خورشید؛ همه‌چیز در‌مورد نزدیک‌ترین ستاره به ما

آن‌قدر به حضور آن عادت کرده‌ایم که شاید کمتر از خود بپرسیم این گوی درخشان آسمانی واقعاً چیست؟ خورشید در نگاه اول فقط یک منبع نور و گرما است، اما اگر کمی دقیق تر نگاه کنیم:

خورشید یک راکتور هسته‌ای غول‌پیکر در فاصله ۱۵۰ میلیون کیلومتری زمین است. هر ثانیه، میلیون‌ها تن از جرم خود را به انرژی تبدیل می‌کند و به سبب آن، نوری گسیل می‌دهد که مدتی بعد به زمین می‌رسد و همه چیز را زنده نگه می‌دارد. بدون آن، نه گیاهی رشد می‌کرد، نه بادی می‌وزید، نه بارانی می‌بارید و نه ما اینجا بودیم تا درباره‌اش صحبت کنیم!

در این مقاله، ساختار خورشید، نحوه‌ی تشکیل آن و تقریباً هر آنچه باید در مورد این ستاره بدانید را بررسی خواهیم کرد.

خورشید دقیقاً چیست؟

به طور کلی خورشید یک ستاره است و در نمودار H-R، در رشته‌ی اصلی ستارگان و تقریبا وسط این دسته قرار می‌گیرد؛ یعنی خورشید یک ستاره‌ی واقعاً متوسط است، نه خیلی بزرگ، نه خیلی کوچک، نه خیلی داغ و نه خیلی سرد؛ ویژگی هایی که برای تشکیل حیات در نزدیکی آن بسیار ایده‌آل هستند.

نگاه اجمالی به خورشید

زمان تشکیل: حدود 6 میلیارد سال پیش
زمان مرگ: حدود 5 میلیارد سال دیگر

جرم و ابعاد:
قطر: حدود 1.39 میلیون کیلومتر (تقریباً 109 برابر قطر زمین)
جرم: حدود 30^10 × 1.989 کیلوگرم (تقریباً 333,000 برابر جرم زمین)
حجم: حدود 18^10 × 1.41 کیلومتر مکعب (تقریباً 1.3 میلیون برابر حجم زمین)
چگالی: حدود 1.41 گرم بر سانتی‌متر مکعب (بسیار کمتر از چگالی زمین)

فاصله و مدار:
فاصله‌ی متوسط از زمین: حدود 149.6 میلیون کیلومتر (تقریباً یک واحد نجومی (AU))
دوره‌ی مداری زمین: حدود 365.25 روز (یک سال)
دوره‌ی چرخش: در استوا حدود 25 روز، در قطب‌ها حدود 36 روز (چرخش دیفرانسیلی)

انرژی و درخشندگی:
قدر مطلق(Absolute Magnitude): حدود 4.83+
قدر ظاهری(Apparent Magnitude): حدود 26.74-
درخشندگی(Luminosity): حدود 26^10 × 3.828 وات
میزان جرم مصرفی هسته: حدود 600 میلیون تن هیدروژن در ثانیه (تبدیل به هلیوم)
نرخ تبدیل جرم به انرژی: حدود 4 میلیون تن ماده در ثانیه (معادل انرژی صد میلیارد بمب هسته‌ای هیروشیما)

بررسی ساختار خورشید

همان‌طور که اشاره کردیم، خورشید یک ستاره‌ی متوسط است؛ یعنی خورشید دارای ناحیه‌ی همرفتی در بخش فوقانی است.

تصویر زیر ساختار خورشید را به خوبی نشان می‌دهد:

نواحی مختلف خورشید

خورشید و ستاره‌های خورشیدگون از 6 بخش اصلی و چند بخش فرعی تشکیل می‌شوند که در تصویر بالا دیدید، اکنون نگاهی دقیق تر به هر یک از این بخش‌ها می‌اندازیم:

1.هسته:

هسته مرکزی‌ترین ناحیه‌ی خورشید است که از مرکز تا حدود یک پنجم شعاع خورشید (حدود ۱۴۰ هزار کیلومتر) ادامه دارد. هرچند هسته تنها ۲٫۵٪ از حجم خورشید را تشکیل می‌دهد، اما حدود نیمی از جرم کل خورشید در این ناحیه قرار دارد.
دمای هسته حدود 15 میلیون درجه‌ی سانتی‌گراد و چگالی آن 150 گرم بر سانتی‌متر مکعب است، یعنی بیش از 15 برابر چگالی سرب! فشار در هسته‌ی خورشید هم تقریباً 250 میلیارد برابر اتمسفر زمین است.

2.منطقه‌ی تابشی(Radiative zone):

منطقه‌ی تابشی دومین بخش اصلی خورشید است. این منطقه از ۰٫۲ شعاع خورشید (درست پس از هسته) شروع شده و تا ۰٫۷ شعاع آن ادامه دارد. ضخامت این ناحیه حدود ۳۵۰ هزار کیلومتر است. در این ناحیه، برخلاف هسته، خبری از واکنش‌های همجوشی هسته‌ای نیست.

دما نیز به تدریج در آن کاهش یافته و از ۱۵ میلیون درجه‌ی سانتی‌گراد در نزدیکی هسته به حدود ۲ میلیون درجه سانتی‌گراد در مرز بالایی این منطقه می‌رسد.

