خورشيد
نظرات خوانندگان(0)
لید مقاله:
خورشيد، گوي غول پيکر درخشاني در وسط منظومه شمسي و تامين کننده نور، گرما وانرژي هاي ديگر زمين است. اين ستاره به طور کامل از گاز تشکيل شده است. بخش بشتر اينگاز از نوعي مي باشد که به نيروي مغناطيسي حساس است. اين نوع از گاز به خاطر همينحساسيت، بسيار خاص مي باشد
متن کامل:
خورشيد
خورشيد، گوي غول پيکر درخشاني در وسط منظومه شمسي و تامين کننده نور، گرما وانرژي هاي ديگر زمين است. اين ستاره به طور کامل از گاز تشکيل شده است. بخش بشتر اينگاز از نوعي مي باشد که به نيروي مغناطيسي حساس است. اين نوع از گاز به خاطر همينحساسيت، بسيار خاص مي باشد. دانشمندان به آن پلاسما مي گويند. ( پلاسما حالت چهارمماده است. در خيلي جاها اين چنين آموزش مي دهند که ماده داراي سه حالت جامد، مايع وگاز است. پلاسما گاز شبه خنثايي از ذرات باردار و خنثي است که رفتار جمعي از خودارائه مي‌دهد. به عبارت ديگر مي‌توان گفت که واژه پلاسما به گاز يونيزه شده‌اياطلاق ميشود که همه يا بخش قابل توجهي از اتمهاي آن يک يا چند الکترون از دست دادهو به يونهاي مثبت تبديل شده باشند. يا به گاز به شدت يونيزه شده‌اي که تعدادالکترونهاي آزاد آن تقريبا برابر با تعداد يونهاي مثبت آن باشد، پلاسما گفتهمي‌شود. توضيحات بيشتر را در ادامه مقاله مطالعه خواهيد نمود.) نه سياره وقمرهايشان، ده ها هزار خرده سياره و چندين تريليون شهاب سنگ به دور خورشيد درگردشند. خورشيد و همه اين اجرام در منظومه شمسي مي باشند. زمين با ميانگين فاصلهتقريبي ۱۴۹.۶۰۰.۰۰۰ کيلومتر از خورشيد در حرکت است.
شعاع خورشيد (فاصله بين مرکز تا سطح آن) حدود ۶۹۵.۵۰۰ کيلومتر، تقريبا ۱۰۹ برابرشعاع زمين است. مثال زير به شما کمک مي کند تا مقياس خورشيد، زمين و فاصله بين آنهارا تصور کنيد: اگر شعاع زمين را به اندازه عرض يک گيره کاغذ معمولي تصور کنيم، شعاعخورشيد تقريبا برابر با پايه يک ميز تحرير و فاصله آنها حدودا به اندازه ۱۰۰ قدمخواهد بود.
قسمتي از خورشيد که ما مي بينيم دمايي حدود ۵۵۰۰ درجه سانتيگراد دارد. ستارهشناسان دماي ستارگان را با واحدي به نام کلوين (Kelvin) اندازه گيري مي کنند و بهطور خلاصه آن را K مي نويسند. يک کلوين دقيقا برابر با ۱ درجه سلسيوس يا ۱.۸ درجهفارنهايت است، اما تفاوت واحد کلوين با واحد سلسيوس در نقطه شروع آنهاست. مقياسواحد کلوين از صفر مطلق که برابر است با ۲۷۳.۱۵ – درجه سانتيگراد آغاز مي شود. بنابراين دماي سطح خورشيد ۵۸۰۰K و دماي هسته خورشيد بيش از ۱۵ميليون K ميباشد.
انرژي خورشيد به واسطه واکنش هاي ترکيبي اتمي در اعماق هسته آن تامين ميشود. در يک واکنش ترکيبي دو هسته اتم با يکديگر همراه شده و هسته اي جديد را بهوجود مي آورند.
اين ترکيب با تبديل اجزاي هسته به انرژي، توليد انرژي مي کند. خورشيد مانند زمينمغناطيسي است. دانشمندان با در نظر گرفتن ميدان مغناطيسي يک جرم، خاصيت مغناطيسي آنجرم را تشريح مي کنند. ميدان مغناطيسي محدوده اي است که از همه فضاي اشغال شده توسطيک جرم و بيشتر فضاي پيرامون آن شامل مي شود.
دانشمندان محدوده اي که در آن نيروهاي مغناطيسي شناسايي ميشوند(مثلا به وسيله قطب نما) را ميدان مغناطيسي مي نامند. فيزيکدانان خاصيتمغناطيسي يک جرم را بر اساس قدرت ميدان مغناطيسي آن توصيف مي کنند. اين قدرت برابراست با نيرويي که يک ميدان مغناطيسي بر يک جسم مغناطيسي مانند سوزن قطب نما اعمالمي کند. قدرت ميدان مغناطيسي عمومي خورشيد تنها دو برابر قدرت ميدان مغناطيسي زمينمي باشد. ولي ميدان مغناطيسي خورشيد در مناطق کوچکي به شدت متمرکز است، با قدرتيمعادل ۳۰۰۰ بار بيشتر از اندازه ميدان مغناطيسي عمومي آن. اين مناطق شکل دهندهساختمان خورشيد و به وجود آورنده ترکيبات سطح و اتمسفر آن يعني منطقه اي که ما ميبينيم مي باشند. مناطق نسبتا سرد و لکه هاي خورشيدي، فوران هاي بسيار ديدني که بهآنها زبانه هاي خورشيدي مي گويند و شعله هاي تاج خورشيد، شکل کلي سطح خورشيد راايجاد مي نمايند.
زبانه هاي خورشيدي شديدترين انفجار و فوران در منظومه شمسي مي باشند. سپس شعلههاي تاج خورشيد که داراي شدتي کمتر از زبانه ها و محتوي مقدار بسيار زيادي ماده ميباشند. تنها يک فوران در تاج خورشيد مي تواند حدود ۲۰ بيليون تن ماده را در فضا پخشکند. يک مکعب از جنس سرب که هر ضلع آن برابر با ۱.۲ کيلومتر است مي تواند چنين جرميداشته باشد.
