خورشید: تفاوت میان نسخه‌ها

محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
بدون خلاصۀ ویرایش
جز تمیزکاری یادکردها (وظیفه ۱۹)
خط ۵۲:
|journal=[[ژورنال اخترفیزیکی|Astrophysical Journal Letters]]
|volume=۶۴۰ |issue=۱ |pages=L63–L66
|doi=۱۰٫۱۰۸۶10.1086/۵۰۳۱۵۸503158
|bibcode=2006ApJ...640L..63L
|ref=harv
خط ۱۱۳:
|volume=۴۱۹ |page=۱
|bibcode=1993ApJ...419....1K
|doi=۱۰٫۱۰۸۶10.1086/۱۷۳۴۵۳173453
|arxiv = astro-ph/9312056
|display-authors=۱
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=۱۰٫۱۰۸۸10.1088/۱۷۴۲–۶۵۹۶1742-6596/۲۷۱271/۱1/۰۱۲۰۳۱012031 | 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>
خط ۲۴۶:
توان تولید انرژی در هسته با کمک همجوشی، بسته به فاصله از مرکز خورشید تفاوت می‌کند. برپایهٔ شبیه‌سازی‌ها چنین برآورد شده که توان در مرکز خورشید {{عبارت چپچین|۲۷۶٫۵ watts/m<sup>۳</sup>}} است.<ref>[http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun]. Fusedweb.llnl.gov (1998-11-09). Retrieved on 2011-08-30.</ref> چگالی توان تولیدی خورشید بیشتر نزدیک به [[سوخت و ساز]] بدن یک خزنده‌است تا یک بمب اتم. قلّهٔ توان تولیدی خورشید با انرژی گرمایی تولید شده در یک فرایند فعال [[کمپوست]] مقایسه می‌شود. انرژی بسیار بالای بیرون آمده از خورشید نه به این دلیل که خورشید در یکای حجم توان بسیار بالایی تولید می‌کند بلکه به این دلیل است که حجم بسیار بزرگی دارد.
 
نرخ فرایند همجوشی هسته که در هستهٔ خورشید رخ می‌دهد در تعادل بسیار ظریفی است که پیوسته خود را اصلاح می‌کند تا در تعادل بماند: اگر میزان همجوشی اندکی بیش از اندازه‌ای باشد که اکنون است، آنگاه هسته به شدت گرم می‌شود، در برابر نیروی [[وزن]] لایه‌های بیرونی از هر سو [[ضریب انبساط گرمایی|گسترش می‌یابد]]، با این کار نرخ همجوشی کاهش می‌یابد و آشفتگی اصلاح می‌شود. اگر همجوشی اندکی کمتر از مقدار همیشگی آن باشد، هسته سرد و دچار جمع شدگی می‌شود، با این کار نرخ همجوشی افزایش می‌یابد و به تعادل بازمی‌گردد.<ref>{{Cite journal|last1=Haubold |first1=H.J.|last2=Mathai|first2=A.M.|date= May 18, 1994|page=۱۰۲|volume=۳۲۰|journal=Basic space science. AIP Conference Proceedings |title=Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment|doi=۱۰٫۱۰۶۳10.1063/۱٫۴۷۰۰۹1.47009|arxiv=astro-ph/9405040|bibcode=1995AIPC..320..102H|ref=harv}}</ref><ref>{{cite web|last=Myers|first=Steven T.|title=Lecture 11&nbsp;– Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium|date=۱۹۹۹-۰۲-۱۸|accessdate=15 July 2009|url=http://www.aoc.nrao.edu/~smyers/courses/astro12/L11.html}}</ref>
 
[[پرتو گاما|پرتوهای گامای]] (فوتون‌های بسیار پرانرژی) آزاد شده از واکنش همجوشی پس از چند میلی‌متر پلاسمای خورشیدی جذب می‌شوند و دوباره با اندکی انرژی کمتر در جهت‌های تصادفی تابیده می‌شوند؛ بنابراین برای یک فوتون زمان بسیار زیادی می‌کشد تا به سطح خورشید برسد. برآوردها نشان می‌دهد که برای یک فوتون ۱۰٬۰۰۰ تا ۱۷۰٬۰۰۰ سال طول می‌کشد تا در خورشید جابجا شود.<ref name="NASA">{{Cite journal
خط ۳۴۲:
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&nbsp;– Space&nbsp;– 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=۱۰٫۱۰۸۶10.1086/۳۷۵۴۴۹375449|bibcode=2003ApJ...591.1248W|ref=harv|last2=Sheeley}}</ref>
 
