حساب کاربری
​
تغیر مسیر یافته از - ☼
زمان تقریبی مطالعه: 47 دقیقه
لینک کوتاه

خورشید

ستارۀ مرکزی منظومۀ خورشیدی

خورشید تنها ستارهٔ منظومهٔ خورشیدی است و در مرکز آن جای دارد. خورشید یک کُرهٔ کامل است که از پلاسمای داغ ساخته شده‌است و در میانهٔ آن میدان مغناطیسی برقرار است. این ستاره که قطری نزدیک به ۱٬۳۹۲٬۰۰۰ کیلومتر دارد، سرچشمهٔ اصلی نور، انرژی، گرما و زندگی بر روی زمین است. خورشید نخستین جسم در منظومهٔ خورشیدی بر پایهٔ جرم و حجم می‌باشد. قطر خورشید نزدیک به ۱۰۹ برابر قطر زمین و جرم آن ۳۳۰ هزار برابر جرم زمین برابر با ۲‎×۱۰ کیلوگرم است. این مقدار ۹۹٫۸۶٪ کل جرم منظومهٔ خورشیدی است.

خورشید ☉
داده‌های دیداری
میانگین فاصله
از زمین 		۱٫۴۹۶‎×۱۰ m
۸٫۳۱ دقیقه با سرعت نور
درخشش دیداری (V) −۲۶٫۷۴
قدر مطلق ۴٫۸۳
رده‌بندی ستارگان G2V
متالیسیته Z = ۰٫۰۱۷۷
قطر زاویه‌ای ۳۱٫۶′ - ۳۲٫۷′
صفت‌ها خورشیدی
ویژگی‌های مداری
میانگین فاصله
از هستهٔ راه شیری 		~۲٫۵‎×۱۰ م
۲۶ ۰۰۰ سال نوری
دورهٔ کهکشانی (۲٫۲۵–۲٫۵۰)‎×۱۰ a
سرعت ~۲٫۲۰‎×۱۰ m/s
(گردش به‌دور مرکز کهکشان)
~۲‎×۱۰ m/s
(نسبت به سرعت میانگین ستاره‌های دیگر در همسایگی ستاره‌ای)
ویژگی‌های فیزیکی
میانگین قطر ۱٫۳۹۲‎×۱۰ m
۱۰۹ زمین
شعاع استوایی ۶٫۹۵۵‎×۱۰ م
۱۰۹ × زمین
محیط استوایی ۴٫۳۷۹‎×۱۰ m
۱۰۹ × زمین
تخت‌شدگی ۹‎×۱۰
مساحت ۶٫۰۸۷۷‎×۱۰ m²
۱۱ ۹۹۰ × زمین
حجم ۱٫۴۱۲۲‎×۱۰ m³
۱ ۳۰۰ ۰۰۰ زمین
جِرم ۱٫۹۸۹۱ ‎×۱۰ ک‌گ
۳۳۲ ۹۴۶ زمین
چگالی میانگین ۱٫۴۰۸ ‎×۱۰ ک‌گ/م³
چگالی‌های گوناگون هسته: ۱٫۵‎×۱۰ ک‌گ/م³
فتوسفیر پایینی: ۲‎×۱۰ ک‌گ/م³
کروموسفیر پایینی: ۵‎×۱۰ ک‌گ/م³
هالهٔ میانگین: ۱۰‎×۱۰ک‌گ/م³
گرانش سطحی استوایی ۲۷۴٫۰ m/s
۲۷٫۹۴ g
۲۸ × گرانش سطحی زمین
سرعت گریز
(از سطح) 		۶۱۷٫۷ km/s
۵۵ × زمین
دما
برای سطح (مؤثر) 		۵ ۷۷۸ K
دما
برای تاج خورشیدی 		~۵‎×۱۰ K
دما
برای هسته 		~۱٫۵۷‎×۱۰ K
درخشش (Lsol) ۳٫۸۴۶‎×۱۰ W
~۳٫۷۵‎×۱۰ lm
~۹۸ lm/W اثر
شدت میانگین (Isol) ۲٫۰۰۹‎×۱۰ W m sr
ویژگی‌های گردش
انحراف محوری ۷٫۲۵°
(به دایرةالبروج)
۶۷٫۲۳°
(به صفحهٔ کهکشانی)
بُعد
برای قطب شمال 		۲۸۶٫۱۳°
۱۹ ساعت ۴ دقیقه ۳۰ ث
میل
برای قطب شمال 		+۶۳٫۸۷°
۶۳°۵۲' شمالی
دورهٔ دوران ستاره‌ای
(در عرض جغرافیایی ۱۶°) 		۲۵٫۳۸ روز
۲۵ ر ۹ س ۷ دقیقه ۱۳ ث
(در استوا) ۲۵٫۰۵ روز
(در قطب‌ها) ۳۴٫۳ روز
سرعت دوران
(در استوا) 		۷٫۲۸۴ ‎×۱۰ km/h
ترکیب فتوسفیری (برپایهٔ جِرم)
هیدروژن ۷۳٫۴۶ ٪
هلیوم ۲۴٫۸۵ ٪
اکسیژن ۰٫۷۷ ٪
کربن ۰٫۲۹ ٪
آهن ۰٫۱۶ ٪
گوگرد ۰٫۱۲ ٪
نئون ۰٫۱۲ ٪
نیتروژن ۰٫۰۹ ٪
سیلیسیم ۰٫۰۷ ٪
منیزیم ۰٫۰۵ ٪

انفجار نهایی یک ستارهٔ سنگین را ابرنواختر می‌نامند، ولی خورشید هیچ‌گاه چنین انفجاری را تجربه نخواهد کرد؛ زیرا کمترین جرم مورد نیاز برای رخداد یک ابرنواختر، هشت برابر جرم خورشید است. از نظر شیمیایی سه-چهارم جرم خورشید را هیدروژن و باقی‌ماندهٔ آن را بیشتر هلیم می‌سازد. پس از هیدروژن و هلیم، دیگر عنصرهای سازندهٔ خورشید عبارتند از: اکسیژن، کربن، نئون و آهن و غیره، این عنصرها سازندهٔ ۱٫۶۹٪ از جرم خورشید هستند که این مقدار خود ۵٬۶۲۸ برابر جرم زمین است.

خورشید در رده‌بندی ستارگان بر پایهٔ رده‌بندی طیفی، در دستهٔ G2V جای دارد و به‌صورت غیررسمی با نام کوتولهٔ زرد-نارنجی از آن یاد می‌شود. چون پرتوهای پیدای خورشید در طیف زرد-سبز شدیدتر است، (هر چند که رنگ آن از سطح زمین، لابد سفید دیده شود) ولی وجود پراکندگی نور آبی در جو، علت زرد دیده‌شدن آن است (پراکندگی رایلی). همچنین در برچسب رده‌بندی طیفی، G2، گفته شده که دمای سطح خورشید نزدیک به ۵٬۷۷۸ کلوین (۵٬۵۰۵ سانتی‌گراد) است و در V گفته شده‌است که خورشید مانند بیشتر ستارگان، یک ستارهٔ رشتهٔ اصلی است و در نتیجه انرژی خود را از راه همجوشی هسته‌ای هستهٔ هیدروژن به هلیم فراهم می‌کند و در هر ثانیه، در هستهٔ خود، ۶۲۰ میلیون تُن هیدروژن را دچار همجوشی می‌کند. در دوره‌ای کیهان‌شناسان می‌گفتند که خورشید نسبت به دیگر ستارگان، ستاره‌ای کوچک و ناچیز است، ولی امروزه بر این باورند که خورشید از ۸۵٪ ستارگان کهکشان راه شیری درخشان‌تر است. چون بیشتر آن‌ها کوتولهٔ سرخ هستند. بزرگی قدر مطلق خورشید ۴٫۸۳+ است. البته چون خورشید نزدیک‌ترین ستاره به زمین است، به همین دلیل، خورشید درخشان‌ترین جرم در آسمان دانسته می‌شود و قدر ظاهری آن ۲۶٫۷۴- است. تاج خورشیدی پیوسته در حال پراکندن بادهای خورشیدی در فضا است. این بادها، جریان‌هایی از ذره‌های باردارند که تا فاصله‌ای نزدیک به ۱۰۰ واحد نجومی توان دارند. حباب‌های ساخته‌شده در محیط میان‌ستاره‌ای که در اثر بادهای خورشیدی ساخته شده‌اند، بزرگ‌ترین سازهٔ پیوستهٔ پدیدآمده در منظومهٔ خورشیدی‌اند.

هم‌اکنون خورشید در حال سفر از میان ابر میان‌ستاره‌ای محلی در ناحیهٔ حباب محلی در لبهٔ بازوی شکارچی از کهکشان راه شیری است. از میان ۵۰ ستاره‌ای که تا شعاع ۱۷ سال نوری، در همسایگی زمین قرار دارند، (نزدیک‌ترین آن‌ها یک کوتولهٔ سرخ به نام پروکسیما قنطورس است که ۴٫۲ سال نوری فاصله دارد) از دیدگاه جرم، خورشید رتبهٔ چهارم را در میان آن‌ها دارد. اگر از قطب شمالی کهکشان نگاه کنیم، خورشید به صورت ساعت‌گرد به گرداگرد مرکز کهکشانی راه شیری در گردش است و از آن نقطه نزدیک به ۲۴٬۰۰۰ تا ۲۶٬۰۰۰ سال نوری فاصله دارد، انتظار می‌رود که این گردش ۲۲۵ تا ۲۵۰ میلیون سال دیگر به پایان برساند و دور خود را کامل کند. از آنجایی که کهکشان ما نسبت به تابش زمینهٔ کیهانی (CMB) در راستای صورت فلکی مار باریک با سرعت ۵۵۰ کیلومتر بر ثانیه در حرکت است، در نتیجه سرعت به‌دست آمده برای خورشید نسبت به CMB در راستای صورت‌های فلکی پیاله یا شیر، ۳۷۰ کیلومتر بر ثانیه می‌شود.

فاصلهٔ متوسط خورشید از زمین نزدیک به ۱۴۹٫۶ میلیون کیلومتر است (یک واحد نجومی). البته این فاصله در هنگامه‌های گوناگون حرکت زمین به گرد خورشید (در نقطه‌های اوج و حضیض) در ماه‌های ژانویه تا ژوئیه فرق می‌کند. در این فاصلهٔ میانگین، نور پس از ۸ دقیقه و ۱۹ ثانیه از خورشید تا زمین سفر می‌کند. می‌توان گفت انرژی آمده از نور سفید خورشید، باعث ادامهٔ فرایند نورساخت، به وجود آمدن اقلیم و آب‌وهوای زمین و در نتیجه، فراهم‌کنندهٔ زندگی برای همهٔ جانداران روی زمین است. نقش برجستهٔ خورشید بر وضعیت زمین از سال‌های دور، از دوران پیشاتاریخ برای انسان شناخته شده بود، به همین دلیل برای بسیاری از فرهنگ‌ها خورشید به عنوان یک خدا به خورشید نگاه می‌کرده‌اند. پیشرفت دانش از چیستی خورشید با کندی بسیار همراه بوده، تا آنکه در سدهٔ ۱۹ میلادی آگاهی اندکی از مواد سازندهٔ خورشید و منبع انرژی آن بدست آمد. تلاش برای آگاهی بیشتر از خورشید همچنان ادامه دارد، زیرا همچنان شماری از پدیده‌ها و رفتارهای بدون توضیح علمی در خورشید دیده می‌شود.

