خورشید

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری, جستجو
خورشید
F NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg

نام خورشید،هور،خور
قطر 1390000 km
میانگین فاصله از زمین 149600000 km
قدر ظاهری -26.7
قدر مطلق +4.8
رده بندی طیفی G2
قطرزاویه ای ظاهری (میانگین) 31 دقیقه و 20 ثانیه</span

2.2×1027
چگالی متوسط 0.25 برابر چگالی زمین
شتاب گرانشی سطحی 275m/s2
دمای موثر 5.750 k
دما در مرکز خورشید 14×106 K
دوره تناوب چرخش در استوا 24 روز و 16 ساعت
ثابت خورشیدی 1.94 کالری بر سانتی متر مکعب
سرعت ~2.20‎×105 m/s
سرعت چرخش به دوره کهکشان ~۲‎×۱۰۴ m/s

خورشید ستاره است.ستاره ی ما.وعملا هر نوع انرژی که حیات به آن وابسته است، از خورشید ناشی می شود.در حالی که از نگاه کردن مستقیم به خورشید بر حذر شده ایم، اخترشناسان تکنیک های خاصی دارند که به نحوی بی خطر ماهیت آن را در طول موج های گوناگون آشکار می کنند.

تابش فروسرخ آن را با گرمایی که هر روز احساس میکنیم برایمان ملموس می شود، و اثر تابش فرابنفش آن برنزگی(برنزه شدن)پوست ما است.اگر خورشید را به عنوان یک ستاره مدل تلقی کنیم، که سایر ستارگان را با آن بتوان مقایسه کرد، برای درک و فهم آن ستارگان مجهز تر خواهیم بود.[۱]

محتویات

مقدمه

مقایسه اندازه خورشید و سیاره های پیرامون
مقایسهٔ بزرگی ظاهری خورشید در سطح سیاره‌های تیر، زهره، زمین، بهرام، هرمز، کیوان، اورانوس، نپتون و پلوتو

برای آن که خورشید را ستاره بدانیم باید ماهیت آن را به درستی بشناسیم، ماهیتی که با ماهیت سیارات یا اقمار آن تفاوت چشم گیری دارد.خورشید دوزخ متلاطم و جوشان عظیمی است که انرژی آن از درون خودش ایجاد می‌شود. هنگامی را تصور کنید که در آفتاب بعدازظهر ساحلی آرمیده اید.در این حالت تحت تاثیر سه شکل متمایز انرژی تابشی قرار دارید:فروسرخ(گرمای تابشی)، که پیکرتان آن را بصورت گرما حس می کند؛نور مرئی که با چشمانتان احساسش می کنید؛و فرابنفش، که بدنتان آن را با برنزه شدن پوست یا آفتاب سوختگی "حس می کند". این انرژی خورشید است که توده های هوا را گرم می‌کند، سبب اختلاف فشار در هوا می شود و باد پدید می آورد. باد به نوبه ی خود خیزآبهایی در سطح اقیانوس ایجاد می‌کند که سرانجام به صورت امواج کف کرده و کوبنده به ساحل سرازیر می شوند. این انرژی خورشید است که آب را (از طریق تبخیر)از سطح دریا بالا می بردکه بصورت باران به زمین فرو می بارد. این انرژی خورشید است که توسط فتوسنتز تغییرات شیمیایی در گیاهان پدید می آورد، عناصری مانند کربن، هیدروژن و اکسیژن را به مواد غذایی مورد مصرف تبدیل می‌کند، و اکسیژن لازم برای تنفس ما را فراهم می آورد. درواقع رد بیشتر منابع انرژی ما بر روی زمین به خورشید باز می‌گردد. سوختهای فسیلی، مانند زغال سنگ و نفت، از موجودات زنده ای حاصل شده اند که وجود و ساختار شیمیایی درون یاخته های بدنشان در گذشته های دور به خورشید وابسته بوده است. حیات بگونه ای که امروز میشناسیم، بدون دریافت انرژی از خوزشید، امکان وجود نداشته است.

زمین به عنوان پیکره ای وابسته به انرژی خورشیدی خوشبختانه در فاصله ی مناسبی نسبت به خورشید قرار گرفته است. فاصله ی متوسط زمین تا خورشید را واحد نجومی می نامیم.امروزه می‌توانیم فاصله ی بسیاری از اشیای موجود در منظومه ی شمسی را با ارسال یک سیگنال راداری یا یک شعاع لیزری به آن شیئ و تعیین زمان رفت و بازگشت آن، تعیین کنیم.اما اگر یک سیگنال راداری با یه سوی خورشید روانه کنیم، آشکار سازی بازتاب آن درمقابل زمینه ی سایر انرژی های نوری و رادیویی که خود خورشید گسیل می‌کند، بسیار دشوار خواهد بود.از این رو ما از یک روش غیر مستقیم استفاده میکنیم.اختر شناسان یک سیگنال رادیویی یا لیزری به سوی یک سیاره یا سیارک میفرستد و زمان رفت و برگشت آن را تعیین می‌کند.با توجه به این که همه ی شکل های تابش الکترومغناطیس در خلاء با سرعت نور سیر می کنند،ناظر می‌تواند فاصله ی زمین تا آن شیء را با استفاده از مدت زمان لازم برای رفت و برگشت سیگنال محاسبه کند.در این صورت با معلوم بودن فاصله و دوره گردش شیء مورد نظر به دور خورشید، ناظر می‌تواند واحد نجومی را با استفاده از قانون سوم کپلر محاسبه کند.بنابر قانون سوم کپلر مجذور دوره گردش سیاره با مکعب میانگین فاصله ی آن از خورشید متناسب است.[۱]

اطلاعات اساسی

نمایی از کهکشان راه شیری که در آن جای خورشید هم نشان داده شده‌است.
نمودار تکامل درخشندگی، شعاع و دمای موثر خورشید در مقایسه با امروز آن
هم‌سنجی سیاره‌های منظومه خورشیدی با تعدادی از ستاره های مشهور
خورشید در شامگاه
پیشینهٔ لکه‌های خورشیدی در ۲۵۰ سال گذشته، به خوبی می‌توان دید که چرخهٔ لکه‌ها تقریبا هر ۱۱ سال یک بار تکرار می‌شود.
خورشید                       
جعبه اطلاعات اجرام منظومه شمسی

  The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg     

نام                                                                                     خورشید،هور،خور


قطر                                                                    1390000 کیلومتر


فاصله از زمین                                                                    149600000کیلومتر(میانگین)

قطر زاویه ظاهری                                                       31 دقیقه و 20 ثانیه 

جرم                                    '333400 برابر زمین

چگالی متوسط                                  0.25چگالی میانگین زمین


دمای نور سپهر                                  5750 درجه کلوین


قدر ظاهری                                  -26.7


قدر مطلق                                  +4.8


گونه طیفی                                  G2

دوره تناوب چرخش در استوا                                  24 روز و 16 ساعت


ثابت خورشیدی                                  1.94 کالری بر هر سانتی متر مکعب


دورهٔ کهکشانی                                  (2٫25–2٫50)‎×108 a


سرعت                                  ~۲٫۲۰‎×۱۰۵ m/s (گردش به‌دور مرکز کهکشان) ~۲‎×۱۰۴ m/s (نسبت به سرعت میانگین ستاره های دیگر در همسایگی ستاره ای)

فاصله از زمین:

کمترین 147200000 کیلومتر

میانگین 149600000 کیلومتر ؛ این فاصله در دی ماه کمتر از تیر ماه است.

بیشترین 152000000 کیلومتر

قطر زاویه ای ظاهری :

کمترین 31 دقیقه و 28 ثانیه

میانگین 31 دقیقه و 59 ثانیه

بیشترین 32 دقیقه و 30 ثانیه


خورشید نزدیک ترین ستاره به زمین است. خورشید در مقایسه با میلیاردها ستاره ی کهکشان ما ، ستاره ای متوسط به شمار می رود. این ستاره ، یک ستاره ی رشته اصلی است و تا حدود 5.5 میلیاد سال دیگر نیز در این مر حله از زندگی خود خواهد بود. گونه ی طیفی آن G2 است. با این حساب دمای سطحی آن 5777 کلوین است. خورشید مانند تمام ستارگان دیگر ، کره ای از گاز بسیار داغ و پلاسما است. خورشید در هر ثانیه انرژی ای معادل 10^26*3.86 ژول تولید می کند. خورشید تنها ستاره ای است که تا حدی به زمین نزدیک است که دانشمندان می‌توانند سطح آن را به دقت بررسی کنند و از واکنشهای درون آن باخبر شوند و یکی از مهمترین ابزارهای سنجش نظریه های اخترفیزیکی است.


ریشه شناسی نام خورشید

انگلیسی

اسم خاص sun در زبان انگلیسی ، از کلمه ی sunne در انگلیسی قدیمی گرفته شده ( این اتفاق در حدود سال 725 افتاده و حماسه ی بیوولف نیز مؤید آن است) که خود احتمالا به واژه ی south مربوط می شود. این نام بدلیل ریشه ی مشترک ، در برخی دیگر از زبان های ژرمنی نیز آمده. مانند sunne یا sonne در زبان فریزی قدیمی ، sunna در ساکسون قدیمی ، sonne در هلندی میانه ، zon در هلندی مدرن ، sunna در آلمانی قدیمی علیا ، sonne در آلمانی مدرن ، sunna در دانمارکی قدیمی و sunno در زبان گاتها. تمام واژگان زبان های ژرمنی برای خورشید ، از واژه ی ماقبل ژرمنی sunnon گرفته شده اند. همچنین در دوران بت پرستی و جاهلیت ، ژرمن ها خورشید را به عنوان خدایگانی بانام Sol/sunna می پرستیدند.دانشمندان حدس می زنند این خورشیدپرستی ژرمن ها ، از اقوام ماقبل هند و اروپایی ، بدلیل همبستگی های زبانی هند و اروپایی به ارث رسیده ، کما این که به خورشید در زبان هلندی sol ، در زبان سانسکریت Surya ، در زبان گال ها sulis ، در زبان لاتین saule ، و در زبان اسلاوی solnitse گفته می شود. نام انگلیسی sunday برای روز یکشنبه از روزهای هفته ، از زبان انگلیسی قدیمی گرفته شده ( sunnandaeg به معنای روز خورشید ، از پیش از سال 700 میلادی) که خود نتیجه ی برگردان ژرمنی از dies solis در زبان لاتین است ، که خود برگردانی از hemera heliou در زبان یونانی است. واژه ی sol که در لاتین به معنای خورشید است ، واژه ای شناخته شده است اما در زبان انگلیسی بیشتر از فرم صفت آن ، solar (خورشیدی) استفاده می شود.sol همچنین توسط سیاره شناسان برای نامیدن طول یک روز خورشیدی بر روی سیاره ای دیگر مانند مریخ استفاده می شود.



مشخصه های فیزیکی خورشید

تعیین قدر خورشید مستقیما از معلومات ما نسبت به فاصله ی آن تا زمین و زاویه ای ظاهری که قطر خورشید با چشم ما می سازد صورت می گیرد.فرض کنید قطر خورشید در روزی که فاصله از زمین 149598000کیلومتر باشد زاویه 0.5320 درجه می سازد. در محاسبات زیر، از روش بسیار مفیدی است که فقط مستلزم محاسبات ساده حسابی است.

زمین را در مرکز دایره ی عظیمی به شعاع 149598000 کیلومتر تجسم کنید. قطر خورشید را به صورت بخشی از محیط آن دایره(کمانی از آن دایره)در نظر بگیرید.در این صورت نسبت زاویه 0.5320 درجه به زاویه کلی در مرکز دایره(360 درجه) برابر با نسبت قطر خورشید(d) به محیط کل آن دایره(2πr) خواهد بود:
Sun-1.png

این معادله را بر حسب d حل می کنیم:

Sun-2.png


با این حساب قطر تقریبی خورشید 1390000کیلومتر در حدود 110 برابر قطر زمین می شود. برای مجسم کردن ابعاد عظیم خورشید توجه کنید که قطر کوچترین لکه خورشیدی برابر کل قطر زمین است.

