ICT مرکز آموزشی  

Information Communication Technology

: آشنايي با خورشيد

.اثر نویز و فعالیت خورشید روی امواج رادیویی و ماهواره ای در سطح زمین

.................................................................................................................................................

آشنايي با خورشيد 


خورشيد ستاره اي است که در مرکز منظومه شمسي قرار دارد کره اي بزرگ از گاز هاي سوزان و واکنش هاي هسته اي است که زمين را ازنور و گرما بهرمند مي سازد . درخشش مطلق خورشيد ( درخشندگي دروني آن ) برابر با 83/4 + است نوع آن مي باشد ( نوع مربوط به ستارگاني است که طيف آنها خطوط فلزي قوي را جذي مي کند ) يوناني ها خورشيد را هليوس و رومي ها آن راسول مي ناميدند .

فاصله خورشيد از زمين چه قدر است ؟


خورشيد ستاره اي زرد رنگ با اندازه متوسط است که فاصله آن از زمين به مقدار 93،026،724 مايل ( 000/680 /149 کيلو متر يا يک واحد نجومي ) است نزديکترين فاصله زمين تا خورشيد ( نزدين ) در حدود 2 ژانويه هر سال است در اين هنگام فاصله اي برابر با 4/91 ميليون مايل ( 1/147 ميليون کيلومتر ) بين آنها وجود دارد دورترين فاصله زمين تا خورشيد ( اوج ) در حدود 2 جولاي هر سال است در اين هنگام فاصله اي برابر با 8/94 ميليون مايل ( 6/ 152 ميليون کيلومتر ) بين آنها وجود دارد .

د

نمودار مدار زمين و خورشي

دماي خورشيد


دماي مرکز خورشيد بين 10 0 تا 0 5/22 ميليون فارنهايت دماي سطح آن حدود 900/9 فارنهايت ( 500/5 سانتيگراد و دماي جو خارجي خورشيد ( که در حين کسوف قابل مشاهده است ) بين 5/1 تا 2 ميليون فارنهايت است در مرکز لکه هاي بزرگ خورشيدي مقدار گرما به 7300 فارنهايت ( 4000 سانتي گراد ) مي رسد دماي خورشيد به واسطه انرژي گسيل شده از آن (نور و گرما ) تعيين مي شود .

ترکيب خورشيد


خورشيد درحدود 10×2 کيلو گرم گاز تشکيل شده است 75% از اين گاز ها هيدروژن و 25% از آن هليوم است حدود 1/0 % نيز فلزات ناشي از همچوشي هسته اي هيدروژن هستند اين نسبت با گذر زمان که اتمهاي کوچک تر با ادامه واکنش هاي هسته اي تبديل به اتمهاي بزرگتر مي شوند تغيير مي کند از آنجا که حدود 5/4 ميليارد سال از عمر خورشيد مي گذرد ، اين ستاره حدود نيمي از منابع هيدروژن خود را سوزانده است خورشيد متعلق به نسل دوم يا سوم ستاره ها است ستاره هاي نسل دوم تنها هيدروژن نمي سوزانند بلکه عناصر سنگين تر از هليوم و فلزات را نيز به عنوان سوخت در اختيار دارند اين نوع ستاره ها به واسطه انفجار بزرگ ( آوارهاي ناشي از انفجار گروه دوم ستارگان ) به وجود آمدند نام عنصر هليوم از خورشيد ( در يونان هليوس ) گرفته شد علت اين انتخاب اين بود که اين عنصر اولين بار روي خورشيد شناسايي شد گاز هليوم برروي خورشيد فراوان اما برروي زمين اندک است عنصر هليوم توسط جوليوس جانسون در هنگام کسوف مطلق سال 1868 کشف شد او در آن زمان توانست خط جديدي را در طيف جذاب خورشيد شناسايي کند نورمن لوکير نام هليوم را پيشنهاد داد ترکيب خورشيد با بهره گيري از طيف نمايي که در آن نور مرئي خورشيد ( طيف خورشيد ) مورد مطالعه قرار مي گير ، بررسي مي شود .

توليد انرژي هسته اي


همچوشي هسته اي در مرکز خورشيد باعث توليد مقادير عظيم انرژي از طريق فرآيند تبديل هسته هاي هيدروژن به هليوم مي شود ( همچوشي هسته اي ) هر چند انرژي هسته اي خروجي خورشيد کاملاً منسجم نيست ، در هر ثانيه خورشيد حدود 000/000/00 6 ميليون تن هسته هيدروژن را به هليوم تبديل مي کند اين واکنش هاي همچوشي بخشي از جرم اتمها را ( حدود 4 ميليون تن ) به انرژِ تبديل کرده و مقدارعظيمي از آن را به صورت گرما و نور در منظومه شمسي آزاد مي کند در حين اين واکنشهاي همچوشي ، خورشيد در هر ثانيه 4 ميليون تن از جرم اتم ها را از دست مي دهد سوخت خورشيد حدوداً 5 ميليارد سال ديگر به پايان مي رسد هنگامي که اين اتفاق رخ دهد خورشيد منفجر شده و به صورت يک سحاب ابر سياره اي در مي آيد سحاب سياره اي پوسته بزرگي از گاز است که سياره هاي منظومه شمسي را نابود خواهد کرد .

