودن مدار حركت زمین به دور خورشید، هنگامی كه زمین در مدار خود به خورشید نزدیك می‌شود، بر شتاب حركت آن افزوده شده و با دور شدن از خورشید از سرعت آن كاسته می‌شود.
خورشید از نظر میدان مغناطیسی یك ستاره فعال محسوب می‌شود و دارای قطب‌های مغناطیسی بسیار قوی و متغیری است كه هر سال تغییر می‌كنند و هر 11 سال جای آنها به كلی عكس می‌شود. با استفاده از مدل‌های شبیه‌سازی‌شده رایانه‌ای و با در نظر گرفتن سیر تكامل و نابودی ستارگان تخمین زده می‌شود كه تا به حال در حدود 57/4 میلیارد سال از عمر خورشید سپری شده است و تقریباً می‌توان گفت خورشید در نیمه عمر خود قرار دارد.
تخمین زده می‌شود كه حدود 59/4 میلیارد سال پیش، از همپاشی سریع یك ابر مولكولی هیدروژنی عظیم باعث پیدایش خورشید یعنی پیدایش یك ستاره نسل سوم شد كه این ستاره جوان در یك مدار تقریباً دایره‌ای‌شكل گردشش را به دور مركز كهكشان راه شیری آغاز كرد؛ گردشی كه هر یك دور آن 26000 سال نوری است.
خورشید در حال حاضر تقریباً در دوران میانسالی خود به سر می‌برد و نیمی ‌از عمر خود را سپری كرده است. این ستاره با سرعتی باور نكردنی جرم را در هسته خود به انرژی تبدیل می‌كند؛ یعنی در هر ثانیه بیش از 26/4 میلیون تن ماده در هسته خورشید به انرژی تبدیل می‌شود كه این امر موجب درخشندگی و پرتوافشانی شدید خورشید می‌شود. با توجه به سرعت تبدیل جرم به ماده در خورشید، می‌توان این‌گونه نتیجه گرفت كه تا به امروز خورشید جرمی ‌معادل با 100 برابر جرم زمین را به انرژی تبدیل كرده است. خورشید از آغاز شكل‌گیری چیزی در حدود 10 میلیارد سال تحت عنوان یك ستاره رشته اصلی به سوختن ادامه خواهد داد.
خورشید از جرم كافی برخوردار نیست تا بتواند در پایان عمرش به عنوان یك ابرنواختر منفجر شود. اما 5 الی 6 میلیارد سال دیگر خورشید وارد مرحله‌ای می‌شود كه به آن مرحله غول سرخ گفته می‌شود. همچنان كه سوخت هیدروژنی خورشید مصرف می‌شود و هسته آن منقبض و هر لحظه گرم‌تر می‌شود، لایه خارجی خورشید شروع به بزرگ شدن می‌كند. پیش از شروع همجوشی هلیوم در هسته خورشید، همجوشی هیدروژن در لایه‌ای اطراف هسته آغاز می‌شود. سپس در اثر بالا رفتن دمای هسته مركزی خورشید همجوشی هسته‌ای هلیوم آغاز می‌شود كه منجر به تولید كربن و اكسیژن درون هسته می‌شود.
ناپایداری دمای داخلی خورشید منجر به از دست رفتن جرم از سطح خورشید می‌شود. از طرفی بزرگ شدن لایه خارجی خورشید تا جایی ادامه می‌یابد كه این لایه به نزدیكی مدار كنونی كره زمین خواهد رسید. البته تحقیقات و مطالعات اخیر حاكی از آن است كه جرمی كه خورشید قبل از آن كه به مدار زمین برسد از سطح خود از دست داده است، منجر به كاهش تاثیر گرانشی آن و در نتیجه عقب راندن مدار زمین می‌شود. به‌طوری‌كه زمین در فاصله دورتری از خورشید قرار خواهد گرفت و هنگامی كه لایه خارجی خورشید به مدار كنونی زمین می‌رسد، زمین احتمالاً از غرق شدن در دل خورشید محفوظ خواهد بود.
در این مرحله، زمین بخش بزرگی از جوّ خود را از دست خواهد داد؛ تمام آب‌های روی زمین در اثر دمای بالای محیط تبخیر خواهد شد و به فضا خواهد گریخت؛ خورشید به مدت 600 تا 700 میلیون سال بعد از آن، چنان گرم می‌شود كه به یك كوره بسیار داغ تبدیل خواهد شد و دیگر برای زندگی به‌گونه‌ای كه ما می‌شناسیم مناسب نخواهد بود.