اختلاف ما بین حجم خورشید و حجم زمین از این هم چشمگیر تر است. می دانید که حجم دو کره با مکعب شعاع آنها متناسب است؛مثلا اگر قطر یک کره 2برابر شود حجمش 8 برابر می شود.در این صورت اگر نسبت قطر خورشید به قطر زمین را که در بالا تعیین کردیم یعنی 110/1 به توان سه برسانیم به این نتیجه می رسیم که تعداد 1331000 زمین در حجم خورشید می گنجد.

با معلوم بودن فاصله زمین تا خورشید و زاویه ای را که قطر خورشید با چشم ما می سازد، می‌توان قطر حقیقی خورشید را یافت



جرم خورشید را می‌توان با یررسی اثر گرانشی آن بر زمین(یا هر سیاره ی دیگر)به دست آوریم.زمین اگر فقط تحت اثر لختی(اینرسی) خود باشد با حرکت یکنواختی در فضا سیر می کند اما جاذبه متقابل آن با خورشید سبب می شود که زمین با شتابcm/sec^2 0.59 حرکت کند.

به فرض آن که نیرویی که این شتاب را ایجاد کرد،نیروی گرانی باشد ما F=ma را مساوی F=G (m1 ×m2)/r2 قرار می دهیم که در این صورت خواهیم داشت:

Sun-3.png

که در آن m1 جرم زمین و m2 جرم خورشید است.با حذف m1 از دوطرف این رابطه به معادله ی زیر میرسیم:

Sun-4.png

با حل این معادله می‌توانیم m2 جرم خورشید را بدست آوریم.



هرگاه جرم زمین را که 1027×6 گرم است با جرم خورشید مقایسه کنیم متوجه می شویم که جرم خورشید 300000 برابر جرم زمین است.اکنون می‌توانیم چگالی خورشید را حساب کنیم این کار به ما یاری می دهد که ماهیت خورشید را بفهمیم.برای محاسبه چگالی خورشید باید جرم خورشید را بر حسب گرم به حجم آن بر حسب سانتی متر مکعب تقسیم کنیم.اما برای این کار روش ساده تری وجود دارد که در آن کمیتها در ارتباط با زمین بیان می شوند.به فرض آنکه جرم خورشید تقریبا 300000 برابر جرم زمین و حجم خورشید تقریبا 1300000 برابر حجم زمین باشد می‌توانیم رابطه ی زیر را بنویسیم:

Sun-6.png


بنا براین چگالی خورشید تقریبا یک چهارم چگالی زمین است این چگالی درباره ی ساختار خورشید به ما چه می گوید؟ما چرم سماوی دیگری را میشناسیم که در واقع دارای همین میانگین چگالی است و آن مشتری است.بنابر این قاعدتا ترغیب می شویم که ساختار مشابه آن را برای خورشید هم تجسم کنیم:هسته ای جامد و نسبتا کوچک غوطه ور در لایه ای مایع که مقدار زیادی جو گازیاین لایه را احاطه کرده است.اما در چنین تصویری یک تفاوت بسیار مهم میان مشتری و خورشید نادیده گرفته می‌شود:درون هسته ی خورشید در هر ثانیه موادی معادل هزاران بمب هیدروژنی در حال انفجار و تغییر اند.این انرژی آزاد شده در هسته ی خورشید آن را به حالت گازی نگه می‌دارد با وجود این واقعیت که در بخش میانی خورشید فشار هایی تقریبا معادل بیلیونها برابر فشار جو زمین وارد می آید.[۱]

ویژگی های کلی

خورشید ستاره ی مرکزی منظومه شمسی (خورشیدی) است. شعاع خورشید در حدود 109 برابر شعاع زمین(696 هزار کیلومتر) و جرم آن در حدود 330000 برابر جرم زمین است. جرم خورشید %99.86 جرم منظومه شمسی را شامل می شود. از لحاظ شیمیایی ، سه چهارم جرم خورشید از هیدروژن و تقریبا تمام بخش باقیمانده از هلیم تشکیل شده است. اگر کمی دقیق تر شویم ، خواهیم دید که حدود %1.69 از جرم خورشید از عناصری به غیر از هیدروژن و هلیم ، مانند اکسیژن ، کربن ، نئون ، آهن و غیره ساخته شده است. (البته توجه داشته باشید که این مقدار نیز خود 5628 برابر جرم زمین است) خورشید از دیدگاه گونه ی طیفی ، یک ستاره زرد رنگ در رشته اصلی به حساب می آید ، چرا که بیشترین شدت تابش شده از آن در محدوده ی زرد-سبز طیف مرئی است. البته خورشید از فضا سفید رنگ دیده می شود ، اما از روی زمین بدلیل وجود پراکندگی جوی به رنگ زرد دیده می شود. خورشید انرژی خود را از راه همجوشی هیدروژن در هسته اش ، یعنی تبدیل هیدروژن به هلیم ، تأمین می کند به طوری که در عرض یک ثانیه در مرکز خود ، 620 میلیون تن هیدروژن را به هلیم تبدیل می کند. خورشید دارای قدر مطلق 4/83+ و قدر ظاهری 26.74- (از روی زمین) است. در کهکشان راه شیری ، حدود %85 ستارگان از خورشید کم نورترند
Sunspot-az-450.jpg

قسمت بیرونی تاج خورشید (بیرونی ترین لایه ی جو خورشید که در ادامه از آن صحبت خواهد شد) در فضا گسترش می یابد و باد خورشیدی را که جریانی مداوم و پیوسته از ذرات باردار پرسرعت است ایجاد می کند. باد خورشیدی در مرز منظومه شمسی که حدود 100 واحد نجومی دورتر از خورشید است ، با دیگر بادهای ستاره ای برخورد کرده و محدوده ی اثرگذاری آن پایان می یابد. حبابی که در اثر باد خورشیدی در فضای میان ستاره ای ایجاد می شود ، خورسپهر نامیده می شود که بزرگترین ساختار پیوسته ی شناخته شده ی منظومه شمسی است. خورشید در حال حاضر در حال حرکت در میان ابر میان ستاره ای محلی در حباب محلی در لبه ی بازوی جبار در کهکشان راه شیری است. در میان نزدیک ترین 50 سیستم ستاره ای به کره ی زمین ، که شامل ستارگانی تا حداکثر فاصله ی 17 سال نوری می شوند ، خورشید چهارمین ستاره ی پرجرم است. خورشید در فاصله ی 24000 تا 26000 سال نوری از مرکز راه شیری ، به دور آن می گردد. اگر از قطب شمال کهکشانی به خورشید نگاه کنیم ، جهت چرخش آن ساعتگرد است. خورشید در عرض 225 تا 250 میلیون سال یک دور کامل به دور مرکز کهکشان راه شیری می زند. چون کهکشان ما با سرعت 550 کیلومتر بر ثانیه نسبت به تابش ریزموج پس زمینه کیهانی در جهت صورت فلکی مار آبی در حال حرکت است ، پس خورشید نیز با سرعت 370 کیلومتر بر ثانیه به سمت صورت فلکی اسد یا جام در حال حرکت است.

فاصله میانگین زمین از خورشید 149/6 میلیون کیلومتر است. این فاصله در طول یک سال هنگامی که زمین در مدار بیضوی خود نسبت به خورشید یک دور کامل می زند ، تغییر می کند. نور به طور میانگین فاصله ی زمین تا خورشید را در عرض 8 دقیقه و 19 ثانیه طی می کند.همین انرژی خورشیدی است که تقریبا تمام حیات بر روی زمین به آن وابسته است و فوتوسنتز گیاهان در حضور آن انجام می شود. وضعیت های آب و هوایی و اقلیمی نیز ناشی از تابش خورشید است. تأثیر و اهمیت خورشید بر زمین حتی از زمان های بسیار دور ، در دوران ماقبل تاریخ نیز شناخته شده بود و در بعضی از فرهنگ ها احترام به خورشید تا حدی زیاد بود که آن را به عنوان الهه ای می پرستیده اند. شناخت علمی دقیق خورشید طی روندی آرام دنبال شده است ، به طوری که تا اواخر قرن نوزدهم ترکیب شیمیایی و منبع انرژی خورشید نیز ناشناخته بوده است ، اما اکنون اطلاعات ما از خورشید بسیار گسترش پیدا کرده و هنوز هم در حال گسترش است. هنوز بسیاری از بی هنجاری ها در رفتار خورشید توسط هیچ مدلی توصیف نشده اند و توضیح آنها نیازمند رصدهای دقیق تر و جمع آوری اطلاعات بیشتر و تجدید نظر در برخی قسمتهای مدل های اخترفیزیکی است.


خورشید: راکتور گداخت هیدروژنی

ناظران اولیه فرایند تولید انرژی در خورشید را به صورت واکنشهای شیمیایی، شبیه به سوختن زغال، توضیح می دادند. امروزه می گوییم، ”خورشید هیدروژن می سوزاند“، اما این عبارت اشاره به فرایندی بسیار شگفت تر و انرژی زاتر از عمل سوختن است. سوختن نمی‌تواند مقدار انرژی عظیمی را که از سطح خورشید به بیرون می تابد تولید کند. منبع واقعی انرژی خورشیدی واکنش هسته ای است، شبیه به واکنشی که در بمب هیدروژنی صورت می گیرد؛ با این تفاوت که این واکنشها در خورشید مهار شده اند. دما در هسته خورشید 15 میلیون درجه کلوین و فشار در آ«جا یک میلیارد اتمسفر است. در چنین محیطی اتمها به هم جوش می خورند، و در این فرایند انرژی زیادی آزاد می شود. بیایید به سوخت این واکنش، که اتم هیدروژن باشد، نگاهی بیندازیم. هیدروژن، ساده ترین اتم موجود در عالم، مرکب از یک پروتون (ذره ای با بار مثبت) در هسته و یک الکترون ( ذره ای با بار منفی) در فاصله ای دور از هسته است. (در اینجا فعلاً الکترون را نادیده می گیریم، زیرا عمدتاًبا تغییرات هسته ای سروکار داریم.) در شرایط عادی دو پروتون که بارهای مثبت دارند یکدیگر را دفع می کنند. اما در شرایط دمای زیاد و بشار زیاد حاکم بر هسته خورشید، نیروی اتصال هسته مؤثرتر از نیروی رانشی الکتروستاتیکی است که پروتونهای با بار مثبت را از یکدیگر می رانند، در نتیجه این دو پروتون یکدیگر را جذب می کنند. وقتی دو یا چند ذره هسته ای به هم جوش می خورند (به هم می چسبند)، ایزوتوپ یا عنصر جدیدی تشکیل می شوند. نخستین مرحلث در این واکنش وقتی صورت می گیرد که دو هسته هیدروژن به هم جوش می خورند و شکل خاصی از هیدروژن به نام دوتریم ( 12H ) تشکیل می شود. این واکنش را می‌توان به صورت زیر، که در آن ⨁ نماینده پروتون و RTENOTITLEنماینده نوترون است، تصور کرد،


N-1.png


پوزیترون ذره ای است با جرمی همانند الکترون، اما یک بار مثبت دارد. نوترینو ذره ای است با جرمی بسیار اندک و بدون بار اکتریکی. آشکار سازی نوترینوها، به سبب ویژگیهای خاصی که دارند، بسیار دشوار است، ولی این ذرات حامل مقادیر زیادی از انرژی خورشید هستند. دومین مرحلث وقتی روی می دهد که اتم دوتریم باز هم با اتم هیدروژن دیگری جوش می خورد. در این عمل هلیم-3 و پرتو گاما (پرتو-γ) تولید می شود:

N-3.png

پرتو گاما نوعی تابش الکترومغناطیسی پرانرژی، و بنابراین حامل مقدار زیادی انرژی خورشید، است. سومین مرحله وقتی روی می دهد که دو اتم هلیم-3 به هم جوش می خورند. در این عمل یک اتم هلیم-4 و دو اتم هیدروژن تشکیل می شود:

N-4.png

چون در واکنش نهایی دو اتم هیدروژن باقی می ماند، فقط چهار اتم هیدروژن برای تشکیل اتم هلیم-4 مصرف می¬شود؛ اما جرم اتم هلیم-4 اندکی کمتر از جرم چهار اتم هیدروژن است. همین تفاوت جرم است که به انرژی تبدیل می شود و منبع عمده انرژی خورشیدی و سایر ستارگان را تشکیل می دهد.

