X
تبلیغات
وبلاگ دانشجویان اقلیم شناسی دانشگاه رازی
وبلاگ دانشجویان رشته اقلیم شناسی دانشگاه رازی ورودی 88

مگالابلیس یک کلمه ی یونانی است واستعمال ان سابقه ی تاریخی دارد درنیم قرن اخیر این عنوان ابتدا به وسیله ی بتریک گدس به کار گرفته شد درسالهای گذشته نیز از طرف لوییز مامفورد|متخصص معروف شهرهای متروبلیتن|وبس ازان از طرف ژان گوتمن به منطقه شهری وسیع و گسترده ای اطلاق شد که ازبوستون تا واشنگتن ادامه داشت بدین سان امروزه مگالابلیس به منطقه ی وسیعی گفته میشود که بیش از ده میلیون نفر جمعیت داشته باشد و دارای بیش از یک مادر شهر باشد به عبارت دیگر حومه ها وشهرک های یک مادرشهر درنتیجه ی توسعه ی وسایل ارتباطی وافزایش سرعت وسایل نقلیه با حومه ها وشهرک های مادرشهرهای دیگر بیوند می یابد واز بیوند انها یک بافت زنجیری از مادرشهرها به صورت وسیع ترین شکل شهری تشکیل میشود که در اصطلاح جغرافیایی به ان مگالابلیس می گویند شکل مگالابلیس از باره ای حوزه های وسیع مادرشهری  وتوسعه ی ان  از بیشرفت های اقتصادی تحولات تکنولوژیک اوضاع خاص فرهنگی  و در نهایت از روند سریع شهرنشینی و  شهرگرایی حاصل می شود درتشکیل بافت زنجیری از حوزه های مادرشهری و ایجاد مگالابلیس  عواملی مانند زمینه های مساعد طبیعی عوامل  اقتصادی جغرافیای فرهنگی  وگذشته ی تاریخی ناحیه موثر است شهرهای مرکزی مگالابلیس جهان دارای تراکم جمعیت است و به تدریج که از انها فاصله بگیریم کاهش سریع جمعیت در واحد سطح دیده میشود میان حوزه های شهری مگالابلیس چشم انداز های جالب طبیعی به سرعت با ساختن واحد های مسکونی تاسیسات وسازمان های شهری اشغال میشود و بافت زنجیری حوزه های مادرشهری  استحکام می یابد از طرفی به دلیل وجود زمین های نیمه بایر املاک وسیع وبارک های طبیعی وبایگاه های نظامی میان حوزه های مادر شهری در محدوده ی مگالابلیس گسیختگی ایجاد میشود                         <دیدگاه های نو در جغرافیای شهری از حسین شکویی>     

+ نوشته شده در  شنبه بیست و نهم آبان 1389ساعت 9:3  توسط آمنه شاهدی  | 

دیرینه اقلیم شناسی                                                                                                              اقلیم یا اب وهوا وضعیت کلی هوای یک منطقه رانشان میدهدکمتر دستخوش تغییر واقع میشود ومستقل از زمان است این نکته در مورد فرایندهای کوتاه مدت صادق است اما در موردفرایندهای درازمدت اعتبار چندانی ندارد زیرا دستاوردهای علوم دیگر{جغرافیای دیرینه|زمین شناسی|باستان شناسی} ونیز اسناد تاریخی نشان میدهدکه اب وهوا درطول هزارها ومیلیونها سال گذشته تغییراتی اساسی کرده است که طی ان دوره های گرم جای خود را به دوره های سرد داده اند ودوره های خشک ومرطوب بیوسته با دوره های سرد وخشک درتناوب بوده اند نوسان های اقلیمی حتی در۲۰۰سال اخیر که امار وداده های هواشناسی درمورد ان موجود است بسیار ملموس بوده اند بعضی از اقلیم شناسان نوسان های اقلیمی را به تلاطم وامواج دریایی تشبیه میکنند که حرکت واقعی انرا تغییرات حقیقی اقلیم نظیر گذار از دوره های یخچالی وبین یخچالی تشکیل میدهند شاخه ای از اقلیم شناسی راکه به مطالعه وضعیت اقلیم گذشته زمین می بردازد دیرینه اقلیم شناسی می نامند این اقلیم ترکیبی است از علومی نظیر زمین شناسی|جغرافیای دیرینه|گیاه شناسی وجانور شناسی در راستای اقلیم شناسی در دیرینه اقلیم شناسی به مطالعه اثار ونشانه هایی می بردازند که در نتیجه سیر تحولی اقلیم از گذشته های دور به جا مانده است امروزه یافته های این علم تصویری نسبتا واضح از چگونگی تغییرات اب وهوایی طی ۵۰۰ الی۱۰۰۰ میلیون سال قبل به دست داده است بدیهی است رویداد های اقلیمی با نزدیک شدن هر چه بیشتر به زمان حال دقیق تر وروشن تر میشود                                                                        <مبانی اب وهوا شناسی از دکتر محمدرضا کاویانی ودکتر بهلول علیجانی>

+ نوشته شده در  شنبه بیست و دوم آبان 1389ساعت 9:30  توسط آمنه شاهدی  | 

ماجرا برمیگرده به قبل از دانشگاه یه روز گرم تابستون که دیگه کاری از دست کولر وپنکه برنمی یومد مامانم گفت : "امروز هوا این قدر گرمه فردا حتما بارون می یاد"بدبختانه یادم نیست که فرداش بارون اومد یانه چون اون موقع خیلی به این موضوع توجه نکردم تااینکه خدا خواست ورشته اقلیم قبول شدم تو دانشگاه فهمیدم  که "روزهایی که تابش ودرنتیجه دما زیاده هوا گرم میشه وبه طرف بالا میره ودر ارتفاعات متراکم شده وبه شکل بارون به زمین میرسه"وقتی اینو فهمیدم اون حرف مامانم یادم اومد وکلی ذوق کردم که این مطلب در واقع همون حرف مامانمه منتهی از نوع علمیش                                                                  <مطلب از :امنه شاهدی ۱۵/۸/۸۹>

+ نوشته شده در  شنبه پانزدهم آبان 1389ساعت 9:31  توسط آمنه شاهدی  | 

 

توفان هاي حاره اي

هاريکن ها

هاريکن ها چرخند هايي هستند که برروي اقيانوس هاي گرم حاره اي توسعه مي يابند و داراي باد هاي تقويت شوند هاي هستند که سرعت آنها حد اقل 64 نات (74 متر در ساعت ) مي باشد اين توفان ها قابليت توليد باد هاي خطر ناک و باران هاي سيل آسا و طغيان گرا دارند که همه اين موارد باعث بروز خسارات فراوان و تلفات جاني در نواحي ساحلي مي گردد به طور مثال يک طوفان به ياد ماندني که تلفات جاني 50 نفره و خسارت مالي 30 ميليون دلاري در بر داشت توفان Andrew است که تصوير آن در بالا نشان داده شده است
هدف اصلي راين مبلحث معرفي هاريکن ها و نحوه شکل گيري آنها و تشريح چگونگي تاثير شرايط جوي در توسعه هاريکن ها مي باشد
هاريکن ها :
 هاريکن ها چرخند هاي حاره اي هستند که سرعت باد آنها از 64 نات بيشتر باشد هاريکن ها در نيمکره شمالي در خلاف جهت عقربه هاي ساعت و در نيمکره جنوبي در جهت عقربه هاي ساعت حول مرکز خود مي چرخند هاريکن ها از تجزاي ساده توفان هاي تنمدري شکل مي گيرند اين توفان هاي تندري به کمک اقيانوس و شرايط جوي به هاريکن تبديل مي شوند در ابتدا دماي آب اقيانوس بايد بيشتر از 25 درجه سانتيگراد باشد( 81 درجه فارنهايت ) گرما ورطوبت آب گرم اقيانوس ها به عنوان منبع انرژي براي هاريکن ها حساب مي شوند به همين دليل است که هاريکن ها به هنگام عبور از روي خشکي و يا اقيانوس هاي سرد تر ويا مناطقي که داراي گرما ورطوبت کافي نباشند به سرعت تضعيف مي شوند
علاوه بر اقيانوس ها ي گرم شرجي و رطوبت بالادر تراز هاي مياني و پايين جو براي توسعه هاريکن ها مورد نياز مي باشند اين شرجي بالا مقدار تبخير را در ابرها کاهش مي دهدو گرماي نهان آزاد شده ناشي از بارندگي را افزايش مي دهد تمرکز گرماي نهان براي حرکت سيستم حياتي است
برش قائم باد در محيط اطراف چرخند هاي حاره اي بسيار با اهميت است که منظور از برش باد ميزان تغيير ر سرعت و جهت باد با افزايش ارتفاع است
هنگامي که برش باد ضعيف باشد توفان که قسمتي از چرخنده است به صورت قايم رشد مي کند و کرماي نهان ناشي از چگالش در هوايي که مستقيما در بالاي توفان قرار دارد آزاد مي شود و به توسعه توفان کمک مي کند هنگامي که برش باد قوي تري وجود داشته باشد توفان به صورت اريب وکج در مي آيد و گرماي نهان بر روي منطقه گسترده تري آزاد مي شود
پيشرفت اوليه توفان) توفان هايي که تبديل به هاريکن مي شوند ):
هاريکن ها از منطقه يک توفان تندري سرچشمه مي گيرند اين توفان هاي تندري معمولا به يکي از سه روش زير شکل مي گيرند اولين مورد (ITCZ) يا منطقه همگرايي درون حاره اي(ITCZ) مي باشد حلقه توفان هاي تندري مي باشد که دور تا دور کره زمين را د مناطق حاره اي مي پوشاند همان طور که در شکل زير نشان داده شده است امواج شرقي تجارتي در نزديکي استوا همگرا مي شوند و توفان هاي تندري را ايجاد مي کنند که مي توان آنها را توسط تصاوير ماهواره اي در طول استوا مشاهده کرد.
 
