خورشید

خورشید، گوی غول پیکر درخشانی در میان منظومه شمسی و تأمین کننده نور، گرما و انرژیهای دیگر زمین است. این ستاره به طور کامل از گاز تشکیل شده است. بخش بیشتر این گاز از نوعی می باشد که به نیروی مغناطیسی حساس است. این نوع از گاز به خاطر همین حساسیت، بسیار خاص می باشد. دانشمندان به آن پلاسما می گویند. هشت سیاره و قمرهایش، دها هزار سیارک و چندین تریلیون شهاب سنگ به دور خورشید در گردش هستند. خورشید و همه این اجرام در منظومه شمسی می باشند. زمین با میانگین فاصله تقریبی 149،600،000کیلومتر از خورشید در حرکت است.
شعاع خورشید(فاصله بین مرکز تا سطح آن)حدود695،500کیلومتر، تقریباً109برابر شعاع زمین است. مثال زیر به شما کمک می کند تا مقیاس خورشید، زمین و فاصله بین آنها را تصور کنید: اگر شعاع زمین را به انداره عرض یک گیره کاغذ معمولی تصور کنیم، شعاع خورشید تقریباً برابر با پایه یک میز تحریر و فاصله آنها حدوداً به اندازه 100قدم خواهد بود.
قسمتی از خورشید که ما می بینیم دمایی حدود 5500درجه سانتی گراد دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحدی به نام کلوین (1)اندازه گیری می کنند و به طور خلاصه آن را Kمی نویسند. اختلاف دمای یک کلوین دقیقاً برابر با یک درجه سلسیوس یا 1/8درجه فارنهایت است، اما تفاوت واحد کلوین با واحد سلسیوس در نقطه شروع آنها است. مقیاس واحد کلوین از صفر مطلق که برابر است با 273/15- درجه سانتی گراد آغاز می شود. بنابراین دمای سطح خورشید 5800درجه کلوین و دمای هسته خورشید بیش از 15میلیون درجه کلوین می باشد.
انرژی خورشید به واسطه واکنشهای ترکیبی اتمی در اعماق هسته آن تأمین می شود. در یک واکنش ترکیبی دو هسته اتم با یکدیگر همراه شده و هسته ای جدید را به وجود می آورند.
این ترکیب با تبدیل اجزای هسته به انرژی، تولید انرژی می کند. خورشید مانند زمین مغناطیسی است. دانشمندان با در نظر گرفتن میدان مغناطیسی یک جرم خاصیت مغناطیسی آن جرم را تشریح می کنند. میدان مغناطیسی محدوده ای است که شامل همه فضای اشغال شده توسط یک جرم و بیشتر فضای پیرامون آن می شود.
دانشمندان محدوده ای که درآن نیروهای مغناطیسی شناخته می شوند(مثلاً به وسیله ی قطب نما)را میدان مغناطیسی می نامند. فیزیکدانان خاصیت مغناطیسی یک جرم را بر اساس قدرت میدان مغناطیسی آن توصیف می کنند. این قدرت برابر است با نیرویی که یک میدان مغناطیسی بر یک جسم مغناطیسی مانند سوزن قطب نما اعمال می کند. قدرت میدان مغناطیسی عمومی خورشید تنها دو برابر قدرت میدان مغناطیسی زمین می باشد ولی میدان مغناطیسی خورشید در مناطق کوچکی به شدت متمرکز است، با قدرتی معادل 3000بار بیشتر از اندازه میدان مغناطیسی عمومی آن. این مناطق شکل دهنده ساختمان خورشید و به وجود آورنده ترکیبات سطح و اتمسفر آن یعنی منطقه ای که ما می بینیم می باشند. مناطق نسبتاً سرد و لکه های خورشیدی، فورانهای بسیار دیدنی که به آنها طوفان شراره ای می گویند و شعله های تاج خورشید، شکل کلی سطح خورشید را ایجاد می کنند.
طوفانهای شراره ای شدیدترین انفجار و فوران در منظومه شمسی می باشند. سپس شعله های تاج خورشید که دارای شدتی کمتر از زبانه ها و محتوی مقدار بسیار زیادی ماده می باشند و تنها یک فوران در تاج خورشید می تواند حدود 20میلیارد تن ماده را در فضا پخش کند. یک مکعب از جنس سرب که هر ضلع آن برابر با 1/2کیلومتر است می تواند چنین جرمی داشته باشد.
خورشید 4/6میلیارد سال پیش متولد شد و سوخت لازم برای اینکه تا5 میلیارد سال دیگر به همین صورت باقی بماند را دارد. پس ازآن اندازه خورشید آنقدر بزرگ می شود تا اینکه به نوعی از ستاره به نام غول سرخ تبدیل می شود. در آن هنگام لایه های بیرونی خود را با فراافکنی از دست می دهد. با فروریختن آنچه از خورشید باقی می ماند به جرمی با نام کوتوله سفید تبدیل می شود و آرام آرام روشنایی خود را از دست می دهد و سرانجام وارد دوره جدید زندگی خود به شکل جرم کم نور و سرد که گاهی به آن کوتوله سیاه می گویند، می شود.