برای مشخص کردن جرم هسته معینی، بنابر قرارداد، یک دوازدهم جرم هسته کربن-12 به عنوان جرم واحد اتم، amu پذیرفته شده است. در این صورت جرم یک اتم هیدروژن (1.008amu) اندکی بیشتر از جرم یک تک پروتون در اتم کربن است. جرم چهار پروتون هیدروژن باید 4.032amu باشد، اما وقتی این چهار اتم به صورت یک اتم هلیم-4 به هم جوش خورده باشند، جرم این اتم 4.003amu می شود؛ بنابراین 0.029amu به انرژی تبدیل شده است. این انرژی دقیقآَ چقدر است؟ رابطه میان جرم و انرژی را انیشتین با معادله E=mc2 بیان کرده است، که در آن E مقدار انرژی (برحسب ژول یا ارگ)، m جرم تبدیل شده (برحسب گرم)، و ز سرعت سیر نور(برحسب سانتی متر بر ثانیه) است. سرعت سیر نورcm/sec 1010×3 است که اگر به توان 2 برسد، 1020 ×9 بدست می آید. بنابراین، بیان معادله انیشتین با واحد های یاد شده عبارت از این خواهد بود که انرژی تولید شده 1020 ×9 برابر جرم تبدیل شده است. خورشید در هر ثانیه 4.5 میلیون تن جرم را به انرژی تبدیل می کند. این انرژی تقریباَ معادل انرژی حاصل از انفجار 100 میلیار تن TNT در هر ثانیه است. خورشید حتی با این آهنگ تبدیل جرم می‌تواند، فقط با استفاده از مقدار هیدروژنی که فعلاَ در هسته آن موجود است، به مدتی بیش از 10 میلیارد سال دیگر به این واکنش ادامه دهد. واکنش هسته ای که طرح کلی آن را بیان کردیم را چرخه پروتون-پروتون می نامند. این واکنش در دمای هسته مرکزی که در حدود 15 میلیون درجه کلوین است به راه می افتد و ادامه می یابد. در دماهای بالاتر، واکنشی به نام چرخه CNO اهمیت بیشتری پیدا می کند، اما نتیجه کلی آنها تقریباَ یکی است: چهار هسته هیدروژن واکنش می کنند تا یک هسته هلیم-4 تشکیل شود، اختلاف جرم به انرژی تبدیل می شود. کربن، نیتروژن، و اکسیژن صرفاَ نقش کاتالیزور این واکنش را بازی می کنند.

همجوشی گرماهسته ای با پدیده سطحی تر سوختن تمایز فاحشی دارد. اما، اخترشناسان نوعاَ این فرایند همجوشی را سوختن هیدروژن مینامند. به همین معنا، منظور از اصطلاح سوختن هلیم عبارت است از فرایند همجوشی هلیم برای تشکیل عناصر باز هم سنگینتر.[۱]


نوترینوهای گسیلی از خورشید

آشکارساز نوترینوی خورشیدی در بروکهاون، در عمق 1480 متری زیر زمین در داکوتای جنوبی، یکی از چند آشکار سازی است که هم اکنون در جستجوی این ذره بسیار گریز پاست، ذره ای که به عنوام جزئی از واکنش گرما هسته ای تامین کننده گرمای خورشید تولید می شود، جستجو می کند.
در نخستین مراحل چرخه ی پروتون-پروتون شاهد تولید یک نوترینوͺ ذره ای با جرم بسیار اندک و بدون بارͺ بودیم. نوترینو هاͺ به علت ماهیت تقریبا بی جرمشانͺ مستقیما از هسته خورشید به زمین می آیند بدون آنکه با سایر مواد خورشید برهم کنش داشته باشند. از این روͺ اگر امکان آشکارسازی آن ها بر روی زمین وجود داشته باشدͺ مثل این است که اخترشناسان به درون هسته خورشید "نگاه می کنند". اما اغلب نوترینو ها ͺ به علت خصوصیتشان از سراسر زمین می گذرند بدون آنکه هیچ برخوردی حتی با یک تک هسته اتمی بکنند; گیراندازی آن ها بسیار مشکل است.

هم اکنون آزمایشهای بسیار جالبی برای گیراندازی نوترینو ها در. دست اجراست. یکی از این ها در غاری صخره ای تقریبا در عمق 1480 متری زیر سطح زمین در معدن هوم استد واقع در ناحیه لید داکوتای جنوبی انجام می شود. یک مخزن 100000 گالنی از تتراکلرواتیلن تحت حمایت آزمایشگاه ملی بروکهاون در آنجا نصب شده است. نظریه پردازی پژوهشگران حاکی از آن است که نوترینو ها می‌توانند با اتم های کلر-37 واکنش دهند و نوعی آرگون پرتوزا تولید کنند که به آسانی می‌توان آن را آشکارسازی کرد. مخزن را در زیرزمین قرار دادندͺ زیرا اگر مخزن در سطح زمین باشدͺ واکنشهای مشابهی با ذرات دیگر)پروتون ها و نوترون های آزاد( که ممکن است به داخل مخزن نفوذ کندͺ به راه می افتد. پیش بینی شده بود که 100,000,000 (یکصد میلیارد) نوتروینو در هر سانتی متر مربع سطح زمین در هر ثانیه نفوذ می کند.

هدف آشکارسازی برهم کنشی بین نوترینو ها و اتم های کلر در مخزن بود. شمار اتم های آرگون پرتوزا تاکنونͺ آشکار میکنند که آهنگ گیراندازی تقریبا یک سوم میزان پیش بینی شده است. این نتایج آزمایشی پرسشی جدی را در برابر اخترشناس خورشیدی قرار می دهند. آیا ممکن است نظریه جاافتاده پروتون-پروتون نادرست باشد؟ آیا ممکن است هسته خورشید سردتر از آن باشد که در مدل های خورشیدی پیشگویی شده است? به نظر می رسد که پرسش دوم با نسبت هلیوم به هیدروژن در هسته خورشید مربوط باشد. فراوانی کمتریͺ مثلاͺ در حدود 15تا 20 درصد هلیم دلالت بر گرمتر بودن دمای خورشید می کند;در حالیکه فراوانی بیشتر از 25 تا 30 درصد به سردتر بودن دما مربوط می شود و به این معنی است که سرعت گیراندازی نوترینوها که در آزمایش به نحو شگفت انگیزی اندک استͺ واقعا دور از پیش بینی اولیه نبست. اما اگر دمای هسته خیلی کم باشدͺ چرخه پروتون-پروتون دیگر کار نمی کند. با همه ی این ها امکان دیگری هم وجود دارد و آن این است که واکنش گرماهسته ای در هسته خورشیدͺ به گونه ای که زمانی پنداشته می شدͺ ثابت نیست و تنها در یک چرخه طولانی در حد پایینی قرار داشته باشد. [۱]

لایه های خورشید

لایه های خورشید

منطقه تابشی

همجوشی هیدروژن و تبدیل آن ها به هلیم پیوسته یک هسته ی هلیمی در داخل خورشید به وجود می آورد. لایه ی بلافاصلی که این هسته را احاطه می کندͺ جایگاه آن واکنش های گرما هسته ای(سوختن هیدروژن)است و مقادیر عظیم انرژی تولید شده در آن جا باید به طریقی به لایه های دیگر و نهایتا به فضای خارج منتقل شود. اخترشناسان معتقدند که مکانیسم اصلی این انتقال در پیکره ی خورشید تابش است. انرژی تولید شده در هسته ی خورشید توسط فرآیند های متعدد جذب و گسیل مجدد در منطقه تابش پخش می شود. از این روͺ فوتونی که هسته را ترک می کند به خط مستقیم به سطح خورشید نمی رسیدͺ بلکه دستخوش برخورد هاͺ پراکندگی هاͺ جذب ها و گسیل های مجدد متعددی می شود. اگر بتوانیم یک فوتون را در میان واکنش های تصادفی بیشمار دنبال کنیمͺ متوجه می شویم که یک میلیون سال یا بیشتر طول می کشد تا نتایج واکنش اولیه آن به سطح مریی خورشید برسد و به جهان خارج بتابد. بنابراینͺ خورشیدی را که ما در نور مریی میبینیم هسته آن نیست بلکه لایه های فوقانی آن است که فوتون ها نهایتا از آن گسیل شده اند. با توجه به محدودیت دیدمان از دینامیک درون خورشیدͺ متوانیم پی ببریم که چرا اخترشناسان به آشکارسازی و مطالعه ذره ای که مستقیما از هسته خورشید می آبدͺ یعنی به نوترینوͺ چنین علاقه ای نشان می دهند.[۱]


پوش همرفتی

لایه بعدی خورشیدͺ به نام پوش همرفتیͺ فقط انرژی را به وسیله حرکت ماده در درون آن منتقل می کند. گاز های داغ صعود می کنند تا انرژی را به سطح مریی خورشید برسانند و سپس گاز های سرد شده پایین می آیند تا بار دیگر گرم شوند. احتمالا با پدیده همرفت در گرمایش اتاق ها آشنایید. اگر بخاری در یک طرف اتاق نصب شده باشدͺ هوایی که به وسیله آن گرم می شود بالا می رودͺ در طول سقف جاری می شودͺ در طرف دیگر اتاق پایین می آید و در آن جا به سردی می گراید; در این صورت یک الگوی گردش طبیعی هوا در اتاق برقرار می شود. به این ترتیب می‌توانیم تصور کنیم حرکت شدیدی که صورت می گیرد تا مقادیر عظیم انرژی گسیلیده از منطقه تابش را به سراسر پوش همرفتی منتقل کندͺ چگونه است. اما چه شواهدی برای این تلاطم در اختیار داریم؟ وقتی در نور سفید از خورشید عکس میگیریمͺ "سطح" آن سیما ی خالداری را نشان می دهد که آن را سطح دانه دانه ای فوتوسفر(شیدسپهر) می نامیم. خال های سفید را در حکم ستون های داغ در حال صعود و نواحی تاریکتر را در حکم گازهای سردی که برای گرم شدن مجدد به سطوح پایین تر می آیندͺ تعبیر می کنند. این تعبیر وقتی تایید می شود که طیف نگاشت را وارسی می کنیم. ماهیت تموجی خطوط طیفی ناشی از جابه جایی های دوپلر است که ناشی از حرکت گاز هاست: انتقال های به آبی به بالا رفتن لکه ها یا خال هایی توام اند که به ناظر نزدیک می شوند; انتقال های به سرخ با دور شدن آن از ناظر همراه اند. به نظر می رسد پوش همرفتی یک چهارم تا یک سوم شعاع خورشید باشد.[۱]


شید سپهر یا فتوسفر

شید سپهر
لایه بلافاصله بالای پوش همرفتی را شید سپهر می نامند. ضخامت این لایه در حدود 100 کیلومتر است که از زمین به صورت سطح (یا لبه) مریی خورشید در عکس با نور سفیدͺ ظاهر می شود. در این حالت حاشیه یا لبه ی خورشید اندکی تاریکتر به نظر می رسد. وقتی به بخش مرکزی تصویر خورشید نگاه می کنیمͺ از میان شیدسپهر سطوح پایین تر آن را می‌توانیم ببینیم که در آن جا دماها 1000 تا 1500 کلوین کمتر است; گازها در دمای کمتر انرژی کمتری تابش می کنند. این کاهش دما نه تنها تیرگی لبه خورشید را توضیح می دهدͺ بلکه عامل اساسی در تشکیل طیف رنگی به شمار می آیدͺ که یک طیف جذبی وقتی نور با ماهیت پیوسته از داخل یک گاز کم فشارͺ و نسبتا سرد عبور کندͺ طیف جذبی تشکیل می شود. در این لایه ى شیدسپهر است که جذب صورت می گیرد و نشان می دهد که چه عناصری در آن جا وجود دارد. به بیان دیگر، اگر می‌توانستیم به طیف خورشید درمرز پایین تر. شیدسپهر نگاه کنیم، احتمالا آن را بت ماهیتی پیوسته می دیدیم؛ اما به علت اینکه ما آن را از مرز بالاتر می بینیم، طیف جذبی است. در نتیجه، این طیف، ترکیب درصدی شیدسپهر ولایه کروموسفر(فام شپهر) پایین تر را آشکار می کند. این طیف ترکیب هسته و سایر لایه های داخلی دیگر را نشان نمی دهد.[۱]

