هرآنچه درباره خورشید باید بدانید

اهمیت موضوع:
بی اهمیتکم اهمیتمتوسطمهمخیلی مهم
Loading...

 خورشید نزدیک‌ترین و در دسترس‌ترین ستاره به زمین است و عملاً هر نوع انرژی که حیات زمین به آن وابسته است از خورشید نشأت می‌گیرد. تقریبا می‌توان خورشید را به‌طور کامل به‌عنوان یک ستاره‌ی مدل مورد مطالعه قرار داد و سپس سایر ستارگان را با آن مقایسه کرد و به این ترتیب، به درک و فهم بهتری از آن ستارگان دست یافت.

 خورشید در مرکز منظومه شمسی قرار دارد و ترکیب شیمیایی‌اش را از محیط میان‌ستاره‌‌ای تشکیل‌دهنده‌ی آن به دست آورده است. خورشید ۹۹.۸۶٪ جرم منظومه شمسی را تشکیل می‌دهد. سه-چهارم (۷۲٪ جرم خورشید) جرم خورشید هیدروژن است و سایر آن را (۲۶٪) هلیوم تشکیل می‌دهد. درصد بسیار اندکی از جرم خورشید به عناصر سنگین‌تر از جمله اکسیژن، کربن، نئون، نیتروژن، منیزیم، آهن و سیلیکون تعلق می‌گیرد. با وجود این عناصر در ساختار آن، خورشید یک ستاره جمعیت (I) به حساب می‌آید. هیدروژن و هلیوم در اثر هسته‌زایی مه‌بانگ تولید شده‌اند و عناصر سنگین‌تر، از هسته‌زایی سایر ستارگان قبل‌تر از خورشید به وجود آمده‌اند. ازآنجاکه خروج از مرکز خورشید ۹ میلیونیم است، بنابراین یک گوی کامل از پلاسمای داغ به شمار می‌رود، بدین معنی که تفاوت قطر قطبی و قطر استوایی این ستاره برای جرم و حجم عظیم آن، فقط ۱۰ کیلومتر است. خورشید ساختار جامدی ندارد و پلاسمای آن یک گاز داغ از ذرات باردار هیدروژن و هلیوم است.

راکتور گداخت هیدروژنی

خورشید هیدروژن می‌سوزاند اما این عبارت به فرایندی بسیار شگفت‌تر و انرژی‌زاتر از عمل سوختن اشاره می‌کند. منبع واقعی انرژی خورشیدی واکنش هسته‌ای است، شبیه به واکنشی که در بمب هیدروژنی صورت می‌گیرد. دما و فشار درون هسته به‌گونه‌ای است که اتم‌ها به هم جوش می‌خورند و در این فرایند انرژی زیادی آزاد می‌شود. در شرایط عادی دو پروتون با بار مثبت یکدیگر را دفع می‌کنند اما در شرایط دما و فشار زیاد حاکم بر هسته خورشید، نیروی اتصال هسته‌ای مؤثرتر از نیروی رانشی الکتروستاتیکی است که پروتون‌های با بار مثبت را از یکدیکر می‌راند. درنتیجه دو پرتون یکدیگر را جذب می‌کنند. وقتی دو هسته هیدروژن به هم جوش می‌خورند، شکل خاصی از هیدروژن به‌نام دوتریم تشکیل می‌شود و این عنصر جدید یکی از ایزوتوپ‌های هیدروژن است. در این فرایند پوزیترون و نوترینوتولید می‌شود. پوزیترون ذره‌ای با جرم الکترون است اما یک بار مثبت دارد. نوترینو نیز ذره‌ای با جرم اندک و بدون بار الکتریکی است. نوترینوها تقریبا به‌علت ماهیت بدون جرم، به‌طور مستقیم از هسته خورشید به زمین می‌‌آیند؛ بدون اینکه با سایر مواد خورشید برهم‌کنش داشته باشند ولی این ذرات حامل مقادیر زیادی از انرژی خورشید هستند. آشکارسازی نوترینو‌ها به دلیل ویژگی‌های خاصی که دارند بسیار دشوار است. دومین مرحله وقتی روی می‌دهد که اتم دوتریم باز هم با اتم هیدروژن دیگری جوش می‌خورد. در این عمل هلیوم-۳ و پرتو گاما تولید می‌شود. پرتو گاما یک نوع تابش الکترمغناطیسی پرانرژی است. سومین مرحله وقتی است که دو اتم هلیوم-۳ به هم جوش می‌خورند. در این عمل یک اتم هلیوم-۴ و دو اتم هیدروژن تشکیل می‌شود. در واکنش نهایی دو اتم هیدروژن باقی می‌ماند و فقط چهار اتم هیدروژن برای تشکیل هلیوم-۴ مصرف می‌شود؛ اما جرم اتم هلیوم-۴ اندکی کم‌تر از جرم چهار اتم هیدروژن است. همین تفاوت جرم است که به انرژی تبدیل می‌شود و منبع عمده انرژی خورشیدی و سایر ستارگان است. این چرخه، چرخه‌ی پروتون-پروتون نام دارد.

خورشید در هر ثانیه ۴/۵ میلیون تن جرم را به انرژی تبدیل می‌کند. این انرژی تقریبا معادل انرژی حاصل از انفجار ۱۰۰ میلیارد تن TNT در هر ثانیه است. در دما‌های بالاتر چرخه‌ای به‌نام چرخه CNO اهمیت بیشتری پیدا می‌کند. اما نتیجه کلی آن‌ها تقریبا یکی است. چهار هسته هیدروژن واکنش می‌کنند تا یک هسته هلیوم-۴ تشکیل شود و اختلاف جرم به انرژی تبدیل می‌شود.