مشخصات خورشید

جرم و چگالی

جرم خورشید 99/8درصد از جرم کل منظومه شمسی است. این جرم معادل 1027×2تن می باشد که با یک2و بیست و هفت صفر مقابل آن نوشته می شود. جرم خورشید 333،000 برابرجرم زمین است. میانگین چگالی آن حدود1/4گرم در هر سانتی متر مکعب می باشد. این مقدار تقریباً معادل 1/4برابر چگالی آب و کمتر ازیک سوم میانگین چگالی زمین است.

ترکیب بندی

بیشتر اتم های خورشید، مانند اغلب ستارگان، اتمهای عنصر شیمیایی هیدروژن می باشند. بعد از هیدروژن، عنصر هلیوم درخورشید بسیار یافت می شود و بقیه جرم خورشید از اتمهای هفت عنصر دیگر تشکیل شده است. به ازای هر1میلیون اتم هیدروژن در کل خورشید، 98،000 اتم هلیوم، 850 اتم اکسیژن، 360 اتم کربن، 120 اتم نئون، 110 اتم نیتروژن، 40 اتم منیزیم، 35 اتم آهن و 35 اتم آهن و 35 اتم سیلیکون وجود دارد. بنابراین حدود94درصد از اتمها، هیدروژن و حدود0/1درصد اتمهای غیر از هیدروژن و هلیوم هستند.
اما هیدروژن سبک ترین عنصر است و72درصد از جرم این ستاره را تشکیل می دهد. هلیوم 26درصد از جرم خورشید را به خود اختصاص داده است.
درون خورشید و بیشتر اتمسفر آنها از پلاسما تشکیل شده است. تفاوت اساسی بین گاز وپلاسما متأثر از حرارت بسیار شدید است: این حرارت باعث جدا شدن اتمهای گاز می شود. آنچه باقی می ماند، یعنی پلاسما، از اتمهای باردار به نام یون و ذرات باردار به نام الکترون که به طور مستقل حرکت می کنند، تشکیل شده است.
یک اتم خنثی شامل یک یا چند الکترون است که مانند یک پوسته در اطراف هسته اتم قرار دارند. هر الکترون حامل یک بار منفی الکتریکی است. هسته در قلب یک اتم جای گرفته است که تقریباً همه جرم اتم را دارد. ساده ترین شکل هسته، که همان هسته هیدروژن است، از یک ذره به نام پروتون تشکیل شده است. یک پروتون حامل یک بار مثبت الکتریکی است. بقیه شکل های هسته شامل یک یا چند پروتون می باشند. نوترون بار الکتریکی ندارد بنابراین بار الکتریکی همه هسته ها مثبت است. یک اتم خنثی به تعداد پروتونهایش، الکترون دارد بنابراین مجموع بارهای آن برابر با صفر است.
یک اتم یا مولکول که یک یا چند الکترون خود را از دست بدهد بار مثبت پیدا می کند و به آن یون یا یون مثبت می گویند. بیشتر اتم های خورشید، یونهای مثبت هیدروژن هستند. بنابراین، بیشترخورشید شامل پروتون و الکترونهای مستقل است.
مقدار نسبی پلاسما و دیگر گازها در یک منطقه مشخص از اتمسفرخورشید به دمای آن منطقه بستگی دارد. با افزایش دما، اتم های بیشتر و بیشتری یونیده می شوند و اتمهای یونیده شده الکترونهای بیشتر و بیشتری از دست می دهند. تاج خورشید نام منطقه ای از اتمسفرخورشید است که بیش از هر جای دیگر در اتمسفرخورشید، یونیده شده است. دمای تاج خورشید معمولاً بین 3میلیون درجه کلوین تا5 میلیون درجه کلوین یعنی دمایی فراتر از دمای لازم برای جدا کردن بیش از نیمی از 26 الکترون اتم آهن می باشد.
اینک چه اندازه از اتم های یک گاز، اتم های یونیده هستند بستگی به دما دارد. اگر دما نسبتاً زیاد باشد، اتمها یونیده می شوند اما چنانچه دمای گاز نسبتاً کم باشد امکان ترکیب شیمیایی اتمها و تشکیل مولکول به وجود می آید. بیشتر اتم های سطح خورشید یونیده شده اند. ولی در مناطق لکه های خورشیدی به دلیل پایین بودن دما، اتمها تشکیل مولکول می دهند.

انرژی بازده

بیشتر انرژی که خورشید ساطع می کند نور مرئی و اشعه های فروسرخ، دو شکل از پرتوهای الکترومغناطیسی هستند. خورشید همچنین پرتوهایی از ذرات که بیشتر پروتون و الکترون می باشند را ساطع می نماید.