چرخه حیات خورشید از آغاز پیدایش تا تبدیل شدن به یك كوتوله سفید و خاموش (منبع: ناسا)

هنگامی‌كه خورشید در مرحله آخر عمر خود منبسط می‌شود تا به یك [غول سرخ] تبدیل شود، قطرش حدود 150 برابر بزرگ‌تر خواهد شد. گازهای منبسط‌ شده و داغ خورشید، رنگ زرد و حرارت خود را از دست می‌دهند و قرمزرنگ و سرد خواهند شد، اما به دلیل بزرگ‌تر شدن سطح خورشید، درخشندگی آن تا 1000 برابر افزایش می‌یابد و نور بیشتری از خود ساطع خواهد كرد.

در ادامه فاز غول سرخ، به دلیل تغییرات بسیار شدید حرارتی در خورشید، این ستاره دائماً بزرگ و كوچك می‌شود كه در اصطلاح به آن تپش خورشید گفته می‌شود. در حین این تپش‌ها، خورشید لایه‌های خارجی خود را از دست خواهد داد و آنها را به فضای اطراف خواهد انداخت كه باعث شكل‌گیری یك [سحابی سیاره‌ای] خواهد شد. پس از آنكه خورشید تمام لایه‌های خارجی خود را به دور افكند، تنها بخشی كه برجای خواهد ماند هسته بسیار داغ و درخشان خورشید خواهد بود كه به آن [كوتوله سفید] گفته می‌شود. كوتوله سفید طی میلیارد‌ها سال به مرور و به آرامی‌ سرد شده، به [كوتوله سیاه] تبدیل خواهد شد. این سرنوشت برای هر ستاره‌ای كه كمتر از چهار برابر جرم اولیه خورشید یا كمتر از 4/1 برابر جرم نهایی خورشید جرم داشته باشد، به همین شكل روی خواهد بود.

چرخه‌های خورشیدی

لكه خورشیدی و چرخه حیات لكه‌های خورشیدی
هنگامی كه با بهره‌گیری از فیلترهای مناسب به خورشید بنگرید اولین چیزی كه نظر شما را جلب خواهد كرد، وجود لكه‌هایی تیره روی سطح خورشید است. علت تیره‌رنگ به نظر رسیدن این نقاط، پایین‌تر بودن دمای آنها نسبت به سایر نقاط سطح خورشید است.

لكه‌های خورشیدی حوزه‌هایی هستند كه به علت وجود فعالیت‌های بسیار شدید مغناطیسی در این نقاط، انتقال حرارت در آنها متوقف شده و هیچ‌گونه جریان همرفتی در این نقاط وجود ندارد كه این امر مانع از انتقال دمای بسیار بالای سطح داخلی و بسیار داغ خورشید به این نواحی و در نتیجه، سردتر بودن این نقاط نسبت به سایر مناطق خورشید می‌شود. این مناطق مغناطیسی منجر به گرمایش شدید تاج و شكل‌گیری مناطق فعال در خورشید می‌شود و خود، منبع شكل‌گیری [شراره‌های عظیم خورشیدی] و [فوران انبوه تاج خورشیدی] به خارج هستند. لكه‌های خورشیدی بسیار عظیم، می‌توانند وسعتی معادل با ده‌‌ها هزار كیلومتر داشته باشند.
تعداد لكه‌های خورشیدی قابل رویت ثابت نیستند و در طول یك دوره یازده ساله چرخه خورشیدی تعداد آن‌ها تغییر می‌كند. در ابتدای هر دوره از چرخه خورشیدی لكه‌های خورشیدی كمی قابل رویت هستند و گاهی نیز هیچ لكه خورشیدی مشاهده نمی‌شود. با گذشت زمان و ادامه چرخه خورشیدی بر تعداد لكه‌های خورشیدی افزوده می‌شود. این لكه‌ها به مرور حركت كرده و به خط استوای خورشید نزدیك می‌شوند. لكه‌های خورشیدی معمولاً به صورت یك جفت و با قطب‌های مغناطیسی مخالف وجود دارند. در هر جفت لكه خورشیدی، قطب مغناطیسی لكه‌ها به طور تناوبی در هر چرخه خورشیدی عوض می‌شود. بنابراین لكه‌ای كه در یك چرخه خورشیدی قطب شمال محسوب می‌شود در چرخه بعدی قطب جنوبی خواهد بود.
چرخه‌‌های خورشیدی تاثیر فراوانی بر فضای منظومه شمسی دارد كه تاثیر آن بر شرایط جوی و آب و هوای زمین نیز كاملاً محسوس و آشكار است. كاهش فعالیت چرخه خورشید و ظاهر شدن تعداد لكه‌های خورشیدی كم، منجر به سرد شدن زمین و بالعكس، فعالیت بالاتر از حد متوسط خورشید در طی یك چرخه خورشیدی، منجر به گرم‌تر شدن زمین می‌شود.
در قرن هفدهم، به نظر می‌رسید كه چرخه خورشیدی برای چند دهه كاملاً متوقف شده باشد، چرا كه در طی این چند دهه تنها چند لكه خورشیدی بسیار كوچك روی خورشید رصد شد. در این دوره كه به [عصر یخبندان كوچك] موسوم است ساكنان كشورهای اروپایی دمای آب و هوای بسیار سردی را تجربه كردند.