مشخصه‌های فیزیکی خورشید

مشخصاتمقدار تقریبی
قطر۱،۳۹۰،۰۰۰ کیلومتر
جرم۲۷^۱۰×۱/۹۹ تن
حجم۱۸^۱۰×۱/۴۱ کیلومترمکعب
چگالی۱/۴۰۸ گرم بر سانتی‌مترمکعب
کمترین فاصله از زمین (حضیض)۱۴۷،۲۰۰،۰۰۰ کیلومتر
میانگین فاصله از زمین۱۴۹،۶۰۰،۰۰۰ کیلومتر
بیشترین فاصله از زمین (اوج)۱۵۲،۰۰۰،۰۰۰ کیلومتر
فاصله از مرکز راه شیری۲۷،۲۰۰ سال نوری

برای درک بهتری از این عداد، اگر ۱۰۹ عدد کره‌ی زمین را روی خطی کنار هم قرار دهیم، قطر خورشید به‌دست می‌آید. از طرفی، ۳۳۳،۰۰۰ برابر جرم زمین معادل یک جرم خورشیدی است. اگر یک خورشید خالی در اختیار داشته باشیم، نزدیک به ۹۶۰ هزار زمین کروی داخل آن جای می‌گیرد و اگر این زمین‌ها را مچاله کنیم این مقدار به ۱،۳۰۰،۰۰۰ زمین می‌رسد. فاصله متوسط زمین تا خورشید را تقریبا ۱۵۰ میلیون کیلومتر در نظر می‌گیرند و یک واحد نجومی (1AU) نامیده می‌شود.

شکل‌گیری و مرگ

خورشید دارای قدر مطلق ۴.۸۳+ و قدر ظاهری ۲۶.۷۴- است، بنابراین، از ۸۵٪ ستارگان کهکشان راه شیری درخشان‌تر است که بیشتر آن‌ها کوتوله‌های سرخ هستند. خورشید میان‌سال ۴/۵ میلیارد ساله است و آنگونه که تخمین زده شده است ۵ میلیارد سال دیگر نیز عمر می‌کند. خورشید یک ستاره رشته اصلی از نوع G در نمودار هرتسپرانگ-راسل (G2V) است. به‌طور غیررسمی این ستاره کوتوله زرد نامیده می‌شود که از رمبش گرانشی ماده از یک ابرمولکولی عظیم شکل گرفته است؛ وقتی بیشتر ماده در مرکز ابر انباشته شد، مابقی ماده در یک دیسک چرخان مسطح شدند و منظومه شمسی را تشکیل دادند. ماده مرکزی به‌شدت داغ و چگال شد، به این ترتیب وقتی شرایط مهیا شد، همجوشی هسته‌ای را در هسته‌ی خود آغاز کرد.

شکل‌گیری منظومه شمسی

تصویر مفهومی از شکل‌گیری منظومه شمسی. خورشید در مرکز و مابقی ماده در دیسک چرخان پیش‌سیاره‌ای مسطح شده است.

این کوتوله زرد در اواخر عمر با اتمام منابع هیدروژنی موجود در هسته‌ با افزایش دما و چگالی مواجه می‌شود، در این صورت دیگر خورشید در حالت تعادل هیدرواستاتیکی به سر نمی‌برد؛ لایه‌ی بیرونی آن متورم می‌شود و به یک غول سرخ تبدیل می‌شود که تا مدار سیاراتی از قبیل عطارد، زهره و (شاید) حتی زمین پیش می‌رود و آن‌ها را قورت می‌دهد. در این وضعیت خورشید به‌طور تخمینی ۱۳۰ میلیون سال را به‌صورت غول سرخ ادامه می‌دهد. در این مدت، هلیوم ستاره به‌حدی داغ می‌شود که به‌صورت کربن همجوشی می‌کند و به این ترتیب، کربن با هلیوم ترکیب می‌شود و اکسیژن را تشکیل می‌دهد. این عناصر به دلیل سنگینی در مرکز خورشید جمع می‌شوند. سپس، خورشید لایه بیرونی خود را از دست خواهد داد و یک سحابی سیاره‌ای تشکیل خواهد داد. هسته خورشید درنهایت رمبش می‌کند و به یک ستاره کوتوله سفید که ستاره‌ای بسیار چگال و گرم است تبدیل می‌شود. این کوتوله سفید ستاره‌ای مرده است و عمدتاً از کربن و اکسیژن ساخته شده است. طبق نظریه‌ها، خورشید درنهایت با مصرف تمام انرژی خود، به‌صورت یک نور چشمک‌زن در می‌آید که از آن به‌نام کوتوله سیاه یاد می‌شود. تا به حال کوتوله سیاهی مشاهده نشده است.

چرخش‌ها

سرعت چرخش نقاط مختلف متفاوت است

همانند سایر اجرام سماوی خورشید نیز به‌طور پیوسته در حال چرخش به دور مرکز کهکشان و محور چرخش خود است. خورشید ۲۴،۰۰۰ تا ۲۶،۰۰۰ سال نوری از مرکز کهکشان فاصله دارد و یک دور کامل را حدود ۲۲۵-۲۵۰ سال انجام می‌دهد، اما در چرخش به دور خود، با سرعت زاویه‌ای ثابتی به دور محورش نمی‌چرخد بلکه در استوا سریع‌تر از قطب‌ها چرخش می‌کند. این حرکت دورانی غیریکنواخت، چرخش افتراقی نام دارد. ازآنجاکه خورشید جامد نیست و از جنس پلاسما است، چرخش افتراقی آن از حرکت همرفتی موجود در لایه‌های درونی آن نشأت می‌گیرد. چرخش نواحی استوایی خورشید به دور خودش به مدت ۲۵.۶ روز طول می‌کشد و در قطب‌ها این چرخش به ۳۳.۵ روز می‌رسد. حتی لایه‌های درونی خورشید بسیار سریع‌تر از سطح آن در گردش هستند. تفاوت در سرعت چرخش در قسمت‌های مختلف، خطوط میدان مغناطیسی خورشید را در جهت شرقی می‌کشد. درنهایت این خطوط دچار کشیدگی‌ها و اعوجاج می‌شوند و پیچ و تاب‌هایی را ایجاد می‌کنند که درنهایت به‌صورت حلقه‌هایی در سطح خورشید ظاهر می‌شوند و به نوبه خود عامل بسیاری از فعالیت‌های خورشیدی هستند.

