خورشيــــــــــــد [مقاله]

خورشید یا خور یا هور یکی از ستارگان کهکشان ماست. خورشید از دو کلمه خور (هور - نور) و پسوند شید به معنی درخشندگی جاودان و یا نور همیشگی است

خورشید ستاره‌ای است از ستارگان رشته اصلی که ۵ میلیارد سال از عمرش می‌گذرد. این ستاره کروی شکل بوده و عمدتا از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. وسعت این ستاره ۱.۴ میلیون کیلومتر (۸۷۰۰۰۰ مایل) است. جرم این ستاره ۷ برابر جرم یک ستاره معمولی بوده و همچنین ۷۵۰ برابر جرم تمام سیاراتی است که به دورش می‌چرخند. در هسته خورشید، جرم توسط واکنشهای هسته‌ای تبدیل به تشعشعات الکترومغناطیسی که نوعی انرژی هستند، می‌شود. این انرژی به سمت بیرون تابانده شده و باعث درخشنگی خورشید می‌گردد. سایر اجسام آسمانی موجود در منظومه شمسی که توسط جاذبه خورشید در مدارهایشان قرار گرفته‌اند نیز گرمایشان را از این انرژی می‌گیرند.

مواد تشکیل دهنده خورشید حالت گازی دارند، بنابراین خورشید محدوده دقیق و معینی نداشته و مواد اطراف آن بتدریج در فضا منتشر می‌شوند. اما چنین به نظر می‌رسد که خورشید لبه تیزی داشته باشد، چرا که بیشتر نوری که به زمین می‌رسد از یک لایه که چند صد کیلومتر ضخامت دارد ساطع می‌شود. این لایه فوتوسفر نام داشته و به عنوان سطح خورشید شناخته شده است. بالای سطح خورشید، کروموسفر یا رنگین کره و هاله خورشیدی قرار دارند که با همدیگر جو خورشید را تشکیل می‌دهند.

مرکز خورشید مانند کوره‌ای هسته‌ای است با دمای ۱۵ میلیون درجه سانتیگراد (۲۷ میلیون درجه فارنهایت) که چگالی‌اش ۱۶۰ برابر آب است. تحت چنین شرایطی هسته‌های اتم هیدروژن باهم ترکیب شده و تبدیل به هسته‌های هلیووم می‌شوند. در این حین، ۰.۷ درصد جرم ترکیب شده، تبدیل به انرژی می‌شود. از ۵۹۰ میلیون تن هیدروژنی که در هر ثانیه در مرکز خورشید ترکیب می‌شوند، ۳.۹ میلیون تن به انرژی تبدیل می‌شود. این سوخت هیدروژنی، تا ۵ میلیارد سال دیگر دوام خواهد داشت. مسیر نامنظم ۲ میلیون سال طول می‌کشد تا انرژی تولید شده در مرکز خورشید به سطح آن رسیده و بصورت نور و گرما تابش کند، سپس بعد از فقط ۸ دقیقه، این انرژی به زمین می‌رسد.

هنگامی که خورشید منبسط می‌شود تا تبدیل به یک غول سرخ شود، قطرش حدود ۱۵۰برابر بزرگتر خواهد شد. گازهای منبسط شده و داغ، رنگ زرد و حرارت خود را از دست داده و قرمز رنگ و سرد خواهند شد. اما بخاطر بزرگتر شدن سطح خورشید،درخشندگی آن ۱۰۰۰برابر افزایش یافته و نور بیشتری ساطع خواهد کرد.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

زبانه‌ها و شعله‌های خورشیدی
زبانه حلقوی در شکل پایین، خطوط میدان مغناطیسی، دو لکه خورشیدی را به هم متصل کرده است. در سال ۱۹۷۳، یک زبانه خورشیدی (سمت چپ تصویر) ۰۰۰/۵۸۸ کیلومتر (۰۰۰/۳۶۵مایل) از سطح خورشید را پوشاند. اغلب فعالیتهای شدید خورشید در نزدیکی لکه‌های خورشیدی رخ می‌دهند. شعله‌های خورشیدی، جرخه‌هایی از انرژی هستند که عمر چند ساعته دارند، این شعله‌ها هنگامی بوجود می‌آیند که مقدار زیادی انرژی مغناطیسی بطور ناگهانی آزاد شود. زبانه‌های خورشیدی، فوارانهایی از گاز مشتعل هستند که ممکن است صدها هزار کیلومتر در فضا پیش بروند. میدان مغناطیسی خورشید می‌تواند زبانه‌های حلقوی را هفته‌ها در فضا پیش بروند معلق نگاه دارد.

باد خورشیدی
هاله (جو بیرونی) خورشید حاوی ذراتی است که انرژی کافی برای فرار از جاذبه خورشید را دارند. این ذرات بصورت مارپیچی با سرعتی معادل۹۰۰ کیلومتر (۵۶۰ مایل) در ثانیه از خورشید دور شده و باد خورشیدی را بوجود می‌آورند. این ذرات در همان مسیرهای میدان مغناطیسی خورشید حرکت می‌کنند و از آنجا که دارای بار الکتریکی هستند، منظومه شمسی را پر از جریانات الکتریکی می‌کنند. ناحیه فعالیتهای خورشیدی، هلیوسفر (کره خورشیدی) نامیده می‌شود. باد خورشیدی در هر ثانیه حدود یک میلیون تن هیدروژن حورشید را از بین می‌برد. ۱۰۰۰۰۰ میلیارد سال طول خواهد کشید تا باد خورشیدی تمام جرم خورشید را در فضای بین سیاره‌ای پخش کند، اما طول عمر طبیعی خورشید فقط ۱۰ میلیارد سال است.

چرخه‌ها و لکه‌های خورشیدی
حرکت وضعی خورشید باعث ایجاد میدان مغناطیسی می‌شود، مناطق استوایی خورشید سریعتر از مناطق قطبی آن چرخیده و این امر باعث می‌شود که خطوط میدان مغناطیسی درون خورشید حلقه بزنند. این خطوط در صورت خروج از سطح خورشید، باعث فعالیتهای خورشیدی نظیر لکه‌های خورشیدی، شعله‌ها و زبانه‌های خورشیدی می‌شوند. این فعالیتها، بخصوص لکه‌های خورشیدی، چرخه‌ای ۱۱ ساله دارند.

مرگ خورشید
۵ میلیارد سال بعد، بیشتر هیدروژن موجود در هسته خورشید گداخته شده و صرف تهیه هلیوم خواهد شد. در آن زمان، جاذبه باعث انقباض هسته شده و فشار، دمای آنرا افزایش خواهد داد. هیدروژن شروع به سوختن در پوسته اطراف هسته خواهد کرد. انرژی حاصل از این گداخت هسته‌ای در پوسته، باعث انبساط لایه‌های خارجی خواهد شد و سیارات عطارد و زهره را ذوب می‌کند و آنها را در بر می‌گیرد. انبساط خورشید تا مدار زمین متوقف شده و حرارتش تمام موجودات زنده را از بین می‌برد. بعد از آن خورشید تبدیل به یک غول سرخ می‌شود. سپس، لایه‌های خارجی در فضا پخش شده و یک سحابی سیاره‌ای تشکیل خواهند داد. هسته نیز بصورت یک ستاره کوتوله سفید باقی مانده و بتدریج از بین خواهد رفت. پس می‌توان گفت که با فرا رسیدن مرگ خورشید، مرگ زمین و تمام موجودات این سیاره فرا می‌رسد.

خورشید
خورشید ستاره‌ای است از ستارگان رشته اصلی که 5 میلیارد سال از عمرش می‌گذرد. این ستاره کروی شکل بوده و عمدتا از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. وسعت این ستاره 1.4 میلیون کیلومتر (870000 مایل) است. جرم این ستاره 7 برابر جرم یک ستاره معمولی بوده و همچنین 750 برابر جرم تمام سیاراتی است که به دورش می‌چرخند. در هسته خورشید ، جرم توسط واکنشهای هسته‌ای تبدیل به تشعشعات الکترومغناطیسی که نوعی انرژی هستند، می‌شود. این انرژی به سمت بیرون تابانده شده و باعث درخشنگی خورشید می‌گردد. سایر اجسام آسمانی موجود در منظومه شمسی که توسط جاذبه خورشید در مدارهایشان قرار گرفته‌اند نیز گرمایشان را از این انرژی می‌گیرند.
مواد تشکیل دهنده خورشید حالت گازی دارند، بنابراین خورشید محدوده دقیق و معینی نداشته و مواد اطراف آن بتدریج در فضا منتشر می‌شوند. اما چنین به نظر می‌رسد که خورشید لبه تیزی داشته باشد، چرا که بیشتر نوری که به زمین می‌رسد از یک لایه که چند صد کیلومتر ضخامت دارد ساطع می‌شود. این لایه فوتوسفر نام داشته و به عنوان سطح خورشید شناخته شده است. بالای سطح خورشید ، کروموسفر یا رنگین کره و هاله خورشیدی قرار دارند که با همدیگر جو خورشید را تشکیل می‌دهند.
مرکز خورشید مانند کوره‌ای هسته‌ای است با دمای 15 میلیون درجه سانتیگراد (27 میلیون درجه فارنهایت) که چگالی‌اش 160 برابر آب می‌باشد. تحت چنین شرایطی هسته‌های اتم هیدروژن باهم ترکیب شده و تبدیل به هسته‌های هلیووم می‌شوند. در این حین، 0.7 درصد جرم ترکیب شده ، تبدیل به انرژی می‌شود. از 590 میلیون تن هیدروژنی که در هر ثانیه در مرکز خورشید ترکیب می‌شوند، 3.9 میلیون تن به انرژی تبدیل می‌شود. این سوخت هیدروژنی ، تا 5 میلیارد سال دیگر دوام خواهد داشت. مسیر نامنظم 2 میلیون سال طول می‌کشد تا انرژی تولید شده در مرکز خورشید به سطح آن رسیده و بصورت نور و گرما تابش کند، سپس بعد از فقط 8 دقیقه ، این انرژی به زمین می‌رسد.
هنگامی که خورشید منبسط می شود تا تبدیل به یک غول سرخ شود، قطرش حدود 150برابر بزرگتر خواهد شد. گازهای منبسط شده و داغ، رنگ زرد و حرارت خود را از دست داده و قرمز رنگ و سرد خواهند شد. اما بخاطر بزرگتر شدن سطح خورشید،درخشندگی آن 1000برابر افزایش یافته و نور بیشتری ساطع خواهد کرد.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
زبانه‌ها و شعله‌های خورشیدی
زبانه حلقوی در شکل پایین ، خطوط میدان مغناطیسی ، دو لکه خورشیدی را به هم متصل کرده است. در سال 1973 ، یک زبانه خورشیدی (سمت چپ تصویر) 000/588 کیلومتر (365.000 مایل) از سطح خورشید را پوشاند. اغلب فعالیتهای شدید خورشید در نزدیکی لکه‌های خورشیدی رخ می‌دهند. شعله‌های خورشیدی ، جرخه‌هایی از انرژی هستند که عمر چند ساعته دارند، این شعله‌ها هنگامی بوجود می‌آیند که مقدار زیادی انرژی مغناطیسی بطور ناگهانی آزاد شود. زبانه‌های خورشیدی ، فوارانهایی از گاز مشتعل هستند که ممکن است صدها هزار کیلومتر در فضا پیش بروند. میدان مغناطیسی خورشید می‌تواند زبانه‌های حلقوی را هفته‌ها در فضا پیش بروند معلق نگاه دارد.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
باد خورشیدی
هاله (جو بیرونی) خورشید حاوی ذراتی است که انرژی کافی برای فرار از جاذبه خورشید را دارند. این ذرات بصورت مارپیچی با سرعتی معادل900 کیلومتر (560 مایل) در ثانیه از خورشید دور شده و باد خورشیدی را بوجود می‌آورند. این ذرات در همان مسیرهای میدان مغناطیسی خورشید حرکت می‌کنند و از آنجا که دارای بار الکتریکی هستند، منظومه شمسی را پر از جریانات الکتریکی می‌کنند. ناحیه فعالیتهای خورشیدی ، هلیوسفر (کره خورشیدی) نامیده می‌شود. باد خورشیدی در هر ثانیه حدود یک میلیون تن هیدروژن حورشید را از بین می‌برد. 100000 میلیارد سال طول خواهد کشید تا باد خورشیدی تمام جرم خورشید را در فضای بین سیاره‌ای پخش کند، اما طول عمر طبیعی خورشید فقط 10 میلیارد سال است.
مسیر نامنظم
دو میلیون سال طول می کشد تا انرژی تولید شدهدر مرکز خورشید به سطح آن رسیده و بصورتنورو گرما تابش کند، سپس بعد از فقط 8 دقیقه این انرژی به زمین می رسد.
چرخه‌ها و لکه‌های خورشیدی
حرکت وضعی خورشید باعث ایجاد میدان مغناطیسی می‌شود، مناطق استوایی خورشید سریعتر از مناطق قطبی آن چرخیده و این امر باعث می‌شود که خطوط میدان مغناطیسی درون خورشید حلقه بزنند. این خطوط در صورت خروج از سطح خورشید ، باعث فعالیتهای خورشیدی نظیر لکه‌های خورشیدی ، شعله‌ها و زبانه‌های خورشیدی می‌شوند. این فعالیتها ، بخصوص لکه‌های خورشیدی ، چرخه‌ای 11 ساله دارند.
مرگ خورشید
5 میلیارد سال بعد ، بیشتر هیدروژن موجود در هسته خورشید گداخته شده و صرف تهیه هلیوم خواهد شد. در آن زمان ، جاذبه باعث انقباض هسته شده و فشار ، دمای آنرا افزایش خواهد داد. هیدروژن شروع به سوختن در پوسته اطراف هسته خواهد کرد. انرژی حاصل از این گداخت هسته‌ای در پوسته ، باعث انبساط لایه‌های خارجی خواهد شد و سیارات عطارد و زهره را ذوب می‌کند و آنها را در بر می‌گیرد. انبساط خورشید تا مدار زمین متوقف شده و حرارتش تمام موجودات زنده را از بین می‌برد. بعد از آن خورشید تبدیل به یک غول سرخ می‌شود. سپس ، لایه‌های خارجی در فضا پخش شده و یک سحابی سیاره‌ای تشکیل خواهند داد. هسته نیز بصورت یک ستاره کوتوله سفید باقی مانده و بتدریج از بین خواهد رفت. پس می‌توان گفت که با فرا رسیدن مرگ خورشید ، مرگ زمین و تمام موجودات این سیاره فرا می‌رسد.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
دو میلیون سال طول می کشد تا انرژی تولید شدهدر مرکز
خورشید به سطح آن رسیده و بصورتنورو گرما تابش کند،
سپس بعد از فقط 8 دقیقهاین انرژی به زمین می رسد.

انرژی خورشید
تغییر مسیر از: انرژی خورشیدی
خورشید زمین را گرم و روشن می‌کند. گیاهان و جانوران نیز انرژی خورشیدی را لازم دارند تا زنده بمانند. اگر خورشید نبود یا از زمین خیلی دورتر بود و گرمای کمتر به ما می‌رسید، سطح زمین خیلی سرد و تاریک می‌شد و هیچ موجودی نمی‌توانست روی آن زندگی کند. همه ما به انرژی نیاز داریم، انرژی مانند نیرویی نامرئی در بدن ما وجود دارد و آن را بکار می‌اندازد. اگر انرژی به بدن نرسد، توانایی انجام کار را از دست می‌دهیم و پس از مدتی می‌میریم.
ما انرژی را از غذایی که می‌خوریم یدست می‌آوریم. با هر حرکت و کاری که انجام می‌دهیم، بخشی از انرژی موجود در بدن صرف می‌شود. حتی برای خواندن این مطلب هم مقداری انرژی لازم است. برای همین باید هر روز غذاهای کافی و مناسبی را بخوریم. گیاهان و جانوران نیز برای زنده ماندن و رشد و حرکت ، به انرژی نیاز دارند، که منشأ همه اینها از خورشید می‌باشد.
تمام دستگاهها و ماشینهای ساخته شده بدست انسان نیز با استفاده از انرژی کار می‌کنند. بسیاری از این ماشینها برقی هستند. حتما شما هم از دستگاههایی مثل رادیو ، تلویزیون ، اطو ، یخچال و ... استفاده می‌کنید. اگر به هر دلیلی برق خانه قطع شود، تمام این دستگاهها از کار می‌افتند و بدون استفاده می‌شوند. اما آیا می‌دانید برق چطور تولید می‌شود؟ برای تولید برق ، سوختهایی مثل زغال سنگ ، نفت و گاز را می‌سوزانیم. این نوع سوختها را سوخت فسیلی می‌نامند.
سوختهای فسیلی از باقی مانده گیاهان و جانورانی بوجود آمده‌اند که میلیونها میلیون سال قبل روی زمین زندگی می‌کردند. وقتی این جانوران و گیاهان مردند و از بین رفتند، سالهای زیادی زیر فشار لایه‌های زمین ماندند تا به زغال سنگ و نفت و گاز تبدیل شدند و می‌بینیم که همه انواع مختلف انرژی که قبل تبدیل به یکدیگر نیز هستند از یک منبع به نام خورشید ناشی شده و یا به آن مربوط می‌شود. تابش خورشید منشأ اغلب انرژیهایی است که در سطح زمین در اختیار ما قرار دارد.
خورشید چیست؟
خورشید یک راکتور هسته‌ای طبیعی بسیار عظیم است. که ماده در آن جا بر اثر همجوشی هسته‌ای به انرژی تبدیل می‌شود و هر روز حدود 350 میلیارد تن از جرمش به تابش تبدیل می‌شود، دمای داخلی آن حدود 15 میلیون درجه سانتیگراد است. انرژیی که بدین ترتیب به شکل نور مرئی ، فرو سرخ و فرابنفش به ما می‌رسد 1 کیلو وات بر متر مربع است. خورشید به توپ بزرگ آتشین شباهت دارد که صد بار بزرگتر از زمین است.
این ستاره‌ها از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. گازها انفجارهای بزرگی را بوجود می‌آورند و پرتوهای قوی گرما و نور را تولید می‌کنند. این پرتوها از خورشید بسوی زمین می‌آیند در طول راه ، یک سوم آنها در فضا پخش می‌شوند و بقیه بصورت انرژی گرما و نور به زمین می‌رسند. می‌دانیم که سرعت نور 300000 کیلومتر در ثانیه است. از سوی دیگر ، 8 دقیقه طول می‌کشد که نور خورشید به زمین برسد. بنابراین می‌توان فاصله خورشید تا زمین را حساب کرد. در این مسیر طولانی ، مقدار زیادی از نور و گرمای خورشید از دست می‌رود، اما همان اندازه‌ای که به زمین می‌رسد، کافی است تا شرایط مناسبی برای زندگی ما و جانوران و گیاهان بوجود آید.
منبع انرژی خورشیدی
* با اندازه گیری شار خورشیدی تابشی در بالای جو زمین می‌توان قدرت دریافتی کل انرژی از خورشید را محاسبه کرد. که حدود 1.8x1011 مگا وات است. البته تمام این انرژی به سطح زمین نمی‌رسد مقداری از آن جذب لایه‌های اتمسفر می‌شود.
* ماده در عالم اساساً از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده که قسمت اعظم آن بین ستارهها و کهکشانها توزیع شده است. نیروی جاذبه متقابل بین ذرات سبب تراکم گاز و گرد غبار شده و این تراکم احتراما ابر ستاره‌ای را بوجود می آورند.
* انرژی پتاسیل گرانشی سبب ازدیاد دمای داخل ستاره شده و آن هم باعث افزایش چگالی ستاره شده در نتیجه دمای داخل آن افزایش می‌یابد تا یک حالت پلاسمای خورشیدی بخود بگیرد.
* در یک چنین محیطی شرایط برای همجوشی هسته‌ای مهیا می‌شود. با ترکیب دوترویم و تریتیوم مقداری انرژی آزاد می‌شود (17.6 Mev). بنابراین همانطوری که گفته شد، مقدار انرژیی که از خورشید به زمین می‌رسد، بوسیله جمع کننده‌های خورشیدی کنترل کرده و برای مصارف خانگی و صنعتی مورد استفاده قرار می گیرند

تشعشعات خورشید
پدیده‌هایی که بر سطح خورشید ظاهر می‌شوند نشانگر فعالیت آن است و بخشهایی از این کره فروزان را که فعالیت آنها نسبتا شدیدتر است، نواحی فعال خورشید می‌خوانند. عوارضی مانند: شعله‌ها، لکه‌ها، مشعلها و زبانه‌ها و تاجها که بر اثر فعالیت خورشید در سطح آن آشکار می‌گردند. علاوه بر پدیده‌های مزبور و همچنین نور و حرارت ، تشعشعات خورشیدی را نیز از جمله پدیده‌های مهم کره حیات بخش منظومه شمسی باید به شمار آورد. تجزیه طیفی نور خورشید اطلاعات ارزشمندی درباره طبیعت و ساختمان آن در دسترس ، قرار می‌دهد و از چگونگی و شرایط لایه‌های مختلف جو این کره فعال ما را آگاه می‌سازد.
تشعشعات خورشید:
تشعشعات رادیوئی:
بررسیهای رادیوئی گویای آن است که خورشید خود به خود از نظر گسیلش امواج رادیوئی جرم ضعیفی است و بازده رادیوئی آن کمیتی بسیار متغیر است:
1. خورشید آرام که از تشعشع حرارتی ساطع شده از ذرات متحرک در گازهای داغ ناشی می‌گردد.
2. منشأ متغیر که آن نیز گونه‌ای تشعشع حرارتی است که به مناطق خاصی از جو خورشید متعلق بوده و به سطح فعال کره مزبور بستگی دارد.
3. انفجارات رادیوئی که فاقد طبیعت حرارتی بوده و توان بازدهی آن نسبت به خورشید آرام بین هزار تا ده هزار برابر است.
اشعه مادون قرمز:
این اشعه در لایه درخشان کره و همچنین در طبقات تحتانی رنگین کره تولید می‌شود و طول موج آنها حدود 75% تا هزار میکرون است.
اشعه فرابنفش:
که درخشان کره و طبقات خیلی فوقانی رنگین کره تولید می‌شود. در جو زمین و دیگر سیارات منظومه خورشیدی تأثیر فوق العاده مهمی دارد. این اشعه که میدان مغناطیسی ایجاد می‌کند، با میدان معناطیسی زمین در هم می‌آمیزد و اغلب کار قطبها را مختل می‌سازد.
اشعه فرابنفش نهایی:
این اشعه که علامت اختصاری آن است، در لایه رنگین کره و بخشهایی از تاج خورشید پدید می‌آید.
اشعه نرم:
این اشعه در گازهای متراکم و متمرکز و داغ تاج خورشیدی پدید می‌آید.
اشعه سخت:
در مشعلهای خورشیدی تولید می‌شود.
ثابت خورشیدی:
مقدار انرژی خورشیدی در دقیقه که توسط واحدی از سطح واقع برفراز لایه خارجی جو زمین (به فاصله متوسط از خورشید) دریافت می‌گردد ثابت خورشیدی نام دارد. متأسفانه از میزان دقیق انرژی حیات بخش خورشیدی که بصورت گرمای تشعشعی دریافت می‌شود و همچنین از تغییرات احتمالی آن هنوز به درستی آگاهی نداریم. بویژه اینکه تا همین چند سال پیش کلیه اندازه گیریها را مستقیما از ایستگاههای زمینی انجام می‌دادیم و از اثرات جذب کننده لایه‌های جو زمین چندان آگاه نبودیم. پژوهشها و اندازه گیریهای بعمل آمده ، مقدار ثابت خورشیدی را حدود 1.94 گرم کالری به ازاء هر سانتیمتر مربع در دقیقه نشان می‌دهد.

تاریخچه شناخت خورشید
تمدن های باستان بر این گمان بودند که زمین در مرکز جهان قرار دارد. بر اساس این عقیده که نظریه زمین مرکزی نام داشته و بوسیله یونانیان باستان پشتیبانی گردیده است، خورشید، ماه و سیارات و ستارگان روی دایره های متحدالمرکزی به گرد زمین در گردشند.
نظریه زمین مرکزی در میانه های سده دوم پس از میلاد بوسیله کلودیوس بطلیموس فیلسوفهای چندی بویژه چون آریستارخوس یا ارسطرخس (310 تا 230 پیش از میلاد) نظریه زمین مرکزی را به زیر پرسش برده و گردش زمین و سیارات را در پیرامون خورشید مورد تایید قرار داده بودند،مع الوصف نظرات آنان نه تنها هواخواهانی پیدا نکرد، بلکه با شدت و حرارت هرچه بیشتر بوسیله معاصرینشان رد گردید و نظریه خورشید مرکزی تا سده شانزدهم میلادی هیچگاه مورد پذیرش جدی قرار نگرفت و هیئت بطلیموس را یکه تاز میدان علم ساخت.
در سال 1543 نیکلا کوپرنیک (1473 تا 1543) ستاره شناس لهستانی که طرح خورشید مرکزی را از بوته فراموشی بدرآورد و آن را با جزئیات بیشتر و کامل تر عرضه داشته بود. با مخالفت سخت انجمن های علمی بویژه کلیسا روبرو شد و حتی اندیشمندانی چون گالیله (1564 تا 1642 میلادی) را که به هواخواهی از آن برخاسته بودند، ظاهراَ به توبه و استغفار واداشت، سرانجام یوهان کپلر (1571 تا 1630) ستاره شناس نامدار ((آلمان|آلمانی ،نظریه زمین مرکزی را با قاطعیت تمام کنار گذاشت و با وضع قوانین معروف خویش، نظریه خورشید مرکزی را جانی تازه بخشید و با سیاراتی که بر پایه قوانین کپلر به دور خورشید به گردش درآمده بودند، چهره نوینی از جهان منظومه خورشیدی تصویر نمود و جهانیان را به پذیرش منطقی آن واداشت.
اندازه خورشید از نگاه قدما:
کهن ترین توصیف طبیعت خورشید احتمالاَ به یونانیان باستان تعلق دارد. آناکساکوراس فیلسوف یونانی (499 تا 427 پیش از میلاد) خورشید را توده ای از سنگهای گداخته پنداشته و اندازه آن را با شبه جزیره پلوپونسوس واقع دریونان برابر دانسته است.
آریستارخوس یا ارسطرخس یونانی برای نخستین بار در سال 270 پیش از میلاد به ستاره بودن خورشید پی برد و فاصله میان آن را تا زمین به کمک شیوه های هندسی و به یاری اندازه گیری زاویه میان خورشید و ماه در حالت های تربیع اول و تربیع آخر بدست آورد و فاصله خورشید از زمین را نوزده برابر فاصله ماه تا زمین تعیین نمود. هیپارخوس در قرن دوم پیش از میلاد آزمایش های بالا را مرتبه ای دیگر تکرار نمود و مسافت خورشید تا زمین را حدود 10 میلیون کیلومتر محاسبه کرد و همچنین اندازه خورشید را حداقل هفت برابر زمین اعلام داشت.
قطعیت ستاره بودن خورشید در قرن شانزدهم میلادی تاکید گردید و ستاره شناسان سده هفدهم از فاصله سیارات از زمین سود جستند و مسافت خورشید از زمین را با دقتی که از واقعیت های امروزی چندان هم دور نیست، محاسبه نمودند . در سال 1672 ژ.د.کاسینی ستاره شناس ایتالیائی، فاصله سیاره بهرام را به کمک شیوه دید گشت یا اختلاف نظر بدست آورد و از این راهبه رقم 138.370.000 کیلومتر برای مسافت خورشید دست یافت.
در مواقع نادری که سیاره ناهید از میان زمین و خورشید عبور می کند، رد پای آن به صورت نقطه سیاه کوچکی بر سطح خورشید دیده می شود، در چنین هنگامی اندازه گیری زاویه دیدگشت ناهید، محاسبه مسافت خورشید تا زمین را امکان پذیر می سازد، به همین مناسبت از عبور سال های 1761و 1769 سیاره ناهید در اندازه گیری فاصله خورشید از زمین استفاده شد و جرج آیری دانشمند انگلیسی به کمک اندازه گیری زاویه دیدگشت عبور سال 1882 ستاره ناهود به رقم 162.000 150 کیلومتر دست یافت. زوایه دید گشت سیارکانی که حین گردش به دور خورشید، به زمین نزدیک می گردند نیز به دستیابی واقعیات کمک نمود و استفاده از شیوه رادار در سال های اخیر رقم 149.597.892 کیلومتر را رسمیت بخشید و ضمناَ به کمک همین شیوه قطر خورشید برابر 1.392.530 کیلومتر اندازه گیری شد.

چگونگی تعیین دمای خورشید
یک روش به نام قانون وین ،از طول موج تابش حداکثر peak در طیف خطی نور خورشید ،استفاده می کند. دما به درجه کلوین برابر است با

2.9x106nonometers / peak

روش دیگر از انرژی که به زمین می رسد و قانون عکس مربع استفاده می کند .شار انرژی مقدار انرژی عبوری از یک واحد سطح (مثلاَ یک متر مربع) در هر ثانیه می باشد . با استفاده از قانون عکس مربع درخشندگی نور، که در می یابید که :

شارژ خورشیدی در فاصله زمین = شارژ سطح خورشید × (شعاع خورشید/فاصله تا زمین)2 =1380 وات بر متر مربع .

از آنجائیکه نور کره خورشید ، تقریباَ یک رادیاتور حرارتی
شارژ انرژی در سطح آن = (دمای سطح خورشید)4 × ، که ثابت استفان - بولترمن می باشد.با باز آرائی معادله ،
{دمای نور کره = (شعاع خورشید/فاصله خورشید تا زمین)2 ×( /شارژ خورشیدی در زمین)}4/1

این دو روش دمای خشنی در حدود 5800K را می دهد. لایه های بالائی نور کره سرد تر و کم چگال تر از لایه های عمیق تر می باشند ، بنابر این در طیف خورشید ، طیف جذبی را می بینید . که طیف جذبی عناصر ، موجود است و قدرت آنها ، بطور حساسی به دما بستگی دارند. شما می توانید از قدرتهای طیف جذبی ، به عنوان یک ردیاب قوی دما استفاده کرده و دمائی حدود 5840k را اندازه بگیرید.

رخشانکره
چهره تابناک خورشید و یا سطحی را که پرتوهای مرئی از آن ساطع می گردد. رخشانکره یعنی کره درخشان خورشید می نامند، غالب مردم بر این پندارند که درخشندگی لبه های قرص خورشید بیشتر از دیگر جاهای آن است، حال آنکه فروزندگی بخش های مرکزی قرص خورشید بیش از سایر جاها بوده و لبه های آن از درخشندگی کمتری برخوردار است. پدیده باریک گرائی لبه ها به این دلیل است که خورشید جرمی است از گاز گداخته که دمای آن هماهنگ با دور شدن از مرکز رو به کاهش می نهد و هرچه به لبه های قرص خورشید که در واقع بخش های بلند رخشانکره هستند. نزدیکتر شود. سردتر می گردد و بالطبع گسیلش نور کمتری را موجب می شود.
کلاً رخشانکره لایه ای است شفاف و نورگذرا و به همین مناسبت با ژرفای چند صد کیلومتری آن را می توان مشاهده نمود. اعماق درونی خورشید کاملاً یونیده و بسیار تیره و کدر است و مواد متشکله لایه های زیرین رخشانکره نیز عمدتاً به دلیل موجودیت یون های ئیدروژن منفی یعنی ئیدرژنی که اتم های آن یک الکترون اضافی دریافت کرده اند.) کدر و تا اندازه ای تیره هستند.
رخشانه هائی که از بخش های درونی سربر می آورند، هنگام برخورد با ئیدروژن منفی جذب می گردند و در این فرآیند الکترون های بسیار رها می شود و ئیدروژن خنثی تولید می گردد.
با به دام افتادن مجدد اتم های ئیدروژن خنثی رخشانه هائی که طول موج آن ها نسبت به رخشانه های نخستین متفاوت است ساطع می گردند و انرژی تشعشعی از بخش های زیرین رخشانکره رها گردیده و به صورت نور مرئی جلوه گر می شود. متناسب با کاهش دما از میران تمرکز کاشته می گردد و هماهنگ با افزایش ارتفاع، تیرگی رخشانکره نیز به سرعت برطرف می گردد و رخشانه های ساطع شده به سوی فضا روان می شوند.
دانه های خورشیدی
رخشانکره توده گاز گداخته ای است که بافت آن ظاهراً از دانه های نورانی و جنبده ای که عمر هر یک از آنها حدود 8 دقیقه به درازا می کشد، تشکیل یافته است. هر یک از این دانه ها که به تنهائی حدود هزار کیلومتر قطر دارند بوسیله تلسکوپ هائی که قطر دهانه آنها 10 سانتیمتر باشد، قابل تشخیص هستند. دانه های خورشید معرف منطقه ای می باشند که گاز داغ از مرکز آن با سرعتی حدود 5/0 کیلومتر در ثانیه به اطراف پراکنده می شوند و گازهای سردتری که در اطراف جای گرفته اند دیوارهائی پدید آورند و دانه ها را از یکدیگر جدا می سازند.