بررسی امكان‌پذیری چرخه بلندمدت خورشیدی و وقوع عصر یخبندان
فرضیه اخیر در زمینه چرخه‌های خورشیدی حاكی از وجود ناپایداری‌های مغناطیسی در هسته خورشید است. این فرضیه بیان می‌كند كه این ناپایداری می‌تواند موجب تنزل و یا ارتقای فعالیت خورشید در طی یك دوره از چرخه خورشیدی شود. بر طبق این فرضیه، این اتفاق می‌تواند هر 41000 یا هر 100000 سال یك‌بار رخ دهد و به این ترتیب، می‌توان وجود عصرهای یخبندان را توضیح داد. این فرضیه نیز همانند سایر فرضیه‌‌های اخترفیزیك به طور مستقیم قابل آزمایش و تجربه‌پذیر نیست.


مسأله نوترینوی خورشیدی


سال‌های بسیار زیادی تعداد نوترینوهایی كه از خورشید جدا شده و روی زمین آشكار می‌شد، تنها یك سوم تا نصف تعدادی را شامل بود كه توسط مدل‌‌های خورشیدی استاندارد تخمین زده می‌شد. این نتیجه غیرعادی و خلاف قاعده را مسأله نوترینوی خورشیدی نامیدند.
نوترینو ذره‌ای بنیادی و خنثی است كه در ضمن واپاشی بتای هسته‌های اتمی ‌همراه با الكترون یا پوزیترون گسیل می‌شود. همانند نوترون، نوترینو نیز بار الكتریكی ندارد؛ نوترینو با الكترون‌ها عملاً اندركنش نمی‌كند و باعث یونش قابل‌توجه محیط نمی‌شود. نوترینو ذره بنیادی ناپایدار و سبكی است كه جرمش در حدود 200/1 جرم الكترون است. افزون بر این، برهمكنش نوترینو با هسته‌ها خیلی ضعیف است.
انرژی الكترون حاصل از واپاشی ذره بتا می‌تواند مقادیر مختلف، از صفر تا مقدار ماكزیمم معین W را داشته باشد. مهم است بدانیم كه این مقدار ماكزیمم درست برابر با انرژی درونی آزاد شده در ضمن واكنش مذكور است. برای سازگاری با قانون بقای انرژی باید فرض كرد كه در جریان واپاشی ذره بتا همراه با الكترون یك ذره دیگر نیز (یعنی نوترینو) تشكیل می‌شود.
این ذره انرژی ای را با خود حمل می‌كند كه مكمل انرژی الكترون تا W است. اگر نوترینو انرژی‌ای نزدیك به W با خود حمل كند، انرژی الكترون نزدیك به صفر است. اگر انرژی نوترینو كم باشد، برعكس، انرژی الكترون نزدیك به W است. تحلیل تفضیلی از واپاشی به دلایل متقاعدكننده دیگری بر گسیل نوترینو در این فرایند دلالت دارد.
در هر ثانیه 10¹² عدد نوترینو از بدن ما عبور می‌كند، اما از آنجا كه نوترینوها تقریباً هیچ‌گاه بر ماده تاثیری نمی‌گذارند، ما متوجه عبور آنها نمی‌شویم و درست به همین دلیل است كه می‌توانند به آسانی از مركز خورشید، جایی كه حركت فوتون‌ها به دلیل چگالی بالا قرن‌ها طول می‌كشد، به بیرون گسیل شوند.