پرتوهای الکترومغناطیسی

پرتوهای الکترومغناطیسی شامل نیروی الکتریکی و نیروی مغناطیسی می باشند. این پرتوها را می توان مانند یک موج انرژی و یا بسته های ذره مانندی از انرژی به نام فوتون دانست.
نور مرئی، اشعه فروسرخ و دیگر اشکال پرتوهای الکترومغناطیسی از حیث مقدار انرژی با هم متفاوتند. شش گروه از انرژیها، طیف انرژیهای الکترومغناطیس را تشکیل می دهند. از کم انرژی ترین تا پرانرژی ترین به ترتیب عبارتند از: امواج رادیویی، اشعه فروسرخ، نورمرئی، اشعه فرابنفش، اشعه ایکس و اشعه گاما. مایکروویوها، که موجهای بسیار قوی رادیویی هستند، گاهی در یک رده دیگر به طور مجزا قرار می گیرند. پرتوهای خورشید شامل همه پرتوهای طیف الکترومغناطیس می باشد.
مقدار انرژی در امواج الکترومغناطیس ارتباط مستقیم با طول موج یعنی فاصله بین قله های پیاپی آنها دارد. هر چه انرژی پرتو بیشتر باشد، طول موج کوتاه تر است. برای مثال پرتوهای گاما طول موجی کوتاه تر از امواج رادیویی دارند. انرژی یک ذره فوتون بستگی به مکان آن در لیف دارد. برای مثال یک فوتون اشعه گاما انرژی بیشتری از یک فوتون رادیویی دارد.
همه ی اشکال امواج الکترومغناطیس با سرعت برابر معادل سرعت نور (299،792کیلومتردر ثانیه)، در فضا سفر می کنند. با این سرعت، یک فوتون آزاد شده از خورشید تنها حدود 8 دقیقه طول می کشد تا به زمین برسد.
امواج الکترومغناطیس که از خورشید به بالای اتمسفر زمین می رسد ثابت خورشیدی نام دارند. این مقدار برابر است با حدود1370وات در هر متر مربع ولی تنها حدود40درصد از این امواج به زمین می رسند. اتمسفر زمین مقداری از نور مرئی و اشعه فروسرخ، تقریباً همه پرتوهای فرابنفش و تمامی پرتوهای ایکس وگاما را فیلتر می کند تقریباً همه امواج رادیویی به سطح زمین می رسند.

پرتوهای ذرات

پروتونها و الکترونها دائماً مانند بادهای خورشیدی از سطح خورشید جدا می شوند. این ذرات به زمین بسیار نزدیک می شوند ولی این میدان مغناطیسی زمین مانع از ورود آنها به سطح زمین می شود.
به هرحال به دلیل انفجارها و گدازهای تاج و طوفان های شراره ای، ذرات زیادی به شدت به اتمسفر زمین می رسد. این ذرات به نام پرتوهای کیهانی خورشیدی می شناسند. بیشتر این ذرات پروتون ها هستند ولی الکترونها نیز در آنها وجود دارند. آنها به شدت پرانرژی هستند. بنابراین می توانند برای فضانوردان و سفینه های کاوشگرخطرآفرین باشند.
پرتوهای کیهانی نمی توانند به سطح زمین برسند. هنگامیکه آنها با اتمسفر زمین برخورد می کنند، تبدیل به بارانی از ذرات کم انرژی تر می شوند. ولی از آنجایی که رویدادهای خورشیدی بسیار پرانرژی هستند، آنها می توانند طوفانهای ژئومگنتیک را، بویژه در میدان مغناطیسی زمین به وجود آورند. این طوفانها می توانند باعث مختل شدن تجهیزات الکتریکی در سطح زمین شوند و برای مثال آنها می توانند با افزایش فشار بار کابلها منجر به قطع برق شوند.

رنگ

در طیف پرتوهای الکترومغناطیس، نورمرئی متشکل از رنگهای موجود در رنگین کمان می باشد. نور خورشید شامل همه این رنگها است. بیشتر پرتوهایی که از خورشید به ما می رسند رنگهای زرد تا سبز از طیف نورمرئی می باشند. در هر صورت نورخورشید سفید است. به دلیل اینکه اتمسفر زمین مانند یک فیلتر در مقابل خورشید عمل می کند، خورشید ممکن است زرد یا نارنجی به نظر رسد.
شما می توانید نور خورشید را به کمک یک منشور نگاه کرده و آن را تفکیک کنید. نور قرمز، که توسط کم انرژی ترین فوتون ها، با بلندترین طول موج، به وجود می آید در یکی از دو انتهای لیف قرار می گیرد. نور قرمز در نور نارنجی و سپس زرد محو می شود. پس از زرد، نور سبز و بعد از آن آبی را خواهد دید. آخرین رنگ نیز بنفش می باشد که با پر انرژی ترین فوتونها و کوتاه ترین طول موج، به وجود می آید. این فهرست رنگ به این معنا نیست که تنها از شش یا هفت رنگ تشکیل شده است بلکه هر یک از رنگ های ما بین رنگهای، خود یک رنگ به حساب می آیند. تعداد رنگ های موجود در طبیعت از تعداد رنگهایی که انسان تا به حال نامگذاری کرده بسیار بیشتر است.