چرخش افتراقی

چرخش افتراقی. در طول زمان به دلیل اختلاف در سرعت چرخش میدان مغناطیسی در هم می‌پیچد. کوتاه‌ترین دوره زمانی مربوط‌به استوا است، به این ترتیب خطوط مغناطیسی در استوا به خطوط افقی تبدیل می‌شوند.

میدان مغناطیسی

میلیون‌ها قطب شمال و جنوب مغناطیسی وجود دارد

هر ذره باردار الکتریکی می‌تواند یک میدان مغناطیسی به وجود آورد. دلیل ایجاد میدان مغناطیسی خورشید انتقال سلول‌های حرارتی در آن است. سلول‌های حرارتی که از یون‌های مثبت و الکترون‌ها تشکیل شده‌اند، به نحوی منتشر می‌شوند که باعث ایجاد میدان مغناطیسی خورشید می‌شوند. ازآنجاکه خورشید از پلاسما تشکیل شده است یک میدان مغناطیسی قوی نیز به شمار می‌رود. اگر خورشید در جای خود بی‌حرکت بود، یا همچون جسم صلبی به دور خود می‌چرخید، خطوط میدان مغناطیسی آن در امتداد شمال-جنوب قرار می‌گرفت اما به دلیل چرخش افتراقی، خطوط میدان حلقه می‌شوند و به این ترتیب تقویت پیدا می‌کنند. تصور می‌شود خطوط نزدیک به هم نیروی شناوری بر یکدیگر وارد می‌کنند که سبب ظاهر شدن ناگهانی آن‌ها در سطح می‌شود. میدان مغناطیسی خورشید یک شبکه به هم بافته است که اغلب الگوی بسیار پیچیده‌ای دارد. خورشید مانند زمین و دیگر اجرام صلب فقط یک قطب شمال و جنوب مغناطیسی ندارد بلکه بین ۱ تا ۱۰ میلیون قطب شمال (N) و جنوب (S) مغناطیسی دارد. میدان مغناطیسی خورشید تنها زمانی شکل ساده‌ای به خود می‌گیرد که محور عمودی آن مانند یک آهن‌ربای غول‌پیکر عمل کند. جریان‌های مواد باردار روی سطح خورشید، سبب پیدایش میدان‌های مغناطیسی محلی و موقت می‌شوند. در نقطه ظهور حلقه‌های میدان مغناطیسی، یک جفت لکه خورشیدی ظاهر می‌شود که یکی از این لکه‌ها قطب مثبت و دیگری قطب منفی را نشان می‌دهد. به عبارت دیگر، هر یک از دو سر حلقه میدان، به نقطه‌ای روی سطح وصل است و هر کدام یک لکه‌ی خورشیدی با جهت‌گیری مغناطیسی خاص است. اگر یکی از دو لکه قطب مثبت (شمال) مغناطیسی باشد دیگری قطب منفی خواهد بود. به این ترتیب، هر جفت لکه‌ی خورشیدی یک آهنربا با دو قطب مخالف تشکیل می‌دهد.

سطح خورشید جایی است که لکه‌های خورشیدی با میدان مغناطیسی قوی شکل می‌گیرند. علت تشکیل لکه‌ها اینگونه توجیه می‌شود که وقتی میدان مغناطیسی خورشید دچار پیچ و تاب‌هایی می‌شود و به هم گره می‌خورد، حلقه‌های میدان تشکیل شده با حرکت همرفتی در خورشید مخالفت می‌کنند و از رسیدن انرژی به سطح جلوگیری می‌کنند و به این ترتیب، جریان انرژی به سطح متوقف می‌شود، درنتیجه لکه‌های خورشیدی سردتر و تاریک‌تر در فوتوسفر ظاهر می‌شوند. تاریک بودن این لکه‌ها به‌علت تضاد درخشندگی میان لکه و سطح خورشید است.

لکه‌ای به اندازه قطر زمین حداقل ۵۰ برابر ماه کامل می‌درخشد. طول عمر آن‌ها از چند روز تا چند هفته است. دمای لکه‌ها از ۲۰۰۰ تا ۴۵۰۰ کلوین متغیر است (ازآنجاکه تبدیل دمایی کلوین به سلسیوس تنها ۲۷۳ درجه با هم اختلاف دارند، در این دماهای بسیار بالا در سطح خورشیدی می‌توان این اختلاف را کنار گذاشت). بیشتر لکه‌ها از دو قسمت تشکیل می‌شوند که از لحاظ تیرگی با هم تفاوت دارند. قسمت داخلی لکه‌ها را سایه می‌نامند که تاریک‌تر است. ناحیه نیمه تاریکی سایه را احاطه می‌کند و نیم‌سایه نام دارد. دمای بخش سایه ۴۳۰۰ و بخش نیم‌سایه ۵۰۰۰ کلوین است. قطر نیم‌سایه پنج-دوم برابر قطر سایه است و ۸۰٪ مساحت لکه را شامل می‌شود. به‌نظر می‌رسد قسمت نیم‌سایه از یک سری رشته‌های تاریک و روشن تشکیل شده است که از بخش سایه تا لبه‌های لکه کشیده می‌شوند. بیشتر از ۵۰٪ لکه‌ها عمری کم‌تر از ۴ روز دارند. اما برخی اوقات لکه‌هایی دیده می‌شوند که بیشتر از ۱۰۰ روز دوام می‌آورند. هر لکه در ابتدا به‌صورت یک منفذ کوچکی دیده می‌شود که تقریبا ۲۰۰ کیلومتر قطر آن است. این منافذ بزرگ شده و به سرعت به لکه‌هایی تبدیل می‌شوند که در ظرف یک روز از بین می‌روند. شدت این میدان با اندازه لکه تغییر می‌کند. قطبیت برخی لکه‌ها شمال‌گرا (مثبت) و برخی قطبیت مخالف دارند.