فهرست

  • ۱ واژه‌شناسی
  • ۲ ویژگی‌ها
    • ۲.۱ هسته
    • ۲.۲ ناحیهٔ تابشی
    • ۲.۳ ناحیهٔ همرفتی
    • ۲.۴ شیدسپهر
    • ۲.۵ جو خورشیدی
    • ۲.۶ میدان مغناطیسی
  • ۳ ساختار شیمیایی
    • ۳.۱ گروه آهن
  • ۴ چرخه‌های خورشید
    • ۴.۱ لکه‌های خورشیدی و چرخهٔ آن‌ها
    • ۴.۲ چرخه‌های بلندمدت
  • ۵ چرخهٔ زندگی
  • ۶ جابه‌جایی قطب‌ها
    • ۶.۱ سرنوشت زمین
  • ۷ نور خورشید
  • ۸ جای خورشید در میانهٔ کهکشان
  • ۹ سامانهٔ خورشیدی
  • ۱۰ پرسش‌های نظری
    • ۱۰.۱ مسئلهٔ نوترینوی خورشیدی
    • ۱۰.۲ مسئلهٔ گرمای تاج خورشیدی
    • ۱۰.۳ مسئلهٔ کم نوری خورشید در جوانی
  • ۱۱ تماشای خورشید با چشم غیرمسلح و اثر آن
  • ۱۲ صدای خورشید
  • ۱۳ ویژگی‌های فیزیکی
  • ۱۴ در تاریخ
  • ۱۵ نگارخانه
  • ۱۶ جستارهای وابسته
  • ۱۷ منابع
  • ۱۸ پیوند به بیرون

واژه‌شناسی

خورشید در فارسی درگذشته با نام‌های دیگری چون خور، هور، مهر، روز خوانده می‌شد. خورشید در فارسی نوین از xvar-xšed از فارسی میانه که ایزدی است که در یشت ششم اوستا در مورد او نوشته آمده وی ایزدی است که جهان را از آلودگی دور می‌دارد. در اوستا hvarr-, xvan ,ta hvarә-xšaē آمده‌است. واژه خورشید دارای دو جزء است جزء نخست xvar-, hvar که با سنسکریت svar «خورشید» سنجنده می‌شود. جزء دوم برگرفته از اوستایی xšaita- «درخشان» است که در نام جمشید (پادشاه دوران طلایی در اسطوره‌های ایرانی و نیز نخستین شاه در برخی روایت‌ها) آمده و برگرفته از صورت اوستایی yama-xšaita به معنی «جم درخشان» است.

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 ساکسونی باستان به صورت sunna، در هلندی میانه به صورت sonne، در هلندی امروزی به صورت zon در آلمانی Sonne، در نروژی باستان sunna و در زبان گوتیک sunnō است تمام عبارت‌های آلمانی برای Sun از sunnōn در نیازبان‌های ژرمنی آمده‌است.

در هنگامهٔ 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. پژوهشگران گمان می‌کنند که خورشید، ایزدبانوی ژرمنی ریشه‌ای هندو-اروپایی در خورشیدخدایی کهن تر در زبان‌های هندواروپایی دارد و میان واژهٔ Sól در نروژی باستان، سوریا در زبان سانسکریت، Sulis در زبان گالیش، Saulė در لیتوانیایی و Solnitse در زبان‌های اسلاوی ارتباط است.

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 یونانی heméra helíou است.

در زبان لاتین واژهٔ Sol برای اشاره به ستاره بکار می‌رود این واژه به صورت اسم در انگلیسی کاربرد ندارد اما صفت آن solar بسیار پرکاربرد است. واژهٔ Sol برای اشاره به زمان خورشیدی در دیگر سیاره‌ها مانند بهرام کاربرد دارد. یک روز خورشیدی در زمین، میانگین ۲۴ ساعت است در حالی که روی بهرام ۲۴ ساعت و ۳۹ دقیقه و ۳۵٫۲۴۴ ثانیه‌است.

ویژگی‌ها
نمای کلی از ساختار درونی خورشید:
۱. هسته
۲. ناحیهٔ تابشی
۳. ناحیهٔ همرفتی
۴. شیدسپهر
۵. فام‌سپهر
۶. تاج
۷. لکه خورشیدی
۸. جودانه
۹. زبانه
این یک نگاره با رنگ‌بندی فرابنفش از خورشید است. آنچه در این نگاره دیده می‌شود: زبانه‌های روشن پیرامون خورشید از ردهٔ C3 (ناحیهٔ سفید در بالا دست چپ)، آبتاز خورشیدی (سازه‌های موجی شکل در بالا دست راست) و چندین رگهٔ پلاسمایی که در ادامهٔ میدان مغناطیسی از سطح خورشید برخاسته‌اند.
این فیلم در اصل مجموعه‌ای پویا از عکس‌های گرفته شده از خورشید است که بر روی آن‌ها کارهای نرم‌افزاری صورت گرفته تا ریزه کاری تصویر آشکار شود. این مجموعه نگارهٔ پویا مربوط به رفتار خورشید در یک بازهٔ ۲۴ ساعته‌است که در ۲۵ سپتامبر ۲۰۱۱ بدست آمده‌است.

خورشید ستاره‌ای از گونهٔ کوتولهٔ زرد است که ۹۹٫۸۶٪ از مجموع جرم سامانهٔ خورشیدی را از آن خود کرده‌است. هندسهٔ خورشید به یک کرهٔ کامل بسیار نزدیک است. پَخی بسیار کوچکی برابر با ۹×۱۰ در هندسهٔ آن وجود دارد 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 ساخته شده‌است، در مدار 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 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. 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.

خورشید ستاره‌ای با جمعیت (۱) است به عبارت دیگر ستاره‌ای سرشار از عنصرهای سنگین است. گمان آن می‌رود که آغاز پدیداری خورشید به موج‌های شوک تابیده شده از یک یا چند ابرنواختر آن همسایگی بازگردد. این تصور به دلیل انباشتگی 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 به وجود آمده‌است.

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. 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.

هسته

نوشتار اصلی: هستهٔ خورشیدی

از مرکز خورشید تا فاصله‌ای نزدیک به ۲۰ تا ۲۵ درصد شعاع خورشید به عنوان هستهٔ خورشید در نظر گرفته شده‌است. و چگالی آن ۱۵۰g/cm نزدیک به ۱۵۰ برابر چگالی آب، برآورد شده‌است. 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. 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. تنها ۰٫۸٪ از انرژی پدید آمده در خورشید وارد چرخهٔ سی‌ان‌او می‌شود.
هم‌سنجی سیاره‌های منظومه خورشیدی با تعدادی از ستاره‌های مشهور:
الف:
زمین (۴) > ناهید (۳) > مریخ (۲) > تیر (۱)
ب:
مشتری (۸) > زحل (۷) > اورانوس(۶) > نپتون (۵) > زمین (بدون شماره)
پ:
شباهنگ (۱۱) > خورشید (۱۰) > ولف ۳۵۹ (۹) > مشتری (بدون شماره)
ت:
دبران (۱۴) > نگهبان شمال (۱۳) > رأس پیکر پسین (۱۲) > شباهنگ (بدون شماره)
ث:
ابط‌الجوزا (۱۷) >قلب عقرب (۱۶) > پای شکارچی (۱۵) > دبران (بدون شماره)
ج:
وی‌وای سگ بزرگ (۲۰) >وی‌وی قیفاووس (۱۹) > مو قیفاووس (۱۸) > 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.

در هستهٔ خورشید در هر ثانیه، زنجیرهٔ پروتون-پروتون ۹٫۲×۱۰ بار روی می‌دهد. از آنجایی که در این فرایند چهار پروتون آزاد (هستهٔ هیدروژن) هم‌زمان درگیر است پس در هر ثانیه ۳٫۷×۱۰ پروتون به ذرهٔ آلفا (هستهٔ هلیوم) دگرگون می‌شود به زبان دیگر ۶٫۲×۱۰ کیلو در ثانیه. در مجموع می‌توان گفت در سراسر خورشید نزدیک به ۸٫۹×۱۰ پروتون آزاد دگرگون می‌شود. می‌دانیم که در هر همجوشی و دگرگونی هیدروژن به هلیوم نزدیک به ۰٫۷٪ از حرم به انرژی دگرگون می‌شود. پس خورشید در هر ثانیه ۴٫۲۶ میلیون تن جرم را در دگرگونی ماده-انرژی درگیر می‌کند. یا می‌توان گفت ۳۸۴٫۶ یوتا وات (۳٫۸۴۶×۱۰) یا ۹٫۱۹۲×۱۰ مگاتن TNT در هر ثانیه. این مقدار جرم از میان نمی‌رود بلکه بر پایهٔ هم‌ارزی جرم و انرژی به صورت انرژی تابشی در می‌آید.

مقطع عرضی یک ستاره مانند خورشید (ناسا)

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 ۲۷۶٫۵ watts/m است. 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 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.

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. ما برای نوترینو تنها ۲٫۳ ثانیه زمان برده می‌شود تا به سطح خورشید برسد. نزدیک به ۲ درصد از انرژی کل تولیدی خورشید مربوط به این ذره‌است.

در پایان سفر از لایهٔ همرفتی بیرونی و رسیدن به سطح شفاف شیدسپهر، فوتون‌ها به صورت نور دیدنی در فضا تابیده می‌شوند. پیش از گریز از سطح خورشید، هر یک پرتوی گاما در هستهٔ خورشید به چندین میلیون فوتون نور دیدنی دگرگون می‌شود. در اثر واکنش‌های همجوشی در هسته ذره‌های دیگری به نام نوترینو هم آزاد می‌شوند. این ذره‌ها برخلاف فوتون‌ها کمتر با ماده وارد واکنش می‌شوند بنابراین تقریباً همهٔ آن‌ها می‌توانند بی‌درنگ از خورشید بگریزند. برای سالیان دراز شمار نوترینوهای آزاد شده از خورشید یا نوترینوهای شمرده شده با ابزارها یک-سوم شماری بود که نظریه‌های علمی پیش‌بینی می‌کرد. تا سال ۲۰۰۱ که دانشمندان دریافتند، دلیل این ناهماهنگی به ویژگی نوسان نوترینوها بازمی‌گردد: حقیقت این بود که شمار نوترینوهای تابیده شده از خورشید با شمار پیش‌بینی شده از سوی نظریه با هم برابر بوده‌اند اما ابزارهای شمارش تنها ⁄۳ آن‌ها را شمرده بودند و باقی‌مانده را از دست داده بودند و این به دلیل تغییر مزهٔ نوترینوها (به معنی: عدد کوانتومی ذرهٔ بنیادی) در هنگام تشخیص با ابزار بود.

ناحیهٔ تابشی

نوشتار اصلی: 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. در این ناحیه رفتار 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. در این بازه انرژی از راه تابش فوتون توسط یون‌های 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. چگالی هم از ۰٫۲۵ چگالی خورشید تا بالای بازهٔ تابشی نزدیک به ۱۰۰ برابر افت می‌کند و از ۲۰ g/cm به ۰٫۲ g/cm می‌رسد. میزان انرژی که خورشید در یک ثانیه تولید می‌کند برای تأمین برق جهان به مدت یک میلیون سال کافی است.