چرخش خورشید

خورشید تقریباً در هر ماه یک دور کامل به دور خود می چرخد. ولی از آنجایی که خورشید یک جرم گازی است نه یک جرم جامد، قسمت های مختلف آن با سرعت متفاوت حرکت می کند. گازهای نزدیک به خط استوای خورشید در هر25روز یک دور کامل حرکت می کنند در حالی که گردش کامل گازهای موجود در عرضهای جغرافیایی بالاتر 28روز به طول می انجامد. محور گردش خورشید با چند درجه شیب نسبت به محور گردش زمین قرار گرفته است و این قطب جغرافیایی شمال یا قطب جغرافیایی جنوب معمولاً از زمین قابل رؤیت است.

ارتعاش

ارتعاشات خورشید مانند زنگی است که دائم در حال نواخته شدن است. خورشید در آن واحد بیشتر از 10ملیون درجه صوت مختلف ایجاد می کند ارتعاش های گازهای خورشیدی از نظر مکانیکی شبیه به ارتعاشات هوا، که آنها را با نام امواج صوتی می شناسیم، می باشند. از این رو ستاره شناسان امواج خورشیدی را به رغم اینکه نمی شنویم، مانند امواج صوتی می دانند. سریع ترین ارتعاش خورشیدی حدود 2دقیقه به طول می انجامد. مدت زمان یک ارتعاش، مقدار زمان لازم برای کامل شدن یک حلقه یا سیکل(*) از ارتعاش است. آرام ترین ارتعاشی که گوش انسان قادر به تشخیص آن می باشد مدت زمانی معادل 1/20ثانیه دارد.
بیشترامواج صوتی خورشید از بسته های حرارتی موجود در توده های متراکم گاز در اعماق خورشید سرچشمه می گیرند. این بسته ها انرژی را تا سطح خورشید بالا می آورند. بالا آمدن این بسته ها مانند بالا آمدن بخار از آب در حال جوشیدن است. واژه بسته های حرارتی به همین دلیل به آنها اطلاق می گردد. هنگامی که بسته ها بالا می آیند، سرد می شوند. آنگاه به درون خورشید، جایی که بالا آمدن از آنجا آغاز می شود باز می گردند. در هنگام سقوط و پایین رفتن بسته های حرارتی ارتعاش شدیدی به وجود می آید. این ارتعاش باعث می شود که امواج صوتی از درون بسته ها خارج شوند.
از آنجایی که اتمسفرخورشید غلظت کمی دارد، امواج صوتی نمی توانند در آن به حرکت و جریان درآیند. در نتیجه، وقتی که یک موج به یک سطح می رسد مجدداً به درون خورشید برمی گردند. بنابراین قسمت کوچکی از سطح خورشید حرکت تند و سریعی به بالا و پایین پیدا می کنند. وقتی یک موج به درون خورشید سفر می کند به سمت بالا و سطح آن خم می شود. مقدار انحنای موج بستگی به چگالی گازی که موج درون آن حرکت می کند و مواردی دیگر دارد. در نهایت، موج به سطح می رسد و دوباره به درون برمی گردد. این رفت و آمدها تا آنجا که موج انرژی خود را درگازهای پیرامون از دست بدهد، ادامه خواهد داشت.
امواجی که عمیق ترین فاصله از سطح خورشید فرومی روند طولانی ترین مدت را دارند. برخی از امواج تا هسته خورشید فرو می روند و مدتی معادل چندین ساعت دارند.