نخستین نشانه در به وجود آمدن لکه‌ در یک ناحیه، افزایش چند هزار برابری شدت میدان مغناطیسی در آن ناحیه است. با بزرگتر شدن لکه بر شدت میدان مغناطیسی آن افزوده می‌شود. این میدان چند روز، چند هفته یا چند ماه پس از محو شدن لکه برجا می‌ماند. لکه‌های بزرگ که مساحتی چند برابر زمین دارند بیشتر عمر می‌کنند. هر لکه مرکز یک میدان مغناطیسی است. میدان مغناطیسی بخش سایه ۲۰۰۰ تا ۴۰۰۰ گاوس است (برای مقایسه، میدان مغناطیسی زمین ۰.۷ گاوس در قطب‌ها و ۰.۴ گاوس در استوا است، در حالت کلی، میدان مغناطیسی متوسط خورشید ۱ گاوس و میدان مغناطیسی متوسط زمین ۰.۵ گاوس است). لکه خورشیدی مانند گردباد است که حرکت آن در نیمکره شمالی خورشید، برخلاف جهت عقربه‌های ساعت و در نیمکره جنوبی در جهت عقربه‌های ساعت می‌چرخد. تعداد لکه‌های خورشیدی هر بار از حداقل مقدار به حداکثر مقدار تغییر می‌کند و با رسیدن دوباره به حداقل مقدار، یک چرخه خورشیدی را کامل می‌کند که به‌طور معمول ۱۱ سال طول می‌کشد. با تکرار هر بار این چرخه، قطب‌های خورشید هر ۱۱ سال جابه‌جا می‌شوند؛ بدین معنی که قطب‌ها معکوس می‌شوند و قطب N (شمال) جای خود را به قطب S (جنوب) می‌دهد. این فعالیت خورشیدی تعداد شفق‌های قطبی در زمین را افزایش می‌دهد. لکه‌های خورشیدی بین ۵ تا ۴۰ درجه عرض جغرافیایی در بالا و پایین خط استوای خورشید پدید می‌آیند و هیچوقت در قطب‌ها دیده نشده‌اند.

چرخه خورشیدی

چرخه خورشیدی

ساختار

ساختار خورشید به دو بخش عمده‌ی لایه‌های درونی و جو تقسیم می‌شود. لایه‌های داخلی این ستاره از درون هسته، منطقه تابش و پوش همرفتی هستند.

۱. هسته (Core)

در داخل هسته به دلیل جاذبه گرانشی فشار و دمای فوق‌العاده‌ای حاکم است. این انرژی ازطریق فرایند همجوشی هسته‌ای یعنی تبدیل هیدروژن به هلیوم تولید می‌شود. درنتیجه دمای این لایه به ۱۵ میلیون کلوین می‌رسد و فشار درون هسته یک میلیارد اتمسفر است. نیمی از جرم خورشید را هسته آن تشکیل می‌دهد، با این حال، هسته تنها ۲۵٪ فاصله تا سطح خورشید است. انرژی تولید شده در هسته با فرآیندهای متعدد جذب و گسیل مجدد وارد منطقه تابش می‌شود. نور خورشیدی که در نور مرئی دیده می‌شود از هسته نیست بلکه از لایه‌های فوقانی آن است.

۲. منطقه تابش (Radiative Zone)

فوتون یا ذرات نوری که از هسته خارج می‌شوند در منطقه تابش پخش می‌شوند. ازاین‌رو، فوتونی که هسته را ترک می‌کند به خط مستقیم به سطح خورشید نمی‌رسد، بلکه دستخوش برخوردها، پراکندگی‌ها، جذب‌ها و گسیل‌ها می‌شود. با اینکه فوتون‌ها با سرعت نور منتشر می‌شوند، چگالی ماده در این ناحیه به قدری زیاد است که خارج شدن یک فوتون از آن یک میلیون سال طول می‌کشد و بعد از گریز از سطح خورشید (فوتوسفر) برای رسیدن به زمین با سرعت نور تنها به ۸ دقیقه و ۱۹ ثانیه (۵۰۰ ثانیه) زمان نیاز دارد. در منطقه تابش دما به کم‌تر از ۲ میلیون کلوین افت می‌کند. انتقال انرژی ازطریق تابش گرمایی که نوعی تابش الکترومغناطیسی است صورت می‌پذیرد. ناحیه تابشی ۲۵٪ تا ۷۰٪ فاصله تا سطح را شامل می‌شود.

۳. لایه‌ رابط (Tachocline)

لایه‌ی رابط ناحیه‌ای بین منطقه تابش و پوش همرفتی است. طبق فرضیه‌هایی میدان مغناطیسی خورشید توسط یک دینامو (مبدل) مغناطیسی در این ناحیه به وجود آمده است. یک دینامو، اساساً یک مبدل الکتریکی طبیعی در داخل خورشید است که جریان الکتریکی و میدان مغناطیسی تولید می‌کند. در این لایه میان منطقه تابش با گردش یکنواخت و گردش افتراقی در پوش همرفتی یک تغییر اساسی در رفتار به وجود می‌آید.