هرچند نوترینوها را نمی‌توان به راحتی به كمك آشكارسازها شكار كرد، اما برخی فعل و انفعالات هسته‌ای را می‌توان به كمك نوترینوها تسریع كرد و از این طریق به وجود آن‌ها پی‌برد. با این وجود، باز هم تعداد نوترینوهایی كه در این آزمایش‌ها به دست می‌آمد، یك‌سوم تعداد كل نوترینوهایی بود كه بر اساس مدل‌های رایانه‌ای پیش‌بینی می‌شد.
برای توجیه مسأله نوترینوی خورشیدی، فرضیه‌های مختلفی بیان شد كه در آنها سعی شده بود با بیان این موضوع كه دمای داخلی خورشید كمتر از آنچه كه تخمین زده می‌شود است، مسأله كم بودن شار نوترینوهای دریافتی روی زمین توجیه شود. همچنین به این موضوع نیز اشاره شده بود كه نوترینوها هنگامی‌كه فاصله بین خورشید تا زمین را طی می‌كنند، دارای نوساناتی می‌شوند كه ممكن است همه آنها توسط آشكارسازهای روی زمین شناسایی و دریافت نشوند.
به همین جهت در دهه 1980، چندین رصدخانه آشكارساز نوترینوی بسیار دقیق مانند [رصدخانه نوترینوی سادبری] در كانادا و [رصدخانه كمیوكنده] در ژاپن ساخته شد تا دانشمندان بتوانند با دقت هرچه بیشتری تعداد نوترینوهای دریافتی را اندازه بگیرند. نتایج این تحقیقات در نهایت منجر به كشف این موضوع شد كه نوترینوها دارای [جرم ساكن] بسیار كوچكی هستند كه به‌راستی می‌توانند دچار نوسان شوند.
افزون بر این، در سال 2001 دانشمندان رصدخانه سادبری موفق شدند هر سه نوع نوترینوی دریافتی (نوترینوی الكترونی، [موئون]، و [تائو]) را به طور مستقیم شناسایی و آشكار كنند و به این ترتیب انتشار نوترینوی خورشید به طور كلی با نتایج حاصل از شبیه‌سازی استاندارد خورشید مطابقت داشت، هرچند كه با توجه به میزان انرژی نوترینوها، تنها یك سوم نوترینوهای دیده شده روی زمین از نوع الكترونی هستند.
نوترینوهای الكترونی تنها یكی از سه نوع نوترینویی هستند كه به نظر می‌رسد وجود داشته باشند. از آنجا كه آشكارسازهای اولیه تنها قادر به نشان دادن این دسته از نوترینوها بودند، تعداد كل نوترینوهایی كه از خورشید به زمین می‌رسید، یك سوم كل نوترینوهایی به دست آمد كه بر اساس مدل‌های رایانه‌ای و محاسبات عددی همجوشی هسته‌‌ای هیدروژن در مركز خورشید به وجود می‌آمدند. بنابراین سرانجام مسأله نوترینوی خورشیدی كه سال‌ها بی‌پاسخ مانده بود، حل شد.