عمر خورشيد


خورشيد 5/4 ميليارد سال پيش ، هنگامي که منظومه شمسي با ابري از جنس گاز و گرد و غبار آميخته شد به وجود آمد.

 


 

مرکز : مرکز خورشيد داراي دما و فشار بي نهايت زيادي است دماي خورشيد حدود 15 ميليون درجه سانتي گراد است . در اين دما همجوشي هسته اي روي داده که در آن يک هسته هيدروژن به يک هسته هليوم به اضافۀ مقدار زيادي انرژي تبديل مي شود سوختن هيدروژن باعث آزاد شدن پرتوهاي گاما ( فوتون هاي پر انرژي ) و نوترينوها ( ذرات بدون باروجرم ) مي شود. منطقـۀ راديواکتيو:لايه در بر گيرندۀ مرکز خورشيد، منطقه راديو اکتيو است که گسيل دهنده تشعشعات مي باشد . اين تشعشعات به طرف بيرون منتشر مي شوند . دماي اين بخش خورشيد بين 000/000/1سانتي گراد تا 000/000/15 سانتي گراد نوسان دارد . به علت اينکه فوتون ها تدريجا به سمت بيرون منتشر مي شوند ، عبور آنها از منطقه راديواکتيو ممکن است ميليون ها سال طول بکشد . منطقه انتقالي : در اين لايه ، فوتونها به حرکت خود به سمت خارج از طريق انتقال گرما ادامه مي دهند ( به طرف دما و فشار کمتر ) دماي اين بخش بين 000/6 تا 000/000/1 سانتي گراد نوسان دارد . نوره کره : اين بخش ، جو پايين خورشيد بوده و قسمتي است که ما آن را مي بينيم ( از آنجا که نور را با طول موج هاي مرئي گسيل مي کند ) ضخامت اين لايه حدود 300 مايل ( 500 کيلو متر ) و دماي آن حدود00 5/ 5 سانتي گراد مي باشد .رنگ سپهر : اين لايه قرمز رنگ منطقه اي است که دماي آن در حال افزايش است دما در ارتفاعات پايين آن 000/6 سانتي گراد و در ارتفاعات بالا 000/5 سانتي گراد است ضخامت اين لايه به چند هزار مايل ( چند هزار کيلو متر ) مي رسد . علت قرمز به نظر آمدن اين بخش اين است که اتمهاي هيدروژن در حالت بر انگيخته قرار دارند و تشعشعات را در نزديکي بخش سرخ طيف مرئي گسيل مي دارند رنگ کره در زمان کسوف ( هنگامي که ماه مسير نور کره را مسدود مي کند ) قابل مشاهده است هاله خورشيد :اين بخش لايه خارجي جو خورشيد است . هاله خورشيد به مقدار يک ميليون مايل امتداد مي ياب و دماي آن به يک ميليون درجه سانتي گراد مي رسد . در جاهايي که ميدان مغناطيسي خورشيد به صورت حلقه اي وارد فضا مي شود ، گودال هايي در هاله خورشيد پديد مي آيد . اين گودال هاي هاله اي ممکن است منشأ باد خورشيدي باشند ، جرياني از ذرات فعال که در منظومه شمسي نفوذ مي کنند .

 


  گردش خورشيد خورشيد به دور محوري چرخش مي کند که تقريباً بر سطح کسوفي عمود است . محور گردش خورشيد به مقدار 25/7 درجه از سطح کسوفي اتحراف دارد . جهت گردش خورشيد در خلاف عقربه هاي ساعت است ( هنگامي که از شمال به آن نگاه شود ) ، همان جهتي که سيارات به دور خود ( وبه دور مدار خورشيد ) مي چرخند به دليل اين که خورشيد متشکل از گاز است زمان گردش آن به دور خودش بر حسب عرض جغرافيايي آن متغير است . مناطق استوايي ( ارتفاع = صفر ) در 6/25 روز يک گردش کامل مي کنند . گردش مناطق داراي عرض جغرافيايي 60 درجه حدود 9/30روز طول مي کشد . گردش مناطق قطبي 36 روززمان مي برد

 


 
  تولد خورشيد


خورشيد مانند ديگر ستاره ها در سحابي که اکثر آن متشکل از هيدرژن بود تشکيل شد . ( سحاب ابر بين ستاره اي از جنس گرد وغبار و گاز است ) . اين مهدهاي ستاره اي در بازوهاي کهکشانهاي مارپيچي از قبيل کهکشان راه شيري فراوانند بخشهاي چگال ابرها در مهد ستاره اي ، سقوط جاذبه اي را تجربه کرده و براي تشکيل کره گازي گردان متراکم مي شوند . کره کوچک با بيرون دادن امواج راديويي و تشعشعات فراسرخ خنک مي شود . اين کره توسط نيروهاي گرانشي و همچنين امواج ضربه اي فشار که از ابر نواختر يا گاز داغ آزاد شده از ستاره هاي درخشان مجاور ناشي مي شود ، متراکم مي گردد . اين نيرو ها باعث سقوط و گردش جسم نسبتاً کروي ميشوند . فرآيند سقوط بين 000/10 تا 000/000/1 سال طول مي کشد.