انرژی تولید شده در هسته به شکل فوتون‌های پرانرژی (عمدتاً پرتو‌ی گاما) وارد منطقه‌ی تابشی می‌شود. اما این فوتون‌ها در مسیر ساده و مستقیم حرکت نمی‌کنند، منطقه‌ی تابشی همچنان آن‌قدر چگال و متراکم است که فوتون‌ها نمی‌توانند مسافت زیادی را بدون برخورد با ذرات دیگر طی کنند.
فوتون‌ها مدام با الکترون‌ها و اتم‌ها برخورد می‌کنند، جذب می‌شوند و سپس در جهتی تصادفی دوباره گسیل می‌شوند؛ پدیده‌ای که به عنوان پیمایش تصادفی نور یا (Random walk) شناخته می‌شود.

این فرآیند جذب و بازگسیل مداوم، باعث می‌شود مسیر فوتون‌ها مانند یک حرکت مارپیچی و بسیار کند شود.
به همین دلیل به این ناحیه، منطقه‌ی تابشی می‌گویند، زیرا انتقال انرژی در آن عمدتاً از طریق بازتابش نور و امواج الکترومغناطیس انجام می‌شود.

یک فوتون برای عبور از منطقه‌ی تابشی و پیش از آن هسته به حدود 10 هزار سال الی 170 هزار سال زمان نیاز دارد!
اما پس از اینکه نور از منطقه‌ی تابشی خارج شد و به لایه‌های بالاتر رسید، بقیه‌ی مسیر تا سطح خورشید و سپس تا زمین را بسیار سریع‌تر طی می‌کند. به طوری که، پس از خروج از منطقه‌ی تابشی، نور خورشید تنها حدود ۸ دقیقه طول می‌کشد تا به زمین برسد.

3.ناحیه‌ی دیفرانسیلی(Tachocline):

ناحیه‌ی دیفرانسیلی که به آن تاکوکلین هم گفته‌ می‌شود، بین دو منطقه‌ی تابشی و همرفتی قرار دارد. این لایه احتمالاً نقش مؤثری در تشکیل میدان مغناطیسی خورشید دارد. تاکوکلین در عمق حدود ۰٫۷ شعاع خورشید واقع شده و ضخامت آن تنها چند ده هزار کیلومتر است که در مقیاس خورشیدی نازک محسوب می‌شود.

نقش اصلی تاکوکلین، ایجاد تنش برشی میان دو منطقه با رفتار چرخشی متفاوت است. منطقه‌ی تابشی مانند یک جسم صلب و یکنواخت می‌چرخد، در حالی که منطقه‌ی همرفتی دارای چرخش افتراقی است. یعنی استوا در آن، سریع‌تر از قطب‌ها می‌چرخد. این تنش برشی، خطوط میدان مغناطیسی را می‌پیچاند و تقویت می‌کند.

به بیان ساده، تاکوکلین موتور اصلی تولید میدان مغناطیسی خورشید است. لکه‌ها، شراره‌ها و دیگر پدیده‌های مغناطیسی، نتیجه‌ی عملکرد همین لایه هستند.

این تنش مانند دست‌هایی است که خطوط میدان مغناطیسی خورشید را می‌گیرد و می‌پیچاند. هرچه بیشتر بپیچد، میدان مغناطیسی قوی‌تر و قوی‌تر می‌شود. خطوط این میدان سپس به سمت سطح خورشید حرکت می‌کنند و وقتی به سطح می‌رسند ممکن است با دیگر خطوط برهم‌کنش کرده و درهم‌تنیده شوند. این اتفاق احتمالا منجر به ایجاد لکه‌های خورشیدی، پلاژها و بسیاری از پدیده‌های سطحی دیگر می‌شوند که در ادمه بررسی خواهیم کرد.

4.ناحیه‌ی همرفتی(Convective zone):

این منطقه از ۰٫۷ شعاع خورشیدی (پس از تاکوکلین) شروع شده و تا نزدیکی سطح خورشید ادامه دارد. ضخامت این ناحیه حدود ۲۰۰ هزار کیلومتر است.
در این ناحیه، دما و چگالی مواد به شدت کاهش می‌یابند. دما از حدود ۲ میلیون درجه سانتی‌گراد به حدود ۵,۵۰۰ درجه سانتی‌گراد می‌رسد. چگالی مواد نیز آن‌قدر کم شده که عملاً برای حرکت نور مانعی ایجاد نمی‌کنند. بنابراین انتقال انرژی به شکلی دیگر یعنی به وسیله‌ی جریان همرفت صورت می‌گیرد.

روی فوتوسفر گاهی نقاط تیره‌ای دیده می‌شوند که به آنها لکه‌های خورشیدی (Sun spots) می‌گویند. این لکه‌ها مناطقی هستند با دمای کمتر، حدود ۴,۰۰۰ درجه سانتی‌گراد (در مقایسه با ۵,۵۰۰ درجه‌ی اطراف) و میدان مغناطیسی بسیار قوی، هزاران برابر قوی‌تر از میدان مغناطیسی زمین!

لکه‌های خورشیدی معمولاً به صورت جفت یا گروه ظاهر می‌شوند و تعداد آنها در یک چرخه‌ی ۱۱ ساله که در ادامه بررسی می‌کنیم افزایش و کاهش می‌یابد.

اگرچه لکه‌های خورشیدی در مقایسه با بقیه‌ی فوتوسفر تیره به نظر می‌رسند، اما اگر یک لکه را جدا کرده و در آسمان قرار دهیم، آن‌قدر پرنور است که مانند ماه کامل می‌درخشد! تیرگی آنها فقط در مقایسه با سطح فوق‌العاده درخشان اطرافشان ملموس است.