دومين منبع براي توفان هاي تندري که مي توانند هاريکن ايجاد کنند امواج متحرک جوي هستند که به امواج شرقي معروفند امواج شرقي شبيه امواج عرض هاي مياني هستند با اين تفاوت که آنها در جريان تجاري شرقي هستند همگرايي ناشي از اين امواج باعث ايجاد توفان هاي تندري مي گردد که مي توانند به هاريکن تبديل شوند
 
 
سومين مکانيسم توليد توفان هاي تندري در امتداد مرز جبهه هاي پير (old) مي باشد که به سوي سواحل فلوريدا و خليج مکزيک حرکت مي کنند توسعه و پيشرفت اين جبهه ها مي تواند باعث ايجاد توفان گردد که اگر شرايط جوي واقيانوسي مساعد باشد اين توفان ها مي توانند به چرخند هاي حاره اي توسعه پيدا کنند نقشه زير مناطقي از جهان را که چرخند هاي حاره اي مي توانند از آنجا سرچشمه بگيرند نشان مي دهد توفان هاي تندري معمولا در نيمکره شمالي يافت مي شوند اما اقيانوس آرام و اقيانوس هند نيز مي توانند توفان هايي را در نيمکره جنوبي ايجاد کنند در نقاط مختلف جهان هاريکن ها با نام هاي مختلف نام گذاري مي شوند
دراستوا سطح اقيانوس براي توليد هريکن به اندازه کافي گرم است اما هيچ هاريکني ايجاد نمي شود زيرا نيروي کوريليس براي ايجاد چرخش والقا کردن پتانسيل هاريکن کم است.
 
CISK: چگونه توفان هاي تندري به هاريکن تبديل مي شوند :
CISK (واپيچش همرفتي نوع دوم ) نظريه معروفي است که توضيح مي دهد که چگونه توفان ها تندري مي توانند چگاليده شده و به هاريکن تبديل شوند CISK يک سيستم  feedback مثبت است به اين معني که هرگاه يک عمليات آغاز مي شود منجر به يک سري پيشرفت هايي مي شود که خود باعث پيشرفت کل آن عمليات مي گردد و اين چرخه به طور متناوب تکرار مي گردد.
هواي روي سطح که به درون يک مرکز کم فشار مي چرخد باعث ايجاد همگرايي مي شود و مرکز کم فشار به طرف بالا صعود مي کند هوا سرد مي شود و رطوبت چگاليده مي شود که موجب آزاد شدن گرماي نهان مي گردد اين گرماي نهان آزاد شده است که باعث تامين انرژي توفان ذمي شود
       
 
از آنجا که چگالي هواي گرم از هواي سرد کمتر است هواي گرم فضاي   کمتري را اشغال مي کند اين گسترش هواي گرم هواي بيشتري را از مرکز توفان به بيرون منتقل مي کند و فشار سطح (وزن هواي بالاي سطح) کاهش ميابد وقتي که فشار سطح کاهش پيدا مي کند يک گراديان فشار بزرگتر شکل مي گيرد و هواي بيشتري به سمت مرکز توفان همگرا مي شود اين امر باعث ايجاد همخگرايي سطحي بيشتري مي شود وموجب مي رشود که هواي مرطوب سطحي بيشتري به هوا بلند شود اين هوا وقتي که سرد شود چگاليده شده و به ابر تبديل مي شود وقتي اين امر اتفاق مي افتد گرماي نهان بيشتري آزاد مي شود
اين چرخه به طور متناوب تکرار مي شود و هر بار باعث قوي تر شدن طوفان مي شود تا آنجا که فاکتورهاي ديگر مانند آب سرد سطح خشکي و يا برش شديد باد باعث ضعيف شدن آن مي شود
مراحل توسعه توفان )از آشفتگي هاي حاره اي تا هاريکن):
طوفان ها در يک چرخه از تولد تا مرگ دچار آشفتگي هاي زيادي مي شوند يک آشفتگي حاره اي مي تواند با دستيابي به يک سرعت باد مشخص به يک مرحله شديد تر توسعه پيدا کند پيشرفت آشفتگي حاره اي در تصوير زير قابل ديدن است.
توفان ها گاهي اوقات مي تو.انند براي يک دوره زماني طولاني به اندازه دو يا سه هفته زندگي کنند آنها ممکن است از دسته اي از توفان هاي تندري بر روي آب هاي اقيانوس هاي حاره اي سرچشمه بگيرند
وقتي که يک آشفتگي به يک آشفتگي حاره اي تبديل مي شود مدت زماني که طول مي کشد تا به مرحله بعد توسعه پيدا کند (توفان حاره اي) نصف روز تا دو روز مي باشد گاهي اوقات هم ممکن است اتفاق نيافتد همين مدت زمان نيز طول مي کشد که يک توفان حاره اي به شدت يک هاريمن تقويت شود شرايط اقيانوس و جو مهمترين نقش را در رخداد اين پديده ها ايفا مي کنند.
در تصوير زير که مربوط به يک تاوفان در سال 1995 است آشفتگي هاي حاره اي به وضوح ديده مي شوند.
 
در سمت چپ تصوير توفان حاره اي Jerry در بالاي فلوريدا مشاهده مي شود ودر سمت راست توفان Iris بين دو آشفتگي حاره اي قابل ديدن است
 
آشفتگي حاره اي ( Tropical depression)
هر گاه دسته از توفان هاي تندري در شرايط مساعد جوي در کنار يکديگر قرار گيرند تشکيل آشفتگي حاره اي مي دهند سرعت باد در مرکز آشفتگي تقريبا به طور ثابتي بين 30_20 نات مي باشد
يک آشفتگي حاره اي زماني اتفاق مي فتد که اولين علايم کم فشاري و چرخش در مرکز توفان تندري رخ دهد در نقشه هاي سطح زمين ايزو بار ها به هم نزديک مي شوند و اين کم فشاري را نشان مي دهد
 
وقتي که تصاوير ماهواره اي مشاهده مي شود به نظر مي رسد که آشفتگي حاره اي سازمان دهي اندکي داشته باشد با وجود اين معمولا مقدار اندکي چرخش به هنگام مشاهده تصاوير ماهواره اي مشاهده مي شود علاوه بر حالت چرخشي که آشفتگي حاره اي را شبيه هاريکن ها نشان مي دهد اشفتگي حاره اي به دسته اي از توفان ها ي تندري که در کنار يکديگر نيز تجمع يافته اند نيز شبيه است.
 
توفان هاي حاره ای
وقتي که يک آشفتگي حاره اي به حد اکثر سرعت خود که بين 64_35 نات است مي رسد به توفان تندري تبديل مي شود در اين زمان به آن يک نام اختصاصي مي دهند در اين مدت توفان خو د به خود سازماندهي شده و حالت چرخشي آن بيشتر مي شود و براي تبديل شدن به هاريکن آماده مي شود
حالت چرخش توفان تندري نسبت به چرخش آشفتگي حاره اي بيشتر است توفان تندري حتي بدون تبديل شدن به هاريکن نيز مي تواند مشکلات زيادي ايجاد کند عموما بيشتر مشکلاتي که يک توفان تندري ايجاد مي کند ناشي از بارش زياد است
 
تصوير ماهواره اي بالا مربوط به توفان تندري Charl مي باشد (1998) بيشتر شهرهاي جنوبي تگزاز بارندگي سنگين بين 10_5 اينچ را گزارش کردند از جمله اين موارد بارش درDelrio بود که بيشتر از 17 اينچ در يک روز گزارش شد و مردم را از خانه هايشان خارج کرد و 6 نفر تلفات جاني در بر داشت
ساختار کلي هاريکن ها:
هنگامي که فشار سطح شروع به افت مي کند توفان حاره اي تبديل به هاريکن مي شود و سرعت باد ان به 64 نات مي رسد و چرخش حول هسته مرکزي توسعه پيدا مي کند هاريکن ها قوي ترين چرخنده هاي حاره اي زمين هستند يک وي|گي مشخص در همه هاريکن ها که فقط مربوط به آنها مي باشد نقطه تيره اي است که در وسط هاريکن ها يافت مي شود و به آن چشم توفان مي گويند اطراف چشم توسط کمربندي از شديد ترين باد ها و بارندگي ها احاطه شده است که به آن ديوار چشم (eye wall ) مي گويند نوار بزرگي از ابرها ي باران زا در اطراف ديوار چشم به طور مارپيچ وجود دارد که به آنها نوار مارپيچي گفته مي شود (Spiral bamd) هاريکن ها به راحتي توسط نوتر چرخشي دور چشم در تصاوير ماهواره اي و راداري قابل تشخيص هستند هاريکن ها با توجه به سعت باد آنها توسط مقياس (saffir simpson) دسته بندي مي شوند اين مقياس از دسته 1 تا دسته 5 تغيير مي کند که توفان دسته 5 مخرب ترين توفان است
در شرايط مساعد جوي هاريکن ها مي توانند براي مدت 2 هفته عمر کنند در بالاي اب هاي سرد يا سطح خشکي هاريکن ها به سرعت ضعيف مي شوند
چشم هاريکن :مرکز توفان
مهمترين مشخصه که در هاريکن ها يافت مي شود چشم توفان است چشم در مرکز توفان قرار دارد و قطرآن بين 50_20 کيلومتر است چشم نقطه تمرکز توفان است و نقطه اي است با کمترين فشار سطحي که بقيه توفان در آن مي چرخد در تصوير زير چشم طوفان به خوبي قابل ديدن است
 