میدان مغناطیسی

گاهی اوقات، میدان مغناطیسی خورشید به شکلی ساده و گاهی به شدت پیچیده است. زمانی میدان مغناطیسی شکلی ساده دارد که محور عمودی خورشید مانند یک آهن ربای غول پیکر عمل کند. شما با انجام آزمایش براده آهن بر روی کاغذ و یک آهنربا می توانید شکل میدان مغناطیسی آهن ربا را مشاهده کنید. بیشتر براده ها در حلقه های Dشکلی که دو سرآهنربا را به هم وصل می کنند تجمع می نمایند. فیزیکدانان میدان مغناطیسی را به صورت خطوطی فرضی که حلقه های براده ی آهن بر روی آنها قرار می گیرند، فرض می نمایند. به این خطوط، خطوط میدان مغناطیسی یا خطوط نیرو می گویند. دانشمندان به این خطوط، مسیری اختصاص داده اند. به یک سر آهن ربا قطب شمال مغناطیسی و به سر دیگر قطب جنوب مغناطیسی گفته می شود. خطوط مغناطیسی از قطب شمال آهن ربا بیرون می آیند و با ایجاد یک خمیدگی از ناحیه قطب جنوب مغناطیسی وارد آهن ربا می شوند.
دلیل ایجاد میدان مغناطیسی خورشید پیچیده می شود، خطوط مغناطیسی دچار پیچ و تاب می شوند. میدان مغناطیسی به دو دلیل دچار اعوجاج و پیچیدگی می شود: اول اینکه خورشید در منطقه استوایی بسیار سریع تر از قسمتهای دیگر حرکت می کند و دوم اینکه لایه های درونی خورشید بسیار سریع تر از لایه های سطح آن در گردشند. تفاوت سرعت گردش در قسمت های مختلف باعث کشیده شدن خطوط مغناطیسی در جهت شرق می شود. در نهایت، این خطوط دچار اعوجاج گشته و پیچ و تاب هایی را ایجاد می نمایند.
در برخی مناطق، میدان مغناطیسی هزاران بار قوی تر از میدان عمومی خورشید است. در این مناطق، دسته هایی از خطوط مغناطیسی به بیرون از سطح آمده و حلقه هایی را در اتمسفر خورشید به وجود می آورند. یکی از دو سر این حلقه ها، قطب شمال مغناطیسی است. در این نقطه، جهت خطوط مغناطیسی به سمت بالا می باشد. سر دیگر این حلقه ها، قطب جنوب مغناطیسی است و جهت خطوط مغناطیسی به سمت پایین و داخل خورشید است. در هر دو سر حلقه یک لکه خورشیدی پدیدار می گردد. خطوط مغناطیسی، یونها و الکترونها را به سمت بیرون لکه های خورشیدی راهنمایی می کنند و به این صورت حلقه هایی غول پیکر از گاز تشکیل می شوند.
تعداد لکه ها بر روی خورشید به اعوجاج میدان مغناطیسی آن بستگی دارد. تغییر تعداد آنها، از حداقل به حداکثر و دوباره به حداقل، چرخه لکه های خورشیدی نامیده می شود. میانگین مدت یک چرخه حدود 11سال است.
در پایان هر چرخه از لکه های خورشیدی، میدان مغناطیسی به سرعت دچار جابجایی قطبی می شود و بسیاری از اعوجاجهای خود را از دست می دهد. فرض کنید که قطب شمال مغناطیسی خورشید در آغاز یک چرخه در ناحیه قطب شمال جغرافیایی خورشید قرار دارد. در زمان شروع چرخه بعدی، قطب شمال مغناطیسی خورشید در محل قطب جنوب جغرافیایی آن قرار می گیرد. یک تغییر قطبی از یک جهت به جهتی دیگر و بازگشت مجدد آن برابر با دوچرخه پیاپی و در نتیجه معادل 22سال می باشد.

ترکیب هسته ای

ترکیب هسته ای در مرکز خورشید به دلیل دما و تراکم فوق العاده زیاد می تواند صورت پذیرد. از آنجایی که بار ذرات مثبت است، تمایل به دفع یکدیگر دارند اما دما و تراکم هسته خورشید به قدری زیاد است که می تواند آن را در کنار یکدیگر نگاه دارد.
رایج ترین ترکیب هسته ای در مرکز خورشید زنجیره پروتون- پروتون نام دارد. این فرایند زمانی انجام می شود که ساده ترین شکل از هسته های هیدروژن (دارای یک پروتون)در یک آن کنار هم دیگر قرار گیرند. نخست، هسته ای متشکل از دو ذره به وجود می آید سپس هسته ای با سه ذره و در نهایت هسته ای با چهار ذره شکل می گیرد. در این فرایند همچنین یک ذره الکتریکی خنثی به نام نوترینو پدیدار می شود.
هسته نهایی شامل دو پروتون و دو نوترون است که در واقع هسته هلیوم می باشد. جرم این هسته به مقدار بسیار اندکی کمتر از جرم چهار پروتونی است که هسته از آن تشکیل شده. جرم از دست رفته به انرژی تبدیل شده است. این مقدار از انرژی به کمک فرمول مشهور فیزیکدان آلمانی، آلبرت انیشتین، E=mcبه توان 2 قابل محاسبه است. در این معادله E به معنای انرژی، m به معنای جرم وc به معنای سرعت نور می باشد.