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. 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.

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، فرو برده 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 0.2 g/m است (نزدیک به ۱/۶۰۰۰۰ چگالی هوا در سطح دریاها).

ستون‌های داغ همرفتی بر روی سطح خورشید جا می‌اندازند این ستون‌ها از دور به صورت 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. ستون‌های داغ خورشید به شکل سلول‌های بنارد است در نتیجه هندسهٔ منشوری شش ضلعی به خود می‌گیرد.

شیدسپهر
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.

سطح دیدنی خورشید یا شیدسپهر، لایه‌ای است که در زیر آن خورشید در برابر نور دیدنی، کدر می‌شود. 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 H بستگی دارد چون این یون است که نور مرئی را به آسانی جذب می‌کند. در مقابل نوری که ما می‌بینیم در اثر واکنش الکترون‌ها با اتم هیدروژن برای تولید یون H تولید شده‌است. شیدسپهر ده‌ها تا صدها کیلومتر ضخامت دارد و گاهی کدری آن اندکی از 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. 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 ۱۰ m 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.

در آغاز طیف‌سنجی شیدسپهر، خط‌های جذبی پیدا شده بود که با هیچ‌یک از 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.
لحظات ابتدایی طلوع خورشید از بالای کاروانسرای دیر گچین

جو خورشیدی

همچنین ببینید: تاج خورشیدی و حلقهٔ تاج خورشیدی

از تمام خورشید فقط جو آن قابل مشاهده‌است ناحیه‌ای که از لحاظ فعالیت نیز غنی است پایه جو خورشیدی شید سپهر است لکه‌های خورشیدی بر روی شید سپهر ظاهر می‌شوند لایه خارجی بعدی رنگین سپهر است تاج آخرین لایه جوی خورشید می‌باشد.

شید سپهر یک لایه نازک گاز که بیشترین عمقی که می‌توانیم آن را مشاهده کنیم و تابش قابل رویت از آن منتشر می‌شود وبر این سطح دانه‌های گذرا با عمر متوسط ۵ تا ده‌ها دقیقه را مشاهده می‌کنیم شکل‌گیری‌های روشن نامنظم که به وسیلهٔ رگه‌های تاریک احاطه شده‌اند این دانه دار شدن خورشیدی لایه بالایی ناحیه جا به جایی خورشید است لایه گازی به ضخامت حدود ۰/۲r زمینی که درست زیر پایه شید سپهر قرار می‌گیرد در این منطقه انرژی گرمایی توسط جا به جایی منتقل می‌شود توده‌های گرم

لکه‌های سطح خورشید در نقشه ساموئل دان

گاز (سلول‌های جا به جایی) بالا می‌روند و به صورت دانه‌های روشن ظاهر می‌شوند و انرژیشان را در شید سپهر تخلیه می‌کنند گازهای سرد تر پایین می‌آیند. طیف پیوستار سرار قرص خورشیدی یک دمای مؤثر _استفان بولتزمن_ 5800k را برای شید سپهر تعریف می‌کند از میان شید سپهر به سمت بیرون دما به شدت پایین می‌آید و سپس مجدداً در حوالی ۵۰۰km داخل رنگین سپهر شروع به بالا رفتن می‌کند تا این که به دماهای بسیاربالا درتاج می‌رسد. شید سپهر یک طیف پیوسته جسم سیاه گسیل می‌دارد لذا بایستی در طول موج‌های مرئی کدر باشد اما چگالی‌ها در اینجا بسیار کمتر از مقداری است که گاز برای کدر بودن و تولید تابش پیوسته جسم سیاه لازم دارد.

میدان مغناطیسی
صفحهٔ جریان نورکره در بیرون خورشید هم گسترش یافته و بر سامانهٔ خورشیدی اثر می‌گذارد. این پدیده، نتیجهٔ تأثیر میدان مغناطیسی درحال گردش خورشید بر روی پلاسما در محیط میان‌سیاره‌ای است.
همچنین ببینید: میدان مغناطیسی ستاره‌ای

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. میدان مغناطیسی خورشید دارای اثرهای بسیاری است که به مجموعهٔ آن‌ها فعالیت خورشیدی گفته می‌شود. از جملهٔ آن‌ها، لکه‌های خورشیدی بر سطح آن، شرارهٔ خورشیدی و دگرگونی‌ها در بادهای خورشیدی است که باعث جابجایی ماده درون سامانهٔ خورشید است. 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 ساخت و کامل شدن سامانهٔ خورشیدی داشته باشد. همچنین این فعالیت‌های خورشیدی، ساختار بخش بیرونی هواکرهٔ زمین را هم تغییر می‌دهد.

به دلیل دمای بسیار بالای خورشید، تمام مادهٔ موجود در آن در حالت گازی و 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. 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 و زبانهٔ خورشیدی پدید آید. در اثر همین پیچش است که پویایی خورشیدی و چرخهٔ یازده سالهٔ وارونه شدن میدان مغناطیسی خورشید پدیدار می‌شود.

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. 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 صفحهٔ جریان نورکره گفته می‌شود. در فاصله‌های دور، چرخش خورشید باعث پیچیده شدن میدان مغناطیسی و صفحهٔ جریان به شکل حلزونی ارشمیدس می‌شود؛ مانند سازهٔ مارپیچ پارکر. میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای بسیار قوی تر از اجزای میدان مغناطیسی دوقطبی خورشید است. میدان مغناطیسی دوقطبی ۵۰ تا ۴۰۰ 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.
خورشید

ساختار شیمیایی

خورشید در درجهٔ نخست از عنصرهای هیدروژن و هلیم ساخته شده‌است. این عنصرها به ترتیب ۷۴٫۹٪ و ۲۳٫۸٪ از جرم خورشید را در شیدسپهر می‌سازند. در ستاره‌شناسی به همهٔ عنصرهای سنگین تر فلز می‌گوییم، فلزها کمتر از ۲٪ جرم خورشید را می‌سازند. فراوان‌ترین این فلزها عبارتند از: اکسیژن (نزدیک به ۱٪ جرم خورشید)، کربن (۰٫۳٪)، نئون (۰٫۲٪) و آهن (۰٫۲٪).

خورشید ترکیب شیمیایی خود را از محیط میان‌ستاره‌ای به ارث برده‌است؛ و خود هلیم و هیدروژن هم به جای مانده از هسته‌زایی مهبانگ‌اند. فلزها از هسته‌زایی ستاره‌ای پدید آمده‌اند. ستاره‌هایی که دورهٔ تکامل خود را به پایان رسانده‌اند و مواد خود را به محیط میان ستاره‌ای پیش از ساخت خورشید بازگردانده‌اند. ساختار شیمیایی شیدسپهر نمایانگر ساختار اساسی سامانهٔ خورشیدی است. 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 پیش‌ستارهٔ خورشید ۸۴٪ اندازهٔ گذشته را دارند. ۷۱٪ پیش‌ستارهٔ خورشید از هیدروژن، ۲۷٫۴٪ از هلیم و ۱٫۵٪ از فلزها ساخته شده بود.

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 ناحیهٔ تابشی در بالا) برای همین هیچ‌یک از دستاوردهای همجوشی در هسته به سوی بالا و شیدسپهر نمی‌آید.

فراوانی عنصرهای سنگین خورشیدی که در بالا توضیح داده شد را با کمک طیف‌سنجی نجومی شیدسپهر خورشید و اندازه‌گیری فراوانی‌ها در 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.

گروه آهن

در دههٔ ۱۹۷۰ پژوهش‌ها بر روی وجود عنصرهای گروه آهن در خورشید متمرکز بود. 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).

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.

چرخه‌های خورشید

لکه‌های خورشیدی و چرخهٔ آن‌ها
اندازه‌گیری دگرگونی‌های چرخهٔ خورشیدی در یک بازهٔ سی ساله.
پیشینهٔ لکه‌های خورشیدی در ۲۵۰ سال گذشته، به خوبی می‌توان دید که چرخهٔ لکه‌ها تقریباً هر ۱۱ سال یک بار تکرار می‌شود.

هنگام مشاهدهٔ خورشید اگر فیلترهای مناسب را بکار ببریم بی‌درنگ می‌توانیم لکه‌های خورشید را ببینیم. این لکه‌ها به دلیل داشتن دمایی پایین‌تر از پیرامونشان، به صورت سطحی تاریک تر دیده می‌شوند. شدت فعالیت مغناطیسی در لکه‌های خورشیدی بسیار بالا است تا آنجا که فرایندهای همرفتی هم توسط میدان مغناطیسی بسیار قوی آن ناحیه مهار می‌شود برای همین انرژی گرمایی کمتری از درون داغ خورشید به سطح این ناحیه‌ها می‌رسد. میدان مغناطیسی بسیار قوی باعث داغی بسیار بالای تاج خورشیدی می‌شود و ناحیه‌های فعالی را پدیدمی‌آورد. این ناحیه‌های فعال منبع شراره‌های شدید خورشیدی و خروج جرم از تاج خورشیدی است. بزرگ‌ترین لکه‌های خورشیدید می‌توانند تا ده‌ها هزار کیلومتر پهنا داشته باشند.

شمار لکه‌های خورشیدی قابل دید ثابت نیست و هر ۱۱ سال همراه با چرخهٔ خورشیدی تغییر می‌کند. معمولاً اندکی از لکه‌های خورشیدی قابل دیدند و حتی گاهی هیچ‌کدام دیده نمی‌شوند. لکه‌هایی که دیده می‌شوند در عرض‌های بالای خورشید قرار دارند. هرچه که چرخهٔ خورشید بیشتر پیش رود شمار لکه‌ها بیشتر و به مدار استوایی خورشید نزدیکتر می‌شوند. این پدیده را قانون اشپورر توضیح می‌دهد. لکه‌های خورشیدی بیشتر به صورت جفت با قطب‌های مخالف مغناطیسی‌اند. قطب‌های مغناطیسی لکه‌های مهم خورشید به صورت یک در میان در هر چرخهٔ خورشیدی تغییر می‌کند به این ترتیب یک لکه می‌تواند در یک دوره قطب مغناطیسی شمال و در دورهٔ آینده قطب مغناطیسی جنوب باشد.

درخشش خورشید ارتباط مستقیم با فعالیت‌های مغناطیسی آن دارد به همین دلیل چرخهٔ خورشیدی تأثیر مهمی بر هوای فضای پیرامون کرهٔ زمین و آب و هوای خود زمین می‌گذارد.

چرخه‌های بلندمدت

به تازگی یک نظریه ارائه شده‌است که ادعا می‌کند در هستهٔ خورشید ناپایداری‌هایی وجود دارد که باعث پدید آمدن نوسان‌هایی با دورهٔ بازگشت یا ۴۱٬۰۰۰ یا ۱۰۰٬۰۰۰ سال می‌شود. این نظریه نسبت به چرخه‌های میلانکوویچ، عصر یخبندان را بهتر توضیح می‌دهد.

چرخهٔ زندگی
نمودار تکامل درخشندگی، شعاع و دمای مؤثر خورشید در مقایسه با امروز آن.

