خورشید: تفاوت میان نسخهها
محتوای حذفشده محتوای افزودهشده
برچسب: خنثیسازی |
Aammiinn11 (بحث | مشارکتها) جز ویرایش بهوسیلهٔ ابرابزار: |
||
خط ۱۵۴:
در [[زبان انگلیسی]] واژهٔ ''Sun'' برای خورشید از واژهٔ ''sunne'' در [[انگلیسی باستان]] گرفته شدهاست (نزدیک به سال ۷۲۵ در [[بئوولف]]). گمان آن میرود که این واژه با واژهٔ ''south'' به معنی [[جنوب]] ارتباط داشته باشد. واژههای هم ریشه با Sun در زبانهای دیگر، مانند [[زبانهای ژرمنی]] و [[فریسی باستان]] به صورت ''sunne'' و ''sonne'' در [[زبان ساکسونی باستان|ساکسونی باستان]] به صورت ''sunna''، در [[هلندی میانه]] به صورت ''sonne''، در [[زبان هلندی|هلندی]] امروزی به صورت ''zon'' در [[زبان آلمانی|آلمانی]] ''Sonne''، در [[زبان نروژی باستان|نروژی باستان]] ''sunna'' و در [[زبان گوتیک]] ''sunnō'' است تمام عبارتهای آلمانی برای ''Sun'' از ''sunnōn'' در [[نیازبان]]های ژرمنی آمدهاست.<ref name="BARNHART776">Barnhart, Robert K. (1995) The Barnhart Concise Dictionary of Etymology, page 776. HarperCollins. {{ISBN|0-06-270084-7|en}}.</ref><ref name="MALLORY129">[[جی پی مالری|Mallory, J. P.]] (1989). ''In Search of the Indo-Europeans: Language, Archaeology and Myth'', page 129. [[Thames & Hudson]]. ISBN 0-500-27616-1.</ref>
در هنگامهٔ [[پگانیسم|پیش از مسیحیت]] [[اقوام ژرمن]] به خورشید شخصیت داده میشد و به عنوان خدا پرستش میشد نام آن در آن هنگامه ''Sól'' یا ''Sunna'' (به معنی خورشید در نروژی باستان) بود.<ref name="MALLORY129" /> پژوهشگران گمان میکنند که خورشید، [[ایزدبانو|ایزدبانوی]] ژرمنی ریشهای هندو-اروپایی در خورشیدخدایی کهن تر در [[زبانهای هندواروپایی]] دارد و میان واژهٔ ''Sól'' در نروژی باستان، ''[[سوریا (ایزد)|سوریا]]'' در [[زبان سانسکریت]]، ''Sulis'' در [[زبان گالیش]]، ''Saulė'' در [[زبان لیتوانیایی|لیتوانیایی]] و ''Solnitse'' در [[زبانهای اسلاوی]] ارتباط است.<ref name="MALLORY129" />
واژهٔ ''Sunday'' یا روز [[یکشنبه]] در انگلیسی امروزی، ریشه در انگلیسی باستان دارد (''Sunnandæg'' به معنی «روز خورشید» پیش از سال ۷۰۰) و این به دلیل ترجمهٔ ژرمنی از عبارت لاتین ''dies solis'' است، خود این عبارت لاتین هم ترجمهٔ عبارت [[زبان یونانی|یونانی]] ''heméra helíou'' است.<ref name="BARNHART778">Barnhart, Robert K. (1995) The Barnhart Concise Dictionary of Etymology, page 778. HarperCollins. {{ISBN|0-06-270084-7|en}}.</ref>
خط ۱۹۰:
}}</ref> در نتیجه میان قطر خورشید در دو سوی قطبها نسبت به قطر آن در مدار استوایی ۱۰ کیلومتر اختلاف وجود دارد. از آنجایی که خورشید جامد نیست و از [[پلاسما (فیزیک)|پلاسما]] ساخته شدهاست، در مدار [[استوا|استوایی]] نسبت به دو قطب، تُندتر میگردد. این رفتار که ''[[گردش اختلافی]]'' نام دارد، به دلیل وجود پدیدهٔ [[همرفت]] در خورشید و جابجایی ماده در اثر اختلاف دما است. آنچنان که از [[قطب شمال]] [[دائرةالبروج]] دیده میشود، این جرم به بخشی از جرم خورشید [[تکانه زاویهای|تکانهٔ زاویهای]] پادساعتگرد میدهد در نتیجه در سراسر خورشید یک سرعت زاویه را توزیع میکند. دورهٔ این ''گردش واقعی'' نزدیک به ۲۵٫۶ روز در مدار استوایی و ۳۳٫۵ روز در دو قطب است. از آنجایی که جایگاه زمین نسبت به خورشید همیشه در حال دگرگونی است و همیشه یک نقطه از زمین بهترین دید را نسبت به خورشید ندارد، گویا ''گردش'' این ستاره در مدار استوایی اش نزدیک به ۲۸ روز است.<ref name=Phillips1995-78>{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=۱۹۹۵|publisher=[[انتشارات دانشگاه کمبریج|Cambridge University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۵۲۱-۳۹۷۸۸-۹|pages=۷۸–۷۹}}</ref> اثر جانب مرکز (گریز از مرکز) این گردش آرام، ۱۸ میلیون بار ضعیف تر از جاذبهٔ سطح خورشید در مدار استوایی آن است. اثر کشند سیارهها هم بسیار ضعیف است و نمیتواند تأثیر آشکاری بر شکل ظاهری خورشید بگذارد.<ref name="Schutz2003">{{Cite book|last=Schutz|first=Bernard F.|title=Gravity from the ground up|year=۲۰۰۳|publisher=[[انتشارات دانشگاه کمبریج|Cambridge University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۵۲۱-۴۵۵۰۶-۰|pages=۹۸–۹۹}}</ref>
خورشید ستارهای با [[فلزیگی|جمعیت (۱)]] است به عبارت دیگر ستارهای سرشار از عنصرهای سنگین است.<ref name="zeilik" /> گمان آن میرود که آغاز پدیداری خورشید به [[امواج شوک|موجهای شوک]] تابیده شده از یک یا چند [[ابرنواختر]] آن همسایگی بازگردد.<ref name="Falk">{{Cite journal
|last=Falk |first=S. W. |last2=Lattmer |first2=J.M. |last3=Margolis |first3=S. H.