بر روی فوتوسفر، چیزی به ظاهر معکوس لکه‌ها دیده می‌شود که بهغ آن پلاژ خورشیدی (Solar Plage) می‌گویند، پلاژها مناطقی از سطح هستند که میدان مغناطیسی آنها از اطراف قوی‌تر است اما نه آن‌قدر قوی که مانع عبور نور شود. در صورتی که لکه‌های خورشیدی به دلیل میدان مغناطیسی قوی‌تر تاریک شده‌اند.
پلاژها از اطراف خود درخشان‌تر اند اما پایداری آنها بسیار کمتر از لکه‌ها است و اغلب اطراف لکه‌ها ظاهر می‌شوند.

اگر با دقت به تصاویر خورشید نگاه کنید، لبه‌های آن را کمی تاریک‌تر از مرکز می‌بینید.
به این پدیده، ‌تیرگی لبه (Limb Darkening) می‌گویند.
در مرکز قرص، ما به عمق بیشتری از فوتوسفر نگاه می‌کنیم.
(جایی که داغ‌تر و روشن‌تر است)
اما در لبه‌ها، فقط لایه‌های بالایی و خنک‌تر فوتوسفر را می‌بینیم که تاریک‌تر هستند.

6.کروموسفر(Chromosphere):

اگر فوتوسفر را یک لایه از جو در نظر بگیریم، کروموسفر دومین لایه از اتمسفر خورشید است.
کروموسفر یا رنگ‌سپهر لایه‌ای با ضخامت حدود ۲۰۰۰ تا ۳۰۰۰ کیلومتر است. این لایه در مقایسه با فوتوسفر، چگالی بسیار کمتری دارد و درخشندگی آن حدود یک میلیون بار کمتر از فوتوسفر است. به همین دلیل، در شرایط عادی با چشم غیرمسلح دیده نمی‌شود و تنها در زمان خورشیدگرفتگی کامل قابل مشاهده است.

از عجیب‌ترین ویژگی‌های کروموسفر، تغییر دمای آن است. در پایین‌ترین بخش کروموسفر (نزدیک فوتوسفر)، دما حدود ۴,۵۰۰ درجه است. اما هر چه بالاتر برویم، دما به طرز عجیبی افزایش می‌یابد و در مرز بالایی کروموسفر به حدود ۲۰ هزار درجه می‌رسد!
این پدیده در شعله‌ها‌ی شمع یا فندک و گاز نیز صدق می‌کند. چنین که یک سوم بالایی شعله‌ها گرم‌ترین بخش آن‌ها هستند.

این وضعیت برخلاف انتظار ماست. معمولاً انتظار داریم هرچه از یک منبع نور دور شویم، دما کاهش یابد اما در اتمسفر خورشید، عکس این اتفاق رخ می‌دهد. این پدیده همچنان یکی از موضوعات پژوهشی فعال در فیزیک خورشید است و علت آن تا امروز مشخص نیست.

رنگ سرخ کروموسفر به دلیل حضور عنصر هیدروژن است. اتم‌های هیدروژن در این لایه، نور را در طول موج خاصی گسیل می‌کنند که قرمز دیده می‌شود. به همین دلیل، در خورشیدگرفتگی، این لایه به صورت حاشیه‌ای قرمز نمایان می‌شود.
البته این حاشیه‌ی سرخ رنگ فقط برای چند ثانیه قابل مشاهده است و بلافاصله تاج خورشیدی جای آن را می‌گیرد.

کروموسفر ساختاری ناهموار، پویا و شبکه‌ای دارد که شامل تارها و زبانه‌هایی است.

زبانه‌ها (Spicules) فواره‌های باریک و سریعی از گاز داغ هستند که از کروموسفر به سمت تاج خورشیدی پرتاب می‌شوند.
هر زبانه حدود ۵۰۰ تا ۱۰۰۰ کیلومتر قطر دارد و تا ارتفاع ۵,۰۰۰ تا ۱۰,۰۰۰ کیلومتر بالا می‌رود.
سرعت آنها به ۲۰ الی ۳۰ کیلومتر در ثانیه می‌رسد و عمر هر یک فقط چند دقیقه است.
در هر لحظه، حدود ۱۰۰ هزار زبانه در سطح خورشید فعال هستند.
زبانه‌ها معمولا حرکت عمود بر سطح خورشید دارند.

تارها (Fibrils) ساختارهای تاریک و کشیده‌ای هستند که مسیر خطوط میدان مغناطیسی را در کروموسفر نشان می‌دهند. تارها اغلب نزدیک مناطق فعال مانند لکه‌ها و پلاژها دیده‌ می‌شوند.

7.منطقه‌ی انتقالی (Transition Region):

بین کروموسفر و تاج خورشیدی، لایه‌ای بسیار نازک به نام منطقه‌ی انتقالی قرار دارد. این لایه اتمسفر خورشید را به دو بخش بالایی و پایینی تقسیم می‌کند.

ضخامت منطقه‌ی انتقالی تنها 100 الی 200 کیلومتر است اما در همین فاصله‌ی کم، دما از ۲۰ هزار درجه‌ در کروموسفر به ۱ میلیون درجه می‌رسد! و چگالی مواد نیز به شدت کاهش می‌یابد

این جهش دمایی عجیب، مانند بخش قبل یکی از رازهای بزرگ خورشید است که همچنان چرایی آن بر بشر آشکار نیست. به این مسئله، مسئله‌ی گرمایش تاج نیز می‌گویند.