 
آسمان اغلب در بالاي چشم صاف است و باد نسبتا آرام مي باشد در حقيقت چشم آرام ترين قسمت هر توفان است چشم به اين دليل آرام ترين قسمت است که باد شديدي که به سمت مرکز همگرا مي شود هرگز به آن نمي رسد نيروي کوريليس باد را به آرامي از مرکز منحرف مي کند و منجر به چرخش آن دور مرکز هاريکن مي شود (eye wall) که اين امر موجب مي شود مرکز آرام باشد
چشم هنگامي قابل ديدن مي شود که هواي صعود کننده به جاي اينکه به بيرون منتقل شود به سمت مرکز توفان انتقال يابد اين هوا از تمام راستاها به سمت داخل حرکت مي کند اين همگرايي موجب مي شود که هوا در مرکز توفان نزول کند اين نزول هوا محيط اطراف را گرم تر مي کند و تبخير ابرها موجب پيدا شدن يک منطقه صاف در مرکز مي شود
ديوار چشم (ويرانگر ترين منطقه هاريکن )
ديوار چشم در اطراف چشم قرار دارد اين مکان جايي است که بيشترين باد هاي مخرب و شديد ترين بارندگي ها در انجا يافت مي شود در تصوير زير ديوار چشم نشان داده شده است
 
ديوار چشم به اين دليل به اين نام خوانده مي شود که معمولا مرکز هاريکن توسط ديواري از ابر احاطه مي شود در سطح زمين باد به طرف مرکز طوفان در حرکت است و هوا را مجبور مي کند که در مرکز صعود کند همگرايي ديوار چشم به اندازه اي شديد است که هوا با سرعت بيشتري نسبت به نقاط ديگر هاريکن به بالا کشيده مي شود بنابر اين انتقال رطوبت از اقيانوس به توفان و گرماي نهان ازاد شده در اين مکان بيشتر است
 
نوار مارپيچ(جايي که بيشترين بارندگي مشاهده مي شود )
ازسمت مرکز توفان که به بيرون حرکت کنيم مي توانيم نواري را که ساختار ابري دارد مشاهده کنيم اين ابرها نوار مارپيچ باران نيز نام دارند که در تصوير زير به خوبي قابل مشاهده هستند
 
 
گاهي اوقات فاصله هايي بين اين نوار ها وجود دارد که هيچ بارندگي در آ؛نها ديده نشده است به طور کلي اگر از لبه هاريکن به طرف مرکز آن حرکت کنيم خواهيم ديد که در برخي از نواحي آن بارندگي شديد است و در برخي نواحي بارندگي آرام است و اين امر به طور متوالي تکرار مي شود تا به مرکز توفان برسيم و هرچه به مرکز وچشم هاريکن نزديک تر شويم بارندگي شديد تر مي شود
 
طرحي از اين شکل مارپيچي در شکل بالا نشان داده شده است توفان تندري اکنون به مناطقي با هواي صعود کننده يا نزول کننده سازماندهي شده است بيشتر هوا در حال صعود است ولي مقدار کمي از هوا نيز يافت مي شود که نزول مي کند
11_فشار و باد ( توزيع در امتداد هاريکن)
فشار جو و سرعت باد در امتداد قطر هاريکن تغيير مي کند تصوير زير تغييراتي از سرعت باد ابي و فشار سطح قرمز را در امتداد يک هاريکن نشان مي دهد در فاصله بين 200_100 کيلومتر از چشم باد به اندازه کافي قوي است تا قابليت هاي يک توفان حاره اي را داشته باشد فشار جو نيز در اين فاصله نسبت به مرکز توفان به اندازه کافي بالا مي باشد( ml 9901010 )
با اين وجود هرچه به ديوار چشم نزديک مي شويم فشار بيشتر افت مي کند و سرعت باد افزايش مي يابد در فاصله حدود 100_50 کيلومتري بيشترين تغييرات در فشار و سرعت باد رخ مي دهد
فشار با سرعت بيشتري افت خواهد کرد اگر سرعت باد به طور همزمان با آن کاهش يابد در ديوار چشم سرعت باد به حد اکثر مقدار خود مي رسد اما در مرکز و در چشم باد بسيار آرام است فشار سطح در امتدا ديوار چشم باز هم کاهش مي يابد تا به حد اقل مقدار خود در مرکز برسد با خروج از مرکز باد و فشار با سرعت افزايش پيدا مي کند در طرف ديگر ديوار چشم باد با سرعت افزايش پيدا مي کند و سپس به مرور کاهش پيدا مي کند نيمرخ فشار و باد در داخل يک هاريکن کاملا متناسب است بنابر اين در ديوار چشم افزايش سريع فشار و سرعت باد انتظار مي رود و همچنين بعد از آن افزايش آهسته تر فشار و کاهش سرعت باد مورد انتظار مي باشد
حرکت هاريکن ها :
الگوي جهاني باد که با نام گردش عمومي شناخته مي شود و باد هاي سطحي هر نيم کره به سه دسته کمر بند باد تقسيم مي شوند :
الف- امواج شرقي قطبي-از 90_60 درجه عرض جغرافيايي
ب- بادهاي غربي 60_30 درجه عرض جغرافيايي
ج- امواج شرقي حاره اي از 30_0 درجه عرض جغرافيايي(بادهاي تجاري)
 
بادهاي تجارتي شرقي در هر دو نيمکره در منطقه اي نزديک استوا همگرا مي شوند (ITCZ) که به آن منطقه همگرايي درون حاره اي مي گويند که کمربندي از ابرها و توفان هاي تندري را پديد مي آورد که بخش هايي از کره زمين را دور مي زند مسير يک هاريکن به طور کلي يک کمربند بادي دارد که هاريکن در آن واقع است به طور مثال هاريکني که از آتلانتيک حاره اي شرقي سرچشمه مي گيرد توسط باد هاي تجاري شرقي به غرب در منطقه حاره اي منتقل مي شود سر انجام اين توفان ها به سمت شمال و مناطق فوق حاره اي مهاجرت مي کنند و به عرض هاي بالا تر مي روند به عنوان مثال در اثر اين حرکت ها خليج مکزيک و سواحل شرقي ايالات متحده در اين خطر هستند که هر سال يک يا دو هاريکن را تجربه کنند
 
 
پس از آن هاريکن ها توسط امواج غربي به شمال و عرض هاي مياني منتقل مي شوند و گاهي اوقات با سيستم هاي جبهه اي عرض هاي مياني ترکيب مي شوند
هاريکن ها انرزي خود را از سطح آبهاي گرم مناطق حاره اي کسب مي کنند به همين دليل است که هنگامي که آنها از روي آبهاي سرد مناطق عرض هاي مياني و خشکي ها عبور مي کنند به سرعت ضعيف شده و از هم مي پاشند.
 
منبع : CLOUDYSKY
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
+ نوشته شده در  شنبه هشتم آبان 1389ساعت 9:37  توسط شکوفه سیفی  | 

گوشه ای از زیبایی های طبیعت

برای دیدن عکس ها به ادامه مطلب برید

 


ادامه مطلب
+ نوشته شده در  جمعه سی ام مهر 1389ساعت 22:56  توسط سروش غلامی  | 

ALIJANI.jpg

دکتر بهلول علیجانی

از مؤلفان کتاب

«مبانی آب و هواشناسی»

دکتر بهلول علیجانی در سال 1325 در تبریز متولد شد. در مهر سال 1348 در رشتۀ جغرافیای طبیعی دانشسرای عالی تهران پذیرفته شد و در سال 1352 مدرک لیسانس جغرافیا را دریافت کرد.
پس از دو سال تدریس در دبیرستان های فیروزکوه، در سال 1354 در امتحان اعزام دانشسرای عالی تهران قبول شد و در خرداد 1355 جهت ادامۀ تحصیل در دانشگاه ایالتی میشیگان به آمریکا رهسپار شد. دورۀ فوق لیسانس را در جغرافیای طبیعی و دورۀ دکترا را در آب و هواشناسی سینوپتیک به پایان رسانید و در سال 1360 به ایران بازگشت. همزمان با بازگشائی دانشگاه ها، در دانشسرای عالی یزد مشغول تدریس شد.
مشاغل ایشان در طی این مدت، عبارت بوده است از: تدریس در دانشگاه یزد، معاونت دانشسرای عالی یزد، مدیریت گروه جغرافیا در دانشگاه یزد، تدریس در دانشگاه تربیت مدرس، تدریس در دانشگاه تربیت معلم، معاونت پژوهشی دانشکدۀ ادبیات، عضویت در هیئت تحریریه مجله و فصلنامۀ تحقیقات جغرافیائی آستان قدس رضوی و مجلۀ دانشکدۀ ادبیات دانشگاه تربیت معلم، دبیر اجرائی اولین سمینار بررسی مسائل آموزش جغرافیا در ایران (سال 1372)؛ عضویت در کمیتۀ جغرافیای سازمان مطالعه و تدوین کتب علوم انسانی دانشگاه ها (سمت)، عضویت در کمیتۀ برنامه ریزی جغرافیای شورای عالی برنامه ریزی وزارت فرهنگ و آموزش عالی.