|title=Are supernovae sources of presolar grains?
خط ۱۹۹:
|doi=10.1038/270700a0
|ref=harv
|bibcode = 1977Natur.270..700F}}</ref> این تصور به دلیل انباشتگی [[فلز سنگین|عنصرهای سنگین]] مانند [[طلا]] و [[اورانیم]] در منظومهٔ خورشیدی نسبت به کمبود آنها در ستارههای با جمعیت نوع (۲) یا فقیر در عنصرهای سنگین، پدید آمدهاست. پذیرفتنی است اگر بگوییم این عنصرها در اثر انرژی بسیار بالای پدید آمده هنگام واکنشهای هستهای ابرنواختر یا هنگام جذب نوترون و تبدیل یک عنصر به عنصر دیگر درون یک ستارهٔ نسل دومی بزرگ بوجود آمدهاست.<ref name="zeilik" />
خورشید مانند یک سیارهٔ خاکی دارای مرز روشنی نیست. تنها در لایههای بیرونی، چگالی گازها به صورت نمایی با افزایش فاصله از مرکز خورشید کاهش مییابد.<ref name=Zirker2002-11>{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=۲۰۰۲|publisher=[[انتشارات دانشگاه پرینستون|Princeton University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۶۹۱-۰۵۷۸۱-۱|page=۱۱}}</ref> [[شعاع خورشید]] برابر است با فاصلهٔ مرکز خورشید تا لبهٔ [[شیدسپهر]]. این لایه، بیرونیترین لایهای است که پس از آن گازها یا بسیار سرد اند یا لایهای بسیار نازک را میسازند که نمیتوانند به اندازهٔ درخور توجه نور تولید کنند. در نتیجه لایهٔ آخر لایهای است که [[چشم غیرمسلح]] بتواند به خوبی آن را ببیند.<ref name=Phillips1995-73>{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=۱۹۹۵|publisher=[[انتشارات دانشگاه کمبریج|Cambridge University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۵۲۱-۳۹۷۸۸-۹|page=۷۳}}</ref>
خط ۲۳۷:
|authorlink=Basu et al.
|display-authors=۱
}}</ref><ref name="NASA1">{{cite web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |title=NASA/Marshall Solar Physics |publisher=Solarscience.msfc.nasa.gov |date=۲۰۰۷-۰۱-۱۸ |accessdate=۲۰۰۹-۰۷-۱۱}}</ref> و دمای آن هم نزدیک به ۱۵٫۷ میلیون [[کلوین]] بدست آمدهاست. در مقابل دمای سطح خورشید نزدیک به ۵٬۸۰۰ کلوین است. تازهترین پژوهشها نشان دادهاست که گردش هستهٔ خورشید به دور خودش از دیگر جاهای شعاعی آن تندتر است.<ref name="Garcia2007" /> در بیشتر عمر خورشید، [[همجوشی هستهای]] از راه زنجیره گامهای p-p (پروتون-پروتون) و در نتیجه دگرگونی [[هیدروژن]] به [[هلیوم]] فراهمکنندهٔ انرژی خورشید بودهاست.<ref>{{Cite journal|last=Broggini|first=Carlo|date=26–28 June 2003|page=۲۱|journal=Physics in Collision|title=Nuclear Processes at Solar Energy|bibcode=2003phco.conf...21B|arxiv=astro-ph/0308537|ref=harv}}</ref> تنها ۰٫۸٪ از انرژی پدید آمده در خورشید وارد [[چرخه سیاناو|چرخهٔ سیاناو]] میشود.<ref name="jpcs271_1_012031">{{Cite journal | last1=Goupil | first1=M. J. | last2=Lebreton | first2=Y. | last3=Marques | first3=J. P. | last4=Samadi | first4=R. | last5=Baudin | first5=F. | title=Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns | journal=Journal of Physics: Conference Series | volume=۲۷۱ | issue=۱ | page=۰۱۲۰۳۱ | month=January | year=۲۰۱۱ | doi=۱۰٫۱۰۸۸/۱۷۴۲–۶۵۹۶/۲۷۱/۱/۰۱۲۰۳۱ | bibcode=2011JPhCS.271a2031G | display-authors=۱ | postscript=<!-- Bot inserted parameter. Either remove it; or change its value to "." for the cite to end in a ".", as necessary. -->{{inconsistent citations}}}}</ref>