۴. پوش همرفتی (Convective Zone)

پوش همرفتی بیرونی‌ترین لایه داخلی خورشید است. در این ناحیه پلاسما به اندازه کافی گرم نیست و چگالی آن کم‌تر است. بنابراین، انرژی ازطریق حرکت همرفتی منتقل می‌شود، یعنی گازهای داغ صعود می‌کنند تا انرژی را به سطح مرئی خورشید برسانند و سپس گاز‌های سردشده پایین می‌آیند تا بار دیگر گرم شوند. این حرکت همرفتی در پوش همرفتی باعث تشکیل گرانول‌هایی در سطح خورشید می‌شود، بنابراین، وقتی در نور سفید از خورشید عکس گرفته شود، سطح آن سیمای خالداری را نشان می‌دهد که آن را سطح دانه‌دانه‌ای فوتوسفر می‌نامند. خال‌های سفید در حکم ستون‌های گاز داغ در حال صعود و نواحی تاریک‌تر را در حکم گازهای سردی که برای گرم شدن مجدد به سطوح پایین‌تر می‌آیند، تعبیر می‌کنند. این تعبیر وقتی تأیید می‌شود که طیف نگاشت وارسی شود. ماهیت تموجی خطوط طیفی ناشی از جابه‌جایی‌های دوپلر است که از حرکت گازها نشأت می‌گیرد. انتقال‌ به آبی با بالا رفتن لکه‌ها یا خال‌هایی همراه است که به ناظر نزدیک می‌شوند و انتقال به سرخ دور شدن آن‌ها را از ناظر نشان می‌دهد. پوش همرفتی مات و کدر است. دمای پوش همرفتی به کم‌تر از یک میلیون کلوین افت می‌کند.

ساختار خورشید

تصویر کلی از ساختار خورشید

لایه‌های بعدی جز لایه‌های جوی خورشید دسته‌بندی می‌شوند: فوتوسفر (شیدسپهر)، کروموسفر (فام‌سپهر)، تاج خورشیدی

۵. فوتوسفر/شیدسپهر (Photosphere)

فوتوسفر درواقع همان سطح خورشید است که ۵۰۰ کیلومتر ضخامت دارد و دمای این ناحیه از ۶۰۰۰ کلوین در سطوح پایین تا ۴۰۰۰ کلوین در سطوح بالا تغییر می‌کند. تابش‌های خورشیدی در سطح خورشید به‌صورت نور مرئی ظاهر می‌شوند. سطح خورشید یک حالت دانه‌ای دارد که به دلیل حرکت همرفتی در پوش همرفتی به وجود می‌آید. این سطح دانه‌ای از گرانول‌ها تشکیل شده است. حدود ۴ میلیون گرانول با قطر ۱۵۰۰ کیلومتر سطح خورشید را می‌پوشانند و طول عمر آن‌ها ۸ تا ۲۰ دقیقه است. زیر فوتوسفر، لایه‌ای از ابرگرانول‌ها با قطر ۳۰,۰۰۰ کیلومتر وجود دارد که طول عمرشان ۲۴ ساعت است.

گرانول‌ها

سطح دانه‌دانه‌ای فوتوسفر. گازهای داغ صعودی و گازهای شردشده نزولی ستون‌های همرفتی را تشکیل می‌دهند. 

۶.کروموسفر/فام‌سپهر (Chromosphere)

لایه بعدی کروموسفر است. ضخامت این لایه ۹۰۰ تا ۲۱۰۰ کیلومتر است و با ارتفاع گرفتن دمای آن افزایش می‌یابد. فام‌سپهر به هیچ‌وجه یک لایه یکنواخت نیست بلکه ساختارها و فعالیت‌های شدیدی در آن وجود دارد. زبانه‌ها و سیخک‌ها از جمله‌ی این فعالیت‌ها هستند. در فام‌سپهر فوقانی خورشید، ستون‌های سنبله‌مانندی از گاز دیده می‌شود که با سرعت‌هایی تا ۳۲ کیلومتر بر ثانیه به درون تاج فوران می‌کنند. ارتفاع این سیخک‌ها به ۱۶،۰۰۰ کیلومتر می‌رسد و هر یک از آن‌ها ممکن است ۱۰ تا ۱۵ دقیقه دوام داشته باشند. سیخک‌ها شبکه‌های فام‌سپهری را تشکیل می‌دهند که بر ابرگرانول‌های فوتوسفر منطبق هستند.

هرچه در فام‌سپهر بالاتر می‌رویم چگالی به کندی کاهش می‌یابد و دما به سرعت زیاد می‌شود. در این لایه، دما در نواحی پایین‌تر ۳۷۰۰ کلوین و در نواحی فوقانی ۷۷۰۰ کلوین است. هیدروژن در این لایه نزدیک به ۱۰۰٪ یونیده است. به دلیل درخشندگی، کروموسفر با چشم مسلح قابل رؤیت نیست اما در زمان خورشید گرفتگی که ماه بین زمین و خورشید قرار می‌گیرد، این لایه به‌صورت یک ناحیه قرمز رنگ در اطراف خورشید دیده می‌شود. قرمزی این ناحیه به دلیل تجمع مقدار زیاد هیدروژن است.

۷.لایه گذار (Transition Region)

قسمت بعدی لایه‌ای باریک به اندازه ۱۰۰ کیلومتر است که لایه‌ی گذار نامیده می‌شود. دمای این لایه به‌طور ناگهانی تا ۵۰۰،۰۰۰ کلوین افزایش می‌یابد.