منطقه‌ی انتقالی را نمی‌توان با تلسکوپ‌های معمولی دید، زیرا عمدتاً در طول موج‌ فرابنفش شدید (Extreme Ultraviolet) تابش می‌کند. برای مشاهده‌ی آن باید از تلسکوپ‌های فضایی ویژه استفاده کرد. این منطقه فاصله‌ی کمی از کرونا دارد که باعث ‌می‌شود با قوی‌ترین تلسکوپ‌ها هم به سختی دیده شود، ویژگی‌های ظاهری آن نیز با کرونا خیلی تفاوت ندارد و صرفاً از نظر دما با آن متفاوت است

8.تاج خورشیدی (Solar Corona):

تاج خورشیدی بیرونی‌ترین لایه‌ی اتمسفر خورشید است که در خورشیدگرفتگی‌ها به خوبی دیده می‌شود
این بخش از خورشید ده‌ها میلیون‌ کیلومتر در فضا گسترده شده به طوری که زمین نیز در این منطقه از خورشید قرار دارد و بادهای خورشیدی از همین‌جا به سمت زمین پرتاب می‌شوند.

چگالی این بخش یک میلیارد برابر کمتر از چگالی اتمسفر زمین است و به همین دلیل حضور آن عملاً حس نمی‌شود. دمای آن نیز همچنان بیش از یک میلیون درجه‌ی سانتی‌گراد است.

در زمان خورشیدگرفتگی و با رعایت نکات ایمنی، می‌توانید تاج خورشیدی را به صورت هاله‌ای نقره‌فام در اطراف ماه ببینید.

شکل تاج براساس چرخه‌ی یازده ساله‌ی خورشید تنظیم می‌شود؛ وقتی فعالیت خورشید زیاد باشد، تاج نسبتاً دایره‌ای و متقارن، و وقتی فعالیت خورشید کم باشد، تاج در استوا کشیده و در قطب‌ها کوتاه‌تر دیده می‌شود.

وضعیت تاج در مراحل مختلف چرخه‌ی یازده ساله

نکته: در کروموسفر و تاج خورشیدی پدیده‌های جزئی دیگری نیز هستند که مستقیماً به ساختار مربوط نمی‌شوند. آنها را در ادامه بررسی خواهیم کرد.

چگونگی تشکیل، عملکرد و خورشید

شاید بهتر باشد پیش از بررسی روندهای فیزیکی و شیمیایی در خورشید، دقیقاً بدانیم یک ستاره چطور شکل می‌گیرد. با دانستن اینکه دقیقاً خورشید چطور به‌وجود آمده، بررسی روند انرژی بسیار آسان‌تر خواهدشد.

قویاً احتمال می‌رود که ستارگان حاصل تراکم و افزایش دما در میان گازهای یک سحابی باشد. سحابی (Nebula) تعاریف متعددی دارد ولی اغلب توده‌ای از گاز و غبار متراکم تر از فضای اطراف خود است که عمدتاً از هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است اما می‌تواند شامل ذرات سنگین‌تر و ریزجامدات نیز باشد. با گذشت زمان بسیار طولانی و احتمالاً به دلیل اثرات گرانشی متقابل، ذرات گاز و غبار در سحابی‌ به هم نزدیک و فشرده می‌شوند که موجب افزایش دما، و در نتیجه ادغام ذرات موجود در سحابی و تغییر شکل آنها به پلاسما می‌شود.

با افزایش دما و فشار در مرکز توده‌ی متراکم شده‌ی سحابی، هسته‌ی اولیه‌ی یک ستاره شکل گرفته و از همان ابتدا شروع به تبدیل هیدروژن(H) به هلیوم(He)، هلیوم به لیتیم(Li)، لیتیم به بور(B)، … می‌کند.
این فرایند به عنوان چرخه‌ی تبدیل هلیوم به هیدروژن شناخته می‌شود که چند روش مختلف برای انجام این فرآیند پیشنهاد شده است و این روش‌ها، در تعیین مقدار هر یک از عناصر تشکیل دهنده، بسیار مؤثر اند. روش غالب تبدیل هیدروژن به هلیوم در خورشید چرخه‌ی پروتون – پروتون است.

ترکیبات شیمیایی خورشید

همان‌طور که اشاره شد، ترکیب شیمیایی یک ستاره بستگی به مواد موجود در سحابی اولیه و مقدار آنها، دما، چگالی و فشار هسته و شیوه‌ی تبدیل عناصر به یکدیگر دارد.

در خصوص خورشید، حدود 73 درصد از جرم آن را هیدروژن و 25 درصد آن را هلیوم تشکیل می‌دهد. 2 درصد باقی‌مانده هم شامل عناصر سنگین‌تر نظیر اکسیژن، کربن، نئون، آهن و برخی فلزات دیگر است.
جالب است بدانید همان دو درصد که اشاره کردیم بیش از 5,000 برابر زمین جرم دارند!

این ترکیب شیمیایی، به خورشید هویت می‌بخشد و بر دیگر ویژگی‌های آن شدیداً تأثیر گذار است.