در مقیاس وسیع تر شبکه ای از ابر دانه ها وجود دارد که قطر آنها به حدود سی هزار کیلومتر بالغ می گردد. ابر دانه ها که شامل صدها تکدانه هستند نیز به نوبه خود دوایری باشند که میدان مغناطیس در اطراف آنها شدت یافته و عمر آنها 12 تا 24 ساعت به درازا می کشد.
ابر دانه ها را می توان به کمک خور طیف نگاشت به آسانی آشکار ساخت. طبق اثر داپلر نور نزدیک شونده به رنگ آبی و نور دور شونده به رنگ قرمز گرایش می یابد. از آنجائی که ابردانه ها دارای حرکت فورانی نزدیک شونده و همچنین حرکت سرنگونی و افقی دور شونده هستند. از این رو قسمت های نزدیک شونده روشن تر از بخش های دور شونده بنظر آمده و اختلاف رنگ ظاهری را موجب گردیده است.

لکه ها با کلف های خورشیدی که بوسیله تلسکوپ های معمولی نیز قابل مشاهده می باشند. گویای فعالیت رخشانکره بود و درخشه ها که در مقابل لکه های درخشان و روشنی هستند، ظاهراً در محدوده کلف های خورشیدی و پدیدار شده و معمولاً تا چند هفته پس از ناپدید شدن کلف ها همچنان بر جای می مانند.

زیستگرد خورشید
برای شناخت زیستگرد خورشید لازم است به مسائل بسیاری بویژه در زمینه تکامل ستارگان توجه گردد. از آنجائی که عمر ستارگان به چندین هزار میلیون سال می‌رسد، لذا پیگیری مراحل تکاملی یک ستاره از زمان پیدایش تا مرگ آن غیر ممکن است، اما بررسی ستارگان گوناگونی که در مراحل مختلف تکامل قرار گرفته‌اند خود دریچه‌ای است برای آشنائی با بسیاری از ناشناخته‌ها و دیدار سیمای کلی تکامل ستارگان.
برای این منظور نخست لازم است ستارگان را طبقه بندی نمود و هر کدام را از نظر تکامل در ردیف ویژه خویش قرار داد. یکی از متداولترین شیوه‌های طبقه بندی ستارگان طریقه M.K.K است که از نام دانشمندان مبتکر این شیوه یعنی مورگان کینان و کلمن اقتباس گردیده است.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
نمودار هرتسپرونگ راسل:
هرگاه ستارگان را بر اساس طبقات طیفی (با حرارتی) و میزان تابناکی (با قدر مطلق) آنها گروه بندی نمائیم، سه گروه عمده در برابر دیدگان خود خواهیم یافت. در این نمودار بیشتر ستارگان در نوار باریکی که از گوشه سمت چپ بالا شروع شده و به گوشه پائین و سمت راست پایان می‌یابد، قرار می‌گیرند و خورشید ما نیز در همین نوار باریک که به آن گروه یا رشته اصلی می‌گویند جای گرفته است.
گوشه بالا و سمت راست نمودار به گروه غول اختران اختصاص یافته است. اختران مزبور که غولهای سرخ نام دارند، از نظر جثه بسیار بزرگتر از ستارگان گروه اصلی می‌باشند و از نظر طبقه طیفی (یا حرارتی) با یکدیگر شباهت فراوان داشته و بسیار درخشان هستند.
گروه سوم که کوتوله‌های سفید نام دارند، در پائین و سمت چپ گروه اصلی جای گرفته‌اند. این ستارگان بسیار داغ هستند و از نظر اندازه شباهت فراوانی به کره خاکی ما دارند و از تابناکی اندکی برخوردارند. توجه به ویژگیهای سه گروه بالا ، چگونگی مراحل سنی و تکاملی خورشید را بخوبی نشان می‌دهد و گذشته و حال و آینده آن را به آسانی ارزیابی می‌نماید.
تولد ستارگان:
در زمینه زایش و پیدایش اختران ، گمان بر این است که چنین ستارگان احتمالاً از ربایش ، برخورد و جوشش خرد ریزه‌های کار و ابرگونه‌های کیهانی پدید می‌آید. طبیعی است که دمای اجرام مزبور متناسب با انبوهش ابرگونه‌ها و فرآیند برخورد و جذب خرد ریزه‌های مورد بحث و پدیداری خاصیت ثقلی ، به مرور فزونی می‌یابد و یک پیش ستاره در آستانه پیدایش قرار می‌گیرد. آزاد شدن نیروی ثقلی ، درخشندگی و تابناکی را به همراه می‌آورد و هماهنگ با افزایش انقباض بر تراکم و بزرگی توده مرکزی افزوده می‌گردد.
فرآیندهای مزبور تا حدی ادامه می‌یابند که دمای توده مرکزی به میزان 10 کلوین یعنی دمای مناسب برای گدازش. تبدیل ئیدروژن به هلیوم بالغ گردد. نیروی حاصل از این واکنشها به حدی است که از چروکیدن و جمع شدن ستاره جلوگیری نموده و تعادل میان فشار درونی و نیروی جاذبه ستاره را برقرار سازد. در این هنگام ستاره از مرحله نوباوگی و گروه اصلی که مرحله‌ای ثابت و استوار است پای می‌گذارد.
طبیعی است هر اندازه جثه ستارگان بزرگتر باشد، دما و تابناکی آنها نیز به همان میزان زیادتر خواهد بود. ستارگانی که به شرح بالا وارد مرحله گروه اصلی می‌گردند، طی توقف در این مرحله دگرگونیهای کوچکی را در وضع پوسته سطحی تحمل می‌کنند و با تبدیل ئیدروژن به هلیوم برای مدتها بس طولانی به بازدهی انرژی می‌پردازند.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
ستاره خورشید:
خورشید شناسان برای ستاره ای مانند خورشید ، مدت توقف در مرحله گروه اصلی را حدود ده هزار میلیون سال برآورد نموده‌اند. از آنجائی که سن خورشید از زمان پیدایش تا کنون چیزی حدود 4600 میلیون سال است، لذا قاعدتاً بایستی حدود 5 یا 6 هزار میلیون سال دیگر در همین مرحله باقی بماند. توده مرکزی ستارگان گروه اصلی که بالاترین مرحله تکامل را پشت سر گذارده‌اند، بر اثر برون داد ئیدروژن به خاکستر هلیوم مبدل می‌گردد و سپس تحت تأثیر فشارهای وارده از وزن لایه‌های زیرین ، رو به چروکیدن و جمع شدن می‌نهد و همزمان دمای لایه‌های پیرامون خود را به حدی که گدازش هسته‌ای امکان پذیر گردد، فزونی بخشد.
هماهنگ با افزایش روند تولید انرژی ، ستاره رو به آماسیدن و باد کردن می‌نهد و این تورم تا حدی که یک بار دیگر میان فشار درونی و نیروی جاذبه تعادل برقرار گردد. ادامه می‌یابد و سرانجام ستاره به یک غول سرخ دگرگون می‌شود و تابناکی آن گاه تا هزار برابر افزایش می‌یابد و بدینسان ستاره از گروه اصلی به گروه غول اختران گام می‌نهد. زمانی که خورشید ما به این مرحله از تکامل وارد گردد، عظمت آن به حدی می‌رسد که سیاره تیر یا عطارد را در کام خویش فرو می‌برد و موفقیت زیست را از زمین می‌زداید.
مرحله کوتوله سفید:
با رسیدن دمای توده مرکزی غولهای سرخ به مرز کلوین واکنش هسته‌ای جدیدی در آن روی می‌دهد و طی آن کربن به هلیوم مبدل می‌شود. فرآیند مزبور باعث می‌گردد که ستاره به مرحله ثابت دیگری که چندان هم به درازا نخواهد کشید، پای گذراد و پس از حدود چند صد میلیون سال که چروکیدن توده مرکزی هنچنان ادامه داشته است، سراسر کره مزبور نیز به چروکیدن و کوچک شدن روی نهد و انرژی هسته‌ای کاهش یابد و سرانجام به یک کوتوله سفید مبدل گردد و بدینسان ستاره از گروه غولهای سرخ به گروه کوتوله های سفید وارد می گردد.
مرحله کوتوله سیاه:
در این مرحله عمل چروکیدن به دلیل فشار حاصل از الکترونهای پرنده بسیار سریع متوقف می‌گردد و در حالیکه جرم آن همچنان ثابت مانده است، بر تراکم آن گاه تا حدود یک میلیون بار افزوده می‌گردد و ستاره به حدی متراکم می‌شود که وزن یک قاشق چای خوری از مواد آن (اگر بتوان آن را به زمین آورد) به چندین تن بالغ خواهد گردید. خورشید ما در مرحله کوتوله‌های سفید همچنان به برون داد انرژی درونی خویش ادامه می‌دهد و پس از طی چندین میلیون سال به مرور سرد می‌گردد و سرانجام از جوش و خروش باز می‌ایستند و به جرمی سرد و تاریک مبدل می‌شود و بالاخره به یک کوتوله سیاه دگرگون می‌گردد.
توالی رویدادهای گذشته و آینده خورشید را بنا بر فرضیه‌ها و نظرات نوین دیدیم، اما موضوع شایان توجه این است که ما هنوز از مکانیسم درونی خورشید به درستی آگاه نیستیم و لذا مراحل تکاملی آن نیز که بر پایه همین مکانیسم و مشکوک استوار است، طبعاً مورد پرسش بوده و قاعدتاً بایستی در راه تکمیل تجربیات همچنان گام برداشت و به آینده امید بخش‌تری چشم دوخت.

طیف خورشیدی
طیف تشعشعات خورشیدی بسیار وسیع است و از 0.001 آنگستروم (مربوط به پرتوی گامای شراره‌ها) تا چندین کیلومتر (مربوط به فرکانسهای بیسار پایین رادیوئی تاج خورشید) است. میزان انرژپی خورشید که به لبه‌های بالای جو زمین می‌رسد، حدود 2 کالری بر سانتیمتر مربع در دقیقه است که به نام ثابت خورشیدی خوانده می‌شود.
بیشترین آگاهیهای ما از راه تجزیه طیفی نور آن فراهم می‌گردد. طیف مرئی خورشید همانند بیشتر ستارگان ، طیفی است متصل و پیوسته همراه با با یک سری خطوط تیره که به آنها خطهای جذبی یا خطوط فراونهوفر می‌گویند. سطح خورشید یا رخشان کره تشعشات پیوسته صادر می‌کند که طبیعتاً فاقد هر گونه خط تیره است، اما با عبور تشعشات مزبور از درون جو زیرین خورشید که میان رخشان کره و رنگین کره قرار دارد و به آن لایه برگردان می‌گویند، خط تاریک طیفی در آن پدیدار می‌گردد. لایه برگردان که نخستین و زیرترین لایه از طبقات جو خورشید است، دارای ضخامتی معادل 1500 کیلومتر بوده و دمای آن از رخشان کره کمتر است و شامل اجسام بسیط به حالت گازی یا بخار می‌باشد.
از آنجائی که اشعه خورشید ناگزیر از این لایه می‌گذرد، لذا بخارات موجود در طبقه مزبور پاره‌ای از این تشعشات را بر حسب ماهیت بخارات مذکور جذب می‌کنند و در نتیجه طیف جذبی که ما در زمین مشاهده می‌کنیم پدید می‌آید. با تعیین هویت خطوط طیف خورشیدی تا کنون وجود 65 عنصر از 92 عنصری که ما در زمین می‌شناسیم در خورشید تشخیص داده شده است. ئیدروژن ، کربن ، نیتروژن ، اکسیژن ، آلومینیوم ، آهن ، کبالت ، کادمیم ، سرب و پلاتین در زمره عناصری هستند که در لایه برگردان خورشید وجود دارد.
با بررسی خطوط طیفی ، میزان درصد عناصر شیمیائی مختلف سطح خورشید را اندازه می‌گیرند. آزمایش انجام شده گویای آن است که سطح خورشید شامل 90 درصد ئیدروژن ، 10 درصد هلیوم و مقدار ناچیزی اکسیژن ، کربن ، نئون و غیره است.
طیف نما:
نور آفتاب را به کمک یک منشور ساده می‌توان تجزیه نمود و آن را به خط رنگینی که نخستین بار در سال 1666 بوسیله پاسحاق نیوتن توصیف و تفسیر گردیده است، دگرگون ساخت. در سال 1802 ویلیام ولاستون شیمیدان انگلیسی دریافت که رنگین کمان آفتاب بوسیله خطهای سیاهی بریده شده و ژرف فن فراونهوفر فیزیکدان آلمانی در سال 1814 از دستگاهی به نام طیف نما که قادر به نمایش جزئیات طیفی نور آفتاب بود، استفاده کرد و طول موج 324 خط سیاه را اندازه گیری نمود.
آزمایشهایی که در سال 1859 توسط گوستاو کریشوف و روبرت بونسن به عمل آمد، نشان داد که خطهای مزبور بازتاب جذب طیفی نور خورشید بوسیله عناصر شیمیائی گوناگون موجود در جو آن بوده و ویژگی هر یک از عناصر مزبور در خطوط مورد بحث منعکس گردیده است. بررسیهایی که در زمان حاضر روی ترکیبات شیمیائی لایه‌های بیرونی خورشید به عمل آمده ، بر وسعت دانش بشر افزوده و آگاهی ما را در زمینه عواملی چون ، دما ، تراکم ، سرعت ، چرخش و موجودیت میدان مغناطیسی خورشید به نحو چشمگیری فزونی بخشیده و طیف نمائی و طیف سنجی نور را در مسائل فضائی از اهمیت شایانی برخوردار ساخته است.
عسکبرداری و شیوه‌های دیگر:
پیدایش فن عکاسی ، تهیه تصویر زنده خورشید را در لحظات کوتاهی از زمان میسر ساخت و نخستین عکس خوب خورشید در دوم آوریل 1845 بوسیله اچ فیزو ، وال فوکو فرانسوی تهیه گردید و در سال 1851 برکوفسکی از یک خورشیدگرفتگی (کسوف) کامل با موفقیت عسکبرداری نمود. در سال 1892 جرج الری هیل دستگاهی به نام خور طیف بکار را اختراع کرد و به کمک آن سراسر قرص خورشید را به آسانی مورد بررسی قرار داد و بدینسان دیدار خورشید را که سابقاً فقط به خور گرفتهای کامل منحصر می‌بود، در سایر اوقات نیز امکان پذیر ساخت و افزون بر آن شناخت پدیده‌هایی مانند زبانه‌های و مشعل‌های خورشیدی را نیز تسهیل نمود.
دستگاه تاج نگار در سال 1930 بوسیله برنارد لیوت فرانسوی اختراع گردید و ستاره شناسان را یاری نمود تا از فراز بلندیها جزئیات درونی تاجهای خورشیدی را در موقعیتهائی غیر از خور گرفتها نیز مورد مطالعه قرار دهند. امواج رادیوئی خورشید در سال 1942 بوسیله جی. اس. هی انگلیسی به کمک مشاهدات راداری کشف گردید و با آغاز عصر فضا ، نشانه رویها و دیدارهای فرا جو زمین مسیر شد و کلیه پرتوهای خورشیدی از نزدیک مورد بررسی قرار گرفت و ما را در زمینه شناخت هر چه بیشتر و کاملتر خورشید توانائی بخشید.

مرگ خورشید
آیا ستاره‌ها زنده‌اند؟!
ستاره شناسان ستاره‌ها را مانند موجودات زنده می‌دانند که مراحل تولد ، زندگی و مرگ را در طول عمر خود می‌گذرانند. این مراحل که برای انسان حدود چند ده سال طول می‌کشد. در مورد ستاره‌ها از چند میلیون تا چند میلیارد سال متغیر است. یک ستاره پس از تولد و گذران عمر ، وارد مرحله مرگ و پایان موجودیت می‌شود. خورشید ما هم که یک ستاره است، از این قاعده مستثنی نیست.
غول سرخ خورشید:
ذخایر هیدروژن خورشید به ما این وعده را می‌دهد که تا حدود 5 میلیارد سال دیگر دغدغه‌ای نداشته باشیم. خورشید تقریبا بصورت امروزی ، ستاره‌ای زرد که به اندازه قرص ماه دیده می‌شود، خواهد بود. ولی 5 میلیارد سال بعد بیشتر هیدروژن موجود در هسته خورشید ، گداخته شده و صرف تهیه هلیوم می‌شود. در آن زمان جاذبه باعث انقباض هسته شده و فشار و دمای آن را افزایش خواهد داد. هیدروژن شروع به سوختن در پوسته اطراف هسته خواهد کرد.
انرژی حاصل از همجوشی هسته‌ای در پوسته ، باعث انبساط لایه‌های خارجی خواهد شد، تا اینکه خورشید تبدیل به یک غول سرخ شود. هلیوم هم به کربن و اکسیژن تبدیل خواهد شد.
خورشید کوتوله:
وقتی خورشید منبسط می‌شود تا تبدیل به یک غول سرخ شود ، قطرش حدود 150 برابر بزرگتر می‌شود (بدلیل همین افزایش حجم است که غول نامیده می‌شود). با افزایش حجم ، دمای سطح خورشید به آرامی کاهش می‌یابد و گازهای منبسط شده و داغ حرارت خود را از دست می‌دهند. رنگ خورشید از زرد به نارنجی و سپس قرمز تغییر می‌کند. بخاطر بزرگتر شدن سطح خورشید ، درخشندگی آن هزار برابر افزایش یافته و نور بیشتری ساطع می‌کند.
خورشید مدت 100 میلیون سال را به شکل یک غول سرخ سپری خواهد کرد، سپس لایه‌های سست بیرونی از آن جدا خواهند شد. سرانجام خورشید به شکل یک کوتوله سفید باقی مانده و به تدریج از بین خواهد رفت.
زمین سوگوار:
1-در مراحل پایانی عمر خورشید ، هنگامی که این ستاره به غول سرخ تبدیل می‌شود، از آسمان آبی گرفته تا سایه رنگهای سپیده و شامگاه ، کلیه پدیده‌های جوی ، عمیقا تحت تأثیر قرار می‌گیرند. زمین سرد نمی‌شود بلکه برعکس افزایش ‌مساحت خورشید ، کاهش دما را جبران می‌کند و دما از حد معمول هم بسیار فراتر می‌رود. تمام موجودات زنده از بین می‌روند و زمین در غم از دست دادن آنها و خورشید به سوگ می‌نشیند.
2- با افزایش دما یخ پهنه‌های قطبی شروع به ذوب شدن می‌کنند. سطح اقیانوسها بالا می‌آیند و لایه ضخیمی از ابر ایجاد می‌کنند که برای مدتی خورشید را پنهان می‌کند. این ابرها تقابل اقلیمی میان قطبها و استوا را از بین می‌برند. نوعی جنگل آمازون داغ و مرطوب سراسر زمین را می‌پوشاند. سپس جو زمین شروع به تبخیر شدن می‌کند. گیاهان خشک شعله‌ور می‌شوند. شعله‌های آتش با استفاده از اکسیژن باقیمانده ، همه مواد آلی موجود را مصرف می‌کند. طبیعتی شبیه به ماه کنونی پدید می‌آید.

3-در صخره سنگهای قاره‌ای و اعماق حوزه‌هایی که تبخیر شده‌اند، حاکمیت عصر معادن بار دیگر جایگاهی را که در نخستین سالهای عمر سیاره داشت، باز می‌یابد. پس از گذشت چند صد هزار سال ، خود صخره نیز شروع به ذوب شدن می‌کند. زیر آبشاری از حرارت سرخ ، امواج گدازه های فروزان از کوهها سرازیر و در اعماق اقیانوسهای کهن جمع می‌شوند. خورشید سرخ به گسترش خود ادامه می‌دهد و باد نیرومند ستاره‌ای به بیرون می‌فرستد.

4-سیارات عطارد و زهره تحت تأثیر آن به آرامی تبخیر می‌شوند. این توفان شدید مواد آنها را جارو کرده و به صورت امواج متلاطمی از بخار به هوا می‌فرستد. از این ماده رقیق ممکن است سحابیهای جدید شکل گرفته و در میان آنها ستارگان و منظومه‌های سیاره‌ای جدید پدیدار شوند.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

مناطق فعال خورشیدی
افزون بر کلف ها، نشانه های دیگری که بر فعالیت های خورشیدی دلالت دارند، بر چهره کره مزبور دیده می شود که زبانه ها مشعل درخته ها روشنه ها و ریسه را می توان از آن جمله به شمار آورد.
روشنه ها:
نام روشنه از آنها اقتباس گردیده که اصل کلمه (یعنی پلاژ) در زبان فرانسه به مفهوم منطقه ای از ساحل دریا بکار می رود که به دلیل سپیدی دانه های شن و ماسه نور خورشید را به شدت منعکس نمود و پهنه های سفید و روشنی را در دیده مجسم می سازد و همانند لکه هائی تابناک و روشن در زمینه رنگینکره جلوه گر می شوند. روشنه های تقریباً بر درخته های رخشانکره منطبق بوده و بیانگر مناطقی هستند که فروتنی بسیار زیاد دما از ویژگی آنهاست و عارضه تابناکی بنام تاج خورشید بر فراز آنها قرار گرفته است. روشنه ها بازگو کننده مناطقی هستند که از میدان مغناطیسی نیرومندی برخوردار بوده و ازجمله نشانه های بارز فعالیت های خورشید بشمار می آیند. این پدیده ها همانند درخته های رخشانکره پیش از پیدایش کلف های خورشیدی بر سطح کره مزبور آشکار می گردند و تا مدتی پس از ناپدید شدن لکه های خورشیدی همچنان برجای می مانند، به همین مناسبت از اصطلاحی چون درخته های رنگینکره نیز می توان برای معرفی این پدیده استفاده نمود.
تصور بر این است که درخشندگی روشنه ها به فزونی فوق العاده زیاد جریان انرژی به درون جو خورشید مربوط بوده و همچنین با قدرت فراوان و شدت بسیار زیاد نیروی میدان مغناطیس در ارتباط باشند.
برخلاف لکه های خورشیدی که ظاهراً به دلیل شدت میدان مغناطیس (که به 2000 تا 2000 گاوس بالغ می گردد) از جریان مواد داغ به قیمت سایه جلوگیری شده است. روشنه ها از میدان مغناطیسی ضعیف تری (حدود 100 تا 200 گاوس) برخوردار بوده و راه را برای پیدایش پدیده تابناکی بنام تاج خورشیدی که بر فراز آنها جای دارد. هموار ساخته اند.
ریسه ها:
همانطوری که از نام آنها پیداست، عبارت از رشته ها و با خط های دراز و خنثی ای هستند (همانند خطی که مناطق مغناطیسی را از نظر تمایلات قطبی از هم جدا می سازد) که اغلب برای چندین ماه (بطور عادی 6 تا 10)به حیات خویش ادامه داده و گاه بلافاصله پس از ظهور ناپدید می گردند و کوتاه مدتی بعد دوباره از محل نخستین آشکار می شوند.
ریسه ها در واقع لوله ها و یا حلقه هائی از مواد نسبتاً متراکم و غلیظی هستند که دمای آنها کما بیش همان با رنگینکره بوده و برقراری گروه کلف ها و در زیر تاج خورشیدی جای دارند. ریسه ها را بیشتر بدان جهت در قرص خورشید می توان دید که نور را به خود جذب کرده و به سان رشته هائی تاریک بر چهره تابناک این ستاره فروزان جلوه گر شده اند، با وجود این ریسه هائی که در کنار لبه های قرص خورشید قرار می گیرند، از تاج های زمینه خورشید صدبار درختان تر بوده و گویای آن هستند که بای در زمره عوارض گسیلشی بشمار آیند و پیشگامان زبانه های خورشیدی محسوب گردند.

باد خورشیدی
دانشمندان قرن نوزدهم ، خورشید را سرچشمه جویباری از ذرات ابر گونه‌ای که در فضای بین سیارات روان است، می‌پنداشتند و بر این اعتقاد بودند که پدیده‌هائی چون فروغهای قطبی و توفانهای مغناطیسی (که اختلالاتی را در میدان مغناطیس زمین موجب می‌گردد.) از برخورد ابر گونه مزبور با جو زمین پدید می‌آیند.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
نظریات
این نظریه در سال 1900 بوسیله الیور لوچ انگلیسی چاپ و منتشر گردید و حدود سی سال بعد یعنی در سال 1932 جی. بارتلز خاطر نشان ساخت که ارتباطی میان توفانهای مغناطیسی و فعالیت مشعلهای خورشیدی موجود نیست و احتمالاً این پدیده را بایستی با دوره چرخش 27 روزه خورشید مربوط دانست. به گمان بارتلز اختلالات مغناطیسی زمین بر اثر فعالیت مناطقی از خورشید که آنها را مناطق می‌نامید، ایجاد می‌گردد.
نتایج حاصله از بررسی دنباله یا گیسوی ستارگان دنباله‌دار بر نظریه گسیلش ذرات خورشیدی نیرو بخشید و در سال 1958 ای.ان پارکر ثابت نمود که ذراتی از تاج خورشیدی جدا گردیده و از هر سو در فضای بین سیارات به حرکت در می‌آیند و پدیده‌ای را به نام باد خورشیدی بوجود می‌آورند. به گمان پارکر ، دمای فوق العاده زیاد تاجهای خورشیدی ، فشارهای زیادی را موجب گردیده و به جریان برونسوی مواد خورشیدی می‌انجامد.
از آنجائی که هیچ مانع خارجی در سر راه مواد مزبور وجود ندارد. لذا از سرعت جریان آنها کاسته می‌گردد و به سان گلوله‌ای که در سراشیب غلطان است، همچنان به راه خود ادامه می‌دهند. منشأ این پدیده همانا تاج خورشیدی است که بسا در سرشت خود همواره در انبساط و پراکنش بوده و برای جایگزینی مواد از دست رفته از لایه‌های زیرین خویش تغذیه می‌کند. اما اینکه مکانیسم تغذیه دقیقاً چگونه عمل می‌کند؟ هنوز به درستی روشن نیست.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
نتایج بدست آمده از کاوشهای فضائی کشورهایی چون اتحاد جماهیر شوروی و آمریکا (بویژه مارینر2) مداومت باد خورشیدی را ثابت می‌سازد و با آغاز عصر فضا ، تحقیق در زمینه آشنایی با این مکانیسم با جدیت هر چه تمامتر دنبال می‌گردد و هر روز بر آگاهی با در مورد شناخت پدیده باد خورشیدی افزوده می‌شود.
ویژگیهای باد خورشیدی
باد خورشیدی بطور پیوسته و با سرعت بین 200 تا 900 کیلومتر در ثانیه در فضای میان سیارات می‌وزد (رقم بین 400 تا 500 کیلومتر در ثانیه را می‌توان سرعت متوسط بادهای خورشید محسوب داشت) و ذراتی که بوسیله باد خورشیدی حمل می‌شوند حدود 4 تا 5 روز وقت لازم دارند تا به زمین برسند. باد خورشیدی شامل تعدادی الکترون و پروتون همراه با مقدار کمی یون های سنگین می‌باشد.
مهمترین ذرات باد خورشیدی در فاصله خورشید تا زمین را ذرات آلفا (هسته هلیوم) تشکیل می‌دهند که حدود 4 تا 5 درصد مجموع ذرات را به خود اختصاص داده‌اند. تراکم متوسط این ذرات چیزی حدود در متر مکعب است که این رقم با فاکتوری معادل بیش از صد در تغییر است. (به طور مثال تراکم ذرات مزبور در سطح دریای زمین برابر در متر مکعب می باشد).
دمای پلاسمای باد خورشیدی که بر حسب پراکنش سرعت ذرات بیان می‌گردد. در نزدیکیهای زمین حدود کلوین است. با این ترتیب ظاهراً زمین در لفافی از پلاسمای بسیار گداخته و بسیار رقیق پوشیده شده، این وضعیت نشان می‌دهد که خورشید از جرم خود حدود کیلوگرم در ثانیه می‌کاهد و آن را به پدیده‌ای بنام باد خورشیدی مبدل می‌سازد. با این روند مدتی معادل حدود سال وقت لازم است تا تمام جرم خورشید بر باد رود. جالب اینجاست که این مدت تقریباً 10 بار طولانی‌تر از مدت زمان آغاز پیدایش و فعالیت خورشید تا زمان حاضر است.