۸.تاج (Corona)

بیرونی‌ترین لایه جوی، تاج خورشیدی است و گرم‌ترین لایه جوی محسوب می‌شود. در این ناحیه دما از ۵۰۰،۰۰۰ کلوین به ۶ میلیون کلوین هم افزایش می‌یابد و هنگامی که فعالیت‌های خورشیدی از قبیل شراره‌ها شکل می‌گیرند این افزایش دما به ده‌ها میلیون کلوین هم می‌رسد.تاج نیز مانند فام‌سپهر، به‌علت درخشندگی شیدسپهر معمولاً نامرئی است، اما اگر در خلال کسوف کلی رؤیت شود یا با استفاده از تاج‌نگار عکس‌برداری شود، ناحیه درخشان ممتدی را می‌توان دید که به‌طور عمده ناشی از پراکندگی نور به وسیله ذرات موجود در تاج است. بخش مرئی تاج تنها جز کوچکی از آن است زیرا معلوم شده است تا فراسوی خود زمین هم ادامه یافته است.درواقع، سیارات همواره در فوران‌های ماده آن که باد خورشیدی نامیده می‌شود، غوطه‌ور هستند.

فعالیت‌های خورشیدی

شراره‌های خورشیدی، زیانه‌ها، فوران انبوه تاج خورشیدی، بادهای خورشیدی پرسرعت و ذرات پرانرژی خورشیدی از جمله فعالیت‌های خورشیدی هستند که توسط میدان مغناطیسی رانده می‌شوند.

زبانه‌ (Prominence)

زبانه‌های خورشیدی حلقه‌ها و کمان‌هایی از گاز هستند و تا صدها کیلومتر در فضا امتداد می‌یابند. ماده قرمز و درخشان پلاسما است و به‌طور عمده از ذرات باردار هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. پلاسمای زبانه‌ها در طول ساختار در هم بافته‌ی میدان مغناطیسی که از دینامو داخلی خورشید ناشی می‌شود، حرکت می‌کند. زبانه‌ها به مدت یک روز دوام می‌آورند اما زبانه‌هایی که پایدارترند تا چندین ماه به‌صورت حلقه‌هایی تا چندین کیلومتر در تاج خورشیدی در فضا امتداد می‌یابند. بعضی از زبانه‌های ناپایدار منفجر می‌شوند و مقدار زیادی ماده در فضا آزاد می‌کنند. سه نوع مختلف از زبانه‌ها وجود دارد. نوعی زبانه ممکن است بیش از ۳۲۰،۰۰۰ کیلومتر در داخل جو خورشید امتداد داشته باشد و نسبتا ثابت بماند؛ این نوع زبانه را زبانه نوع آرام یا ساکت می‌نامند. نوع دیگری از زبانه حلقوی است که به شکل کمان یا حلقه در می‌آید و حرکت درون حلقه را نشان می‌دهد که حاکی از حضور میدان مغناطیسی است. نوع سوم زبانه را زبانه فورانی می‌گویند که ممکن است موادی را با سرعت‌هایی تا ۶۴۰ کیلومتر بر ثانیه به درون تاج خورشیدی روانه کنند.

زبانه خورشیدی

زبانه خورشیدی

شراره (Flare)

شراره‌‌ها توسط میدان‌های قوی مغناطیسی بالای سطح خورشید نگه‌ داشته می‌شوند و برای ماه‌ها می‌توانند باقی بمانند. شراره‌ها بیشتر ازطریق لکه‌ها تولید می‌شوند. یک گروه از لکه‌های خورشیدی در طی دوره خود ۴۰ زبانه تولید می‌کنند. وقتی لکه خورشیدی انرژی مغناطیسی خود را آزاد کند به‌صورت یک شراره منفجر می‌شود و پلاسما را در فضا آزاد می‌کند. یک شراره در مساحتی به قطر ۲۰۰،۰۰۰ کیلومتر رخ می‌دهد و دمای آن از ۱۰۰ میلیون کلیون تجاوز می‌کند. شراره خورشیدی تأثیر مستقیمی بر زمین دارد و می‌تواند با گسیل پرتو-x حیات انسانی را که با پوشش جو زمین محافظت نشده از بین ببرد. لایه‌های یون‌سپهری جو زمین ازطریق تابش‌های ناشی از شراره تغییر می‌کند و ممکن است از عهده‌ی بازتابش سیگنال‌های رادیویی برنیاید. این امر سبب می‌شود ارتباطات رادیویی موج کوتاه مختل شوند. این اختلال ممکن است چند ساعت یا حتی چند روز ادامه یابد. ظهور شفق قطبی معمولاً بر اثر شتاب گرفتن ذرات موجود در باد خورشیدی که به‌دنبال یک فعالیت شراره صورت می‌گیرد، بسیار زیاد می‌شود. در حدود یک روز پس از وقوع هر شراره، خواص مغناطیسی زمین دستخوش اختلال می‌شود و عقربه‌ی قطبنما واکنش‌های عجیبی نشان می‌دهد.

فوران انبوه تاج خورشیدی (CME)

تاج خورشیدی ساختارهای قوی از میدان مغناطیسی دارد. اغلب در سطوح فوقانی لکه‌های خورشیدی، در مکان‌هایی که این میدان‌ها بسته هستند، جو محدود شده‌ی خورشید به‌طور ناگهانی به‌شدت دچار انفجارهای عظیمی از گاز و میدان مغناطیسی می‌شود که  فوران انبوه تاج خورشیدی یا CME نامیده می‌شود. CMEها میلیاردها تن ذره را در فضا منتشر می‌کند. CMEها با شراره‌ها در ارتباط‌ هستند اما می‌توانند به‌طور مستقل نیز رخ دهند.