هسته مرکزي و اولين صفحه سياره اي


نزدکترين اتمها باعث افزايش فشار و دما در جسم کروي با ادامه يافتن فرآيند سقوط مي شودهمچنين جسم کروي با سرعت بالاتري گردش مي کند . اين حرکت چرخشي باعث افزايش نيرو گريز از مرکز ( نيروي پرتوي وارد بر اجسام چرخنده ) مي شود که باعث برخوردار شدن جسم کروي از يک هسته مرکزي و صفحه پهن مجاوري از جنس گرد وغبار ( اولين صفحه به هم پيوسته ) مي گردد . هسته مرکزي تبديل به ستاره اي در نهايت به صورت سياره هاي مداري يا سيارکها در مي آيد .

نخستين ستاره


ابر منقبض شونده به علت وجود اصطکاک گرم شده و يک ستاره اوليه مشتعل تشکيل مي دهداين مرحله حدوداً 50 ميليون سال طول مي کشد در صورت وجود مواد کافي در ستاره اوليه سقوط گرانش شدن ادامه مي يابد .

ستاره نوزاد


همجوشي هسته اي با رسيدن به دماي 000/000/27 فارنهايد در مرکز خورشيد آغاز مي شود در اين واکنش هسته اي اتمهاي هيدروژن به اتمهاي هليوم و انرژي تبديل مي شوند . اين تولد انرژي ( تشعشع ) از انقباض بيشتري خورشيد جلوگيري مي کند ستاره هاي جوان اغلب فواره هاي قوي از تشعشع را پرتابمي کنند که اين باعث گرم شدن مواد مجاور تا نقطه اي مي شود که ستاره جوان با درخشش مي تابد. طول اين فواره هاي متمرکز به تر يليون ها مايل و سرعت آنها به 000/500 مايل در ساعت مي رسد احتمالاً ميدان مغناطيسي سياره ها علت تمرکز اين فواره ها است . سپس خورشيد تثبيت شده و به صورت يک کوته لو زرد که ستاره اي از رشته اصلي است در مي آيد . اين وضعيت حدوداً 10 ميليارد سال طول مي کشد . پس از آن سوخت هيدروژن يه پايان رسيده و خورشيد نابود مي شود . عمر خورشيد حدود 5/4 ميليارد سال است . اين ستاره حدود نيمي از سوخت هسته اي خود ( هيدروژن ) را استفاده کرده است . خورشيد تا 5 ميليارد سال ديگر از بين مي رود . هر چه خورشيد پير تر شود بزرگتر مي شود . با خالي شدن هسته از هيدروژن و سپس هليوم هسته کوچک شده و لايه هاي خارجي منبسط ، خنک و تيره مي شود . در اين هنگام خورشيد به صورت يک غول قرمز در مي آيد . پس از اين مرحله انبساط لايه هاي خارجي خورشيد ادامه پيدا مي کند . هسته منقبض شده و اتمهاي هليوم موجود در آن به هم جوش مي خورند .اين فرآيند منجر به تشکيل اتمهاي کربن و آزاد شدن انرژي مي شود . از آنجا که تراکم بيشتر اتمهاي کربن ممکن نيست هسته پايدار و استوار خواهد شد .


پس لايه هاي خارجي خورشيد به درون فضا حرکت کرده و يک سحاب سياره اي تشکيل مي دهند ( سحاب سياره اي ارتباطي با سياره ها ندارد ) که در نتيجه خورشيد نمايان مي شود بيشتر جرم خورشيد به سحاب اضافه مي شود . باقيمانده خورشيد سرد و کوچک شده و قطر آن در نهايت تنها به چند هزار مايل کاهش مي يابد ! در اين هنگام خورشيد به صورت يک کوته لو سفيد در آمده و ستاره اي پايدار و بدونه سوخت هسته اي شده است . اين خورشيد گرماي باقي مانده خود را تا مليارد ها سال بعد متشعشع مي کند وقتي تمام گرماي آن را از دست رفت به صورت يک کوته لوسرد و سياه در آمده و اساساً يک ستاره مرده خواهد بود ( احتمالاً ابريز از الماس و کربن بسيار متراکم )

 