چگونگی تعیین دمای خورشید
خورشید یک راکتور هسته‌ای طبیعی بسیار عظیم است که ماده در آنجا بر اثر همجوشی هسته‌ای به انرژی تبدیل می‌شود و هر روز حدود 350 میلیارد تن از جرمش به تابش تبدیل می‌شود، دمای داخلی آن حدود 15 میلیون درجه سانتیگراد است. انرژیی که بدین ترتیب به شکل نور مرئی ، فرو سرخ و فرابنفش به ما می‌رسد 1 کیلو وات بر متر مربع است. خورشید به توپ بزرگ آتشین شباهت دارد که صد بار بزرگتر از زمین است.
این ستاره‌ها از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. گازها انفجارهای بزرگی را بوجود می‌آورند و پرتوهای قوی گرما و نور را تولید می‌کنند. این پرتوها از خورشید بسوی زمین می‌آیند. در طول راه ، یک سوم آنها در فضا پخش می‌شوند و بقیه بصورت انرژی گرما و نور به زمین می‌رسند. می‌دانیم که سرعت نور 300000 کیلومتر در ثانیه است. از سوی دیگر ، 8 دقیقه طول می‌کشد که نور خورشید به زمین برسد، بنابراین می‌توان فاصله خورشید تا زمین را حساب کرد. در این مسیر طولانی ، مقدار زیادی از نور و گرمای خورشید از دست می‌رود، اما همان اندازه‌ای که به زمین می‌رسد، کافی است تا شرایط مناسبی برای زندگی ما و جانوران و گیاهان بوجود آید.
کوره خورشید
این دشواریهای حل نشدنی که هنگام بحث درباره ساختن کوره‌های حرارتی هسته‌ای بر روی زمین پیش می‌آید در مورد خورشید که خود به منزله یک کوره غول پیکری است وجود ندارد. این کوره فلکی عملا یک دیواره گازی دارد که همان قشرهای خارجی جرم خورشید است که در نتیجه نیروهای جاذبه موجود میان ذرات در مجاورت یکدیگر نگاه داشته شده‌اند. به علاوه نیروهای جاذبه وسیله آن بوده‌اند تا درجه حرارت ابتدائی خورشید بدان اندازه فزونی یابد تا فعل و انفعالات حرارتی هسته امکانپذیر باشد.
خورشید در آغاز زندگی توده عظیمی از گاز نسبتا سرد بوده است که به تدریج بر اثر انقباضات ثقلی پیوسته گرم و گرمتر شده است. به محض آنکه درجه حرارت مرکزی این خورشید در حال انقباض به اندازه‌ای رسید که برای آغاز شدن فعل و انفعلات هسته‌ای کافی بود. آزاد شدن انرژی هسته‌ای از انقباض بیشتر جرم خورشید جلوگیری کرد و خورشید به حالت پایدار فعلی خود در آمد.
منبع انرژی خورشیدی
با اندازه گیری شار خورشیدی تابشی در بالای جو زمین می‌توان قدرت دریافتی کل انرژی از خورشید را محاسبه کرد. که حدود 1.8x1011 مگا وات است. البته تمام این انرژی به سطح زمین نمی‌رسد، مقداری از آن جذب لایه‌های اتمسفر می‌شود. ماده در عالم اساساً از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده که قسمت اعظم آن بین ستارهها و کهکشانها توزیع شده است. نیروی جاذبه متقابل بین ذرات سبب تراکم گاز و گرد غبار شده و این تراکم ابر ستاره‌ای را بوجود می آورند. انرژی پتاسیل گرانشی سبب ازدیاد دمای داخل ستاره شده و آن هم باعث افزایش چگالی ستاره شده ، در نتیجه دمای داخل آن افزایش می‌یابد تا یک حالت پلاسمای خورشیدی بخود بگیرد.
تعیین دمای خورشید
یک روش به نام قانون وین ، از طول موج تابش حداکثر peak [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] در طیف خطی نور خورشید ،استفاده می کند. دما به درجه کلوین برابر است با: 2.9x106nonometers / [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] peak
روش دیگر از انرژی که به زمین می‌رسد و قانون عکس مربع استفاده می‌کند. شار انرژی مقدار انرژی عبوری از یک واحد سطح (مثلاَ یک متر مربع) در هر ثانیه می‌باشد. با استفاده از قانون عکس مربع درخشندگی نور ، داریم:

شارژ خورشیدی در فاصله زمین = شارژ سطح خورشید × (شعاع خورشید/فاصله تا زمین) 2 =1380 وات بر متر مربع

از آنجائی که نور کره خورشید ، تقریباَ یک رادیاتور حرارتی است:


شارژ انرژی در سطح آن = (دمای سطح خورشید) 4 × [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

که [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ثابت استفان - بولترمن می‌باشد. با باز آرائی معادله


{دمای نور کره = (شعاع خورشید/فاصله خورشید تا زمین) 2 ×( [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] /شارژ خورشیدی در زمین)}4/1

این دو روش دمای خشنی در حدود 5800K را می‌دهد. لایه‌های بالایی نور کره سردتر و کم چگالتر از لایه‌های عمیقتر می‌باشند، بنابراین در طیف خورشید ، طیف جذبی را می‌بینید که طیف جذبی عناصر ، موجود است و قدرت آنها ، بطور حساسی به دما بستگی دارند. می‌توان از قدرتهای طیف جذبی ، به عنوان یک ردیاب قوی دما استفاده کرده و دمائی حدود 5840k را اندازه گرفت.
چرا تاج خورشید از سطح گرمتر است؟
در حالت معمولی ، انرژی گرمایی از منطقه گرمتر منتقل می‌شود، در حدود نیم قرن ، اخترشناسان در پی دریافتن توجیهی برای این مطلب بودند. در حال حاضر کمیسیونی مشترک از آژانس فضایی اروپا و ناسا از طریق رصدخانه خورشیدی و فضاپیمای SOHO به دنبال حل این معما هستند. تجهیزاتی که بر روی فضاپیماها تعبیه شده است نشان می‌دهد که در سطح خورشید حلقه‌های مغناطیسی دچار تغییرات سریعی می‌شوند که با درخشندگی گازهای داغ تاج خورشید در ارتباطند.
آلن تایتل از انستیتوی تحقیقات فضایی کالیفرنیا می‌گوید: حدس می‌زنم که روند اساسی گرم شدن تاج خورشید را کشف کردیم، اما هنوز دقیقا نمی‌دانیم که به چه صورت عمل می‌کند. در طی چند روز ، میدانهای مغناطیسی در منطقه‌ای به وسعت کالیفرنیا ظاهر و سپس ناپدید می‌شوند. انرژی این میدانها برابر با انرژی حاصل از هزاران سد (Hoover Dams) در طی هزاران سال می‌باشد. زمانی که این میدانها از بین می‌روند، جریانهای الکتریکی وسیعی تولید می‌شود که بر روی تاجها مساعد عمل می‌کنند. این جریانها شبیه حرارتی هستند که توسط یک حباب روشنایی ایجاد می‌شود و این انرژی خیلی بیش از آن مقداری است که برای گرم کردن تاج لازم است.

همجوشی خورشیدی
واکنش گرما هسته‌ای
برای رسیدن به واکنش همجوشی در مقیاس بزرگ نیاز به گازی در دمای فوق العاده بالا (پلاسما) است. که حرکت گرمایی کاتوره‌ای شدید سبب برخوردهای مکرر در سرعت زیاد می‌‌شود. این گونه واکنشهای همجوشی در پلاسما را واکنشهای گرما هسته‌ای گویند.
دمای لازم برای شروع همجوشی باید در حدود دمای مرکز خورشید ، 15x106 کلوین یا بیشتر باشد.
زنجیر پروتون – پروتون
خورشید راکتور هسته‌ای عظیمی است که در آن هسته‌های هیدروژن موجود به هم جوش می‌‌خورند ، تا هسته‌های هلیوم حاصل شوند. این سوخت گرما هسته‌ای هیدروژن ، فرایندی سه مرحله‌ای را می‌‌پیماید که به آن زنجیره پروتون - پروتون می‌‌گویند.
مراحل مختلف زنجیره پروتون - پروتون
مرحله اول:
مرحله اول شامل همجوشی دو پروتون است که به تشکیل یک دوتریوم و بیرون انداختن همزمان یک پاد الکترون و یک نوترینو ختم می‌‌شود. پاد الکترون تقریبا بلافاصله با یکی از بیشمار الکترونها موجود در پلاسما برخورد می‌‌کند و با آن الکترون نابود می‌‌شود و به گسیل دو پرتو گاما می‌‌انجامد.

1H + 1H → 2H + e + γ 1.19mev

مرحله دوم:
مرحله بعدی شامل همجوشی هیدروژن با دوتریوم و تولید 3He است.

1H + 2H →3H + e + γ 1.19mev

مرحله سوم:
عبارت است از همجوشی دو هسته 3He که به تشکیل هلیوم معمولی (4He) و بیرون اندازی همزمان دو پروتون پر انرژی ختم می‌‌شود. چون در مرحله پایانی به دو دسته 3He نیاز است ، برای آنکه مرحله پایانی بتواند یکبار روی دهد، لازم است که مراحل پیشین دوبار قبلا روی داده باشند. به ‌این ترتیب زنجیره پروتون – پروتون چهار پروتون مصرف می‌‌کند تا یک هسته 4He ایجاد کند.
نوترینو حاصل در مرحله اول:
در مرحله اول زنجیره پروتون - پروتون نوترینو آزاد می‌‌شود. به این ترتیب ، مرکز خورشید نه تنها منبع گرماست، بلکه چشمه شار فراوانی از نوترینو‌ها هم هست. چون برهمکنش نوترینوها با ماده خیلی ضعیف است ، ماده موجود در خورشید (و در زمین) برای نوترینوها تقریبا شفاف است ، واین ذرات بدون هیچ مانعی از مرکز خورشید به خارج جاری می‌‌شوند.
چرخه کربن
سوزاندن گرما هسته‌ای هیدروژن داخل خورشید ممکن است از طریق یک فرآیند شش مرحله‌ای که به آن چرخه کربن گویند، انجام پذیرد.

(1H + 12C → 13N + γ (1.95MeV

(13N → 13C + -e + r(2.22 MeV

(1H + 13C → 14N + γ (7.54 MeV

(1H + 14N → 15O + (7.35 MeV

(15O → 15N + -e + γ (2.71 MeV

(11H + 15N → 14C + 6He (4.96 MeV

در آخرین مرحله مجددا کربنی تولید می‌‌شود که در مرحله اول تخریب شده است. به این ترتیب کربن یک چرخه را از سر می‌‌گذراند، کربن صرفا به عنوان یک کاتالیزور عمل می‌‌کند که مقدار متوسط آن ثابت می‌‌ماند. انرژی آزاد شده به ازای هر پروتون مصرفی تقریبا برابر زنجیر پروتونی است.
فرآیند غالب در خورشید
در خورشید ، فرایند همجوشی غالب همانا زنجیره پروتون – پروتون است ، اما در ستارگان داغتر از خورشید ، فرایند غالب چرخه کربن است. دلیل تغییر فرآیند غالب این است که در دماهای معمولی بالاتر (و سرعتهای بالاتر) برای پروتون تسلط برسد قوی کولنی 12C ساده‌تر می‌‌شود و این امر منجر به این می‌‌شود که واکنش در مرحله اول چرخه کربن ، با آهنگ سریعتری انجام پذیرد.

اندازه گیری جرم خورشید
اطلاعات مربوط به جرم ستارگان از مسائل بسیار مهم به شمار می‌رود. تنها راهی که برای تخمین جرم یک ستاره در دست داریم آن است که حرکت جسم دیگری را که بر گرد آن دوران می‌کند مورد مطالعه قرار دهیم. ولی فاصله عظیمی که ما را از ستارگان جدا می‌کند، مانع آن است که بتوانیم سیارات متعلق به همه انها را ببینیم و حرکت آنها را مورد مطالعه قرار دهیم.
عده زیادی ستاره موجود است که جفت جفت زندگی می‌کنند و آنها را منظومه‌های مزدوج یا دو ستاره‌ای می‌نامند. در چنین حالات بایستی حرکت نسبی هر یک از دو ستاره مزدوج مستقیما مطالعه شود، تا از روی دوره گردش آنها جرم نسبی هر یک بدست آید. در حضور ارتباط میان جرم و نورانیت ستارگان ، نخستین بار بوسیله سر آرتور ادینگتون اظهار شد که نورانیت ستاره‌ها تابع معینی از جرم آنها است، و این نورانیت با زیاد شدن جرم به سرعت ترقی می‌کند.
تعیین جرم ستارگان
از کمیتهای مهم که در شناخت ستاره کمک می‌کند جرم یک ستاره است. تفاوت جرم ستارگان بسیار کم است و جرم بیشتر ستارگان 1.5 تا 5 برابر جرم خورشید است. سنگینترین ستاره شناخته شد به نام دانشمندان آمریکایی هندی دری پر نام گذاری شده ، جرمی 113 برابر جرم خورشید را دارد. سبکترین ستاره شناخته شده 1.5 برابر جرم خورشید را دارد. هیچ روشی مستقیمی برای تعیین جرم ستارگان وجود ندارد ولی چندین روش غیر مستقیم برای تعیین جرم ستارگان وجود دارد یک از این روشها در مورد ستارگان دوتایی بکار می‌رود.
تعیین جرم ستارگان دوتایی
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
ستاره دوتایی بصری (دیدگانی) به مجموع دو ستاره گفته می‌شود که در مجاورت یکدیگر قرار داشته باشند و تحت تأثیر نیروی گرانشی به دور مرکز جرم مشترکشان گرانش کنند تا کنون در حدود 600000 دوتایی شناخته شده است. روش اصلی تعیین جرم یک ستاره دوتایی بر مبنای قانون کپلر است که برابر است با مجموع دو جرم ، فاصله بین آنها و دوره تناوب حرکت انتقالی را به هم مربوط می‌سازد. فاصله ستاره دوتایی با اندازه گیری معدل فاصله قابل تعیین است.
برای محاسبه تک تک ستارگان هر جفت ، رصدهای دیگری باید انجام داد. این رصدها به حرکت مطلق را ستاره حول گرانیگاه مشترک مربوط می‌شود از روی مدار بیضی که می‌پیمایند نیست جرم تعیین می‌شود که همراه با مجموع جرم دو ستاره تعیین می‌شود. نوع دیگر از ستارگان دوتایی ، دوتایی طیفی است. این نوع ستاره حتی با تلسکوپ به صورت واحد دیده می‌شود و فاصله آنها بسیار کم است و فاصله آنها از خورشید زیاد است و می‌توان به گونه‌ای که گفته شد جرم این نوع ستاره دوتایی را نیز بدست آورد.
جرم ستارگان چگال
این روش برای ستارگانی است که گرانش سطحی آنها بسیار زیاد است. به عنوان مثال در کوتوله‌های سفید گرانشی سطحی بسیار زیاد است که گرانش زیاد آن از چگالی زیاد آن ناشی می‌شود. جرم این نوع ستارگان را می‌توان به کمک نظریه نسبت عمومی انیشتین محاسبه کرد.
خورشید
خورشید ، ستاره درخشان روز ، یک عنصر معمولی آسمان پر ستاره است. فقط یک ستاره از صد میلیارد ستاره‌ای است که راه شیری را می‌سازند. اگر خورشید چندین میلیارد کیلومتر دورتر از ما بود، مانند ستارگان معمولی عجیب و غریبی در آسمان وجود دارند، ولی خورشید ما جزو آنها نیست. به سبب نزدیک بودن به زمین ، خورشید ستاره‌ای بی همتا برای گیاهان ، جانوران و انسان است. گرما و نور آن ، پنج هزار میلیون سال است که بر زمین می‌تابد و باز هم ادامه خواهد داشت. از این رو همه موجودات زنده زمین ، حیات خود را به خورشید مدیون هستند.
گرانش خورشید ، شدیدتر از گرانش زمین است. اگر انسان بتواند بر آن گام بگذارد، حدود 2 تن وزن خواهد داشت. البته این حادثه ناممکن است، چرا که خورشید سطح جامد ندارد و دمای آن به 6000 درجه سانتیگراد می‌رسد. این دما ، بیشتر از دمای ذوب هر ماده شناخته شده است. دمای سطح خورشید خیلی زیاد به نظر می‌رسد، ولی درون آن بسیار داغ تراست. تمامی این کره از گاز سوزان است. در مرکز ، دما به شانزده میلیون درجه سیلسیوس می‌رسد.

تولید انرژی از خورشید
چگونه می‌توانیم از گرمای خورشید برای تولید انرژی استفاده کنیم. آیا از نور خورشید نیز می‌توان انرژی بدست آورد. برای اینکار از باتری خورشیدی استفاده می‌شود که نور خورشید را می‌گیرد و برق تولید می‌کند. باتریهای خورشیدی از ماده‌ای بنام سیلیسیوم ساخته می‌شود. هر باتری خورشیدی برق بسیار ناچیزی تولید می‌کند. برای همین معمولا باید از تعداد زیادی باتری کنار هم استفاده شود تا مقدار برقی که بدست می‌آید، مفید و مناسب باشد.
این باتریهای خورشیدی براحتی تعمیر می‌شوند و نگهداری آنها ساده است و محیط را نیز آلوده نمی‌کنند. با استفاده از باتریهای خورشیدی می‌توان دستگاههایی چون تلویزیون ، تلفن و پمپ آب را بکار انداخت. در جاهایی که روزهای طولانی و آفتاب درخشان دارند، حتی می‌توان تمام برق مورد نیاز را از باتریهای خورشیدی گرفت. باتریهای خورشیدی خیلی سبک هستند و به راحتی می‌توان آنها را به دهکده‌های دور افتاده برد. مردمی که همیشه در حرکت هستند نیز می‌توانند این باتریها را همراه داشته باشند و هر کجا که می‌روند از برق آنها استفاده کنند. مثلا گروههای پزشکی که برای درمان مردم به صحراها و جاهای دور افتاده می‌روند، باتریهای خورشیدی را برای روشن نگه داشتن یخچالهایشان بکار می‌گیرند تا داروها سالم و خنک بمانند.
با ساختن نیروگاههای خورشیدی بزرگ می‌توان مقدار زیادی برق تولید کرد. البته این نیروگاهها در جاهایی مفید هستند که روزهای طولانی و آفتابی دارند. نیروگاه خورشیدی محیط را آلوده نمی‌کند، چون انرژی لازم را از خورشید می‌گیرد و نیازی به سوزاندن سوختهای فسیلی ندارد. با استفاده از یک نیروگاه خورشیدی بزرگ ، برق مورد نیاز تمام خانه های یک شهر کوچک تولید می‌شود.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
نیروی خورشیدی – برای امروز و همیشه
در نیروگاه خورشیدی ، با استفاده از نیروی بخار ،‌ برق تولید می‌شود. تعداد زیادی آینه را بکار می‌گیرند تا نور خورشید را بر روی یک دیگ بخار بتابانند که در لوله‌های درون آن مایعی مثل روغن جریان دارد. روغن حرارت خورشید را می‌گیرد و آنقدر گرم می‌شود که می‌تواند آب دیگ را به بخار تبدیل کند. بخار توربین را به چرخش در می‌آورد. توربین هم ژنراتور را می‌چرخاند و برق تولید می‌شود.
سولاروان نام نیروگاه خورشیدی بزرگی است که در کالیفرنیای آمریکا ساخته شده است. این نیروگاه برج بسیار بلندی دارد. در بالای برج یک دیگ بخار قرار گرفته است. تعداد زیادی آینه اطراف برج روی زمین چیده شده‌اند و نور خورشید را بر دیگ می‌تابانند. به این ترتیب ، آب دیگ به بخار تبدیل می‌شود و بخار هم برای تولید برق مورد استفاده قرار می‌گیرد.
روی دیوار یک ساختمان بزرگ 10 طبقه تعداد زیادی آینه قرار داده‌اند که یک آینه بشقابی بزرگ بوجود آمده است. این آینه انرژی خورشید را از منطقه‌ای وسیع جمع آوری می‌کند و بر برجی می‌تاباند که کوره دورن آن قرار دارد. آینه‌هایی که روی تپه مقابل قرار گرفته‌اند، خورشید را دنبال می‌کنند و پرتوهایی آن را بر آینه بشقابی بزرگ می‌تابانند. جالب است بدانید که تعداد این آینه‌ها حدود 11000 عدد است. نیروی خورشید وقتی مفیدتر خواهد بود که بتوانیم آن را ذخیره کنیم. استخر خورشیدی می‌تواند گرمای خورشید را تا ساعتها پس از غروب آن ذخیره و نگهداری کند. این استخر سرپوشیده پوشش سیاه رنگی دارد که گرمای خورشید را می‌گیرد. آب استخر دارای نمک است که مقدار آن در عمق استخر بیشتر می‌شود.
لایه‌های بالایی آب نمک کمتری دارند از خروج گرمای لایه پایینی که گرم و داغ شده است جلوگیری می‌کنند. ساختن این استخرها و استفاده از آنها ساده است. راههای زیادی برای استفاده از انرژی و نیروی خورشید وجود دارد. نیروی خورشید پاکیزه است و می‌توانیم انرژی مورد نیازمان را از آن بگیریم. ذغال سنگ ، نفت و گاز هوا را آلوده می‌کنند و سرانجام یک روز تمام می‌شوند.اما خورشید به درخشش خود ادامه می‌دهد و نیروی آن همیشگی و ماندنی است.
واژه نامه:
باتری خورشیدی
وسیله یا دستگاهی است که نور خورشید را مستقیما به الکتریسیته یا برق تبدیل می کند. ماهواره‌هایی که به فضا فرستاده می‌شوند، انرژی مورد نیازشان را از تعداد زیادی از همین باتریها می‌گیرند. بعضی ماشین حساب‌ها با باتری خورشیدی هم کار می‌کنند. در نقاط دور افتاده که برق ندارند، با استفاده باتری خورشیدی می‌توان دستگاههایی مثل تلویزیون یا یخچال را بکار انداخت و امروزه دانشمندان ماشینها و حتی هواپیماهایی ساخته‌اند که نیروی خود را از باتری خورشیدی می‌گیرند.
توربین
دستگاهی که شبیه چرخ آب است و وقتی آب یا بخار با فشار به پره‌های آن برخورد می‌کند، به چرخش در می‌آید. این دستگاه انرژی جنبشی آب را می‌گیرد و به حرکت چرخشی تبدیل می‌کند.
ژنراتور
دستگاهی است که انرژی مکانیکی (حرکت چرخشی) را می‌گیرد و به انرژی الکتریکی یا برق تبدیل می‌کند. معمولا ‌این حرکت چرخشی از یک توربین به ژنراتور منتقل می‌شود.
سوخت فسیلی
فسیل کلمه‌ای خارجی (لاتین) و به معنی چیزی است که از زمین بیرون آورده می‌شود. غال سنگ ، نفت و گاز را سوخت فسیلی نامیده‌اند، چون از دل زمین بیرون آورده می‌شوند. سوختهای فسیلی در طول میلیونها سال بوجود آمده‌اند. جانوران و گیاهان ، پس از مرگ ، در زیر لایه‌های سنگ و خاک قرار گرفته‌اند و سالهای زیادی زیر فشار مانده‌اند تا به این سوختها تبدیل شده‌اند. بنابراین ، اگر سوختها به همین ترتیب مصرف شوند، سرانجام روزی تمام خواهند شد و در این مدت ، ذخیره جدیدی جای آن را پر نخواهد کرد.
عایق
ماده‌ای که از عبور گرما یا الکتریسیته جلوگیری می‌کند. عایقهای خوب گرمایی عبارتند از چوب پنبه و پشم شیشه. لاستیک ، پلاستیک و شیشه هم عایقهای خوبی برای الکتریسیته هستند. هوا هم تا حدودی عایق گرماست و به همین دلیل در بعضی از ساختمانها پنجره‌ها را دو لایه یا دو جداره می‌سازند تا هوای بین آنها از ورود و خروج گرما جلوگیری کند. عایقهای گرمایی معمولا جلوی ورود و خروج صدا را هم می‌گیرند.
کوره آفتابی
کوره آفتابی با استفاده از انرژی خورشید گرم می شود (در کوره‌های دیگر ، نوعی سوخت را می‌سوزاند تا گرمایش به کوره منتقل شود.) معمولا با استفاده از تعداد زیادی آینه ، پرتوهای نور خورشید را جمع آوری و پرقدرت می‌کنند و مجموعه آنها را بر روی کوره می‌تابانند تا دمایش خیلی بالا رود. ذره بین وسیله‌ای است که همین کار را انجام می‌دهد. شاید دیده باشید که وقتی ذره بین را مقابل خورشید می‌گیریم و مجموعه پرتوهای آنرا به صورت یک نقطه مثلا روی پوست یا کاغذ می‌تابیم، آن قدر حرارت ایجاد می‌شود که پوست می‌سوزد و یا کاغذ آتش می‌گیرد.
نیروگاه خورشیدی
نیروگاه مخصوصی که برای تولید برق از انرژی گرمایی خورشید استفاده می کند. از این انرژی برای گرم کردن یک کوره آفتابی استفاده می‌شود که بخار لازم را تولید می‌کند. از این مرحله به بعد ، کار همانند نیروگاههای دیگر انجام می‌شود: بخار ، توربینها را می‌چرخاند و توربین هم ژنراتورها را بکار می‌اندازد تا برق تولید شود.

کاربردهای انرژی خورشیدی
وابستگى شدید جوامع صنعتى به منابع انرژى ، بویژه سوختهاى نفتى و بکار گیرى و مصرف بى‌رویه آنها سبب شده ، این منابع که در قرنهاى متمادى در زیر لایه‌هاى زیرین زمین تشکیل شده ، تخلیه شود. انرژیهاى فسیلى مانند نفت و زغال سنگ پایان پذیر و تجدید ناپذیر هستند، اما انرژیهاى نو یا جانشین از جمله باد ، آب و خورشید چنین نیستند. خورشید یکى از منابع مهم تجدید ناپذیر انرژى است که به فناوریهاى پیشرفته و پرهزینه نیاز ندارد و مى‌تواند به عنوان یک منبع مفید و تأمین کننده انرژى در بیشتر نقاط جهان بکار گرفته شود.
استفاده از این انرژى برخلاف انرژى هسته‌اى ، خطرى ندارد و براى کشورهاى فاقد منابع انرژى زیرزمینى ، مناسبترین راه براى دستیابى به نیرو و رشد و توسعه اقتصادى است. هم اکنون از انرژى خورشیدى بوسیله سیستمهاى مختلف و براى اهداف گوناگون استفاده و بهره گیرى مى‌شود که مهمترین آنها سیستمهاى فوتوبیولوژیک، شیمى خورشیدى (Helios Chemical) ، گرماى خورشیدى (Helios Thermal) ، برق خورشیدى (Helios Electrical) ، سیستمهاى فتوشیمیایى ، سیستمهاى فوتوولتاییک، سیستمهاى حرارتى و برودتى هستند.
انرژى خورشید به کمک آیندگان می‌شتابد.
نیروگاه هاى خورشیدى که انرژى خورشید را به برق تبدیل مى کنند، در آینده با مزیت هایى که در برابر نیروگاه هاى فسیلى دارند، مشکل برق و تا حدودى مشکل کم آبى را بویژه در دوران تمام شدن نفت و گاز حل خواهند کرد و بطور مسلم تأسیس و بکار گیرى برجهاى نیرو ، زمینه لازم را براى خودکفایى و قطع وابستگى کشور فراهم خواهد کرد. تولید برق بدون مصرف سوخت ، نیاز نداشتن به آب فراوان ، آلوده نکردن محیط زیست ، استهلاک کم و عمر زیاد از مزیتهاى بارز برجهاى نیرو و نیروگاههاى خورشیدى نسبت به نیروگاههاى فسیلى و اتمى است.
لزوم استفاده از انرژى خورشیدى
فناورى ساده ، کاهش آلودگى هوا و محیط زیست و از همه مهمتر ذخیره شدن سوختهاى فسیلى براى آینده با تبدیل آنها به مواد پردازش با استفاده از تکنیک پتروشیمى ، از دلایل لزوم استفاده از انرژى خورشیدى در کشور هستند. با افزایش قیمت نفت در سال 1973 کشورهاى پیشرفته صنعتى مجبور شدند، به استفاده از انرژیهاى جانشین جدیتر بیندیشند. کشورهاى صنعتى به این نتیجه رسیده‌اند که با بهینه سازى مصرف انرژى در صنایع و ساختمانها ، مصرف انرژى را مى‌توان 30 تا 40 درصد کاهش داد.
بررسیهاى بانک جهانى حاکى است که اگر کشورهاى در حال توسعه ، سیاستهاى بهینه سازى مصرف انرژى را بکار مى‌گرفتند، تا سال 1990 مى‌توانستند 4 میلیون بشکه در روز صرفه جویى کنند. کارشناسان معتقدند با استفاده از سیاستهاى بهینه سازى مصرف انرژى ، ضمن کاهش مصرف انرژى منافعى مانند: کاهش آلودگى هوا بویژه در شهرهاى بزرگ ، صرفه جویى در سرمایه گذارى در ساخت نیروگاهها ، پالایشگاهها و سیستم گازرسانى به میزان میلیاردها دلار در سال ، طولانى شدن عمر ذخایر نفتى ، ایجاد اشتغال در کشور ، کم هزینه بودن و نگهدارى آسان ، عاید کشور خواهد شد.
ناگفته نماند با احتساب مصرف بیش از یک میلیون بشکه معادل نفت در روز ، بیش از یک میلیارد دلار درآمد ارزى در سال نصیب کشور خواهد شد. ایران با عرض جغرافیایى 25 تا 45 شمالى در منطقه مناسبى براى دریافت انرژى خورشیدى قرار دارد. میزان انرژى که زمین در یک ساعت از خورشید دریافت مى‌کند، بیش از انرژى مصرفى جهان دریک سال است. انرژى خورشیدى با بهره گیرى از روشها و وسایل ویژه به تولید برق با استفاده از حرارت خورشید مى‌پردازد که حرارت نیز پس از گذار از یک یا چند مرحله به انرژى الکتریکى تبدیل مى‌شود.
پاک بودن این سیستم ، توجه بسیارى از کشورها و دولتهاى جهان را به خود معطوف کرده تا آنجا که انگلستان اخیرا با الزامى کردن استفاده از صفحات خورشیدى در ساختمانهاى در حال ساخت، گامى بلند و موثر در بهینه سازى مصرف انرژى برداشته است. از هنگامى که منابع هیدروکربن و زغال سنگ چرخه تولید انرژى را در دست گرفت، بواسطه ارزان و در دسترس بودن آن از توجه به انرژى کاسته شد. در ایران ، ارزانى و فراوانى بیش از حد هیدروکربون سبب شده تا به انرژى خورشیدى توجه کمتر مبذول شود.
انواع نیروگاههای خورشیدی:
نیروگاههاى خورشیدى داراى انواع گوناگون و تفکیک پذیر هستند: نیروگاههایى که مستقیم با دریافت انرژى خورشید آنرا به انرژى الکتریکى تبدیل مى‌کنند و نیروگاههایى که پس از دریافت انرژى خورشید آنرا به گرما و پس از گذشت یک روند خاص ، به الکتریسیته تبدیل مى‌کند. سیستمهایى که از انرژى خورشید بهره مى‌برند، شامل سیستم فتوولتایى (PV) و سیستمهاى گرما شیمیایى ، تولید هیدروژن از انرژى خورشید است. در سیستم فتوولتایى که در اصل براى کاربردهاى فضایى ابداع و تکمیل شده بودند، انرژى نورى را مستقیم به انرژى الکتریکى تبدیل مى‌کنند.
این فناورى بر اساس این نظریه «اثر فوتوالکتریک» انیشتین شکل گرفته که نور سبب مى‌شود الکترونها از هم جدا شوند. توسعه PV براى کاربردهاى زمینى در هنگام نخستین بحران نفت در دو زمینه بسیار متفاوت آغاز شد:
یکى در زمینه فناوریهاى تمرکزى است که در آن کاهش هزینه‌ها با استفاده از جانشینى سطح PV بوسیله سطح عدسى صورت مى‌گیرد و دیگرى براى کاهش هزینه‌هاى مدولهاى PV با استفاده از ساخت صنعتى با حجم زیاد است. در سیستمهاى گرما شیمیایى و نورشیمیایى نیز از انرژى خورشید براى القاى واکنشهاى شیمیایى استفاده مى‌کنند تا کیفیت محصولات موجود را افزایش دهند یا محصولات کاملا جدیدى را بسازند. گرما شیمیایى به استفاده از گرما براى رانش واکنشها اطلاق مى شود و نور شیمیایى به استفاده مستقیم فوتونها مانند بخش ماوراى بنفش طیف خورشید اطلاق مى‌شود. تولید هیدروژن از انرژى خورشید نیز به توجه ویژه نیاز دارد، زیرا هیدروژن سوخت تمام نشدنى و سازگار با محیط است.
انرژى خورشیدى (نیازها و محدودیتها)
برخى انرژیهاى تجدید پذیر را تنها امید بقاى کره زمین دانسته‌اند، در حالى که عده‌اى آنرا منبعى حاشیه‌اى با ظرفیت محدود به حساب مى‌آورند. از سویى منابع سوخت فسیلى پایان پذیر و تجدیدناپذیر است و باید از انرژیهاى تجدید پذیر که به رغم منابع فسیلى ، منافع زیست محیطى فراوانى در بر دارد بیشتر بهره جست. انرژى خورشیدى ، نتیجه فرآیند پیوسته همجوش هسته‌اى در خورشید است و هم اکنون کل منبع انرژى خورشیدى 10 هزار برابر مصرف انرژى کنونى بشر است، اما اندک بودن شدت این توان و تنوع زمانى و جغرافیایى آن ، مشکلات عمده‌اى را فراهم کرده که سهم این انرژى را در برابر کل انرژى محدود مى‌کند.
با این حال ، در کشورهایى که هزینه انرژى معمولى به دلیل مالیات زیاد است و دولت تلاش زیادى براى ترغیب مردم به استفاده از انرژى خورشیدى مى‌کند، بازار براى سیستمهاى حرارتى خورشیدى کم دما رونق دارد. با آنکه کل منبع انرژى خورشیدى این امکان بالقوه را دارد که سهم عمده اى در تأامین انرژى جهانى در آینده داشته باشد، دلایل زیادى وجود دارد که سهم استفاده از آن را در 20 سال آینده بسیار محدود مى‌کند.
اهمیت این محدودیت ، همراه با الگوهاى مصرف و اولویتهاى ملى تغییر مى‌یابد. یکى از محدودیتهاى عمده در استفاده از انرژى خورشیدى ، عدم کارآیى اقتصادى سیستمهاى خورشیدى اولیه در برابر سیستمهاى تکامل یافته با سوخت فسیلى است که با افزایش قیمت سوختهاى معمولى و اقتصادى تر کردن دستگاههاى خورشیدى با حجم تولید بیشتر ، گرایش به استفاده از این گونه انرژى را مى‌توان شتاب بخشید. در کنار محدودیتهاى اقتصادى لازم است انرژى خورشیدى و مزیتهاى استفاده از آنرا با آموزش در محتواى فرهنگى زندگى مردم و به منظور ارتقاى سطح آگاهى آنان وارد ساخت که به سرمایه گذارى و توجه دولت به بخش خصوصى نیاز دارد. محور دیگر معادله اجتماعى انرژى خورشیدى ، توسعه مهارتهاى فنى در میان طراحان ، نصابان و تعمیر کاران بسیارى از دستگاههایى است که بطور وسیع در سراسر جهان توزیع مى‌شوند.
با توجه به دورنماى فراگیرى انرژى خورشیدى و با توجه به کل سرمایه در دسترس براى سرمایه گذارى در انرژى خورشیدى که در 30 سال آینده به 10 درصد کل سهام انرژى جهان محدود خواهد شد، به این نتیجه مى‌توان رسید که انرژى خورشیدى دست کم زودتر از سال 2020 نمى‌تواند جانشین اصلى انرژى سوختهاى فسیلى شود. کشورها نیز در زمینه سرمایه گذارى در این بخش با محدودیت روبرو هستند و روشى که براى کاهش این محدودیتها مى‌توان به آن اشاره کرد.
جذب سرمایه بخش خصوصى و استفاده از آن بخش از بودجه دولتى است که براى سرمایه گذارى در انرژى خورشیدى اختصاص داده شده است که بسیارى از کشورها با کاربست این روش به موفقیتهایى دست یافته‌اند و در کشور ما نیز باید شرایط حضور بخش خصوصى فراهم و اقدامهاى لازم براى جذب بخش خصوصى انجام شود. آلمان که با پیامدهاى افزایش شدید بهاى نفت دست به گریبان بوده و برنامه تولید انرژى هسته‌اى خود را نیز کنار گذارده است، هم اکنون در صدد گسترش دادن نیروگاههاى بسیار بزرگ است.
اخیرا بزرگترین نیروگاه خورشیدى در این کشور گشایش یافت. این نیروگاه که در جنوب شهر لایپزیک و در شرق این کشور قراردارد با 33هزار و 500 پانل فتوولتاییک حدود 5 مگاوات ساعت برق تولید مى کند. این نیروگاه قادر است برق 1800 خانوار را تامین کند. براساس ارزیابى سازمان انرژى خورشیدى آلمان، مجموع ظرفیت تولید آماده در سال جارى به 300 مگاوات رسیده که دو برابر ظرفیت تولید پیشین در این کشور است.
هم اکنون نگرانیهاى فراوانى در زمینه توانایى کشورها در یافتن منابع سرمایه‌اى به منظور تأمین نیازهاى مالى توسعه استفاده از این نوع انرژى در دهه‌هاى آینده وجود دارد که این معضل در کشورهاى در حال توسعه شدیدتر است. اما به نظر مى‌رسد با ایجاد سرمایه گذاریهاى کلان و سریع در این زمینه ، مشارکت بخش خصوصى در این گونه طرحها و مهمتر از همه ارتقاى سطح فرهنگى کشور براى استفاده از انرژیهاى جانشین (تجدیدپذیر) تا چند سال آینده ، دستیابى به این هدف مهم چندان دور نباشد.