مقایسه با دیگر ستارگان

کمتر از 5 درصد ستارگان در کهکشان راه شیری نورانی تر یا سنگین تر از خورشید می باشند. ولی برخی از ستارگان بیش از 100،000برابر نورانی تر از خورشید، و برخی از آنها جرمی بیش از 100برابر جرم خورشید را دارند. از سویی دیگر، برخی ستارگان نیز کمتر از 0/0001خورشید نور دارند، و یک ستاره می تواندکمتر از 0/07جرم خورشید را داشته باشد. ستاره های داغ تری وجود دارند که بسیار آبی تر از خورشید هستند و ستارگان سردتری نیز وجود دارند که سرخ تر از خورشید می باشند.
خورشید نسبتاً جوان و متعلق به نسلی از ستارگان به نام جمعیت اول ستارگان می باشد. یک نسل قدیمی تر از ستارگان را با نام جمعیت دوم ستارگان می شناسیم. احتمال وجود نسلی قدیمی تر به نام جمعیت سوم ستارگان نیز وجود دارد که البته تاکنون هیچ عضوی از این گروه شناسایی نشده است.

مناطق خورشید

خورشید و اتمسفر آن از چندین منطقه یا لایه تشکیل شده اند. از داخل به خارج، بخش داخلی خورشید متشکل از هسته، منطقه تابشی و منطقه حرارتی می باشد. اتمسفرخورشید نیز از لایه های نورسپهر، فام سپهر، منطقه انتقالی و تاج خورشید تشکیل شده است. فراتر از تاج خورشید، بادهای خورشیدی، که معمولاً جریانات برخاسته از گازهای تاج خورشید می باشند، وجود دارد.
از آنجایی که ستاره شناسان قادر به دیدن درون خورشید نیستند، کلیه دریافتها به صورت غیر مستقیم حاصل می گردند. برخی از اطلاعات بر اساس قسمتهای قابل مشاهده از خورشید به دست آمده اند. برخی از این اطلاعات نیز بر پایه محاسبات انجام شده با داده هایی از مناطق قابل رؤیت پیرامون خورشید ثبت گردیده است.

هسته

منطقه هسته از مرکز خورشید تا حدود یک چهارم به سمت سطح خورشید گسترده شده است. هسته حدود2درصد از حجم خورشید اما تقریباً نصف جرم آن را دارد. حداکثر دمای این منطقه 15میلیون کلوین است. چگالی آن به 150گرم در هر سانتی متر مکعب، تقریباً 15برابر چگالی سرب، می رسد.
دما و چگالی زیاد هسته به سبب فشار بسیار زیادی معادل حدوداً 200میلیارد بار بیشتر از فشار جو زمین در سطح دریا می باشد. فشار زیاد هسته با در برگرفتن همه گازهای خورشید، مانع از فروپاشی آن می شود. در واقع هسته با داشتن این فشار زیاد، وزن خورشید را تحمل می کند.
تقریباً همه ترکیبات اتمی در این منطقه صورت می گیرند. مانند سایر قسمت های خورشید، هسته آن نیز، بر اساس جرم، از 72درصد هیدروژن، 26درصد هلیوم، و2درصد عناصر سنگین تر تشکیل شده است. ترکیبات اتمی به تدریج محتویات هسته را تغییر داده اند. در حال حاضر35 درصد از جرم هیدروژن در قسمت های مرکزی هسته و 65 درصد آن در مرزهای بیرونی هسته متمرکز می باشند.

منطقه تابشی

پیرامون هسته، پوسته ضخیمی به نام منطقه تابشی وجود دارد. ضخامت این پوسته تا70 درصد از شعاع خورشید پیش رفته است. این منطقه 32 درصد از حجم و 48 درصد از جرم آن را شامل می شود.
این منطقه به دلیل اینکه انرژی غالباً در این جا به صورت نور و تشعشع سفر می نماید، منطقه تابشی نام گرفته است. فوتونهای به وجود آمده در هسته از میان لایه های پایدار گاز عبور می کنند. اما آنها به خاطر غلظت شدید ذرات گاز دچار پراکندگی شده و گاهی مدت 1میلیون سال طول می کشد که یک فوتون از این منطقه گذر کند.
در پایین منطقه تابشی، چگالی معادل22گرم در هر سانتی متر مکعب (حدوداً دو برابر چگالی سرب ) و دما 8 میلیون درجه کلوین می باشد. در بالای منطقه تابشی، چگالی معادل 0/2گرم در هر سانتی متر مکعب و دما 2میلیون درجه کلوین است.
ترکیبات عناصر در منطقه تابشی از زمان تولد خورشید تا به امروز به همین شکل باقی مانده است. درصد عناصر در بالای منطقه تابشی بسیار شبیه به سطح خورشید می باشد.

منطقه حرارتی

بالاترین لایه درونی خورشید، منطقه حرارتی، از منطقه تابشی تا سطح خورشید کشیده شده است. این منطقه از سلول های حرارتی در حال جوش تشکیل شده است که 66درصد از حجم خورشید و تنها کمی بیش از2 درصد جرم آن را به خود اختصاص داده است. در بالای منطقه، چگالی نزدیک به صفر و دما حدود5800 درجه کلوین می باشد. از آنجا که فوتون های خارج شده از منطقه تابشی باعث داغ شدن سلولهای حرارتی می گردند، این سلولها به سمت سطح خورشید در جوش و التهاب هستند.
ستاره شناسان تاکنون دو نوع از سلولهای حرارتی را مشاهده کردند. سلولهای دانه ای (2)و سلولهای ابردانه ای (3)سلولهای دانه ای حدود1000کیلومتر و سلولهای ابردانه ای در منطقه ای با ضخامت تقریبی 30000کیلومترمی باشند.

