خورشید
محتویات
اطلاعات اساسی
قطر:1390000 کیلومتر ، 109 برابر زمین
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
جرم: 333400 برابر زمین
چگالی متوسط: 0.25 چگالی میانگین زمین
دمای نور سپهر(موثر):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 سانتیمتر مربع در دقیقه
ویژگی های کلی
خورشید ستاره ی مرکزی منظومه ی 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 ی 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 اصلي 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 نورترندقسمت 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 ی 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 آبي 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.
نور سپهر
چون با عینک تیره به خورشید نگاه کنید قص درخشانی موسوم به نور سپهر دیده میشود که سطح خورشید است . در حقیقت نور سپهر سطحی هندسی نیست بلکه پوسته ای است به ضخامت 240 کیلومتر که از آن نور به فضا ساطع میشود. نوری که از زیر این لایه نشات می کند در این ضخامت 240 کیلومتری جذب میشود . نور مختصری نیز در گاز های رقیق بالای نور سپهر ایجاد میشود . دمای متوسط در قسمت فوقانی این لایه نور سپهری کم تر از 6000 و چگالی گاز در آن 0.001 چگالی جو زمین در سطح دریا است . روشنی قرص خورشید را تنها به تقریب می توان یکنواخت شمرد . مطالعه دقیق نور سپهر نشان میدهد که روشنی نور سپهر یکنواخت نیست . بلکه دانه دانه است و قطر هر دانه صد های کیلومتر میباشد . این دانه های که احتمالا تمام مساحت نور سپهر را میپوشانند بر این سطح ثابت نیستند بلکه اندازه و ساخت آن ها پیوسته در تغییر است.
همچنین گه گاه در سطح خورشید کلف ها و مشعل های خورشیدی پدیدار میشوند:
1.کلف های خورشید ناحیه های بزرگی بر قرص خورشید هستند که از نواحی مجاور خود تیره ترند.قطر آنها ده ها هزار کیلومتر است.
2.مشعل ها ناحیه هایی در سطح خورشیداند که از نواحی مجاور روشن ترند.
همچنین در ادامه به بررسی هر دوی این نواحی خواهیم پرداخت:
تاج خورشید
نتایج نظریه اتمی کاربرد مستقیمی در مطالعه جو خورشید دارند. برای سادگی میتوان تصور نمود که جو خورشید از چند لایه تشکیل شده است. سطح موثر (The Effective Surface) خورشید یعنی لایه زیرینی که به علت کثرت کدری غیر قابل مشاهده است،شید سپهر (Photoshere) را تشکیل میدهد. تشعشع پیوسته قابل رؤیت از خود شید سپهر سرچشمه میگیرد. دو لایه خارجی رقیقتر فام سپهر (Chromosphere) وتاج(Corona) را تشکیل میدهند.
تاج نگار (Coronagaph)
قبلا تاج خورشبد در موقع کسوف کامل قابل مشاهده بود، ولی از وقتی که که گوروناگراف (تاج نگار) ، دستگاهی که نور پراکنده خورشید را حذف میکند، توسط لیوت (B. Lyot) اختراع شد. مشاهده تاج داخلی در روزی که هوا ابری نباشد، امکان پذیر است.
قسمتهای مختلف تاج خورشیدی
تاج خورشید از دو قسمت که با یکدیگر پوشش دارند تشکیل شده است:
تاج k یا تاج واقعی.
تاج f که از نور زودیاک (Zodiacal – Light) داخلی تولید میشود.
منطقه قابل رؤیت تاج خورشیدی تاج خورشید فقط در منطقهای که طول موج آن کوتاهتر از 50 سانتیمتر شفاف است. مشاهدات بوسیله یک رادیو تلسکوپ با طول موجهای بیش از 50 سانتیمتر فقط تابش تاج خورشید را ثبت میکنند. درجه حرارتی که از این اندازه گیریها نتیجه میشود، با درجه حرارت تاج خورشیدی ، یعنی یک میلیون درجه که از اندازه گیری طیف آن نتیجه میشود، مطابقت دارد.
ساختمان تاج خورشید
ساختمان تاج خورشید همیشه یکسان نیست. در زمان حداکثر فعالیت خورشید ، نور آن بطور متقارن در اطراف خورشید توزیع شده است. در زمان حداقل فعالیت خورشید ، تاج در نزدیکی قطبین فرو رفتگی و در سطح استوا برآمدگی دارد.
چرا تاج خورشید از سطح گرمتر است؟
ر حالت معمولی ، انرژی گرمایی از منطقه گرمتر منتقل نمیشود. در حدود نیم قرن اخترشناسان در پی دریافتن توجیهی برای این مطلب بودند. در حال حاضر کمیسیونی مشترک از آژانس فضایی اروپا وناسا از طریق رصدخانه خورشیدی وفضاپیمای SOHO به دنبال حل این معما هستند. تجهیزاتی که بر روی فضاپیماها تعبیه شده است نشان میدهد که در سطح خورشید حلقههای مغناطیسی دچار تغییرات سریعی میشوند که با درخشندگی گازهای داغ تاج خورشید در ارتباطند.
آلن تایتل از انستیتوی تحقیقات فضایی کالیفرنیا میگوید: حدس میزنم که روند اساسی گرم شدن تاج خورشید را کشف کردیم، اما هنوز دقیقا نمیدانیم که به چه صورت عمل میکند. در طی چند روز ، میدانهای مغناطیسی در منطقهای به وسعت کالیفرنیا ظاهر و سپس ناپدید میشوند. انرژی این میدانها برابر با انرژی حاصل از هزاران سد (Hoover Dams) در طی هزاران سال میباشد. زمانی که این میدانها از بین میروند، جریانهای الکتریی وسیعی تولید میشود که بر روی تاجها مساعد عمل میکنند. این جریانها شبیه حرارتی هستند که توسط یک حباب روشنایی ایجاد میشود و این انرژی خیلی بیش از آن مقداری است که برای گرم کردن تاج لازم است.
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.
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.
زبانه خورشیدی
زبانه هاي خورشيدي ابرهاي عظيمي بر بالاي نوركره اند و هنگامي به وضوح ديده مي شوند كه در لبه هاي خورشيد باشند. زبانه ها خميده مي شوند و به سطح خورشيد باز مي گردند . هنگامي كه بر سطح نوركره ديده شوند به شكل مارپيچ هاي سياهي بر قرص خورشيد به نظر مي رسند. از آنجا كه اين ابرها به نسبت سردند مقداري از نور خورشيد را جذب مي كنند و در زمينه ي خورشيد نيز تيره به نظر مي رسند. يكي از انواع معمولي و قابل مطالعه ي زبانه ها رشته نام دارد كه به صورت بافتي طويل و تيره بر روي قرص خورشيد ديده مي شود.
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.
منابع
نجوم به زبان ساده