هرچه از شید سپهر به سمت مرکز خورشید حرکت کنیم شید سپهر داغتر و چگالتر می شود .در اعماق شید سپهر چگالی آن قدر بالاست که نور نمی‌تواند به راحتی خارج شود.به ازای هر 100 کیلومتری که از لایه های زیرین به بالا می آییم تراکم 50 درصد کاهش می یابد به طوری که لایه های بالای شید سپهر آن قدر رقیق هستند که قابل تابش نیستند . عمده نوری که از شید سپهر دریافت می کنیم از ناحیه گسیل می‌شود که دمای آن 6000 کلوین است اما از قسمت فوقانی آن که دما در حدود 4000کلوین و در قسمت و در قسمت زیرین آن که دما 8000 کلوین است نیز نورهایی دریافت می کنیم ویژگی شید سپهر این است که چگالی به قدری زیاد است که بتواند تابش کند و به قدری کم است که نور بتواند از آن فرار کند . چگالی در میانه شیدسپهر 0/1 درصد هوای سطح دریاست. [۲] روشنی قرص خورشید را تنها به تقریب می‌توان یکنواخت شمرد . مطالعه دقیق شید سپهر نشان می‌دهد که روشنی نور سپهر یکنواخت نیست . بلکه دانه دانه است [۳] درست مانند توپ بسکتبال . این دانه ها به سبب حرکت همرفتی که از طبقات پایین صورت می گیرد ایجاد می شوند به این صورت دانه های داغ و روشن به سطح خارجی خورشید حرکت می کنند و به سمت بیرون منتشر می شوند و بعد از سرد و تاریک شدن به سمت داخل می روند . قطر هر کدام از این دانه ها در حدود 100 کیلومتر است . و عمر هر کدام از آنها می‌تواند بین 8 تا 15 دقیقه باشد. [۲] این دانه ها که احتمالا تمام مساحت نور سپهر را میپوشانند بر این سطح ثابت نیستند بلکه اندازه و ساخت آن ها پیوسته در تغییر است.[۳]

فام سپهر یا کروموسفر

لایه خارجی بعدی اتمسفر خورشید، کروموسفر(فام سپهر) است که تقریبا تا ارتفاع 2000 کیلومتر بالاتر از شیدسپهر امتداد می یابد.فام سپهر معمولا به علت درخشندگی شیدسپهر نامرئى است؛ اما به هنگام خورشیدگرفتگی)کسوف( که ماه قرص مرکزی خورشید را می پوشاند، نور سرخ فام سپهر را می‌توان دید. وقتی نور از این لایه وارد طیف نگار می شود، خط روشن طیف آشکار می شود. فام سپهر با خط سرخ روشن که در این طیف نشان می دهد(خط آلفا هیدروژن) و با ته رنگ قرمزی که خودش دارد، عمدتا از گاز هیدروژن ترکیب یافته است. سایر خطوط روشن این طیف وجود سدیم، کلسیم، منیزیم و یون هلیم را در فام سپهر آشکار می کند. اخترشناس، امروزه دیگر نباید مدتی به انتظار کسوف بماند تا بتواند فامسپهر را مشاهده و بررسی کند، زیرا می‌تواند به طور مصنوعی قرص خورشید را در نزدیکی سطح کانونی تلسکوپش بپوشاند و به این وسیله تنها از فام سپهر خورشید عکس بگیرد. وسیله ای که با آن اینکار را انجام می دهند، تاج نگار نام دارد. طیف فام سپهر درجه بندی دما را از 4500 کلوین در نزدیکی شیدسپهر تا 400000 کلوین در سطح فوقانی آن آشکار می کند.[۱]


تاج یا کرونا

تاج خورشید در هنگاه پدیده دیده می‌شود
سومین لایه اصلی از لایه های جو خورشید تاج است. تاج خورشید مانند فام سپهر، به علت درخشندگی شیدسپهر، معمولا نامرئى است؛ اما اگر در خلال کسوف کلی رؤیت شود یا با استفاده از تاج نگار عکسبرداری شود، ناحیه درخشان ممتدی را می‌توان دید، که عمدتا ناشی از پراکندگی نور به وسیله ذرات موجود در تاج، است.بخش مرئی تاج فقط جزء کوچکی از آن است، زیرا اگنون معلوم شده که تا فراسوی خود زمین هم ادامه یافته است. در واقع سیارات همواره در برون ریز ماده آن غوطه ور است که آن را باد خورشیدی می نامیم.قبلت گفتیم که خورشید در هر جهت صور متعددی از آشفتگی های الکترومغناطیسی، از قبیل تابش های نوری، رادیویی و فروسرخ به خارج می فرستد؛ اما این ها همه آن چیزهایی نیستند که از خورشید گسیل می شود. از خورشید همواره ذراتی نیز بیرون میریزد؛ از آن جمله است الکترون هایی با بار منفی و پروتون هایی با بار مثبت، از گاز هیدروژن که اجزای تشکیل دهنده جوّ خورشید به شمار می آیند. درحالی که تاج در نزدیکی خورشید حالت ایستا دارد، اما در فاصله دور تر، در نزدیکی سیارات پوشی در حال گسترش را تشکیل می دهد و بنابراین جریانی با حرکت سریع از ذرات باردار به وجود می آورد. همین باد خورشیدی است که دم دنباله دار ها را از خورشید دور می کند. در فاصله زمین تا خورشید، سرعت باد خورشیدی در حدود 1,450,000 کیلومتر بر ساعت است. مقدار ماده ای که به صورت باد خورشیدی از خورشید جدا می شود، در هر ثانیه تقریبا یک میلیون تن است. که در مقایسه با جرم کل خورشید مقدار ناچیزی به شمار می آید وقتی این ذرات باردار به میدان مغناطیسی زمین نزدیک می شوند، در کمربند وانآلن منحرف می شوند و سرانجام در مسیری مارپیچی به سمت نواحی قطب جنوب و شمال میروند؛ در آنجا بر اثر واکنش با اتم های جو زمین نور های شمالی و جنوبی را به وجود می آورند.
60d0px-Traceimage.jpg
درجه تاج را می‌توان با درجه یونیده شدن عناصر در این لایه تعیین کرد. مثلا در شرایط عادی فشار و دما، هر اتم آهن 26 الکترون دارد. طیف تاج خورشید نشان می دهد که تا حدود 13 الکترون از اتم های آهن جدا شده است و این امر نشان می دهد که دما در حدود 2میلیون کلوین است. این دمای بسیار زیاد توضیخ خاصی را می طلبد، زیرا هیچ یک از مکانیسم های معمولی انتقال گرما برای این توضیح کفایت نمی کند.یکی از نظریه ها حاکی از آن است که امواج آکوستیگی(صوت مانند) در پوش همرفتی خورشید تولید می شوند.با حرکت این امواج به بیرون یک موج شوک پدید می آورند که انرژی به وسیله ی آن ها به تاج منتقل می شود. در حالیکه این نظر خیلی موجه به نظر می رسد، هیچ شواهد مستقیمی از یافت شدن این امواج در دست نیست، از این رو ایده های دیگری را نیز تعقیب می کنند. مثلا، ممکن تست میدان های مغناطیسی با ایجاد جریان های الکتریکی تاج را گرم کنند، همانطور که خانه ما با جاری شدن جریان الکتریکی از یک مقاومت گرم می شود. این نظریه، در پرتو کشف "حفره های" تاج شایستگی قطعی پیدا کرده است.
تصویر تاج خورشید در هنگام خورشید گرفتگی
اخترشناسان اخیرا به اهمیت برخی "حفره های " موجود در تاج پی برده اند.این گونه شکاف ها به خصوص وقتی آشکار می شوند که چرخه ی لکه های خورشیدی به مینیمم خود نزدیک می شود، یعنی لکه های خورشیدی بسیار معدودی هویدا می شوند. در شکل روبرو ملاحظه می کنید که امتداد هیچ یک از پرتو های پر مانند هاله ای از نواحی قطبی نمی آیند؛ این امر هم کاملا عادی است. اما ناحیه ی تاریکی را می بینید که با پیکان سفید کوچکی نشان داده شده است. این ناحیه "حفره"ای در تاج است. از مشخصه های این "حفره"، دمای نسبتا پایین، چگالی بسیار کم، و خطوط میدان مغناطیسی گشوده است. نواحی مغناطیسی خورشید معمولا به نواحی مجاور با قطبیت متضاد متصل می شود. اما در موردحفره تاج، هیچ ناحیه ای با قطبیت متضاد وجود ندارد و خطوط میدانش گشوده می مانند. به نظر می رسد نتیجه ی جالب آن فوران یک باد خورشیدی غیر عادی با سرعت بسیار زیاد، از چنین ناحیه ای باشد. وقتی چنین جریانی از ذرات باردار به میدان مغناطیسی زمین می رسد، ممکن است بسیار آشفته شود. این آشفتگی ها را طوفان های زمین مغناطیسی می نامیم، که فقط یکی از وجوه بسیاری است که طی آن ها زمین از فعالیت های خورشیدی متأثر می شود.[۱]

دوره تناوب کارینگتون

مدت زمان متوسط چرخش خورشید حول محورش در منطقه استوای خورشید نسبت به ستاره ها برابربا 38/25 روز.این دوره زمانی توسط ستارهشناس انگلیسی ادینگتون با مطالعه لکه های خورشیدی بدست آمده است.از آنجاییکه چرخش خورشید حول خودش در جهت چرخش زمین حول خورشید است این دوره زمانی نجومی به دوره سینودیک برابر با 28/27 روز تبدیل می شود.از آغاز روز 9 نوامبر سال 1853 تمام چرخش های سینودیکی خورشید شماره گذاری شده اند .کارینگتون طول جغرافیایی خورشیدی صفر در این روز را بعنوان نصف النهار مرکزی خورشید تعریف نمود.برای مثال در تاریخ 7 ژانویه 2002 دوره چرخش سینودیکی شماره 1985 آغاز شده است.



کلف های خورشیدی

کلف‌ها، از هنگامی که در 1610 میلادی به وسیله‌یگالیله کشف شدند، پیوسته مورد مطالعه بوده‌اند. حاصل این پژوهش را می‌توان به صورت زیر خلاصه کرد :

1) 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.

نکته: 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 2000 کلوین سردتر از بقیه‌ی نور سپهر است. ولی دمای آن خود هنوز بسیار زیاد است. (4000 کلوین)

2) اندازه :‌ اندازه‌ی کلف‌ها متفاوت است و از 3000 کیلومتر تا ده برابر این رقم تغییر می‌کند. بزرگترین کلف شناخته شده، که در فروردین 1326 دیده شد، مساحتی بیش از سی برابر سطح زمین داشت.

3) عرض خورشیدی : کلف‌ها بر سطح خورشید در دو کمربند پدیدار می‌شوند : یکی بین عرض‌های خورشیدی 5 دره شمالی و 40 درجه شمالی و دیگری میان 5 درجه جنوبی و 40 درجه جنوبی است. البته استثناهایی بر این قاعده نیز وجود دارد.

4) دوام : بیش از 50 درصد کلف‌های خورشیدی عمری کمتر از چهار روز دارند. اما گه گاه کلف‌هایی دیده می‌شود که بیش از یک صد روز دوام می‌آورند.

5) 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.

7) 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 150 کیلومتر باشد و به احتمال زیاد آثار مغناطیسی، نیروهای محرک اصلی گازها هستند.

8) 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.