[[پرونده:Sunspots and Solar Flares.jpg|بندانگشتی|راست|خورشید]]
خط ۴۸۷:
|issue=۳ |pages=۱۱۱۵–۱۱۱۸
|year= ۲۰۰۸
|doi=10.1051/0004-6361:20020749
|doi=۱۰٫۱۰۵۱/۰۰۰۴–۶۳۶۱:۲۰۰۲۰۷۴۹
|arxiv=astro-ph/0204331
|ref=harv |bibcode=2002A&A...390.1115B
خط ۵۴۷:
|volume=۴۱۸|page=۴۵۷
|year=۱۹۹۳
|doi=۱۰٫۱۰۸۶10.1086/۱۷۳۴۰۷173407
|ref=harv
}}</ref>
خط ۶۱۵:
|volume=۵۹۷ |issue=۲ |pages=L121–L124
|year=۲۰۰۳
|doi=۱۰٫۱۰۸۶10.1086/۳۸۰۱۸۸380188
|bibcode=2003ApJ...597L.121E
|ref=harv
خط ۶۳۵:
|volume = ۶۲۸ |issue=۱ |pages=۲۴۶–۲۵۹
|year=۲۰۰۵
|doi=۱۰٫۱۰۸۶10.1086/۴۳۰۶۶۷430667
|bibcode=2005ApJ...628..246E
|ref=harv
خط ۷۲۷:
|volume=۳۳۰ |issue=۱ |page=۴۷۴
|year=۱۹۸۸
|doi=۱۰٫۱۰۸۶10.1086/۱۶۶۴۸۵166485
|bibcode=1988ApJ...330..474P
|ref=harv
خط ۷۳۸:
|volume=۲۴۶ |issue=۱ |page=۳۳۱
|year=۱۹۸۱
|doi=۱۰٫۱۰۸۶10.1086/۱۵۸۹۲۶158926
|bibcode=1981ApJ...246..331S
|ref=harv
خط ۸۴۸:
|archiveurl=https://archive.is/F2Jd|archivedate=2012-07-16}}</ref> این گونه آسیب‌ها به ویژه برای افراد بی‌تجربه و کودکان کمی پنهان است و فرد بی‌درنگ پس از نگاه کردن متوجه آن نمی‌شود.
 
در هنگام [[طلوع]] و [[غروب]] خورشید به دلیل اثر [[پراکندگی رایلی]] و [[پراکندگی می]] در بخش زیادی از هواکرهٔ زمین نور خورشید ضعیف تر دیده می‌شود<ref name="Haber2005">{{Cite journal|last=Haber|first=Jorg|coauthors=Magnor, Marcus; Seidel, Hans-Peter|title=Physically based Simulation of Twilight Phenomena|year=۲۰۰۵|journal=ACM Transactions on Graphics (TOG)|volume=۲۴|issue=۴|pages=۱۳۵۳–۱۳۷۳|doi=۱۰٫۱۱۴۵10.1145/۱۰۹۵۸۷۸٫۱۰۹۵۸۸۴1095878.1095884|url=http://www.mpi-inf.mpg.de/~magnor/publications/tog05.pdf|format=PDF|ref=harv}}</ref> و حتی گاهی درخشش آن قدر کم است که می‌توان به آسانی با چشم غیرمسلح یا ابزارهای نوری خورشید را تماشا کرد (به شرطی که مطمئن باشیم در شرایطی نیستیم که ناگهان درخشش خورشید زیاد شود و از پشت ابر بیرون آید) وجود [[گرد و غبار]] در هوا، رطوبت بالا و مه باعث می‌شود تا درخشش خورشید کمتر دیده شود.<ref>{{Cite journal|title=Diurnal asymmetries in global radiation|author=I.G. Piggin|journal=Springer|year=۱۹۷۲|volume=۲۰|issue=۱|doi=10.1007/BF02243313|pages=۴۱–۴۸|ref=harv|bibcode = 1972AMGBB..20...41P}}</ref>
 
[[درخش سبز|پرتوی سبز]]، پدیده‌ای است کمیاب که اندکی پس از غروب و اندکی پیش از طلوع آفتاب روی می‌دهد. این درخشش توسط نور خورشید که در زیر افق [[شکست نور|شکسته می‌شود]] و به سوی بیننده تابیده می‌شود پدید می‌آید (معمولاً در اثر [[وارونگی هوا]]). نور با طول [[موج کوتاه]] تر (بنفش، آبی و سبز) بیش از پرتوهای با طول موج بلندتر (زرد، نارنجی و قرمز) خمیده می‌شود. اما بنفش و آبی بیشتر دچار [[پراکنندگی رایلی|پراکنندگی]] می‌شود در نتیجه نوری که دیده می‌شود [[سبز]] رنگ است.<ref>{{cite web