خورشيد ۴.۶ بيليون سال پيش متولد شد و سوخت لازم براي اينکه تا ۵ بيليون سالديگر به همين صورت باقي بماند را دارد. پس از آن اندازه خورشيد آنقدر بزرگ مي شودتا اينکه به نوعي از ستاره به نام غول سرخ تبديل مي شود. در آن هنگام لايه هايبيروني خود را با فراافکني از دست مي دهد. با فرو ريختن آنچه از خورشيد باقي ميماند، به جرمي با نام کوتوله سفيد تبديل مي شود و آرام آرام روشنايي خود را از دستمي دهد و سرانجام وارد دوره جديد زندگي خود، به شکل يک جرم کم نور و سرد که گاهي بهآن کوتوله سياه مي گويند، مي شود.
مشخصات خورشيد
جرم و چگالي
جرم خورشيد ۹۹.۸ درصد از جرم کل منظومه شمسي است. اين جرم معادل عدد ۱۰۲۷X۲تنمي باشد که با يک ۲ و بيست وهفت صفر مقابل آن نوشته مي شود. جرم خورشيد ۳۳۳.۰۰۰برابر جرم زمين است. ميانگين چگالي آن حدود ۹۰ پوند در هر فوت مکعب و يا ۱.۴ گرم درهر سانتيمتر مکعب مي باشد. اين مقدار تقريبا معادل ۱.۴ برابر چگالي آب و کمتر از يکسوم ميانگين چگالي زمين است.
ترکيب بندي
بيشتر اتمهاي خورشيد، مانند اغلب ستارگان، اتمهاي عنصر شيميايي هيدروژن ميباشند. بعد از هيدروژن، عنصر هليوم در خورشيد بسيار يافت مي شود و بقيه جرم خورشيداز اتمهاي هفت عنصر ديگر تشکيل شده است. به ازاي هر ۱ ميليون اتم هيدروژن در کلخورشيد، ۹۸.۰۰۰ اتم هليوم، ۸۵۰ اتم اکسيژن، ۳۶۰ اتم کربن، ۱۲۰ اتم نئون، ۱۱۰ اتمنيتروژن، ۴۰ اتم منيزيوم، ۳۵ اتم آهن و ۳۵ اتم سيليکون وجود دارد. بنابراين حدودا۹۴درصد از اتمها، هيدروژن و حدود ۰.۱ درصد اتمهايي غير از هيدروژن و هليوم ميباشند.
اما هيدروژن سبک ترين عنصر است و ۷۲ درصد از جرم اين ستاره را تشکيل مي دهد. هليوم ۲۶ درصد از جرم خورشيد را به خود اختصاص داده است.
درون خورشيد و بيشتراتمسفر آن از پلاسما تشکيل شده است. پلاسما گازي است که دماي آن به قدري زياد استکه به نيروي مغناطيسي حساس مي باشد. دانشمندان گاهي به تفاوتهاي بين گاز و پلاسمابسيار تاکيد کرده و پلاسما را حالت چهارم ماده، در کنار سه حالت جامد، مايع و گاز،مي نامند. ولي در حالت کلي، دانشمندان تنها در صورت لزوم بين گاز و پلاسما تفاوتقائلند.
تفاوت اساسي بين گاز و پلاسما متاثر از حرارت بسيار شديد است: اين حرارت باعثجدا شدن اتهاي گاز مي شود. آنچه باقي مي ماند – يعني پلاسما – از اتمهاي باردار بهنام يون و ذرات باردار به نام الکترون که به طور مستقل حرکت مي کنند، تشکيل شدهاست.
يک اتم خنثي شامل يک يا چند الکترون است که مانند يک پوسته در اطراف هسته مرکزاتم عمل مي کنند. هر الکترون حامل يک بار منفي الکتريکي است. هسته در قلب مرکزي يکاتم جاي گرفته است که تقريبا همه جرم اتم را دارد. ساده ترين شکل هسته، که همانهسته هيدروژن است، از يک ذره به نام پروتون تشکيل شده است. يک پروتون حامل يک بارمثبت الکتريکي است. بقيه شکل هاي هسته شامل يک يا چند پروتون و يک يا چند نوترون ميباشند. نوترون بار الکتريکي ندارد بنابراين بار الکتريکي همه هسته ها مثبت است. يکاتم خنثي به تعداد پروتونهايش، الکترون دارد بنابراين مجموع بارهاي آن برابر با صفراست.
يک اتم يا مولکول که يک يا چند الکترون خود را از دست بدهد بار مثبت پيدا مي کندو به آن يون يا يون مثبت مي گويند. بيشتر اتمهاي خورشيد، يونهاي مثبت هيدروژنند. بنابراين، بيشتر خورشيد شامل پروتون و الکترون هاي مستقل است.
مقدار نسبي پلاسما و ديگر گازها در يک منطقه مشخص شده از اتمسفر خورشيد به دمايآن منطقه بستگي دارد. با افزايش دما، اتمهاي بيشتر و بيشتري يونيزه مي شوند و اتمهاي يونيزه شده الکترون هاي بيشتر و بيشتري از دست مي دهند. تاج خورشيد نام منطقهاي از اتمسفر خورشيد است که بيش از هر جاي ديگر در اتمسفر خورشيد، يونيزه شده است. دماي تاج خورشيد معمولا بين ۳ ميليون K تا ۵ ميليون K يعني دمايي فراتر از دمايلازم براي جدا کردن بيش از نيمي از ۲۶ الکترون اتم آهن مي باشد.
اينکه چه اندازه از اتم هاي يک گاز اتمهاي يونيزه هستند بستگي به دما دارد. اگردما نسبتا داغباشد، اتمها يونيزه مي شوند اما چنانچه گاز نسبتا سرد باشد امکانترکيب شيميايي اتمها و تشکيل مولکول به وجود مي آيد. بيشتر اتمهاي سطح خورشيديونيزه شده اند. ولي در مناطق لکه هاي خورشيدي به دليل پائين بودن دما، اتمها تشکيلمولکول مي دهند.
انرژي بازده
بيشتر انرژي که خورشيد ساطع مي کند نور مرئي و اشعه هاي فروسرخ که ما آن را بهصورت گرما دريافت مي کنيم، مي باشد. نور مرئي و پرتوهاي فروسرخ، دو شکل از پرتوهايالکترومغناطيسي مي باشند. خورشيد همچنين پرتوهايي از ذرات که بيشتر پروتون ها والکترون ها مي باشند را ساطع مي نمايد.