تألیفات آقای علیجانی عبارت است از:
1. اصول عکس های هوائی (تألیف)؛ انتشارات دانشگاه پیام نور.
2. درآمدی بر روش ها و فنون میدانی جغرافیا (ترجمه)؛ انتشارات وزارت کشاورزی.
3. آب و هوای کرۀ زمین، جلد دوم، منطقۀ برون حاره (ترجمه)؛ سمت (زیرچاپ).
ایشان علاوه بر این تألیفات و اجرای چندین طرح تحقیقاتی _ همچون طرح تحقیقی مطالعه اقلیم نوار مرزی با گروه جغرافیای دانشگاه امام حسین و طرح پژوهشی نقش ارتفاعات البرز در توزیع بارندگی _ مقالاتی نیز نوشته و انتشار داده اند که به قرار ذیل است:

1. Alijani, B, and, J. R. Harman, 1985, synoptic climatology of precipitation in Iran, Annals of AA.G. Vol. 75.

2. علیجانی، ب، 1371، عوامل سینوپتیک، بارش های ایران، مجله دانشکدۀ ادبیات و علوم انسانی، دانشگاه تربیت معلم تهران.
3. علیجانی، ب، 1366، رابطۀ پراکندگی مسیرهای سیکلونی خاورمیانه با سیستمهای هوایی سطح بالا، فصلنامۀ تحقیقات جغرافیایی شمارۀ 4.
4. علیجانی، ب، 1367، آب و هوا و برنامه ریزی فعالیتهای نظامی، فصلنامۀ تحقیقات جغرافیایی شمارۀ 10.
5. علیجانی، ب، 1369، چگونگی تشکیل فرابار سیبری و اثر آن بر اقلیم شرق ایران، فصلنامه تحقیقات جغرافیائی، شمارۀ 17.
6. علیجانی، ب، 1365، برنامه ریزی درسی جغرافیا در مدارس ایران، قسمت اول، مجلۀ رشد آموزش جغرافیا، شمارۀ 5.
7.علیجانی، ب، 1365، برنامه ریزی درسی جغرافیا در مدارس ایران، قسمت دوم، محتوی کتب درسی مجلۀ رشد آموزش جغرافیا، شمارۀ 7.
8. علیجانی، ب، 1366، گردش عمومی هوا، مجلۀ رشد آموزش جغرافیا، شمارۀ 10.
9. هیرشبوک، ک، ک.، طغیانهای بسیار بزرگ و الگوهای گردش عمومی جو، ترجمۀ بهلول علیجانی، مجلۀ دانشنامه، دانشگاه آزاد اسلامی (جهت چاپ ارسال شده است).
10. علیجانی، ب، 1365، عامل اصلی بیابان زایی در ایران، مجلۀ زیتون، شمارۀ 59.

مقالات ارائه شده درسمینار
1. علیجانی، ب، جغرافیا، مجموعه مقالات سمینار ماهیت جغرافیا، سازمان سمت، بیستم خرداد ماه 1369. چاپ 1371.
2. علیجانی، ب، 1365، بررسی کارآیی تکنیکهای تفسیر عکسهای ماهواره ای در ناحیه بندی پوشش گیاهی شمال ایران و نخستین سمینار امکانات و کاربردهای فن سنجش از دور در ایران، سازمان برنامه و بودجه، آبان ماه 1365.
3. علیجانی ،ب، 1369، منابع رطوبتی بارندگیهای ایران، هفتمین کنگره جغرافیایی ایران، دانشگاه تهران، زمستان (اسفند) 1369. سال انتشار 1372.
4. علیجانی، ب،1364، آب وهواشناسی سینوپتیک، مجموعۀ مقالات سمینار جغرافیایی مشهد، جلد 3، مشهد آستان قدس رضوی.
5. علیجانی ،ب، 1371، آب مسالۀ اصلی جهان اسلام، اولین سمینار بین المللی ویژگیها و مسائل جهان اسلام، دانشگاه امام حسین (ع)، اول تا سوم اردیبهشت 1371، تهران.
6. علیجانی، ب، 1371، نگاهی نو به جبرگرایی محیطی (احترم به قوانین محیط)، سمینار جغرافیایی جهان بینی، سیاست، محیط، سازمان سمت، 18 تا 20 خرداد 71، تهران.
7. علیجانی، ب، 1372، مسائل آموزش جغرافیا از دیدگاه جفرافیدانان ایران، 16_15 اردیبهشت 1372، دانشگاه تربیت معلم، تهران.
طرحهای پژوهشی
1. اقلیم نوار مرزی ایران و ترکیه، دانشکدۀ علوم جغرافیایی دانشگاه امام حسین (ع)، تاریخ تکمیل مهر ماه 1371.
2. نقش ارتفاعات البرز در توزیع بارندگی ایران، دانشگاه تربیت معلم تهران، تاریخ احتمالی تکمیل اسفند 1372.

kaviani.jpg

دکتر محمدرضا کاویانی

از مؤلفان کتاب

 «مبانی آب و هواشناسی»

دکتر محمدرضا کاویانی در سال 1316 درشیراز متولد شد. پس از دریافت دیپلم های ادبی و طبیعی در سال های 1335 و 1336، در سال 1337 به قصد ادامۀ تحصیل در رشتۀ کشاورزی عازم کشور آلمان شد. در سال 1342 دانشنامه مهندسی، و در سال 1350 دکتری هواشناسی و اقلیم شناسی از دانشگاه هانور آلمان را دریافت کرد. در سال 1354 به ایران بازگشت و در گروه جغرافیای دانشگاه اصفهان مشغول به کار شد.
آقای کاویانی علاوه بر مقالات متعددی که تاکنون به زبانهای فارسی و آلمانی در مجلات تخصصی انتشار داده است، مسئولیت های ذیل را نیز در دانشگاه اصفهان عهده دار بوده است: معاون گروه جغرافیا؛ معاون دانشکدۀ ادبیات و علوم انسانی، سرپرست دانشکدۀ ادبیات و علوم انسانی، عضو هیئت تحریریه مجله پژوهشی دانشگاه اصفهان، عضو کمیته برنامه ریزی ستاد انقلاب فرهنگی، عضو کمیته جهانی تغییرات اقلیمی شاخه آسیا.
 

آشنائی با کتاب

 «مبانی آب و هواشناسی»

مبانی آب و هواشناسی/ بهلول علیجانی و محمدرضا کاویانی

.- تهران: سازمان مطالعه و تدوین کتب علوم انسانی دانشگاهها «سمت»، 1371.

علم آب و هواشناسی، بر اساس موضوعش _ که بررسی تفاوتهای مکانی سیستم های آب و هوایی است _ ماهیت جغرافیایی دارد؛ اما برای تبیین این تفاوتها، از اصول و مفاهیم علوم پایه، مانند فیزیک و ریاضی استفاده می کند و گذر از آب و هواشناسی توصیفی به آب و هواشناسی علمی به آشنایی با چگونگی کاربرد این اصول و مفاهیم نیازمند است.
مؤلفان کتاب «مبانی آب و هواشناسی» سعی کرده اند که برای شناخت و تبیین آب و هواها _ اگر چه به زبان غیر آماری و ریاضی _ این اصول و مفاهیم مبنایی را عرضه کنند.
این کتاب، در پیشبرد اهداف پژوهشی و تحقیقاتی دانشجویان و دانشگاهها می تواند بسیار مؤثر واقع شود.


 

 

+ نوشته شده در  شنبه بیست و چهارم مهر 1389ساعت 10:52  توسط شکوفه سیفی  | 

مقدمه

خورشيد ستاره‌اي است در مرکز منظومه شمسي که زمين واجرام ديگر (شامل ساير سيارات به همراه اقمارشان، [سيارک‌ها]، [شهاب سنگ‌ها]، [دنباله‌دارها] و ذرات معلق گرد وغبار) درحال چرخش به دور آن هستند. تك ستاره منظومه شمسي ستاره‌اي است با اندازه متوسط، که 5 ميليارد سال از عمر آن مي‌گذرد و 99/8 درصد از کل جرم منظومه شمسي را تشکيل مي‌دهد. اگر روي سطح خورشيد 11900 کره زمين را کنار يکديگر قرار دهيم، تمام سطح خورشيد پوشيده مي‌شود. همچنين اگر خورشيد را مانند کره‌اي تو خالي در نظر بگيريم، در اين صورت براي پرکردن داخل آن به 1,300,000 کره زمين نياز خواهيم داشت. اين ستاره ظاهري کروي داشته و عمدتاً از گازهاي هيدروژن و هليوم تشکيل شده است. (74% از جرم خورشيد يا 92% از حجمش را هيدروژن و 25% از جرم آن يا 7% از حجمش را هليوم تشکيل داده است.) 
 