مسیر انتقال انرژی تولید شده در هسته‌ی خورشید

بر اثر هم‌جوشی هسته‌ای و روند‌های تبدیل عناصر به یکدیگر، علاوه‌بر شکل‌گیری عناصر سنگین‌تر، مقداری انرژی نیز آزاد می‌شود. این انرژی در هسته‌ی خورشید عموماً به شکل امواج الکترومغناطیس بسیار پرانرژی گاما هستند.

پرتو‌های گامای تولید شده در هسته، شروع به تابش به سمت بیرون می‌کنند و به دلیل برخورد با مواد چگال نواحی عمیق خورشید (پیمایش تصادفی) در ناحیه‌ی تابشی، انرژی خود را به مرور از دست می‌دهد. با کاهش فشار و انرژی ذرات در مناطق سطحی تر مانند منطقه‌ی همرفتی، انرژی پرتو‌ها و ذرات به گازها و پلاسمای ناحیه‌ی همرفتی منتقل می‌شود.

مکانیسم همرفت به این صورت است که گازهای داغ و سبک که از ناحیه‌ی تابشی انرژی گرفته اند، از پایین ناحیه‌ی همرفتی به سمت بالا صعود می‌کنند، انرژی خود را در سطح آزاد می‌کنند و سپس سرد و سنگین‌ شده و دوباره به پایین برمی‌گردند. این چرخه مدام تکرار می‌شود و سلول‌های همرفتی را ایجاد می‌کند.

انرژی ذرات آزاد شده از ناحیه‌ی همرفتی به شدت نسبت به هسته کاهش یافته، و بخش بزرگی از آن نیز به صورت گرما و نور مرئی آزاد می‌شود.

همان‌طور که در تصویر بالا مشخص است، سلول همرفتی ناشی از جریان همرفت است. هر جریان همرفت، مستقلاً در بخش بالایی ناحیه‌ی همرفتی، ساختار سلول مانندی ایجاد می‌کند که به آن، سلول همرفتی می‌گوییم. سطح بالایی هر سلول خورشیدی را گرانول خورشیدی گویند که درواقع همان سطح فرضی خورشید یا فوتوسفر خورشید است. امواج تولید شده در هسته‌ی خورشید پس از رسیدن به سطح بالایی ناحیه‌ی همرفتی، تقریباً بلامانع از فوتوسفر ساطع شده و به زمین و دیگر نقاط خارج از خورشید می‌رسند. کروموسفر نیز تاثیر به سزایی در انحراف نور ندارد و صرفاً تغییرات دمایی در آن مشهود می‌شوند، پس از آن در منطقه‌ی انتقالی و کرونا نیز به همین صورت است.

چرخه‌ی یازده ساله

انرژی منتشر شده از خورشید، مقدار ثابتی نیست و اغلب از الگو‌هایی تبعیت می‌کند. یکی از آن الگو‌ها چرخه‌ی یازده ساله است که به دلیل ارتباط مستقیم با پدیده‌های سطحی (به خصوص لکه‌های خورشیدی)، به چرخه‌ی لکه‌ها نیز معروف است.

این چرخه تغییرات میدان مغناطیسی خورشید را نشان می‌دهد که به صورت افزایش و کاهش تعداد لکه‌های خورشیدی مشاهده می‌شود. هر چرخه به طور متوسط ۱۱ سال طول می‌کشد (بین ۹ تا ۱۴ سال متغیر است).

مراحل چرخه به صورت کلی عبارت‌اند از:
حداقل خورشیدی که پایین‌ترین سطح فعالیت لکه‌ها است.
حد میانی اول که میدان مغناطیسی تقویت شده و فعالیت لکه‌ها بیشتر می‌شود.
حداکثر خورشیدی که بالاترین سطح فعالیت لکه‌ها است.
حد میانی دوم که میدان مغناطیسی تضعیف شده و فعالیت لکه‌ها کمتر می‌شود.

در خورشید چرخه‌های مغناطیسی بسیاری گاهی جدا از چرخه‌ی یازده ساله و گاهی برای توصیف بهتر و کلان‌تر چرخه‌ی یازده ساله وجود دارند که بررسی تمام آنها نیازمند مقاله‌ای مخصوص چرخه‌ها است؛ اما در این مقاله آنها را به صورت تیتروار مرور می‌کنیم:

چرخه‌ی 22 ساله یا هیل:
دوره‌ی کامل وارونگی میدان مغناطیسی و بازگشت آن به وضعیت عادی را شرح می‌دهد. (دو برابر یازده ساله)

چرخه‌ی 85 ساله یا گلیسبرگ:
نوسانات بلندمدت چرخه‌ی یازده ساله را بررسی می‌کند.

چرخه‌های صدها تا هزاران ساله:
مانند هالستات (2000 ساله) که با تغییرات آب و هوایی زمین مرتبط است و احتمالاً از نوسانات درونی تاکوکلین یا تاثیرات سیاره‌ای نشئت گرفته است.

تاثیرات چرخه‌های خورشیدی

چرخه‌های خورشیدی با تنظیم میدان مغناطیسی خورشید بر بادهای خورشیدی و شفق‌های قطبی سیارات مؤثر اند.
همچنین در مقیاس فرا سیاره‌ای مرز‌های منظومه، یعنی هلیوسفر خورشید را تعیین می‌کنند.