خورشید نزدیک به ۴٫۵۷ میلیارد سال از فروریزی بخشی از یک ابر مولکولی بسیار بزرگ که بیشتر از هیدروژن و هلیم ساخته شده بود پدید آمده‌است؛ این ابر مولکولی احتمالاً زادگاه ستارگان بسیاری بوده‌است. این سن با کمک شبیه‌سازهای رایانه‌ای تکامل ستارگان برآورد شده‌است. نتیجهٔ بدست آمده با داده‌های مربوط به سن‌یابی با پرتوسنجی (تعیین سن بر پایهٔ واپاشی عناصر پرتوزا) قدیمی‌ترین مواد سامانهٔ خورشیدی که به ۴٫۵۶۷ میلیارد سال پیش بازمی‌گردد، سازگار است. پژوهش بر روی کهن‌ترین شهاب‌سنگ‌ها، نشانه‌هایی از هسته‌هایی پایدار که محصول واپاشی ایزوتوپ‌های با نیمه عمر بسیار کوتاه بوده‌اند را، آشکار کرده‌است. برای نمونه می‌توان به آهن-۶۰ اشاره کرد. این ماده تنها در اثر انفجار ستاره‌های با عمر کوتاه پدید می‌آید. به این ترتیب می‌توان چنین نتیجه گرفت که در جایی که خورشید شکل گرفته‌است گمان آن می‌رود که یک یا بیش از یک ابرنواختر حضور داشته‌است. یک موج ناگهانی از یکی از ابرنواخترهای کناری، آغازگر پدیداری خورشید بوده‌است. این موج ناگهانی باعث فشردگی گازها در میانهٔ ابر مولکولی و در برخی ناحیه‌ها باعث فروریختن آن‌ها زیر گرانش میانشان شده‌است. به دلیل پایستگی تکانهٔ زاویه‌ای، هرگاه یک بخش کوچک از این ابر فرو ریزد، با یک فشار افزاینده، شروع به گردش و گرم شدن می‌کند. با این رویداد بیشتر جرم در یک ناحیه متمرکز می‌شود و باقی‌ماندهٔ آن در یک صفحه در پیرامون پراکنده می‌گردد. این جرم باقی‌مانده بعدها به سیاره‌های پیرامون یا دیگر جرم‌های سامانهٔ خورشیدی دگرگون شود. گرانش و فشار بالا در هستهٔ ابر، گرمای بسیار زیادی را پدیدمی‌آورد. هر چه هسته، گاز بیشتری را از صفحهٔ پیرامون به خود جذب کند، شرایط واکنش همجوشی هسته‌ای بیشتر فراهم می‌شود و به این ترتیب خورشید به دنیا می‌آید.

می‌توان گفت اکنون خورشید در دوران میانسالی خود قرار دارد. در این بازه واکنش‌های همجوشی هسته‌ای در هستهٔ آن رخ می‌دهد و هیدروژن به هلیم تبدیل می‌شود. در هر ثانیه بیش از چهار میلیون تُن جرم ماده به انرژی دگرگون می‌شود و نوترینو و نور سفید به جای می‌ماند. با این روند تا به حال نزدیک به ۱۰۰ برابر جرم زمین، ماده به انرژی دگرگون شده‌است. خورشید نزدیک به ۱۰ میلیارد سال در ردهٔ ستارهٔ رشتهٔ اصلی (میانسالی) باقی می‌ماند.

خورشید به اندازهٔ کافی جرم ندارد تا مانند یک ابرنواختر منفجر شود. به جای آن در نزدیک به ۵ میلیارد سال دیگر وارد حالت غول سرخ می‌شود. در این حالت در هنگامی که سوخت هیدروژن درون هسته مصرف شده‌است، لایهٔ بیرونی گسترش می‌یابد. هسته دچار جمع شدگی و گرم شدن می‌شود. حال که ستاره گرم تر شده‌است همجوشی در هیدروژنی که در لایهٔ بیرونی ستاره باقی‌مانده بود، از سر گرفته می‌شود این بار در پوسته‌ای پیرامون هستهٔ هلیمی. هر چه هلیم بیشتری تولید می‌شود، پوسته بیشتر گسترش می‌یابد. هرگاه که دمای هسته به اندازهٔ کافی بالا رود و به ۱۰۰ میلیون کلوین برسد، همجوشی هلیم در هسته آغاز می‌شود و کربن پدید می‌آید. در ادامهٔ مرحلهٔ غول سرخ، نوسان‌های حرارتی باعث می‌شود تا خورشید لایهٔ بیرونی خود را از دست دهد و از خود یک سحابی سیاره‌نما بسازد. تنها چیزی که پس از دور انداختن لایه‌های بیرونی باقی می‌مانند، هستهٔ بسیار داغ خورشید است که کم‌کم سرد می‌شود و پس از چندین میلیارد سال به کوتولهٔ سفید دگرگون می‌شود. این داستان تکامل یک ستاره از ستارهٔ با جرم کم تا جرم متوسط است.

جابه‌جایی قطب‌ها

دانشمندان ناسا از جابه‌جایی قطب شمال و جنوب خورشید در سال ۱۲۹۲ شمسی خبر داده و گفتند که این جابجایی تأثیر قابل توجهی بر کل منظومه خورشیدی می‌گذارد. قطب‌های خورشید هر ۱۱ سال یکبار تغییر می‌کند، پدیده‌ای که دلیل آن چندان روشن نیست. با این حال دانشمندان معتقدند تغییر سرعت جریان پلاسما (فیزیک) 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.

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 شفق‌های قطبی است.

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 ۱ AU یا ۱٫۵×۱۰ متر شود، این عدد ۲۵۰ برابر شعاع کنونی خورشید است. در این هنگام خورشید در 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.

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. .
چرخهٔ زندگی خورشید، اندازه‌های کشیده شده دقیق نیست.

نور خورشید
مقایسهٔ بزرگی ظاهری خورشید از چشم بیننده‌ای که بر روی سطح سیاره‌های تیر، زهره، زمین، بهرام، هرمز، کیوان، آهوره، نپتون و پلوتو ایستاده‌است

همواره نخستین منبع انرژی در زمین، نور خورشید بوده‌است. ثابت خورشید مقدار توانی است که خورشید در یکای سطح، در زمین آزاد می‌کند که ارتباط مستقیم با نور سفید دریافتی از خورشید دارد. ثابت خورشید در فاصلهٔ یک واحد نجومی از خورشید (برابر با فاصله‌ای که زمین یا نزدیکی آن تا خورشید دارد) تقریباً برابر با ۱٬۳۶۸ W/m است. نور خورشید با گذر از جو زمین ضعیف تر می‌شود و توان کمتری را به سطح می‌رساند. در شرایطی که آسمان شفاف، و خورشید نزدیک سرسو باشد، توانی نزدیک به ۱۰۰۰ وات بر مترمربع بدست خواهد آمد.
نور خورشید در شامگاه.

نور خورشید را می‌توان با کمک فرایندهای طبیعی و ساخت انسان مهار کرد. فرایند نورساخت در اندام‌های گیاهان انرژی نور خورشید را جذب می‌کند و آن را به صورت شیمیایی (اکسیژن و ترکیب‌های کاهش یافتهٔ کربن) آزاد می‌کند. همچنین انرژی انبار شده در نفت خام و سوخت‌های سنگواره‌ای، خود غیرمستقیم به انرژی خورشید و فرایند نورساخت وابسته‌است. علاوه بر روش‌های طبیعی با کمک ابزارهای ساخت انسان هم می‌توان یا مستقیم از گرمای خورشید بهره برد یا با کمک سلول‌های خورشیدی، نور خورشید را به انرژی الکتریکی دگرگون کرد.

جای خورشید در میانهٔ کهکشان
جابجایی گرانیگاه سامانهٔ خورشیدی نسبت به خورشید.
نمایی از کهکشان راه شیری که در آن جای خورشید هم نشان داده شده‌است.

خورشید در لبهٔ درونی بازوی شکارچی کهکشان راه شیری، در ابر میان‌ستاره‌ای محلی یا Gould Belt در فاصله‌ای میان ۷٫۵ تا ۸٫۵ کیلوپارسک (۲۵٬۰۰۰ تا ۲۸٬۰۰۰ سال نوری) از مرکز کهکشانی، جای دارد. در حالی که در میانهٔ حباب‌های محلی، فضایی که در آن گازهای داغ با چگالی کمتر از معمول پراکنده‌اند و احتمالاً توسط باقی‌ماندهٔ ابرنواختر Geminga تولید شده‌اند، قرار دارد. فاصلهٔ میان بازوی محلی و بازوی بعدی در بیرون، بازوی برساووش، نزدیک به ۶۵۰۰ سال نوری است. دانشمندان جایی که خورشید و البته سامانهٔ خورشیدی جای دارد را ناحیهٔ قابل زندگی کهکشانی نامیده‌اند.

آماج خورشیدی، راستایی است که خورشید در آن سفر می‌کند و نسبت به ستارگان همسایه در کهکشان راه شیری سنجیده می‌شود. روی هم رفته، خورشید به سوی ستارهٔ کرکرس نشسته در صورت فلکی دیگ‌پایه و با زاویه‌ای نزدیک به ۶۰ درجهٔ آسمان نسبت به جهت مرکز کهکشانی سفر می‌کند.

انتظار آن می‌رود که مدار گردش خورشید پیرامون کهکشان، تقریباً بیضی گون باشد که به دلیل مارپیچ بودن بازوهای کهکشانی و توزیع ناهمسان جرم در آن‌ها، با کمی آشفتگی همراه باشد. همچنین خورشید نسبت به صفحهٔ کهکشان، تقریباً ۲٫۷ بار بر گردش، به بالا و پایین نوسان می‌کند. این بحث وجود دارد که با گذر خورشید از ناحیهٔ پرچگالی کهکشان، شمار برخورد جرم‌های آسمانی با زمین بیشتر می‌شود و در نتیجه انبوهی از جانوران و گیاهان در زمین از میان می‌روند. روی هم رفته ۲۲۵ تا ۲۵۰ میلیون سال طول می‌کشد تا سامانهٔ خورشیدی یک بار پیرامون کهکشان بگردد (یک سال کهکشانی) پس باید انتظار داشت تا خورشید در طول زندگی اش، بتواند ۲۰ تا ۲۵ بار پیرامون کهکشان بگردد. سرعت حرکت سامانهٔ خورشیدی پیرامون مرکز کهکشانی نزدیک به 251 km/s است. با این سرعت ۱٬۱۹۰ سال طول می‌کشد تا سامانهٔ خورشیدی بتواند در مسافتی به درازی یک سال نوری سفر کند. همچنین ۷ روز طول می‌کشد تا به اندازهٔ یک واحد نجومی جابجا شود.

سامانهٔ خورشیدی
مقایسهٔ بزرگی خورشید و سیاره‌های پیرامون

خورشید به تنهایی ۹۹٫۸۶٪ از جرم سامانهٔ خورشیدی را دربرمی‌گیرد. ۰٬۱۴٪ باقی‌مانده از آن سیاره‌های پیرامون است.