9) دوره‌های کلفی : نخستین بار در سال 1843 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 22 سال است. هر دوره‌ی کامل به دو نیمه‌ی یازده ساله تقسیم می‌شود. تفصیل جزئیات یک دوره به شرح زیر است :

1ـ آغاز دوره، که شدت کلف دار بودن سطح خورشید حداقل است. با ظهور دو کلف در عرض 35 درجه شمالی و دو کلف در عرض 35 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 3 یا 4 درجه است.

خواص مغناطیسی این دو جفت متفاوت است. اگر جلودار جفت 35 درجه جنوبی دارای خاصیت شمال‌جو باشد، دنباله‌رو چون قطبی عمل خواهد کرد که جنوب‌جو است. قطبیت جفتی که در 35 درجه جنوبی است عکس قطبیت این جفت خواهد بود. جلودار گروه زیر خط استوا چون قطبی جنوب‌جو خواهد بود و دنباله‌رو آن شمال‌جو.

2ـ 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 300 بار بیشتر از آغاز دوره باشد.

3ـ 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.
PhpThumb generated thumbnailjpg.jpg

4ـ در حالی که آخرین کلف‌ها در عرض‌های 5 درجه شمالی و 5 درجه جنوبی ناپدید می‌شوند، کلف‌های پیشتاز نیم‌دوره‌ی دوم در عرض‌های 35 درجه شمالی و 35 درجه جنوبی ظاهر 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 35 درجه شمالی در 11 سال پیش قطبی شمال جو بود، حال دارای ویژگی یک قطب جنوبجو است. پس از 22 سال دوره‌ی جدیدی شروع می‌شود. می‌نی‌موم‌های اخیر، در سال‌های 1933، 1944، 1964، 1972 میلادی واقع شدند. آخرین ماکزیمم در سال 1968 میلادی روی دارد.

دو نکته در این جا حائز اهمیت است :

1ـ 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.

2ـ رقم 11 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 14 ساله نیز دیده شده‌اند.[۳]



خاموشی رادیویی

علت بروز

علت خاموشی رادیویی (radio fadeout) نور شدید فرابنفشی است که از شراره های فام سپهری گسیل می‌شود.

دریافت امواج رادیویی بر روی زمین از فواصل دور ، معلول وجود لایه های الکتریکی شده ای در جو زمین است که مانند آینه، امواج الکترومغناطیسی را به سمت زمین منعکس می‌کند.چندین لایه متحدالمرکز ازاین قبیل در ارتفاعهای مختلف تا حدود 300 کیلومتر از سطح دریا وجود دارد.این لایه را مجموعا یون کره نامند.

در غیاب چنین انعکاسی، مخابره رادیویی فقط در امتداد خط مستقیم امکان پذیر است. بدون آن هیچ پیامی نمی‌تواند سطح منحنی زمین را بپیماید و سپس دریافت شود.

حفظ و بقای لایه های الکتریکی شده معلول اثر تابش فرابنفشی است که از خورشید گسیل می‌شود و عمل آن تامین تعداد درست ذرات باردار یا یون ها در این لایه هاست. وقتی که برخی از این ذرات بار الکتریکی خود را از دست میدهند، پرتو فرابنفش جانشین آن را فراهم می‌کند و این از بر هم کنش میان تابش و اتمهای عادی اکسیژن و نیتروژن در این لایه هاست.در این برهم کنش ها اتم های الکترونی ( ذره ای با بار منفی) را از دست میدهند و اتم های بجا مانده یون هایی با بار مثبت میشوند.

تابش فرابنفش شراره ها، اتم های نیتروژن و اکسیژن زیر یون کره را یونیده می‌کند و سدی در ارتفاع 60 کیلومتری پدید می آورد که مخابره رادیویی معمولی را مختل می‌کند.

دوام این خاموشی ها برابر عمر این شراره یعنی یک ساعت یا بیشتر است. البته قطع شدن مخابره رادیویی از نظر نظامی بسیار مورد توجه است. تلاش هایی انجام شده است تا این اختلالات پیش بینی شود، اما این پیش بینی ها، که عملا بر فعالیتهای کلفی مبتنی است، صددرصد قابل اعتماد نیست.[۳]

لرزه شناسی خورشیدی - بررسی ارتعاشات خورشید

مدل درونه ی خورشید که تا کنون ارائه شد، تقریبا به طور کلی بر اساس مشاهدات ما از لایه های خارجی خورشید همراه با دانسته های ما از خواص فیزیکی خورشید مانند قطر، حجم، جرم، چگالی، دماى سطح و مانند آن ها استوار است. دانشمندان، بر مبنای اینگونه اطلاعات پیشگویی هایی درباره ی ساختار درونی خورشید می کنند. اما چگونه می‌توانیم به طور مستقیم اطلاعاتی درباره ی درون خورشید بدست آوریم؟ امواج زمین لرزه سررشته هایی درباره ی ساختار درونی زمین به ما می دهد و شاخه ی مشابهی از این شیوه ی بررسی، در مورد خورشید به نام لرزه شناسی خورشیدی به زودی برای آشکارسازی ساختار درونی خورشید وسیله ی مؤثری خواهد بود. گمان می رود که در خورشید، بر اثر فعالیت منطقه ی همرفتی، ارتعاشاتی صورت می گیرد، و این ارتعاشات سبب می شوند که کل خورشید به ارتعاش درآید بسیار شبیه به یک ناقوس در هنگامی که کوبه آن زده می شود. یک طرح تحقیقاتی به نام "GONG" در سال 1993 به جزئیات دقیق ارتعاشاتی که در سطح خورشید روی می‌دهد خواهد پرداخت، ارتعاشاتی که با دستگاه دوپلر بسیار حساس آشکارسازی می شود.[۱]


خور طیف نگار

بسیاری از اطلاعاتی که درباره ی خورشید و جو آن به دست آمده،به کمک دستگاهی حاصل شده که خور طیف نگار نام دارد.این دستگاه،که آن را در سال 1890 استاد جرج ا.هیل وارد نجوم کرد،دستگاهی بسیرا با ارزش بوده،زیرا منجمان را قادر ساخته است که به آسانی توزیع هر عنصری را بر قرص خورشید به دست آورندمنجم می‌تواند در چند دقیقه توزیع ئیدروژن،اکسیژن،کلسیم یا هر عنصر دیگری را در بخشی از سطح خورشید که رو به زمین است به دست آورد.

خور طیف نگار نه تنها مکان عنصر را بر سطح خرشید،بلکه سرشت حرکت آن را نیز تعیین می کند.مثلا خور طیف نگاشت هایی که از نواحی کلفی تهیه شده،حاکی از حرکت گردابی گاز ئیدروژن در آن نواحی است.

این وسیله تشکیل شده است از یک طیف نگار معمولی که شکافی اظافی موسوم به شکاف طیف بر آن افزوده شده است.شکافی که بر خور طیف نگار قرار دارد،شکاف چشمه نامیده می شود.کار شکاف طیف آن است که همه ی طول موج های نور را،جز طول موج مطلوب که شاخص عنصر مورد مطالعه(مثلا ئیدروژن)است،حذف می کند.اگر چشمه دارای ئیدروژن نباشد،نوری وارد شکاف طیف نخواهد شد. در برابر شکاف طیف یک صفحه عکاسی گذاشته می شود که به شکاف چشمه متصل است.هر دو به طور هم زمان حرکت می کنند.چون شکاف چشمه بر روی تصویر قرص خورشید حرکت کند،صفحه ی عکاسی نیز در برابر شکاف طیف همان حرکت را تکرار می کند.صفحه ی عکاسی پس از ظهور مناطقی را روی خورشید نشان خواهد داد که در آن ها،فرضا ئیددروژن وجود دارد.به شکل آ نگاه کنید. طرز کار خور طیف نگار را می‌توان به شرح زیر توضیح داد:

  1. شکاف چشمه نور را از سطح کوچکی از قرص خورشید می گیرد.
  2. منشور نور را به طیف های آن تجزیه می کند.
  3. شکاف طیف فقط به یک خط باریک طیف، که مربوط به یک عنصر است، اجازه عبور می دهد که بر صفحه عکاسی بتابد و مواد شیمیایی آن را متاثر سازد. اگر این سطح کوچک از قرص خورشید شامل آن عنصر نباشد هیچ نوری از این شکاف عبور نمی کند و مواد شیمیایی صفحه عکاسی در معرض نور قرار نمی گیرد.
  4. سپس شکاف چشمه، هماهنگ با صفحه عکاسی به ناحیه دیگری از قرص خورشید حرکت می کند و سپس به ناحیه ای دیگر تا آن که تمام قرص پیموده شود.

این وسیله بیشتر همراه با تصویر قرص خورشید به کار می رود.آن را نمی‌توان در مورد ستارگان به کار برد زیرا آن ها،حتی در بزرگنمایی هاای بسیرا زیاد نیز چون نقاطی نورانی به نظر می رسند.خور طیف نگار چندان به کار سیارات هم نمی آید،زیرا نور آن ها صرفا نوری بازتابیده است.[۳]



طیف خورشیدی

Wien.gif
خورشید در گستره ی وسیعی از طول موج ها-رادیویی، فروسرخ، نور مرئى، فرابنفش-انرژی گسیل می کند. از جمله انرژی گسیل یافته از خورشید پرتو های ایکس است که در خلال زبانه های خورشیدی تابش می شود.در شکل زیر منحنی نمایش تغییرات برونداد متوسط خورشید در این طول موج ها را ، که در فراسوی جو زمین اندازه گیری شده است، مشاهده می کنید. ارتفاع منحنی برای هر طول موج معین نماینده ی آهنگ تولید انرژی در هر طول موج است. هرگاه همه ی این آهنگ های تولید انرژی ها را روی کل طیف به هم بیفزاییم، انرژی کل دریافتی در رأس جو زمین را بدست می آوریم. این مقدار انرژی را که بالغ بر 2cal/cm2/min می شود، ثابت خورشیدی می نامیم. یعنی ، در فاصله ی 1 واحد نجومی، انرژی خورشید می‌تواند دمای 1سانتی متر مکعب آب را 2 درجه کلوین در هر دقیقه بالا ببرد. این ارزیابی انرژی عظیمی که خورشید در تمام جهان می تاباند، درنظر بگیرید که زمین تنها یک بیلیونیم انرژی خورشید را دریافت می کند.


طیف مرئی خورشید، به علت شدت زیاد، آسانترین طیف طبیعی است که با آن می‌توانیم کار کنیم. به طیف های خورشیدی به طول 13 سانتی متر می‌توانیم دست یابیم. گمان می رود که قسمت اعظم این خطوط از شیدسپهر خورشید ناشی شده باشند. اما می‌توان نشان داد که جو زمین نیز در تشکیل بعضی از این خطوط دخالت دارد. این گونه خط ها را خطوط تلوریک (Telluric) می نامیم و معمولا به عناصری چون نیتروژن، اکسیژن، بخار آب، که در جو زمین یافت می شوند، مربوط اند. در خطوط تلوریک. هیچ گونه انتقال به سرخی مشاهده نمی شود، در حالیکه خطوط طیفی لبه های نزدیک شونده و دور شونده ی خورشید انتقال دوپلری ناشی از چرخش نشان می دهند.

اخترشناسان چگونه از میان 30000 خط موجود در طیف خورشید خطوط مربوط به عناصر خاص را باز می شناسند؟ آنان طیف یک عنصر شناخته شده را در کنار طیف خورشید می گذارند و تحقیق می کنند که آیا همه ی خطوط آن عنصر با خطوط متناظر موجود در طیف خورشید مطابقت دارد یا خیر. خطوط طیفی آهن با مجموعه ی معینی از خطوط موجود در طیف خورشیدی کاملا مطابقت دارد، از این رو نتیجه می گیریم که آهن- به صورت بخار- در شیدسپهر خورشید یافت می شود. با این روش معلوم شده است دست کم 82 عنصر از 92 عنصر طبیعی زمین در جو خورشید یافت می شود. اما، نباید تصور کرد که عناصر سنگین در آنجا فراوانند، زیرا هنوز هم هیدروژن و هلیم قسمت عمده ی جو خورشیدی را تشکیل می دهند. به طوری که از خطوط طیفی نسبتا ضعیف طیف شکل 7-8 بر میآید، همه عناصر دیگر موجود در جو خورشید کلا کمتر از 2 درصد جرمی آن است. عناصر سنگینتر در سایر ستارگان گاهی حتی از خورشید ما هم کمتر است.