پرتوهاي الکترومغناطيسي
پرتوهاي الکترومغناطيسي شامل نيروي الکتريکي و نيروي مغناطيسي مي باشند. اينپرتوها را مي توان مانند يک موج انرژي و يا بسته هاي ذره مانندي از انرژي به نامفوتون دانست.
نور مرئي، اشعه فروسرخ و ديگر اشکال پرتوهاي الکترومغناطيسي از حيثمقدار انرژي با هم متفاوتند. شش گروه از انرژي ها، طيف انرژي هاي الکترومغناطيس راتشکيل مي دهند. از کم انرژي ترين تا پر انرژي ترين به ترتيب عبارتند از: امواجراديويي، اشعه فروسرخ، نور مرئي، اشعه فرا بنفش، اشعه ايکس و اشعه گاما. مايکروويوها، که موج هاي بسيار قوي راديوئي هستند، گاهي در يک رده ديگر به طور مجزا قرار ميگيرند. پرتوهاي خورشيد شامل همه پرتوهاي طيف الکترومغناطيس مي باشند.
مقدار انرژي در امواج الکترومغناطيس ارتباط مستقيم با طول موج يعني فاصله بينقله هاي پياپي آنها دارد.( براي درک بهتر از معني طول موج تصور کنيد،حشره اي در آبيک حوض آرام دست و پا مي زند و امواجي دايره اي به سمت حاشيه هاي اطراف حوض منتشرمي شوند. به بلندترين قسمت هر موج دايره شکل “قله” مي گويند. فاصله ميان هر دو قله “طول موج” ناميده مي شود. شمار قله هايي که در هر ثانيه به حاشيه حوض مي رسند “فرکانس” نام دارد. هر چه فرکانس بيشتر باشد، طول موج کوتاه تر است). هرچه انرژيپرتو بيشتر باشد، طول موج کوتاهتر است. براي مثال پرتوهاي گاما طول موجي کوتاهتر ازامواج راديوئي دارند. انرژي يک ذره فوتون بستگي به مکان آن در طيف دارد. براي مثاليک فوتون اشعه گاما انرژي بيشتري از يک فوتون راديوئي دارد.
همه اشکال امواج الکترومغناطيس با سرعت برابر، معادل سرعت نور (۲۹۹.۷۹۲ کيلومتردر ثانيه) در فضا سفر مي کنند. با اين سرعت، يک فوتون آزاد شده از خورشيد تنها حدود۸دقيقه طول مي کشد تا به زمين برسد.
امواج الکترومغناطيسي که از خورشيد به بالاي اتمسفر زمين مي رسند ثابت خورشيدينام دارند. اين مقدار برابر است با حدود ۱۳۷۰ وات در هر متر مربع. ولي تنها حدود ۴۰درصد از اين امواج به سطح زمين مي رسند. اتمسفر زمين مقداري از نور مرئي و اشعهفروسرخ، تقريبا همه پرتوهاي فرابنفش و تمامي پرتوهاي ايکس و گاما را فيلتر مي کند. تقريبا همه امواج راديويي به سطح زمين مي رسند.
پرتوهاي ذرات
پروتون ها و الکترون ها دائما مانند بادهاي خورشيدي از سطح خورشيد بلند مي شوند. اين ذرات به زمين بسيار نزديک مي شوند ولي ميدان مغناطيسي زمين مانع از ورود آنهابه سطح زمين مي شود.
به هر حال به دليل انفجارها و گدازه هاي تاج و زبانه هايخورشيدي، ذرات زيادي با شدت به اتمسفر زمين مي رسند. اين ذرات را به نام پرتوهايکيهاني خورشيدي مي شناسند. بيشتر اين ذرات پروتون ها هستند ولي الکترون ها نيز درآنها وجود دارند. آنها به شدت پر انرژيند. بنابراين مي توانند براي فضانوردها وکاوشگرها خطرآفرين باشند.
پرتوهاي کيهاني نمي توانند به سطح زمين برسند. هنگاميکه آنها با اتمسفر زمينبرخورد مي کنند، تبديل به باراني از ذرات کم انرژي تر مي شوند. ولي از آنجائيکهرويدادهاي خورشيدي بسيار پر انرژي هستند، آنها مي توانند طوفانهاي ژئومگنتيک رابه ويژه در ميدان مغناطيسي زمين به وجود آورند. اين طوفانها مي توانند باعث مختل شدنتجهيزات الکتريکي در سطح زمين شوند. براي مثال آنها مي توانند با افزايش فشار بارکابلها منجر به قطع برق شوند.
رنگ
در طيف پرتوهاي الکترومغناطيس، نور مرئي متشکل از رنگهاي موجود در رنگين کمان ميباشد. نور خورشيد شامل همه اين رنگها است. بيشتر پرتوهايي که از خورشيد به ما ميرسند رنگهاي زرد تا سبز از طيف نور مرئي مي باشند. در هر صورت نور خورشيد سفيد است. هنگاميکه اتمسفر زمين مانند يک فيلتر براي تنظيم خورشيد عمل مي کند، خورشيد ممکناست زرد يا نارنجي به نظر رسد.
شما مي توانيد نور خورشيد را به کمک يک منشور نگاه کرده و آن را تفکيک کنيد. نورقرمز، که توسط کم انرژي ترين فوتون ها، با بلندترين طول موج، به وجود مي آيد در يکياز دو انتهاي طيف قرار مي گيرد. نور قرمز در نور نارنجي و سپس زرد محو مي شود. پساز زرد، نور سبز و بعد از آن آبي را خواهيد ديد. آخرين رنگ نيز بنفش مي باشد که باپر انرژي ترين فوتون ها و کوتاه ترين طول موج، به وجود مي آيد. اين فهرست رنگ بهاين معنا نيست که نور خورشيد تنها از شش يا هفت رنگ تشکيل شده بلکه هر يک از رنگهاي مابين رنگهاي مذکور، خود يک رنگ به حساب مي آيد. تعداد رنگهاي موجود در طبيعتاز تعداد رنگهايي که انسان تابه حال نامگذاري کرده بسيار بيشتر است.
