خورشيــــــــــــد [مقاله]

[roje_aria79]

لک خورشیدی

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

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.

[roje_aria79]

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.

[ghazal_ak]

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

[h2006]

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.
(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.

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

[ghazal_ak]

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.

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.

[ghazal_ak]

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.





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.

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 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.

[Pouriaqazvin]

برای مشاهده محتوا ، لطفا وارد شوید یا ثبت نام کنید

[ghazal_ak]

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.

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

[ghazal_ak]

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

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.

[ghazal_ak]

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.