بادهای خورشیدی را جلوتر بررسی خواهیم کرد اما بیایید نگاهی به هلیوسفر خورشید داشته باشیم

هلیوسفر خورشید(Heliosphere)

هلیوسفر حباب بزرگی از پلاسمای مغناطیسی‌شده است که توسط خورشید ایجاد می‌شود و منظومه‌ی شمسی را در بر می‌گیرد. این منطقه توسط بادهای خورشیدی (جریان‌های مداوم ذرات باردار از خورشید) شکل می‌گیرد و از سیارات و دیگر اجسام در منظومه‌ی شمسی در مقابل ذرات کیهانی و فضای بیرون محافظت می‌کند.

هلیوسفر دو مرز دارد، یکی ناحیه‌ی شوک نهایی و دیگری کمان شوک:

ناحیه‌ی شوک نهایی مرز داخلی‌تر و قبل از کمان‌ شوک است که سرعت بادهای خورشیدی به طور چشمگیری کاهش می‌یابد و از سرعت فوق‌صوت به زیرصوت می‌رسد. (مانند “شوک” در جریان گاز)

ناحیه‌ی کمان شوک یا Heliopause موقعیتی است که سرعت باد خورشیدی کاهش یافته و با شرعت باد میان ستاره‌ای که از فاضی بیرون می‌آید برابر شود.

در حال حاضر ماموریت وویجرها نیز بررسی بیشتر این نواحی هلیوسفری است.

فعالیت‌های سطحی، جوی و فعالیت‌های مغناطیسی خورشید

انتقال انرژی خورشید به بیرون و میدان مغناطیسی ایجاد شده در داخل و تقویت شده توسط تاکوکلین، اثراتی بر فعالیت‌های خورشیدی می‌گذارند که بررسی می‌کنیم، اما پیش از بررسی آنها، ابتدا چگونگی ایجاد میدان مغناطیسی خورشید و پدیده‌های سطحی و جوی خورشید را بیان ‌می‌کنیم.

میدان مغناطیسی خورشید

خورشید به دلیل چرخش افتراقی (تفاوت سرعت چرخش به دور خود در قطبین و استوا) و حرکت همرفتی پلاسما در لایه‌های بیرونی، شرایط لازم برای تولید میدان مغناطیسی را دارد.
پلاسمای خورشید، که عمدتاً شامل هیدروژن و هلیوم فلزی یا یونیزه، رسانای الکتریکی است. بر اساس قوانین الکترومغناطیس (مانند معادلات ماکسول و القای فارادی)، حرکت این پلاسما می‌تواند میدان‌های مغناطیسی موجود را تقویت کرده و تغییر دهد.

فرآیند اصلی شامل دو مکانیسم کلیدی است:

1. چرخش افتراقی خورشید خطوط میدان مغناطیسی را کشیده و تقویت می‌کند.
2. تلاطم‌های همرفتی و چرخش‌های کوچک‌مقیاس (مانند اثر کوریولیس) باعث پیچش خطوط میدان و در نهایت تقویت آنها می‌شود.

این فرآیندها با هم یک چرخه‌ی دینامیکی ایجاد می‌کنند که انرژی جنبشی پلاسما را به انرژی مغناطیسی تبدیل می‌کند و میدان مغناطیسی خورشید را پایدار نگه می‌دارد.

نقش تاکوکلین در میدان مغناطیسی خورشید

تاکوکلین (Tachocline) یک لایه‌ی انتقالی نازک (با ضخامت حدود ۰.۰۵ شعاع خورشید) بین دو منطقه‌ی تابشی و همرفتی است.

چند نمونه از تأثیرات کلیدی تاکوکلین عبارت‌اند از:

1.تولید و تقویت میدان مغناطیسی:
اختلاف شدید در سرعت چرخش بین دو ناحیه در تاکوکلین، باعث برش مغناطیسی قوی می‌شود. این برش، خطوط میدان مغناطیسی را کشیده و تقویت می‌کند. تاکوکلین به عنوان یک منبع اصلی برای تولید میدان‌های مغناطیسی در مقیاس بزرگ (مانند میدان مغناطیسی کلی خورشید) در نظر گرفته می‌شود.

2.تنظیم چرخه ۱۱ ساله خورشیدی:
میدان مغناطیسی خورشید هر ۱۱ سال وارونه می‌شود. مدل‌های دینامیکی نشان می‌دهند که تاکوکلین نقش کلیدی در هماهنگ‌سازی و ذخیره میدان مغناطیسی بین چرخه‌ها دارد.
میدان‌های تولیدشده در تاکوکلین به سمت سطح شناور شده و به شکل لکه‌های خورشیدی ظاهر می‌شوند که جلوتر در این مورد توضیح خواهیم داد.

3.پایداری میدان مغناطیسی:
تاکوکلین به دلیل چگالی مناسب و پایداری نسبی (کم‌تلاطم‌تر از ناحیه‌ی همرفتی و کم چگال تر از ناحیه‌ی تابشی)، محیط مناسبی برای رشد سازمان‌یافته‌ی میدان‌های مغناطیسی فراهم می‌کند. بدون آن، میدان مغناطیسی ممکن است سریع‌تر پراکنده یا آشفته شود.

حالا می‌توانیم به بررسی پدیده‌های سطحی و جوی خورشید بپرازیم

پدیده‌های سطحی و جوی خورشید

خورشید بسیار پویا و پیچیده است. پدیده‌های سطحی و جوی آن را می‌توان به طور خلاصه اینگونه توضیح داد:

پدیده‌های مربوط به سطح و فوتوسفر:

لکه‌های خورشیدی: مناطق تاریک‌تر و خنک‌تر روی فوتوسفر با میدان مغناطیسی بسیار قوی. تعداد آنها در چرخه ۱۱ ساله خورشید کم و زیاد می‌شود. لکه‌ها اغلب به صورت گروهی و با تبعیت از میدان‌های مغناطیسی ایجاد می‌شوند.