چرخش خورشيد
خورشيد تقريبا در هر ماه يک دور کامل به دور خود مي چرخد. ولي از آنجائيکهخورشيد يک جرم گازيست نه يک جرم جامد، قسمتهاي مختلف آن با سرعت متفاوت حرکت ميکند. گازهاي نزديک به خط استواي خورشيد در هر ۲۵ روز يک دور کامل حرکت مي کنند، درحاليکه گردش کامل گازهاي موجود در عرضهاي جغرافي بالاتر ۲۸ روز به طول مي انجامد. محور گردش خورشيد با چند درجه شيب نسبت به محور گردش زمين قرار گرفته است بنابراينقطب جغرافي شمال يا قطب جغرافي جنوب آن معمولا از زمين قابل رويت است.
ارتعاش
ارتعاشات خورشيد مانند زنگي است که دائم در حال نواخته شدن است. خورشيد در آن واحدبيشتر از ۱۰ ميليون درجه صوت مختلف ايجاد مي کند. ارتعاشات گازهاي خورشيدي از نظرمکانيکي شبيه به ارتعاشات هوا، که آنها را با نام امواج صوتي, مي شناسيم، مي باشند. از اين رو ستاره شناسان امواج خورشيدي را به رغم اينکه نمي شنويم، مانند امواج صوتيمي دانند. سريعترين ارتعاش خورشيدي حدود ۲ دقيقه به طول مي انجامد. مدت زمان يکارتعاش مقدار زمان لازم براي کامل شدن يک حلقه يا سيکل از ارتعاش است. آرام ترينارتعاشي که گوش انسان قادر به تشخيص آن مي باشد مدت زماني معادل ۲۰/۱ ثانيهدارد.
بيشتر امواج صوتي خورشيد از “سلولهاي حرارتي” موجود در توده هاي متراکم گاز دراعماق خورشيد سرچشمه مي گيرند. (هوا داراي خاصيت ارتجاعي ميباشد هنگامي که يکلايه از مولکولهاي هوا به جلو رانده ميشود، اين لايه به نوبه خود لايه ديگري را بهجلو مي‌راند و خود به حال اول بر مي‌گردد. لايه جديدي نيز لايه ديگري را به جلومي‌راند و به همين ترتيب اين عمل بارها و بارها تکرار مي‌گردد تا انرژي به پايانبرسد. اين جابجايي مولکولها اگر بيش از ۱۶ مرتبه در ثانيه تکرار گردد صدا بوجودمي‌آيد. هر رفت و برگشت لايه هوا يک سيکل نام دارد و تعداد سيکل در ثانيه تواتر يابسامد يا فرکانس ناميده ميشود).اين سلولها انرژي را تا سطح خورشيد بالا مي آورند. بالا آمدن اين سلولها مانند بالا آمدن بخار از آب در حال جوشيدن است. واژه سلولهايحرارتي به همين دليل به آنها اطلاق مي گردد. هنگاميکه سلولها بالا مي آيند، سرد ميشوند. آنگاه به درون خورشيد جائيکه بالا آمدن از آنجا آغاز مي شود باز مي گردند. درهنگام سقوط و پائين رفتن سلولهاي حرارتي ارتعاش شديدي به وجود مي آيد. اين ارتعاشباعث مي شود که امواج صوتي از درون سلولها خارج شوند.
از آنجائيکه اتمسفر خورشيد غلظت کمي دارد، امواج صوتي نمي توانند در آن به حرکتو جريان درآيند. در نتيجه، وقتي که يک موج به سطح مي رسد مجددا به درون خورشيد برميگردد. بنابراين قسمت کوچکي از سطح خورشيد حرکت تند و سريعي به بالا و پائين پيدامي کند. وقتي يک موج به درون خورشيد سفر مي کند، به سمت بالا و سطح آن خم مي شود. مقدار انحناي موج بستگي به چگالي گازي که موج درون آن حرکت ميکند و مواردي ديگردارد. در نهايت، موج به سطح مي رسد و دوباره به درون بر مي گردد. اين رفت و آمدهاتا آنجا که موج انرژي خود را در گازهاي پيرامون از دست بدهد، ادامه خواهدداشت.
امواجي که به عميق ترين فاصله از سطح خورشيد فرو مي روند طولاني ترين مدترا دارند. برخي از اين امواج تا هسته خورشيد فرو مي روند و مدتي معادل چندين ساعتدارند.
ميدان مغناطيسي
گاهي اوقات، ميدان مغناطيسي خورشيد به شکلي ساده و گاهي به شدت پيچيده است. زماني ميدان مغناطيسي شکلي ساده دارد که محور عمودي خورشيد مانند يک آهن رباي غولپيکر عمل کند. شما با انجام آزمايش براده آهن بر روي کاغذ و يک آهن ربا مي توانيدشکل ميدان مغناطيسي آهن ربا را مشاهده کنيد. بيشتر براده ها در حلقه هاي D شکلي کهدو سر آهن ربا را به هم وصل مي کنند تجمع مي نمايند. فيزيکدانان ميدان مغناطيسي رابه صورت خطوطي فرضي که حلقه هاي براده آهن بر روي آنها قرار مي گيرند ، فرض مينمايند. به اين خطوط ، خطوط ميدان مغناطيسي يا خطوط نيرو مي گويند. دانشمندان بهاين خطوط، مسير اختصاص داده اند. به يک سر آهن ربا قطب شمال مغناطيسي و به سر ديگرقطب جنوب مغناطيسي اطلاق مي گردد. خطوط مغناطيسي از قطب شمال آهن ربا بيرون مي آيندو با ايجاد يک خميدگي از ناحيه قطب جنوب مغناطيسي وارد آهن ربا مي شوند.
دليل ايجاد ميدان مغناطيسي خورشيد انتقال حرارتي در خورشيد است. هر ذره باردارالکتريکي مي تواند با حرکت و جابجايي يک ميدان مغناطيسي به وجود آورد. سلولهايحرارتي که از يونهاي مثبت و الکترون ها تشکيل شده اند، به شکلي منتشر مي گردند کهباعث ايجاد ميدان مغناطيسي خورشيد مي شود.