نسبت جرم خورشید به جرم سیاره‌های پیرامون
تیر۶,۰۲۳,۶۰۰ هرمز۱,۰۴۷
ناهید۴۰۸,۵۲۳ زحل۳,۴۹۸
زمین و ماه۳۲۸,۹۰۰ اورانوس۲۲,۸۶۹
مریخ۳,۰۹۸,۷۱۰ نپتون۱۹,۳۱۴

پرسش‌های نظری

مسئلهٔ نوترینوی خورشیدی

برخی مراحل از واکنش‌های زنجیرهٔ pp در مرکز خورشید، تولید نوترینو می‌کند. این نوترینوها به راحتی از میان لایه‌های خارجی عبور کرده، اطلاعاتی پیرامون شرایط مرکز خورشید در اختیار ما قرار می‌دهند. در دههٔ ۱۹۷۰، زمانی که برای نخستین بار نوترینوهای خورشیدی رصد شد، دانشمندان دریافتند که تعداد آن‌ها تنها یک سوم تعداد پیش‌بینی شده‌است. این ناسازگاری را مسئلهٔ نوترینوی خورشیدی (Solar neutrino problem) می‌نامند. در آزمایش‌های اولیه، تنها نوترینوهای تولیدی در شاخه‌های ppII و ppIII مشاهده شدند. فقط بخش اندکی از درخشندگی خورشید وابسته به این واکنش‌ها است، از این رو مشخص نبود که با این نتایج، عاقبت مدل‌های خورشیدی چه می‌شود. در دههٔ ۱۹۹۰ نوترینوهای شاخهٔ ppI، یعنی شاخهٔ اصلی در زنجیرهٔ pp، رصد شدند. اگرچه در اینجا ناسازگاری با مدل‌های استاندارد اندکی کاهش یافت، اما مسئلهٔ نوترینو همچنان پابرجا بود. شاید مشهورترین توضیح برای مسئلهٔ نوترینوی خورشیدی بر چیزی که نوسان‌های نوترینویی (Neutrino oscillation) نامیده می‌شود استوار است. بر اساس این توضیح، اگر نوترینو جرم کوچکی داشته باشد، یعنی حدود ۰/۰۱ الکترون‌ولت، یک نوترینوی الکترونی می‌تواند در مسیر حرکت از میان بخش‌های خارجی خورشید، به نوترینوی میونی یا تائوئی تبدیل شود. در آزمایش‌های نخستین، تنها نوترینوهای الکترونی مشاهده می‌شد که تنها بخشی از تمام نوترینوهای تولیدی بودند. در سال ۲۰۰۱ نتایج آزمایش‌های انجام شده در کانادا و ژاپن اعلان شد. در این آزمایش‌ها، تعداد نوترینوی الکترونی و تعداد کل نوترینوهای رسیده از خورشید مورد اندازه‌گیری قرار می‌گرفت. شار کلی با پیش‌بینی‌های مدل استاندارد خورشید هم‌خوانی داشت و این در حالی بود که شار نوترینوی الکترونی با مقادیر کمتری که در اندازه‌گیری‌های اولیه نوترینو به‌دست آمده بود برابری می‌کرد. این نتیجه اثباتی بود بر وجود نوسانات نوترینوی خورشیدی که بر اثر آن، تعدادی از نوترینوهای الکترونی تولیدی در مرکز خورشید به انواع دیگر تبدیل می‌شدند. در حال حاضر می‌توان مسئله نوترینوی خورشیدی را حل‌شده دانست. این پاسخ یک پیروزی بزرگ برای مدل استاندارد خورشیدی به‌حساب می‌آمد و به‌وسیلهٔ آن وجود نوسانات نوترینویی نیز آشکار شد، چیزی که اثبات می‌کند نوترینو یک جرم کوچک ولی غیر صفر دارد. به نظر می‌رسد که مدل استاندارد فیزیک ذرات نیاز به بازنگری در برخی زمینه‌ها دارد.

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. دمای بالای تاج خورشیدی نشان می‌دهد که این ناحیه به جز انتقال مستقیم گرما از شیدسپهر و از راه رسانایی گرمایی، منبع گرمایی دیگری هم دارد.

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. نخست موج‌های گرم‌کننده‌است که در آن صوت، گرانش یا موج‌های magnetohydrodynamic از راه آشفتگی در ناحیهٔ همرفتی تولید می‌شود. این موج‌ها رو به بالا حرکت می‌کنند، در تاج خورشیدی پراکنده می‌شوند و انرژی خود را در محیط گازی به صورت گرما آزاد می‌کنند. دوم، گرمایش از راه‌آهنربایی (مغناطیسی) است که در آن انرژی آهنربایی به صورت پیوسته توسط حرکت‌های شیدسپهر آزاد می‌شود با این کار به هم پیوستگی مغناطیسی روی می‌دهد به این معنی که انرژی مغناطیسی به انرژی جنبشی، گرمایی و شتاب ذره تبدیل می‌شود. چنین فرایندی به صورت شراره‌های خورشیدی و هزاران رویداد مانند آن نمود پیدا می‌کند.

هم‌اکنون روشن نیست که کدام یک از این پدیده‌ها، چنین گرمایی را در تاج خورشیدی پدیدمی‌آورند. دیده شده که همهٔ موج‌ها به جز موج آلفون پیش از رسیدن به تاج خورشیدی پراکنده یا شکسته می‌شوند. موج‌های آلفون به آسانی در تاج خورشیدی پراکنده نمی‌شوند.

مسئلهٔ کم نوری خورشید در جوانی

مدل‌های نظری از پیشرفت خورشید می‌گوید که در ۳٫۸ تا ۲٫۵ میلیارد سال پیش در دوران آرکئن، خورشید تنها ۷۵ درصد درخشش امروزش را داشت. چونین ستارهٔ ضعیفی نمی‌تواند آب را به صورت مایع در سطح زمین نگه دارد پس زندگی نباید گسترش می‌یافت. از سوی دیگر نشانه‌های زمین‌شناسی می‌گوید که زمین از گذشته تا امروز چندان دستخوش بالا و پایین رفتن‌های دمایی نشده بلکه در آغاز حتی گرم تر از امروزش هم بوده‌است. پژوهش‌ها به این نتیجه رسیده‌است که دلیل این تناقض به هواکرهٔ زمین بازمی‌گردد. زمین در آغاز، بسیار بیشتر از امروزش گازهای گلخانه‌ای (مانند کربن دی‌اکسید، متان و/یا آمونیاک) در هواکرهٔ خود داشت. این گازها، گرما را به دام می‌اندازند و اجازه نمی‌دهند تا زمین به آسانی دمایش پایین بیاید برای همین با وجود کمتر بودن درخشش خورشید زمین گرم تر از امروز بوده‌است.

تماشای خورشید با چشم غیرمسلح و اثر آن
آنچه که چشم، هنگام بیماری فسفن می‌بیند.
نگاه به خورشید با چشم غیر مسلح می‌تواند باعث آسیب جدی به آن شود

اگر با چشم غیرمسلح به خورشید خیره شویم، درخشش آن می‌تواند آسیب‌رسان باشد. در هر صورتی و در هر شرایطی در صبح ظهر یا حتی هنگام غروب خورشید به هیچ وجه نباید به خورشید نگاه کرد. و باعث مشکلاتی غیرقابل برگشت می‌شود. البته یک نگاه کوتاه و گذرا، به یک چشم معمولی که مردمک آن خیلی باز نشده باشد آسیبی نمی‌رساند. با نگاه مستقیم به خورشید توانی نزدیک به ۴ میلی وات توسط نور خورشید در شبکیهٔ چشم آزاد می‌شود. این انرژی باعث گرم شدن چشم و آسیب زدن به سلول‌های آن می‌شود به همین دلیل چشم دیگر نسبت به نور دریافتی به خوبی پاسخ نمی‌دهد. بیماری‌هایی مانند فسفن و کوری جزئی کوتاه مدت از آسیب‌های خیره شدن به خورشید است. تابش فرابنفش با گذر سال‌های دراز از سن افراد و اندک اندک باعث زردی عدسی چشم و احتمالاً بیماری آب‌مروارید در افراد می‌شود. این بیماری به میزان دریافت عمومی فرابنفش بستگی دارد و به خیرگی با چشم غیرمسلح به خورشید، ارتباط ندارد. نگاه بلندمدت و با چشم غیرمسلح به خورشید اجازه می‌دهد تا پرتوهای فرابنفش زیادی وارد چشم شود در نتیجه ممکن است آسیب‌هایی مانند آفتاب‌سوختگی در شبکیهٔ چشم پدید آید به ویژه هنگامی که پرتوهای فرابنفش شدید و متمرکز باشند. این آسیب‌ها جدی تر خواهد بود هنگامی که چشم جوان باشد یا عدسی (لنز) گذاشته شده در چشم تازه باشد چون در این وضعیت چشم پرتوهای فرابنفش بیشتری را نسبت به چشم معمولی در خود می‌پذیرد. همچنین هرگاه خورشید در زاویهٔ سرسو باشد و فرد از بلندی به آن خیره شود آسیب بیشتری به چشم می‌رسد.

اگر با کمک ابزارهای متمرکزکنندهٔ نور مانند دوربین دوچشمی به خورشید نگاه کنیم و از فیلترهای بازدارندهٔ فرابنفش استفاده نکنیم تا نور خورشید ضعیف شود در این صورت باید منتظر آسیب‌های همیشگی به شبکیهٔ چشم بود. فیلترهای نازکی که برای تماشای خورشید در بازار پیدا می‌شوند باید دقیقاً برای این کار ساخته شده باشند چون برخی فیلترهای ابتکاری پرتوی فرابنفش یا فروسرخ را از خود می‌گذراند که در صورتی که در آن هنگام درخشش خورشید زیاد باشد به چشم آسیب می‌رسد. دوربین‌های دوچشمی بدون فیلتر می‌تواند پرتوی خورشید را ۵۰۰ برابر نیرومندتر از نگاه با چشم غیرمسلح، به چشم برساند با این کار می‌توان گفت بی‌درنگ سلول‌های شبکیه کشته می‌شوند. حتی یک نگاه کوتاه با دوربین دوچشمی بدون فیلتر به خورشید میانهٔ روز می‌تواند باعث کوری همیشگی شود.

در خورشیدگرفتگی‌هایی که کلی نیستند هم نگاه به خورشید خطرناک است. چون در این وضعیت که ماه در برابر خورشید جای گرفته بیشتر نور خورشید گرفته شده و پیرامون فرد تاریک است به همین دلیل مردمک چشم بیشتر از همیشه باز شده‌است اما همزمان هنوز بخشی از خورشید در آسمان دیده می‌شود این بخش از خورشید همان نورسپهر است که به درخشش دیگر جاهای خورشید است. در نتیجه مردمک چشم از ۲ تا ۶ میلی‌متر باز شده که با نگاه به خورشید که به صورت جزئی نورانی است ناگهان نوری ده برابر همیشه وارد شبکیه می‌شود و سلول‌های این بخش چشم ممکن است بمیرند در نتیجه نقطه‌های کوری همیشگی در محدودهٔ دید بیننده به وجود می‌آید. 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 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.

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 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 می‌شود در نتیجه نوری که دیده می‌شود سبز رنگ است.