نوترینوی خورشیدی
همان طور که می‌دانید، خورشید «جعبه سیاهی» است که اختر شناسان فقط می‌توانند «خروجی» آن را بررسی نمایند. تمام اطلاعات مربوط به خورشید که برای اخترشناسی جدید قابل حصول بوده بر مبنای مطالعه تابش‌های مختلفی قرار دارد. که از بیرونی ترین لایه‌های خورشید منتشر می‌گردد. هیچ گونه معلوماتی مستقیما از اعماق خورشید به دست نمی‌آید. اگر بخواهیم اظهار نظر دقیقی به عمل آوریم. باید بگوییم که نظریه ترکیب داخلی خورشید که دوام میزان انرژی آن را در اثر واکنش‌های گرما هسته‌ای می‌داند فقط یک مدل نظری است. آری ، کلمه فقط در این مورد کاملا مناسب نیست.
نوترینو
نوترینو ذره‌ای است با سرعت زیاد که مستقیما مربوط به واکنش‌های گرما-هسته‌ای می‌گردد. نوترینوها در اثر تبدیل هسته هیدروژن به هلیوم تشکیل می‌شوند و بر مبنای عقاید جدید ، منبعی از انرژی میان ستاره‌ای هستند. شار این ذرات و انرژی آنها به درجه حرارت و ماهیت واکنش‌های گرما - هسته‌ای بستگی دارند. در حالی که فوتونهای تشکیل شده در داخل منظومه شمسی ، پیش از وارد شدن به فضا حدودا ده بیلیون بار برخورد پیدا می‌کنند. قدرت نفوذ نوترینو به قدری زیاد است که از تمام توده ماده خورشیدی بدون برخورد به مانعی عبور می‌کند و به زمین می‌رسد. اگر امکان داشت آنها را به دام بیاندازیم می‌توانستیم مشاهده نماییم که در داخل خورشید چه می‌گذرد. در صورتی که نوترینوها فقط بطور مستقیم در خلال برهمکنش با ذرات دیگر (در واکنشهای گرما - هسته‌ای) که نتایج آن قابل ثبت می‌باشد، بررسی می‌شوند. چنین اظهار نظری بسیار مشکل می‌گردد.
نظریه گرما - هسته‌ای
نظریه گرما هسته‌ای به وضوح فرآیندهای تکامل ستاره‌ای را توضیح می‌دهد. و با مشخصات فیزیکی قابل رصد خورشید و ستارگان کاملا مطابقت می‌نماید. با این وجود این نظریه درست مانند هر مدل نظری دیگر که مربوط به وضعیت داخلی جعبه سیاه است چون بر شواهد غیر مستقیمی تکیه دارد، نمی‌تواند رضایت بخش باشد. تایید مستقیم اطلاعات ضروری است و چنین تاییدی باید از اطلاعاتی که مستقیما از داخل ستارگان به دست می‌آید، فراهم گردد. یکی از راههای بدست آوردن چنین اطلاعاتی مشخص شده است. و آن عبارت است از اختر شناسی نوترینویی و یا به طور دقیق نیز یک نجومی نوترینویی.
واکنش گرما-هسته‌ای در نوترینو
یکی از این گونه واکنش‌ها به وسیله فیزیکدان مشهور آگادمیسین برنو .ام.پونتکرنو (Bruno M.Pontecorvo) پیشنهاد گردید. او خاطر نشان کرد که ایزوتوپ کلر (37Cl) می‌تواند یک نوترینو جذب کند و با از دست دادن یک الکترون به یکی از ایزوتوپ‌های آرگن (37Ar) تبدیل شود. که ردیابی الکترون بوجود آمده دشوار نیست. از این گذشته چون 37Ar رادیواکتیو است، مقدار آن بوسیه محصولات حاصل از تجزیه‌اش قابل اندازه گیری می‌باشد.
آشکارسازی نوترینوها
اشکال ثبت نوترینوها به وسیله آشکارساز کلر این است که باید شار نوترینو از دیگر پرتوهای کیهانی که می‌توانند واکنش هسته‌ای تبدیل کلر به آرگن را آغاز کنند، مجزا شود. این واقعیت انجام گیری در عمق کره زمین را که نفوذ ذرات کیهانی به داخل آن ممکن نیست، ضروری می سازد. فکر ساختن آشکارساز کلر به وسیله فیزیکدان آمریکایی ریموند دیویس (Ragmond Davis) و همکارش اجرا گردید. دام نوترینو از مخزن عظیمی حاوی 600 تن تتراکلرو اتیلن مایع پاک کننده معمولی تشکیل شده بود و در گودال سنگی معدن هومزتیک نزدیک شهر لید در داکوتای جنوبی کار گذاشته شد.
تفاوت تابش الکترومغناطیسی با نوترینوی خورشیدی
تابش الکترومغناطیسی که از خورشید به ما می‌رسد. واقعا حدود یک میلیون سال پیش از خورشید گسیل شده و باید فاصله داخل خورشید تا سطح آن و بعد تا سطح زمین را پیموده باشد. ولی نوترینوها عملا شرایط خورشید را در لحظه بررسی گزارش می‌دهند. بنابراین تعجبی ندارد که چرا نتایج مطالعه به وسیله تابش الکترومغناطیسی با نتایج مطالعه به وسیله نوترینو تفاوت دارد.
آیا عدم وجود نوترینوهای خورشید در آزمایش ویدیس به دلیل است که در دوره ما کوره گرما هسته‌ای خورشید است از کار کشیده است؟ برای پاسخ دادن به این سئوال آزمایش‌های بیشتری ضرورت دارد. و تجهیزات چنین آزمایشی هم اکنون در حال گسترش می‌باشد. مسئله دیگری که احتمال نتایج تجربیات دیویس را توضیح می‌دهد. طبیعت خود نوترینوها می‌باشد.

تاج خورشید
اگر در یک کسوف ، قرص ماه به اندازه کافی بزرگ باشد، طوری که تمامی فام سپهر را بپوشاند و در اطراف خورشید مقابل زمینه تاریک آسمان ، خرمنی به سفیدی مروارید ظاهر شود که روشنایی آن تقریبا به اندازه نصف روشنایی ماه تمام باشد، این خرمن سفید را تاج خورشید گویند.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
نتایج نظریه اتمی کاربرد مستقیمی در مطالعه جو خورشید دارند. برای سادگی می‌توان تصور نمود که جو خورشید از چند لایه تشکیل شده است. سطح موثر (The Effective Surface) خورشید یعنی لایه زیرینی که به علت کثرت کدری غیر قابل مشاهده است، شیر سپهر (Photoshere) را تشکیل می‌دهد. تشعشع پیوسته قابل رؤیت از خود شیر سپهر سرچشمه می‌گیرد. دو لایه خارجی رقیقتر فام سپهر (Chromosphere) و تاج (Corona) را تشکیل می‌دهند.
تاج نگار (Coronagaph)
قبلا تاج خورشبد در موقع کسوف کامل قابل مشاهده بود، ولی از وقتی که که گوروناگراف (تاج نگار) ، دستگاهی که نور پراکنده خورشید را حذف می‌کند، توسط لیوت (B. Lyot) اختراع شد. مشاهده تاج داخلی در روزی که هوا ابری نباشد، امکان پذیر است.
قسمتهای مختلف تاج خورشیدی
تاج خورشید از دو قسمت که با یکدیگر پوشش دارند تشکیل شده است.
1-تاج k یا تاج واقعی.
2-تاج f که از نور زودیاک (Zodiacal – Light) داخلی تولید می‌شود.
طیف تاج خورشیدی
طیف تاج خورشیدی از نور هر دو منبع ایجاد می‌شود. طیف تاج k از نور بازتابی خورشیدی بوجود آمده و به سادگی قابل تشخیص است. نور تاج k یک زمینه پیوسته با خطوط تشعشعی نشان می‌دهد. تشعشع ، پیوسته در اثر پراکندگی نور خورشید در الکترونهای آزاد متعدد بوجود می‌آید. خطوط جذبی فرانهوفر به علت پدیده دوپلر الکترونهای پخش کننده که سرعت حرارتی زیادی دارند، واضح به نظر نمی‌رسند.
منشأ خطوط تشعشعی تاج خورشید
منشأ خطوط تشعشعی تاج تا سال 1942 روشن نشده بود. تا اینکه ب. ادلن (B. Edlen) اغلب آنها را به عنوان خطوط ممنوعه اتمهای کلسیم (Ca) ، نیکل (Ni) و آهن (Fe) توجیه نمود که بین 9 تا 15 الکترون خود را از دست داده‌اند و بدین جهت در یک حالت یونیزاسیون شدید می‌باشند.
شدیدترین خط تشعشع تاج
شدیدترین تشعشع تاج ، طول موجی برابر 5303 آنگستروم دارد و متعلق به Fexiv تشخیص داده شده است. این خط در آزمایشگاه مشاهده نمی‌شود و به عنوان خط ممنوعه تلقی می‌گردد.
خطوط غیر مجاز
در تاج خورشید اغتشاشی در اتمها در اثر برخورد با دیواره ظرف ایجاد نمی‌شود. همچنین به ندرت برخوردی با اتمها یا الکترونهای دیگر اتفاق می‌افتد. بنابراین الکترونهای زیادی در حالیکه در سطح برانگیخته‌ای با طول عمر دراز به سر می‌برند، غیر مغشوش باقی می‌مانند. آنها می‌توانند سپس با تشعشع خطوط مجاز (Permited Line) به سطح انرژی پایینتر برسند.
منطقه قابل رؤیت تاج خورشیدی
تاج خورشید فقط در منطقه‌ای که طول موج آن کوتاهتر از 50 سانتیمتر شفاف است. مشاهدات بوسیله یک رادیو تلسکوپ با طول موجهای بیش از 50 سانتیمتر فقط تابش تاج خورشید را ثبت می‌کنند. درجه حرارتی که از این اندازه گیریها نتیجه می‌شود، با درجه حرارت تاج خورشیدی ، یعنی یک میلیون درجه که از اندازه گیری طیف آن نتیجه می‌شود، مطابقت دارد.
ساختمان تاج خورشید
ساختمان تاج خورشید همیشه یکسان نیست. در زمان حداکثر فعالیت خورشید ، نور آن بطور متقارن در اطراف خورشید توزیع شده است. در زمان حداقل فعالیت خورشید ، تاج در نزدیکی قطبین فرو رفتگی و در سطح استوا برآمدگی دارد.
چرا تابع خورشید از سطح گرمتر است؟
در حالت معمولی ، انرژی گرمایی از منطقه گرمتر منتقل نمی‌شود. در حدود نیم قرن اخترشناسان در پی دریافتن توجیهی برای این مطلب بودند. در حال حاضر کمیسیونی مشترک از آژانس فضایی اروپا و ناسا از طریق رصدخانه خورشیدی و فضاپیمای SOHO به دنبال حل این معما هستند. تجهیزاتی که بر روی فضاپیماها تعبیه شده است نشان می‌دهد که در سطح خورشید حلقه‌های مغناطیسی دچار تغییرات سریعی می‌شوند که با درخشندگی گازهای داغ تاج خورشید در ارتباطند.
آلن تایتل از انستیتوی تحقیقات فضایی کالیفرنیا می‌گوید: حدس می‌زنم که روند اساسی گرم شدن تاج خورشید را کشف کردیم، اما هنوز دقیقا نمی‌دانیم که به چه صورت عمل می‌کند. در طی چند روز ، میدانهای مغناطیسی در منطقه‌ای به وسعت کالیفرنیا ظاهر و سپس ناپدید می‌شوند. انرژی این میدانها برابر با انرژی حاصل از هزاران سد (Hoover Dams) در طی هزاران سال می‌باشد. زمانی که این میدانها از بین می‌روند، جریانهای الکتریی وسیعی تولید می‌شود که بر روی تاجها مساعد عمل می‌کنند. این جریانها شبیه حرارتی هستند که توسط یک حباب روشنایی ایجاد می‌شود و این انرژی خیلی بیش از آن مقداری است که برای گرم کردن تاج لازم است.

فیزیک خورشید
خورشید ، ستاره درخشان روز ، یک عنصر معمولی آسمان پرستاره است. فقط یک ستاره از صد میلیارد ستاره‌ای است که راه شیری را می‌سازند. اگر خورشید چندین میلیارد کیلومتر دورتر از ما بود، مانند ستارگان معمولی عجیب و غریبی در آسمان وجود دارند، ولی خورشید ما جزو آنها نیست. به سبب نزدیک بودن به زمین ، خورشید ستاره‌ای بی همتا برای گیاهان ، جانوران و انسان است. گرما و نور آن ، پنج هزار میلیون سال است که بر زمین می‌تابد و باز هم ادامه خواهد داشت. از این رو همه موجودات زنده زمین ، حیات خود را به خورشید مدیون هستند.
تاریخچه
تا حدود یک قرن پیش ، تحصیلکرده‌ها عقیده داشتند که خورشید جز توپ فروزانی از آتش ،‌ چیز دیگری نیست. اگر خورشید از زغال سوزان ساخته شده باشد، حتی یک میلیون سال هم دوام نمی‌آورد و به توده‌ای از خاکستر تبدیل می‌شود. زمین شناسان نشان داده‌اند که زمین هزاران میلیون سال عمر دارد و در تمام این مدت هم پرتو خورشید بر آن تابیده است. در دهه 1930 میلادی (1309 شمسی) فیزیکدانان دریافتند که انرژری خورشید و ستارگان از واکنشهای هسته‌ای پدید می‌آید.
گرانش خورشید
گرانش خورشید ، شدیدتر از گرانش زمین است. اگر انسان بتواند بر آن گام بگذارد، حدود 2 تن وزن خواهد داشت. البته این حادثه ناممکن است، چرا که خورشید سطح جامد ندارد و دمای آن به 6000 درجه سانتیگراد می‌رسد. این دما ، بیشتر از دمای ذوب هر ماده شناخته شده است. دمای سطح خورشید خیلی زیاد به نظر می‌رسد، ولی درون آن بسیار داغ تراست. تمامی این کره از گاز سوزان است. در مرکز ، دما به شانزده میلیون درجه سیلسیوس می‌رسد.
ساختار خورشید
خورشید ، انرژی لازم برای زندگی را فراهم می‌سازد. این کره غول پیکر با شعاع 6.96x105Km را دارای تابندگی یا آهنگ تابش انرژی 3.86x1026W است. چگالی متوسط خورشید عمدتا ترکیبی از گازهای هیدروژن و هلیوم می‌باشد. سه چهارم گاز درون خورشید از هیدروژن که سبکترین گازها است، تشکیل یافته است. در اعماق داغ آن ، اتمهای هیدروژن فشار زیادی بر هم وارد می‌کنند. گروهی از آنها با چنان شدتی به گروه دیگر برخورد می‌کنند که در هم می‌آمیزند و ماده کاملا جدیدی به نام هلیوم تشکیل می‌یابد
کاوش خورشید
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
یکی از بخشهای مهم در ستاره شناسی ، کاوش خورشید است. برخی از رصدخانه‌ها ، جز خورشید چیز دیگری را رصد نمی‌کنند. پی بردن به اینکه خورشید چگونه گرما تولید می‌کند و چگونه بر آب و هوای زمین اثر می‌گذارد، ضروری است. خورشید بسیار بزرگتر و نیز بسیار سنگین تر از زمین است. اگر صد سیاره به اندازه زمین در کنار هم قرار گیرند، می‌توانند ازیک طرف تا طرف دیگر خورشید برسند. حجم آن یک میلیون بار و جرم آن 330000 بار بیشتر از زمین است. فاصله زمین تا خورشید ، حدود 150 میلیون کیلومتر است. نور و گرما ، این فضا میان سیاره‌ای را در هشت دقیقه می‌پیماید و به ما می‌رسد. گرچه ظاهرا فاصله زیادی است، ولی تعداد ستارگانی که یک میلیون بار دورتر از خورشید هستند، از تعداد انگشتان تجاوز نمی‌کنند.
از این رو ، اطلاعات ما در مورد خورشید بیش از اطلاعات ما درباره هر ستاره دیگر است. فشار و همچنین دما در داخل خورشید باید آن قدر زیاد باشد، تا بتواند وزن خورشید را تحمل کند. پیکره خورشید گازی و داغ است. در حقیقت گازها (عمدتا هلیوم و هیدروژن) تقریبا کاملا یونیزه هستند (یک پلاسما است). دما ، فشار و چگالی از سطح به مرکز خورشید در جایی که انرژی بوسیله واکنشهای هسته‌ای حرارت زا آزاد می‌شوند، افزایش می‌یابند. وقتی در هسته خورشید هیدروژن به هلیوم تبدیل می‌شود، مقادیر زیادی از انرژی به صورت فوتون و حرکات گرمایی آزاد می‌شوند.
شیر سپهر خورشید
فوتونها از میان منطقه بزرگ تابشی به طرف خارج پخش می‌شوند، تا اینکه به منطقه جابجایی بیرونی ، جایی که بیشتر انتقال انرژی توسط حرکات جوشان گاز صورت می‌گیرد، برسند. سطح قابل رویت خورشید (شیر سپهر) در بالای لایه جابجایی محلی که جو پیچیده و وسیع خورشیدی آغاز می‌شود، رخ می‌دهد. پایه جو خورشیدی شیر سپهر است. لکه خورشیدی بر روی شیر سپهر ظاهر می‌شوند. لایه خارجی بعدی رنگین سپهر است.
تاج خورشید
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
از بالای رنگین سپهر ، زبانه‌های بسیار زیبا و زبانه‌های سیخی تیز پدیدار می‌شوند. در آن سوی این ناحیه ، تاج رقیق وسیعی با نوری لطیف قرار گرفته است که در بادهای خورشیدی جاری به سمت خارج و در محیط بین سیاره‌ای در هم می‌شود.
آینده خورشید
با تبدیل هیدروژن به هلیوم انرژی تابشی آزاد می‌شود. چگالی زیاد ماده ، این تابشها را درون خورشید گرفتار می‌سازد. از آزاد شدن انرژی در محدوده مرکزی تا رسیدن به سطح خورشید ، میلیونها سال طول می‌کشد. بعد در ظلمت فضا ، جاری می‌شود و تا رسیدن به نزدیکترین کهکشان بزرگ در آن سوی راه شیری ، دو میلیون سال دیگر ادامه می‌دهد. اگر فرآیند گرمایی خورشید ، همین الان باز ایستد، چند هزار سال بعد ناظر خاموشی کامل آن خواهیم بود. اکنون خورشید به نیمه راه زندگی خود رسیده است. اما می‌تواند کوره هسته‌ای خود را تا پنج هزار میلیون سال دیگر بطور فعال نگه دارد. نباید از خاموش شدن خورشید نگران باشیم. چرا که در آینده دور ، انسان برای بقای خود مجبور به سکونت در سیاره‌هایی خواهد شد که به دور ستارگانی روشن می‌گردند.
خطرات نور خورشید
خورشید علاوه بر گرما و نور ، تابشهای دیگری نیز گسیل می‌کند که برای موجودات زنده ، زیانبار است. پرتوهای ایکس و فرابنفش سلولهای گیاهان و جانوران را نابود می‌کنند. پوشش جو تقریبا به سطح زمین می‌رسد و در روزهای آفتابی ، سبب برنزه شدن پوست می‌شود. حتی ممکن است در اثر تابش بیشتر خورشید دچار آفتاب زدگی شویم. فضانوردان مجبورند که در سفرهای فضایی ، خود را در مقابل پرتوهای زیانبخش خورشید حفظ کنند. اگر مستقیما به خورشید نگاه کنیم، نور خیره کننده آن می‌تواند برای همیشه به چشم آسیب برساند.
رصد خورشید
برای مشاهده خورشید به هیچ عنوان دستگاههای درشت نما ، مانند تلسکوپ یا دوربین دو چشمی بکار نبرید. صافیهای ارزان قیمتی که گاهی همراه تلسکوپ می‌فروشند و شکننده‌اند، ممکن نیست که همه پرتوهای نامرئی و خطر ناک را سد کنند. حتی اخترشناسان نیز مستقیما با تلسکوپ به خورشید نگاه نمی‌کنند. دستگاههای ویژه‌ای به تلسکوپهای خورشید وصل می‌شوند تا بتوان رفتار خورشید را مطالعه کرد. اطلاعات بدست آمده از رصدخانه‌های خورشیدی ممکن است روزی ما را به پیش بینی دراز مدت آب و هوای زمین قادر سازد.

لک خورشیدی
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
احتمالاً جرم ، شعاع درخشندگی خورشید از چند میلیارد سال پیش تغییر محسوسی نکرده‌اند. ولی سطح خورشید تعداد زیادی پدیده‌های زودگذر و متغیر سریع را نشان می‌‌دهد. احتمالاً هیچ یک از پدیده‌های خورشیدی به اندازه لک‌های سیاهی که گاهگاه روی قرص خورشید ظاهر می‌‌شوند مورد مطالعه قرار نگرفته‌اند. لکهای خورشیدی معمولاً به صورت گروههایی متشکل از دو یا چند لک منفرد ظاهر می‌‌شوند که یک پیشرو (در جهت دوران خورشید) اغلب بزرگتر می‌‌باشد.
خورشید آنقدر داغ است که نمی‌‌تواند سطح جامدی داشته باشد و صفحه زردی که می‌‌بینیم در حقیقت بالاترین لایه گاز ملتهب است روی این لایه ، منطقه خنکی از گاز شفاف قرار گرفته است که رنگین سپهر نامیده می‌‌شود. عکسی که تحت شرایط دید بسیار خوبی گرفته شده باشد نشان می‌‌دهد که سطح خورشید را ظاهری خالدار یا حبابی شکل است. لکه‌های تیره که لکه‌های خورشیدی نامیده می‌‌شوند حتی در ایام باستان نیز مورد توجه و رصد بوده‌اند.
لکه‌های خورشیدی در سطح آتشین خورشید مانند حفره‌هایی به نظر می‌‌رسند و در حقیقت مناطقی هستند که دمای آنها حدود 200 درجه سانتیگراد از سطح اطراف آنها کمتر است. با این حساب دمای این مناطق تقریباً 400 درجه سانتیگراد می‌‌باشد با وجودی که شئی به این داغی در واقع باید بی‌نهایت روشن و شفاف باشد اما لکه‌های خورشیدی تنها به این دلیل که از بقیه قسمتهای خورشید خنکتر و کم نورترند تیره و تار به نظر می‌‌رسند اگر جدا کردن یکی از لکه‌های خورشید و بررسی آن امکان پذیر بود این لکه‌ها به روشنی ماه کاملاً جلوه می‌‌کرد.
تشکیل لکه‌های خورشیدی
احتمالا مغناطیس بسیار قوی خورشید از داخل خورشید بیرون می‌‌جهد و در نقطه‌ای که توده بار مغناطیسی از خورشید خارج و سپس دوباره داخل آن می‌‌شود یک جفت لکه ایجاد می‌‌گردد. لکه‌های کوچک در عرض چند ساعت از بین می‌‌روند اما لکه‌های بزرگ می‌‌توانند خیلی بیشتر عمر کنند و طول لکه‌های کوچک 3000km است در حالیکه بیشتر لکه‌ها تقریباً به بزرگی زمین می‌‌باشند و لکه‌های بسیار بزرگ تا 150000km می‌‌رسند.
تأثیر لکه‌های خورشیدی بر زندگی بشر
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
لکه‌های خورشیدی می‌‌توانند در ارتباطات رادیویی دخالت بکنند ذرات الکتریکی بوسیله شراره‌ها و انفجارهای نزدیک لکه‌ها به فضا پرتاب می‌‌شوند. الکتریسیته خورشیدی که در این توفانها به حرکت در می‌‌آیند بخش بالایی جو زمین را تغییر می‌‌دهند در این مواقع ممکن است متوجه محو شدن امواج رادیویی با برد بلند شویم.
بزرگی و طول عمر لکها
بزرگی و طول عمر لکها متغیر است اکثر لکها طول عمر کمتر از یک روز دارند ولی لکهای بزرگتر می‌‌توانند تا 70 روز دوام داشته باشند. هر لک در مرحله اول به صورت یک منفذ کوچک دیده می‌‌شود که تقریبا 2000 کیلومتر قطر آن است. این منفذها بزرگتر شده و به سرعت به لکهای کوچکی تبدیل می‌‌شوند و معمولا در ظرف یک روز از بین می‌‌روند ولی بعضی از لکهای بزرگی که چند برابر از زمین بزرگتر هستند تبدیل می‌‌گردند. از مطالعه بیناب لکها می‌‌توان درجه حرارت مؤثر آنها را درحدود 4500 درجه تخمین زد.
نحوه رصد لکه‌های خورشیدی
ستاره شناسان خورشیدی برای مطالعه این سطح گازی از عکسهایی که با تلسکوپهای مخصوص گرفته شده است استفاده می‌‌کنند. عکسهای مزبور غالباً با صافیهای ویژه‌ای تهیه می‌‌شوند این صافیهای نوری را که با نوع خاصی از اتم مانند هیدروژن یا کلسیم همراه است از آن جدا می‌‌کنند. بدین ترتیب امکان انتخاب بخشهای مجزای سطح خورشید برای مطالعه و تحقیق ممکن می‌‌شود. سعی نکنید با ذره بین یا تلسکوپ به خورشید نگاه کنید. با داشتن تلسکوپ ساده‌ای با یک پایه محکم می‌‌توانید بر روی یک صفحه سفید تصویری از خورشید را بدست آورید.
لکه‌های خورشیدی به شکل لکه‌های خاکستری رنگ ظاهر می‌‌شوند. اگر چندین روز متوالی وضعیت این لکه‌ها را ثبت کنید به زودی خواهیم دید که اندازه و شکل آنها تغییر می‌‌کند و خود خورشید هم به آهستگی می‌‌چرخد. آن طور که از زمین دیده می‌‌شود در نزدیکی استوا تقریبا 26 روز طول می‌‌کشد تا لکه‌ها یک دور کامل بزند. حال آنکه این مدت در حوالی قطبها به 40 روز می‌‌رسد. این اختلاف در چرخش ثابت می‌‌کند که خورشید نمی‌‌تواند مانند زمین یک جسم جامد باشد و در صورتی که خورشید جامد بود، همه لکه‌ها همزمان به دور خورشید کشیده می‌‌شدند.
ثبت لکه‌های خورشیدی در 300 سال گذشته نشان داده که تعداد لکه‌ها و تغییرات اندازه آنها در یک دوره تقریبا 11 سال دوام می‌‌آورد. در مدت 5 - 6 سال تعداد لکه‌ها پیوسته افزایش می‌‌یابد آنگاه در 4 یا 5 سال بعد از تعداد آنها کاسته می‌‌شود. در پایان دوره ممکن است تا چندین ماه به هیچ وجه لکه‌ای وجود نداشته باشد تا آنکه دوره جدید فرا برسد. احتمالا تغییرات گسترده نیروی مغناطیسی خورشید سبب این تحولات و تنوع در تعداد لکه‌ها می‌شود. شدت میدان یک لک کوچک معمولاً در حدود 100 گوس است. لک‌های بزرگتر می‌‌توانند میدانهایی تا 4000 گوس نیز داشته باشند.
وفور و توزیع لکهای خورشیدی
وفور و توزیع لکهای خورشیدی تقریبا تناوبی است. تعداد لک‌های خورشیدی مقارن مینیمم فعالیت در اثر تقاطع دو دوره بوجود می‌‌آیند. هردوره تازه با تعدادی لک در عرض‌های تقریبی 30± درجه شروع می‌‌شود. میزان وفور وقتی به حداکثر می‌‌رسد که لک‌ها در عرض‌های تقریبی 15± درجه ظاهر می‌‌گردند. دوره پس از تقریباً 11 سال با چند لک در حوالی 8 ± درجه خاتمه می‌‌یابد.
قطبین لکهای خورشید
1-در یک گروه از لکهای خورشیدی قطبین بزرگترین لک با قطبین لکهای کوچکتر هم علامت یا باعلامت مختلف می‌‌باشند.

2-علامت قطبین لکها در دوره معینی طوری تابع عرض آنهاست که بزرگترین لکها درشمال و جنوب استوا دارای علامت مختلف هستند.

دوره علامت قطبین لکها: علایم قطبین لکها در هر دوره 11 ساله بر عکس دوره‌های قبلی یا بعدی می‌‌باشند. در دوره 1924-1935 لک پیشرو (در مقایسه با جهت دوران خورشید) در نیمکره شمالی علامت منفی داشت و شبیه قطب آهنربایی بود که در روی زمین به طرف جنوب متوجه باشد و لک پسرو دارای قطب مخالف بود.
در همان موقع در نیمکره جنوبی لک پیشرو مثبت و مثل قطب آهنربایی بوده که در روی زمین به طرف شمال می‌‌ایستند و لک پسرو علامت منفی داشته است. در دوره بعدی 1935- 1946 لکهای شمالی مثل لکهای جنوبی دوره 11 ساله قبلی بودند و برعکس. به این ترتیب دوره مغناطیسی لکهای خورشیدی ، تناوبی در حدود 22 سال دارد. (دو برابر تناوب 11 ساله وفور لکها)
لک خورشیدی و آهنربا: یک جفت لک را که علائم مخالف دارند می‌‌توان به نوکهای یک آهنربای نعلی شکل تشبیه نمود که تا شید سپهر ادامه داشته باشند.