  کسوف ها


کسوف زماني رخ مي دهد که ماه ديد ما را نسبت به خورشيد مسدود مي کند اين اتفاق زماني پديد مي آيد که ماه دقيقاً بين زمين و خورشيد قرار مي گيرد . طولاني ترين کسوف ها زماني روي مي دهند که زمين در اوج ( دورترين فاصله از خورشيد ، کوچکترکردن صفحه خورشيدي ) و ماه درحضيض ( نزديکترين فاصله از زمين ، بزرگترين فاصله از زمين بزرگتر کردن قطرظاهري ماه ) قرار دارند


  مراحل کسوف مطلق


دانه هاي بيلي دانه هاي بيلي از انفجارات دانهاي شکل نور هستند که حدودا 15 ثانيه قبل وبعد از کسوف کامل ظهور مي کنند. دانه هاي بيلي توسط تابش نور از ميان دره هاي موجود در حاشيه ماه پديد مي آيند نام اين دانه ها از نام ستاره شناس انگليسي فرانسيس بيلي (1844-1774) که يکي از موسسان جامعه سلطنتي ستاره شناس بود گرفته شد.

انگشتر الماس


انگشتر الماس انفجار بزرگي از نور است که چند ثانيه قبل از کليت کسوف روي مي دهد.

کليت


کليت به زمان کوناهي گفته مي شود که مسير خورشيد کاملا توسط ماه مسدود مي گردد. کليت بيش از هشت دقيقه بر روي هيچ نقطه اي از زمين طول نمي کشد


چيزهايي که در حين کليت مي بينيم:


بخشهايي از خورشيد از قبيل هاله خورشيدي ( خارجي ترين لايه جو خورشيد که ما معمولا آن را نمي بينيم ، در حين کسوف کامل قابل مشاهده مي شوند.



در اکثر بخشهاي هاله خورشيدي پرتوهاي x انتشار مي يابند که ما قادر به ديدن آنها نيستيم اما چيزي که ديدن آن براي ما ممکن است انتشار نور نور کره توسط الکترون هاي آزاد پلاسملي هاله است. نور بسيار قوي نور کره ( صفحه مرئي خورشيد ) معمولا بر هاله خورشيدي توفق يافته و در نتيجه هاله از ديد ما ساتر مي شود . مسير نور کره در حين کسوف توسط ماه مسدود شده و ما قادر به ديدن نور ضعيف و پراکنده هاله ( اين بخش از هاله ، هاله k نام دارد) مي شويم. چند دقيقه بعد از کليت ما به ديدن ستون هاي هاله اي ، دودهاي قطبي و برجستگي ها توانا مي گرديم.

انواع کسوفکسوف نيمه کامل:


کسوف نيمه کامل زماني است که ماه تنها بخشي از صفحه خورشيدي را مي پوشاند.


کسوف کامل:


کسوف کامل زماني است که ماه تمام صفحه خورشيدي را مي پوشاند. کسوفهاي کامل تنها از مسير باريکي که ار ميان سطح زمين مي گذرد ( با چرخش زمين ) قابل مشاهده هستند . بخش نيمه کامل کسوف حدود يک ساعت طول مي کشد . اما کليت زماني که صفحه خورشيدي کاملا مسدود مي شود از هر نقطه اي بر روي زمين بيش از 8 دقيقه طول نمي کشد . در زمان کليت آسمان به اندازه کافي براي ديدن ستاره ها تيره مي شود.


کسوف حلقوي :


در هنگام کسوف حلقوي خورشيد به صورت يک حلقه به نظر مي آيد وقتي که ماه کاملا صفحه خورشيدي را مسدود نکرده اين حلقه قابل مشاهده است کسوفهاي حلقوي زماني پديد مي آيند که خورشيد در نزدين(نزديکترين فاصله تا زمين بزرگتر به نظر آمدن خورشيدي)و ماه در اوج (دورترين فاصله از زمين ، کوچکتر به نظر آمدن ماه) قرار دارند.

 


 

اندازه خورشيدقطر خورشيد 938/864 مايل ( 980/391/1 کيلو متر است . اين اندازه حدوداً 10 برابر بزرگتر از سياره مشتري و 109 برابر بزرگتر از سياره زمين است . حجم خورشيد 400/299/1 برابر بزرگتر از حجم زمين است .

حدود 000/300 را کره زمين در خورشيد جا مي گيرد . با اين وجود در مقايسه با ستاره هاي ديگر خورشيد ستاره متوسطي است . غولهاي قرمز مانند ً منکب الججارً حدود 700 مرتبه بزرگتر از خورشيد بوده و 50 مرتبه از آن جرم بيشتري دارند ً منکب الججارًحدوداً 000/14 مرتبه درخشان تر از خورشيد است . در برابر ابر غولهاي سرخ کوتوله و کوچک به نظر مي آيد . اندازه ظاهري خورشيد در آسمان arc minutes است ( بزرگترين جسم در آسمان l arc minute بزرگتراز ماه ).

جرم خورشيدجرم خورشيد حدودًا 30 10/× 99/1 کيلو گرم مي باشد . اين مقدار 000/333 برابر بيشتر از جرم زمين است . خورشيد داراي 8/99 % از کل جرم منظومه شمسي است . با وجود تبديل شدن هيدروژن به هليوم در واکنشهاي همجوشي و آزاد شدن مقدار زيادي انرژي در اين فرآيند ، به تدريج از جرم خورشيد کاسته مي شود .