[[پرونده:Star-sizes-fa.jpg|بندانگشتی|چپ|500px|همسنجی سیارههای منظومه خورشیدی با تعدادی از ستارههای مشهور:{{سخ}}'''الف:'''{{سخ}}[[زمین]] (۴) <span style="font-size: large;">></span> [[ناهید (سیاره)|ناهید]] (۳) <span style="font-size: large;">></span> [[مریخ]] (۲) <span style="font-size: large;">></span> [[تیر (سیاره)|تیر]] (۱){{سخ}}'''ب:'''{{سخ}}[[مشتری (سیاره)|مشتری]] (۸) <span style="font-size: large;">></span> [[زحل]] (۷) <span style="font-size: large;">></span> [[اورانوس]](۶) <span style="font-size: large;">></span> [[نپتون]] (۵) <span style="font-size: large;">></span> [[زمین]] (بدون شماره){{سخ}}'''پ:'''{{سخ}}[[شباهنگ (ستاره)|شباهنگ]] (۱۱) <span style="font-size: large;">></span> خورشید (۱۰) <span style="font-size: large;">></span> [[ولف ۳۵۹]] (۹) <span style="font-size: large;">></span> [[مشتری (سیاره)|مشتری]] (بدون شماره){{سخ}}'''ت:'''{{سخ}}[[دبران]] (۱۴) <span style="font-size: large;">></span> [[نگهبان شمال]] (۱۳) <span style="font-size: large;">></span> [[رأس پیکر پسین]] (۱۲) <span style="font-size: large;">></span> [[شباهنگ (ستاره)|شباهنگ]] (بدون شماره){{سخ}}'''ث:'''{{سخ}}[[ابطالجوزا]] (۱۷) <span style="font-size: large;">></span>[[قلب عقرب]] (۱۶) <span style="font-size: large;">></span> [[پای شکارچی]] (۱۵) <span style="font-size: large;">></span> [[دبران]] (بدون شماره){{سخ}}'''ج:'''{{سخ}}[[ویوای سگ بزرگ]] (۲۰) <span style="font-size: large;">></span>[[ویوی قیفاووس]] (۱۹) <span style="font-size: large;">></span> [[مو قیفاووس]] (۱۸) <span style="font-size: large;">></span> [[ابطالجوزا]] (بدون شماره)]]
هسته تنها ناحیه در خورشید است که بخش بزرگی از انرژی گرمایی آن را از راه همجوشی هستهای فراهم میکند. به این ترتیب در ناحیهای درونی از مرکز تا ۲۴٪ شعاع، کارمایهٔ ۹۹٪ خورشید فراهم میشود و تا ۳۰٪ از شعاع، فرایند همجوشی هستهای به تمامی میایستد و دیگر ادامه نمییابد. دیگر جاهای ستاره از راه جابجایی انرژی از مرکز به لایههای بیرونی گرم میشود. کارمایهٔ پدید آمده در هسته پس از گذر از لایههای پی در پی وارد شیدسپهر میشود و از آنجا به صورت نور یا [[انرژی جنبشی]] ذرات به فضا میگریزد.<ref name=Zirker2002-15>{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=۲۰۰۲|publisher=[[انتشارات دانشگاه پرینستون|Princeton University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۶۹۱-۰۵۷۸۱-۱|pages=۱۵–۳۴}}</ref><ref name=Phillips1995-47>{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=۱۹۹۵|publisher=[[انتشارات دانشگاه کمبریج|Cambridge University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۵۲۱-۳۹۷۸۸-۹|pages=۴۷–۵۳}}</ref>
در هستهٔ خورشید در هر ثانیه، زنجیرهٔ پروتون-پروتون {{عبارت چپچین|۹٫۲×۱۰<sup>۳۷</sup>}} بار روی میدهد. از آنجایی که در این فرایند چهار پروتون آزاد (هستهٔ هیدروژن) همزمان درگیر است پس در هر ثانیه {{عبارت چپچین|۳٫۷×۱۰<sup>۳۸</sup>}} پروتون به [[ذرات آلفا|ذرهٔ آلفا]] (هستهٔ هلیوم) دگرگون میشود به زبان دیگر {{عبارت چپچین|۶٫۲×۱۰<sup>۱۱</sup>}} کیلو در ثانیه. در مجموع میتوان گفت در سراسر خورشید نزدیک به {{عبارت چپچین|۸٫۹×۱۰<sup>۵۶</sup>}} پروتون آزاد دگرگون میشود.<ref name=Phillips1995-47 /> میدانیم که در هر همجوشی و دگرگونی هیدروژن به هلیوم نزدیک به ۰٫۷٪ از حرم به انرژی دگرگون میشود.<ref>p. 102, ''The physical universe: an introduction to astronomy'', Frank H. Shu, University Science Books, 1982, {{ISBN|0-935702-05-9|en}}.</ref> پس خورشید در هر ثانیه ۴٫۲۶ میلیون تن جرم را در دگرگونی ماده-انرژی درگیر میکند. یا میتوان گفت ۳۸۴٫۶ [[یوتا (پیشوند)|یوتا]] [[وات]]<ref name="nssdc" /> ({{عبارت چپچین|۳٫۸۴۶×۱۰<sup>۲۶</sup>}}) یا {{عبارت چپچین|۹٫۱۹۲×۱۰<sup>۱۰</sup>}} مگاتن [[ترینیتروتولوئن|TNT]] در هر ثانیه. این مقدار جرم از میان نمیرود بلکه بر پایهٔ [[همارزی جرم و انرژی]] به صورت انرژی تابشی در میآید.