نورسپهر

پایین ترین لایه اتمسفر خورشید نورسپهر نام دارد. این منطقه نوری را ما می بینیم متساطع می نماید. ضخامت نورسپهر 500کیلومتر است. ولی بخش اعظم نوری که ما مشاهده می کنیم از پایین ترین قسمت های این منطقه که ضخامت آن تنها حدود150کیلومتر است ناشی می شود. ستاره شناسان گاهی این قسمت را، سطح خورشید می دانند. در پایین نورسپهر دما6400درجه کلوین و در بالای آن4400درجه کلوین می باشد.
نورسپهر از شمار زیادی دانه تشکیل شده که در بالای سلولهای دانه ای قرار دارند. یک دانه معمولی حدود 15تا20دقیقه عمر می کند. میانگین چگالی نورسپهر کمتر از یک میلیونیم گرم در هر سانتیمترمکعب می باشد. به نظر می رسد که این مقدار چگالی بسیار ناچیز است اما در هر سانتی متر مکعب از این منطقه بین ده ها تریلیون تا صدها تریلیون ذرات خاص وجود دارد.

فام سپهر

منطقه بعدی فام سپهر است. مهم ترین خصوصیت این منطقه افزایش دما بین 10،000درجه کلوین تا20،000درجه کلوین می باشد.
ستاره شناسان نخست طیف فام سپهر را در هنگام کسوفهای کامل شناسایی کردند. این طیف پس از آنکه سایه ماه نورسپهر را می پوشاند، قبل از پوشیده شدن فام سپهر در سایه ماه، قابل رؤیت است. این حالت تنها چند ثانیه طول می کشد. خطوطی که از این طیف منتشر می شوند مانند نور فلش به طور ناگهانی به چشم می خورند، ازینرو به این طیف، طیف فلش می گویند.
فام سپهر ظاهراً از تشکیلاتی شبیه میخ به نام خار ساخته شده است. یک خار معمولی حدود1000کیلومترعرض و تا10،000کیلومتر ارتفاع دارد. چگالی فام سپهر حدود10میلیارد تا 100میلیارد ذره در هر سانتی مترمکعب است.

منطقه انتقالی

دمای فام سپهر تا حدود20،00 درجه کلوین، و دمای تاج خورشید به بیش از500،000 درجه کلوین می رسد. بین دو منطقه مذکور، منطقه ای با میانگین دما وجود دارد که به آن منطقه انتقالی می گویند. این منطقه بیشتر انرژی خود را از تاج خورشید می گیرد و بیشتر نور خود را به شکل فرابنفش متساطع می نماید.
ضخامت منطقه انتقالی چند صد تا چندین هزارکیلومتر است. در برخی قسمتها نیز ترکیبات داغ تاج خورشید تا نزدیکی نورسپهر فرو می رود.

تاج خورشید

تاج خورشید بخشی از اتمسفر آن است و دمای متجاوز از
500،000 درجه کلوین دارد. تاج خورشید متشکل از گازهای یونیده شده به شکل رود و یا حلقه ای می باشد. ترکیبات و ساختمان تاج خورشید به صورت عمودی به سطح خورشید متصل است و میادین مغناطیسی که از اعماق خورشید ساطع می گردند منجر به شکل گیری این منطقه می شوند. دمای هر یک از جریانات تاج خورشید به خطوط میدان مغناطیسی شکل دهنده همان جریان بستگی دارد.
دمای نزدیک ترین بخش از تاج خورشید به سطح آن حدوداً بین 1تا6 میلیون درجه کلوین و چگالی آن معادل 100میلیون تا 1میلیارد ذره در هر سانتی متر مکعب است. دمای این منطقه هنگام وقوع یک فوران به ده ها میلیون کلوین می رسد.

بادهای خورشیدی

تاج بسیار داغ خورشید در فضا منتشر و دائم در آن گسترده می شود. به جریان گازهای تاج خورشید در فضا، بادهای خورشیدی می گویند. چگالی این بادها در نزدیکی خورشید تقریباً بین10تا100ذره در هر سانتی متر مکعب است.
باد خورشیدی با سرعتی معادل صدها کیلومتر در ثانیه از خورشید به هر سو می وزد. در فواصل زیادی از خورشید یعنی فراتر از مدار پلوتون، از سرعت این باد که مافوق صوت است، کاسته می شود و با گازهای میان ستاره ای ترکیب می گردد.
بادهای خورشیدی به شکل یک حباب بزرگ شبیه به قطره اشک به نام هلیوسفر(4)(کره خورشیدی)، در فضای میان سیاره ای گسترده شده است. خورشید و همه ی سیاره های آن درون هلیوسفر قرار گرفته اند. فراتر از مدار پلوتون، دورترین سیاره از خورشید، هلیوسفر به گازها و غبارهای میان ستاره ای می پیوندد. گرچه اتمهای موجود در فضای بین ستاره ای می توانند در این حباب نفوذ نمایند اما در واقع می توان گفت که همه مواد تشکیل دهنده هلیوسفر از خود خورشید ناشی می شوند.