کلف های خورشیدی
تاریخ شناخت کلفهای خورشیدی که فعالیت شدید این ستاره را بیان می‌دارند به حدود 2000 سال پیش باز می‌گردد. تا اوایل سده هفدهم میلادی که وجود کلفهای خورشیدی بر چهره تابناک کانون منظومه شمسی مسجل گردید. ستاره شناسان و دانشمندان وجود کلفهای خورشیدی را زائیده پاره‌ای اجرام و ذرات آسمانی واقع میان زمین و خورشید می‌پنداشتند و تصور وابستگی عوارض مزبور را به خود خورشید مردود می‌دانستند. گالیله و شینر در سال 1610 میلادی به کمک دوربینهای نجومی که به تازگی اختراع شده بود، پندارهای دیرین را به یک سو گذاردند و کلفها را بخشی از سیمای فروزان خورشید بشمار آوردند.
قسمتهای مختلف کلف خورشیدی
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
معمولاً هر کلف خورشیدی از یک بخش مرکزی تاریک یا سایه تشکیل یافته و پیرامون آن را بخش روشنتری بنام نیم سایه که قطر آن حدود 2.5 برابر بخش میانی است فرا گرفته و حدود 80 درصد سطح کلف را به خود اختصاص داده است. قسمت نیم سایه ظاهراً از یک سری رشته‌های تاریک و روشن که به صورت شعاعهایی از بخش سایه شروع شده و به لبه‌های کلف ختم گردیده تشکیل یافته است.
ویژگیها
علت سیاهی کلفهای خورشیدی را در پائین‌تر بودن دمای آنها در مقایسه با دمای متوسط رخشانکره می‌توان جستجو کرد. قسمت سایه کلف دارای دمایی حدود 4000 کلوین است و در مقایسه با دمای بخش نیم سایه که به حدود 5600 کلوین بالغ می‌گردد سایه‌تر به نظر می‌رسد و به همین ترتیب قسمت نیم سایه نیز در مقایسه با رخشانکره که دمای آن بالغ بر 6000 کلوین می‌باشد، طبیعتاً تاریکتر به نظر خواهد رسید. تأثیر اختلاف دما میان رخشانکره و بخشهای مختلف کلف موجب گردیده تا درخشندگی بخش سایه حدود 70 درصد از تابناکی رخشانکره کمتر باشد و درخشش بخش نیم سایه نیز به چیزی حدود 70 درصد فروزش رخشانکره کاهش یابد.
بدیهی است علت تاریکی کلفهای خورشیدی چیزی جز تضاد درخشندگی میان قسمتهای بالا نبوده و بالطبع نباید با تعبیری از تاریکی که در اذهان موجود است مقایسه گردد. برای روشن شدن مطلب کافی است بطور مشابه گفته شود که میزان درخشندگی کلفی به اندازه قطر زمین لااقل 50 بار روشنائی کره ماه در حالت بدر بیشتر است. اندازه کلفهای خورشیدی از 1000 کیلومتر شروع می‌شود و به ده هزار کیلومتر می‌رسد و گاه پهنه‌ای را به وسعت 10 کیلومتر مربع به خود اختصاص می‌دهد. پاره‌ای اوقات گروهی از کلفهای خورشیدی که در محل جمع شده‌اند. پهنه‌ای را به درازای بیش از صد هزار کیلومتر اشغال می‌کنند.
طبقه بندی
در طبقه بندی که بر اساس رویش و تکامل کلفهای تهیه گردیده ، لکه‌های خورشیدی را به 9 طبقه تقسیم کرده‌اند. خوشه کوچک در نخستین طبقه جای دارد و طبقات بعد به گروههای دو قطبی اختصاص یافته که به ترتیب در طرف 8 تا 10 روز به حداکثر پهنه خود می‌رسند و پس از آن رو به زوال گرائیده و به طبقات تا وارد می‌گردند و گاه تا چندین هفته در همین طبقات باقی می‌مانند، ولی در خلاف عادی عمر کلفها در طبقات اخیر بیش از 2 هفته به درازا می‌کشد.
کلفها و چرخش خورشید
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
خورشید نیز همانند دیگر کرات به گرد محور خویش در چرخش است. اما بر خلاف یک کره جامد ، بخشهای مختلف آن مدتهای گوناگونی را صرف چرخش خورشید می‌نمایند. مدت چرخش خورشید حداقل 25.38 روز است. چرخش خورشید از زمین بسیار آرام و کند به نظر می‌رسد. زیرا کره زمین در همان جهتی که خورشید به گرد محور خویش می‌چرخد به دور مادر خود در گردش است و به همین مناسبت مدت زمان چرخش خورشید به دور محور خویش برابر 27.275 روز به درازا می‌کشد که به آن دوره افترانی گفته می‌شود.
کلفهای خورشید از جمله نشانه‌هایی هستند که چرخش خورشید را به روشنی ثابت می‌کنند. دیدار چهره خورشید در روزهای پیاپی گویای آن است که کلفهای موقعیت خود را در روی صفحه خورشید عوض می‌کنند و قرص خورشید را بطور یکنواخت و آرام از باختر به خاور می‌پیمایند. از آنجایی که استوای خورشید نسبت به سطح مدار گردش زمین به دور خورشید دارای زاویه‌ای برابر 7.25 درجه است. از این رو مسیر ظاهری کلفها در طول سال فرق می‌کند. موقعیت عوارضی مانند کلفهای خورشیدی را در روی رخشانکره بر اساس سیستم مختصات (طول و عرض) هلیوگرافی با خورشید نگاری که شباهت نامی به سیستم مختصات جغرافیایی زمین دارد بیان می‌دارند.
عرض هلیوگرافی از خط نیمکان (استوا) خورشید رو بسوی شمال و با جنوب از صفر تا 90 درجه اندازه گیری می‌شود و طول هلیوگرافی نسبت به نصف النهار مبدأ و در امتداد خط نیمکان خورشید تعیین می‌گردد. نصف النهار مبدأ خورشید دایره عظیمه است که بر سطح نیمگان عمود بوده و از دو قطب شمال و جنوب خورشید می‌گذرد و نصف النهار مزبور عبارت از خطی است فرضی که از مرکز قرص خورشید در ساعت 12 بین المللی در تاریخ یکم ژانویه سال 1854 عبور نموده و فرض بر آن است که خط مزبور دارای حرکتی است یکنواخت که در طول 25.38 روز (مدت یک دور چرخش کامل خورشید) هیچگونه تغییری در آن حاصل نمی‌گردد. سیستم مزبور که بوسیله ریچارد کرینگتون ارائه گردیده است رابطه‌ای با هیچ یک از عوارض مرئی سطح خورشید ندارد و فقط دارای تعریف ریاضی است.
زمان حرکت و جابجایی کلفهای خورشیدی متناسب با عرض هلیوگرافی آنها متفاوت است. این وضعیت گویای آن است که زمان چرخش نقاط مختلف رخشانکره متناسب با عرض هلیوگرافی آنها متفاوت بوده و از 25 روز تا 27 روز در عرض 30 درجه به طول می‌انجامد و در عرضهای بالاتر بر طول این مدت افزوده می‌گردد. زمان چرخش خورشید که بسوی ما حرکت می‌کند بسوی قرمز گرایش داشته و نور لبه‌ای که ما دور می‌گردد. به رنگ آبی تمایل می‌یابد. با بررسی این وضعیت و اندازه گیری میزان رنگهای قرمز و آبی زمان چرخش خورشید را در خط نیمکان معادل 26 روز و در نواحی قطبی 27 روز اندازه گیری کرده‌اند. ظاهراً به نظر می‌رسد که کلفهای خورشیدی حدود 4 تا 5 درصد سریعتر از دیگر عوارض زمینه رخشانکره حرکت می‌کنند.
لکهای خورشیدی و نیروی مغناطیسی
کلفهای خورشید که در جهت چرخش خورشید حرکت می‌کنند معمولاً به صورت دوتایی و یا گروهی دیده می‌شوند و کلفهای تک نیز به ندرت یافت می‌گردد. مشاهدات و اندازه گیریها نشان می‌دهد که لکهای خورشیدی از نظر تمایلات قطبی به دو دسته مخالف و یا شمال و جنوب (مثبت و منفی) تقسیم می‌گردند. لک جلویی که جلوتر از دیگر لکه‌ها حرکت می‌کند. بنام گلف پیشرو شناخته شده و آن را با حرف نمایش می‌دهند و لکهای دیگر که به دنبال لک مزبور در حرکتند کلفهای دنباله رو نام دارند و با حرف مشخص می‌گردند.
لک پیشرو از نظر مغناطیسی دارای قطب مثبت یا شمال بوده و لکهای دنباله رو دارای قطب منفی یا جنوب هستند. نیروی میدان مغناطیس قسمت سایه کلفها بین 2000 تا 4000 گاوس بوده و گاه تا ده هزار گاوس فزونی می‌یابد. قدرت میان مغناطیس کلفها زمانی روشن می‌گردد که آن را با شدت میدان مغناطیسی زمین که 0.2 گاوس در نیمگان و معادل 0.7 گاوس در قطبهاست مقایسه کنیم. کلفهای خورشیدی را از نظر خاصیت مغناطیس به سه گروه زیر تقسیم می‌کنند.
1.گروههای یک قطبی یا تک لکهای که دارای تمایل قطبی یکسان هستند.
2.گروههای دو قطبی که کلفهای پیشرو و دنباله رو آن دارای تمایل قطبی مخالف هستند.
3.گروههای مرکب که از تعداد کلفهای زیادی با تمایلات قطبی مختلف و آمیخته در هم تشکیل یافته‌اند.
علت سردی و تاریکی کلفها
با وجود اینکه قرنها از شناخت و مطالعه کلفهای خورشیدی می‌گذرد. مع الوصف هنوز از علت تاریکی آنها آگاهی دقیقی در دست نیست. پاره‌ای از دانشمندان بر این گمانند که شدت میدان مغناطیس موضعی قسمت سایه با حد زیادی از جریان یافتن مواد داغ به قسمت مزبور جلوگیری نموده و دمای آن را در مقایسه با دمای دیگر بخشهای رخشانکره در سطح پایینتری نگاه داشته است و طبیعتاً گسیلش انرژی تشعشعی کمتری را موجب گردیده است. این نظریه چندان رضایت بخش نبوده و از پشتیبانی کافی برخوردار نیست. نظریه دیگری بر این پندار است که میدان مغناطیس قوی قسمت سایه موجب فزونی جریانهای گداخته‌ای گردیده که 75 تا 80 درصد آن به امواج هیدرومغناطیس دگرگون شده و به جای گداختن ، رخشانکره از آن عبور کرده و دمای جو بالای آن را فزونی بخشیده است.
دوره تناوبی کلفهای خورشیدی
تعداد لکهای مرئی قرص خورشید بطور دوره‌ای در تغییر است. پدیده دوره تناوبی کلفهای خورشیدی بوسیله هنریک شواب در سال 1843 پس از یک مطالعه 17 ساله کشف گردید. در این قمست از دوره که شماره کلفها به حداکثر می‌رسند، تعدادشان به صد و یا بیشتر بالغ می‌گردد و در زمانهای حداقل به بیش از چند تا فزونی نمی‌یابد و حتی گاه تا چندین هفته اثری از لک در قرص خورشید دیده نمی‌شود. با وجود اینکه شواب معتقد است که دوره تناوبی لکهای خورشید در سال است، ولی بررسیهای بعدی که بویژه بوسیله آر. ولف به عمل آمده دوره تناوبی را به 11 سال فزونی بخشیده و مطالعات 50 سال اخیر میانگین دوره مزبور را معادل 10.4 سال به حساب آورده است.
صرفنظر از چند مورد استثنائی کلاً اگر بطور مثال کلفهای پیشرو واقع در نیمکره شمالی دارای خاصیت مغناطیسی مثبت باشند. کلفهای پیشرو نیمکره جنوبی از خاصیت مغناطیسی منفی بهره‌مند خواهند بود. بررسیهای انجام شده نشان می‌دهد که این وضعیت در سرتاسر طول دوره تناوب یعنی 11 سال ثابت می‌ماند و در پایان دوره دگرگون شده و قطبهای مغناطیسی جای خود را در دو نیمکره عوض می‌کنند و یک دوره 11 ساله دیگر را آغاز می‌نمایند و در نهایت پس از 22 سال دوباره به حالت نخست باز می‌گردند و به همین جهت می‌توان دوره تناوب کلفهای را 22 سال محسوب داشت.

داخل خورشيد چگونه است؟ شايد سوال جسورانه‌اي باشد، چون در واقع محققان فقط از نوسانات سطح خورشيد مي‌توانند به اين موضوع پي ببرند كه چگونه ستاره مركزي منظومه ما ساخته شده است.به گزارش ايرنا به نقل از سايت انجمن نجوم آماتوري ايران ،از زمانهاي بسيار دور مردم مي‌دانستند كه خورشيد اهداكننده زندگي به آنهاست، بيهوده نيست كه مصري‌هاي قديم به مانند يك خدا به خورشيد احترام مي‌گذاشتند.امروزه ما مي‌دانيم كه اين ستاره يك توپ گازي مشتعل است ، گرچه نگاه كردن به اين جسم داغ امكان‌پذير نيست ، اما ستاره‌شناسان در سالهاي گذشته به خيلي چيزها در مورد درون آن پي برده‌اند.خورشيد سطح جامد و سفتي ندارد، با اين حال سطح خارجي آن كه تقريبا تمام نور آن را ساطع مي‌كند قابل تشخيص است، اين فتوسفر ( نور كره) مرز بين سطح شفاف رويي، كروموسفر، تاج خورشيد و منطقه غير قابل رويت درون آن را نشان مي‌دهد.تراكمي كه به طرف مركز ستاره افزايش پيدا مي‌كند موجب مي‌شود كه بخشهاي كوچك نور كه در آنجا به وجود آمده‌اند پي در پي و بي‌وقفه به صورت اتم و الكترون در جهت‌هاي تصادفي هدايت شوند، به همين علت به طور ميانگين يك فوتون ( واحد شدت نور وارده به شبكيه چشم) ، يك ميليون سال زمان نياز دارد تا از منطقه مركزي به سطح خورشيد برسد.فشار و حرارت در جهت مركز ستاره افزايش مي‌يابد، بخش مركزي كه در آن انرژي خورشيد توليد مي‌شود ، فقط۱/۶در صد كل حجم ستاره را اشغال مي‌كند، اما تقريبا نصف جرم يا توده خورشيد را متمركز و جمع مي‌كند.در منطقه هسته با حرارت بالاي۱۵ميليون درجه سانتيگراد ، فشاري بالغ بر ۲۰۰ميليارد اتمسفر وجود دارد، انرژي‌اي كه در هر ثانيه در آنجا توليد مي‌شود مي‌تواند نياز انرژي تمام انسانهاي امروز را تا يك ميليون سال تامين كند.
در 27سال گذشته محققان شيوه‌اي را كشف كرده‌اند كه اطلاعاتي از درون خورشيد به دست مي‌دهد، " هليوسيسمولوژي" ، همانگونه كه از نامش پيداست با اين شيوه ارتعاشات خورشيد مورد بررسي و مطالعه قرار مي‌گيرد. اين ارتعاشات به طرزي كاملا متفاوت باآنچه در زمين اتفاق مي‌افتد ايجاد مي‌شود، در درون خورشيد توده‌هاي گازي به‌طور مداوم به طرف سطح آن بالا مي‌رود ، سرد مي‌شود و دوباره به اعماق ستاره فرو مي‌رود.
فيزيك‌دانان اين بالا و پايين رفتن را كه مانند آن را در يك قابلمه نيز مي‌توان مشاهده نمود ، كانوكشن ( انتقال گرما در مايع ) نام نهاده‌اند، در همين حين امواج صوتي هم توليد مي‌شود كه از درون خورشيد عبور كرده و باعث ارتعاش آن مي‌شود.مجموعه اين توپ گازي مثل بالني به نظر مي‌رسد كه از آب پر شده باشد. محققان خورشيد در موقعيتي هستند كه اين ارتعاشات را دقيقا اندازه‌گيري مي‌كنند، محاسبات اين امكان را مي‌دهد كه از هزاران صداي اصلي و بالا ، مدلي از درون خورشيد طراحي و ساخته شود.در خط فرضي استوا مواد خورشيدي در هر 25روز يك بار دور محور مي‌چرخند در عرض‌هاي بالاتر اين روند تا 35روزهم به طول مي‌انجامد، اما هنوز كاملا مشخص نشده است كه چگونه اين تغيير گردش‌ها پديد مي‌آيد.
اما آنچه قطعي است اين است كه اين تغييرات از طريق جابه‌جايي پيچيده بين توده‌هاي گازي كه بالا و پايين مي‌روند و چرخش كلي ستاره ايجاد مي‌شوند.در بخش هسته در زير منطقه كانوكشن هيچ جريان گازي وجود ندارد ، اين منطقه درخشان مثل يك جسم خشك و انعطاف‌ناپذير با دوره‌اي در حدود27روز گردش مي‌كند.[در نتيجه در مرحله عبور منطقه كانوكشن به منطقه سوزان و درخشان داخلي جهشي در چرخش پديد مي‌آيد كه دانشمندان احتمال مي‌دهند در اين منطقه عبور و انتقال، محل انرژي جنبشي خورشيد وجود دارد كه باعث ايجاد ميدان مغناطيسي آن مي‌شود.

منبه : ايرنا

و خورشيد در جاى خود در حرکت است اين يك اندازه خداى عزيز و دانا ست.
در زمـان پيامبر اسلام محمد صلى الله عليه وسلم و تا پيش از اختراع تـلـسـکـوپ کـسـی خورشـيدی و ماهی غير ماه و خورشيدی که می بينيم را نمی شناخت. از زمـان اختراع و بکارگيری تـلـسـکـوپ (هـزار جهار صد سال پس) تا کـنون (در منظومه شمسی) دهـها مجرات کشف شـده است ولكن قرآن كريم در اين باره پيشتر از همه خبر داده بود.
خورشيد ستاره‌ای است از ستارگان رشته اصلي که 5 ميليارد سال از عمرش می‌گذرد. در حدود 109 برابر قطرى زمين كه در فاصله 150 ميليون كيلومتر زمين واقع شده است اين ستاره کروی شکل بوده و عمدتا از گازهای هيدروژن و هلوم تشکيل شده است. وسعت اين ستاره 1.4 ميليون كيلومتر (870000 مايل) است. جرم اين ستاره 7 برابر جرم يک ستاره معمولی بوده و همچنين 750 برابر جرم تمام سياراتی است که به دورش می‌چرخند. و 9،99 منظومه شمسى را تشكيل مى دهد.
كلمه( مُـسـتـقـر) به معنی: جای ثابت و مشخصی است که شئ يا فـرد در آن است ضمن اينکه به اينطرف و آنطرف نيز رفت و آمد می کند. خورشيد همان قسم که آيه توصيف می کند در«مستقـر» خود در حرکت است. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
(مستقـر) آن مـرکـز مـنـظـومـه شمسی است که جای ثابت و مشخص آن است. و حرکت آن از جمله حرکت آن در مداری در کهکشان راه شیری اسـت که با سرعـت 900000 کـيلومـتر در ساعتدر آن در حرکت است و 225 ميليون سال طول می دهد تا آن را طی کند.
(بنابر عـلم نجوم: زمين مرکز جهان بود و خورشيد و سيارات بدور آن می چرخيدند. اين تئوری تا سال 1543 بقوت خود باقی بود.ولی قـرآن خورشيد را در (مستقـر) خود (که مرکز منظومه شمسی باشد) در حرکت بيان کرده است).
تشبيه خـورشـيـد بـهچـراغ بـه ايـن مـعنی است که خورشيد سوختی را می سـوزانـد و نـور و حرارت میدهـد. خـورشـيـد از عنصر هـيدروژن و هـليوم تشکـيـل شده. به دلـيل دمای بسـيار زياد درون آن، پيوسته بخشی از هـيدروژن می سوزد و به هـلـيـوم تبديل میشود و مقادير زيادی نيز انرژی مانند حرارت و نور و تشعشعات آزاد می کند. و به اين ترتيب بمثابه چراغ می ماند.
حرارت دور برده شدهاست و متغير قرار داده شده. علاوه بر دور بردن حرارت خورشيد نيز دليلی برای عدم يکسانی حرارت قرار داده شده. حرارت (زمين) در چنگ خورشيد است و بطور نامحسوسی بطرف آن کشيده می شود.
زمين در آغاز پيدايش و شکل گيری خود در نزديکی خورشيد بوده است. بعد دور برده شده ومداری تقريباً بيضی شکل برای آن در نظر گرفته شده تا به خورشيد دور و نزديک بشود و گرمای زمين متغير باشد.
منظور از "چگونه" دور بردن حرارت در آيه نيز "تا کجا بردنِ آن" است. که منظور اين است که زمين حساب شده از خورشيد فاصله داده شده است. يعنی اگرمثلاً دورتر برده می شد آبهای کمتری از سطح زمين تبخير می شد و يا اگر نزديکتر از آنچه هست قرار داده می شد آبهای بيشتری تبخير می شد، و وضعيت آب و هوائی زمين به گونه فعلی خود که بهترين وضع است نمی بود.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

تصويرى كه مى بينيم تصويرى مجره درب التبانه است كه خورشيد از همين مجموعه مى باشد، ودر اين مجموعه يك مليارد خورشيد وجود دارد.
منبع: www.nasa.qov [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

يك تلسکوپ بزرگ به نام سات(SOT){1} براي عكس‌برداري از خورشيد بر روي سفينه فضايي ژاپني قرار گرفته است. اين تلسکوپ، بر روي سفينه‌اي به نام هيونود{2} نصب شده. عکسي که در بالا مشاهده مي‌کنيد اولين عکسي است که اين تلسکوپ در روز اول آبان از لکه‌هاي تاريک و روشن سطح خورشيد گرفته است.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
سفينه فضايي هيونود

لکه‌هاي خورشيدي ناحيه‌هايي بر سطح خورشيد هستند که دماي آن‌ها بين 4000 تا 4500 درجه کلوين است. دماي کم آن‌ها نسبت به سطح خورشيد که دمايي در حدود 6000 درجه کلوين دارد موجب مي‌شود که تيره به نظر برسند. لکه‌هاي خورشيدي با فوران توده بزرگي از گاز‌هاي داغ از سطح خورشيد در ارتباطند. هر يک از اين توده‌هاي گاز وسعتي در حد قاره‌هاي زمين دارد.
سفينه فضايي هينود در شهريور امسال از پايگاه کيوشوي ژاپن به فضا پرتاب شد و هدف آن مطالعه خورشيد و به ويژه لکه‌هاي خورشيدي است. لکه‌هاي خورشيدي موجب طوفان‌هاي شديد خورشيدي مي‌شوند. منجمان از زمان گاليله (حدود 400 سال پيش)، لکه‌هاي خورشيدي را مي‌شناسند ولي هنوز از علت دقيق رخ دادن آن بي‌خبرند. شايد هينود بتواند اين راز را کشف کند.

خورشید ستاره‌ای است از ستارگان رشته اصلی که 5 میلیارد سال از عمرش می‌گذرد. این ستاره کروی شکل بوده و عمدتا از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. وسعت این ستاره 1.4 میلیون کیلومتر (870000 مایل) است. جرم این ستاره 7 برابر جرم یک ستاره معمولی بوده و همچنین 750 برابر جرم تمام سیاراتی است که به دورش می‌چرخند. در هسته خورشید ، جرم توسط واکنشهای هسته‌ای تبدیل به تشعشعات الکترومغناطیسی که نوعی انرژی هستند، می‌شود. این انرژی به سمت بیرون تابانده شده و باعث درخشنگی خورشید می‌گردد. سایر اجسام آسمانی موجود در منظومه شمسی که توسط جاذبه خورشید در مدارهایشان قرار گرفته‌اند نیز گرمایشان را از این انرژی می‌گیرند.



[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



مواد تشکیل دهنده خورشید حالت گازی دارند، بنابراین خورشید محدوده دقیق و معینی نداشته و مواد اطراف آن بتدریج در فضا منتشر می‌شوند. اما چنین به نظر می‌رسد که خورشید لبه تیزی داشته باشد، چرا که بیشتر نوری که به زمین می‌رسد از یک لایه که چند صد کیلومتر ضخامت دارد ساطع می‌شود. این لایه فوتوسفر نام داشته و به عنوان سطح خورشید شناخته شده است. بالای سطح خورشید ، کروموسفر یا رنگین کره و هاله خورشیدی قرار دارند که با همدیگر جو خورشید را تشکیل می‌دهند.

مرکز خورشید مانند کوره‌ای هسته‌ای است با دمای 15 میلیون درجه سانتیگراد (27 میلیون درجه فارنهایت) که چگالی‌اش 160 برابر آب می‌باشد. تحت چنین شرایطی هسته‌های اتم هیدروژن باهم ترکیب شده و تبدیل به هسته‌های هلیووم می‌شوند. در این حین، 0.7 درصد جرم ترکیب شده ، تبدیل به انرژی می‌شود. از 590 میلیون تن هیدروژنی که در هر ثانیه در مرکز خورشید ترکیب می‌شوند، 3.9 میلیون تن به انرژی تبدیل می‌شود. این سوخت هیدروژنی ، تا 5 میلیارد سال دیگر دوام خواهد داشت. مسیر نامنظم 2 میلیون سال طول می‌کشد تا انرژی تولید شده در مرکز خورشید به سطح آن رسیده و بصورت نور و گرما تابش کند، سپس بعد از فقط 8 دقیقه ، این انرژی به زمین می‌رسد.

هنگامی که خورشید منبسط می شود تا تبدیل به یک غول سرخ شود، قطرش حدود 150برابر بزرگتر خواهد شد. گازهای منبسط شده و داغ، رنگ زرد و حرارت خود را از دست داده و قرمز رنگ و سرد خواهند شد. اما بخاطر بزرگتر شدن سطح خورشید،درخشندگی آن 1000برابر افزایش یافته و نور بیشتری ساطع خواهد کرد.



[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

زبانه‌ها و شعله‌های خورشیدی

زبانه حلقوی در شکل پایین ، خطوط میدان مغناطیسی ، دو لکه خورشیدی را به هم متصل کرده است. در سال 1973 ، یک زبانه خورشیدی (سمت چپ تصویر) 000/588 کیلومتر (365.000 مایل) از سطح خورشید را پوشاند. اغلب فعالیتهای شدید خورشید در نزدیکی لکه‌های خورشیدی رخ می‌دهند. شعله‌های خورشیدی ، جرخه‌هایی از انرژی هستند که عمر چند ساعته دارند، این شعله‌ها هنگامی بوجود می‌آیند که مقدار زیادی انرژی مغناطیسی بطور ناگهانی آزاد شود. زبانه‌های خورشیدی ، فوارانهایی از گاز مشتعل هستند که ممکن است صدها هزار کیلومتر در فضا پیش بروند. میدان مغناطیسی خورشید می‌تواند زبانه‌های حلقوی را هفته‌ها در فضا پیش بروند معلق نگاه دارد.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

باد خورشیدی

هاله (جو بیرونی) خورشید حاوی ذراتی است که انرژی کافی برای فرار از جاذبه خورشید را دارند. این ذرات بصورت مارپیچی با سرعتی معادل900 کیلومتر (560 مایل) در ثانیه از خورشید دور شده و باد خورشیدی را بوجود می‌آورند. این ذرات در همان مسیرهای میدان مغناطیسی خورشید حرکت می‌کنند و از آنجا که دارای بار الکتریکی هستند، منظومه شمسی را پر از جریانات الکتریکی می‌کنند. ناحیه فعالیتهای خورشیدی ، هلیوسفر (کره خورشیدی) نامیده می‌شود. باد خورشیدی در هر ثانیه حدود یک میلیون تن هیدروژن حورشید را از بین می‌برد. 100000 میلیارد سال طول خواهد کشید تا باد خورشیدی تمام جرم خورشید را در فضای بین سیاره‌ای پخش کند، اما طول عمر طبیعی خورشید فقط 10 میلیارد سال است.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

مسیر نامنظم
دو میلیون سال طول می کشد تا انرژی تولید شده
در مرکز خورشید به سطح آن رسیده و بصورت
نورو گرما تابش کند، سپس بعد از فقط 8 دقیقه
این انرژی به زمین می رسد.


چرخه‌ها و لکه‌های خورشیدی

حرکت وضعی خورشید باعث ایجاد میدان مغناطیسی می‌شود، مناطق استوایی خورشید سریعتر از مناطق قطبی آن چرخیده و این امر باعث می‌شود که خطوط میدان مغناطیسی درون خورشید حلقه بزنند. این خطوط در صورت خروج از سطح خورشید ، باعث فعالیتهای خورشیدی نظیر لکه‌های خورشیدی ، شعله‌ها و زبانه‌های خورشیدی می‌شوند. این فعالیتها ، بخصوص لکه‌های خورشیدی ، چرخه‌ای 11 ساله دارند.

مرگ خورشید

5 میلیارد سال بعد ، بیشتر هیدروژن موجود در هسته خورشید گداخته شده و صرف تهیه هلیوم خواهد شد. در آن زمان ، جاذبه باعث انقباض هسته شده و فشار ، دمای آنرا افزایش خواهد داد. هیدروژن شروع به سوختن در پوسته اطراف هسته خواهد کرد. انرژی حاصل از این گداخت هسته‌ای در پوسته ، باعث انبساط لایه‌های خارجی خواهد شد و سیارات عطارد زهره را ذوب می‌کند و آنها را در بر می‌گیرد. انبساط خورشید تا مدار زمین متوقف شده و حرارتش تمام موجودات زنده را از بین می‌برد. بعد از آن خورشید تبدیل به یک غول سرخ می‌شود. سپس ، لایه‌های خارجی در فضا پخش شده و یک سحابی سیاره‌ای تشکیل خواهند داد. هسته نیز بصورت یک ستاره کوتوله سفید باقی مانده و بتدریج از بین خواهد رفت. پس می‌توان گفت که با فرا رسیدن مرگ خورشید ، مرگ زمین و تمام موجودات این سیاره فرا می‌رسد.

کد:

---

http://sohowww.estec.esa.nl/data/realtime/eit_304/1024/latest.gif

---

از جمله مزایای دیگر این تحقیقات که توسط راگلند و همکارانش صورت گرفت، اثبات این موضوع بود که با بکار گیری چند تلسکوپ اپتیکی مرتبط به جای یک ابزار بزرگ، می توان تصاویری با وضوح بسیار بالا حتی بسیار بهتر از موارد قبلی بدست آورد.در حال حاضر دانشمندان مشغول بررسی امکان به کار گیری پنج و یا حتی شش تلسکوپ فرو سرخ به طور مرتبط می باشند.
پروفسور لی آن ویلسون از دانشگاه ایالتی آیوا که مسئولیت ثبت و نگارش تحقیقات را بر عهده داشته است،می گوید:استفاده از سه تلسکوپ گام بسیار بزرگی در زمینه رصد های اپتیکی می باشد.زمانی که شما از چنین ابزارهایی استفاده می کنید،نه تنها می توانید اندازه یک ستاره را بیان کنید، بله می توانید متقارن بودن و یا عدم تقارن آن را نیز تشخیص دهید.اگر ما از تلسکوپ های بیشتری استفاده کنیم قادر خواهیم بود تا تصویری حقیقی از این ستارگان بدست آوریم.
راگلند و ویلسون به طور مشترک از سازمان فضایی ناسا و فرانسه نتیجه تحقیقات خود را ارائه دادند که توسط ژورنال اختر فیزیک نیز تایید شده است.
تداخل سنج ها با ترکیب نور های دریافتی سه تلسکوپ ،جزئیات بیشتری را به نمایش می گذارند.می توان این گونه تصور کرد که تلسکوپی به بزرگی فاصله سه تلکسوپ از یکدیگر پدید می آید.در ستاره شناسی رادیویی به دلیل بلند بودن طول امواج رادیویی گسیل شده (چند سانتی متر تا چند متر)نمايان ساختنتفاوت های بسیار ناچیز طول موج ها در زمان دخول نور در تلسکوپ های مختلف بسیار ساده است. در حالی که تداخل سنجی فرو سرخ برای امواجی که طول آن ها در حدود یک و نیم میکرون و یا یک صدم میلیمتر است،کار را بسیار مشکل می کند.(این طول موج ها در مقایسه با طول موج های رادیویی چیزی در حدود یک میلیون بار کوچک ترند).
در طول موج های کوتاه ثبات و پایداری استقرار ابزار نقش حیاتی دارد،زیرا کوچکترین لرزشی کل سنجش ها را مختل می کند.علاوه بر این دانشمندان در این پروژه تکنولوژی را نوینی به کار بردند. آنها یک تراشه نیم اینچی یونیک(اپتیک یکپارچه برای جمع آوری پرتو های نور )*استفاده نمودند.این تفاوت بارز این تحقیق با سایر پژوهش های انجام شده بود که در آن ها از تعداد زیادی آینه برای هدایت پرتو های پراکنده نور به یک گیرنده مرکزی استفاده می شد.