[[پرونده:Sun parts big.jpg|بندانگشتی|چپ|300px|مقطع عرضی یک ستاره مانند خورشید ([[ناسا]])]]
خط ۲۷۲:
=== ناحیهٔ تابشی ===
:''نوشتار اصلی: [[ناحیه تابشی|ناحیهٔ تابشی]]''
در ناحیهٔ نزدیک به ۰٫۷ شعاع خورشید یا پایینتر، مواد خورشیدی بسیار گرم و چگال اند آنقدر که بتوانند گرمای زیاد هسته را از راه [[تابش گرمایی]] به بیرون بتابانند.<ref name="autogenerated1" /> در این ناحیه رفتار [[همرفت|همرفتی]] دیده نمیشود. با اینکه دمای ماده از ۷ میلیون کلوین به ۲ میلیون کلوین میرسد اما همچنان این مقدار کمتر از مقدار پیشبینی شده برای کاهش دما نسبت به افزایش ارتفاع است. پس این کاهش دما نمیتواند از راه همرفت صورت گیرد.<ref name="NASA1" /> در این بازه انرژی از راه [[پرتو|تابش]] [[فوتون]] توسط [[یون]]های [[هیدروژن]] و [[هلیم]] روی میدهد؛ که البته این فوتونها هم مسافت بسیار کوتاهی را پیش میروند و خیلی زود توسط یونهای دیگر دوباره جذب میشوند.<ref name="autogenerated1" /> چگالی هم از ۰٫۲۵ چگالی خورشید تا بالای بازهٔ تابشی نزدیک به ۱۰۰ برابر افت میکند و از {{عبارت چپچین|۲۰ g/cm<sup>۳</sup>}} به {{عبارت چپچین|۰٫۲ g/cm<sup>۳</sup>}} میرسد.<ref name="autogenerated1" />
میزان انرژی که خورشید در یک ثانیه تولید میکند برای تأمین برق جهان به مدت یک میلیون سال کافی است.{{مدرک}}
میان ناحیهٔ تابشی درونی و [[گردش اختلافی]] بیرونی ناحیهٔ همرفتی یک لایهٔگذار به نام Tachocline پدید میآید، این ناحیه در یک سوم بیرونی شعاع خورشید جای دارد. در این ناحیه میان ناحیهٔ تابشی با گردش یکنواخت و [[گردش اختلافی]] در ناحیهٔ همرفتی یک شکاف بزرگ (دگرگونی ناگهانی در رفتار) پدید میآید. شرایطی که در آن لایههای افقی پی در پی بر روی یکدیگر لیز میخورند.<ref>{{Cite book| url = http://books.google.com/?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193|isbn = ۹۷۸-۰-۸۴۹۳-۳۳۵۵-۲|pages = ۱۹۳–۲۳۵|chapter = The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo|author = ed. by Andrew M. Soward...|year = ۲۰۰۵|publisher = CRC Press|location = Boca Raton|title = Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002}}</ref> [[جریان سیال]] در [[ناحیهٔ همرفتی]] در بالا، از بالا تا پایین لایه به آرامی کم میشود تا در پایینترین نقطه ناپدید شود. تا به این ترتیب با ویژگیهای آرام [[ناحیهٔ تابشی]] در پایین، هماهنگ شود. امروزه چنین گمان میشود که یک پویایی مغناطیسی در میانهٔ این لایه باعث پدید آمدن [[میدان مغناطیسی]] خورشید شدهاست.<ref name="NASA1" />
=== ناحیهٔ همرفتی ===
در لایهٔ بیرونی خورشید، یعنی از سطح آن تا عمق نزدیک به ۲۰۰٬۰۰۰ کیلومتری (یا ۷۰٪ شعاع خورشید) پلاسمای خورشید به اندازهٔ کافی چگال یا داغ نیست تا بتواند انرژی گرمایی لایههای درونی را از راه تابش به بیرون برساند. به عبارت دیگر به جای ناحیهای تابنده، ناحیهای مات است. در نتیجه انرژی گرمایی از راه همرفت و ستونهای داغ جابجا میشود و به سطح خورشید میرسد. هنگامی که مواد در سطح خورشید کمی خنک میشود به عمق خورشید جایی که رفت و برگشتهای همرفتی آغاز شده بود، فروبرده میشود تا دوباره از بالای ناحیهٔ تابشی گرما دریافت کند. در لایهای از خورشید که با چشم میتوان آن را دید، دما تا ۵٬۷۰۰ کلوین افت میکند و چگالی تنها {{عبارت چپچین|0.2 g/m<sup>۳</sup>}} است (نزدیک به ۱/۶۰۰۰۰ چگالی هوا در سطح دریاها).<ref name="NASA1" />
ستونهای داغ همرفتی بر روی سطح خورشید جا میاندازند این ستونها از دور به صورت [[جودانه (خورشید)|جودانه]] یا یک سری نقطه دیده میشود. آشفتگی پدید آمده در اثر رفت و برگشتهای همرفتی در بیرونیترین لایهٔ بخش درونی خورشید، باعث ایجاد یک پویایی در «اندازهٔ کوچک» میشود که در نتیجهٔ آن یک شمال و جنوب مغناطیسی در سراسر سطح خورشید پدید میآید.<ref name="NASA1" /> ستونهای داغ خورشید به شکل [[سلول بنارد|سلولهای بنارد]] است در نتیجه هندسهٔ منشوری شش ضلعی به خود میگیرد.<ref>{{Cite book
|last=Mullan |first=D.J
|editor=Page, D. , Hirsch, J.G.