دانه‌ها یا گرانول‌های خورشیدی: الگوی سلولی روشن و مشابه پوست پرتقال روی فوتوسفر که در اثر جابجایی پلاسما و اثر همرفت ایجاد می‌شود و مدام در حال جایگزینی هستند.

ابردانه‌ها یا سوپرگرانول‌ها: سلول‌های بسیار بزرگتر از دانه‌ها در سطح که الگوی جریان سطحی را نشان می‌دهند.

اتمسفر خورشید از (پایین به بالا)

ا.کروموسفر:

فیلامنت‌ها: ابرهای تاریک و کشیده در اتمسفر خورشید. شاید بشود به آنها گفت ابرا‌های خورشیدی!

زبانه‌ها (Prominences): ابرهای عظیم و درخشان از پلاسما که توسط میدان مغناطیسی از سطح خورشید بیرون زده و در لبه آن دیده می‌شوند. می‌توانند آرام یا فورانی باشند.

شبکه‌ی کروموسفری: الگوی شبکه‌ای درخشان ناشی از مرزهای ابردانه‌ها که پیش تر توضیح دادیم.

2.منطقه‌ی انتقالی:

جت‌ها (Spicules): فوران‌های موقتی و سوزنی شکل از پلاسما که از کروموسفر به سوی تاج فوران می‌کنند (عمر چند دقیقه).

حلقه‌های تاجی (Coronal Loops): ساختارهای قوسی درخشان از پلاسما که خطوط میدان مغناطیسی بسته را دنبال می‌کنند.

تارهای تاجی (Coronal Threads): ساختارهای نازک و دراز پلاسما در داخل حلقه‌های تاجی که در تصویر بالا در سمت راست کرونا به وضوح قابل مشاهده است

پرده‌های تاجی (Coronal Veils): ساختارهای نازک و وسیع پلاسما که معمولاً ا چشم قابل مشاهده نیست و تفاوت چندانی با حالت عادی کرونا ندارد اما در تصویر بالا یک ساختار پرده‌ی تاجی در سمت چپ دیده می‌شود.

پدیده‌های انفجاری و شدید:

شراره‌های خورشیدی (Solar Flares): انفجارهای ناگهانی و شدید انرژی (پرتوهای ایکس و فرابنفش) در یک منطقه فعال، ناشی از آزادسازی انرژی مغناطیسی که باتوجه به معمولی بودن خورشید خیلی رایج نیستند و در نور مرئی هم دیده نمی‌شوند

خروج جرم از تاج (CME): فوران عظیم پلاسما و میدان مغناطیسی از تاج خورشید به فضا که می‌تواند با شراره یا زبانه همراه باشد و تا کیلومتر‌ها در فضا گسترش می‌یابد.

فیبرها (Fibrils): ساختارهای ریز و مویی شکل در کروموسفر که جریان پلاسما را در خطوط میدان مغناطیسی نشان می‌دهند.

امواجی نیز در سطح و اتمسفر خورشید پخش می‌شوند که بسیار جزئی هستند و در این مقاله به آنها نمی‌پردازیم.

تمام پدیده‌هایی که گفته شد یا اثر مستقیم و غیر مستقیم میدان مغناطیسی خورشید هستند، و یا از طریق جریان همرفت به وجود آمده‌اند.

باد خورشیدی چیست؟

باد خورشیدی (Solar Wind) جریان مداوم و تقریباً یکنواختی از ذرات باردار (عمدتاً الکترون‌ها و پروتون‌ها) و میدان‌های مغناطیسی است که از لایه‌ی بیرونی خورشید، یعنی تاج ، به فضا پرتاب می‌شود.

ذرات باد خورشیدی از تاج خورشید که بسیار داغ است (میلیون‌ها درجه‌ی سانتی‌گراد)، با سرعتی بسیار زیاد به فضا فرار می‌کنند.

سرعت باد خورشیدی معمولاً بین ۳۰۰ تا ۸۰۰ کیلومتر بر ثانیه متغیر است (در طوفان‌های خورشیدی می‌تواند بسیار بیشتر شود).

این باد تمام منظومه شمسی را پر می‌کند و مرز هلیوسفر را شکل می‌دهد. همچنین وقتی به میدان مغناطیسی زمین می‌رسد، باعث ایجاد شفق قطبی و اختلالات در سیستم‌های مخابراتی و ماهواره‌ها می‌شود.

چگونگی تشکیل شفق قطبی

خورشید دائماً ذرات باردار (پلاسما) را به فضا می‌فرستد که همان باد خورشیدی است. گاهی اوقات، خروج جرم تاجی (CME) یا شراره‌های خورشیدی مقدار بسیار زیادی از این ذرات را با سرعت بالا به سمت زمین پرتاب می‌کنند.