هدف اصلی راگلند تمرکز بر روی ستاره هایی با جرم کم و متوسط بود. ستارگانی که از سه چهارم تا سه برابر خورشید جرم داشتند.این ستارگان زمانی که به مراحل پایانی عمر خود (میلیون ها سال پیش)نزدیک می شدند، بسیار حجیم شده و شروع به سوزاندن هلیوم می کنند.در زمان فعالیت یک ستاره درخشندگی و گرمای آن از سوختن هیدروژن و تبدیل شدن آن به هلیوم حاصل می شود.در مراحل پایانی این ستارگان از هسته ای بسیار چگال از کربن و اکسیژن تشکیل شده اند که توسط پوسته ای ضخیم احاطه می شود.در یک چرخه مداوم هیدروژن به هلیوم تبدیل می شود و هلیوم به کربن و اکسیژن.در بیشتر این نوع ستارگان چرخه تبدیل هیدروژن به هلیوم برای مدت صد هزار سال ادامه خواهد داشت و موجب درخشندگی ستاره می گردد.در بسیاری از موارد ستارگان دویست هزار سال پایان عمر خود را همچون یک ستاره متغییر می گذرانند.میزان درخشندگی این ستارگان هر هشتاد تا هزار روز تغییر می کند.این گونه از ستارگان را ستاره نخستین نیز می نامند.ستاره میرا در صورت فلکی قیطس(نهنگ) نمونه ای بارز از یک ستاره متغییر است.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

نمایی واقعی و خیالی از ستاره متغییر میرا

راگلند می افزاید:یکی از دلایل علاقه من برای بررسی این گونه از ستارگان،سرنوشت مشابه ای است که خورشید نیز در آینده دچار آن خواهد شد.
در همین زمان است که ستارگان در اثر بادهای بسیار عظیمی در سطح ،لایه های بیرونی خود را از دست می دهند.پس از آن سحابی سیاره نمایی در حال گسترش پدید می آید که کوتوله ای سفید را در میان خود نگاه می دارد.هنگامی که ستاره لایه های خود را به اطراف می پراکند مانند یک سو پاپ شروع به تپیدن می کند.زمان تپش هم ماهانه آغاز شده و به صورت سالانه ادامه می یابد.راگلند و گروهش در این پروژه توانستند سی و پنج ستاره متغییر(میرا مانند)،هجده ستاره متغییر نیمه منظم و سه ستاره متغییر نامنظم را مشاهده و ثبت کنند.تمامی این ستارگان در فاصله در حدود 1300 سال نوری از زمین قرار دارند.دوازده عدد از ستارگان متغییر (میرا مانند) درخششی نا متقارن داشتند،این در حالی است که تنها سه عدد از ستارگان ستاره متغییر نیمه منظم و یک ستاره متغییر نامنظم چنین حالتی داشته اند.
راگلند در پایان افزود :دلیل این عدم تقارن در درخشندگی هنوز در پرده ای از ابهام قرار دارد.مدلی که توسط ویلسون ارائه شده است بیان می دارد که وجود یک سیاره همدم با اندازه ای در ابعاد مشتری شیار هایی در باد های ستاره ای پدید می آورد.این شیارها از لحاظ ظاهری باعث ایجاد شکلی نا متقارن می شوند.گمان می شود که سیاره ای در ابعاد زمین نیز در فاصله بسیار نزدیک به ستاره ، قادر به ایجاد چنین شیار هایی می باشد.اگر چه که سیاره ای چنان نزدیک به یک غول سرخ پس از مدت کوتاهی توسط خود ستاره بلعیده می شود.
تفاوت میزان موادی که توسط ستاره به بیرون رانده می شوند نیز می تواند به صورت ابر هایی متراکم(هم چگال) مانع از رسیدن نور بخشهایی از ستاره شود.
ویلسون می افزاید:دلیل این موضوع هر چیزی که هست،یک موضوع مهم را به ما یا آوری می کند،نظریه ای که در آن ستارگان به طور یکنواخت می درخشند ،کاملا اشتباه است.ما باید مدل های سه بعدی جدیدی را ارائه نمایم.

منبع : elm-e-nojum

باد خورشيدي

لايه هاي خارجي خورشيد داغ و توفاني هستند. گازهاي داغ و ذرات الكتريكي يا يون ها در اين لايه ها به طور مداوم به سوي فضا جريان دارند و اغلب در حین فوران هاي خورشيدي منفجر مي شوند. اين جريان گازها و ذرات، باد خورشيدي را تشكيل مي دهند.

به اين ترتيب باد خورشيدي در جايي به وجود مي آيد كه حوزه مغناطيسي خورشيد به جاي اين كه به طرف داخل حباب شود به سمت خارج حباب مي شود. اين نا هنجاري مغناطيسي در منطقه كروناي خورشيد, سوراخ هاي كرونا يي ناميده مي شود. عكس هاي ماوراء بنفش از اين سوراخ ها نشان داده كه آنها سياه هستند. سوراخ هاي كرونايي بعد از ماه ها يا سال ها از بين مي روند.

چهار تا پنج روز طول مي كشد تا باد خورشيد به زمين برسد. اين باد حدود 250 مايل در ثانيه يا 400 كيلومتر در ثانيه سرعت دارد. باد خورشيد بر تمام منظومه شمسي اثر مي گذارد. به دم ستاره هاي دنباله دار ضربه مي زند و آنها را از خورشيد دور مي كند. سپيده دم يا شفق را روي زمين و بعضي ديگر از سياره ها به وجود مي آورد. باعث اختلالات ارتباطات الكترونيكي روي زمين مي شود. فضاپيماها را به طرفش مي كشد و غيره.

طغيان خورشيد

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

طغيان خورشيدي همان توفان مغناطيسي روي خورشيد است. طغيان هاي خورشيدي مقادير زيادي انرژي و گاز آزاد مي كنند و خيلي هم داغ هستند. دماي آنها بين 6/3 ميليون تا 24 ميليون درجه فارنهايت است. آنها هزاران مايل دورتراز سطح خورشيد پرتاب مي شوند.

"لرد ريچارد سي كارينگتون" اولين كسي بود كه در سال 1859 طغيان هاي خورشيدي را مشاهده كرد. او نوشت كه وقتي با تلسكوپ به خورشيد نگاه مي كرده يك تكه خيلي روشن و با نور سفيد را چسبيده به خورشيد ديده است. اين وصله نزديك يك گروه بسيار زياد از لكه هاي خورشيدي بوده است. چندثانيه بعد هم اين وصله ناپديد مي شود. اين وصله همان طغيان خورشيدي بوده است.

اخيراً دانشمندان متوجه شده اند كه طغيان ها ي خورشيدي مي تواند باعث خورشيدلرزه هم بشود. خورشيدلرزه ها زلزله هاي شديدي بر روي خورشيد هستند. وقتي يك خورشيدلرزه رخ مي دهد، انرژي به صورت امواج زلزله اي، روي سطح نسبتاً سيال خورشيد آزاد مي شود. اين امواج در دايره هاي هم مركز، از كانون زلزله اي خورشيدلرزه خارج مي شوند. به نظر مي رسد كه اين امواج زلزله اي امواج به هم فشرده اي باشند. درجه خورشيد لرزه حدود 3/11 در مقياس ريشتر است. انرژي اي كه اين لرزه هاي بزرگ ايجاد مي كنند حتي 40000 برابر بيشتر از انرژي اي ست كه زمين لرزه هاي بزر گ زمين ايجاد مي كنند.

برآمدگي خورشيدي

برآمدگي خورشيدي، كماني از گاز است كه از سطح خورشيد بیرون می زند. برآمدگي ها مي توانند به شكل حباب صدها هزار مايل به داخل فضا بروند. اين برجستگي ها به خاطر حوزه هاي مغناطيسي قوي بالاي سطح خورشيد به اين شكل نگه داشته مي شوند و مي توانند براي چند ماه هم باقي بمانند. بعضي وقت ها بيشتر برآمدگي ها فوران مي كنند و مقادير بسيار زيادي ماده خورشيدي را به داخل فضا مي فرستند.

فوران جرم كرونال

اين نوع فوران, انفجار پلاسماي بسيار بزرگي به شكل بادكنك از خورشيد است. چنانچه اين انفجارها و تركش هاي باد خورشيدي بالاي كرونا قرار بگيرد، در امتداد خط حوزه مغناطيسي خورشيد حركت مي كند و دما را تا ده ها ميليون درجه بالا مي برد. اين انفجارها 220 ميليارد پوند يا 100 ميليارد كيلوگرم پلاسما آزاد مي كند. فوران جرم كرونالي مي تواند ماهواره هاي زمين را مختل كند. فوران جرم كرونالي معمولاً به طور مستقل رخ مي دهد. اما بعضي وقت ها هم با طغيان هاي خورشيدي همراه مي شود.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

هسته: هسته خورشيد دما و فشار وحشتناكي دارد. دما در هسته به 15 ميليون درجه سلسيوس مي رسد. در اين دما همجوشي هسته اي رخ مي دهد و هر چهار هسته هيدروژن به يك هسته هليوم به اضافه انرژي تبديل مي شود. سوختن هيدروژن همچنين اشعه گاما (ذرات نوري با انرژي زياد) و نوترون ها (ذراتي بدون بار و تقريباً بدون جرم) را به وجود مي آورد.

هسته تنها دو درصد حجم خورشيد را دارد ولي تقريباً نيمي از جرم خورشيد در هسته است. تراكم مواد در هسته 150 گرم در هر سانتي متر مكعب است. دماي زياد و تراكم زياد باعث شده فشار در هسته 200 ميليارد برابر فشار جو زمين در سطح درياها باشد. فشار جاذبه ای هسته، گازي را كه در بالاي آن است نگه مي دارد و مانع از آن مي شود كه خورشيد متلاشي شود.

منطقه تشعشع: لايه بعد از هسته منطقه تشعشع است. اين منطقه بيش از 32 درصد حجم و 48 درصد جرم خورشيد را شامل مي شود.

اين منطقه به اين علت منطقه تشعشع ناميده مي شود كه انرژي از ميان آن بيشتر به شكل تابشي حركت مي كند. دما در اين منطقه يك ميليون درجه سلسيوس است. دما و تراكم مواد در كف اين منطقه يعني نزديك به هسته زياد است ولي به نوك منطقه كه مي رسد دما و جرم كاهش پيدا مي كند.

ذرات نور در اين منطقه بايد از لايه هاي مستحكم گاز عبور كنند. در نتيجه ممكن است يك ميليون سال بگذرد تا يك فوتون از اين منطقه عبور كند.

منطقه وزش گرمايي: اين منطقه از منطقه تابش تا سطح خورشيد گسترده شده. منطقه وزش گرمايي شامل سلول هاي در حال جوش است. اين منطقه 66 درصد حجم خورشيد را دارد ولي فقط بيش از دو درصد جرم خورشيد را در خود دارد. در رأس اين منطقه, تراكم نزديك به صفر مي شود. متوسط دما در اين منطقه 6000 درجه سلسيوس است. سلول هاي وزش گرمايي مي جوشند تا به سطح برسند. چون كه ذرات نور كه از منطقه تشعشع به اين منطقه گسترش پيدا كرده اند آنها را گرم مي كنند.

فوتوسفر: جو پاييني و زيرين خورشيد و بخشي از خورشيد كه ما آن را مي بينيم فوتوسفر ناميده مي شود. در اين منطقه نور با طول موج هاي قابل مشاهده از خورشيد خارج مي شود. در نتيجه نوري كه مي بينيم از اين منطقه خورشيد خارج مي شود.

ضخامت اين بخش خورشيد حدود 300 مايل يا 500 كيلومتر است. ستاره شناسان اين بخش را به عنوان بخشي ازسطح خورشيد در نظر مي گيرند. در كف جو, دما 6400 كلوين است در حالي كه در رأس جو دما به 4400 كلوين مي رسد. يعني به طور متوسط دماي فوتوسفر 5500 سلسيوس است.

فوتوسفر از تعداد بيشماري دانه تشكيل شده. هر دانه 15 تا 20 دقيقه عمر مي كند. متوسط تراكم فوتوسفر كمتر از يك ميليونيوم گرم در سانتي متر مكعب است. اين به نظر تراكم خيلي پاييني ست. اما ده ها تريليون تا صدها تريليون ذره در هر سانتي متر مكعب را دربرگرفته است.

كروموسفر: اين منطقه سرخ رنگ منطقه اي ست كه دما در آن رو به بالا مي رود. متوسط دما در اين منطقه از 6000 درجه سلسيوس در ارتفاعات پايين تر تا 50000 درجه سلسيوس در ارتفاعات بالاتر مي رسد. اين لايه چند هزار مايل يا كيلومتر ضخامت دارد. ظاهراً كروموسفر از ساختمان هاي ميخ مانندي تشكيل شده كه هر يك از آنها 600 مايل يا 1000 كيلومتر عرض و 6000 مايل يا 10000 كيلومتر درازا دارند. تراكم كروموسفر حدود ده ميليارد تا 100 ميليارد ذره در هر سانتي متر مكعب است.

اين منطقه به خاطر اين قرمز به نظر مي رسد كه اتم هاي هيدروژن در آن جوش و خروش دارند و در نتيجه بخش قرمز رنگ طيف قابل مشاهده را تابش مي دهند.

كروموسفر در طول خورشيد گرفتگي ها قابل ديدن است. يعني موقعي كه ماه جلوي فوتوسفر را سدمي كند.

منطقه گذار يا انتقال: دما در كروموسفر به طور متوسط 20000 كلوين است. و كرونا گرمايش از 500000 كلوين هم بيشتر است. بين اين دو منطقه، منطقه اي با دماي بينابيني اين دو منطقه وجود دارد كه منطقه انتقالي كروموسفر- كرونا شناخته مي شود يا به طور ساده منطقه انتقالي خوانده مي شود. اين منطقه بيشتر نورش را از طيف ماوراء بنفش بيرون مي دهد.

ضخامت منطقه انتقالي چند صد تا چند هزار مايل يا كيلومتر است.

كرونا: اين منطقه لايه خارجي جو خورشيد است كه دمايش بيشتر از 500000 كلوين است. كرونا ازساختماي هايي مثل حلقه ها و جرياناتي از گاز يونيزه شده تشكيل شده. اين ساختمان ها به سطح خورشيد متصل مي شوند. حوزه هاي مغناطيسي كه از داخل خورشيد پديدار مي شوند، آنها را به اين شكل ها در مي آورند. دماي ساختمان هاي مختلف در هر حوزه با ديگري متفاوت است. نزديك سطح دما مثل دماي فوتوسفر است. در سطح هاي بالاتر دما مثل كروموسفر است و سپس مثل دماي منطقه انتقال مي شود. و سپس دماي كرونايي پيدا مي كند. در نزديك ترين قسمت كرونا به سطح خورشيد، دما حدود يك ميليون تا شش ميليون كلوين و تراكم حدود 100 ميليون تا يك ميليارد ذره در هر سانتي متر مكعب است. موقعي كه يك فوران رخ مي دهد دما به ده ها ميليون كلوين مي رسد.

امیدوارم این بدردتون بخوره :


مطالعات اخیر همچنین منجر به ارائه نگره(نظریه) جدیدیدرباره جهت میدان مغناطیسی اطراف سامانه خورشیدی که برطبق نگره پیشین که موازی با سامانه خورشیدی فرض می‌شد، شده است.
گروهی از پژوهشگران دانشگاه جرج میسن ویرجینیای آمریکا به سرپرستی میراو اوفر در پژوهشهای خود و با استفاده از اطلاعات دریافتی از فضاپیماهایوویجر 1 و 2 متوجه شدند شکل ظاهری خورشیدکره (heliosphere) متفاوت از آنچه قبلاتصور می‌شد، است به طوری که در امتداد نیمکره شمالی خورشید، خورشیدکره به سمت خارج ودر امتداد نیمکره جنوبی آن به سمت داخل برآمده شده و به شکل یک بیضی کامل نیست. بهکمک مدل‌های رایانه ای ، اوفر و دستیارانش نشان دادند که این عدم تقارن در شکل خورشیدکره را تنها در صورتی می‌توان توجیه کرد که انحراف میدان مغناطیسی اطراف سامانه خورشیدی با صفحه سامانه را 60 تا 90 درجه در نظر بگیریم. خورشیدکره در اثر بادهایخورشیدی که فوران پلاسمایی از اتم‌های باردار و الکترون‌ها هستند و از سطح خورشیدبه اطراف پرتاب می‌شوند به صورت حباب‌ بزرگی در فضا که به آن ناحیه فعالیت‌هایخورشیدی گفته می‌شود، ایجاد می‌شود. از آنجا که منظومه شمسی به دور مرکز کهکشان درحال گردش است، فشار گازها و غبار بین ‌ستاره‌ای موجب می‌شود امتداد خورشیدکره تاکیلومترها دورتر از مدار پلوتو برسد.

منبع : bikaranha

شراره


[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

مناطقی با انفجارات مقطعی در نزدیکی نواحی فعال خورشید که بدنبال آن طی چند ساعت می تواند تا ده میلیارد میلیارد ژول انرژی آزاد شود یک شراره نوعی طی حدود 5 دقیقه به حداکثر فعالیت می رسد وطی حدود 20 دقیقه هم رو به افول می گذارد.بعضی از شراره ها می توانند تا سه ساعت هم دوام بیاورند.بدنبال یک شراره مقادیر بسیار زیادی انرژی در طول موجهای اشعه ایکس ،گاما وحتی امواج رادیویی آزاد می شود.ذرات زیر اتمی شامل الکترون (که در بسیاری موارد سرعت آنها به نصف سرعت نور می رسد ) پروتون وتعدادی هم عناصر سنگین تر به فضاپرتاب می شوند همین طور ابری پلاسمایی که به محیط بین سیاره ای پرتاب می شود.بدنبال برخورد پلاسما وذرات پرانرژی با تاج امواج شوکی بوجود می آیند که سطح خورشید را تحت تاثیر قرار داده وموجب بوجود آمدن زبانه های جدیدی می شوند.
دانشمندان اعتقاد دارند شراره ها بر اثر آزاد شدن ناگهانی انرژی مغناطیسی در مناطقی که فعالیتی بصورت شکل گیری لکه هاوجود داشته یا مناطق شکل می گیرند.بدنبال برخورد خطوط مغناطیسی مخالف مقداری از انرژی آنها به اشکال دیگر انرژی مانند گرما وانرژی جنبشی جریان ذرات تبدیل می شود پرتوهای اشعه ایکس نرم و ماوراءبنفش دور تولید وسپس با حرکت الکترونهای پرانرژی به سمت مناطق پایینی اشعه ایکس سخت و ذرات آلفا تولید می شود.در برخورد امواج شوک با تاج نیز اشعه ایکس سخت تولید می شود.
شراره ها دارای اثراتی روی زمین نیز هستند.ذرات با سرعت زیاد بعد از حدود 30 دقیقه به زمین می رسند وذرات با سرعت کم نیز به صورت باد خورشیدی بعد از چند ساعت تا حتی دو روز به زمین می رسند.بدنبال برهمکنش ذرات باردار با نواحی بالایی جو زمین پدیده شفق قطبی شکل می گیرد و پرتوهای اشعه ایکس ، ماوراءبنفش نیز منطقه یونکره ودر نتیجه ارتباطات رادیویی زمین را مختل می کند.ابرهای پلاسمایی وبی نظمی های باد خورشیدی واختلالات میدان مغناطیسی نیز روی مغناطکره[ زمین اثر گذاشته وموجب بروز طوفانهای مغناطیسی ودر نتیجه اختلال در خطوط انتقال نیرو می شود.

سیخک

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

سیخکها فواره های باریکی از گاز با قطر حدود ۵۰۰ تا ۸۰۰ کیلومتر هستند که از بالای لایه تقریبا همگنی که حدود ۳۰۰۰ کیلومتر امتداد دارد سر به بیرون می زنند.سیخکهای سوزنی شکل در نواحی کناره ابر دانه های جوی خورشید تجمع پیدا می کنند.سیخکها در واقع انفجارات پلاسمایی هستند که تقریبا هر ۵ دقیقه یکبار رخ می دهند و مواد درون آنها با سرعتی در حدود ۸۱ هزار کیلومتر در ساعت به بالا می روند.سیخکها حتی در زمانی که فعالیت خورشید کم باشد نیز وجود دارند.تعداد تقریبی آنها ۱۰۰۰۰۰ عدد در کل سطح خورشید می باشد.
برای کسب اطلاعات بیشتر به سایت زیر مراجعه نمایید:
astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=2340


منطقه فعال
قسمتی مقطعی از خورشید که در آن میدانهای مناطیسی که از لایه های سطحی بیرون می آیند به پدیده های کوتاه عمر سطحی خورشید منجر می شوند. این پدیده ها شامل لکه های خورشیدی، شراره یا در نورسپهر یا فوتو سفر خورشید، می باشند. زبانه های خورشیدی هم با این مناطق فعال مرتبط هستند. این نواحی در طول موجهای اشعه و اشعه گاما بسیار درخشان هستند.


مشعل

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

لکه هایی سفید و روشن در رخشان کره خورشید که در لبه قرص خورشید که بدلیل پدیده تیرگی لبه (limb darkening) تضاد تصویر بیشتر است بهتر دیده می شوند.این لکه های سفید معمولا"با لکه های خورشیدی که تیره هستند همراه بوده ودر حدود 300 درجه کلوین از مناطق مجاور گرمتر هستند.این مناطق معمولا" به همراه شبکه های فام سپهری و پلاژ های روشن در فام سپهر مشاهده می شوند.در بسیاری موارد با ناپدید شدن لکه های خورشیدی بعد از چند ساعت تاچند روز مشعل ها جای آن لکه ها را می گیرند ومی توانند حتی تاروزها در آن مکان باقی بمانند.تعداد وگستردگی این مناطق طبق چرخه 11 ساله فعالیت های خورشیدی کم وزیاد می شوند وزمانی که لکه ها خورشیدی زیاد می شوند تعداد آنها نیز بیشتر می شود. درخشندگی خورشید ودر نتیجه مقدار ثابت خورشیدی بدلیل زیادی مشعل ها بیشتر می شود در حالیکه زیاد شدن لکه های خورشیدی اثر کمتری در کم شدن درخشندگی خورشید دارد.مشعلهای قطبی در عرضهای بالاتر از مناطق شکل گیری لکه ها شکل می گیرند وتعداد آنها در اوایل شروع یک چرخه جدید بیشتر است.





روشنه

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

بر خلاف لکه های خورشیدی که تیره هستند روشنه ها نقاط روشن ودرخشانی هستند.دمای این نقاط نسبت به مناطق کناری بسیار بیشتر است.شدت میدان مغناطیسی در این مناطق بسیار زیاد است واز نشانه های خورشید فعال به حساب می آیند.

فام سپهر

فام کره choromosphere

نام لایه رقیق یا سطحی در جو خورشید که بالای رخشان کره وپایین تاج قرار دارد.از این کلمه برای لایه بالایی جو ستارگان نیز استفاده می شود.ضخامت آن به چند هزار کیلومتر می رسد.دمای این لایه در خورشید به 10000 تا 20000 درجه کلوین می رسد.در حالت عادی این لایه بدلیل درخشندگی بسیار زیاد رخشان کره قابل مشاهده نیست ولی در زمان شروع یا پایان خورشید گرفتگی کلی بصورت نقاطی صورتی رنگ در حاشیه ماه یا خورشید مشاهده می شود.امروزه بکمک طیف نگار اسپکتروگراف) و خور طیف نگار(اسپکتروهلیوگراف) در هر زمان می توان این لایه را مشاهده نمود.این دستگاهها تنها به طول موجهای خاصی مثلا"نور قرمز آلفای هیدروژن (اچ- آلفا) در طول موج 656.3 نانومتر یا نور بنفش کلسیم یونیده Ca II در طول موجهای 396.8 و393.4 که با نامهای خطوط H وk کلسیم شناخته می شوند اجازه عبور می دهند.تصاویر تک رنگی بدست آمده طیف نگاشت (اسپکتروگرام) نامیده می شوند.در این تصاویر می توان فیبریل ها٬ رشته مشعل ٬ روشنه و زبانه هارا مشاهده نمود.اشکال دایروی که با نام شبکه کروموسفری شناخته می شوند نیز در این تصاویر قابل شناسایی است.یک لایه انتقالی این لایه را از تاج خورشیدی جدا می کند. سیخک نام مناطقی است که مواد در آن از لایه فام سپهر به سوی تاج تا ارتفاع 10000 بالای رخشان کره منتقل می شوند.



درخشندگی
Luminosity


مقدار کل انرژی تابش شده از یک ستاره یا کهکشان در یک ثانیه در تمام طول موجها.درخشندگی با دما وقطر ستاره رابطه مستقیم دارد درخشندگی ستارگان معمولا" بر اساس درخشندگی خورشید بیان می شود.درخشندگی خورشید برابر با۸۵۴/۲ ضربدر ۱۰ بتوان ۲۷ می باشد.
برای کسب اطلاعات بیشتر به سایت زیر مراجعه نمایید
outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html



کمانک
Fibrils

خطوط تیره رشته مانند که تمایل دارند در امتداد خطوط مغناطیسی سطح خورشید باشند.معمولا" با رشته ها نزدیکی زیادی دارند ودر امتداد آنها قرار می گیرند.




رشته های خورشیدی
Filament

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

خطوط تیره وکشیده ای که در تصاویر خور طیف نگار هایی که در طول موج خطوط آلفا هیدروژن یا خطوط H و K کلسیم از خورشید تهیه شده باشند به چشم می خورند.اینها در واقع زبانه هایی هستند که در زمینه روشن قرص خورشید بدین شکل دیده می شوند.



نورسپهر

رخشان کره photosphere


آخرین لایه خارجی خورشید یا همان سطح مرئی خورشید.ضخامت این لایه حدود ۴۰۰ کیلومتر است.در زیر این لایه یک لایه فوق العاده داغ وگداخته وجود دارد که فروغ خیره کننده نورسپهر مانع از دیدن آن می گردد



منبع : haftaseman.ir

نقل قول:

---

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

---

اگه دقت کنین، خورشید در لبه ها تیره تر به نظر می یاد. این به دلیل این هست که نور در کناره ها باید از لایه ضخیم تری از گاز نسبت به وسط، عبور کنه. به این میگن تاریک گرایی لبه ای که رابطه خطی داره.

اینو اضافه کردم تا اطلاعاتتون کاملتر بشه...

در طی چند سال آینده تعداد شراره‌ها و فوران‌های خورشیدی كه فوران‌های تاج خورشیدی (CME)، خوانده می‌شوند افزایش یافته و در ۲۰۱۱ یا ۲۰۱۲ به حداكثر می‌رسد. این فوران‌ها می‌توانند به زمین برسند و در ارتباطات،‌ فعالیت ماهواره‌ها و حتی شبكه‌های انتقال نیرو اختلال ایجاد كنند. دانشمندان سعی دارند با شناخت ساز و كارهای كنترل كننده فوران‌ها‌، آنها را پیش‌بینی كنند. ستاره‌شناسان از زمانی كه گالیله،‌ «فابریسیوس»(Fabricius) و «شینر» (Scheiner) در سال ۱۶۱۱ لكه‌های خورشیدی را كشف كردند، پیوسته سعی در مطالعه سطح خورشید داشته‌اند اما همواره نوسانات جو زمین در طول روز مانع دیدن جزییات ریز سطح خورشید بوده است.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

آخرین پیشرفت‌ها در زمینه شناخت خورشید به كمك فضاپیمای «هینود»(Hinode) حاصل شده است. هینود یك فضاپیمای ژاپنی است كه از شهریور ۱۳۸۵ شروع به كار نموده است و با استفاده از سه تلسكوپ، در محدوده طول موجهای مریی،‌ فرابنفش و x به تصویر برداری از سطح خورشید می‌پردازد.
یكی از مهم‌ترین رازهای خورشید این است كه چگونه تاج خورشید داغ می‌شود و داغ می‌ماند. تاج خورشید بیرونی‌ترین لایه جو خورشید است كه حرارت آن میلیون‌ها درجه است. درحالیكه حرارت نورسپهر (photosphere) تنها ۵۷۸۰ درجه كلوین است.
به گفته دانشمندان، امواج «آلفین» (Alfvén) و اتصال مجدد مغناطیسی دو سازوكار مهم در گرم كردن تاج خورشید هستند.
مشاهدات نشان می‌دهد كه گاهي میدان‌های مغناطیسی همجوار، با یكدیگر آمیخته شده و در قالب تركیب‌بندی جدیدی در می‌آیند. در این فرآیند كه اتصال مجدد مغناطیسی گفته می‌شود،‌ خطوط نیرو با جهت‌ متضاد با یكدیگر برخورد كرده و در قالب جت‌های پرتو x و فورانهای خورشیدی انرژی آزاد می‌كنند.
جت‌های پرتو x،‌ انفجارهای كوچكی هستند كه نسبت به انواع قویترشان، CMEها، سطح انرژی كمتری دارند و تعدادشان بیشتر است. جت‌های كوچك پرتو x‌ انرژی معادل هزاران بمب اتمی دارند و می‌توانند مواد را با سرعت ۲/۳ میلیون كیلومتر بر ساعت به فضا پرتاب كنند. انرژی CMEها هزار بار بیشتر است و می‌توانند مواد را با سرعت ۶/۹ میلیون كیلومتر بر ساعت به فضا پرتاب كنند. این مواد ظرف تنها ۱۵ ساعت به زمین می‌رسند و زمین و میدان مغناطیسی آن را متاثر می‌كنند. دانشمندان یك مدل جدید اتصال مجدد مغناطیسی یافته‌اند كه در طی آن،‌ خطوط نیرو به جای شكستن و متصل شدن،‌ در عرض یكدیگر می‌لغزند.
امواج آلفین،‌ امواج خاصی در میدان مغناطیسی خورشید هستند كه باعث داغ شدن تاج خورشید می‌شوند. این امواج هنگامی كه حركات همرفتی و امواج فشاری، میدان مغناطیسی را به اطراف هل می‌دهند یا زمانی كه یك فرآیند دینامیكی سبب تغییر شكل یا اتصال مجدد میدان‌های مغناطیسی ‌شود، ‌تولید می‌شوند. اگرچه شواهدی بر ضد ایده امواج آلفین وجود دارد اما دانشمندان با استفاده از داده‌‌های هینود موفق شدند مستقیما آنها را در لایه‌های پایینی جو خورشید مشاهده كنند.
مطالعه داده‌های پرتو x‌ هینود نشان می‌دهد كه در امتداد خطوط نیروی میدان مغناطیسی باز در قسمت‌های فوقانی تاج خورشید، پلاسمای (گاز باردار شده) داغ به بیرون جریان می‌یابد كه می‌تواند منبعی برای بادهای خورشیدی باشد. بادهای خورشیدی جریانی از پلاسما هستند كه در همه جهات از خورشید به بیرون جاری می‌شوند. اندازه گیری نرخ انتقال انرژی امواج آلفین نشان می‌دهد كه آنها برای پرتاب كردن ذرات باد خورشیدی به درون منظومه خورشیدی انرژی كافی دارند. همچنین‌،‌ جت‌های پرتو x نیز پلاسما را در درون فضا به پیش می‌رانند.
به گفته‌ي دانشمندان،‌ رابطه روشنی میان اتصال مجدد مغناطیسی و تشكیل امواج آلفین در جت‌های پرتو x‌ وجود دارد. آنها با زیر نظر گرفتن قطب‌های خورشید و مشاهده به طور متوسط ۲۴۰ جت پرتو x‌ در روز به این نتیجه رسیدند كه اتصال مجدد مغناطیسی مكررا رخ می‌دهد و امواج آلفین تولید می‌كند و انرژی پلاسما را در جت‌های پرتو x‌ تقویت می‌كند. ارتباط تعداد زیاد جت‌ها با سرعت پلاسمای جاری به درون منظومه خورشیدی این ایده را تقویت می‌كند كه جت‌های پرتو x برای بادهای خورشیدی پر سرعت نقش نیروی پیشران را ایفا می‌كنند. دانشمندان امیدوارند با مطالعه جت‌های پرتو x به درك بیشتری از انفجارهای خورشیدی و CMEها دست یابند.