خط ۲۹۵:
[[پرونده:EffectiveTemperature 300dpi e.png|بندانگشتی|دمای مؤثر یا [[جسم سیاه]] خورشید (۵۷۷۷ کلوین) دمایی است که یک جسم سیاه هم اندازهٔ خورشید باید داشته باشد تا به اندازهٔ خورشید توان تولید داشته باشد.]]
{{نوشتار اصلی|شیدسپهر}}
سطح دیدنی خورشید یا شیدسپهر، لایهای است که در زیر آن خورشید در برابر نور دیدنی، [[کدری|کدر]] میشود.<ref name=Abhyankar1977>{{Cite journal|last=Abhyankar|first=K.D.|title=A Survey of the Solar Atmospheric Models|year=1977|journal=Bull. Astr. Soc. India|volume=5|bibcode=1977BASI....5...40A|pages=40–44|url=http://prints.iiap.res.in/handle/2248/510|ref=harv}}</ref> بالای شیدسپهر، [[نور سفید خورشید]] است که آزادانه در فضا تابیده میشود و همهٔ انرژی اش را از خورشید بیرون میبرد. تغییر اندازهٔ کدری خورشید به کاهش مقدار یونهای {{عبارت چپچین|H<sup>−</sup>}} بستگی دارد چون این یون است که [[نور مرئی]] را به آسانی جذب میکند.<ref name="Abhyankar1977" /> در مقابل نوری که ما میبینیم در اثر واکنش الکترونها با اتم [[هیدروژن]] برای تولید یون {{عبارت چپچین|H<sup>−</sup>}} تولید شدهاست.<ref name="Gibson">{{Cite book
|last=Gibson |first=E.G.
|title=The Quiet Sun
خط ۳۰۹:
|year=۱۹۹۱
|isbn=۰-۹۳۵۷۰۲-۶۴-۴
}}</ref> شیدسپهر دهها تا صدها کیلومتر ضخامت دارد و گاهی کدری آن اندکی از [[جو زمین|هوای زمین]] هم کمتر میشود. چون بخش بالایی شیدسپهر از بخشهای پایینی خنک تر است، در یک تصویر خورشید میبینیم که مرکز خورشید روشنتر از لبههای آن است. به این پدیده [[تیرگی مرکز-لبه]] میگویند.<ref name="Abhyankar1977" /> نور سفید خورشید یک ناحیهٔ طیفی مربوط به [[جسم سیاه]] دارد که نشان میدهد دمای آن نزدیک به ۶۰۰۰ [[کلوین]] است و البته همراه با آن خطهای جذبی اتمی پراکنده دارد که به لایههای نازک روی شیدسپهر مربوط است. چگالی ذرهها در شیدسپهر نزدیک به {{عبارت چپچین|۱۰<sup>۲۳</sup> m<sup>−۳</sup>}} است. این مقدار ۰٫۳۷٪ شمار ذرهها در یکای حجم [[جو زمین]] در تراز دریاها است. ذرههای شیدسپهر را الکترونها و پروتونها تشکیل میدهد که میانگین ذرههای هوا ۵۸ برابر از آن سنگین تر است.<ref name="autogenerated1">{{cite web|url=http://www.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html |title=Nasa – Sun |publisher=Nasa.gov |date=۲۰۰۷-۱۱-۲۹ |accessdate=۲۰۰۹-۰۷-۱۱}}{{dead link|date=May 2012}}</ref>
در آغاز [[طیف مرئی|طیفسنجی]] شیدسپهر، خطهای جذبی پیدا شده بود که با هیچیک از [[عنصر (شیمی)|عنصرهای شیمیایی]] شناخته شده همخوانی نداشت. در ۱۸۶۸ [[نورمن لاکیر]] حدس زد که این خطهای جذبی مربوط به یک عنصر تازهاست. او این عنصر تازه را [[هلیم]] نامید، این نام، یادآور خورشیدخدای یونان، [[هلیوس]] بود. پس از ۲۵ سال، دانشمندان برای نخستین بار توانستند هلیم را در زمین درون ظرفی جمعآوری کنند و از دیگر عنصرها جدا کنند.<ref name="Lockyer">{{cite web
خط ۳۴۰:
خورشید ستارهای فعال از دیدگاه مغناطیسی است. یک [[میدان مغناطیسی]] توانا دارد که سال به سال اندکی سویش تغییر میکند تا اینکه هر یازده سال وارون میشود.<ref name=Zirker2002-119>{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=۲۰۰۲|publisher=[[انتشارات دانشگاه پرینستون|Princeton University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۶۹۱-۰۵۷۸۱-۱|pages=۱۱۹–۱۲۰}}</ref> میدان مغناطیسی خورشید دارای اثرهای بسیاری است که به مجموعهٔ آنها فعالیت خورشیدی گفته میشود. از جملهٔ آنها، [[لکه خورشیدی|لکههای خورشیدی]] بر سطح آن، [[شراره خورشیدی|شرارهٔ خورشیدی]] و دگرگونیها در [[باد خورشیدی|بادهای خورشیدی]] است که باعث جابجایی ماده درون سامانهٔ خورشید است.<ref name="Zirker2002">{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=۲۰۰۲|publisher=[[انتشارات دانشگاه پرینستون|Princeton University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۶۹۱-۰۵۷۸۱-۱|pages=۱۲۰–۱۲۷}}</ref> فعالیتهای خورشید بر زمین هم اثر میگذارد. برای نمونه میتوان به [[شفق قطبی]] که در ناحیههای نزدیک به قطب دیده میشود یا دیدن شکست یا خرابی در [[موجهای رادیویی]] و [[توان الکتریکی]] اشاره کرد. گمان آن میرود که میدان مغناطیسی خورشید نقش مهمی در [[تشکیل و تکامل منظومه شمسی|ساخت و کامل شدن سامانهٔ خورشیدی]] داشته باشد. همچنین این فعالیتهای خورشیدی، ساختار بخش [[یونکره|بیرونی هواکرهٔ زمین]] را هم تغییر میدهد.<ref name="Phillips1995">{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=۱۹۹۵|publisher=[[انتشارات دانشگاه کمبریج|Cambridge University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۵۲۱-۳۹۷۸۸-۹|pages=۱۴–۱۵, ۳۴–۳۸}}</ref>