پرتوهای فرابنفش خورشید دارای ویژگی گندزدایی است و در پاکسازی آب کاربرد دارد. همچنین از دیدگاه پزشکی هم بر بدن اثر دارد، هم باعث تولید ویتامین د می‌شود و هم می‌تواند آفتاب‌سوختگی ایجاد کند. بخش بزرگی از پرتوهای فرابنفش توسط لایهٔ اوزون ضعیف می‌شود. به همین دلیل میزان فرابنفش دریافتی بسته به عرض جغرافیایی متفاوت است. این تفاوت باعث پدید آمدن گوناگونی‌های زیستی در عرض‌های جغرافیایی مختلف شده‌است برای نمونه می‌توان به تفاوت در رنگ پوست انسان در سراسر کرهٔ زمین اشاره کرد.

صدای خورشید

داده‌های ESA (آژانس فضایی اروپا) و رصدخانه خورشیدی و هلیوسفر ناسا (SOHO) حرکت پویا جو خورشید را برای بیش از ۲۰ سال ضبط کرده‌است. امروز، می‌توانیم حرکت خورشید - همه امواج، حلقه‌ها و فوران‌های آن - را با گوش‌های خودمان بشنویم. داده‌های SOHO، که توسط آزمایشگاه فیزیک تجربی استانفورد استنادی گرفته شده‌است، لرزش‌های طبیعی خورشید را ضبط می‌کند و دانشمندان را نمایانگر مشخصی از حرکات پویای آن می‌داند.

ما راه‌های ساده ای برای نگاه کردن به خورشید نداریم. ما میکروسکوپی برای بزرگنمایی درون خورشید نداریم. " "بنابراین استفاده از یک ستاره یا ارتعاشات خورشید به ما امکان می‌دهد داخل آن را ببینیم."

این صداهای خورشیدی است که از ۴۰ روز از داده‌های خورشیدی و هلیوسفر رصدخانه (SOHO) میکلسون داپلر تصویر (MDI) تولید شده و توسط A. Kosovichev پردازش می‌شود. روشی که وی برای تولید این صداها به کار برد زیر بود. وی با داده‌های سرعت داپلر شروع به کار کرد، به‌طور متوسط بر روی دیسک خورشیدی، به طوری که فقط حالت‌هایی با درجه زاویه پایین (l = ۰، ۱، ۲) باقی می‌ماند. پردازش‌های بعدی جلوه‌های حرکت فضاپیما، تنظیم ابزار و برخی از نکات جالب را حذف کرد. سپس Kosovichev داده‌ها را در حدود ۳ مگاهرتز فیلتر کرد تا امواج صوتی تمیز (و نه ابرنواختی و نویزهای ابزاری) را انتخاب کند. سرانجام، او در مورد داده‌های مفقود شده میانجیگری کرد و داده‌ها را مقیاس زد (۴۲۴۲ سرعت داد تا آن را در محدوده شنیداری شنیداری انسان (کیلوهرتز) قرار دهد). برای فایل‌های صوتی بیشتر، به صفحه صداهای خورشیدی آزمایشگاه فیزیک تجربی استانفورد مراجعه کنید: اعتبارات: A. Kosovichev، آزمایشگاه فیزیک تجربی استانفورد این ارتعاشات به دانشمندان این امکان را می‌دهد تا طیف وسیعی از حرکات پیچیده را در داخل خورشید مطالعه کنند، از شراره‌های خورشیدی گرفته تا بیرون زدگی جرم تاجی.

ما می‌توانیم رودهای عظیمی از مواد خورشیدی را مشاهده کنیم که در اطراف آن جریان دارد. سرانجام ما در حال درک لایه‌های خورشید و پیچیدگی هستیم. " وی گفت: "این صدای ساده در داخل یک ستاره یک کاوشگر در اختیار ما قرار می‌دهد. فکر می‌کنم این یک چیز بسیار جالب است. "

صداهای خورشید در مرکز بازدید کنندگان ناسا گودارد در گرینبلت، مریلند نمایش داده می‌شود. یک کارخانه هنری غوطه ور به نام Solarium، از تصاویر واضح و صوتی برای انتقال شنوندگان به قلب منظومه شمسی ما استفاده می‌کند.

ویژگی‌های فیزیکی

  1. قطر خورشید در حدود ۱٬۳۹۲٬۰۰۰ کیلومتر یا ۱۰۹ برابر قطر زمین است.
  2. جرم خورشید ۳۳۳٬۰۰۰ برابر جرم زمین است (جرم زمین۶‎×۱۰) و مقدار جرمی که خورشید از دست می‌دهد در حدود ۴/۲ میلیون تن در ثانیه‌است.
  3. وزن مخصوص خورشید ۴۱/۱ گرم بر سانتی‌متر مکعب است.
  4. حجم خورشید۱٫۴‎×۱۰ سانتی‌متر مکعب که حدوداً معادل ۱٬۴۰۰٬۰۰۰ برابر حجم زمین است.
  5. دمای مرکز خورشید ۱۵٬۰۰۰٬۰۰۰درجه کلوین است.
  6. مدت چرخش وضعی: ۲۵ روز در استوا که درحوالی قطب‌ها به ۳۴ روز می‌رسد.
  7. یک سال کهکشانی زمانی است که خورشید یک بار به دور کهکشان می‌چرخد و در حدود ۲۲۵ میلیون سال است.
  8. قطر زاویه‌ای خورشید درآسمان ۳۲ دقیقه‌است. قدر ظاهری خورشید ۲۶٫۷۴- است.
  9. خورشید در زمان پیدایش زمین (زمانی که زمین کاملاً به اعتدال رسیده بود و آب در زمین وجود داشت) ۵ برابر امروز قطر و بزرگی داشت.

در حدود ۹۹٪ وزن خورشید را گازهای هیدروژن(H2) و هلیوم (He) تشکیل داده‌اند، که از این مقدار نیز حدود ۷۰٪ هیدروژن۲۹٪ هلیوم و یک درصد مابقی، شامل سایر گازها می‌شود. در خورشید هر ثانیه ۵۰۰ میلیون تن هیدروژن طی فرایند همجوشی هسته‌ای به هلیوم تبدیل می‌شود که فقط حدود ۵٪ آن به شکل انرژِی از خورشید خارج می‌گردد. ازآن جایی که هم جوشی یک عمل گرماده‌است همجوشی‌های بیشمار خورشید و انرژی گرمایی حاصل از آن به عنوان اشعه‌های خورشید در منظومهٔ شمسی پخش می‌شود که مقداری از آن به زمین می‌رسد این عمل نیز باعث طوفان‌های داغ و تحریک ابرهای اسید سولفوریک در زهره می‌گردد.

در تاریخ
پرچم صفویه

خورشیدایزد یا خورشید پروردگار نگاه سپنت آمیز و پرستش خورشید بدستاویزی مردمان کهن و ورجاوندی خورشید بوده‌است برخ از مردمان خورشید را خدا و افرینشگر می‌پنداشتند. در دوره آشوریان، شَمَش خدای آفتاب آشوریان و بابلیان که در حماسه گیلگمش از آن یاد می‌شود. در یونان باستان، هلیوس در اساطیر یونانی، ایزد و نماد خورشید است. او همچنین حامی و نگهبان سوگندها و موهبت بینایی به‌شمار می‌رفت. او پسر تایتان هیپریون و تئا، برادر سلنه (ماه) و ائوس (سپیده‌دم) بود. در مسیحیت خورشید نمادی از عیسی مسیح و مریم مقدس است. خورشید، به عنوان منبع نور، حرارت و انرژی، نمایانگر تنویر، روشنایی، سر افرازی و تکریم معنوی بود. خورشید جزو نمادی پشت شیر در پرچم صفویه، بوده‌است. اینتی خورشید مقدس اینکاها بود و اینک نشان و الگوی ملی اینکاها محسوب می‌شود. خورشید مه نمادی ملی در کشورهای آرژانتین و اروگوئه است و در پرچم‌ها و نشان‌های ملی هر دو کشور جای دارد. در آفریقا مخک در اساطیر مردم گوانچه تنریف، خدای خورشید و مادر روشنایی بوده‌است.

خورشید خانم نقش‌مایه ایرانی که صورت خورشید را به صورت زنی تصویر می‌کند با ابروان پیوسته و موهای مشکی با فرق از وسط باز شده و گیس‌هایی به صورت هلال بر روی صورت آورده شده و لبانی کوچک.

نگارخانه

  • ارابه خورشید تروندهولم

  • امپرسیون، طلوع آفتاب

  • خورشید (کارت تاروت) از دسته کارت‌های تاروت رایدر-وایت

جستارهای وابسته

  • خورشید کاذب
  • انرژی خورشیدی
  • انرژی حرارتی خورشیدی
  • صفحه خورشیدی
  • سلول خورشیدی
  • سلول خورشیدی رنگ-حساس
  • اثر فوتوولتاییک
  • اثر ترموالکتریک
  • اثر فوتوالکتریک
  • فضا توان
  • خروج جرم از تاج خورشیدی
  • مدار خورشید مرکزی
  • چرخه خورشیدی
  • ثابت خورشیدی
  • باد خورشیدی