طیف خورشید ما از دمای آن مطلع می کند. شیدسپهر حداکثر انرژی را در طول موج تقریبا 7-10×4.7 تابش می کند و این امر نشان می دهد که دمای سطح آن 6000 کلوین است. این نتیجه گیری مستقیما از توجه به انرژی تاببده شده از یک جسم سیاه در دماهای گوناگون حاصل می شود. جسم سیاه عبارت است از هرگونه جسمی که کل انرژی دریافتی جذب می کند و همزمان همه ی آن انرژی را باز می تاباند. وقتی دمای جسم سیاه افزایش می یابد، نه تنها کل انرژی تابیده از آن افزایش می یابد، بلکه طول موجی که در آن حداکثر انرژی وجود دارد نیز تغییر می‌کند. توزیع انرژی خورشید به بهترین وجه با منحنی جسم سیاه متناظر با دمای 6000 کلوین مطابقت دارد.[۱]

چرخش خورشید

اگر بتوانید خود را با روش بی خطری برای مشاهده ی خورشید مجهز کنید، آزمایش جالبی خواهد بود که مدتی نظاره گر حرکت لکه های خورشیدی در سطح خورشید باشید. در این صورت در مدتی کمتر از یک ماه شاهد چرخش خورشید خواهید بود. اما بررسی دقیق در طی چند سال نشان می دهد که این دوره ی ظاهری ثابت نیست بلکه با عرض جغرافیایی لکه ی خورشیدی تفاوت می کند. وقتی گروه معینی از لکه ای خورشیدی در نزدیکی استوا باشد، ظاهرا فقط مدتی در حدود 25 روز برای یک چرخش لازم است. در عرض های جغرافیایی متوالی شمال و جنوب استوا، در عرض های به اضافه و منهای °30 مدت طولانیتری تا 27 روز لازم است. اگر لکه های خورشیدی نزدیک قطب ها باشند، 35 روز طول می کشد تا یک دوره کامل شود. این مطلب یادآور شیوه ی چرخش های مشتری است که در هر عرض جغرافیایی سرعت خاصی دارد و بنابراین مؤید آن است که خورشید ماهیت گازی دارد.

به نظر برخی ناظران ماهیت افتراقی چرخش خورشید است که میدان مغناطیسی آن را ایجاد می کند و میدان های قوی در لکه های خورشیدی به وجود می آورد.[۱]


میدان های مغناطیسی خورشید

فعالیت های خورشیدی با میدان های مغناطیسی که نزدیک یا روی سطح مرئی خورشید آشکار است کنترل می شود. چنین میدا نمغناطیسی را می‌توان در طیف نگاشت خورشیدی تصویر کرد. شواهد مستقیم تری از فعالیت مغناطیسی را می‌توان با اثر زیمان بدست آورد. وقتی نور در حضور یک میدان مغناطیسی ایجاد می شود خطوط طیف آن پهن تر یا شکافته شده اند. میزان شکافنگی این خطوط شدت میدان مغناطیسی را نشان می دهد و جهت قطبش نوری خطوط، قطبیت میدان را در هر نقطه مشخص می کند. می‌توانیم شکافتگی خطوط طیفی را با توجه به خاصیت مغناطیسی خود اتم درک کنیم. تراز های انرژی خود اتم ها به هنگامی که در یک میدان مغناطیسی قرار گیرند شکافته می شوند. چون الکترون می‌تواند در هر یک از اوربیتال های فرعی)تراز های انرژی( یافت شود، انتقال هایی ممکن است از تراز های انرژی 2a یا 2b یا 2c به تراز انرژی 3 صورت گیرد و از این رو خطوط(شکافت) چند گانه ای ایجاد کند.

اگر خورشید در هر روز معینی روبش (اسکن) کنیم، طرحی از خواص مغناطیسی آن، ظاهر می شود. نواحی روشن تر و تیره تر نمایانگر میدان های قوی ترند. شدت میدان مغناطیسی در نزدیکی لکه های خورشیدی در حدود 1000بار بیشتر از میدان معمولی خورشید است. در واقع، بسیار متحمل است که میدان مغناطیسی قوی لکه خورشیدی را به وجود آورد. این میدان ممکن است جریان انرژی را در پوش همرفتی سد کند. [۱]
Sun at diffrent wavelength-1.jpg

منشأ مغناطیس خورشید

اگر خورشید در جای خود بی حرکت می بود یا همچون جسمی به دور خود می چرخید، انتظار داشتیم که خطوط میدان مغناطیسی آن در امتداد شمال-جنوب باشند(شکل زیر-الف). اما چون استوای خورشید سریع تر از عرض های جغرافیایی بالاتر می چرخد(چرخش افتراقی) خطوط مغناطیسی(شکل زیر ب تا ز)، میل به "حلقه شدن" پیدا می کنند و به این وسیله میدان تقویت می شود. انجام دادن آزمایش با پلاسما ها در آزمایشگاه این امکان را تأیید می‌کند. تصور می شود که خطوط نزدیک به هم یک نیروی شناوری بر یکدیگر وارد می آورند و این امر سبب می شود که آن ها ناگهان در سطح ظاهر شوند. در این نقطه ظهور، یک جفت لکه خورشیدی بروز پیدا می کند که یکی قطبیت مثبت و دیگری قطبیت منفی نشان می دهد. در حالی که این نظریه ی خاصیت مغناطیسی خورشید تا حدی ثمره ی تعمق و پژوهش های نظری است، توجه کنید که این نظریه چگونه با سایر فعالیت های خورشیدی ارتباط می یابد.[۱]


خورشید، در عرض های جغرافیایی متفاوت، با دوره های زمانی مختلف می چرخد، در حالی که کوتاهتربن دوره زمانی به استوا مربوط می شود. از این رو نقاط نزدیک به استوا از نقاط دورتر استوا پیش می افتند. اکنون میدان مغناطیسی با خطوط نیروی قائم مانند تصویر(الف) را تصور کنید. با چرخش خورشید، به شیوه ای که هم اکنون توصیف شد، این خطوط مغناطیسی در نزدیکی استوا به جلوه رانده می شوند تا آنکه به خطوط افقی تبدیل شده، به صورت خطوط موازی دور تا دور پیچیده می شوند (ه) ازدحام و نزدیکی این خطوط ممکن است حلقه ای ایجاد کند که بیرون زده و برآمده می شود (ز) در این حال یک لکه خورشیدی با قطب مغناطیسی شمالی و لکه خورشیدی دیگر با قطب مغناطیسی جنوبی در نزدیکی آن پدید می آبد.


لکه های خورشیدی

Sun projection with spotting-scope.jpg
172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.jpg

لکه‌های خورشیدی، پدیده‌هایی موقتی بر فوتوسفر (نور سپهر) خورشید هستند که از دید چشم انسان در مقایسه با نواحی اطراف، تیره به نظر می‌رسند. در این لکه‌ها، فعالیت مغناطیسی شدید با اثری مشابه ِ پدیده ترمزی جریان ادی (eddy current brake) مانع از جریان همرفتی می‌شود و ناحیه‌هایی با دمای کمتر را پدید می‌آورد. همانند آهن‌رباها، لکه‌های خورشیدی نیز دو قطب دارند. با وجود این که دمای لکه‌های خورشیدی به 4500-3000 کلوین (4227-2727 درجه سانتی‌گراد) می‌رسد، در مقایسه با مواد اطراف که دمایی حدود 5780 کلوین دارند، به وضوح به صورت نقاطی تیره دیده می‌شوند؛ زیرا شدت درخشندگی یک جسم سیاه داغ (جو خورشید هم تقریبا این‌گونه است) تابعی از توان چهارم دما است. اگر لکه‌های خورشید از نواحی اطرافشان جدا بودند، از جرقه‌ی قوس الکتریکی روشن‌تر به نظر می‌آمدند. اندازه لکه‌ها در حین حرکت بر سطح خورشید، گسترش و کاهش می‌یابد و می‌توانند به اندازه‌ای برابر 80,000 کیلومتر (50,000 مایل) برسند، به گونه‌ای که بزرگترین آن‌ها از زمین بدون کمک تلسکوپ قابل مشاهده است. هم‌چنین وقتی لکه‌ها برای اولین بار در سطح فوتوسفر نمایان شوند،ممکن است باسرعت های نسبی (حرکت ویژه) چند صد متر بر ثانیه حرکت کنند.

با توجه به فعالیت شدید مغناطیسی، لکه‌ها میزبان پدیده‌های ثانویه‌ای مثل حلقه‌های تاجی (prominence) و اتصال‌های مجدد مغناطیسی (reconnection) هستند. منشا بیشتر شراره‌های خورشیدی و فوران‌های عظیم تاج (CME)، نواحی فعال مغناطیسی پیرامون گروه‌هایی از لکه‌هاست. پدیده‌هایی مشابه لکه‌ها به صورت غیر مستقیم در سایر نیز ستاره ها رصد شده‌اند که عموما لکه‌های ستاره ای (starspots) نامیده می‌شوند که هم شامل لکه‌های روشن و هم لکه‌های تیره هستند.[۴]



اندازه لکه (کلف)های خورشیدی متفاوت است و از 3000 کیلومتر تا ده برابر این رقم تغییر می کند . بزرگ ترین لکه شناخته شده که در آوریل 1947 ( فروزدین 1326 ) دیده شد ، مساحتی بیش از 30 برابر سطح زمین داشت . بیش از 50 درصد لکه های خورشیدی عمری کمتر از 4 روز دارند اما گه گاه لکه هایی دیده می شود که بیش از 100 روز دوام می آورند .

لکه های خورسیدی به گردابی می مانند که حرکت آن در نیمکره شمالی خورشید در خلاف جهت عقربه های ساعت و در نیمکره جنوبی در جهت عقربه های ساعت است . در قاعده گرداب ، گاز به بیرون جریان دارد و در سطوح بالایی به داخل می ریزد . ارتفاع گرداب ممکن است 150 کیلومتر باشد و به احتمال زیاد آثار مغناطیسی نیرو محرک های اصلی گاز ها هستند مساحتی از خورشید که از لکه پوشیده شده دستخوش تغییرات زیادی می شوند . ممکن است هفته ها بگذرد و حتی یک لکه هم بر سطح خورشید نباشد ، سپس ده ها لکه بر قرص خورشید ظاهر شود.[۳]



چرخۀ لکۀ خورشیدی

تصویر لکه های خورشید توسط ساموئل دان
اکنون می خواهیم ظهور لکه های خورشیدی را در یک دوره 11 ساله دنبال کنیم. [۱] اغلب گفته می‌شود که چرخه ۱۱ ساله است، هرچند که این عدد می‌تواند تاحدی تغییر کند و در دهه‌های اخیر به‌طور میانگین ۱۰/۵ سال بوده است. چرخۀ دوم یک ویژگی متمایز دارد؛ قطبش میدان وارونه می‌شود. بنابراین شاید بهتر باشد طول یک چرخه را 21 سال بدانیم.[۵]

نخست خورشید را در موقعی در نظر بگیرید که "خورشیدی آرام"، آن طور که در 1944-1945 ظاهر شده، بدون لکه باشد. سپس می بینیم که چند لکه در نیمکره ای شمالی و جنوبی در عرض جغرافیایی 30° ظاهر می شود. وقتی تعداد لکه ها رو به افزایش می رود، مشاهده می کنیم که به استوای خورشید نیز نزدیک تر می شوند اما با کامل شدن دوره ی 11 ساله، تعداد لکه ها رو به نقصان می دهد، در حالی که باز هم به استوا نزدیک تر می شوند. طرحی از لکه های خورشیدی، مطابق عرض جغرافیایی و تعدادشان، در طول زمان، الگوی پروانی را می سازد.[۱]

