ساختار خورشید

براي آن‌که بهتر بتوانيد اهميت اين رويداد و تاثيرات خورشيد بر زمين را درک کنيد، بايد ساختار خورشيد و تاثير آن را بر محيط اطراف بهتر بشناسيد.

ساختار خورشيد

خورشيد، ستاره‌اي معمولي است که انرژي خود را از هم‌جوشي هسته‌اي اتم‌هاي هيدروژن و تبديل آنها به هليوم تامين مي‌کند. در هسته خورشيد، جايي که دما بيش‌از 5/15 ميليون درجه‌سانتي‌گراد؛ فشار 340 ميليارد برابر فشار هواي زمين در سطح دريا و چگالي مواد 14 برابر چگالي سرب است؛ در هر لحظه بيش از شصت ميليارد کيلوگرم ماده به انرژي تبديل مي‌شود و کره‌اي مملو از هيدروژن و هليوم را که 1/4 ميليون کيلومتر قطر دارد، به شدت داغ مي‌کند.

هرچه از هسته خورشيد دور شويم، دما کاهش پيدا مي‌کند. در ابتدا پرتوهاي نور پرانرژي که در هسته توليد شده‌اند، انرژي را تا شعاع 450هزار کيلومتري (تقريبا 70درصد شعاع خورشيد) منتقل مي‌کنند؛ پس‌از آن، انرژي به‌شکل همرفت يا جابجايي منتقل مي‌شود؛ يعني درست به همان روشي که رادياتور شوفاژ  اتاق را گرم مي‌کند. گازها به‌تدريج خنک مي‌شوند تا در سطح خورشيد به دماي 5800 کلوين يا 5500 درجه سانتي‌گراد مي‌رسند.

اين‌جا نورسپهر است، همان جايي که قرص ظاهري خورشيد مشکل از زمين ديده مي‌شود و نور خورشيد به بيرون مي‌تابد. نوري که ما مي‌بينيم، بر اثر داغ‌بودن سطح آن به بيرون تابيده مي‌شود؛ مثل يک تکه فلز بسيار داغ که هرقدر داغ‌تر باشد، نورش به سفيدي مي‌گرايد. خيلي‌ها تصور مي‌کنند آن‌چه به چشم ما مي‌رسد، همان انرژي آزاده شده درون هسته است، اما مسير خروج از هسته و رسيدن به سطح بسيار شلوغ است، به‌طوري‌که نزديک به صد‌هزار سال طول مي‌کشد تا پرتوهاي نور بتوانند از فضاي بسيار شلوغ درون خورشيد عبور کنند و در فضا منتشر شوند.
درست است که لکه خورشيدي به دليل دماي پايين‌تر نسبت به ديگر نواحي خورشيد تيره‌تر ديده مي‌شود، اما اگر مي‌شد يک لکه معمولي را از آن جدا کرد و به تنهايي به آن نگاه کرد، جسمي به رنگ نارنجي ـ‌ قرمز مي‌ديديم که روشنايي آن يکصد بار بيشتر از روشنايي ماه بدر بود

براي آن‌که مسير حرکت پرتوهاي نور را درون خورشيد بهتر تصور کنيد، مگسي را در يک اتاق بسيار شلوغ در نظر بگيريد که مي‌خواهد از يک سو به سوي ديگر اتاق برود. کوتاه‌ترين مسير يک خط صاف است، اما مگس در پرواز مدام به موانع اطراف برخورد مي‌کند و مجبور است مسير حرکت را تغيير دهد. اين فرآيند (شلوغي اتاق) را مي‌توان تا آن‌جا تشديد کرد که مگس هرگز نتواند از اين اتاق خارج شود.

پس از نورسپهر، فام‌سپهر قرار دارد، لايه‌اي بسيار باريک با دماي ده‌هزار درجه سانتي‌گراد که هرچند دماي بالاتري دارد، اما بسيار رقيق است و انرژي زيادي ندارد. بالاتر از آن نيز تاج خورشيدي قرار گرفته، جايي که دما تا 2 ميليون درجه سانتي‌گراد نيز بالا مي‌رود، اما از آن‌جا که چگالي بسيار بسيار ناچيز است، تابش بسيار ضعيفي منتشر مي‌شود.
ميدان مغناطيسي خورشيد

در دماهاي فوق‌العاده بالا، گازهاي هيدروژن و هليوم به آن شکل معمولي که در زمين مي‌شناسيم، وجود ندارند؛ الکترون‌ها از هسته جدا مي‌شوند و ملغمه‌اي از هسته‌هاي هيدروژن و هليوم همراه با الکترون‌هاي آزاد تشکيل مي‌شوند. انرژي جنبشي اين ذرات بسيار زياد است، به همين دليل، شکل تازه‌اي از ماده را تشکيل مي‌دهند که پلاسما نام دارد و به‌دليل جريان‌هايي قوي از ذرات باردار، داراي ميدان‌هاي مغناطيسي قدرتمندي است.