 

ساختمان خورشيد وپديده هاي خورشبديخورشيد نزديکترين ستاره به زمين است . پس از خورشيد نزديکترين ستاره به ما پروکسيماي قنطورس است که فاصله آن تا خورشيد 270000 بار بيشتر از فاصله زمين تا خورشيد است.
4/3 گاز درون خورشيد را سبکترين گازها يعني هيدروژن تشکيل ميدهد. در اعماق داغ خورشيد, اتمهاي هيدروژن با يکديگر تجمع مي کنند. در اين تجمع و تماس, گروهي از اتمها با چنان شدتي به گروه ديگر برخورد مي کنند که در هم ذوب و ترکيب مي شوند و جسم کاملا متفاوتي به نام هليوم مي سازند. بي هيچ وقفه اي در هر ثانيه 700 ميليون تن هيدروژن به هليوم تبديل مي شود. بخش کوچکي از جرم ماده خوشيد در فرآيند تبديل به هليوم از بين مي رود و مجددا بصورت انرژي خالص ظاهر مي شود. در هر ثانيه چهار ميليون تن از جرم خورشيد کم مي شود و جرم از بين رفته در پنجاه ميليون سال چيزي معادل جرم زمين است.
همچنان که هيدروژن به هليوم تبديل مي شود, جرقه هاي انرژي ساطع مي گردد. چگالي عظيم ماده, اين جرقه ها را درون خورشيد نگه مي دارد و آنها تا پيش از رسيدن به سطح خورشيد, حدود يک ميليون سال در قسمت داخلي در حرکتند. آنگاه انرژي به درون فضاي تاريک جريان مي يابد و قسمتي از اين انرژي طي يک ميليون سال ديگر به نيمه راه نزديکترين کهکشان آن سوي راه شيري مي رسد. اگر مراحل گرمايي خورشيدي درست هم اکنون متوقف مي شد, چندين هزار سال طول مي کشيد تا خورشيد آن قدر سرد شود که براي ما قابل درک باشد .


 
ساختمان خورشيد:
 
نورکره:بخشي از خورشيد را که مي توان تحت شرايطي با چشم نورکره مي گوييم که داراي ضخامتي حدود 400 کيلومتر است, روي همين بخش لک هاي خورشيدي ظاهر مي شود. اين لک ها را اولين بار گاليله مشاهده کرد. اين لک ها ساختاري پيچيده دارند ولي به طور کلي, مرکزي به نام سايه دارند که بابخش روشنتري به نام نيم سايه احاطه شده است. لک هاي خورشيدي, بشقابي شکل به نظر مي رسند و در واقع مناطقي هستند در سطح خورشيد که حدود 2000درجه کلوين خنکتر از مناطق مجاور خود اند. ميدان هاي مغناطيسي هميشه همراه اين لکه ها هستند .لکه ها تعدادشان متغير است و سيکلي شناخته شده دارند. در سال هاي فقط حدود 50 گروه لکه روي خورشيد مشاهده مي شود, در حالي که در سال هاي پر فعاليت اين تعداد به 500 يا بيشتر مي رسد. اين سيکل به طور متوسط 11 سال طول مي کشد ولي از نظر مغناطيسي سيکل خورشيد 22 ساله است. در سال 1947 مجموعه عظيمي از اين لکه ها روي خورشيد ظاهر شد که سطحي بيش از 5 ميليارد کيلومتر مربع را پوشانيد. فعاليت خورشيد بر اساس سيکل 11 ساله در سال هاي 1947,1958,1969,1980و 1990 به بالاترين حد رسيده است.
با نگاه کردن به لکه ها مي توانيم بفهميم که خورشيد مي چرخد. آن طور که از زمين ديده مي شود, در نزديکي استوا تقريبا 26 روز طول مي کشد تا لکه ها يک دور کامل بزنند, حال آنکه اين مدت در حوالي قطبها به 40 روز مي رسد. اين اختلاف در چرخش ثابت مي کند که خورشيد نمي تواند مانند زمين يک جسم جامد باشد و در صورتي که خورشيد جامد بود, همه ي لکه ها همزمان به دور خورشيد کشيده مي شدند. اگر بتونيد خط سير لکه ها را دنبال کنيد ديدن اين که دو يا سه هفته پس از محو شدن همه ي لکه ها در پشت خورشيد, هنوز يکي از آنها در همان جا قرار دارد تماشايي و هيجان انگيز خواهد بود و شما مي تونيد حتي تغييرهاي احتمالي لکه رو هم بررسي کنيد


  ساختار خورشيد


رنگين کره :
 