وقتي ميدان مغناطيسي خورشيد پيچيده مي شود، خطوط مغناطيسي دچار پيچ و تاب ميشوند. ميدان مغناطيسي به دو دليل اين چرخش ها و پيچيدگي ها را به وجود مي آورد: اولاينکه خورشيد در منطقه استوايي بسيار سريع تر از قسمتهاي ديگر حرکت مي کند و دوماينکه لايه هاي دروني خورشيد بسيار سريع تر از سطح آن در گردشند. تفاوت در سرعتگردش در قسمتهاي مختلف باعث کشيده شدن خطوط مغناطيسي در جهت شرق مي شوند. در نهايت،اين خطوط دچار اعوجاج گشته و پيچ و تاب هايي را ايجاد مي نمايند.
در برخي مناطق، ميدان مغناطيسي هزاران بار قوي تر از ميدان مغناطيسيعمومي خورشيد است. در اين مناطق، دسته هايي از خطوط مغناطيسي به بيرون از سطح آمدهو حلقه هايي را در اتمسفر خورشيد به وجود مي آورند. يکي از دو سر اين حلقه ها، قطبشمال مغناطيسي است. در اين نقطه جهت خطوط مغناطيسي به سمت بالا مي باشد. سر ديگراين حلقه ها قطب جنوب مغناطيسي است و جهت خطوط مغناطيسي به سمت پائين و داخل خورشيداست. در هر دو سر هر حلقه يک لکه خورشيدي پديدار مي گردد. خطوط مغناطيسي، يونها والکترونها را به سمت بيرون لک هاي خورشيدي راهنمايي مي کنند و به اين صورت حلقههايي غول پيکر از گاز تشکيل مي شوند.
تعداد لکه ها بر روي خورشيد به اعوجاج هاي ميدان مغناطيسي آن بستگي دارد. تغييرتعداد آنها، از حداقل به حداکثر و دوباره به حداقل، چرخه لکه هاي خورشيدي ناميده ميشود. ميانگين مدت يک چرخه حدود ۱۱ سال مي باشد.
در پايان هر چرخه از لکه هاي خورشيدي، ميدان مغناطيسي به سرعت دچار جابجايي قطبيمي شود و بسياري از اعوجاج هاي خود را از دست مي دهد. فرض کنيد که قطب شمالمغناطيسي خورشيد در آغاز يک چرخه در ناحيه قطب شمال جغرافيايي خورشيد قرار دارد. درزمان شروع چرخه بعدي، قطب شمال مغناطيسي خورشيد در محل قطب جنوب جغرافيايي آن قرارمي گيرد. يک تغيير قطبي از يک جهت به جهتي ديگر و بازگشت مجدد آن برابر با دو چرخهپياپي و درنتيجه معادل ۲۲ سال مي باشد.
ترکيب هسته اي
ترکيب هسته اي در مرکز خورشيد به دليل دما و تراکم فوق العاده زياد مي تواندصورت پذيرد. از آنجائيکه بار ذرات مثبت است، تمايل به دفع يکديگر دارند اما دما وتراکم هسته خورشيد به قدري زياد است که مي تواند آنها را در کنار يکديگر نگاهدارد.
رايج ترين ترکيب هسته اي در مرکز خورشيد زنجيره پروتون-پروتون نام دارد. اينفرايند زماني انجام مي گيرد که ساده ترين شکل از هسته هاي هيدروژن (داراي يکپروتون) در يک آن کنار هم قرار مي گيرند. نخست، هسته اي متشکل از دو ذره به وجود ميآيد، سپس هسته اي با سه ذره و در نهايت هسته اي با چهار ذره شکل مي گيرد. در اينفرايند همچنين يک ذره الکتريکي خنثي به نام نوترينو پديدار مي گردد.
هسته نهايي شامل دو پروتون و دو نوترون است که در واقع هسته هليوم مي باشد. جرماين هسته به مقدار بسيار اندکي کمتر از جرم چهار پروتون است که هسته از آن تشکيل شدهاست. جرم از دست رفته به انرژي تبديل شده است. اين مقدار از انرژي به کمک فرمولمشهور فيزيکدان آلماني، آلبرت اينشتين، E=mc2 قابل محاسبه است. در اين معادله E بهمعناي انرژي، m به معناي جرم و c به معناي سرعت نور مي باشد.
مقايسه با ديگر ستارگان
کمتر از ۵ درصد ستارگان در کهکشان راه شيري نوراني تر يا سنگين تر از خورشيد ميباشند. ولي برخي از ستارگان بيش از ۱۰۰.۰۰۰ برابر نوراني تر از خورشيد، و برخي ازآنها جرمي بيش از ۱۰۰ برابر جرم خورشيد را دارند. از سويي ديگر، برخي ستارگان نيزکمتر از ۰۰۰۱/۰ خورشيد نور دارند، و يک ستاره مي تواند کمتر از ۰۷/۰ جرم خورشيد راداشته باشد. ستاره هاي داغ تري وجود دارند که بسيار آبي تر از خورشيدند و ستارگانسردتري نيز وجود دارند که سرخ تر از خورشيد هستند.
خورشيد نسبتا جوان و متعلق به نسلي از ستارگان به نام “جمعيت I ستارگان” ميباشد. يک نسل قديمي تر از ستارگان را با نام “جمعيت II ستارگان” مي شناسيم. احتمالوجود نسلي قديمي تر به نام “جمعيت III ستارگان” نيز وجود دارد که البته تا کنون هيچعضوي از اين گروه شناسايي نشده است.
مناطق خورشيد
خورشيد و اتمسفر آن از چندين منطقه يا لايه تشکيل شده اند. از داخل به خارج، بخشداخلي خورشيد متشکل از هسته، منطقه تابشي و منطقه حرارتي مي باشد. اتمسفر خورشيدنيز از لايه هاي فوتوسفر، کرومسفر، منطقه انتقالي و تاج خورشيد تشکيل شده است. فراتر از تاج خورشيد، بادهاي خورشيدي، که معمولا جريانات برخواسته از گازهاي تاجخورشيد مي باشند، وجود دارند.
از آنجائيکه ستاره شناسان قادر به ديدن درون خورشيد نيستند، کليه دريافت ها بهصورت غير مستقيم حاصل مي گردد. برخي از اطلاعات بر اساس قسمتهاي قابل مشاهده ازخورشيد به دست آمده اند. برخي از اين اطلاعات نيز بر پايه محاسبات انجام شده باداده هايي از مناطق قابل رويت پيرامون خورشيد ثبت گرديده است.