گرمایش تاج خورشیدی


سطح قابل‌رویت و نورانی خورشید (شیدسپهر) دارای درجه حرارتی معادل با 6000 كلوین است كه بالای این منطقه و پس از فام‌سپهر، تاج خورشیدی با دمایی معادل با 1،000،000 كلوین قرار دارد. دمای بسیار بالای این منطقه نشان‌دهنده آن است كه این ناحیه توسط منبع دیگری به غیر از گرمای گسیل‌شده از شیدسپهر تا به این حد گرم می‌شود.
این‌گونه تصور می‌شود كه انرژی لازم برای گرم كردن هاله خورشید توسط جریان‌های بسیار متلاطم و سركش لایه انتقال حرارتی كه زیر شیدسپهر قرار دارد، تامین می‌شود كه برای توجیه چگونگی آن دو نوع سازوكار متفاوت مطرح می‌شود. سازوكار اول شامل گرمایش موجی است و شكل‌گیری امواج صوتی، امواج گرانشی و امواج هیدرودینامیكی مغناطیسی در اثر وجود جریان‌های آشفته و متلاطم را شرح می‌دهد. این امواج پس از تولید به سمت بالا رفته و با برخورد به تاج خورشیدی باعث از همپاشی و آزاد شدن انرژی به صورت انرژی گرمایی می‌شود و سازوكار دوم شامل گرمایش مغناطیسی است كه در این سازوكار، انرژی مغناطیسی به طور متداوم توسط جریان‌های موجود در شیدسپهر ساخته می‌شود و به سمت نواحی مغناطیسی و لكه‌های خورشیدی و در قالب شراره‌ها و شعله‌های بسیار عظیم خورشیدی رها می‌شود. همین امر منجر به گرمایش تاج خورشیدی از طریق فرایندهای بی‌شمار مشابه با سازوكار اول اما در مقیاس كوچك‌تر می‌شود.


خورشید جوان كم‌نور


مدل‌ها و فرضیه‌‌های مطرح شده در مورد فعالیت‌های خورشیدی حاكی از آن است كه از 5/2 تا 8/3 میلیارد سال پیش كه به آن [دوره آركین] گفته می‌شود، خورشید تنها به اندازه 75% حال حاضر روشن و درخشان بوده است. چنین ستاره ضعیف و كم‌نوری قادر نبود به شكل‌گیری و پایدار نگه‌داشتن آب به‌صورت مایع روی سطح زمین كمك كند، بنابراین می‌توان نتیجه گرفت كه طی این دوره حیات روی زمین وجود نداشته است.
البته شواهد زمین‌شناسی موجود بیانگر آن است كه زمین همواره در طول تاریخ حیاتش در محدوده دمایی نسبتاً مساعد و ثابتی قرار داشته است و حتی گفته می‌شود كه زمین جوان از امروز اندكی گرم‌تر بوده است. دانشمندان بر سر این موضوع توافق‌نظر دارند كه جوّ زمین جوان دارای مقادیر بسیار بیشتری گازهای گلخانه‌ای (مانند دی‌اكسیدكربن، متان و آمونیاك) نسبت به امروز بوده است كه به واسطه آن با وجود كم‌نور و ضعیف بودن انرژی دریافتی از خورشید، جوّ زمین قادر بوده است گرمای كافی را روی زمین نگه دارد و مانع از فرار گرما از سطح زمین شود.

میدان مغناطیسی خورشید
به علت دمای بسیار بالای خورشید، مواد در خورشید حالت گازی و پلاسمایی‌شكل دارند كه این امر به خورشید این امكان را می‌دهد كه در نزدیك نواحی استوایی با سرعت بیشتری (25 روز) نسبت به نواحی نزدیك به قطبین (35 روز) بچرخد.

چنین تفاوتی در چرخش خورشید كه به آن [چرخش تفاضلی یا افتراقی خورشید] گفته می‌شود منجر به گره خوردن و دورهم پیچیدن میدان‌های مغناطیسی خورشید به یكدیگر و شكل‌گیری [حلقه‌های مغناطیسی] می‌شود كه موجب شكل‌گیری شعله‌ها و لكه‌های خورشیدی و چرخه‌های یازده ساله خورشیدی و همچنین جابجایی قطب‌‌های مغناطیسی خورشید در هر یازده سال (با شروع هر دوره جدید) می‌شود.


تاریخچه رصد خورشید


دوره باستان

درك اولیه انسان‌های باستان از خورشید، صفحه‌ای مدور و درخشان در آسمان بود كه بودنش در آسمان روز را پدید می‌آورد و نبودنش شب را در پی‌داشت.
خورشید به عنوان یك پدیده مافوق طبیعه و به عنوان یكی از خدایان توسط بسیاری از انسان‌های دوران باستان مورد پرستش و ستایش قرار می‌گرفته است كه از آن میان، می‌توان به ساكنان امریكای جنوبی و همچنین ساكنان مكزیك امروزی اشاره كرد.
از آنجایی كه به نظر می‌رسید خورشید در طول مدت یك سال یك بار به دور دایره‌البروج گردش می‌كند، ستاره‌شناسان یونان باستان خورشید را به عنوان یكی از هفت سیاره‌ای كه تا آن زمان شناسایی كرده بودند، محسوب كردند و در نام‌گذاری هفت روز هفته از نام خورشید هم بهره گرفتند.