CME

فوران انبوه جرم از تاج خورشیدی یا CMEها

حفره‌های تاج

حفره‌های تاج بخشی از تاج خورشیدی هستند و ازآنجاکه تاج خورشیدی یکپارچه نیست، به‌طور پیوسته تغییر و تحول می‌یابد. حفره‌ها نواحی‌ای سردتر و تاریک‌تر در تاج هستند که پلاسما در آن چگالی کم‌تری دارد. حفره‌های تاج وقتی آشکار می‌شوند که چرخه لکه‌های خورشیدی به کمینه‌ی خود نزدیک شود، یعنی لکه‌های خورشیدی بسیار معدودی آشکار ‌شوند. در حفره‌ها تاج هیچ ناحیه‌ای با قطبیت متضاد وجود ندارند و خطوط میدان گشوده می‌مانند، به عبارتی این میدان‌ها تک قطبی هستند. به‌نظر نتیجه آن فوران بادهای خورشیدی غیرعادی با سرعت بسیار زیاد باشد. وقتی چنین جریانی از ذرات باردار به میدان مغناطیسی زمین می‌رسد ممکن است جو زمین را بسیار آشفته کند. این آشفتگی را طوفان زمین‌مغناطیسی می‌نامند که فقط یکی از وجوه بسیاری است که طی آن‌ها زمین از فعالیت‌های خورشیدی متأثر می‌شود.

حفره تاج

حفره‌های تاج. از این نواحی بادهای خورشیدی با سرعتی دو برابر سرعت معمول منتشر می‌شوند.

مقاله‌های مرتبط:

باد خورشیدی

یکی از نتایج فعالیت‌های خورشیدی، باد خورشیدی است؛ جریانی پیوسته از یون‌ها که انرژی کافی برای فرار از گرانش خورشید را دارد و درنهایت از تاج خورشیدی می‌گریزد. باد خورشیدی به‌طور متوسط با سرعت ۳۰۰ الی ۷۰۰ کیلومتر حرکت می‌کند. خورشید ازطریق این باد در هر ثانیه معادل ۱ میلیون تن ماده از دست می‌دهد، اما از ۴.۵ میلیارد سال پیش تاکنون خورشید تنها ۰/۱ از جرم کل خود را از دست داده است. ۱۰۰،۰۰۰ میلیارد سال طول خواهد کشید تا باد خورشیدی تمام جرم این ستاره را در فضای میان‌ستاره‌ای پخش کند، از سوی دیگر، طول عمر طبیعی خورشید فقط ۱۰ میلیارد سال است. ذراتی که به وسیله باد خورشیدی حمل می‌شوند حدود ۴ تا ۵ روز به زمین می‌رسند و سرعت آن‌ها حدود ۴۰۰ کیلومتر بر ثانیه است. این ذرات باردار در نزدیکی میدان مغناطیسی زمین، در کمربند ون‌آلن منحرف می‌شوند و سرانجام در مسیری مارپیچی به سمت نواحی قطب جنوب و شمال می‌روند. در آنجا بر اثر واکنش با اتم‌های جو زمین نورهای شمالی و جنوبی را پدید می‌آورند که همان شفق‌های قطبی هستند. شفق‌های قطبی بیش از همه در عرض‌های جغرافیایی ۷۰ درجه شمالی و ۷۰ درجه جنوبی تشکیل می‌شوند. شفق‌ها در زمره‌ی جالب‌توجه‌ترین پدیده‌های زمین هستند و بیشتر اوقات به رنگ سبز آشکار می‌شوند ولی به رنگ‌های صورتی، ارغوانی و بنفش نیز دیده می‌شوند.

باد خورشیدی

حفاظ مغناطیسی زمین در برابر باد خورشیدی

بادهای خورشیدی به‌طور عمده شامل الکترون‌ها و پروتون‌ها با آمیزه‌ای از ۵٪ یون‌های هلیوم است که به‌صورت مارپیچی با سرعتی معادل صدها کیلومتر از خورشید به هر سویی می‌وزند و در فضای میان ستاره‌ای گسترش می‌یابند. این ذرات در مسیر میدان مغناطیسی حرکت می‌کنند و چون دارای بار الکتریکی هستند منظومه شمسی را از جریانات الکتریکی پر می‌کنند. چگالی این بادها در نزدیکی خورشید ۱۰-۱۰۰ ذره در هر سانتی‌متر مکعب است. در فواصل دورتر از خورشید، فراتر از مدار پلوتو، از سرعت این باد که مافوق سرعت صوت است کاسته می‌شود و با گازهای میان ستاره‌ای ترکیب می‌شود.

هلیوسفر

ناحیه حباب یا اشک مانند هلیوفر است. در این تصویر دو فضاپیمای ویجر ۱ و ویجر ۲ نشان داده شده‌اند. 

ناحیه فعال خورشیدی هلیوسفر (کره خورشیدی) نام دارد که به شکل یک حباب بزرگ (شبیه به قطره اشک) است. هلیوسفر یک حباب مغناطیسی عظیم است که منظومه شمسی، باد خورشیدی و کل میدان مغناطیسی خورشید را شامل می‌شود و تا فراسوی مدار پلوتو گسترش می‌یابد. چگالی ذرات در هلیوسفر بسیار کم است. باد خورشیدی نزدیک سطح خورشید جریانات متناوبی با سرعت‌های کم و زیاد تولید می‌کند. این جریانات به‌همراه خورشید می‌چرخند. جریان‌های پرسرعت از حفره‌های تاج نشأت می‌گیرند و به سمت قطب‌های خورشیدی گسترش می‌یابند. این بادها با انتشار در فضا در جایی فراتر از مدار پلوتو، به منطقه‌ای می‌رسند که ضربه‌ی خروجی نام دارد و ازآنجاکه تحت تأثیر بادهای میان ستاره‌ای قرار می‌گیرد، در این منطقه ناگهان از سرعت باد خورشیدی کاسته می‌شود. درست فراسوی ضربه‌ی خروجی بخشی به‌نام پوش خورشیدی وجود دارد که منطقه بیرونی‌تر هلیوسفر است. در این بخش، باد خورشیدی کم‌سرعت، کم‌چگال و گرم‌تر می‌شود. باد خورشیدی با حرکت خود درنهایت با بادهای میان‌ستاره‌ای برخورد می‌کند و درنتیجه‌ی فشاری که به باد خورشیدی وارد می‌کند، روی هم انباشته می‌شود. مرز بین باد خورشیدی و باد میان ستاره‌ای هلیوپاوز (توقف خورشیدی) نام دارد. در منطقه توقف خورشیدی، بین دو باد خورشیدی و میان‌ستاره‌ای تعادل برقرار می‌شود؛ باد خورشیدی انباشته شده در اثر نیرویی که از باد میان ستاره‌ای وارد می‌آید، در جهت مخالف جریان پیدا می‌کند و در راستای دنباله هلیوسفر روانه می‌شود. با پیشروی باد خورشیدی به فضای میان‌ستاره‌ای یک شوک قوسی تولید می‌شود.