منابع

  1. ↑ NASA "Sun Fact Sheet"
  2. ↑ Montalban, Miglio, Noels, Grevesse, DiMauro, Solar model with CNO revised abundances (به انگلیسی) Retrieved on 30 نوامبر.
  3. ↑ National Aeronautics and Space Administration, Eclipse 99 - Frequently Asked Questions (به انگلیسی) Retrieved on October 16.
  4. ↑ Sun:Facts & figures NASA Solar System Exploration page
  5. ↑ The Physics Factbook™ Edited by Glenn Elert -- Written by his students.
  6. ↑ University of Michigan, Astronomy Department.
  7. ↑ Seidelmann, ‎P. K. (2000), "Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000", (به انگلیسی), V. K. Abalakin; M. Bursa; M. E. Davies; C. de Bergh; J. H. Lieske; J. Oberst; J. L. Simon; E. M. Standish; P. Stooke; P. C. Thomas ; Retrieved on 2006-03-22.
  8. ↑ The Sun's Vital Statistics (به انگلیسی) (Stanford Solar Center ed.) Retrieved on 2008-07-29. , citing
    ادی, ‎جان (1979), A New Sun: The Solar Results From Skylab (به انگلیسی), Washington, D.C: NASA SP-402, p. 37
  9. ↑ "How Round is the Sun?". NASA. 2 October 2008. Retrieved 7 March 2011.
  10. ↑ "First Ever STEREO Images of the Entire Sun". NASA. 6 February 2011. Retrieved 7 March 2011.
  11. ↑ Woolfson, M (2000). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics. ۴۱ (۱): ۱٫۱۲. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.
  12. ↑ سنایی، احسان، و ناگهان سکوت کیهان شکست، در: رادیو زمانه، بازدید: دسامبر ۲۰۰۹.
  13. ↑ Basu, S.; Antia, H. M. (2008). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports. ۴۵۷ (۵–۶): ۲۱۷. arXiv:۰۷۱۱٫۴۵۹۰. Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002.
  14. ↑ "Sun". World Book. NASA. Archived from the original on 17 February 2005. Retrieved 2009-10-31.
  15. ↑ Wilk, S. R. (2009). "The Yellow Sun Paradox". Optics & Photonics News: ۱۲–۱۳. Archived from the original on 18 June 2012. Retrieved 19 May 2012.
  16. ↑ Than, K. (2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". Space.com. Retrieved 2007-08-01.
  17. ↑ Lada, C. J. (2006). "Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single". Astrophysical Journal Letters. ۶۴۰ (۱): L63–L66. arXiv:astro-ph/0601375. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158.
  18. ↑ Burton, W. B. (1986). "Stellar parameters". Space Science Reviews. ۴۳ (۳–۴): ۲۴۴–۲۵۰. Bibcode:1986SSRv...43..244.. doi:10.1007/BF00190626.
  19. ↑ Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars". Astronomy and Astrophysics. ۳۳۳: ۲۳۱–۲۵۰. Bibcode:1998A&A...333..231B.
  20. ↑ "A Star with two North Poles". Science @ NASA. NASA. 22 April 2003. Archived from the original on 18 July 2009. Retrieved 16 June 2012.
  21. ↑ Riley, P.; Linker, J. A.; Mikić, Z. (2002). "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations" (PDF). Journal of Geophysical Research. ۱۰۷ (A7): SSH 8–1. Bibcode:2002JGRA.107g.SSH8R. doi:10.1029/2001JA000299. CiteID 1136. Archived from the original (PDF) on 14 August 2009. Retrieved 16 June 2012.
  22. ↑ Adams, F. C.; Graves, G.; Laughlin, G. J. M. (2004). "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence" (PDF). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. ۲۲: ۴۶–۴۹. Bibcode:2004RMxAC..22...46A. Archived from the original (PDF) on 26 July 2011. Retrieved 18 June 2012.
  23. ↑ Kogut, A.; et al. (1993). "Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps". ژورنال اخترفیزیکی. ۴۱۹: ۱. arXiv:astro-ph/9312056. Bibcode:1993ApJ...419....1K. doi:10.1086/173453.
  24. ↑ "Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020". United States Naval Observatory. 31 January 2008. Archived from the original on 13 اكتبر 2007. Retrieved 2009-07-17.
  25. ↑ Simon, A. (2001). The Real Science Behind the X-Files: Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. pp. ۲۵–۲۷. ISBN 0-684-85618-2.
  26. ↑ «ریشه‌شناسی واژه خورشید-انسان‌شناسی و فرهنگ». بایگانی‌شده از اصلی در ۱۴ ژوئن ۲۰۱۲. دریافت‌شده در ۲ اوت ۲۰۱۲.
  27. ↑ Barnhart, Robert K. (1995) The Barnhart Concise Dictionary of Etymology, page 776. HarperCollins. ISBN 0-06-270084-7.
  28. ↑ Mallory, J. P. (1989). In Search of the Indo-Europeans: Language, Archaeology and Myth, page 129. Thames & Hudson. ISBN 0-500-27616-1.
  29. ↑ Barnhart, Robert K. (1995) The Barnhart Concise Dictionary of Etymology, page 778. HarperCollins. ISBN 0-06-270084-7.
  30. ↑ William Little (ed.) Oxford Universal Dictionary, 1955. See entry on "Sol".
  31. ↑ "Sol", Merriam-Webster online, accessed July 19, 2009
  32. ↑ "Opportunity's View, Sol 959 (Vertical)". NASA. 2006. Retrieved 2007-08-01.
  33. ↑ Allison, M.; Schmunk, R. (2005). "Technical Notes on Mars Solar Time as Adopted by the Mars24 Sunclock". NASA/انستیتوی گودارد برای مطالعات فضایی. Retrieved 2007-08-01.
  34. ↑ Godier, S.; Rozelot, J. -P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface" (PDF). Astronomy and Astrophysics. ۳۵۵: ۳۶۵–۳۷۴. Bibcode:2000A&A...355..365G. Archived from the original (PDF) on 10 May 2011. Retrieved 18 June 2012.
  35. ↑ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. ۷۸–۷۹. ISBN 978-0-521-39788-9.
  36. ↑ Schutz, Bernard F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. pp. ۹۸–۹۹. ISBN 978-0-521-45506-0.
  37. ↑ Zeilik, M.A.; Gregory, S.A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. p. ۳۲۲. ISBN 0-03-006228-4.
  38. ↑ Falk, S. W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature. ۲۷۰ (۵۶۳۹): ۷۰۰–۷۰۱. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0.
  39. ↑ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. p. ۱۱. ISBN 978-0-691-05781-1.
  40. ↑ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. p. ۷۳. ISBN 978-0-521-39788-9.
  41. ↑ García, R. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science. ۳۱۶ (۵۸۳۱): ۱۵۹۱–۱۵۹۳. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID ۱۷۴۷۸۶۸۲. ;
  42. ↑ Basu; et al. (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal. ۶۹۹ (۶۹۹): ۱۴۰۳. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403.
  43. ↑ "NASA/Marshall Solar Physics". Solarscience.msfc.nasa.gov. ۲۰۰۷-۰۱-۱۸. Archived from the original on 29 March 2019. Retrieved 2009-07-11.
  44. ↑ Broggini, Carlo (26–28 June 2003). "Nuclear Processes at Solar Energy". Physics in Collision: ۲۱. arXiv:astro-ph/0308537. Bibcode:2003phco.conf...21B.
  45. ↑ Goupil, M. J.; et al. (2011). "Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns". Journal of Physics: Conference Series. ۲۷۱ (۱): ۰۱۲۰۳۱. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031
  46. ↑ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. ۱۵–۳۴. ISBN 978-0-691-05781-1.
  47. ↑ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. ۴۷–۵۳. ISBN 978-0-521-39788-9.
  48. ↑ p. 102, The physical universe: an introduction to astronomy, Frank H. Shu, University Science Books, 1982, ISBN 0-935702-05-9.
  49. ↑ Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun بایگانی‌شده در ۲۹ نوامبر ۲۰۰۱ توسط کتابخانه کنگره بایگانی‌های اینترنت. Fusedweb.llnl.gov (1998-11-09). Retrieved on 2011-08-30.
  50. ↑ Haubold, H.J.; Mathai, A.M. (May 18, 1994). "Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment". Basic space science. AIP Conference Proceedings. ۳۲۰: ۱۰۲. arXiv:astro-ph/9405040. Bibcode:1995AIPC..320..102H. doi:10.1063/1.47009.
  51. ↑ Myers, Steven T. (۱۹۹۹-۰۲-۱۸). "Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium". Retrieved 15 July 2009.
  52. ↑ NASA (2007). "Ancient Sunlight". Technology Through Time (۵۰). Archived from the original on 15 May 2009. Retrieved 2009-06-24.
  53. ↑ Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. ۶۴ (۱): ۰۱۳۰۰۹. arXiv:hep-ph/0102063. Bibcode:2001PhRvD..64a3009S. doi:10.1103/PhysRevD.64.013009.
  54. ↑ "Nasa – Sun". Nasa.gov. ۲۰۰۷-۱۱-۲۹. Archived from the original on 5 January 2010. Retrieved 2009-07-11.
  55. ↑ ed. by Andrew M. Soward... (2005). "The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo". Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002. Boca Raton: CRC Press. pp. ۱۹۳–۲۳۵. ISBN 978-0-8493-3355-2.
  56. ↑ Mullan, D.J (2000). "Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona". In Page, D. , Hirsch, J.G. (ed.). From the Sun to the Great Attractor. Springer. p. ۲۲. ISBN 978-3-540-41064-5.
  57. ↑ Abhyankar, K.D. (1977). "A Survey of the Solar Atmospheric Models". Bull. Astr. Soc. India. 5: 40–44. Bibcode:1977BASI....5...40A. Archived from the original on 12 May 2020. Retrieved 6 October 2012.
  58. ↑ Gibson, E.G. (1973). The Quiet Sun. NASA. ASIN B0006C7RS0.
  59. ↑ Shu, F.H. (1991). The Physics of Astrophysics. Vol. ۱. University Science Books. ISBN 0-935702-64-4.
  60. ↑ Parnel, C. "Discovery of Helium". University of St Andrews. Retrieved 2006-03-22.
  61. ↑ نجوم، زیلیک و اسمیت، انتشارات دانشگاه امام رضا
  62. ↑ "The Mean Magnetic Field of the Sun". Wilcox Solar Observatory. 2006. Retrieved 2007-08-01.
  63. ↑ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. ۱۱۹–۱۲۰. ISBN 978-0-691-05781-1.
  64. ↑ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. ۱۲۰–۱۲۷. ISBN 978-0-691-05781-1.
  65. ↑ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. ۱۴–۱۵, ۳۴–۳۸. ISBN 978-0-521-39788-9.
  66. ↑ "Sci-Tech – Space – Sun flips magnetic field". CNN. ۲۰۰۱-۰۲-۱۶. Archived from the original on 15 November 2005. Retrieved 2009-07-11.
  67. ↑ "The Sun Does a Flip". Science.nasa.gov. ۲۰۰۱-۰۲-۱۵. Archived from the original on 12 May 2009. Retrieved 2009-07-11.
  68. ↑ Russell, C.T. (2001). "Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial". Space Weather (Geophysical Monograph) (PDF). American Geophysical Union. pp. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4. Archived from the original (PDF) on 1 اكتبر 2018. Retrieved 6 اكتبر 2012. ;
  69. ↑ Wang, Y. -M.; Sheeley (2003). "Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum". The Astrophysical Journal. ۵۹۱ (۲): ۱۲۴۸–۵۶. Bibcode:2003ApJ...591.1248W. doi:10.1086/375449.
  70. ↑ Lodders, Katharina (2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements". The Astrophysical Journal. 591 (2): 1220–1247. doi:10.1086/375492. ISSN 0004-637X.
    Lodders, K. (2003). "Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). Meteoritics & Planetary Science. ۳۸ (suppl.): ۵۲۷۲. Bibcode:2003M&PSA..38.5272L.
  71. ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. pp. ۱۹–۲۰. ISBN 0-387-20089-4.