به دلیل دمای بسیار بالای خورشید، تمام مادهٔ موجود در آن در حالت [[گاز|گازی]] و [[پلاسما (فیزیک)|پلاسما]] است. این ویژگی به خورشید این توان را میدهد تا در مدار استوایی اش تندتر (نزدیک ۲۵ روز) از عرضهای جغرافیایی بالاتر (نزدیک به ۳۵ روز در ناحیهٔ قطبی) بگرد خود بچرخد.<ref name=autogenerated3>{{Cite news|url=http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html |title= Sci-Tech – Space – Sun flips magnetic field |date= ۲۰۰۱-۰۲-۱۶|accessdate=۲۰۰۹-۰۷-۱۱|work=CNN}}</ref><ref name=autogenerated2>{{cite web|url=http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |title=The Sun Does a Flip |publisher=Science.nasa.gov |date=۲۰۰۱-۰۲-۱۵ |accessdate=۲۰۰۹-۰۷-۱۱}}</ref> گردش اختلافی خورشید در عرضهای جغرافیایی گوناگون آن باعث میشود تا با گذر زمان خطهای [[میدان مغناطیسی]] خورشید در هم پیچیده شود، حلقههای میدان مغناطیسی در سطح خورشید فوران کند و در نتیجه [[لکه خورشیدی|لکه]] و [[زبانه خورشیدی|زبانهٔ خورشیدی]] پدید آید. در اثر همین پیچش است که [[پویایی خورشیدی]] و چرخهٔ یازده سالهٔ وارونه شدن میدان مغناطیسی خورشید پدیدار میشود.<ref name=autogenerated3 /><ref name=autogenerated2 />
میدان مغناطیسی خورشید بسیار فراتر از خود خورشید را هم دربر میگیرد. بادهای خورشیدی مغناطیسی پلاسمایی، میدان مغناطیسی خورشید را به بیرون از خورشید میبرد، پدیدهای که امروزه به آن [[میدان مغناطیسی میانسیارهای]] گفته میشود.<ref name=Russell2001>{{Cite book|last=Russell|first=C.T.|title=Space Weather (Geophysical Monograph)|year=2001|publisher=[[اتحادیه ژئوفیزیک آمریکا|American Geophysical Union]]|chapter=Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial|editors=Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L.|isbn=978-0-87590-984-4|pages=73–88|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf|format=PDF}}</ref> پلاسما تنها میتواند در راستای خطهای میدان مغناطیسی جابجا شود برای همین میدان مغناطیسی میانسیارهای به صورت شعاعی گسترش یافتهاست. چون میدان مغناطیسی بالا و پایین مدار استوایی خورشید قطبشهای متفاوت از یا به سوی خورشید دارند، یک لایهٔ نازک جریان در صفحهٔ استوایی خورشید پدید میآید که به آن [[صفحه جریان نورکره|صفحهٔ جریان نورکره]] گفته میشود.<ref name="Russell2001" /> در فاصلههای دور، چرخش خورشید باعث پیچیده شدن میدان مغناطیسی و صفحهٔ جریان به شکل [[حلزونی ارشمیدس]] میشود؛ مانند سازهٔ [[مارپیچ پارکر]].<ref name="Russell2001" /> میدان مغناطیسی میانسیارهای بسیار قوی تر از اجزای میدان مغناطیسی دوقطبی خورشید است. میدان مغناطیسی دوقطبی ۵۰ تا ۴۰۰ [[تسلا (یکا)|میکروتسلایی]] خورشید (در [[شیدسپهر]]) با توان سهٔ فاصله کاهش مییابد و در نزدیکیهای زمین به ۰٫۱ نانوتسلا میرسد. اما دادههای بدست آمده توسط فضاپیماها نشان میدهد میدان مغناطیسی میانسیارهای در نزدیکی زمین ۱۰۰ برابر قوی تر است.<ref name="Wang2003">{{Cite journal|last=Wang|first=Y. -M.|coauthors=Sheeley, N.R.|title=Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum|year=۲۰۰۳|journal=The Astrophysical Journal|volume=۵۹۱|issue=۲|pages=۱۲۴۸–۵۶|doi=۱۰٫۱۰۸۶/۳۷۵۴۴۹|bibcode=2003ApJ...591.1248W|ref=harv|last2=Sheeley}}</ref>
[[پرونده:Sunspots and Solar Flares.jpg|بندانگشتی|راست|خورشید]]
خط ۳۸۲:
|bibcode=1968PASAu...1..133A
|ref=harv