در بالاي سطح نورکره تغييراتي فيزيکي در گازها وجود دارد. منطقه اي که بلافاصله پس از نورکره و روي آن قرار دارد رنگين کره را تشکيل مي دهد. مطالعه ي رنگين کره بيشتر در زمان گرفتگي کامل خورشيد انجام مي پذيرد. روي اين منطقه, پس از مطالعات زياد, طيفي تشخيص داده شده که پيش از اين به لحاظ اطلاعات کم آنرا هليوم مي ناميدند . ضخامت رنگين کره موجود بين سطح خنک و خنثاي نورکره و لايه ي داغ و يونيزه تاج حدود 2500 کيلومتر است و به زايده هاي تيز ختم مي شود بنابراين در همه جا يکسان نيست . تراکم و چگالي در رنگين کره به گونه اي است که هرچه به طرف بالاتر برويم کمتر مي شود ولي به عکس درجه ي دما به تدريج از 40000 تا 50000 درجه ي سانتيگراد تغيير مي کند که به نظر مي رسد فعاليت هاي مغناطيسي سبب اين افزايش دماست. رنگين کره به هنگام کسوف ممکن است به شکل نواري قرمز و نازک ديده شود و به همين لحاظ (فام سپهر) نام گرفته است.


 
تاج :
 
بيروني ترين بخش خورشيد را تاج تشکيل مي دهد. به عبارت رنگين کره نهايتا به تاج ختم مي شود. طول موج هاي گسيل شده از اين بخش را با آنتن هاي مخصوص مي توان ثبت کرد. انرژي پخش شده در طول موج حدود يک سانتيمتر است و اگر خورشيد نمونه ي ستاره اي معمولي باشد بايد قبول کرد که ساير ستاره ها نيز ممکن است منابعي براي امواج راديويي باشند. تاج به لحاظ تراکم, بسيار پايين و رقيق است ولي همين بخش نيز خيلي داغ است. در تاج تعداد اتم در يک سانتيمتر مکعب برابر با 9^10 است که در مقايسه با رقم 16^10 در رنگين کره ناچيز است. ضمن اينکه اين عدد در زمين و در سطح دريا معادل 19^10 در سانتي متر مکعب است. با اين حال جالب است که حرارت تاج, از رنگين کره هم بيشتر است .


بعضي از پديده هاي خورشيدي:


 
زبانه ي خورشيدي
 
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.


زبانه هاي خورشيدي


 
مشعل ها
 
پديده هايي از خطوط روشن و ابري و معمولا همراه با لكه؛ فقط در حاشيه هاي خورشيد مشاهده مي شوند. هنگامي كه له ها به حداقل مي رسند باز هم مشعل ها را مي توان نزديك قطب ها به صورت بافت هاي نقطه چين مانند در شرايط خوب جوي مشاهده كرد. و همچنين بررسي آن ها از نظر چرخش خورشيد در نزديكي قطبين مي تواند مفيد باشد.
 
 
ريز دانه ها
 
بافت موزاييك مانندي از دانه هاي ريز بر سطح خورشيد ايجاد مي شود كه در شرايط مناسب جوي با تلسكوپ هاي كوچك نيز ديده مي شود. عمر اين ريزدانه ها به طور متوسط به 8 دقيقه مي رسد و قطر آن نيز حدود 1000 متر است . ريزدانه ها شكل هاي غير منظم با فواصلي تيره دارند.



دانه هاي خورشيدي


شراره ها :
 
لکه هاي خورشيدي که مانند جزايري شناور از طوفان هاي اکترومغناطيسي اند, عمدتا همراه با مناطقي فعال از تخليه انرپي کمدوامند که آنها را شراره گويند. اين پديده همراه با لکه ها ايجاد مي شود و گاهي تعداد آنها چنان زياد است که بين دو لک نزديک را پل مي زنند و يا در کنار لکه هاي بزرگ صدها شراره کوچک ايجاد مي شود.
شراره ها از هنگام تولد خود تا رسيدن به ماکزيمم چند دقيقه اي بيشتر عمر نمي کنند و اغلب در مدتي حدود يک ساعت از بين مي روند. زماني که شراره ها ظاهر مي شوند انرپي در شکل هاي مختلف مانند پرتوايکس ,ماوراءبنفش ,تشعشعات مرئي ,پروتون هاي با سرعت زياد و الکترون ها همگي از سطح خورشيد خارج مي شوند و گاهي قدرت بعضي شراره ها به 2 ميليون مگاتن ماده ي (تي ان تي) مي رسد. در ششم مارس 1989 آثار قوي ترين شراره ها در 20 سال گذشته به ماهواره ها رسيد و محاسبات نشان داد که در حالت ماکزيمم, درجه ي حرارت در پلايماي شراره تا 10 ميليون درجه کلوين رسيده است!
يک هفته بعد آثار اين شراره ها به صورت طوفان هاي شديد در مغناطيس کره زمين ديده شد، شفق هاي قطبي پديد آورد و بعضي از ارتباطات راديوئي را مختل کرد.