لکه های خورشیدی غالبا به صورت زوج پدیدار می شوند، که یک لکه دارای قطبیت مغناطیس مثبت و دیگری دارای قطبیت مغناطیسی منفی است، در هر چرخه 11 ساله معین، لکه ی مثبت لکه ی منفی را در نیمکره ی شمالی هدایت می کند، در حالی که در نیمکره ی جنوبی عکس آن صادق است. در چرخه ی 11 ساله متوالی بعدی ترتیب قطبیت بر عکس می شود.[۱]


جالب توجه است که رودخانۀ تامز (Thames) در دوران یخ‌بندان کوچک، مصادف با کمینۀ ماندر، مرتب یخ می‌زد، ولی دمای زمین هم‌اکنون درحال افزایش است. آیا ارتباطی بین لکه‌ها و دمای زمین وجود دارد؟ باید توجه کرد که علیرغم آنکه در 20 سال اخیر فعالیت خورشیدی تاحدی افت کرده‌‌‌‌‌‌‌‌‌‌ است، روند افزایش دما همچنان ادامه دارد، پس الآن وابستگی قطع شده است.[۵]

مینیمم ماندر

بین سال های 1645 و 1715، تقریبا هیچ لکه ای بر سطح خورشید مشاهده نشد. از نظر پژوهشگران قرن نوزدهمی این امر چنان ایده ای باور نکردنی به نظر می رسید که در بادی امر فقط فرض کردند در گذشته هیچ کس اثری از لکه های خورشیدی را ثبت نکرده است، پس از تحقیقی ممتد که والتر ماندر (W.Walter.Maundar)، عضو رصد خانه ی سلطنتی گرینویچ به عمل آورد، این نتیجه حاصل شد که به راستی در طی دوره ی 1645-1715 هیچ لکه ی خورشیدی وجود نداشته است. اخیرا این نتیجه گیری با کار جان ادی (John A.Eddy) از رصدخانه های آلتیتود (High Altitide) تأیید شده است. احتمالا می دانید که رشد حلقه های درختان قدیمی برای دانشمندان این امکان را بوجود آورده است که تاریخ یک اقلیم محلی سال های متمادی گذشته را بخوانند. هسل دوریس (Hessel DeVries) دانشمند هلندی درباره ی محتوای کربن-14، نوعی کربن پرتوزا، در حلقه های سالانه درختان به پژوهش پرداخت. ایجاد کربن-14 درجو فوقانی زمین ناشی از پرتو های کیهانی است که با آن در همه ی جهات برخورد می کند. تشکبل کربن-14، با فعالیت لکه های خورشیدی به این طریق ارتباط پیدا می کندکه وقتی خورشید فعال(دارای لکه های خورشیدی) باشد، دامنه میدان مغناطیسی آن زمین را در برابر بمباران پرتو کیهانی حفظ می کند و کربن-14 کمتری تولید می شود.

مطالعات دوریس نشان می دهد که افزایش سریع در محتوای کربن-14ͺ در طی دورانی که امروزه آن را مینیمم ماندر می نامیمͺ صورت گرفته است. محتوای کربن-14 با فعالیت کم خورشید مرتبط است زیرا در این صورت است که حفاظ زمین در برابر پرتو های کیهانی به حداقل می رس. ضمناͺ به نظر می رسد کل انرژی دریافتی از خورشید در چنین دوره ی زمان هایی کم شده باشدͺ زیرا در طی این اوقات که هوا عموما سرد شدهͺ یخچال ها توسعه یافته اند. به نظر می رسد مینیمم ماندر با آنچه که بسیاری از ناظران "عصر یخبندان صغیر" اصطلاح می کنندͺ و دوران فوق العاده سردی که به ویژه در اروپا و گرینلند بوده استͺ ارتباط دارد. این امر با مطالعه ی هسته های یخی گرفته شده از کلاهک های قطبی جنوبگان بیشتر تایید شد. این هسته ها را همچون حلقه های درختان می‌توان خواند; ردیابی آن ها به سوی زمان های گذشته آهنگ بسیار کند شده نهشته های نیترات در یخ را در فاصله زمانی 1645 و 1715 نشان می دهد. وجود نهشته های تقریبا 25 قسمت در میلیارد امری معمولی استͺ اما در خلال این دوره ی زمانی نهشته ها تا کمتر از 10 قسمت در میلیارد افت کرده است.

امروزه توجه فوق العاده ای به ارتباط میان فعالیت خورشیدی و آب و هوای زمینی مبذول می شودͺ زیرا حتی تغییر یک درصد در برونداد انرژی خورشید به تغییری معادل 1° سانتی گراد در میانگین دمای زمین می انجامد. چنین افت اندک اما دایمی در دما می‌تواند عصر یخبندان دیگری بوجود آورد و افزایش آن ممکن است به ذوب شدن مقدار زیادی از کلاهک های قطبی منجر شود و نواحی ساحلی را به زیر آب ببردͺ و به این ترتیب در تعادل ظریف اکولوژیکی محیط زندگی ما موثر باشد . اما استنباط شما از بحث بالا نباید این باشد که تغییرات محلی و کوتاه مدت در آب و هوا پیامد مستقیم تغییرات چرخه ی لکه های خورشیدی است. عمر ما ممکن است بسیار کوتاه تر از آن باشد که بتوانیم چنین تغییراتی را مشخصا و به وضوح تجربه کنیم. [۱]

پلاژها

هنگامی که درنور هیدروژن-آلفا یا کلسیمII از خورشید عکس گرفته شودͺ غالبا ناحیه ی درخشانی ظاهر می شود(شکل زیر، ب و ج). درخشندگی این ناحیه ناشی از چگالی و دمای بیشتر فام سپهر پیرامین آن است. پلاژها را ناشی از کانونی شدن از انرژی در ناحیه ای معین از میدان های مغناطیسی قویͺ غالبا بر فراز لکه خورشیدی سرد ترͺ می دانند. به ناحیه درخشان (شکل زیر ب)و لکه خورشیدی متناظر همان ناحیه (شکل زیر الف) توجه کنید. این پلاژ درخشان در نور کلسیمII بازتر است (شکل زیر ج). معلوم شده است که بین پلاژ ها و لکه های خورشیدی رابطه ی مستقیمی برقرار است. پلاژ های درخشان پیش از لکه های خورشیدی متناظرشان ظاهر می شوند و بنابراین خبر از ظهور آن لکه می دهند. پلاژ غالبا از لکه بسیار بزرگتر است و پس از ناپدید شدن لکه متناظرشان باقی می ماند. [۱]


شکل مکانی که بوسیله ی یک لکه خورشیدی مشخص شدهͺ به گونه ای است که در نور سفید دیده می شود. این لکه ممکن است وقتی در نور هیدروژن یا کلسیمII دیده شود درخشان به نظر آید. چنین پلاژهای درخشانی را حاصل کانونی شدن انرژی در یک ناحیه به وسیله ی میدان های مغناطیسی قوی می دانند


سیخک ها

Spicules sst big.jpg
در فامسپهر فوقانی خورشید، ستون های سنبله مانندی از گاز دیده شده است که با سرعت هایی تا 32 کیلومتر بر ثانیه به درون تاج خورشید فوران می کنند. ارتفاع این سیخک ها به 16000 کیلومتر می رسد و هر یک از آن ها ممکن است 10 تا 15 دقیقه دوام داشته باشند.[۱]

زبانه های خورشید

سالیان متمادی، فعالیت های جو خورشید فقط در خلال گرفت کلی آن، وقتی که ماه شیدسپهر خورشید را کاملل می پوشاند، مشاهده می شد. در آن زمان بیرون جستگیهای غولپیکری مشاهده شده بود. امروزه، این زبانه های خورشیدی را با استفاده از طیف نگار خورشیدی در هر موقع دلخواه می‌توان بررسی کرد. نوعی زبانه ممکن است بیش از 320000 کیلومتر در داخل جو خورشید امتداد داشته باشد و نسبتا ثابت بماند. این نوع زبانه را زبانه نوع آرام یا ساکت می نامند. نوع دیگری از زبانه ها، به نام زبانه حلقه ای، به شکل کمان یا حلقه در می آید و حرکت درون حلقه را نشان می دهد که حاکی از حضور میدان مغناطیس است. نوع سوم زبانه ها را زبانه فورانی می گویند که ممکن است موادی را با سرعت های 640 کیلومتر بر ثانیه به خارج، به درون تاج خورشیدی روانه کند. عکس این منظره ی تماشایی در رصد خانه ای خورشیدی در نزدیکی حاشیه ی دهانه هالیکالا واقع در جزیره مائویی هاوایی گرفته شده است. که، مکان مناسب خاصی برای رصد خورشید است.[۱]

نمونه ای از رخ دادن فوران خورشدی


شراره خورشیدی

Solar-flare.jpg
شراره ی خورشیدی، پر تحرک ترین فعالیت وابسته به سطح یا جو خورشید، انرژی عظیمی را در مدت زمان بسیار کوتاهی آزاد می کند. درخشش ناگهانی، معمولا در مجاورت یک گروه لکه ی خورشیدی، با برون ریزی شدید مواد همراه است. یک شراره، نوعا در مساحتی به قطر 200000 کیلومتر رخ می دهد و دمای آن از 100 میلیون کلوین تجاوز می کند. بروز شراره ها غالبا در امتداد مرز میان نواحی گروهی از لکه های خورشیدی که به طور مثبت و منفی قطبیده شده اند، صورت می گیرد. تمرکز انرژ در نوک شلاق بزرگی را تجسم کنید به هنگامی که فرود می آید. در این صورت، یک شراره تا حدی شبیه به این است که مقدار زیادی انرژی خورشیدی در مساحت بسیار کمی آزاد می شود.

شراره خورشیدی تأثیر مستقیمی بر زمین دارد و می‌تواند با گسیل پرتوی-ایکس حیات انسانی را که با پوشش جو زمین حفاظت نشده باشد، از بین ببرد. چون ماه جوی ندارد که چنین حفاظی را فراهم کند، فضانوردانی که از سفینه ی فضایی خود خارج می شوند، در خلال این مأموریت خود در برابر پرتو هایی که از شراره های خورشیدی گسیل می شوند، تحت مراقبت دائمی قرار می گیرند. اگر به هنگام رفت و آمد فضانوردان بر سطح ماه شراره ی خورشیدی ایجاد شود، بلافاصله به آن ها دستور بازگشت به سفینه داده می شود. لایه های یونسپهری جو زمین از طریق تابش ناشی از شراره تغییر می کنند و ممکن است از عهده ی بازتابش سیگنال های رادیویی بر نیایند. این امر سبب می شود که ارتباطات رادیویی موج کوتاه مختل شوند. این اختلال ممکن است چند ساعت یا حتی چند روز ادامه یابد . ظهور شفق قطبی)نور های شمالی و جنوبی( معمولا بر اثر شتاب گرفتن ذرات موجود در باد خورشیدی که به دنبال یک فعالیت شراره ای صورت می گیرد، بسیار زیاد می شود. در حدود یک روز پس از وقوع هر شراره، خواص مغناطیسی زمین دستخوش اختلال می شود و عقربه ی قطب نما واکنش های عجیب و غریبی نشان می دهد.[۱]

تکامل خورشید به یک غول سرخ

چرخهٔ زندگی خورشید، اندازه‌های کشیده شده دقیق نیست.