}}</ref> البته از هنگامی که خورشید ساخته شده، بخشی از هلیم و عنصرهای سنگین از شیدسپهر گریختهاند برای همین هماکنون شیدسپهر دارای هلیم کمتری نسبت به گذشته دارد و عنصرهای سنگین هم نسبت به [[پیشستاره|پیشستارهٔ]] خورشید ۸۴٪ اندازهٔ گذشته را دارند. ۷۱٪ پیشستارهٔ خورشید از هیدروژن، ۲۷٫۴٪ از هلیم و ۱٫۵٪ از فلزها ساخته شده بود.<ref name="lodders" />
در بخشهای درونی خورشید به دلیل همجوشی هستهای، هیدروژنها به هلیم دگرگون میشوند. برای همین میتوان گفت درونیترین بخش خورشید نزدیک به ۶۰٪ هلیم دارد ولی درصد فلزها ثابت است. از آنجایی که بخش درونی خورشید تنها پرتوزایی میکند و همرفتی ندارد (نگاه کنید به بخش [[خورشید#ناحیهٔ تابشی|ناحیهٔ تابشی]] در بالا) برای همین هیچیک از دستاوردهای همجوشی در هسته به سوی بالا و شیدسپهر نمیآید.<ref name=hkt2004_9.2.3>{{Cite book
خط ۳۹۴:
}}</ref>
فراوانی عنصرهای سنگین خورشیدی که در بالا توضیح داده شد را با کمک [[طیفسنجی نجومی]] شیدسپهر خورشید و [[اندازهگیری]] فراوانیها در [[شهابسنگ|شهابسنگهایی]] که هرگز آن قدر داغ نشدهاند که به [[دمای ذوب]] برسند، بدست میآوریم. گمان آن میرود که این شهابسنگها ساختار پیشستارهٔ خورشید را نگه داشته باشند و عنصرهای سنگین بر آنها اثر نگذاشته باشند. نتیجهٔ هر دوی این روشها با هم همخوانی دارد.<ref name="basu2008" />
=== گروه آهن ===
خط ۴۰۵:
|bibcode=1978MNRAS.184..683B
|ref=harv
}}</ref><ref>Ross and Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge and Engvold 1977, cited in Biemont 1978.</ref> با اینکه پژوهشهای گستردهای صورت گرفت اما فراوانی برخی از عنصرهای گروه آهن مانند [[کبالت]] و [[منگنز]] چندان روشن نشد دست کم تا سال ۱۹۷۸ چنین بود؛ و این به دلیل ساختار بسیار ریز این عنصرها بود (منظور تفاوت ناچیز در ترازهای انرژی است).<ref name="biemont1978" />
نخستین فهرست کامل از [[توان نوسان]] عنصرهای یونی شدهٔ گروه آهن در دههٔ ۱۹۶۰ میلادی بدست آمد و تا سال ۱۹۷۶ محاسبههای آن کامل شد.<ref>Corliss and Bozman (1962 cited in Biemont 1978) and Warner (1967 cited in Biemont 1978)</ref>
خط ۵۵۵:
قطبهای خورشید هر ۱۱ سال یکبار تغییر میکند، پدیدهای که دلیل آن چندان روشن نیست. با این حال دانشمندان معتقدند تغییر سرعت جریان [[پلاسما]] از استوا به قطب (و بالعکس) در سطح خورشید و اینکه سرعت گردش خورشید بدور خود در قطب بیشتر از استوا است نقش عمدهای در روند جابهجایی قطبهای خورشید دارند.<ref name="bbc.com">بی بیسی فارسی: [http://www.bbc.com/persian/science/2013/11/131117_me_nasa_solar_polarity_changes ناسا: قطبهای خورشید در سه هفته آینده جابجا میشود]. ۱۷ نوامبر ۲۰۱۳–۲۶ آبان ۱۳۹۲.</ref>
در تغییر قطبهای خورشید که به تدریج و در طی یازده سال صورت میگیرد؛ [[لکههای خورشیدی]] که فعالیت مغناطیسی شدیدی دارند متلاشی شده و به تدریج به سمت یکی از قطبهای خورشید حرکت میکنند تا اینکه جایگزین قطب قبلی شوند. جابجایی قطبی خورشید تغییرات میانکهکشانی ایجاد میکند که به صورت توفانهای مغناطیسی ظاهر میشود. این توفانها ممکن است بر لایه [[یونکره]] جو زمین تأثیر بگذارند و در ارتباطات ماهوارهای و رادیویی اختلالاتی ایجاد کنند. یکی از تأثیرات این جابجایی قطبی که در زمین مشاهده خواهد شد، بیشتر شدن دفعات، گستردگی و پیدایی [[شفق قطبی|شفقهای قطبی]] است.<ref name="bbc.com" />
=== سرنوشت زمین ===
اگر خورشید به یک غول سرخ دگرگون شود، ممکن است شعاعی بزرگتر از مدار گردش زمین به دور خورشید پیدا کند و شعاع آن {{عبارت چپچین|۱ [[واحد نجومی|AU]]}} یا {{عبارت چپچین|۱٫۵×۱۰<sup>۱۱</sup>}} متر شود، این عدد ۲۵۰ برابر شعاع کنونی خورشید است.<ref name="Schroeder" />
در این هنگام خورشید در [[شاخه مجانب غولستاره|شاخهٔ مجانب غولستارهها]] جای گرفته و میتوان گفت که نزدیک به ۳۰ درصد از جرمش را به دلیل بادهای خورشیدی از دست دادهاست. در گذشته باور این بود که به دلیل کاهش جرم خورشید، سیارههای پیرامونی در مدارهای بزرگتر و دورتری نسبت به خورشید به گردش میپردازند و زمین جدا از خورشید باقی میماند اما پژوهشهای تازه نشان دادهاست که زمین توسط خورشید بلعیده میشود.<ref name="Schroeder">{{Cite journal
|last=Schröder |first=K. -P. |last2=Smith |first2=R.C.