منبع: مرکز اخترفيزيک هاروارد

فهرست مقالات موجود در تاپیک خورشید :

لطفا از دادن پست تشکر و پرسیدن سوال در این تاپیک خوداری کنید .

1. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] --------------------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
2. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ----------------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
3. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ---------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
4. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ----------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
5. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------ [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
6. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] --------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
7. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] --------------------------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
8. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------------------------ [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
9. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] -------------------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
10. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ----------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
11. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ---------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
12. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ---------------------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
13. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------ [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
14. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] -------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
15. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ---------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
16. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
17. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
18. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ---------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
19. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------------------ [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
20. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] --------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
21. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ---------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
22. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] --------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
23. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ---- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
24. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ---------------------------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
25. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
26. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ------------------------------------------------------------------ [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
27. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ---------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
28. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ----------------------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
29. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] ---------------------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
30. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] --------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
31. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] --------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
32. [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] -------------------------------------- [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

شب اول دی ماه یا شب یلدا زمانی است که به باور ایرانیان باستان (( میترا )) یا همان خورشید آشنای خودمون به دنیا اومده و بر تاریکی درازترین شب سال پیروز شده ما شب تولد خورشید رو جشن می گیریم اما هرگز عمرمون انقدر طولانی نخواهد شد که بتونیم مرگش رو به نظاره بشینیم :
*وقایعی که در 5/7 میلیارد سال پس از میلاد رخ خواهند داد :
در این هنگام انبساط لایه های بیرونی خورشید کامل شده و ستاره ی غول پیکر ما تبدیل به نمونه ای تورم یافته از آنچه که قبلا بوده می شود انبساط باعث می شود که دمای لایه های خارجی کمتر شود و در نتیجه خورشید نمودی سرخ فام وکدر پیدا کند که در این صورت غول سرخ نامیده می شود لازم به توضیح است که چگالی متوسط گاز در غول سرخ هزاران بار کمتر از چگالی آب است در این حالت انر‍‍‍ژی دورانی سیاراتی که گرد خورشید می چرخند طی میلیونها سال به تدریج کاهش می یابد تا اینکه نهایتا در مسیری مارپیچ به سوی خورشید کشیده و توسط آن بلعیده می شوند .
*6/7 میلیارد سال پس از میلاد : سرنوشت سیارات
همچنان که خورشید انبساط می یابد پوشش خارجی آن سیارات داخلی منظومه شمسی را در بر خواهد گرفت نخستین سیاره ای که به دام خورشید می افتد عطارد است و طبق نظریه ی(( پی یر ماکستد )) این سرنوشت برای عطارد قطعی است .
زهره هم به دام خواهد افتاد ولی شاید زمین به کام خورشید نرود هر قدر که اندازه خورشید بزرگتر شود درخشندگی کلی آن نیز افزایش خواهد یافت ( تا پنج هزار برابر میزان فعلی ) در این صورت سیاره ی ما و حتی مریخ مثل چیپس سیب زمینی برشته می شود و قمرهای پر آب مشتری تبدیل به ستارگان دنباله داری می شوند که آبهای آنها طی یک میلیون سال یا بیشتر به سوی فضا گسیل خواهند شد اما زحل و قمرش تیتان که فاصله ی آنها از خورشید دو برابر مشتری است این افزایش گرما را مطلوب خواهند یافت در سال 2004 میلادی کاوشگر ((هویگنس)) مدارکی را به دست آورد که نشان می داد تیتان جهانی شبیه به ادوار اولیه ی زمین است شاید تزریق گرما از طرف خورشید منبسط شده بتواند این قمر مستعد را به جهانی زیستمند تبدیل کند ولی این دوران سرخوشی چندان به درازا نخواهد کشید و گرمای مطبوع غول سرخ خورشید تنها نیم میلیارد سال دوام خواهد آورد که این مدت تنها برای پیدایش میکروبها کفایت می کند اگر تا آن زمان انسانهایی در منظومه شمسی باقی مانده باشند که بخواهند از زمین ویران به جای دیگری پناه ببرند ممکن است آنان از این تحول تیتان (هرچند کوتاه مدت ) سپاس گذار باشند اما در هر حال ممکن است در مراحل نهایی مرگ خورشید این قمر نااستوار همراه با امواج خورشیدی به فضا پرتاب شود .
* 75/7 میلیارد سال پس از میلاد : مرگ تدریجی خورشید
غول سرخ ستاره ای ناپایدار است و چندان نخواهد گذشت که فرایند همجوشی بار دیگر آغاز خواهد شد و خورشید دوباره به یک ستاره عادی تر زرد رنگ با اندازه کوچکتر تبدیل می شود اما این بار به جای اینکه هیدروژن به هلیوم تبدیل شود اتم های هلیوم به یکدیگر جوش می خورند و هسته هایی سنگین تر نظیر اکسیژن و کربن را پدید می آورند زمانی که سوختن هلیوم هم تمام شود خورشید وارد دومین مرحله و تبدیل به غولی سرخ فام خواهد شد در این مرحله فعالیت هسته ای خورشید که آنرا فروزان نگه می دارد حالتی ضربان دار پیدا می کند و در نهایت همین ضربانها آن را به ویرانی خواهد کشاند و خورشید آنچنان درخشان خواهد شد که بالاخره منفجر و تکه تکه خواهد گردید این واقعه همانند انفجاری با سرعت آهسته روی خواهد داد و طی آن خورشید لایه های بیرونی خود را به فضای بیکران پرتاب خواهد کرد و بدین ترتیب از جرم خورشید کاسته خواهد شد پس نیروی گرانش حاصل از آن هم کم خواهد شد به دنبال این واقعه نیروی کششی که از سوی خورشید بر سیارات باقی مانده وارد می آید کم می شود و سرانجام گردش سیارات دچار آشفتگی خواهد شد در این هنگام ممکن است مدار سیارات گازی شکل بیرونی چنان دگرگون شود که مسیر حرکت آنها با هم تداخل کند با این رویداد نیروی جاذبه ی هریک از سیارات باعث می شود تا خط سیر سایر سیارات منظومه شمسی شدیدا تغییر کند برخی از سیارات به قلب خورشید فرو می افتند و برخی دیگر روانه ی فضای بیکران می شوند و آخرین کاری که خورشید انجام می دهد این است که به یک سحابی سیاره ای زیبا تبدیل خواهد شد و تا میلیاردها سال دیگر با نوری سفید خواهد درخشید وبالاخره این سحابی سیاره ای رنگارنگ آرامگاه پر شکوه خورشید ما خواهد بود .
_________________

خورشید، گوی غول پیکر درخشانی در وسط منظومه شمسی و تامین کننده نور، گرما و انرژی های دیگر زمین است. این ستاره به طور کامل از گاز تشکیل شده است. بخش بشتر این گاز از نوعی می باشد که به نیروی مغناطیسی حساس است. این نوع از گاز به خاطر همین حساسیت، بسیار خاص می باشد. دانشمندان به آن پلاسما* می گویند.(* پلاسما حالت چهارم ماده است. در خیلی جاها این چنین آموزش می دهند که ماده دارای سه حالت جامد، مایع و گاز است. پلاسما گاز شبه خنثایی از ذرات باردار و خنثی است که رفتار جمعی از خود ارائه می‌دهد. به عبارت دیگر می‌توان گفت که واژه پلاسما به گاز یونیزه شده‌ای اطلاق می‌شود که همه یا بخش قابل توجهی از اتمهای آن یک یا چند الکترون از دست داده و به یونهای مثبت تبدیل شده باشند. یا به گاز به شدت یونیزه شده‌ای که تعداد الکترونهای آزاد آن تقریبا برابر با تعداد یونهای مثبت آن باشد، پلاسما گفته می‌شود. توضیحات بیشتر را در ادامه مقاله مطالعه خواهید نمود.) نه سیاره و قمرهایشان، ده ها هزار خرده سیاره و چندین تریلیون شهاب سنگ به دور خورشید در گردشند. خورشید و همه این اجرام در منظومه شمسی می باشند. زمین با میانگین فاصله تقریبی ۱۴۹.۶۰۰.۰۰۰ کیلومتر از خورشید در حرکت است.
شعاع خورشید (فاصله بین مرکز تا سطح آن) حدود ۶۹۵.۵۰۰ کیلومتر، تقریبا ۱۰۹ برابر شعاع زمین است. مثال زیر به شما کمک می کند تا مقیاس خورشید، زمین و فاصله بین آنها را تصور کنید: اگر شعاع زمین را به اندازه عرض یک گیره کاغذ معمولی تصور کنیم، شعاع خورشید تقریبا برابر با پایه یک میز تحریر و فاصله آنها حدودا به اندازه ۱۰۰ قدم خواهد بود.
قسمتی از خورشید که ما می بینیم دمایی حدود ۵۵۰۰ درجه سانتیگراد دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحدی به نام کلوین (Kelvin) اندازه گیری می کنند و به طور خلاصه آن را K می نویسند. یک کلوین دقیقا برابر با ۱ درجه سلسیوس یا ۱.۸ درجه فارنهایت است، اما تفاوت واحد کلوین با واحد سلسیوس در نقطه شروع آنهاست. مقیاس واحد کلوین از صفر مطلق که برابر است با ۲۷۳.۱۵ – درجه سانتیگراد آغاز می شود. بنابراین دمای سطح خورشید ۵۸۰۰K و دمای هسته خورشید بیش از ۱۵میلیون K می باشد.
انرژی خورشید به واسطه واکنش های ترکیبی اتمی در اعماق هسته آن تامین می شود. در یک واکنش ترکیبی دو هسته اتم با یکدیگر همراه شده و هسته ای جدید را به وجود می آورند.
این ترکیب با تبدیل اجزای هسته به انرژی، تولید انرژی می کند. خورشید مانند زمین مغناطیسی است. دانشمندان با در نظر گرفتن میدان مغناطیسی یک جرم، خاصیت مغناطیسی آن جرم را تشریح می کنند. میدان مغناطیسی محدوده ای است که از همه فضای اشغال شده توسط یک جرم و بیشتر فضای پیرامون آن شامل می شود.