توسعه شیوه درك نوین و علمی‌خورشید


اولین فردی كه تعریف علمی از خورشید ارائه كرد، فیلسوفی یونانی به نام [آناكساگوراس] بود كه استدلال نمود خورشید یك توپ شعله‌ور تشكیل شده از ماده است كه اندازه آن نه به كوچكی ارابه‌ خدای خورشید، بلكه حتی از اندازه شبه جزیره جنوبی یونان نیز بزرگ‌تر است. از آنجایی كه افكار و گفتار این فیلسوف با عقاید حاكم بر مردم آن زمان مطابقت نداشت و نوعی ارتداد و بدعت‌گذاری محسوب می‌شد، برای درس عبرت دادن به مردم، او را زندانی و به اعدام محكوم كردند كه سرانجام با مداخله و شفاعت [پریكلس] آزاد شد.
احتمالاً [اراتوستنس] اولین فردی بود كه موفق شد به طور دقیق فاصله بین زمین و خورشید را معادل 149 میلیون كیلومتر محاسبه كند كه این رقم تقریباً با اندازه‌گیری‌های امروزی مطابقت دارد. این فرضیه كه خورشید در مركز فضایی قرار دارد كه سایر سیارات به گرد آن می‌چرخند، توسط یكی از یونانیان باستان به نام [آریستاركوس] و همچنین مردم هندوستان مطرح شد كه این فرضیه بعدها توسط [نیكلاس كوپرنیك] دوباره جان تازه‌ای به خود گرفت و رواج یافت. در اوایل قرن هفدهم، اختراع تلسكوپ به دانشمندان و اخترشناسانی چون [توماس هریوت] و [گالیلو گالیله] كمك كرد تا بتوانند در مورد جزئیات بیشتری چون لكه‌‌های خورشیدی تحقیق كنند.
گالیله اولین كسی بود كه بررسی‌ها و تحقیق‌هایی روی لكه‌های خورشیدی انجام داد و سرانجام موفق به كشف این موضوع شد كه این لكه‌ها بر روی سطح خورشید قرار دارند، نه آنكه اجرام كوچكی باشند كه مابین زمین و خورشید قرار گرفته باشند. ایزاك نیوتن اولین بار با استفاده از یك منشور به بررسی نور خورشید پرداخت و متوجه شد نور خورشید از طیف وسیعی از نور با طول موج‌های مختلف و در نتیجه از رنگ‌های مختلف تشكیل شده است.
در نخستین سال‌های مطالعه علمی‌خورشید منبع اصلی تولید انرژی در خورشید بزرگ‌ترین معمای حل‌نشده بشر بود. [لرد كلوین] خورشید را كره‌ای پنداشت كه به دلیل گرمای بالا، مواد در آن حالت مایع دارند و بیان كرد كه هسته خورشید بسیار گرم و داغ بوده است كه با گذشت زمان این هسته سردتر و سردتر می‌شود و گرمای متساعدشده از خورشید نیز گرمای متساعدشده از هسته آن است. با توجه به این فرضیه، كلوین عمر خورشید را تا آن زمان چیزی در حدود 20 میلیون سال تخمین زد كه با واقعیت بسیار تفاوت داشت. سرانجام در سال 1890 [ژوزف لاك‌یر] با كشف هلیوم با استفاده از طیف‌سنجی نور خورشید موفق به ارائه نظریه كامل‌تری در مورد منبع انرژی خورشید شد، اما در واقع تا سال 1904 هیچ مدرك و دلیل قطعی در رابطه با منبع انرژی ارائه نشد و همه دانشمندان تنها در حد فرضیه می‌توانستند به استدلال خود اتكا كنند. سرانجام آلبرت انیشتین بود كه با ارائه معادله مشهور جرم- انرژی E = mc² توانست پاسخ مناسبی به این سوال بشر دهد.