هرچند دليل ميدان مغناطيسي خورشيدي چيزي غير از گردش پلاسماي درون آن نيست، اما مکانيسم دقيق توليد ميدان مغناطيسي خورشيد پس از گذشت يک قرن از کشف آن، هنوز ناشناخته است. دليلش هم ساده است: امکان گردآوري اطلاعات کافي مرتبط با ميدان مغناطيسي خورشيد تاکنون وجود نداشته است. اما تازه‌ترين شواهد از اين حکايت دارد که ميدان مغناطيسي خورشيد در لايه‌اي نازک که در مرز منطقه تابشي و همرفتي درون خورشيد قرار دارد، توليد مي‌شود.

برخي پديده‌هاي خورشيد را هميشه مي‌توان در سطح آن ديد، مانند دانه‌ها. ابردانه‌ها، زبانه‌ها و بادهاي خورشيدي که هميشه در اطراف خورشيد ديده مي‌شوند. اين پديده‌ها را ويژگي‌هاي خورشيد آرام مي‌نامند. اما ويژگي‌هاي چشم‌گير ديگري مانند فوران‌هاي عظيم و نواحي داراي ميدان مغناطيسي فشرده در خورشيد ديده مي‌شود که به تناوب ظاهر مي‌شوند. هنگامي که اين ويژگي‌ها ظاهر شوند، اخترشناسان مي‌گويند خورشيد فعال شده است.

طي يکصد سال گذشته، بررسي‌هاي فراواني روي ويژگي‌هاي خورشيد فعال انجام شده و جالب اينجاست که همه آنها به تغييرات ميدان مغناطيسي خورشيد مرتبط مي‌شود. ساده‌ترين ويژگي خورشيد فعال که با يک تلسکوپ ساده و بعضي وقت‌ها با چشم غيرمسلح، و البته با استفاده از فيلتر مناسب قابل مشاهده است، کلف يا لکه خورشيدي است.  

 لکه خورشيدي

لکه خورشيدي به ناحيه‌اي نامنظم و تيره روي نورسپهر خورشيد گفته مي‌شود. بعضي وقت‌ها لکه خورشيدي به تنهايي ظاهر مي‌شود و بعضي وقت‌ها گروهي. در حال حاضر، چند لکه منفرد در سطح خورشيد ديده مي‌شود؛ اما تا 2 ـ‌ 3 سال ديگر مي‌توان شاهد حضور بيش از يکصد لکه خورشيدي بر سطح تنها ستاره منظومه شمسي بود.

ابعاد معمول يک لکه خورشيدي قابل مقايسه با زمين و از مرتبه ده‌هزار کيلومتر است و از اين‌رو تيره ديده مي‌شود که نسبت به نواحي اطراف سردتر است. در نماي بزرگ، مي‌بينيد که لکه خورشيدي از دو ناحيه متفاوت تشکيل شده است؛ ناحيه مرکزي که سايه ناميده مي‌شود و اطراف آن که نيم‌سايه خوانده مي‌شود. دماي سايه 4300 کلوين (4000 درجه سانتي‌گراد) است که تقريبا 1500 درجه از سطح خورشيد خنک‌تر است، ولي دماي نيم‌سايه بالاتر و نزديک به 5000 کلوين است.

درست است که لکه خورشيدي به دليل دماي پايين‌تر نسبت به ديگر نواحي خورشيد تيره‌تر ديده مي‌شود، اما اگر مي‌شد يک لکه معمولي را از آن جدا کرد و به تنهايي به آن نگاه کرد، جسمي به رنگ نارنجي ـ‌ قرمز مي‌ديديم که روشنايي آن يکصد بار بيشتر از روشنايي ماه بدر بود.

از اواسط قرن هجدهم (دهه 1750 ميلادي) تاکنون، اخترشناسان خورشيد را زير نظر داشته‌اند و توانسته‌اند آمار دقيقي را از تعداد و موقعيت اين لکه‌ها بر حسب زمان ثبت کنند. اين نمودار که به‌خاطر شکل آن، نمودار پروانه‌اي خوانده مي‌شود، به وضوح نشان مي‌دهد هرچند تعداد اين لکه‌ها ثابت نيست، اما فعاليت آنها در دوره‌اي 11 ساله تکرار مي‌شود. لکه‌ها از عرض‌هاي جغرافيايي بالا ظاهر مي‌شوند و با گذشت زمان، هم تعدادشان بيشتر مي‌شود و هم به سمت استواي خورشيد متمايل مي‌شوند.

اندازه‌گيري ميدان مغناطيسي در سطح خورشيد مشخص کرده که شدت ميدان مغناطيسي در لکه‌هاي خورشيدي بسيار بيشتر از ديگر نواحي سطح خورشيد است. خورشيدشناسان معتقدند افزايش شدت ميدان مغناطيسي در نواحي لکه‌ها سبب مي‌شود پلاسماي داغي که از ژرفاي خورشيد صعود مي‌کند، از درون لکه به اطراف منحرف شود و درنتيجه، اين منطقه خنک‌تر از ديگر بخش‌هاي خورشيد باقي بماند.