خط ۵۷۸:
اگر زمین از دست رس خورشید دور بماند نیز همهٔ آبش بخار خواهد شد و بیشتر هواکرهٔ آن به بیرون فرار خواهد کرد. در گذشته [[نور خورشید]] بسیار ضعیف بود، شاید به همین دلیل در زمانهای دورتر از یک میلیارد سال پیش، هنوز زندگی در خشکی پدید نیامده بود. از گذشته تا امروز خورشید درخشان تر شدهاست (هر یک میلیارد سال، ۱۰٪ درخشان تر) و این روند در آینده هم ادامه خواهد داشت و سطح آن کمکم گرمتر خواهد شد تا آنجا که تا یک میلیارد سال دیگر سطح زمین آنقدر گرم میشود که دیگر به سختی بتوان آب را در حالت مایع در آن پیدا کرد و این به معنی پایان زندگی در زمین است
.<ref name="Schroeder" /><ref>{{Cite news
|first=D. |last=Carrington
|title=Date set for desert Earth
خط ۷۱۱:
=== مسئلهٔ گرمای تاج خورشیدی ===
[[شیدسپهر]] یا همان سطح نورانی خورشید دارای دمایی نزدیک به ۶٬۰۰۰ [[کلوین]] است. بالای آن تاج خورشیدی جای دارد که دارای دمای ۱٬۰۰۰٬۰۰۰ تا ۲٬۰۰۰٬۰۰۰ کلوین است.<ref name="Erdelyi2007">{{Cite journal|last=Erdèlyi|first=R.|coauthors=Ballai, I.|title=Heating of the solar and stellar coronae: a review|year=۲۰۰۷|journal=Astron. Nachr.|volume=۳۲۸|issue=۸|pages=۷۲۶–۷۳۳|doi=10.1002/asna.200710803|ref=harv|bibcode=2007AN....328..726E}}</ref> ذمای بالای تاج خورشیدی نشان میدهد که این ناحیه به جز انتقال مستقیم گرما از شیدسپهر و از راه [[رسانش گرمایی|رسانایی گرمایی]]، [[منبع گرمایی]] دیگری هم دارد.<ref name="Russell2001" />
گمان آن میرود که انرژی لازم برای گرمایش بیشتر تاج خورشیدی از راه حرکتهای آشفتهٔ ناحیه همرفتی در زیر شیدسپهر بدست آمده باشد. دو سازوکار اصلی برای توضیح داغی بیشتر تاج خورشیدی پیشنهاد شدهاست.<ref name="Erdelyi2007" /> نخست [[موج]]های گرمکنندهاست که در آن صوت، گرانش یا موجهای magnetohydrodynamic از راه آشفتگی در ناحیهٔ همرفتی تولید میشود.<ref name="Erdelyi2007" /> این موجها رو به بالا حرکت میکنند، در تاج خورشیدی پراکنده میشوند و انرژی خود را در محیط گازی به صورت گرما آزاد میکنند.<ref name="Alfven">{{Cite journal
|last=Alfvén |first=H.
|title=Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona
خط ۸۹۵:
== پیوند به بیرون ==
* [http://www.irsci.com/کشف-حفرهای-در-حال-گسترش-در-سطح-خورشید/ کشف حفرهای در حال گسترش در سطح خورشید توسط ناسا]، از [[مجله علمی ایران (وبگاه)|
* [http://www.spacescience.ir/ShowPost.aspx?Category=200&Post=0000151 خورشید بیدار شدهاست]، از [[دانش فضایی (وبگاه)|
* [http://sdo.gsfc.nasa.gov/assets/img/latest/latest_1024_HMIIC.jpg نمایش زنده و لحظهبهلحظه تصویری خورشید در هر ربع ساعت: {{کوچک}}تصویر توسط رصدخانه فعالیتهای خورشیدی (SDO) واقع در مدار زمین حدود هر ۱۵ دقیقه یک بار تجدید میشود.{{پایان کوچک}}]
|