صفحه جریان

مهم‌ترین رویداد در هلیوسفر، سیاره‌ها یا حتی خود خورشید نیست بلکه صفحه جریان است؛ یک سطح پراکنده که در آن قطبیت میدان مغناطیسی خورشید از مثبت (شمال) به منفی (جنوب) تغییر می‌کند. جریان الکتریکی کمی در طول صفحه جریان وجود دارد. ضخامت صفحه جریان ۱۰،۰۰۰ کیلومتر در نزدیکی مدار زمین است. شکل صفحه جریان از تأثیر چرخش میدان مغناطیسی خورشید بر پلاسما در خلال محیط میان‌ستاره‌ای (باد خورشیدی) ناشی می‌شود. صفحه جریان هلیوسفر برخی مواقع صفحه جریان میان‌سیاره‌ای نامیده می‌شود. با چرخش خورشید، میدان مغناطیسی به‌صورت مارپیچ ارشمیدس در هم می‌پیچد و در طول منظومه شمسی گسترش پیدا می‌کند. این رویداد مارپیچ پارکر نام دارد. تأثیر این میدان مغناطیسی مارپیچ-مانند بر محیط میان‌ستاره‌ای، بزرگ‌ترین ساختار در منظومه شمسی را تشکیل می‌دهد. این ساختار صفحه جریان هلیوسفری نام دارد. اهتزاز صفحه جریان نقاط ناهمنام میدان مغناطیسی را جدا می‌کند که به آن قطاع یا بخش می‌گویند. زمین که به دور خورشید می‌چرخد در صفحه جریان موج‌دار فرو می‌رود و بیرون می‌آید. از یک طرف میدان مغناطیسی خورشید به سمت شمال اشاره دارد (در جهت خورشید) و از طرف دیگر در راستای جنوب است (در جهت مخالف خورشید). میدان های مغناطیسی جنوب‌گرا تمایل دارند که میدان مغناطیسی زمین را خنثی کنند. انرژی باد خورشیدی آنگاه می‌تواند به فضای محلی اطراف زمین نفوذ کند و طوفان‌های ژئومغناطیسی را تولید کند.

صفحه جریان

تصویر مفهومی از صفحه جریان هلیوسفری. خورشید در حال چرخش در مرکز قرار دارد و صفحه جریان همراه خورشید دور استوای آن می‌چرخد.

تسمه نقاله خورشیدی

همان‌طور که چرخه جهانی اقیانوس‌های زمین آب و گرما را در طول سیاره منتقل می‌کند خورشید نیز یک تسمه نقاله به‌نام جریان پلاسمای نصف‌النهاری دارد که یک رسانای جریان الکتریکی از گاز است. می‌توان گفت تسمه نقاله به نوعی آب‌وهوای خورشید به‌ویژه چرخه لکه‌های خورشیدی را کنترل می‌کند. در این فرایند، پلاسما در طول سطح خورشید به سمت قطب‌ها جریان پیدا می‌کند، فرو می‌رود و دوباره به استوا برمی‌گردد و شار مغناطیسی را در طول مسیر حمل می‌کند. میدان‌های مغناطیسی فرسوده در قطب‌ها تا عمق ۲۰۰،۰۰۰ کیلومتر جایی که دینامو مغناطیسی خورشید می‌تواند آن‌ها را تقویت کند فرو می‌روند. وقتی که گره‌های میدان مغناطیسی تقویت شدند، دوباره شناور و فعال می‌شوند و به سطح برمی‌گردند. سرعت این چرخه در حالت کند تا ۵۰ سال و در حالت سریع ۳۰ سال تغییر می‌کند. وقتی کمربند با سرعت می‌چرخد یعنی میدان‌های مغناطیسی زیادی به سمت قطب‌ها روانه می‌شوند و یک چرخه‌ی دیگری از لکه‌های خورشیدی جدید در راه خواهد بود.

تسمه نقاله خورشیدی

نحوه عملکرد تسمه نقاله خورشیدی

 این تسمه دو شاخه دارد: شمالی و جنوبی. تسمه فوقانی یا شمالی به‌طور مختصر با سطح تماس پیدا می‌کند و گره‌های میدان مغناطیسی (یا لکه‌های در حال استهلاک) را به سمت بالا می‌برد و پس از آنکه لکه‌ها فروپاشیده شدند، به سمت قطب‌ها رانده می‌شوند. ساختار و قدرت این جریان نصف‌النهاری بنابه نظر دانشمندان نقش اساسی را در تعیین قدرت میدان مغناطیسی قطب‌های خورشید دارد که به نوبه خود قدرت چرخه لکه‌های خورشیدی را تعیین می‌کند.

به این ترتیب، تا حد زیادی امکان بررسی خورشید با دقت زیادی برای ما وجود داشته است. در بررسی سایر ستارگان، سعی می‌شود به همان پرسش‌هایی پاسخ داده شود که درباره خورشید مطرح شد: فاصله آن‌ها از ما چقدر است؟ آیا به دور خود می‌چرخند؟ چه نوع جوی دارند؟ آیا آن‌ها هم لکه دارند؟ آیا میدان مغناطیسی دارند؟ دمای آن ستارگان چقدر است؟ چه نوعی از انرژی را بازمی‌تابانند؟   

Loading...
نظرات