وقتی این ذرات به زمین می‌رسند، با میدان مغناطیسی زمین (مگنوسفر) برخورد می‌کنند.
میدان مغناطیسی زمین مانند یک سپر عمل کرده و ذرات را به سمت قطب‌های شمال و جنوب مغناطیسی هدایت می‌کند.
(جایی که میدان به آن وارد شده یا خارج می‌شود)

ذرات باردار در ارتفاعات بالا (حدود ۸۰ تا ۱۰۰۰ کیلومتری) با اتم‌ها و مولکول‌های گازهای جو (اغلب اکسیژن و نیتروژن) برخورد می‌کنند. این برخورد باعث برانگیخته شدن اتم‌های گازی جو زمین می‌شود. وقتی این اتم‌ها به حالت عادی بازمی‌گردند، انرژی اضافی خود را به صورت نور آزاد می‌کنند و ما آن را به صورت شفق قطبی می‌بینیم.

پروژه‌های تحقیقاتی مهم در مورد خورشید

مأموریت‌های متعددی برای درک بهتر خورشید، پدیده‌های درونی و بیرونی آن، و تأثیر آنها بر زمین انجام شده است.

۱. مأموریت‌های کلاسیک و تاریخی:

• تلسکوپ سوهو (SOHO – Solar and Heliospheric Observatory): یک پروژه مشترک ناسا و آژانس فضایی اروپا (ESA) که از سال ۱۹۹۵ در حال رصد خورشید است. این فضاپیما نقش کلیدی در پیش‌بینی طوفان‌های خورشیدی و کشف هزاران دنباله‌دار داشته و دارد.
• وویجرهای ۱ و ۲ (Voyager 1 & 2): اگرچه مأموریت اصلی آن‌ها کاوش منظومه بیرونی بود، اما این فضاپیماها اولین ابزارهایی بودند که از مرز هلیوسفر (کمان‌شوک) عبور کردند و داده‌های بی‌نظیری از محیط میان‌ستاره‌ای ارائه دادند.

۲. مأموریت‌های مدرن و تخصصی:

• کاوشگر پارکر (Parker Solar Probe): پرتاب شده در سال ۲۰۱۸ توسط ناسا. این فضاپیما نزدیک‌ترین مأموریت به خورشید در تاریخ است (حدود 6 میلیون کیلومتر از سطح خورشید و نزدیک‌تر از مدار عطارد).
  هدف آن مطالعه مستقیم تاج خورشید، بادهای خورشیدی و منشأ ذرات پرانرژی است.

• Solar Orbiter: پروژه مشترک ESA و ناسا که در سال ۲۰۲۰ پرتاب شد. این فضاپیما تصاویری با وضوح بسیار بالا از قطب‌های خورشید و میدان‌های مغناطیسی آن ارائه می‌دهد و برای درک چرخه ۱۱ ساله خورشید حیاتی است.
  
• SDO (Solar Dynamics Observatory): از سال ۲۰۱۰ تصاویر با وضوح بسیار بالا و در طول‌موج‌های مختلف از خورشید ارسال می‌کند تا تغییرات سریع و پدیده‌های انفجاری را رصد کند.
  
• IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph): مأموریتی برای مطالعه منطقه گذار بین فوتوسفر و تاج خورشید که محل اصلی گرمایش تاج است.

جمع بندی

با وجود پیشرفت‌های چشمگیر در درک ساختار و عملکرد خورشید، هنوز پرسش‌های بنیادینی وجود دارند که فیزیکدانان را به چالش کشیده‌اند. مهم‌ترین آنها، معمای گرمایش تاج است، چرا لایه‌های بیرونی خورشید میلیون‌ها درجه گرم‌تر از سطح آن هستند؟
مکانیسم دقیق انتقال انرژی که این جهش دمایی عجیب را ایجاد می‌کند، هنوز به طور کامل کشف نشده است. همچنین، درک دقیق نحوه‌ی تولید میدان مغناطیسی خورشید در چرخه‌های طولانی‌مدت، همچنان نیازمند پژوهش‌های بیشتر است.

خورشید در حال حاضر در میانه‌ی عمر خود قرار دارد و حدود ۵ میلیارد سال دیگر، سوخت هیدروژنی هسته‌اش به پایان خواهد رسید. در آن زمان، خورشید احتمالاً به یک غول سرخ تبدیل خواهدشد و آن‌قدر منبسط می‌شود که احتمالاً مدارهای عطارد و زهره را در بر می‌گیرد و زمین را نیز کاملاً محو می‌کند. پس از آن، لایه‌های بیرونی خود را به فضا پرتاب کرده و هسته‌ی آن به صورت یک کوتوله‌ی سفید متراکم و سرد، میلیون‌ها سال در فضا باقی خواهد ماند.

اگر مقاله را با دقت خوانده باشید احتمالاً نیم ساعتی درگیر آن بودید، درک دقیق ساختارها و عملکردهای خورشید برای خود من هم آسان نبود! نوشتن این مقاله بیش از یک ماه زمان برد

بدون شک خورشید یکی از اسرار آمیزترین و با جزئیات‌ترین ارکان علمیِ جهانی است که بشر تا به امروز دیده است. اگر فردی را یافتید که در علم نجوم متخصص خورشید بود بدانید آن فرد قطعاً یکی از پر مطلب‌ترین مباحث نجوم را فراگرفته است. خورشید به ما می‌آموزد گاهی در دسترس ترین چیز‌ها، آن قدر از ما دور هستند که حتی فکرش را هم نمی‌کنیم؛

پس دفعه‌ی بعدی که با رعایت احتیاط به خورشید نگاه کردید، به خاطر داشته باشید در تک‌تک لحظات عمر تمام گرانول‌های ناپایدار آن، دنیایی از جزئیات و پدیدهایی قرار دارند که سر سوزنی‌هم از آنها نمی‌دانیم.