دانشمندان محدوده ای که در آن نیروهای مغناطیسی شناسایی می شوند(مثلا به وسیله قطب نما) را میدان مغناطیسی می نامند. فیزیکدانان خاصیت مغناطیسی یک جرم را بر اساس قدرت میدان مغناطیسی آن توصیف می کنند. این قدرت برابر است با نیرویی که یک میدان مغناطیسی بر یک جسم مغناطیسی مانند سوزن قطب نما اعمال می کند. قدرت میدان مغناطیسی عمومی خورشید تنها دو برابر قدرت میدان مغناطیسی زمین می باشد. ولی میدان مغناطیسی خورشید در مناطق کوچکی به شدت متمرکز است، با قدرتی معادل ۳۰۰۰ بار بیشتر از اندازه میدان مغناطیسی عمومی آن. این مناطق شکل دهنده ساختمان خورشید و به وجود آورنده ترکیبات سطح و اتمسفر آن یعنی منطقه ای که ما می بینیم می باشند. مناطق نسبتا سرد و لکه های خورشیدی، فوران های بسیار دیدنی که به آنها زبانه های خورشیدی می گویند و شعله های تاج خورشید، شکل کلی سطح خورشید را ایجاد می نمایند.
زبانه های خورشیدی شدیدترین انفجار و فوران در منظومه شمسی می باشند. سپس شعله های تاج خورشید که دارای شدتی کمتر از زبانه ها و محتوی مقدار بسیار زیادی ماده می باشند. تنها یک فوران در تاج خورشید می تواند حدود ۲۰ بیلیون تن ماده را در فضا پخش کند. یک مکعب از جنس سرب که هر ضلع آن برابر با ۱.۲ کیلومتر است می تواند چنین جرمی داشته باشد.
خورشید ۴.۶ بیلیون سال پیش متولد شد و سوخت لازم برای اینکه تا ۵ بیلیون سال دیگر به همین صورت باقی بماند را دارد. پس از آن اندازه خورشید آنقدر بزرگ می شود تا اینکه به نوعی از ستاره به نام غول سرخ تبدیل می شود. در آن هنگام لایه های بیرونی خود را با فراافکنی از دست می دهد. با فرو ریختن آنچه از خورشید باقی می ماند، به جرمی با نام کوتوله سفید تبدیل می شود و آرام آرام روشنایی خود را از دست می دهد و سرانجام وارد دوره جدید زندگی خود، به شکل یک جرم کم نور و سرد که گاهی به آن کوتوله سیاه می گویند، می شود.
مشخصات خورشید
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
جرم و چگالی
جرم خورشید ۹۹.۸ درصد از جرم کل منظومه شمسی است. این جرم معادل عدد ۱۰۲۷ X۲ تن می باشد که با یک ۲ و بیست وهفت صفر مقابل آن نوشته می شود. جرم خورشید ۳۳۳.۰۰۰ برابر جرم زمین است. میانگین چگالی آن حدود ۹۰ پوند در هر فوت مکعب و یا ۱.۴ گرم در هر سانتیمتر مکعب می باشد. این مقدار تقریبا معادل ۱.۴ برابر چگالی آب و کمتر از یک سوم میانگین چگالی زمین است.
ترکیب بندی
بیشتر اتمهای خورشید، مانند اغلب ستارگان، اتمهای عنصر شیمیایی هیدروژن می باشند. بعد از هیدروژن، عنصر هلیوم در خورشید بسیار یافت می شود و بقیه جرم خورشید از اتمهای هفت عنصر دیگر تشکیل شده است. به ازای هر ۱ میلیون اتم هیدروژن در کل خورشید، ۹۸.۰۰۰ اتم هلیوم، ۸۵۰ اتم اکسیژن، ۳۶۰ اتم کربن، ۱۲۰ اتم نئون، ۱۱۰ اتم نیتروژن، ۴۰ اتم منیزیوم، ۳۵ اتم آهن و ۳۵ اتم سیلیکون وجود دارد. بنابراین حدودا ۹۴ درصد از اتمها، هیدروژن و حدود ۰.۱ درصد اتمهایی غیر از هیدروژن و هلیوم می باشند.
اما هیدروژن سبک ترین عنصر است و ۷۲ درصد از جرم این ستاره را تشکیل می دهد. هلیوم ۲۶ درصد از جرم خورشید را به خود اختصاص داده است.
درون خورشید و بیشتر اتمسفر آن از پلاسما تشکیل شده است. پلاسما گازی است که دمای آن به قدری زیاد است که به نیروی مغناطیسی حساس می باشد. دانشمندان گاهی به تفاوتهای بین گاز و پلاسما بسیار تاکید کرده و پلاسما را حالت چهارم ماده، در کنار سه حالت جامد، مایع و گاز، می نامند. ولی در حالت کلی، دانشمندان تنها در صورت لزوم بین گاز و پلاسما تفاوت قائلند.
تفاوت اساسی بین گاز و پلاسما متاثر از حرارت بسیار شدید است: این حرارت باعث جدا شدن اتهای گاز می شود. آنچه باقی می ماند – یعنی پلاسما – از اتمهای باردار به نام یون و ذرات باردار به نام الکترون که به طور مستقل حرکت می کنند، تشکیل شده است.
یک اتم خنثی شامل یک یا چند الکترون است که مانند یک پوسته در اطراف هسته مرکز اتم عمل می کنند. هر الکترون حامل یک بار منفی الکتریکی است. هسته در قلب مرکزی یک اتم جای گرفته است که تقریبا همه جرم اتم را دارد. ساده ترین شکل هسته، که همان هسته هیدروژن است، از یک ذره به نام پروتون تشکیل شده است. یک پروتون حامل یک بار مثبت الکتریکی است. بقیه شکل های هسته شامل یک یا چند پروتون و یک یا چند نوترون می باشند. نوترون بار الکتریکی ندارد بنابراین بار الکتریکی همه هسته ها مثبت است. یک اتم خنثی به تعداد پروتونهایش، الکترون دارد بنابراین مجموع بارهای آن برابر با صفر است.
یک اتم یا مولکول که یک یا چند الکترون خود را از دست بدهد بار مثبت پیدا می کند و به آن یون یا یون مثبت می گویند. بیشتر اتمهای خورشید، یونهای مثبت هیدروژنند. بنابراین، بیشتر خورشید شامل پروتون و الکترون های مستقل است.
مقدار نسبی پلاسما و دیگر گازها در یک منطقه مشخص شده از اتمسفر خورشید به دمای آن منطقه بستگی دارد. با افزایش دما، اتمهای بیشتر و بیشتری یونیزه می شوند و اتم های یونیزه شده الکترون های بیشتر و بیشتری از دست می دهند. تاج خورشید نام منطقه ای از اتمسفر خورشید است که بیش از هر جای دیگر در اتمسفر خورشید، یونیزه شده است. دمای تاج خورشید معمولا بین ۳ میلیون K تا ۵ میلیون K یعنی دمایی فراتر از دمای لازم برای جدا کردن بیش از نیمی از ۲۶ الکترون اتم آهن می باشد.
اینکه چه اندازه از اتم های یک گاز اتمهای یونیزه هستند بستگی به دما دارد. اگر دما نسبتا داغ باشد، اتمها یونیزه می شوند اما چنانچه گاز نسبتا سرد باشد امکان ترکیب شیمیایی اتمها و تشکیل مولکول به وجود می آید. بیشتر اتمهای سطح خورشید یونیزه شده اند. ولی در مناطق لکه های خورشیدی به دلیل پائین بودن دما، اتمها تشکیل مولکول می دهند.
انرژی بازده
بیشتر انرژی که خورشید ساطع می کند نور مرئی و اشعه های فروسرخ که ما آن را به صورت گرما دریافت می کنیم، می باشد. نور مرئی و پرتوهای فروسرخ، دو شکل از پرتوهای الکترومغناطیسی می باشند. خورشید همچنین پرتوهایی از ذرات که بیشتر پروتون ها و الکترون ها می باشند را ساطع می نماید.
پرتوهای الکترومغناطیسی
پرتوهای الکترومغناطیسی شامل نیروی الکتریکی و نیروی مغناطیسی می باشند. این پرتوها را می توان مانند یک موج انرژی و یا بسته های ذره مانندی از انرژی به نام فوتون دانست.
نور مرئی، اشعه فروسرخ و دیگر اشکال پرتوهای الکترومغناطیسی از حیث مقدار انرژی با هم متفاوتند. شش گروه از انرژی ها، طیف انرژی های الکترومغناطیس را تشکیل می دهند. از کم انرژی ترین تا پر انرژی ترین به ترتیب عبارتند از: امواج رادیویی، اشعه فروسرخ، نور مرئی، اشعه فرا بنفش، اشعه ایکس و اشعه گاما. مایکروویو ها، که موج های بسیار قوی رادیوئی هستند، گاهی در یک رده دیگر به طور مجزا قرار می گیرند. پرتوهای خورشید شامل همه پرتوهای طیف الکترومغناطیس می باشند.
مقدار انرژی در امواج الکترومغناطیس ارتباط مستقیم با طول موج* یعنی فاصله بین قله های پیاپی آنها دارد.(*برای درک بهتر از معنی طول موج تصور کنید،حشره ای در آب یک حوض آرام دست و پا می زند و امواجی دایره ای به سمت حاشیه های اطراف حوض منتشر می شوند. به بلندترین قسمت هر موج دایره شکل “قله” می گویند. فاصله میان هر دو قله “طول موج” نامیده می شود. شمار قله هایی که در هر ثانیه به حاشیه حوض می رسند “فرکانس” نام دارد. هر چه فرکانس بیشتر باشد، طول موج کوتاه تر است). هرچه انرژی پرتو بیشتر باشد، طول موج کوتاهتر است. برای مثال پرتوهای گاما طول موجی کوتاهتر از امواج رادیوئی دارند. انرژی یک ذره فوتون بستگی به مکان آن در طیف دارد. برای مثال یک فوتون اشعه گاما انرژی بیشتری از یک فوتون رادیوئی دارد.
همه اشکال امواج الکترومغناطیس با سرعت برابر، معادل سرعت نور (۲۹۹.۷۹۲ کیلومتر در ثانیه) در فضا سفر می کنند. با این سرعت، یک فوتون آزاد شده از خورشید تنها حدود ۸ دقیقه طول می کشد تا به زمین برسد.
امواج الکترومغناطیسی که از خورشید به بالای اتمسفر زمین می رسند ثابت خورشیدی نام دارند. این مقدار برابر است با حدود ۱۳۷۰ وات در هر متر مربع. ولی تنها حدود ۴۰ درصد از این امواج به سطح زمین می رسند. اتمسفر زمین مقداری از نور مرئی و اشعه فروسرخ، تقریبا همه پرتوهای فرابنفش و تمامی پرتوهای ایکس و گاما را ----- می کند. تقریبا همه امواج رادیویی به سطح زمین می رسند.
پرتوهای ذرات
پروتون ها و الکترون ها دائما مانند بادهای خورشیدی از سطح خورشید بلند می شوند. این ذرات به زمین بسیار نزدیک می شوند ولی میدان مغناطیسی زمین مانع از ورود آنها به سطح زمین می شود.
به هر حال به دلیل انفجارها و گدازه های تاج و زبانه های خورشیدی، ذرات زیادی با شدت به اتمسفر زمین می رسند. این ذرات را به نام پرتوهای کیهانی خورشیدی می شناسند. بیشتر این ذرات پروتون ها هستند ولی الکترون ها نیز در آنها وجود دارند. آنها به شدت پر انرژیند. بنابراین می توانند برای فضانوردها و کاوشگرها خطرآفرین باشند.
پرتوهای کیهانی نمی توانند به سطح زمین برسند. هنگامیکه آنها با اتمسفر زمین برخورد می کنند، تبدیل به بارانی از ذرات کم انرژی تر می شوند. ولی از آنجائیکه رویدادهای خورشیدی بسیار پر انرژی هستند، آنها می توانند طوفانهای ژئومگنتیک را، بویژه در میدان مغناطیسی زمین به وجود آورند. این طوفانها می توانند باعث مختل شدن تجهیزات الکتریکی در سطح زمین شوند. برای مثال آنها می توانند با افزایش فشار بار کابلها منجر به قطع برق شوند.
رنگ
در طیف پرتوهای الکترومغناطیس، نور مرئی متشکل از رنگهای موجود در رنگین کمان می باشد. نور خورشید شامل همه این رنگها است. بیشتر پرتوهایی که از خورشید به ما می رسند رنگهای زرد تا سبز از طیف نور مرئی می باشند. در هر صورت نور خورشید سفید است. هنگامیکه اتمسفر زمین مانند یک ----- برای تنظیم خورشید عمل می کند، خورشید ممکن است زرد یا نارنجی به نظر رسد.
شما می توانید نور خورشید را به کمک یک منشور نگاه کرده و آن را تفکیک کنید. نور قرمز، که توسط کم انرژی ترین فوتون ها، با بلندترین طول موج، به وجود می آید در یکی از دو انتهای طیف قرار می گیرد. نور قرمز در نور نارنجی و سپس زرد محو می شود. پس از زرد، نور سبز و بعد از آن آبی را خواهید دید. آخرین رنگ نیز بنفش می باشد که با پر انرژی ترین فوتون ها و کوتاه ترین طول موج، به وجود می آید. این فهرست رنگ به این معنا نیست که نور خورشید تنها از شش یا هفت رنگ تشکیل شده بلکه هر یک از رنگ های مابین رنگهای مذکور، خود یک رنگ به حساب می آید. تعداد رنگهای موجود در طبیعت از تعداد رنگهاییکه انسان تابه حال نامگذاری کرده بسیار بیشتر است.
چرخش خورشید
خورشید تقریبا در هر ماه یک دور کامل به دور خود می چرخد. ولی از آنجائیکه خورشید یک جرم گازیست نه یک جرم جامد، قسمتهای مختلف آن با سرعت متفاوت حرکت می کند. گازهای نزدیک به خط استوای خورشید در هر ۲۵ روز یک دور کامل حرکت می کنند، در حالیکه گردش کامل گازهای موجود در عرضهای جغرافی بالاتر ۲۸ روز به طول می انجامد. محور گردش خورشید با چند درجه شیب نسبت به محور گردش زمین قرار گرفته است بنابراین قطب جغرافی شمال یا قطب جغرافی جنوب آن معمولا از زمین قابل رویت است.
ارتعاش
ارتعاشات خورشید مانند زنگیست که دائم در حال نواخته شدن است. خورشید در آن واحد بیشتر از ۱۰ میلیون درجه صوت مختلف ایجاد می کند. ارتعاشات گازهای خورشیدی از نظر مکانیکی شبیه به ارتعاشات هوا، که آنها را با نام امواج صوتی* می شناسیم، می باشند. از این رو ستاره شناسان امواج خورشیدی را به رغم اینکه نمی شنویم، مانند امواج صوتی می دانند. سریعترین ارتعاش خورشیدی حدود ۲ دقیقه به طول می انجامد. مدت زمان یک ارتعاش مقدار زمان لازم برای کامل شدن یک حلقه یا سیکل از ارتعاش است. آرام ترین ارتعاشی که گوش انسان قادر به تشخیص آن می باشد مدت زمانی معادل ۲۰/۱ ثانیه دارد.
بیشتر امواج صوتی خورشید از “سلولهای حرارتی” موجود در توده های متراکم گاز در اعماق خورشید سرچشمه می گیرند. (*هوا دارای خاصیت ارتجاعی می‌باشد هنگامی که یک لایه از مولکولهای هوا به جلو رانده می‌شود، این لایه به نوبه خود لایه دیگری را به جلو می‌راند و خود به حال اول بر می‌گردد. لایه جدیدی نیز لایه دیگری را به جلو می‌راند و به همین ترتیب این عمل بارها و بارها تکرار می‌گردد تا انرژی به پایان برسد. این جابجایی مولکولها اگر بیش از ۱۶ مرتبه در ثانیه تکرار ‌گردد صدا بوجود می‌آید. هر رفت و برگشت لایه هوا یک سیکل نام دارد و تعداد سیکل در ثانیه تواتر یا بسامد یا فرکانس نامیده می‌شود).این سلولها انرژی را تا سطح خورشید بالا می آورند. بالا آمدن این سلولها مانند بالا آمدن بخار از آب در حال جوشیدن است. واژه سلولهای حرارتی به همین دلیل به آنها اطلاق می گردد. هنگامیکه سلولها بالا می آیند، سرد می شوند. آنگاه به درون خورشید جائیکه بالا آمدن از آنجا آغاز می شود باز می گردند. در هنگام سقوط و پائین رفتن سلولهای حرارتی ارتعاش شدیدی به وجود می آید. این ارتعاش باعث می شود که امواج صوتی از درون سلولها خارج شوند.
از آنجائیکه اتمسفر خورشید غلظت کمی دارد، امواج صوتی نمی توانند در آن به حرکت و جریان درآیند. در نتیجه، وقتی که یک موج به سطح می رسد مجددا به درون خورشید بر میگردد. بنابراین قسمت کوچکی از سطح خورشید حرکت تند و سریعی به بالا و پائین پیدا می کند. وقتی یک موج به درون خورشید سفر می کند، به سمت بالا و سطح آن خم می شود. مقدار انحنای موج بستگی به چگالی گازی که موج درون آن حرکت میکند و مواردی دیگر دارد. در نهایت، موج به سطح می رسد و دوباره به درون بر می گردد. این رفت و آمدها تا آنجا که موج انرژی خود را در گازهای پیرامون از دست بدهد، ادامه خواهد داشت.
امواجی که به عمیق ترین فاصله از سطح خورشید فرو می روند طولانی ترین مدت را دارند. برخی از این امواج تا هسته خورشید فرو می روند و مدتی معادل چندین ساعت دارند.
میدان مغناطیسی
گاهی اوقات، میدان مغناطیسی خورشید به شکلی ساده و گاهی به شدت پیچیده است. زمانی میدان مغناطیسی شکلی ساده دارد که محور عمودی خورشید مانند یک آهن ربای غول پیکر عمل کند. شما با انجام آزمایش براده آهن بر روی کاغذ و یک آهن ربا می توانید شکل میدان مغناطیسی آهن ربا را مشاهده کنید. بیشتر براده ها در حلقه های D شکلی که دو سر آهن ربا را به هم وصل می کنند تجمع می نمایند. فیزیکدانان میدان مغناطیسی را به صورت خطوطی فرضی که حلقه های براده آهن بر روی آنها قرار می گیرند ، فرض می نمایند. به این خطوط ، خطوط میدان مغناطیسی یا خطوط نیرو می گویند. دانشمندان به این خطوط، مسیر اختصاص داده اند. به یک سر آهن ربا قطب شمال مغناطیسی و به سر دیگر قطب جنوب مغناطیسی اطلاق می گردد. خطوط مغناطیسی از قطب شمال آهن ربا بیرون می آیند و با ایجاد یک خمیدگی از ناحیه قطب جنوب مغناطیسی وارد آهن ربا می شوند.
دلیل ایجاد میدان مغناطیسی خورشید انتقال حرارتی در خورشید است. هر ذره باردار الکتریکی می تواند با حرکت و جابجایی یک میدان مغناطیسی به وجود آورد. سلولهای حرارتی که از یونهای مثبت و الکترون ها تشکیل شده اند، به شکلی منتشر می گردند که باعث ایجاد میدان مغناطیسی خورشید می شود.
وقتی میدان مغناطیسی خورشید پیچیده می شود، خطوط مغناطیسی دچار پیچ و تاب می شوند. میدان مغناطیسی به دو دلیل این چرخش ها و پیچیدگی ها را به وجو می آورد: اول اینکه خورشید در منطقه استوایی بسیار سریع تر از قسمتهای دیگر حرکت می کند و دوم اینکه لایه های درونی خورشید بسیار سریع تر از سطح آن در گردشند. تفاوت در سرعت گردش در قسمتهای مختلف باعث کشیده شدن خطوط مغناطیسی در جهت شرق می شوند. در نهایت، این خطوط دچار اعوجاج گشته و پیچ و تاب هایی را ایجاد می نمایند.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
در برخی مناطق، میدان مغناطیسی هزاران بار قوی تر از میدان مغناطیسی عمومی خورشید است. در این مناطق، دسته هایی از خطوط مغناطیسی به بیرون از سطح آمده و حلقه هایی را در اتمسفر خورشید به وجود می آورند. یکی از دو سر این حلقه ها، قطب شمال مغناطیسی است. در این نقطه جهت خطوط مغناطیسی به سمت بالا می باشد. سر دیگر این حلقه ها قطب جنوب مغناطیسی است و جهت خطوط مغناطیسی به سمت پائین و داخل خورشید است. در هر دو سر هر حلقه یک لکه خورشیدی پدیدار می گردد. خطوط مغناطیسی، یونها و الکترونها را به سمت بیرون لک های خورشیدی راهنمایی می کنند و به این صورت حلقه هایی غول پیکر از گاز تشکیل می شوند.
تعداد لکه ها بر روی خورشید به اعوجاج های میدان مغناطیسی آن بستگی دارد. تغییر تعداد آنها، از حداقل به حداکثر و دوباره به حداقل، چرخه لکه های خورشیدی نامیده می شود. میانگین مدت یک چرخه حدود ۱۱ سال می باشد.
در پایان هر چرخه از لکه های خورشیدی، میدان مغناطیسی به سرعت دچار جابجایی قطبی می شود و بسیاری از اعوجاج های خود را از دست می دهد. فرض کنید که قطب شمال مغناطیسی خورشید در آغاز یک چرخه در ناحیه قطب شمال جغرافیایی خورشید قرار دارد. در زمان شروع چرخه بعدی، قطب شمال مغناطیسی خورشید در محل قطب جنوب جغرافیایی آن قرار می گیرد. یک تغییر قطبی از یک جهت به جهتی دیگر و بازگشت مجدد آن برابر با دو چرخه پیاپی و درنتیجه معادل ۲۲ سال می باشد.
ترکیب هسته ای
ترکیب هسته ای در مرکز خورشید به دلیل دما و تراکم فوق العاده زیاد می تواند صورت پذیرد. از آنجائیکه بار ذرات مثبت است، تمایل به دفع یکدیگر دارند اما دما و تراکم هسته خورشید به قدری زیاد است که می تواند آنها را در کنار یکدیگر نگاه دارد.
رایج ترین ترکیب هسته ای در مرکز خورشید زنجیره پروتون-پروتون نام دارد. این فرایند زمانی انجام می گیرد که ساده ترین شکل از هسته های هیدروژن (دارای یک پروتون) در یک آن کنار هم قرار می گیرند. نخست، هسته ای متشکل از دو ذره به وجود می آید، سپس هسته ای با سه ذره و در نهایت هسته ای با چهار ذره شکل می گیرد. در این فرایند همچنین یک ذره الکتریکی خنثی به نام نوترینو پدیدار می گردد.
هسته نهایی شامل دو پروتون و دو نوترون است که در واقع هسته هلیوم می باشد. جرم این هسته به مقدار بسیار اندکی کمتر از جرم چهار پروتونیست که هسته از آن تشکیل شده است. جرم از دست رفته به انرژی تبدیل شده است. این مقدار از انرژی به کمک فرمول مشهور فیزیکدان آلمانی، آلبرت اینشتین، E=mc۲ قابل محاسبه است. در این معادله E به معنای انرژی، m به معنای جرم و c به معنای سرعت نور می باشد.
مقایسه با دیگر ستارگان
کمتر از ۵ درصد ستارگان در کهکشان راه شیری نورانی تر یا سنگین تر از خورشید می باشند. ولی برخی از ستارگان بیش از ۱۰۰.۰۰۰ برابر نورانی تر از خورشید، و برخی از آنها جرمی بیش از ۱۰۰ برابر جرم خورشید را دارند. از سویی دیگر، برخی ستارگان نیز کمتر از ۰۰۰۱/۰ خورشید نور دارند، و یک ستاره می تواند کمتر از ۰۷/۰ جرم خورشید را داشته باشد. ستاره های داغ تری وجود دارند که بسیار آبی تر از خورشیدند و ستارگان سردتری نیز وجود دارند که سرخ تر از خورشید هستند.
خورشید نسبتا جوان و متعلق به نسلی از ستارگان به نام “جمعیت I ستارگان” می باشد. یک نسل قدیمی تر از ستارگان را با نام “جمعیت II ستارگان” می شناسیم. احتمال وجود نسلی قدیمی تر به نام “جمعیت III ستارگان” نیز وجود دارد که البته تا کنون هیچ عضوی از این گروه شناسایی نشده است.
مناطق خورشید
خورشید و اتمسفر آن از چندین منطقه یا لایه تشکیل شده اند. از داخل به خارج، بخش داخلی خورشید متشکل از هسته، منطقه تابشی و منطقه حرارتی می باشد. اتمسفر خورشید نیز از لایه های فوتوسفر، کرومسفر، منطقه انتقالی و تاج خورشید تشکیل شده است. فراتر از تاج خورشید، بادهای خورشیدی، که معمولا جریانات برخواسته از گازهای تاج خورشید می باشند، وجود دارند.
از آنجائیکه ستاره شناسان قادر به دیدن درون خورشید نیستند، کلیه دریافت ها به صورت غیر مستقیم حاصل می گردد. برخی از اطلاعات بر اساس قسمتهای قابل مشاهده از خورشید به دست آمده اند. برخی از این اطلاعات نیز بر پایه محاسبات انجام شده با داده هایی از مناطق قابل رویت پیرامون خورشید ثبت گردیده است.
هسته
منطقه هسته از مرکز خورشید تا حدود یک چهارم به سمت سطح خورشید گسترده شده است. هسته حدود ۲ درصد از حجم خورشید اما تقریبا نصف جرم آن را دارد. حداکثر دمای این منطقه ۱۵ میلیون کلوین است. چگالی آن به ۱۵۰گرم در هر سانتیمتر مکعب، تقریبا ۱۵ برابر چگالی سرب، می رسد.
دما و چگالی بالای هسته به سبب فشار بسیار زیادی، معادل حدودا ۲۰۰ بیلیون بار بیشتر از فشار جو زمین در سطح دریا، می باشد. فشار زیاد هسته با در بر گرفتن همه گازهای خورشید، مانع از فروپاشی آن می شود. در واقع هسته با داشتن این فشار زیاد، وزن خورشید را تحمل میکند.
تقریبا همه ترکیبات اتمی در این منطقه صورت می گیرند. مانند سایر قسمتهای خورشید، هسته آن نیز، بر اساس جرم، از ۷۲ درصد هیدروژن، ۲۶ درصد هلیوم و ۲ درصد عناصر سنگین تر تشکیل شده است. ترکیبات اتمی به تدریج محتویات هسته را تغییر داده اند. در حال حاضر ۳۵ درصد از جرم هیدروژن در قسمتهای مرکزی هسته و ۶۵ درصد آن در مرزهای بیرونی هسته متمرکزند.
منطقه تابشی
پیرامون هسته، پوسته ضخیمی به نام منطقه تابشی وجود دارد. ضخامت این پوسته تا ۷۰ درصد از شعاع خورشید پیش رفته است. این منطقه ۳۲ درصد از حجم و ۴۸ درصد از جرم آن را شامل می شود.
این منطقه به دلیل اینکه انرژی غالبا در این جا به صورت نور و تشعشع سفر می نماید، منطقه تابشی نام گرفته است. فوتون های به وجود آمده در هسته از میان لایه های پایدار گاز عبور می کنند. اما آنها به خاطر غلظت شدید ذرات گاز دچار پراکندگی شده و گاهی مدت ۱ میلیون سال طول می کشد که یک فوتون از این منطقه گذر کند.
در پایین منطقه تابشی، چگالی معادل ۲۲ گرم در هر سانتیمتر مکعب (حدودا دو برابر چگالی سرب) و دما ۸ میلیون K می باشد. در بالای منطقه تابشی، چگالی معادل ۰.۲ گرم در هر سانتیمتر مکعب و دما ۲ میلیون K است.
ترکیبات عناصر در منطقه تابشی از زمان تولد خورشید تا به امروز به همین شکل باقی مانده است. درصد عناصر در بالای منطقه تابشی بسیار شبیه به سطح خورشید میباشد.
منطقه حرارتی
بالاترین لایه درونی خورشید، منطقه حرارتی، از منطقه تابشی تا سطح خورشید کشیده شده است. این منطقه از سلول های حرارتی در حال جوش تشکیل شده است که ۶۶ درصد از حجم خورشید و تنها کمی بیش از ۲ درصد جرم آن را به خود اختصاص داده است. در بالای منطقه، چگالی نزدیک به صفر و دما حدود ۵۸۰۰ K می باشد. از آنجا که فوتون های خارج شده از منطقه تابشی باعث داغ شدن سلولهای حرارتی می گردند، این سلولها به سمت سطح خورشید در جوش و التهابند.
ستاره شناسان تا کنون دو نوع از سلولهای حرارتی را مشاهده کردند. سلولهای دانه ای (granulation) و سلولهای ریز دانه ای (supergranulation). سلولهای دانه ای حدود ۱۰۰۰ کیلومتر و سلولهای ریزدانه ای در منطقه ای باضخامت تقریبی۳۰۰۰۰ کیلومتر می باشند.
فوتوسفر
پایین ترین لایه اتمسفر خورشید فوتوسفر نام دارد. این منطقه نوری را که ما می بینیم متساطع می نماید. ضخامت فوتوسفر ۵۰۰ کیلومتر است. ولی بخش اعظم نوری که ما مشاهده می کنیم از پایین ترین قسمتهای این منطقه که ضخامت آن تنها حدود ۱۵۰ کیلومتر است ناشی می شود. ستاره شناسان گاهی این قسمت را، سطح خورشید می دانند. در پایین فوتوسفر دما ۶۴۰۰K و در بالای آن ۴۴۰۰K می باشد.
فوتوسفر از شمار زیادی دانه تشکیل شده که در بالای سلولهای دانه ای قرار دارند. یک دانه معمولی حدو ۱۵ تا ۲۰ دقیقه عمر می کند. میانگین چگالی فوتوسفر کمتر از یک میلیونیم گرم در هر سانتیمتر مکعب می باشد. به نظر می رسد که این مقدار چگالی بسیار ناچیز است اما در هر سانتیمتر مکعب از این منطقه بین ده ها تریلیون تا صدها تریلیون ذرات خاص وجود دارند.
کرومسفر
منطقه بعدی کرومسفر است. مهمترین خصوصیت این منطقه افزایش دما بین ۱۰.۰۰۰K تا ۲۰.۰۰۰K می باشد.
ستاره شناسان نخست طیف کرومسفر را در هنگام کسوف های کامل شناسایی کردند. این طیف پس از آنکه ماه فوتوسفر را می پوشاند، قبل از پوشیده شدن کرومسفر در سایه ماه، قابل رویت است. این حالت تنها چند ثانیه به طول می کشد. خطوطی که از این طیف منتشر می شوند مانند نور فلش به طور ناگهانی به چشم می خورند، از این رو به این طیف، طیف فلش می گویند.
کرومسفر ظاهرا از تشکیلاتی شبیه میخ به نام “خار” ساخته شده است. یک خار معمولی حدود ۱۰۰۰ کیلومتر عرض و تا ۱۰.۰۰۰ کیلومتر ارتفاع دارد. چگالی کرومسفر حدود ۱۰ بیلیون تا ۱۰۰ بیلیون ذره در هر سانتیمتر مکعب است.
منطقه انتقالی
دمای کرومسفر تا حدود ۲۰.۰۰۰K ، و دمای تاج خورشید به بیش از ۵۰۰.۰۰۰K می رسد. بین دو منطقه مذکور، منطقه ای با میانگین دما وجود دارد که به آن منطقه انتقالی می گویند. این منطقه بیشتر انرژی خود را از تاج خورشید می گیرد و بیشتر نور خود را به شکل فرابنفش متساطع می نماید.
ضخامت منطقه انتقالی چند صد تا چندین هزار کیلومتر است. در برخی قسمتها، خارهای کرومسفر که نسبتا سرد شده اند سر بر افراشته و به اتمسفر خورشید می رسند. در برخی قسمتها نیز ترکیبات داغ تاج خورشید تا نزدیکی فوتوسفر فرو می رود.
تاج خورشید
تاج خورشید بخشی از اتمسفر آن است و دمایی متجاوز از ۵۰۰.۰۰۰K دارد. تاج خورشید متشکل از گازهای یونیزه شده به شکل رود و یا حلقه ای می باشد. ترکیبات و ساختمان تاج خورشید به صورت عمودی به سطح آن متصل است و میادین مغناطیسی که از اعماق خورشید ساطع می گردند منجر به شکل گیری این منطقه می شوند. دمای هر یک از جریانات تاج خورشید به خطوط میدان مغناطیسی شکل دهنده همان جریان بستگی دارد.
دمای نزدیک ترین بخش از تاج خورشید به سطح آن حدودا بین ۱ تا ۶ میلیون K و چگالی آن معادل ۱۰۰ میلیون تا ۱ بیلیون ذره در هر سانتیمتر مکعب می باشد. دمای این منطقه هنگام وقوع یک فوران به ده ها میلیون کلوین می رسد.
بادهای خورشیدی
تاج بسیار داغ خورشید در فضا منتشر و دائم در آن گسترده می شود. به جریان گازهای تاج خورشید در فضا، بادهای خورشیدی می گویند. چگالی این بادها در نزدیکی خورشید تقریبا بین ۱۰ تا ۱۰۰ ذره در هر سانتیمتر مکعب می باشد.
باد خورشیدی با سرعتی معادل صدها کیلومتر در ثانیه از خورشید به هر سوی می وزد. در فواصل زیادی از خورشید یعنی فراتر از مدار پلوتو، از سرعت این باد که مافوق صوت می باشد، کاسته می شود و با گازهای میان ستاره ای ترکیب می گردد.
بادهای خورشیدی به شکل یک حباب بزرگ شبیه به قطره اشک به نام هلیوسفر، در فضای میان سیاره ای گسترده شده است. خورشید و همه سیاره های آن درون هلیوسفر می باشند. فراتر از مدار پلوتو، دورترین سیاره از خورشید، هلیوسفر به گازها و غبارهای میان ستاره ای می پیوندد. گرچه اتمهای موجود در فضای بین ستاره ای می توانند در این حباب نفوذ نمایند اما در واقع می توان گفت که همه مواد تشکیل دهنده هلیوسفر از خود خورشید ناشی می شوند.
فعالیت های خورشیدی
میدان های مغناطیسی خورشید از منطقه حرارتی، بالا رفته و از میان مناطق فوتوسفر، کرومسفر و تاج خورشیدی سر بر می آورند. این جریانات مغناطیسی منجر به شکل گیری فعالیت های خورشیدی می گردند. این فعالیت ها شامل پدیده هایی به نام لکه های خورشیدی، شعله های بلند، زبانه ها و فوران های تاج خورشید می باشند.
زبانه های خورشیدی
زبانه های خورشیدی انفجارهای مهیبی در سطح خورشید می باشند. در مدت زمانی معادل چند دقیقه یک زبانه می توانند دمای مواد موجود را تا میلیون ها درجه افزایش دهد و انرژیی آزاد نماید که معادل انرژی آزاد شده توسط یک هزار بیلیون تن TNT می باشد. این انفجارها در نزدیکی لکه های خورشیدی، معمولا در راستای خطوطی بین دو سر میدان مغناطیسی رخ می دهند.
زبانه ها انرژی را به اشکال گوناگونی مانند پرتوهای الکترومغناطیس (پرتوهای گاما و ایکس) و ذرات باردار (پروتون و الکترون) آزاد می کنند.
دانشمندان برای نخستین بار به این نتیجه رسیدند که زبانه ها و فوران های خورشیدی لرزه هایی را در اعماق خورشید به وجود می آورند که بسیار شبیه به زمین لرزه در سیاره ما می باشند. محققان زبانه ای را مشاهده نمودند که منجر به وقوع لرزه ای بسیار شدید در اعماق خورشید گردید. این لرزه ۴۰ هزار بار بیشتر از زمین لرزه شدید سانفرانسیسکو در سال ۱۹۰۶ انرژی آزاد نمود. مقدار این انرژی آزاد شده به حدی بود که می توانست برق مصرفی ایالات متحده را تا مدت ۲۰ سال تامین نماید.
مناطقی که لکه های خورشیدی و فوران ها در آنها شکل می گیرند، مناطق فعال نامیده می شوند. مقدار فعالیت های خورشیدی از ابتدای یک چرخه لکه خورشیدی، به تدریج افزایش می یابد و با گذشت پنج سال به حداکثر می رسد. تعداد لکه ها در هر زمان متفاوت است. در قسمتی از صفحه خورشید که ما می بینیم، تعداد آنها از صفر تا ۲۵۰ لکه تغییر می کند.
لکه های خورشیدی
لکه ها ی خورشیدی مناطقی تیره و تقریبا دایره ای شکل در سطح خورشید می باشند. آنها زمانی شکل می گیرند که دسته ای از خطوط مغناطیسی درون خورشید به سطح آن می رسند.
دمای لکه ها از دمای مناطق اطرافشان کمتر و میدان مغناطیسی در آنها بسیار قوی است. دمای لکه های خورشیدی بین ۴۰۰۰ تا ۴۵۰۰ کلوین و دمای سطح خورشید ۵۷۰۰ کلوین است. به همین دلیل آنها تیره تر از سطح ستاره به نظر می رسند.
داده های رصدی از دهه ۸۰ قرن بیستم نشان می دهند که تعداد لکه های خورشیدی با شدت تابش خورشید مرتبط است. جالب این که هر چه تعداد لکه ها بیشتر باشد، شدت تابش نور خورشید بیشتر است، چون که مناطق اطراف لکه ها درخشان تر اند.
ابرنواختر ستاره ای در حال انفجار می باشد که می تواند بیلیون ها بار درخشان تر از خورشید باشد، پیش از آنکه به تدریج محو شود. در هنگام درخشندگی، نور یک ستاره منفجر شده می تواند همه یک کهکشان را تحت الشعاع قرار دهد. این انفجار، ابر عظیمی از گاز و غبار را در فضا ایجاد می نماید. جرم مواد موجود در این ابرها می تواند متجاوز از ۱۰ برابر جرم خورشید باشد.
ستاره شناسان دو نوع از ابرنواختر ها را شناسایی کرده اند. نوع اول و نوع دوم. نوع اول ابرنواخترها احتمالا در ستاره های دوتایی شکل می گیرند. ستاره دوتایی به یک جفت ستاره اطلاق می گردد که به هم نزدیکند و دور یکدیگر می چرخند. نوع اول احتمالا در دوتایی هایی رخ می دهد که یکی از آنها یک ستاره کوچک و متراکم به نام کوتوله سفید است. اگر این دو ستاره به اندازه کافی به یکدیگر نزدیک باشند، جاذبه کوتوله سفید اجرام و ذرات ستاره همراه خود را به سمت خود می کشد. هنگامیکه کوتوله سفید به جرمی معادل ۴/۱ برابر جرم خورشید رسید، متلاشی و منفجر می گردد.
نوع دوم ابرنواختر در اثر مرگ یک ستاره بسیار بزرگتر از خورشید شکل می گیرد. زمانیکه چنین ستاره ای به آخر عمر خود می رسد، هسته آن به سرعت متلاشی می گردد. حجم بینهایت زیادی انرژی ناگهان به شکل نوترون (نوعی از ذرات تشکیل دهنده اتم) و پرتوهای الکترومغناطیس (نیروهای الکتریکی و مغناطیسی) آزاد می شود. این انرژی باعث تبدیل ستاره به ابرنواختر می گردد.
بیشتر ابرنواختر ها در چند روز نخست شکل گیری به حداکثر درخشندگی می رسند و تا چندین هفته درخشندگی آنها ادامه خواهد داشت. با گذشت چند ماه درخشندگی آنها کم می شود. و در طی سالها همچنان از درخشندگی آنها کاسته می گردد. تفاوت دیگر ابرنواختر ها در مقدار و ترکیب موادیست که به فضا خارج می کنند.
ابرنواختر ها همچنین می توانند اجرام گوناگونی را بر جای بگذارند. پس از برخی از انفجارهای ابرنواختر، ستاره ای کوچک و متراکم متشکل از نوترون ها و یا شاید ذرات بنیادی کوارک بر جای مانده است. به چنین ستاره ای ستاره نوترونی می گویند. به ستاره های نوترونی که به سرعت می چرخند و به شدت مغناطیسی باشند، اصطلاحا تپ اختر می گویند. پس از برخی انفجارها ممکن است جرم نامرئی به نام سیاهچاله ایجاد گردد. سیاهچاله چنان گرانشی دارد که حتی نور نیز منی تواند از آن عبور کند.
دانشمندان بر این باورند که ابرنواخترها به وجود آرندگان عناصر سنگینی چون آهن، طلا و اورانیوم که در زمین و اجرام منظومه شمسی یافت شده اند می باشند.
در سال ۱۰۵۴ ستاره شناسان چینی ابرنواختری را ثبت کردند که در تمام طول روز درخشش آن پیدا بود. این انفجار از خود یک تپ اختر و سحابی کراب که همچنان قابل رصد است را بر جای گذاشت.
در سال ۱۹۸۷، یک ابرنواختر در ابر ماژلانی، نزدیک ترین کهکشان به راه شیری، مشاهده شد. در طی ۴۰۰ سال این اولین ابرنواختری بود که با چشم غیر مسلح قابل رویت بود.
جدول آماری خورشید
جرم (کیلوگرم) ۱.۹۸۹e+۳۰
جرم (زمین =۱) ۳۳۲,۸۳۰
شعاع استوایی (کیلومتر) ۶۹۵,۰۰۰
شعاع استوایی (زمین =۱) ۱۰۸.۹۷
میانگین چگالی (گرم در سانتیمتر مکعب) ۱.۴۱۰
دوره گردش (روز) ۲۵-۳۶
شتاب گریز از سطح (کیلومتر در ثانیه) ۶۱۸.۰۲
درخشندگی (ارگ* در ثانیه) ۳.۸۲۷e۳۳
میانگین دمای سطح ۶,۰۰۰°C
سن (بیلیون سال) ۴.۵
عناصر اصلی شیمیایی ۹۲.۱%
هیدروژن ۷.۸%
هلیوم ۰.۰۶۱%
اکسیژن ۰.۰۳۰%
کربن ۰.۰۰۸۴%
نیتروژن ۰.۰۰۷۶%
نئون ۰.۰۰۳۷%
آهن ۰.۰۰۳۱%
سیلیکون ۰.۰۰۲۴%
منیزیوم ۰.۰۰۱۵%
گوگرد ۰.۰۰۱۵%
*ارگ (erg) واحد انرژی در دستگاه cgs، معادل کار انجام گرفته در بالا بردن جرمی معادل ۰۰۱/۰ گرم تا ارتفاع یک سانتیمتر. برای مثال یک حشره موقع بالا رفتن از ضخامت یک برگ کاغذ، ۱ ارگ انرژی مصرف می کند. ما به هنگام بالا رفتن از یک پله، یک میلیارد ارگ انرژی مصرف می کنیم.
منابع:

کد:

---

http://www.worldbookonline.com/wb/Article?id=ar۵۴۰۳۱۰

---

.

کد:

---

http://www.solarviewscom

---

solarscience.msfc.nasa.gov
daneshnameh.roshd.ir
کتاب ساختار ستارگان و کهکشانها نوشته پاول هاج ترجمه توفیق حیدرزاده
کتاب اتمهای سکوت نوشته اوبر ریوز ترجمه عباس مخبر

کلف‌ها، از هنگامی که در ۱۶۱۰ میلادی به وسیله‌ی گالیله کشف شدند، پیوسته مورد مطالعه بوده‌اند.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
کلف‌ها، از هنگامی که در ۱۶۱۰ میلادی به وسیله‌ی گالیله کشف شدند، پیوسته مورد مطالعه بوده‌اند. حاصل این پژوهش را می‌توان به صورت زیر خلاصه کرد :
الف) ساختمان : بیشتر کلف‌ها از دو قسمت تشکیل شده‌اند که از حیث "تیرگی" با یکدیگر تفاوت بسیار دارند. قسمت داخلی که نام فنی آن سایه است، تیره‌تر است. سایه را ناحیه‌ی نیمه تاریکی به نام نیم‌سایه احاطه می‌کند.
▪ گوشزد : واژه‌های "تاریک" و "نیمه‌تاریک" که در مورد کلف‌های خورشیدی به کار می‌رود نیازمند توضیح است. در واقع، نوری که سایه‌ی تاریک گسیل می‌کند از نور کارآ ترین قوس الکتریکی شدیدتر است. این ناحیه در کنار زمینه‌ی درخشان‌تر قرص خورشید تیره به نظر می‌رسد. سایه ۲۰۰۰ کلوین سردتر از بقیه‌ی نور سپهر است. ولی دمای آن خود هنوز بسیار زیاد است. (۴۰۰۰کلوین)
ب) اندازه :‌ اندازه‌ی کلف‌ها متفاوت است و از ۳۰۰۰ کیلومتر تا ده برابر این رقم تغییر می‌کند. بزرگترین کلف شناخته شده، که در فروردین ۱۳۲۶ دیده شد، مساحتی بیش از سی برابر سطح زمین داشت.
ج) عرض خورشیدی : کلف‌ها بر سطح خورشید در دو کمربند پدیدار می‌شوند : یکی بین عرض‌های خورشیدی ۵ دره شمالی و ۴۰ درجه شمالی و دیگری میان ۵ درجه جنوبی و ۴۰ درجه جنوبی است. البته استثناهایی بر این قاعده نیز وجود دارد.
د) دوام : بیش از ۵۰ درصد کلف‌های خورشیدی عمری کمتر از چهار روز دارند. اما گه گاه کلف‌هایی دیده می‌شود که بیش از یک صد روز دوام می‌آورند.
ه) میدان مغناطیسی : هر کلف مرکز یک میدان مغناطیسی است و شدت این میدان با اندازه‌ی کلف تغییر می‌کند. قطبیت برخی از کلف‌ها "شمال‌جو" است و کلف‌های دیگر قطبیت مخالف دارند.
مطالعه‌ی میدان‌های مغناطیسی مبتنی بر اثر زیمان است. (زیمان اثر میدان مغناطیسی را بر خطوط طیفی کشف کرد). خطوط طیفی در یک میدان نیرومند مغناطیسی یا به چندین مولفه شکافته می‌شوند و یا به وجه قابل ملاحظه‌ای پهن می‌شوند.
چگونگی شکافتن یا میزان پهن شدن بسته به میدان مغناطیسی است. اطلاعات مربوط به مغناطیس کلف‌های خورشیدی بر پهن‌شدگی خطوط طیفی در نوری که از کلف‌ها گسیل شده مبتنی است.
در واقع، نخستین قرینه بر قریب الوقوع بودن تشکیل یک کلف در یک ناحیه‌ی خاص این است که شدت میدان مغناطیسی در آن ناحیه چنیدن هزار بار افزایش می‌یابد.
هم چنین با بزرگتر شدن کلف بر شدت میدان مغناطیسی افزوده می‌شود. این میدان چنیدن روز و یا هفته‌ها و ماه‌ها پس از کلف نیز به جا می‌ماند.
و) شکل و حرکات : تا آن جا که می‌دانیم، کلف خورشیدی به گردابی می‌ماند که حرکت آن در نیمکره‌ی شمالی خورشید در خلاف جهت عقربه‌های ساعت و در نیمکره‌ی جنوبی در جهت عقربه‌های ساعت است.
گازها در قاعده‌ی گرداب به بیرون جریان دارند و در سطوح بالایی به داخل می‌ریزند. ارتفاع گرداب ممکن است ۱۵۰ کیلومتر باشد و به احتمال زیاد آثار مغناطیسی، نیروهای محرک اصلی گازها هستند.
ز) تغییرات سطح خورشید از حیث شدت کلف‌ها : مساحتی از سطح خورشید که از کلف پوشیده شده، دستخوش تغییرات زیادی می‌شود. ممکن است هفته‌ها بگذرد و حتی یک کلف هم بر سطح خورشیدی نباشد، سپس ده‌ها کلف بر قرص خورشید ظاهر شود.
ح) دوره‌های کلفی : نخستین بار در سال ۱۸۴۳ میلادی دوره‌ای برای شدت کلف‌ها پیشنهاد شد و این دوره از آن زمان به بعد مورد تایید قرار گرفته است. دوره تناوب یک سیکل کامل ۲۲ سال است. هر دوره‌ی کامل به دو نیمه‌ی یازده ساله تقسیم می‌شود. تفصیل جزئیات یک دوره به شرح زیر است :
۱) آغاز دوره، که شدت کلف دار بودن سطح خورشید حداقل است. با ظهور دو کلف در عرض ۳۵ درجه شمالی و دو کلف در عرض ۳۵ درجه جنوبی مشخص می‌شود. کلف‌ها دو به دو در امتداد محور شرقی ـ غربی قرار دارند. یکی را "جلودار" و دیگری را "دنباله‌رو" می‌نامیم. فاصله‌ی زاویه‌ای بین این دو ۳یا ۴ درجه است.
خواص مغناطیسی این دو جفت متفاوت است. اگر جلودار جفت ۳۵ درجه جنوبی دارای خاصیت شمال‌جو باشد، دنباله‌رو چون قطبی عمل خواهد کرد که جنوب‌جو است. قطبیت جفتی که در ۳۵ درجه جنوبی است عکس قطبیت این جفت خواهد بود. جلودار گروه زیر خط استوا چون قطبی جنوب‌جو خواهد بود و دنباله‌رو آن شمال‌جو.
۲) کلف‌های اولیه چند روز دوام می‌آورند، سپس کلف‌های دیگری ظاهر می‌شوند. سه نوع تغییر به چشم می‌خورد :
ـ تعداد کلف‌ها افزایش می‌یابد.
ـ اندازه‌ی کلف‌ها بزرگتر می‌شود.
ـ کلف‌ها به استوا نزدیکتر می‌شوند.
این روال چهار سال ادامه می‌یابد، تا مساحت کلف‌ها به حداکثر می‌رسد. در این زمان مساحتی که به وسیله‌ی کلف‌ها پوشیده شده ممکن است ۳۰۰ بار بیشتر از آغاز دوره باشد.
۳) در هفت سال بعدی حرکت به سمت استوا ادامه می‌یابد. اما مساحتی که با کلف پوشیده شده به تدریج کاهش پیدا می‌کند. این مساحت در پایان مدت به حداقل می‌رسد. و این پایان یک نیم‌دوره است، از حداقل تا حداقل دیگر.
۴) در حالی که آخرین کلف‌ها در عرض‌های ۵ درجه شمالی و ۵ درجه جنوبی ناپدید می‌شوند، کلف‌های پیشتاز نیم‌دوره‌ی دوم در عرض‌های ۳۵ درجه شمالی و ۳۵ درجه جنوبی ظاهز می‌گردند. یک جفت در عرض‌های شمال و یک حفت در عرض‌های جنوبی. نیم‌دوره‌ی دوم شبیه نیم‌إوره‌ی اول است یا یک تفاوت عمده : قطبیت مغناطیسی هر کلف معکوس شده است. بنابراین اگر جلودار ۳۵ درجه شمالی در ۱۱ سال پیش قطبی شمالجو بود، حال دارای ویژگی یک قطب جنوبجو است.
پس از ۲۲ سال دوره‌ی جدیدی شروع می‌شود. می‌نی‌موم‌های اخیر، در سال‌های ۱۹۳۳، ۱۹۴۴، ۱۹۶۴، ۱۹۷۲ میلادی واقع شدند. آخرین ماکزیمم در سال ۱۹۶۸ میلادی روی دارد.
دو نکته در این جا حائز اهمیت است :
۱) مشخصات دوره‌های کلفی تنها در یک جریان متوسط‌گیری آشکار می‌شود. ممکن است در زمانی با حداکثر فعالیت خورشیدی، خورشید کاملاً صاف و بی‌لکه باشد. و در طی مدتی که فعالیت در حداقل است، ممکن است بخش بزرگی از سطح خورشید را کلف پوشانده باشد. بنابر این دو نیم‌دوره تنها پس از متوسط‌گیری مقدار زیادی داده‌ی رصدی آشکار می‌شود.
۲) رقم ۱۱ سال برای یک نیم‌دوره نیز یک مقدار متوسط است. دوره‌های مشاهده شده ممکن است با هم تفاوت قابل ملاحظه‌ای داشته باشند. نیم‌دوره‌های هشت ساله و نیم‌دوره‌های ۱۴ ساله نیز دیده شده‌اند.










۱ـ نجوم به زبان ساده ـ مایر دگانی ـ انتشارات گیتاشناسی
۲ـ اطلس منظومه خورشیدی ـ‌ پاتریک مور
۳ـ نجوم و اختر فیزیک مقدماتی ـ زیلیک و اسمیت
۴ـ منظومه شمسی ـ جان کر کوود



شهر الکترونیک یزد