 
ستاره درخشان منظومه شمسي
 


خورشيد با سرعت 217 کيلومتر بر ثانيه به دور مرکز کهکشان راه شيري در حال چرخش است. با اين سرعت مي‌توان يک سال نوري را در هر 1400 سال پيمود يا به عبارتي مي‌توان يک [واحد نجومي] (AU) را در 8 روز طي کرد. (فاصله متوسط بين زمين و خورشيد که تقريباً معادل با 150 ميليون کيلومتر است يک واحد نجومي ‌ناميده مي‌شود.) مدت 225 تا 250 ميليون سال طول مي‌کشد تا خورشيد بتواند با چنين سرعتي يک دور کامل به دور مرکز کهکشان راه شيري بگردد. از آنجا كه خورشيد قادر به توليد نور و گرما به كمك همجوشي هسته‌اي هيدروژن است، در دسته بندي ستارگان در گروه [ستارگان رشته اصلي] قرار مي‌گيرد. همجوشي هسته‌اي هيدروژن كه در مركز خورشيد اتفاق مي‌افتد موجب توليد انرژي به صورت نور و گرما شده و زندگي بر روي كره زمين را ممكن مي‌سازد.
 
 
 
 
 

ساختار خورشيد

مواد تشکيل‌دهنده خورشيد حالت گازي دارند، بنابراين لايه‌هاي خورشيد محدوده دقيق و معيني نداشته و گازها و مواد اطراف لايه‌هاي خارجي به تدريج در فضا منتشر مي‌شوند. با اين حال، چنين به نظر مي‌رسد که خورشيد لبه تيزي داشته باشد، چرا که بيشتر نوري که به زمين مي‌رسد از يک لايه که چند صد کيلومتر ضخامت دارد ساطع مي‌شود. اين لايه [شيدسپهر (رخشان‌كره يا فوتوسفر)] نام دارد و به عنوان سطح خورشيد شناخته شده است. بالاي سطح خورشيد، [فام‌سپهر (رنگين‌کره يا کروموسفر)] و [‌هاله (کرونا يا تاج خورشيدي)] قرار دارند که با همديگر جوّ خورشيد را تشکيل مي‌دهند.
 
 
لايه‌هاي مختلف خورشيد شامل هسته، ناحيه تابشي، ناحيه همرفتي، شيدسپهر، فام‌سپهر، و تاج خورشيدي در اين تصوير نشان داده شده‌اند (عكس از ناسا)

 
خورشيد 99% از جرم کل منظومه شمسي را شامل مي‌شود. از آنجا که خورشيد در حالت پلاسمايي قرار دارد و فاقد ساختار جامد است، دائماً دستخوش تغييرات چرخشي متنوعي در حين چرخش به دور محور خودش مي‌شود. سرعت چرخش در نواحي استوايي خورشيد سريع‌تر از سرعت چرخش آن در قطبين است. مدت زمان يک چرخش کامل خورشيد به دور محور خود، 25 روز براي نواحي استوايي و 35 روز براي قطبين آن است. البته به علت چرخش کره زمين به دور خورشيد، مدت زمان يک دور چرخش کامل خورشيد در نواحي استوايي آن از ديد ناظر روي زمين 28 روز محاسبه مي‌شود.

نيروي گريز از مرکز حاصل از اين حرکت چرخشي خورشيد، 18 ميليون بار ضعيف‌تر از نيروي جاذبه در سطح خورشيد در ناحيه استواي آن است. همچنين نيروي جاذبه سياراتي که به دور خورشيد مي‌گردند، قادر نيست بر جاذبه بسيار قوي خورشيد تاثير محسوسي بگذارد و در شکل ظاهري آن تغييري ايجاد نمايد.

خورشيد به دليل داشتن ساختار پلاسمايي مانند سيارات سنگي داراي مرز و محدوده مشخص و معيني نيست و در بخش‌هاي خارجي‌تر، چگالي گازهاي آن کمتر مي‌شود که مي‌توان اين‌طور نتيجه گرفت که رابطه‌اي نمايي بين فاصله گازها از هسته خورشيد و ميزان چگالي آن‌ها وجود دارد. شعاع خورشيد به صورت خطي مستقيم از هسته آن تا لبه شيدسپهر در نظر گرفته مي‌شود. شيدسپهر يا فوتوسفر لايه‌اي از سطح خارجي خورشيد است که به آساني با چشم غيرمسلح قابل رويت بوده و به عنوان لبه خورشيد در نظر گرفته مي‌شود. گازها در اين منطقه بسيار سردتر از آن هستند که بتوانند به خوبي بدرخشند و پرتوافشاني نمايند. هسته خورشيد، ده درصد از کل حجم خورشيد را شامل مي‌شود که 40% از کل جرم خورشيد را در خود جاي داده است. بخش داخلي خورشيد به طور مستقيم قابل مشاهده نيست و خود خورشيد نيز به علت داشتن تشعشعات شديد الکترومغناطيسي به طور شفاف و واضح قابل مشاهده نيست.

به هرحال، همان‌گونه که علم لرزه‌شناسي با استفاده از امواج توليد شده ناشي از زمين‌لرزه به تعيين ماهيت و ساختار دروني زمين مي‌پردازد، [علم لرزه‌شناسي خورشيدي] نيز با بررسي امواج حاصل از انفجارهاي درون خورشيد سعي در شناخت و آشکارسازي ساختار داخلي خورشيد دارد. البته مدل‌سازي کامپيوتري خورشيد نيز به عنوان ابزاري مكمل براي تشخيص ماهيت و ساختار دروني خورشيد مورد استفاده قرار مي‌گيرد.
 

هسته خورشيد

مرکز خورشيد، کوره‌اي هسته‌اي با دماي 15 ميليون درجه سانتيگراد (27 ميليون درجه فارنهايت) و چگالي‌ 150 برابر آب است. تحت چنين شرايطي، هسته‌هاي اتم هيدروژن باهم ترکيب شده و به هسته‌هاي هليوم تبديل مي‌شوند. ضمن اين همجوشي، 7/0 درصد جرم ترکيب‌شده تبديل به انرژي مي‌شود. از 590 ميليون تن هيدروژني که در هر ثانيه ترکيب هسته‌اي مي‌شود، 9/3 ميليون تن ماده به انرژي تبديل مي‌شود. اين سوخت هيدروژني، تا 5 ميليارد سال ديگر دوام خواهد داشت.
 
هسته خورشيد از مرکز آن تا فاصله 2/0 شعاع خورشيد در نظر گرفته مي‌شود. چگالي آن برابر با 150،000 کيلوگرم بر متر‌مکعب (150 برابر چگالي آب روي زمين) و دماي آن نزديک به 13،600،000 کلوين (15 ميليون درجه سانتيگراد) است. دماي سطح خورشيد 5785 کلوين، معادل 2350/1 برابر دماي هسته خورشيد است.

بررسي‌هاي صورت گرفته اخير در ماموريت فضايي سوهو نشان داد که هسته خورشيد به مراتب سريع‌تر از ساير نقاط متشعشع خورشيد مي‌چرخد. در تمام طول عمر خورشيد، اين ستاره انرژي‌اش را از طريق همجوشي هسته‌اي که به صورت يک سري مراحل زنجيره‌وار رخ مي‌دهد، تامين مي‌نمايد که به آن زنجيره پروتون-پروتون گفته مي‌شود.

در ستارگان، دو مجموعه فعل و انفعال وجود دارد که مي‌تواند منجر به تبديل هيدروژن به هليوم و در نهايت، آزاد شدن انرژي شود:
1- [پروتون-پروتون يا زنجيره پي-پي] که در ستارگاني با جرمي‌معادل يا کمتر جرم خورشيد نقش مهمي‌ايفا مي‌کند.
2- [چرخه CNO] که در ابرستارگان با اجرامي به مراتب ‌بيشتر از خورشيد از اهميت ويژه‌اي برخوردار است.
 
 
سه مرحله اصلي زنجيره پروتون-پروتون (منبع: wikipedia)


در چرخه پروتون-پروتون، طي سه مرحله چهار هسته هيدروژن با يكديگر تركيب شده و يك هسته هليوم را به وجود مي‌آورند:  
 

         (مرحله 1)                                                                                         1H  + 1H à 2H + e++ ν             

         (مرحله 2)                                                                                               2H  + 1H à 3He + γ             

         (مرحله 3)                                                                                    3He + 3He à 4He + 1H + 1H         

  

مرحله 1 و 2 بايد دو بار پشت سرهم انجام گيرند تا دو هسته هليوم هر كدام با 3 پروتون به وجود آيند. اين روند همچنين منجر به آزاد شدن مقاديري انرژي مي‌شود.
 
هسته خورشيد تنها بخشي از خورشيد است که در آن همجوشي هسته‌اي صورت مي‌گيرد كه اين فرايند، منجر به آزاد شدن مقادير قابل‌توجهي گرما مي‌شود. ساير بخش‌هاي خورشيد نيز با همين گرماي توليد شده در هسته که به سمت خارج متساعد مي‌شود، گرم مي‌شود. انرژي آزاد شده در هسته خورشيد پيش از آنکه بتواند به صورت نور و يا ذرات داراي انرژي جنبشي، در فضا آزاد شود، بايد از لايه‌هاي متوالي متعددي عبور کند تا در نهايت بتواند به شيدسپهر رسيده و به فضا بگريزد.
 