 


شراره ها در اشعه x
 
باد خورشيدي :
 
باد خورشيدي حاصل پرتاب مواد با دماي زياد از قسمت تاج خورشيدي است. سرعت باد خورشيدي متفاوت است و سرعت متوسط آنرا مي توان حدود 500 کيلومتر در ثانيه در نظر گرفت. بدين ترتيب ذرات موجود در باد خورشيدي حدود 5 روز طول مي کشد تا به زمين برسد. قسمتي ازاين ذرات در ميدان مغناطيسي کره زمين به دام مي افتد. باد خورشيدي تا حدود 100 واحد نجومي پس از مدار پلوتو نيز امتداد مي يابد. ماهيت باد خورشيدي از ذرات اتمي باردار تاج خورشيد و عمدتا پروتون و الکترون است.
 
 
 
شفق قطبي :
 
روشن شدن برخي از منطق قطبي همراه با تلالو رنگ هاي مختلف در بعضي اوقات نتيجه حضور شفق قطبي است. طيف اين رنگ ها از سفيد تا قرمز تيره مي تئاند باشد. مکان وقوع آنها 100 کيلومتري بالاي اتمسفر تا حدود حدود 30 درجه اي قطبين مغناطيسي است. علت ايجاد شفق هاي قطبي به دام افتادن ذرات باردار حاصل از باد خورشيدي يا شراره ها در ميدان مغناطيسي زمين و برخورد آنها با گازهاي اتمسفر بالاي زمين است.
 
 
 
خورشيد از نظر طيف و انرژي :
 
طيف تشعشعات خورشيدي بسيار وسيع است و از 001/0 آنگستروم(مربوط به پرتوي گاماي شراره ها) تا چندين کيلومتر(مربوط به فرکانسهاي بيسار پايين راديوئي تاج خورشيد) است.
ميزان انرپي خورشيد که به لبه هاي بالاي جو زمين مي رسد، حدود 2 کالري بر سانتي متر مربع در دقيقه است که به نام ثابت خورشيدي خوانده مي شود .

 

لکه هاي خورشيديلکه هاي خورشيدي بخشهاي نسبتاً تيره و خنکي بر روي سطح خورشيد هستند . آنها در اندازه ها و اشکال مختلف و به صورت گروهي هستند.اين لکه ها بسياربزرگتر از زمين هستند و قطر آنها 10 برابر قطر زمين استلکه هاي خورشيدي تک ، بين يک تا دو هفته عمر مي کنند اما تعداد لکه هاي خورشيدي از يک چرخه 11 ساله پيروي مي کند چرخه فعلي لکه هاي خورشيدي در ميانه سال 2000 ميلادي افزايش خواهد يافت . اين لکه هااز زمين ديده مي شوند . چرخه لکه خورشيدي توسط هاينريششوآبه در سال 1843 کشف شد ( او مشاهدات خود را در سال 1826 آغاز کرد ) هشدار : خيره شدن به خورشيد مي تواند باعث آسيب داي به چشمان شما شود سايه : سايه بخش داخلي ، تاريک و خنک ( 6600 فارنهايد = 3400 سانتي گراد ) لکه خورشيدي است . پهناي سايه يک لکه خورشيدي مي تواند به 00/12 مايل ( 000/20 کيلو متر ) برسد . ميدان مغناطيسي خورشيد در منطقه سايه بسيار قوي است . نيمسايه : نيمسايه بخش خارجي و نسبتاً روشن لکه خورشيد است اين بخش به شکل حلقه اي است که سايه را در بر گرفته است روزنه ها : روزنه لکه خورشيدي است که نيمسايه ندارد . عرص روزنه ها حدود 500/1 مايل ( 500/2 کيلو متر ) و روشن تر از سايه لکه هاي خورشيدي هستند دانه : دانه به دانه هاي خورشيدي همراه با خطوط بين دانه اي گفته مي شود ( مناطق تاريک و خنک بين دانه ها جايي که مواد خورشيدي در سطح نفوذ مي کنند ) بخش دانه ، سطح مري خورشيد (نور کره ) را مي پوشاند دانه ها :دانه ها منطقه اي از خورشيد هستند که مواد خورشيدي داغ بر سطح خورشيد مي آيند . عرض دانه ها حدود 600 مايل ( 1000 کيلومتر ) بوده و پس 5 تا 10 دقيقه از بين مي روند . اين فرآيند مانند جوشيدن سطح خورشيد به صورت يک قوري آب است .

علت وجود لکه هاي خورشيدي چيست ؟لکه هاي خورشيدي جايي که ميدان مغناطيسي خورشيد به صورت حلقه اي از سطح آن خارج شده و باعث خنک و تيره شدن آن قسمت از سطح مي شود ، به وجود مي آيند . وجود اين اختلالات در ميدان مغناطيسي خورشيد باعث سرد شدن لکه خورشيدي به اندازه2700 فارنهايد ( 1500 سانتي گراد ) از محيط مجاور خودد مي شود . شعله خورشيدي ، بر جستگي ها ، باد خورشيدي و دفعيات جرم هاله اي خورشيد .