هسته
منطقه هسته از مرکز خورشيد تا حدود يک چهارم به سمت سطح خورشيد گسترده شده است. هسته حدود ۲ درصد از حجم خورشيد اما تقريبا نصف جرم آن را دارد. حداکثر دماي اينمنطقه ۱۵ ميليون کلوين است. چگالي آن به ۱۵۰گرم در هر سانتيمتر مکعب، تقريبا ۱۵برابر چگالي سرب، مي رسد.
دما و چگالي بالاي هسته به سبب فشار بسيار زيادي، معادل حدودا ۲۰۰ بيليون باربيشتر از فشار جو زمين در سطح دريا، مي باشد. فشار زياد هسته با در بر گرفتن همهگازهاي خورشيد، مانع از فروپاشي آن مي شود. در واقع هسته با داشتن اين فشار زياد،وزن خورشيد را تحمل ميکند.
تقريبا همه ترکيبات اتمي در اين منطقه صورت مي گيرند. مانند ساير قسمتهايخورشيد، هسته آن نيز، بر اساس جرم، از ۷۲ درصد هيدروژن، ۲۶ درصد هليوم و ۲ درصدعناصر سنگين تر تشکيل شده است. ترکيبات اتمي به تدريج محتويات هسته را تغيير دادهاند. در حال حاضر ۳۵ درصد از جرم هيدروژن در قسمتهاي مرکزي هسته و ۶۵ درصد آن درمرزهاي بيروني هسته متمرکزند.
منطقه تابشي
پيرامون هسته، پوسته ضخيمي به نام منطقه تابشي وجود دارد. ضخامت اين پوسته تا ۷۰درصد از شعاع خورشيد پيش رفته است. اين منطقه ۳۲ درصد از حجم و ۴۸ درصد از جرم آنرا شامل مي شود.
اين منطقه به دليل اينکه انرژي غالبا در اين جا به صورت نور و تشعشع سفر مينمايد، منطقه تابشي نام گرفته است. فوتون هاي به وجود آمده در هسته از ميان لايههاي پايدار گاز عبور مي کنند. اما آنها به خاطر غلظت شديد ذرات گاز دچار پراکندگيشده و گاهي مدت ۱ ميليون سال طول مي کشد که يک فوتون از اين منطقه گذر کند.
درپايين منطقه تابشي، چگالي معادل ۲۲ گرم در هر سانتيمتر مکعب (حدودا دو برابر چگاليسرب) و دما ۸ ميليون K مي باشد. در بالاي منطقه تابشي، چگالي معادل ۰.۲ گرم در هرسانتيمتر مکعب و دما ۲ ميليون K است.
ترکيبات عناصر در منطقه تابشي از زمان تولد خورشيد تا به امروز به همين شکل باقيمانده است. درصد عناصر در بالاي منطقه تابشي بسيار شبيه به سطح خورشيد ميباشد.
منطقه حرارتي
بالاترين لايه دروني خورشيد، منطقه حرارتي، از منطقه تابشي تا سطح خورشيد کشيدهشده است. اين منطقه از سلول هاي حرارتي در حال جوش تشکيل شده است که ۶۶ درصد از حجمخورشيد و تنها کمي بيش از ۲ درصد جرم آن را به خود اختصاص داده است. در بالايمنطقه، چگالي نزديک به صفر و دما حدود K۵۸۰۰مي باشد. از آنجا که فوتون هاي خارجشده از منطقه تابشي باعث داغ شدن سلولهاي حرارتي مي گردند، اين سلولها به سمت سطحخورشيد در جوش و التهابند.
ستاره شناسان تا کنون دو نوع از سلولهاي حرارتي را مشاهده کردند. سلولهاي دانهاي (granulation) و سلولهاي ريز دانه اي (supergranulation). سلولهاي دانه اي حدود۱۰۰۰کيلومتر و سلولهاي ريزدانه اي در منطقه اي باضخامت تقريبي۳۰۰۰۰ کيلومتر ميباشند.
فوتوسفر
پايين ترين لايه اتمسفر خورشيد فوتوسفر نام دارد. اين منطقه نوري را که ما ميبينيم متساطع مي نمايد. ضخامت فوتوسفر ۵۰۰ کيلومتر است. ولي بخش اعظم نوري که مامشاهده مي کنيم از پايين ترين قسمتهاي اين منطقه که ضخامت آن تنها حدود ۱۵۰ کيلومتراست ناشي مي شود. ستاره شناسان گاهي اين قسمت راسطح خورشيد مي دانند. در پايينفوتوسفر دما K۶۴۰۰و در بالاي آن K۴۴۰۰مي باشد.
فوتوسفر از شمار زيادي دانه تشکيل شده که در بالاي سلولهاي دانه اي قرار دارند. يک دانه معمولي حدو ۱۵ تا ۲۰ دقيقه عمر مي کند. ميانگين چگالي فوتوسفر کمتر از يکميليونيم گرم در هر سانتيمتر مکعب مي باشد. به نظر مي رسد که اين مقدار چگالي بسيارناچيز است اما در هر سانتيمتر مکعب از اين منطقه بين ده ها تريليون تا صدها تريليونذرات خاص وجود دارند.
کروموسفر
منطقه بعدي کرومسفر است. مهمترين خصوصيت اين منطقه افزايش دما بين K۱۰.۰۰۰تاK ۲۰.۰۰۰مي باشد.
ستاره شناسان نخست طيف کرومسفر را در هنگام کسوف هاي کاملشناسايي کردند. اين طيف پس از آنکه ماه, فوتوسفر را مي پوشاند، قبل از پوشيده شدنکرومسفر در سايه ماه، قابل رويت است. اين حالت تنها چند ثانيه به طول مي کشد. خطوطيکه از اين طيف منتشر مي شوند مانند نور فلش به طور ناگهاني به چشم مي خورند، از اينرو به اين طيف، طيف فلش مي گويند.
کرومسفر ظاهرا از تشکيلاتي شبيه ميخ به نام “خار” ساخته شده است. يک خار معموليحدود ۱۰۰۰ کيلومتر عرض و تا ۱۰.۰۰۰ کيلومتر ارتفاع دارد. چگالي کرومسفر حدود ۱۰بيليون تا ۱۰۰ بيليون ذره در هر سانتيمتر مکعب است.