فعالیت های خورشیدی

میدانهای مغناطیسی خورشید از منطقه حرارتی، بالا رفته و از میان مناطق نورسپهر و تاج خورشیدی سر برمی آورند. این جریانات مغناطیسی منجر به شکل گیری فعالیتهای خورشیدی می گردند. این فعالیتها شامل پدیده هایی به نام لکه های خورشیدی، شعله های بلند، زبانه ها و فورانهای تاج خورشیدهستند.

توفان های شراره ای

توفان های شراره ای در اثر انفجارهای مهیب در سطح خورشید ایجاد می شوند. در مدت زمانی معادل چند دقیقه یک توفان می تواند دمای مواد موجود را تا میلیونها درجه افزایش دهد و انرژیی آزاد نماید که معادل انرژی آزاد شده توسط یک هزار میلیاردتن تی ان تی است. این شراره ها در نزدیکی لکه های خورشیدی، معمولاً در راستای خطوطی بین دو سر میدان مغناطیسی رخ می دهند.
شراره ها انرژی را به اشکال گوناگونی مانند پرتوهای الکترومغناطیس (پرتوهای گاما و ایکس )و ذرات باردار(پروتون و الکترون)آزاد می کنند.
دانشمندان برای نخستین بار به این نتیجه رسیدند که توفانها و فورانهای خورشیدی لرزه هایی را در اعماق خورشید به وجود می آورند که بسیار شبیه به زمین لرزه در سیاره ما می باشند. محققان زبانه ای را مشاهده نمودند که منجر به وقوع لرزه ای بسیار شدید در اعماق خورشید گردید. این لرزه40هزار بار بیشتر از زمین لرزه شدید رودبار در سال1369انرژی آزاد نمود. مقدار این انرژی آزاد شده به حدی بود که می توانست برق مصرفی ایالات متحده را تا مدت 20سال تأمین نماید.
مناطقی که لکه های خورشیدی و فورانها در آنها شکل می گیرند، مناطق فعال نامیده می شوند. مقدار فعالیتهای خورشیدی از ابتدای یک چرخه ی لکه خورشیدی، به تدریج افزایش می یابد و با گذشت 5 سال به حداکثر می رسد. تعداد لکه ها در هر زمان متفاوت است. در قسمتی از صفحه خورشید که ما می بینیم تعداد آنها از صفر تا250 لکه تغییر می کند.

لکه های خورشیدی

لکه های خورشیدی مناطقی تیره و تقریباً دایره ای شکل در سطح خورشید هستند. آنها زمانی شکل می گیرند که دسته ای از خطوط مغناطیسی درون خورشید به سطح آن می رسند.
دمای لکه ها از دمای مناطق اطرافشان کمتر و میدان مغناطیسی در آنها بسیار قوی است. دمای لکه های خورشیدی بین 4000تا 4500 درجه کلوین و دمای سطح خورشید 5700 درجه کلوین است. به همین دلیل آنها تیره تر از سطح ستاره به نظر می رسند.
داده های رصدی از دهه 80قرن بیستم نشان می دهد که تعداد لکه های خورشیدی با شدت تابش خورشید مرتبط است. جالب این که هر چه تعداد لکه ها بیشتر باشد، شدت تابش نور خورشید بیشتر است چون که مناطق اطراف لکه ها درخشان تر هستند.

پی نوشت ها :

*هوادارای خاصیت ارتجاعی می باشد هنگامی که یک لایه از مولکولهای هوا به جلو رانده می شود، این لایه به نوبه خود لایه دیگری را به جلو می راند وخود به حال اول برمی گردد. لایه جدید نیز لایه دیگری را به جلو می راند و به همین ترتیب این عمل بارها و بارها تکرار می گردد تا انرژی به پایان برسد. این جابجایی مولکولها اگر بیش از16 مرتبه در ثانیه تکرار گردد صدا بوجود می آید. هر رفت و برگشت لایه هوا یک سیکل نام دارد و تعداد سیکل در ثانیه تواتر یا بسامد یا فرکانس نامیده می شود.
1-Kelvin
2-Granulation
3-Supergranulation
4-Heliosphere

منبع: - ، (1387)، شناخت فضا و منظومه شمسی ،الهام سجادی فر، تهران، [بی نا]، چاپ دوم1389.