اکنون از عمر خورشید تقریبا 4.5 میلیارد سال می‌گذرد خورشید اندکی در بالای رشته ی اصلی قرار دارد و حدود نیمی از عمر مفید خود را به عنوان یک ستاره رشته ی اصلی گذرانده است. عمر مفید مورد انتظار برای خورشید در رشته ی اصلی حدود 10 به توان 10 سال است یعنی (100000000000) در نیمه دوم این دوره نورانیت خورشید به آرامی و به طور نامحسوس افزایش می یابد و به موازات بیشتر شدن سن خورشید به تدریج به بالای رشته ی اصلی منتقل می شود . گرچه رصد نورانیت و دما نشان می دهد که خورشید اکنون واقعا در بالای رشته ی اصلی است اما تمام جنبه های دیگر تکامل آتی خورشید بر مبنای محاسبه ی بسیر پیچیده و جز به جز رویدادهایی است که در حال حاضر مشاهده ناپذیر است . با وجود این ، همان طور که در گفتارهای آتی میخونیم تایید این محاسبات به کمک مقایسه آنها با ستارگان دیگر در خوشه های ستاره ای امکان پذیر است .[۶]

مغز هلیومی

خورشید در چهار میلیارد سال بعدی به نور افشانی ادامه خواهد داد و اندازه ی آن به تدریج بزرگتر خواهد شد بیشتر شدن نورانیت افزایش اندازه ی ستاره را جبران می کند به طوری که دمای خورشید تقریبا معادل دمای فعلی باقی می ماند در مدت حدود 5/4 میلیارد سال درخشندگی خورشید حدود 50 درصد و قطر آن حدود 25 درصد بزرگتر از مقادیر فعلی می شود . در همین زمان مرکز خورشید همه ی ئیدروژن خود را مصرف می‌کند و تمام آن به توسط واکنشهای گرما هسته ای به هلیومتبدیل می شود انچه در مرکز باقی می ماند یک مغز هلیومی یعنی یک منطقه ی کوچک چگال است که تقریبا به طور کامل محتوی هلیوم است در این مرحله مغزی هلیومی به جزء بسیار مهمی از خورشید تبدیل می‌شود و تاثیر آن برو روی تکامل خورشید سبب وقوع یک رشته رویدادهای پی در پی می گردد.

میلیارها سال بعد از این مرحله اندازه ی خورشید بزرگتر می شود و هنگامی که سن آن به 10.3 میلیارد سال می رسد 2 و نیم بار بزرگتر از اندازه ی کنونی می شود و در طی این افزایش اندازه دما کاهش می یابد . زیرا درخشندگی تقریبا ثابت باقی می ماند و منبع جدید دیگر برای تولید انرژی در کار نیست . محاسبه شده است که مغزی هلیومی در این مرحله حدود 40000 کیلومتر قطر دارد که تنها یک صدم اندازه خورشید در ان زمان است مغزی هلسومی منقبض می شود و سرنجام به اندازه ای از مرتبه ی اندازه زمین می رسد .

اما واقیعیت مهمی که درباره ی این مغز هلیومی می‌توان گفت آن است که در این مرحله یک چهارم کل جرم خورشید را در بر می گیرد . هنگامی که قطر آن تنها دو برابر قطر زمین است تقریبا یک میلیون بار پرجرمتر از زمین می شود . چگالی گاز در این مغزی حدود 50000 برابر چگالی آهن می شود یعنی وزن یک انگشتانه پر آن ماده به حدود یک تن می‌رسد . [۶]


پوسته ئیدروژن سوز

گاز پیرامون مغز هلیومی هنوز مقادیر بسیار زیادی ئیدروژن دارد. هنگامی که خورشید در رشته ی اصلی است فاصله ی این مقدار ئیدروژن از هسته ی خورشید چنان زیاد است که نمی‌تواند دمامی کافی برای آغاز واکنشهای همجوشی داشته باشد. به موازات انقباض هسته دمای بخش محیط بر آن به قدر کافی بالا می رود تا پوسته ی ئیدروژن سوز شکل بگیرد . این پوسته به سرعت گسترش میابد و با افزایش آهنگ سوزاندن ئیدروژن درخشندگی خورشید نیز به سرعت افزایش میابد سپس تنها در حدود 100 میلیون سال درخشندگی به 1000 برابر مقدار کنونی آن می‌شود . در این حال اندازه ی خورشید نیز بزرگتر می شود و قطر پوشش بیرونی اش 100 برابر قطر کنونی آن می شود . در این حالت خورشید یک غول سرخ واقعی با دمای سطحی 3500k است . از آنجا که یک چهارم جرم خورشید در مغزی هلیومی کوچک مرکزی متراکم می شود (کوچک در مقایسه با اندازه ی بسیار بزرگ خورشید در آن دوره) بقیه ماده ی ان در یک کره ی ئیدروژنی بسیار بزرگ و بی اندازه رقیق پخش می شود .

چگالی این پوشش منبسط شده بسیار کم و معادل آن خواهد بود که در آزمایشگاههای فیزیک به عنوان بهترین خلاء تلقی می شود اگر در آن روزگار بتوانیم خورشید را ببینیم اندازه ی بزرگ و دمای پایینی که خواهد داشت سیمای عجیبی بدان خواهد داد از زمین خورشید تحت عنوان زاویه تقریبا 60در جه و به رنگ قرمز تیره دیده خواهد شد هنگام ظهر قطر آن حدود یک سوم کا آسمان را فرا خواهد گرفت .[۶]


سوزاندن هلیوم

هرچه مغز هلیومی به متراکم شدن ادامه دهد دما افزایش میابد . سرانجام دمای مغزی هلیومی به مقدار معینی (حدود 100 میلیارد K ) می رسد که برای ترکیب یافتن هسته های اتمهای هلیوم و تشکیل عنصرهای سنگین تر کافی است محتملترین واکنش ترکیب دو هسته ی هلیوم است تا یم هسته ی برلیوم شکل گیرد. اما برلیوم به وجود امده شکل ناپایداری از برلیوم است و در زمانی بسیار کوتاه ( 10 به توان منفی 12 ثانیه ) به دو هست ی هلیوم وا میپاشد .

اگر هسته های هلیوم زیادی در محیط وجود داشته باشد ( که مغز هلیومی خورشید نیزچنان خواهد بود ) هسته ی دیگری از هلیوم می‌تواند پیش از واپاشی برلیوم با آن ترکیب شود و یک هسته ی پایدار کربن تولید کند. از این رو در طی این دو مرحله مغزی هلیومی ستاره ای مانند خورشید نهایتا هلیوم خود را به عنصر سنگینتری مانند کربن تبدیل می کند در این فرایندها مقادیر زیادی انرژی ازاد می شود درست به همان طریقی که همجوشی ئیدروژن و تشکیل هلیوم انرژی ازاد می کند .

از روی محاسباتی که در مورد ساختار آینده ی خورشید به عمل امده یافته شده است که سوزاندن هلیوم به تدریج روی نمی دهد بلکه در طی یک رویداد انفجاری که درخش هلیومی نام دارد واقع می شود .

این انفجار فقط برای ستارگانی که تقریبا هم جرم یا کوچکتر از خورشید هستند پیش می آید این امر در نتیجه این واقعیت است که مغزی چنین ستارگانی در اثر گذشت زمان به چنان چگالی بالایی می رسد و دما برای سوزاندن هلیوم چنان بالا می رود که مغزی نه به صورت گاز بلکه همانند یک جسم صلب جامد عمل می کند. الکترونها ( وهسته های هلیوم ) به حدی تنگ در کنار هم قرار میگیرند که محیط جامد تقریبا غیر قابل تراکمی را تشکیل میدهند .

از انجا که این محیط بیشتر به کره ای از فلز جامد می ماند تا کره ای از گاز در نتیجه وقوع فرایند سوزاندن هلیوم سبب می‌شود که دمای مغزی سریعا سعود کند اما اندازه ی ان تنها افزایش اندکی از خود نشان می دهد از روی ازمایشهایی که در آزمایشگاه انجام می دهیم نیز به این واقعیت می رسیم : هنگامی که مقداری گز را گرم میکنیم به طور قابل ملاحظه ای منبسط می‌شود اما با گرم کردن یک جسم جامد انبساط بسیار اندکی در آن مشاهده می کنیم .

از این رو به همین طریق مغزی خورشید انبساط زیادی نخواهد داشت ولی دما به مقادیر بسیار بالایی صعود خواهد کرد. دمای بالاتر آهنگ تبدیل هلیوم به کربن را افزایش می دهد و این به نوبه ی خود سبب افزایش بیشتر دما می شود . مغزی ستاره آنقدر داغ می شود که همانند یک بمب کنترل نشده ی همجوشی هسته ای عمل می‌کند . برای خورشید تنها حدود یک روز طول میکشد تا از مرحله ی آغاز سوزاندن هلیوم به انفجار مغزی هلسومی برسد .[۶]


فاز دوم (( رشته ی اصلی ))

مغزی هلیومی خورشید هنگامی که حدود 6 میلیارد سال بعد از این منفجر می شود اندازه ی کوچکی خواهد داشت و اثرات انفجار ان بلافاصله در سطح خورشید دیده نخواهد شد اما درون خورشید به سرعت و به طور قابل ملاحظه ای تغییر خواهد کرد در پی رشد انفجاری مغزی در درون خورشید پوسته ی ئیدروژنی محیط بر مغزی که تا پیش از انفجار منبع گرمای خورشید بود ناپدید خواهد شد دمای مغزی به دلیل افزایش یافتن اندازه ی ان به سرعت افت خواهد کرد و به همین طریق شدت پوسته ی ئیدروژن سوز نیز کاهش خواهد یافت از این رو درخش هلیومی به جای انکه سبب فوران نور خیره کننده ای شود موجب ان خواهد شد که نورانیت خورشید کاهش یابد .

مواد درون خورشید به مقدار معینی با هم مخلوط خواهند شد . به موازات کاهش شعاع خورشید نورانیت نیز کاهش خواهد یافت و افزایش دما محسوس خواهد بود. سپس تنها حدود چند میلیون سال بعد در نمودار رنگ و قدر در راستای رشته اصلی حرکت خواهد کرد اما بی انکه وارد رشته شود در نزدیکی آن خواهد بود با کمک گرفتن پوشش ئیدروژن سوز محیط بر مغزی هلیومی از یک ناحیه ی هلیوم سوز در مرکز ستاره خورشید به مدتی تقریبا طولانی در این مرحله ی شبه رشته ی اصلی باقی خواهد ماند از این رو انرژی خورشید هم از آزاد سازی انرژی به توسط بخشی کوچک در مغزی ستاره ( که در آن هلیوم به کربن تبدیل می‌شود) و هم از پوسته ی دوردستی که هلیوم از ئیدروژن شکل میگیرد تامین خواهد شد .

محاسبه شده است که خورشید چندین میلیون سال در این فاز "رشته ی اصلی دوم" باقی خواهد ماند . در پایان این دوره به سبب تمام شدن سوخت مغزی آن دوباره منقبض خواهد شد و خورشید برای بار دوم با افزایش در نورانیت افزایش در شعاع و کاهش در دما مواجه خواهد شد تا دوباره به یک غول سرخ بسیار بزرگ تبدیل شود تاکنون جزئیات فاز غول سرخی دوم در خورشید ناشناخته مانده است زیرا تحت چنین شرایطی پیچیدگیهای عظیمی در ساختار ستاره پدید می آید محاسبات تقریبی انجام گرفته نشانگر آن است متقاقب فاز رشته اصلی دوم خورشید دوباره به سرعت در فاز غول سرخی پیش خواهد رفت و سپس بی درنگ خواهد رمبید ( در هم فرو خواهد ریخت) تا به یک کوتوله ی سفید تبدیل شود .[۶]



منبع

  1. ۱٫۰۰ ۱٫۰۱ ۱٫۰۲ ۱٫۰۳ ۱٫۰۴ ۱٫۰۵ ۱٫۰۶ ۱٫۰۷ ۱٫۰۸ ۱٫۰۹ ۱٫۱۰ ۱٫۱۱ ۱٫۱۲ ۱٫۱۳ ۱٫۱۴ ۱٫۱۵ ۱٫۱۶ ۱٫۱۷ ۱٫۱۸ ۱٫۱۹ ۱٫۲۰ ۱٫۲۱ ۱٫۲۲ کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی
  2. ۲٫۰ ۲٫۱ کتاب الفبای نجوم و اختر فیزیک مولف :محمد بهرام پور ،جلد اول
  3. ۳٫۰ ۳٫۱ ۳٫۲ ۳٫۳ ۳٫۴ ۳٫۵ نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور
  4. ویکی پدیا انگلیسی [۱]
  5. ۵٫۰ ۵٫۱ کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی/ نوشته ایان موریسون/ ترجمه غلامرضا شاه‌علی [۲]
  6. ۶٫۰ ۶٫۱ ۶٫۲ ۶٫۳ ۶٫۴ کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده


ابزارهای شخصی
گویش‌ها
فضاهای نام
عملکردها
گشتن
جعبه‌ابزار