در هر ثانيه 3.4×1038 هسته اتم هيدروژن به هسته اتم هليوم تبديل مي‌شوند (بيش از حدود 8.9×1056  ميزان کل پروتون‌هاي آزاد در خورشيد) که اين امر موجب تبديل 26/4 ميليون تن ماده به انرژي در هر ثانيه مي‌شود که ميزان اين انرژي برابر است با 3.83×1026  وات يا به بيان ساده‌تر برابر است با ميزان انرژي آزاد شده از انفجار 9.15×1010  مگاتن [تي اِن تي] در هر ثانيه. ممکن است اين ارقام بسيار بزرگ به نظر برسد، اما در اصل اين ارقام حاکي از نرخ پايين توليد انرژي در هسته خورشيد است (حدود 3/0 ميکرووات بر سانتيمتر مکعب يا به عبارتي 6 ميکرووات به ازاي هر کيلوگرم ماده) براي مقايسه، در نظر بگيريد كه ميزان انرژي توليد شده توسط بدن انسان 2/1 وات به ازاي هر کيلوگرم است که اين ميزان به ازاي هر واحد از جرم، ميليون‌ها بار بزرگ‌‌تر از آنچه در هسته خورشيد رخ مي‌دهد، است.
 
استفاده از پلاسما براي توليد انرژي در زمين با مقادير و پارامترهاي مشابه خورشيد، کاملاً غيرعملي و ناممکن است. ضمن آنکه رآکتورهاي هسته‌اي موجود به پلاسمايي با دمايي به مراتب بيشتر از دماي پلاسما در هسته خورشيد براي توليد انرژي نياز دارند.
 
سرعت همجوشي هسته‌اي رابطه تنگاتنگي با چگالي و دما دارد، بنابراين سرعت همجوشي هسته‌اي در هسته خورشيد در يک حالت [موازنه خودبه‌خود اصلاح‌شونده] قرار دارد. اين مطلب بدان معناست که در صورتي که اندکي سرعت همجوشي هسته‌اي بالا رود، هسته خورشيد اندکي منبسط شده و كاهش دما موجب کاهش سرعت همجوشي هسته‌اي مي‌شود و به اين ترتيب اين آشفتگي خودبه‌خود اصلاح مي‌شود. از طرف ديگر در صورتي که سرعت همجوشي هسته‌اي اندکي کاهش يابد، هسته اندکي خنک شده و منقبض مي‌شود، که اين عامل موجب بالا بردن فشار و در نتيجه سرعت همجوشي هسته اي شده و سرعت همجوشي را به ميزان مطلوب مي‌رساند.
 
فوتون‌هاي پرانرژي ([کيهاني]، [گاما] و [ايکس]) آزاد شده در نتيجه همجوشي هسته‌اي به‌راحتي توسط يک لايه چند ميليمتري از پلاسما جذب شده و دوباره به صورت تصادفي در جهات گوناگون منتشر مي‌شوند که البته کمي‌ از انرژي خود را نيز در همين فرايند از دست مي‌دهند. بنابراين مدت زمان زيادي طول مي‌کشد تا اين فوتون‌ها بتوانند به سطح خورشيد رسيده و به فضا گسيل يابند که به اين زمان "مدت زمان سفر فوتون" گفته مي‌شود که طول آن بين 10000 تا 170000 سال تخمين زده مي‌شود. هر پرتوي گاما قبل از آنکه از سطح خورشيد به فضا بگريزد در هسته خورشيد به چندين ميليون فوتون نور مرئي تبديل مي‌شود.
 
سرانجام پس از اتمام سفر فوتون‌ها و رسيدن آن‌ها به لايه نامرئي شيدسپهر که انتقال دهنده گرما به محيط خارج است، اين فوتون‌ها به صورت نور مرئي از سطح آن به فضاي نامتناهي مي‌گريزند تا سفر بي‌پايان خود را در اعماق فضا آغاز کنند.
 

ناحيه تشعشع

لايه بعد از هسته، [ناحيه تشعشع] است. اين منطقه بيش از 32 درصد حجم و 48 درصد جرم خورشيد را شامل مي‌شود. اين منطقه به اين علت منطقه تشعشع ناميده مي‌شود كه انرژي از ميان آن بيشتر به شكل تابشي حركت مي‌كند. دما در اين منطقه يك ميليون درجه سانتيگراد است. دما و تراكم مواد در ابتداي اين ناحيه يعني نزديك به هسته زياد است، ولي با نزديك شدن به انتهاي ناحيه، دما و جرم كاهش پيدا مي‌كند.

ذرات نور در اين منطقه بايد از لايه‌هاي مستحكم گاز عبور كنند. در نتيجه، ممكن است يك ميليون سال بگذرد تا يك فوتون از اين منطقه عبور كند.


ناحيه همرفتي

 در لايه خارجي خورشيد (تا فاصله 70% شعاع خورشيد از هسته که کمي بيش از 2% جرم خورشيد را شامل مي‌شود) پلاسماي خورشيدي به اندازه کافي داغ و چگال نيست که بتواند انرژي گرمايي داخل خورشيد را به صورت انرژي تابشي از خود گسيل کند. از اين رو گرما به وسيله [جريان‌هاي همرفتي] از بخش‌هاي داخلي‌تر به سطح خورشيد (شيدسپهر) انتقال مي‌يابد. هنگامي‌که مواد در سطح خورشيد سرد مي‌شوند، به طور ناگهاني به داخل آن سقوط مي‌کنند و دوباره به مرکزِ انتقال حرارتي که از همان‌جا گرما دريافت کرده بودند، بازمي‌گردند تا دوباره انرژي و گرماي لازم را از اين منطقه دريافت کنند. در مواردي که اين مواد به شدت گرم شوند، از طريق جريان همرفتي که مانند ستون‌هايي از دل خورشيد تا سطح آن ادامه دارند، ناگهان به سطح خورشيد بازگشته و فوران مي‌کنند که در اين صورت باعث دانه‌دانه شدن سطح خورشيد مي‌شوند. به بيان ساده‌تر، اين دانه‌ها در واقع همان ستون‌هاي جريان‌هاي همرفتي در خورشيد هستند که دائماً مواد داغ و گداخته‌شده را به سطح خورشيد انتقال مي‌دهند.همين جريان متلاطم و آشفته همرفتي در خارجي‌ترين بخش از منطقه وزش گرمايي خورشيد باعث تقويت شدن ميدان‌هاي مغناطيسي ضعيف در خورشيد و در نهايت به وجود آمدن قطب‌هاي مغناطيسي بسيار قوي در قسمت شمالي و جنوبي خورشيد مي‌شود.
 

شيدسپهر (رخشان‌كره يا فوتوسفر)

 
 
پاييني‌ترين لايه جوّ خورشيد يا همان سطح خارجي خورشيد که با چشم غيرمسلح قابل مشاهده است، شيدسپهر ناميده مي‌شود که ضخامت آن حدود 500 کيلومتر است. در قسمت بالاي شيدسپهر نور مرئي خورشيد مي‌تواند آزادانه در فضا منتشر شود.

در اين سطح، تمامي انرژي مي‌تواند به راحتي از سطح خورشيد بگريزد. تغيير در ميزان شفافيت خورشيد و کدر شدن آن به علت کاهش ميزان يونH-  رخ مي‌دهد زيرا كه اين يون به راحتي مي‌تواند نور مرئي را جذب نمايد.
 
به عكس، نور مرئي‌اي که ما قادر به ديدن آن هستيم در اثر برخورد و برهم‌کنش الکترون‌ها با اتم‌هاي هيدروژن به منظور تشکيل يون H- توليد مي‌شود.

به دليل آنکه بخش‌هاي بيروني لايه غيرشفاف شيدسپهر خنک‌تر از بخش‌هاي دروني آن است، تصوير خورشيد در مرکز درخشان‌تر و روشن‌تر از اطراف آن به نظر مي‌رسد که به اين پديده تاريکي لبه قرص خورشيد، اثر [تاريكي لبه] گفته مي‌شود.
 
نور خورشيد تا حدي شامل طيف نوري [جسم سياه] است و دماي آن به حدود 6000 کلوين مي‌رسد. اين طيف نوري از لايه‌هاي نازک بالاي شيدسپهر همراه با [خط جذب اتمي] به فضا پراکنده مي‌شود.

 
شيدسپهر داراي [چگالي حقيقي]  1023 m-3 است که اين مقدار تقريباً برابر با 1% چگالي حقيقي جوّ زمين در سطح دريا است.

اثر تاريكي لبه خورشيد در اين تصوير به وضوح ديده مي‌شود

 
 در بررسي‌هاي ابتدايي نتايج [طيف‌سنجي] شيدسپهر، تعدادي خط جذبي يافت شدند که با هيچ‌يک از عناصر شيميايي شناخته‌شده در زمين تا آن زمان مشابه نبودند. در سال 1868 [نورمن لاک‌ير] اين‌گونه پنداشت که عامل پيدايش اين خط‌هاي جذبي به علت وجود عنصري خاص در ساختار شيدسپهر خورشيد است که در زمين يافت نمي‌شود. او اين عنصر را هليوم نام نهاد (که از نام هليوس که در يونان باستان به عنوان خداي خورشيد شناخته مي‌شد) اقتباس شده بود (25 سال پس از اين کشف، هليوم در زمين کشف شد).
 