  72. ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. pp. ۷۷–۷۸. ISBN 0-387-20089-4.
  73. ↑ Aller, L.H. (1968). "The chemical composition of the Sun and the solar system". Proceedings of the Astronomical Society of Australia. ۱: ۱۳۳. Bibcode:1968PASAu...1..133A.
  74. ↑ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. § ۹٫۲٫۳. ISBN 0-387-20089-4.
  75. ↑ Biemont, E. (1978). "Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۱۸۴: ۶۸۳–۶۹۴. Bibcode:1978MNRAS.184..683B.
  76. ↑ Ross and Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge and Engvold 1977, cited in Biemont 1978.
  77. ↑ Corliss and Bozman (1962 cited in Biemont 1978) and Warner (1967 cited in Biemont 1978)
  78. ↑ "The Largest Sunspot in Ten Years". Goddard Space Flight Center. 30 March 2001. Archived from the original on 23 August 2007. Retrieved 2009-07-10.
  79. ↑ "NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle". Phys.org. 4 January 2008. Retrieved 2009-07-10.
  80. ↑ Willson, R. C.; Hudson, H. S. (1991). "The Sun's luminosity over a complete solar cycle". Nature. ۳۵۱ (۶۳۲۱): ۴۲–۴. Bibcode:1991Natur.351...42W. doi:10.1038/351042a0.
  81. ↑ Ehrlich, R. (2007). "Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. ۶۹ (۷): ۷۵۹. arXiv:astro-ph/0701117. Bibcode:2007JASTP..69..759E. doi:10.1016/j.jastp.2007.01.005.
  82. ↑ Clark, S. (2007). "Sun's fickle heart may leave us cold". نیو ساینتیست. ۱۹۳ (۲۵۸۸): ۱۲. doi:10.1016/S0262-4079(07)60196-1. Archived from the original on 6 September 2008. Retrieved 22 September 2012.
  83. ↑ Ribas, Ignasi (2010). "Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium". Proceedings of the International Astronomical Union. ۲۶۴: ۳–۱۸. arXiv:۰۹۱۱٫۴۸۷۲. Bibcode:2010IAUS..264....3R. doi:10.1017/S1743921309992298 ; ;
  84. ↑ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. ۷–۸. ISBN 978-0-691-05781-1.
  85. ↑ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2008). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. ۳۹۰ (۳): ۱۱۱۵–۱۱۱۸. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749.
  86. ↑ Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I.; Ulyanov, A. (2002). "Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions". Science. ۲۹۷ (۵۵۸۷): ۱۶۷۸–۱۶۸۳. Bibcode:2002Sci...297.1678A. doi:10.1126/science.1073950. PMID ۱۲۲۱۵۶۴۱.
  87. ↑ Baker, J.; Bizzarro, M.; Wittig, N.; Connelly, J.; Haack, H. (2005). "Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites". Nature. ۴۳۶ (۷۰۵۴): ۱۱۲۷–۱۱۳۱. Bibcode:2005Natur.436.1127B. doi:10.1038/nature03882. PMID ۱۶۱۲۱۱۷۳.
  88. ↑ Williams, Jonathan P. (2010). "The astrophysical environment of the solar birthplace". Contemporary Physics. 51 (5): 381–396. doi:10.1080/00107511003764725. ISSN 0010-7514.
  89. ↑ Goldsmith, D.; Owen, T. (2001). The search for life in the universe. University Science Books. p. ۹۶. ISBN 978-1-891389-16-0.
  90. ↑ Pogge, R.W. (1997). "The Once and Future Sun". New Vistas in Astronomy. Ohio State University (Department of Astronomy). Retrieved 2005-12-07.
  91. ↑ Sackmann, I. -J.; Boothroyd, A.I.; Kraemer, K.E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". The Astrophysical Journal. ۴۱۸: ۴۵۷. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
  92. ↑ بی بی‌سی فارسی: ناسا: قطب‌های خورشید در سه هفته آینده جابجا می‌شود. ۱۷ نوامبر ۲۰۱۳–۲۶ آبان ۱۳۹۲.
  93. ↑ Schröder, K. -P.; Smith, R.C. (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۳۸۶ (۱): ۱۵۵. arXiv:۰۸۰۱٫۴۰۳۱. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. See also Palmer, J. (2008). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". New Scientist. Archived from the original on 17 March 2008. Retrieved 2008-03-24.
  94. ↑ Carrington, D. (۲۰۰۰-۰۲-۲۱). "Date set for desert Earth". BBC News. Retrieved 2007-03-31.
  95. ↑ "Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present". Archived from the original on 22 August 2011. Retrieved 2005-10-05.
  96. ↑ El-Sharkawi, Mohamed A. (2005). Electric energy. CRC Press. pp. ۸۷–۸۸. ISBN 978-0-8493-3078-0.
  97. ↑ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. ۳۱۹–۳۲۱. ISBN 978-0-521-39788-9.
  98. ↑ Reid, M.J. (1993). "The distance to the center of the Galaxy". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ۳۱ (۱): ۳۴۵–۳۷۲. Bibcode:1993ARA&A..31..345R. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002021.
  99. ↑ Eisenhauer, F. (2003). "A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center". The Astrophysical Journal. ۵۹۷ (۲): L121–L124. arXiv:astro-ph/0306220. Bibcode:2003ApJ...597L.121E. doi:10.1086/380188.
  100. ↑ Horrobin, M. (2004). "First results from SPIFFI. I: The Galactic Center" (PDF). Astronomische Nachrichten. ۳۲۵ (۲): ۱۲۰–۱۲۳. Bibcode:2004AN....325...88H. doi:10.1002/asna.200310181. Archived from the original (PDF) on 21 June 2007. Retrieved 27 September 2012.
  101. ↑ Eisenhauer, F. (2005). "SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month". The Astrophysical Journal. ۶۲۸ (۱): ۲۴۶–۲۵۹. arXiv:astro-ph/0502129. Bibcode:2005ApJ...628..246E. doi:10.1086/430667.
  102. ↑ Gehrels, Neil; Chen, Wan; Mereghetti, S. (February 25, 1993). "The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble". Nature. ۳۶۱ (۶۴۱۴): ۷۰۶–۷۰۷. Bibcode:1993Natur.361..704B. doi:10.1038/361704a0.
  103. ↑ English, J. (2000). "Exposing the Stuff Between the Stars" (Press release). Hubble News Desk. Archived from the original on 12 May 2020. Retrieved 2007-05-10.
  104. ↑ Gillman, M.; Erenler, H. (2008). "The galactic cycle of extinction". International Journal of Astrobiology. ۷ (۱): ۱۷–۲۶. Bibcode:2008IJAsB...7...17G. doi:10.1017/S1473550408004047.
  105. ↑ Leong, S. (2002). "Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)". The Physics Factbook. Retrieved 2007-05-10.
  106. ↑ Croswell, K. (2008). "Milky Way keeps tight grip on its neighbor". New Scientist (۲۶۶۹): ۸. Archived from the original on 17 September 2008. Retrieved 4 October 2012.
  107. ↑ Garlick, M.A. (2002). The Story of the Solar System. Cambridge University Press. p. ۴۶. ISBN 0-521-80336-5.
  108. ↑ کتاب مبانی ستاره‌شناسی، صفحهٔ ۲۷۷
  109. ↑ Erdèlyi, R. (2007). "Heating of the solar and stellar coronae: a review". Astron. Nachr. ۳۲۸ (۸): ۷۲۶–۷۳۳. Bibcode:2007AN....328..726E. doi:10.1002/asna.200710803.
  110. ↑ Alfvén, H. (1947). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۱۰۷ (۲): ۲۱۱. Bibcode:1947MNRAS.107..211A.
  111. ↑ Parker, E.N. (1988). "Nanoflares and the solar X-ray corona". The Astrophysical Journal. ۳۳۰ (۱): ۴۷۴. Bibcode:1988ApJ...330..474P. doi:10.1086/166485.
  112. ↑ Sturrock, P.A.; Uchida, Y. (1981). "Coronal heating by stochastic magnetic pumping". The Astrophysical Journal. ۲۴۶ (۱): ۳۳۱. Bibcode:1981ApJ...246..331S. doi:10.1086/158926.
  113. ↑ Kasting, J.F.; Ackerman, T.P. (1986). "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere". Science. ۲۳۴ (۴۷۸۲): ۱۳۸۳–۱۳۸۵. doi:10.1126/science.11539665. PMID ۱۱۵۳۹۶۶۵.
  114. ↑ White, T.J.; Mainster, M.A.; Wilson, P.W.; Tips, J.H. (1971). "Chorioretinal temperature increases from solar observation". Bulletin of Mathematical Biophysics. ۳۳ (۱): ۱. doi:10.1007/BF02476660.
  115. ↑ Tso, M.O.M.; La Piana, F.G. (1975). "The Human Fovea After Sungazing". Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology. ۷۹ (۶): OP788–95. PMID ۱۲۰۹۸۱۵.
  116. ↑ Hope-Ross, M.W.; Mahon, GJ; Gardiner, TA; Archer, DB (1993). "Ultrastructural findings in solar retinopathy". Eye. ۷ (۴): ۲۹. doi:10.1038/eye.1993.7. PMID ۸۳۲۵۴۲۰. ;
  117. ↑ Schatz, H.; Mendelblatt, F. (1973). "Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD". British Journal of Ophthalmology. ۵۷ (۴): ۲۷۰. doi:10.1136/bjo.57.4.270. PMC 1214879. PMID ۴۷۰۷۶۲۴. ;
  118. ↑ Chou, B.R. (2005). "Eye Safety During Solar Eclipses". Archived from the original on 16 July 2012. Retrieved 12 October 2012. "While environmental exposure to UV radiation is known to contribute to the accelerated aging of the outer layers of the eye and the development of cataracts, the concern over improper viewing of the Sun during an eclipse is for the development of "eclipse blindness" or retinal burns. "
  119. ↑ Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Sliney, D.H. (1976). "Retinal sensitivity to damage from short wavelength light". Nature. ۲۶۰ (۵۵۴۷): ۱۵۳. Bibcode:1976Natur.260..153H. doi:10.1038/260153a0.
  120. ↑ Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Ruffolo, J.J. Jr.; Guerry, D. III, (1980). "Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear". In Williams, T.P. ; Baker, B.N. (ed.). The Effects of Constant Light on Visual Processes. Springer Science+Business Media. pp. ۳۱۹–۳۴۶. ISBN 0-306-40328-5.
  121. ↑ Kardos, T. (2003). Earth science. J.W. Walch. p. ۸۷. ISBN 978-0-8251-4500-1.
  122. ↑ Espenak, F. (2005). "Eye Safety During Solar Eclipses". NASA. Archived from the original on 16 July 2012. Retrieved 2006-03-22.
  123. ↑ Haber, Jorg (2005). "Physically based Simulation of Twilight Phenomena" (PDF). ACM Transactions on Graphics (TOG). ۲۴ (۴): ۱۳۵۳–۱۳۷۳. doi:10.1145/1095878.1095884. Archived from the original (PDF) on 17 May 2011. Retrieved 14 October 2012.
  124. ↑ I.G. Piggin (1972). "Diurnal asymmetries in global radiation". Springer. ۲۰ (۱): ۴۱–۴۸. Bibcode:1972AMGBB..20...41P. doi:10.1007/BF02243313.
  125. ↑ "The Green Flash". BBC. Archived from the original on 16 December 2008. Retrieved 2008-08-10.
  126. ↑ Barsh, G.S. (2003). "What Controls Variation in Human Skin Color?". PLoS Biology. ۱ (۱): e7. doi:10.1371/journal.pbio.0000027. PMC 212702. PMID ۱۴۵۵۱۹۲۱.
  127. ↑ https://www.nasa.gov/feature/goddard/2018/sounds-of-the-sun
  128. ↑ «نمادها و سمبول‌ها در هنر مسیحیت | پیمان». دریافت‌شده در ۲۰۲۱-۰۴-۱۹.
  • کارتونن، هانو. مبانی ستاره‌شناسی. ترجمهٔ غلامرضا شاه‌علی. شیراز: انتشارات شاهچراغ. شابک ۹۷۸-۹۶۴-۲۶۳۲-۷۴-۹.

پیوند به بیرون

  • کشف حفره‌ای در حال گسترش در سطح خورشید توسط ناسا، از وبگاه مجله علمی ایران
  • خورشید بیدار شده‌است، از وبگاه دانش فضایی
  • نمایش زنده و لحظه‌به‌لحظه تصویری خورشید در هر ربع ساعت: تصویر توسط رصدخانه فعالیت‌های خورشیدی (SDO) واقع در مدار زمین حدود هر ۱۵ دقیقه یک بار تجدید می‌شود.
آخرین نظرات
  • ستاره
  • نور
  • ستاره
  • نور
کلیه حقوق این تارنما متعلق به فرا دانشنامه ویکی بین است.