منطقه انتقالي
دماي کرومسفر تا حدودK۲۰.۰۰۰، و دماي تاج خورشيد به بيش از K۵۰۰.۰۰۰مي رسد. بين دو منطقه مذکور، منطقه اي با ميانگين دما وجود دارد که به آن منطقه انتقالي ميگويند. اين منطقه بيشتر انرژي خود را از تاج خورشيد مي گيرد و بيشتر نور خود را بهشکل فرابنفش متساطع مي نمايد.
ضخامت منطقه انتقالي چند صد تا چندين هزار کيلومتراست. در برخي قسمتها، خارهاي کرومسفر که نسبتا سرد شده اند سر بر افراشته و بهاتمسفر خورشيد مي رسند. در برخي قسمتها نيز ترکيبات داغ تاج خورشيد تا نزديکيفوتوسفر فرو مي رود.
تاج خورشيد
تاج خورشيد بخشي از اتمسفر آن است و دمايي متجاوز از K۵۰۰.۰۰۰دارد. تاج خورشيدمتشکل از گازهاي يونيزه شده به شکل رود و يا حلقه اي مي باشد. ترکيبات و ساختمانتاج خورشيد به صورت عمودي به سطح آن متصل است و ميادين مغناطيسي که از اعماق خورشيدساطع مي گردند منجر به شکل گيري اين منطقه مي شوند. دماي هر يک از جريانات تاجخورشيد به خطوط ميدان مغناطيسي شکل دهنده همان جريان بستگي دارد.
دماي نزديکترين بخش از تاج خورشيد به سطح آن حدودا بين ۱ تا ۶ ميليون K و چگالي آن معادل ۱۰۰ميليون تا ۱ بيليون ذره در هر سانتيمتر مکعب مي باشد. دماي اين منطقه هنگام وقوع يکفوران به ده ها ميليون کلوين مي رسد.
بادهاي خورشيدي
تاج بسيار داغ خورشيد در فضا منتشر و دائم در آن گسترده مي شود. به جريان گازهايتاج خورشيد در فضا، بادهاي خورشيدي مي گويند. چگالي اين بادها در نزديکي خورشيدتقريبا بين ۱۰ تا ۱۰۰ ذره در هر سانتيمتر مکعب مي باشد.
باد خورشيدي با سرعتي معادل صدها کيلومتر در ثانيه از خورشيد به هر سوي مي وزد. در فواصل زيادي از خورشيد يعني فراتر از مدار پلوتو، از سرعت اين باد که مافوق صوتمي باشد، کاسته مي شود و با گازهاي ميان ستاره اي ترکيب مي گردد.
بادهاي خورشيدي به شکل يک حباب بزرگ شبيه به قطره اشک به نام هليوسفر، در فضايميان سياره اي گسترده شده است. خورشيد و همه سياره هاي آن درون هليوسفر مي باشند. فراتر از مدار پلوتو، دورترين سياره از خورشيد، هليوسفر به گازها و غبارهاي ميانستاره اي مي پيوندد. گرچه اتمهاي موجود در فضاي بين ستاره اي مي توانند در اين حبابنفوذ نمايند اما در واقع مي توان گفت که همه مواد تشکيل دهنده هليوسفر از خودخورشيد ناشي مي شوند.
فعاليت هاي خورشيدي
ميدان هاي مغناطيسي خورشيد از منطقه حرارتي، بالا رفته و از ميان مناطق فوتوسفر،کرومسفر و تاج خورشيدي سر بر مي آورند. اين جريانات مغناطيسي منجر به شکل گيريفعاليت هاي خورشيدي مي گردند. اين فعاليت ها شامل پديده هايي به نام لکه هايخورشيدي، شعله هاي بلند، زبانه ها و فوران هاي تاج خورشيد مي باشند.
زبانه هاي خورشيدي
زبانه هاي خورشيدي انفجارهاي مهيبي در سطح خورشيد مي باشند. در مدت زماني معادلچند دقيقه يک زبانه مي توانند دماي مواد موجود را تا ميليون ها درجه افزايش دهد وانرژيي آزاد نمايد که معادل انرژي آزاد شده توسط يک هزار بيليون تن TNT مي باشد. اين انفجارها در نزديکي لکه هاي خورشيدي، معمولا در راستاي خطوطي بين دو سر ميدانمغناطيسي رخ مي دهند.
زبانه ها انرژي را به اشکال گوناگوني مانند پرتوهاي الکترومغناطيس (پرتوهاي گاماو ايکس) و ذرات باردار (پروتون و الکترون) آزاد مي کنند.
دانشمندان براي نخستين بار به اين نتيجه رسيدند که زبانه ها و فوران هاي خورشيديلرزه هايي را در اعماق خورشيد به وجود مي آورند که بسيار شبيه به زمين لرزه درسياره ما مي باشند. محققان زبانه اي را مشاهده نمودند که منجر به وقوع لرزه ايبسيار شديد در اعماق خورشيد گرديد. اين لرزه ۴۰ هزار بار بيشتر از زمين لرزه شديدسانفرانسيسکو در سال ۱۹۰۶ انرژي آزاد نمود. مقدار اين انرژي آزاد شده به حدي بود کهمي توانست برق مصرفي ايالات متحده را تا مدت ۲۰ سال تامين نمايد.
مناطقي که لکه هاي خورشيدي و فوران ها در آنها شکل مي گيرند، مناطق فعال ناميدهمي شوند. مقدار فعاليت هاي خورشيدي از ابتداي يک چرخه لکه خورشيدي، به تدريج افزايشمي يابد و با گذشت پنج سال به حداکثر مي رسد. تعداد لکه ها در هر زمان متفاوت است. در قسمتي از صفحه خورشيد که ما مي بينيم، تعداد آنها از صفر تا ۲۵۰ لکه تغيير ميکند.
لکه هاي خورشيدي
لکه ها ي خورشيدي مناطقي تيره و تقريبا دايره اي شکل در سطح خورشيد مي باشند. آنها زماني شکل مي گيرند که دسته اي از خطوط مغناطيسي درون خورشيد به سطح آن ميرسند.
دماي لکه ها از دماي مناطق اطرافشان کمتر و ميدان مغناطيسي در آنها بسيار قوياست. دماي لکه هاي خورشيدي بين ۴۰۰۰ تا ۴۵۰۰ کلوين و دماي سطح خورشيد ۵۷۰۰ کلويناست. به همين دليل آنها تيره تر از سطح ستاره به نظر مي رسند.