ماموریت‌های فضایی برای كاوش خورشید


اولین فضاپیماهایی كه برای مطالعه خورشید مورد بهره‌برداری قرار گرفتند، فضاپیماهای آژانس فضایی ایالات متحده، ناسا، بودند كه با نام‌های [پایونیر] 5، 6، 7، 8 و 9 طی سال‌های 1959 تا 1968 به فضا پرتاب شدند. این فضاپیماها در مداری نزدیك به مدار زمین به دور خورشید گردش كردند و موفق شدند اطلاعات مناسبی در زمینه بادهای خورشیدی و میدان‌های مغناطیسی خورشید به زمین ارسال كنند. فضاپیمای پایونیر 9 توانست برای مدت زمان نسبتاً طولانی به فعالیت خود ادامه دهد و تا سال 1987 اطلاعات ارزشمندی به زمین مخابره كرد.
در دهه 1970، [هلیوس1] و ایستگاه فضایی [اسكای‌لب] با كمك تلسكوپ آپولو كه داخل این ایستگاه تعبیه شده بود، موفق شدند اطلاعات بسیار ارزشمندی درباره بادهای خورشیدی و مشخصات تاج خورشیدی در اختیار دانشمندان قرار دهند. هلیوس1 ساخت مشترك ایالات متحده آمریكا و آلمان بود كه در مداری نزدیك‌تر از مدار سیاره تیر به دور خورشید گردش كرد و اطلاعاتی در مورد بادهای خورشیدی به زمین ارسال نمود.

در سال 1980 [ماموریت فضایی سولار ماكسیمم] توسط ناسا انجام شد كه هدف از آن، مطالعه امواج گاما، اشعه ایكس و اشعه فرابنفش ساطع شده از خورشید در طی یك دوره از فعالیت شدید خورشیدی بود.اما چند ماه پس از پرتاب این فضاپیما، نقص الكتریكی در یكی از بخش‌ها باعث توقف فعالیت آن شد و تا 3 سال بعد، یعنی تا زمانی‌كه خدمه شاتل چلنجر موفق به تعمیر این فضاپیما شدند، همچنان بدون آنكه اطلاعات یا عكسی به زمین ارسال كند به گردش خود در مدارش به دور خورشید ادامه داد. سولار ماكسیمم پس از تعمیر و قبل از بازگشت به زمین در سال 1989 توانست نقش مهمی در ارسال طلاعات و عكس‌های موردنیاز دانشمندان به زمین ایفا كند.

فضاپیمای ژاپنی [یوهكو] (به معنای پرتوی خورشید) در سال 1991 به فضا پرتاب شد و به بررسی شعله‌های خورشیدی با استفاده از اشعه ایكس پرداخت و به دانشمندان كمك كرد تا بتوانند فرق‌هایی بین شعله‌های خورشیدی قائل شوند و به تقسیم‌بندی آنها بپردازند. خورشیدگرفتگی حلقوی سال 2001 منجر به اختلال در ردیابی خورشید توسط این فضاپیما شد و در پی آن، كلیه فعالیت‌های یوهكو متوقف شد. این فضاپیما در سال 2005 با ورود به جوّ زمین سوخت و نابود شد.
یكی از مهم‌ترین ماموریت‌های فضایی انجام شده تا به امروز در رابطه با خورشید، [فضاپیمای سوهو] بوده است كه در دوم دسامبر سال 1995 به فضا پرتاب شد كه مدت ماموریت آن 2 سال در نظر گرفته شده بود. در حال حاضر، سوهو بیش از 10 سال است كه همچنان در حال ارسال اطلاعات و عكس‌های بسیار مفید به زمین است.
[رصدگر سولار داینامیك] نیز در دسامبر 2008 برای مطالعه خورشید به فضا پرتاب خواهد شد كه مدار آن بین زمین و خوشید در نقطه‌ای كه برآیند نیروهای مغناطیسی زمین و خورشید مساوی است، خواهد بود.

تاج خورشیدی در این تصویر كه توسط فضاپیمای سوهو گرفته شده‌ است، به وضوح مشاهده می‌شود (عكس از ناسا)

منبع : پدیکا

[آرمانگرا]

با اینکه نصفش موند اما تا همونجایی هم که خوندم خیلی عالی بود .مرسی