منطقه حداقل درجه حرارتي

خنک‌ترين لايه خورشيد که آن را منطقه حداقل درجه حرارتي مي‌نامند، 500 کيلومتر بالاتر از لايه شيدسپهر را شامل مي‌شود که دما در اين منطقه به 4000 کلوين مي‌رسد. اين منطقه به اندازه کافي خنک است تا در آن، مولکول‌‌هاي آب و مونواکسيدکربن يافت. وجود چنين مولکول‌هايي در اين لايه با روش‌هاي طيف‌سنجي و مشاهده خط جذب اين عناصر در طيف نور خورشيد اثبات شده است.

فام‌سپهر (رنگين کره يا کروموسفر)

بالاي منطقه حداقل درجه حرارتي، لايه‌اي نازک به ضخامت تقريبي 2000 کيلومتر وجود دارد که با روش‌هاي طيف‌سنجي و مشاهده خطوط جذبي طيفي کشف شده است. اين لايه فام‌سپهر يا كروموسفر ناميده مي‌شود که از واژه [کروما] (به معناي رنگ) گرفته شده است. علت انتخاب اين اسم آن است که فام‌سپهر معمولاً به علت درخشندگي شيدسپهر نامرئي است. اما به هنگام خورشيدگرفتگي که ماه قرص مرکزي خورشيد را مي‌پوشاند، نور سرخ فام‌سپهر را مي‌توان ديد. اين لايه عمدتاً از گاز هيدروژن تشکيل شده است و سديم، کلسيم، منيزيم و يون هليوم نيز در آن وجود دارد. فام‌سپهر مانند يک فلش رنگي در آغاز و پايان يك خورشيدگرفتگي کامل، قابل رويت است. درجه حرارت در فام‌سپهر به تدريج با افزايش ارتفاع از سطح خورشيد بالا مي‌رود و در نزديکي‌هاي مرز اين لايه به 100000 کلوين مي‌رسد.
 

منطقه انتقال حرارتي

بعد از فام‌سپهر، [منطقه گذار يا انتقال حرارتي] قرار دارد که درجه دما در اين منطقه از صدهزار کلوين به سرعت بالاتر رفته و به دماي تاج يعني نزديک به يک ميليون کلوين مي‌رسد. اين افزايش دما به علت يونيزه شدن کامل هليوم در دماي بالاي اين محدوده رخ مي‌دهد.

گذار يا انتقال حرارتي در ارتفاع دقيق و معيني از سطح خورشيد رخ نمي‌دهد، بلکه به صورت هاله‌اي لايه فام‌سپهر را احاطه کرده است که اين ‌هاله از روي زمين قابل مشاهده نيست و تنها مي‌توان از فضا و با استفاده از تلسکوپ‌‌هاي حساس به طيف‌سنجي اشعه فرابنفش آن را رصد نمود.


هاله (کرونا يا تاج خورشيدي)

تاج و شعله‌هاي عظيم خورشيدي (عكس از ناسا)
 
لايه خارجي و توسعه‌يافته خورشيد را تاج مي‌نامند که حجم آن از حجم خود خورشيد بسيار بزرگ‌تر است. تاج توسط بادهاي خورشيدي به آرامي و به طور يکنواخت در سراسر منظومه شمسي پراکنده مي‌شود (مقدار ماده‌اي که به صورت باد خورشيدي در هر ثانيه از خورشيد دور مي‌شود، در حدود يک ميليون تن است).  
 
چگالي‌ حقيقي لايه پايين تاج، که به سطح خورشيد بسيار نزديک است، معادل  1014 - 1016 m-3است (چگالي حقيقي جوّ زمين، نزديک به سطح دريا  2 x 1025 m-3 است).
 
هنوز دانشمندان موفق به تعيين درجه حرارت قطعي و دقيق لايه تاج نشده‌اند، اما آنچه مشخص است درجه حرارت تاج بسيار بالا و در حدود ده‌ها ميليون کلوين است که يکي از دلايل وجود چنين دماي بالايي، حوزه‌هاي مغناطيسي موجود در اين لايه مي‌تواند باشد.
 
فام‌سپهر، لايه انتقال و تاج خورشيدي به مراتب داغ‌تر از شيدسپهر هستند؛ رازي که تا به امروز دانشمندان موفق به کشف علت آن نشده‌اند.
 

مي‌توان تاج خورشيدي را به وضوح به‌هنگام خورشيدگرفتگي کلي مشاهده کرد.
 
 

رده طيفي

در رده‌بندي طيفي، خورشيد يک ستاره از دسته G2V است. اين تقسيم‌بندي بر اساس دماي سطحي ستارگان و به صورت زير انجام مي‌گيرد:
 
 


هر كدام از گروه‌هاي O تا M به 10 زيرگروه تقسيم مي‌شوند. با اين حساب، دماي سطحي خورشيد با رده طيفي G2 تقريباً برابر با 5780 کلوين است. حرف V به اين معناست که خورشيد از دسته ستارگان رشته اصلي است؛ به اين معنا كه اين ستاره نيز همانند بسياري ديگر از ستارگان، انرژي خود را از ترکيب هسته‌اي هيدروژن و تبديل آن به هليوم به دست مي‌آورد، به طوري‌ که هميشه درحالت [تعادل هيدرواستاتيکي] قرار دارد، يعني خورشيد در اثر اين واکنش نه منقبض مي‌شود نه منبسط.
 
در کهکشان راه شيري حدود 400 ميليارد ستاره وجود دارند كه تقريباً نيمي‌از آنها خورشيدمانند و از دسته G هستند. خورشيد از 85% اين ستارگان درخشان‌تر است. بيشتر اين ستارگان را [کوتوله‌هاي سرخ]  تشکيل مي‌دهند. دماي سطحي خورشيد باعث درخشش آن به رنگ سفيد مي‌شود که البته به دليل وجود [اثر پراکنده‌کنندگي جوّ] اين ستاره از ديد ناظر روي زمين به رنگ زرد مشاهده مي‌شود.
 

نور خورشيد و اثر پراکنده‌کنندگي جو

هنگامي‌که نور خورشيد با جوّ زمين برخورد مي‌کند، فوتون‌هاي نور آبي از طيف نور خورشيد جدا شده و در جو پراکنده مي‌شوند و به همين علت آسمان به رنگ آبي ديده مي‌شود. جدا شدن طيف آبي از نور خورشيد موجب مي‌شود که رنگ قرمز در نور خورشيد بيشتر نمايان شود که به همين علت ناظر روي زمين خورشيد را به رنگ زرد مشاهده مي‌کند. در هنگام طلوع و يا غروب که نور خورشيد مسافت بيشتري را در جو مي‌پيمايد تا به ناظر برسد، فوتون‌هاي آبي بيشتري از طيف نور خورشيد توسط جو جذب مي‌شود و به همين علت خورشيد به رنگ نارنجي يا قرمز مشاهده مي‌شود.

نور خورشيد منبع اصلي تأمين انرژي در زمين است. [ثابت خورشيدي]، مقدار انرژي‌اي است که هر منطقه‌اي که مستقيماً تحت تاثير تابش نور خورشيد قرار مي‌گيرد، دريافت مي‌کند. ثابت خورشيدي براي منطقه‌اي در فاصله يك واحد نجومي ‌از خورشيد، که زمين نيز در همين فاصله قرار گرفته، تقريباً برابر با 1370 وات به ازاي هر مترمربع است.

نوري که از خورشيد به سطح کره زمين مي‌رسد، بسيار ضعيف‌تر از آن چيزي است که بايد به زمين برسد که البته علت اين امر برخورد نور خورشيد با جوّ زمين است. بنابراين ميزان ثابت خورشيدي براي هر نقطه‌اي که در شرايط هوايي مطلوب و غيرابري تحت تاثير تابش مستقيم نور خورشيد قرار گيرد (زماني که خورشيد در [سمت الرأس]  -که همان نقطه اوج خورشيد است- قرار داشته باشد) حدود 1000 وات به ازاي هر يك متر مربع است.

اين انرژي مي‌تواند با روش‌هاي طبيعي و مصنوعي گوناگوني تحت کنترل درآمده و به خدمت گرفته شود. به عنوان مثال، گياهان در فرايند فوتوسنتز نور خورشيد را جذب کرده و با تغيير اين انرژي به ترکيبات شيميايي اکسيژن توليد مي‌كنند و ترکيبات کربن‌داري چون دي‌اکسيدکربن را كاهش مي‌دهند. همچنين گرما و يا انرژي الکتريکي توليد شده توسط باتري‌هاي خورشيدي نيز نقش بزرگي در تامين نيازهاي بشر امروزي ايفا مي‌کند. انرژي نهفته در نفت خام و ساير سوخت‌هاي فسيلي نيز در اصل ميليون‌ها سال پيش در اثر تابش نور خورشيد به گياهان و تشکيل مواد آلي در آن‌ها به وجود آمده است.

[اشعه فرابنفش] خورشيد داراي خاصيت گندزدايي و ضدعفوني‌کنندگي است که مي‌توان از آن براي ضدعفوني کردن آب و تجهيزات گوناگون (مانند تجهيزات پزشکي) بهره گرفت. اين اشعه داراي فوايد پزشکي گوناگوني است که در اين ميان، مي‌توان به توليد "ويتامين د" در بدن در اثر تابش آن به پوست اشاره کرد.