داده هاي رصدي از دهه ۸۰ قرن بيستم نشان مي دهند که تعداد لکه هاي خورشيدي باشدت تابش خورشيد مرتبط است. جالب اين که هر چه تعداد لکه ها بيشتر باشد، شدت تابشنور خورشيد بيشتر است، چون که مناطق اطراف لکه ها درخشان تر اند.
ابرنواختر ستاره اي در حال انفجار مي باشد که مي تواند بيليون ها بار درخشان تراز خورشيد باشد، پيش از آنکه به تدريج محو شود. در هنگام درخشندگي، نور يک ستارهمنفجر شده مي تواند همه يک کهکشان را تحت الشعاع قرار دهد. اين انفجار، ابر عظيمياز گاز و غبار را در فضا ايجاد مي نمايد. جرم مواد موجود در اين ابرها مي تواندمتجاوز از ۱۰ برابر جرم خورشيد باشد.
ستاره شناسان دو نوع از ابرنواختر ها راشناسايي کرده اند. نوع اول و نوع دوم. نوع اول ابرنواخترها احتمالا در ستاره هايدوتايي شکل مي گيرند. ستاره دوتايي به يک جفت ستاره اطلاق مي گردد که به هم نزديکندو دور يکديگر مي چرخند. نوع اول احتمالا در دوتايي هايي رخ مي دهد که يکي از آنهايک ستاره کوچک و متراکم به نام کوتوله سفيد است. اگر اين دو ستاره به اندازه کافيبه يکديگر نزديک باشند، جاذبه کوتوله سفيد اجرام و ذرات ستاره همراه خود را به سمتخود مي کشد. هنگاميکه کوتوله سفيد به جرمي معادل ۴/۱ برابر جرم خورشيد رسيد، متلاشيو منفجر مي گردد.
نوع دوم ابرنواختر در اثر مرگ يک ستاره بسيار بزرگتر از خورشيد شکل مي گيرد. زمانيکه چنين ستاره اي به آخر عمر خود مي رسد، هسته آن به سرعت متلاشي مي گردد. حجمبينهايت زيادي انرژي ناگهان به شکل نوترون (نوعي از ذرات تشکيل دهنده اتم) وپرتوهاي الکترومغناطيس (نيروهاي الکتريکي و مغناطيسي) آزاد مي شود. اين انرژي باعثتبديل ستاره به ابرنواختر مي گردد.
بيشتر ابرنواختر ها در چند روز نخست شکل گيري به حداکثر درخشندگي مي رسند و تاچندين هفته درخشندگي آنها ادامه خواهد داشت. با گذشت چند ماه درخشندگي آنها کم ميشود. و در طي سالها همچنان از درخشندگي آنها کاسته مي گردد. تفاوت ديگر ابرنواخترها در مقدار و ترکيب مواديست که به فضا خارج مي کنند.
ابرنواختر ها همچنين مي توانند اجرام گوناگوني را بر جاي بگذارند. پس از برخي ازانفجارهاي ابرنواختر، ستاره اي کوچک و متراکم متشکل از نوترون ها و يا شايد ذراتبنيادي کوارک بر جاي مانده است. به چنين ستاره اي ستاره نوتروني مي گويند. به ستارههاي نوتروني که به سرعت مي چرخند و به شدت مغناطيسي باشند، اصطلاحا تپ اختر ميگويند. پس از برخي انفجارها ممکن است جرم نامرئي به نام سياهچاله ايجاد گردد. سياهچاله چنان گرانشي دارد که حتي نور نيز نمی تواند از آن عبور کند.
دانشمندان بر اين باورند که ابرنواخترها به وجود آرندگان عناصر سنگيني چون آهن،طلا و اورانيوم که در زمين و اجرام منظومه شمسي يافت شده اند مي باشند.
در سال۱۰۵۴ستاره شناسان چيني ابرنواختري را ثبت کردند که در تمام طول روز درخشش آن پيدابود. اين انفجار از خود يک تپ اختر و سحابي کراب که همچنان قابل رصد است را بر جايگذاشت.
در سال ۱۹۸۷، يک ابرنواختر در ابر ماژلاني، نزديک ترين کهکشان به راه شيري،مشاهده شد. در طي ۴۰۰ سال اين اولين ابرنواختري بود که با چشم غير مسلح قابل رويتبود.
جدول آماري خورشيد
جرم (کيلوگرم) ۳۰ +e۱.۹۸۹
جرم (زمين =۱) ۳۳۲,۸۳۰
شعاع استوايي (کيلومتر)۶۹۵,۰۰۰
شعاع استوايي (زمين =۱) ۱۰۸.۹۷
ميانگين چگالي (گرم در سانتيمتر مکعب)۱.۴۱۰
دوره گردش (روز) ۲۵-۳۶
شتاب گريز از سطح (کيلومتر در ثانيه)۶۱۸.۰۲
درخشندگي (ارگ* در ثانيه) ۳۳e۳.۸۲۷
ميانگين دماي سطح ۶,۰۰۰°C
سن)بيليون سال) ۴.۵
عناصر اصلي شيميايي ۹۲.۱%
هيدروژن ۷.۸%
هليوم۰.۰۶۱%
اکسيژن ۰.۰۳۰%
کربن ۰.۰۰۸۴%
نيتروژن ۰.۰۰۷۶%
نئون۰.۰۰۳۷%
آهن ۰.۰۰۳۱%
سيليکون ۰.۰۰۲۴%
منيزيوم ۰.۰۰۱۵%
گوگرد۰.۰۰۱۵%
*ارگ (erg) واحد انرژي در دستگاه cgs، معادل کار انجام گرفته در بالا بردن جرميمعادل ۰۰۱/۰ گرم تا ارتفاع يک سانتيمتر. براي مثال يک حشره موقع بالا رفتن از ضخامتيک برگ کاغذ، ۱ ارگ انرژي مصرف مي کند. ما به هنگام بالا رفتن از يک پله، يکميليارد ارگ انرژي مصرف مي کنيم.
موضوع:
اجتماعي
نویسنده:
محمد غلامزاده
تاریخ درج
يك شنبه 29 مهر 1386
کلیدواژه ها:
خورشيد
|
.jpg)
.jpg)
.jpg)