 

شعله هاي خورشيدي


يک شعله خورشيدي ، طوفان مغناطيسي بر روي خورشيد است که به صورت يک لکه بسيار ر درخشان ويک فوران سطح گازي به نظر ميرسدشعله هاي خورشيدي مقادير زيادي ذرات پر انرژي و گاز آزاد کرده بسيار داغ هستند ( بين 6/3 تا 24 ميليون درجه فارنهايد ) شعله هاي خورشيدي هزاران مايل از سطح آن پرتاب مي شوند اين شعله ها اولين بار توسط لرد ريچارد کرينگتون در سال 1859 مشاهده شدند . او اين طور مي گويد : هنگامي که در حال تماشاي خورشيد با تلسکوپ بودم دو تکه نور سفيد و بسيار روشن را در نزديکي گروه بزرگي از لکه هاي خورشيد ديدم تنها چند ثانيه بعد ، شعله نا پديد شد .اخيراً کشف شده است که شعله هاي خورشيدي رويدادهاي شديد ارتعاشي بر روي خورشيد هستند هنگامي که زلزله خورشيدي اتفاق مي افتد ، انرژي در امواج ارتعاشي روي سطح نسبتاً روان خورشيد آزاد مي شود اين امواج در دايره هايي که مرکزشان با مرکززلزله خورشيدي تطابق دارد تشعشع مي يابد به نظر مي آيد اين امواج ارتعاشي ، امواج متراکم باشند ( احتمالاً مانند امواج نوع که توسط زلزله ها توليد مي شوند ) شدت زلزله هاي خورشيدي به 3/11 درجه در مقياس ريشتر ميرسد اين زلزله هاي بزرگ خورشيدي نيرويي 000/40 برابر زلزله سال 1906 سان فرانسيکو آزاد مي کنند. زلزله هاي خورشيدي اولين بار توسط آلکساندرکوسوويکف ( دانشگاه استانفورد ) و والنتينا ژارکووا ( دانشگاه گلاسکو ) مشاهده شد.

باد خورشيدي


باد خورشيدي جريان مداومي از يون ها ( ذرات باردار ) است که توسط نا هنجاري هاي مغناطيسي روي خورشيد بيرون داده مي شود باد خورشيدي در جايي که ميدان مغناطيسي خورشيدبه جاي بر گشتن به درون خورشيد وارد فضا مي شود ، ساتع مي گردد . اين ناهنجاري هاي مغناطيسي در هاله خورشيد گودال هاي هاله اي نام دارند . در عکسهاي گرفته شده از خورشيد توسط اشعه x اين گودال هاي هاله اي به صورت مناطق سياه مشخص هستند اين گودال ها براي ما ماهها يا سالها عمر مکنند حدود 5/4 روزطول مي کشدتا باد خورشيدي به زمين برسد .



سرعت باد خورشيدي به 250 مايل بر ثانيه ( 400 کيلو متر بر ثانيه ) مي رسد . به دليل خارج شدن ذرات از خورشيد هنگام چرخش آن ، باد خورشيدي به صورت مار پيچي در سر تا سر منظومه شمسي مي وزد . از جمله اين تأثيرات نوسان دادن ستاره هاي دنباله دار به دور از خورشيد ، ايجاد شفق قطبي روي زمين و برخي سياره هاي ديگر ، اختلال در سيستمهاي ارتباطي الکتريکي و انحراف دادن فضا پيما ها از مسير است برجستگي هاي خورشيدي ( يا رشته ) کماني گاز است که از سطح خورشيد فوران مي کندبر جستگي ها مي توانند صدها هزار مايل در فضا امتداد يابند . برجستگي ها توسط ميدان هاي مغناطيسي قوي بر فراز سطح خورشيد قرار گرفته و مي توانند ماههاي زيادي دوام آورد گاهي اوقات اکثر برجستگي ها فوران کرده و مقادير عظيمي از مواد خورشيدي را به فضا پرتاب مي کنند .دفع جرم هاله اي ( اختصاري cme ) ،انفجارات بزرگ و باد کنک شکلي از پلاسما است که خورشيد پديد مي آيند . در حالي که اين انفجارات باد خورشيد بر فراز هاله خورشيد مي رسد درامتداد خطوط ميدان مغناطيسي خورشيد حرکت کرده و دما راتا دهها ميليون درجه افزايش مي دهد . اين انفجارات منجر به آزاد شدن 220 ميليارد پوند ( 100 ميليارد کيلوگرم ) پلاسما مي شوند . دفع جرم هاله اي خورشيد مي تواند باعث اختلال در ماهواره هاي زمين شود اين پديده معمولاً مستقلاً رخ مي دهد ، اما گاهي اوقات رويداد آن با شعله هاي خورشيدي ارتباط دارد.

منبع :

 

 


_-لینک های سریع- _
Web Hosting by: D.M™ Soft.

Copyright © 2009 by D.M Soft . and its licensors. All rights reserved.