مقادير بسياري از اشعه فرابنفش خورشيد قبل از رسيدن به زمين توسط لايه ازن جذب مي‌شود و تنها مقادير اندکي از آن به سطح زمين مي‌رسد که ديگر براي انسان مضر نيست. بنابراين با تغيير عرض جغرافيايي، ميزان اشعه فرابنفشي که به سطح زمين مي‌رسد نيز تغيير مي‌کند. در اصل زاويه‌اي که خورشيد در هنگام ظهر با سمت الرأس مي‌سازد، منشأ تمام تنوع‌هاي زيستي مانند تنوع رنگ پوست انسان‌ها (با توجه به اينکه در کدام بخش از کره زمين زندگي مي‌کنند) است.
 

ميدان‌هاي مغناطيسي و فعاليت‌هاي خورشيدي

ميدان‌هاي مغناطيسي خورشيد موجب بروز پديده‌هاي گوناگوني مي‌شود که همه اين پديده‌ها تحت عنوان فعاليت‌هاي خورشيدي شناخته مي‌شوند. بخشي از اين فعاليت‌ها شامل شکل‌گيري لکه‌هاي خورشيدي در سطح خورشيد، شعله‌ها و زبانه‌هاي عظيم خورشيدي و متغير بودن شدت وزش بادهاي خورشيدي است که اين بادها عناصر گوناگوني را همراه خود به سراسر منظومه شمسي حمل مي‌کنند.

هنگامي که بادهاي خورشيدي به زمين مي‌رسند باعث به وجود آمدن پديده‌هاي گوناگوني از جمله شکل‌گيري شفق‌هاي قطبي در عرض‌هاي جغرافيايي مياني و بالاتر و ايجاد اختلال در ارتباطات راديويي و همچنين قطع جريان برق مي‌شوند.

با وجود آنکه خورشيد نزديک‌ترين ستاره به زمين است و طي ساليان متمادي دانشمندان بسياري به دقت آن را مورد بررسي و مطالعه قرار داده‌اند، اما هنوز سوالات بي‌پاسخ بي‌شماري در رابطه با خورشيد باقي مانده است؛ از جمله آنکه چرا جوّ خارجي خورشيد داراي درجه حرارتي معادل با يك ميليون کلوين است، در حالي که درجه حرارت سطح خورشيد که شيدسپهر ناميده مي‌شود تنها 6000 کلوين است.

موضوعاتي که مطالعات جاري دانشمندان را به خود اختصاص داده است شامل بررسي چرخه‌هاي منظم فعاليت لکه‌هاي خورشيدي، مطالعه ماهيت فيزيکي و منشا پيدايش زبانه‌هاي خورشيدي، بررسي کنش و واکنش‌هاي مغناطيسي بين فام‌سپهر و تاج خورشيدي و بررسي و تحقيق راجع به ماهيت وجودي و چگونگي پيدايش بادهاي خورشيدي و منبع انتشار آنهاست.
 

چرخه حيات خورشيد

خورشيد يک ستاره نسل سوم است که بر اساس يک نظريه قوي، شکل‌گيري آن ممکن است در اثر امواج پراکنده شده حاصل از شکل‌گيري يک يا چند [ابرنواختر] كه منجر به فشرده شدن غبار ميان‌ستاره‌اي شده، به وجود آمده است. منشا شکل‌گيري اين نظريه، کشف وجود مقادير فراواني از عناصر سنگين در منظومه شمسي مانند طلا و اورانيوم بود. اين عناصر به شکل قابل‌قبولي مي‌توانند از واکنش‌هاي هسته‌اي گرماگير يک ابرنواختر توليد شده باشند و يا در جريان تغييرات هسته‌اي از طريق جذب نوترون در داخل يک ستاره غول پيکر نسل دوم توليد شده باشند.

مشاهدات از روي زمين نشان داده است که مسير حرکت خورشيد در آسمان در طي يک سال دائماً در حال تغيير است، به صورتي که اگر در طي يک سال هر روز در ساعت و دقيقه معيني از خورشيد عکسي گرفته شود و سپس نتايج تمام عکس‌ها در قالب يک عکس کنار هم قرار داده شود، مشاهده خواهد شد که مسير حرکت خورشيد شبيه به عدد 8 انگليسي است. آشکارترين تغيير در مسير حرکت خورشيد در آسمان در طي يک سال، تغيير زاويه 47 درجه‌اي آن بين شمال و جنوب (به دليل کج بودن 5/23 درجه‌اي محور زمين نسبت به خورشيد) است که همين امر، اصلي‌ترين عامل پيدايش فصول در زمين محسوب مي‌شود. همچنين، طبق قانون دوم كپلر به دليل بيضوي بودن مدار حرکت زمين به دور خورشيد، هنگامي که زمين در مدار خود به خورشيد نزديک مي‌شود، بر شتاب حرکت آن افزوده شده و با دور شدن از خورشيد از سرعت آن کاسته مي‌شود.

خورشيد از نظر ميدان مغناطيسي يک ستاره فعال محسوب مي‌شود و داراي قطب‌هاي مغناطيسي بسيار قوي و متغيري است که هر سال تغيير مي‌کنند و هر 11 سال جاي آنها به کلي عکس مي‌شود. با استفاده از مدل‌هاي شبيه‌سازي‌شده رايانه‌اي و با در نظر گرفتن سير تکامل و نابودي ستارگان تخمين زده مي‌شود که تا به حال در حدود 57/4 ميليارد سال از عمر خورشيد سپري شده است و تقريباً مي‌توان گفت خورشيد در نيمه عمر خود قرار دارد.

تخمين زده مي‌شود که حدود 59/4 ميليارد سال پيش، از همپاشي سريع يک ابر مولکولي هيدروژني عظيم باعث پيدايش خورشيد يعني پيدايش يک ستاره نسل سوم شد که اين ستاره جوان در يک مدار تقريباً دايره‌اي‌شکل گردشش را به دور مرکز کهکشان راه شيري آغاز کرد؛ گردشي که هر يک دور آن 26000 سال نوري است.

خورشيد در حال حاضر تقريباً در دوران ميانسالي خود به سر مي‌برد و نيمي ‌از عمر خود را سپري کرده است. اين ستاره با سرعتي باور نکردني جرم را در هسته خود به انرژي تبديل مي‌کند؛ يعني در هر ثانيه بيش از 26/4 ميليون تن ماده در هسته خورشيد به انرژي تبديل مي‌شود که اين امر موجب درخشندگي و پرتوافشاني شديد خورشيد مي‌شود. با توجه به سرعت تبديل جرم به ماده در خورشيد، مي‌توان اين‌گونه نتيجه گرفت که تا به امروز خورشيد جرمي ‌معادل با 100 برابر جرم زمين را به انرژي تبديل کرده است. خورشيد از آغاز شکل‌گيري چيزي در حدود 10 ميليارد سال تحت عنوان يک ستاره رشته اصلي به سوختن ادامه خواهد داد.

خورشيد از جرم کافي برخوردار نيست تا بتواند در پايان عمرش به عنوان يک ابرنواختر منفجر شود. اما 5 الي 6 ميليارد سال ديگر خورشيد وارد مرحله‌اي مي‌شود که به آن مرحله غول سرخ گفته مي‌شود. همچنان که سوخت هيدروژني خورشيد مصرف مي‌شود و هسته آن منقبض و هر لحظه گرم‌تر مي‌شود، لايه خارجي خورشيد شروع به بزرگ شدن مي‌کند. پيش از شروع همجوشي هليوم در هسته خورشيد، همجوشي هيدروژن در لايه‌اي اطراف هسته آغاز مي‌شود. سپس در اثر بالا رفتن دماي هسته مرکزي خورشيد همجوشي هسته‌اي هليوم آغاز مي‌شود که منجر به توليد کربن و اکسيژن درون هسته مي‌شود.

ناپايداري دماي داخلي خورشيد منجر به از دست رفتن جرم از سطح خورشيد مي‌شود. از طرفي بزرگ شدن لايه خارجي خورشيد تا جايي ادامه مي‌يابد که اين لايه به نزديكي مدار کنوني کره زمين خواهد رسيد. البته تحقيقات و مطالعات اخير حاکي از آن است که جرمي كه خورشيد قبل از آن که به مدار زمين برسد از سطح خود از دست داده است، منجر به كاهش تاثير گرانشي آن و در نتيجه عقب راندن مدار زمين مي‌شود. به‌طوري‌که زمين در فاصله دورتري از خورشيد قرار خواهد گرفت و هنگامي که لايه خارجي خورشيد به مدار کنوني زمين مي‌رسد، زمين احتمالاً از غرق شدن در دل خورشيد محفوظ خواهد بود.

 در اين مرحله، زمين بخش بزرگي از جوّ خود را از دست خواهد داد؛ تمام آب‌هاي روي زمين در اثر دماي بالاي محيط تبخير خواهد شد و به فضا خواهد گريخت؛ خورشيد به مدت 600 تا 700 ميليون سال بعد از آن، چنان گرم مي‌شود که به يک کوره بسيار داغ تبديل خواهد شد و ديگر براي زندگي به‌گونه‌اي که ما مي‌شناسيم مناسب نخواهد بود.
 
چرخه حيات خورشيد از آغاز پيدايش تا تبديل شدن به يک کوتوله سفيد و خاموش (منبع: ناسا)
 

هنگامي‌که خورشيد در مرحله آخر عمر خود منبسط مي‌شود تا به يک [غول سرخ] تبديل شود، قطرش حدود 150 برابر بزرگ‌تر خواهد شد. گازهاي منبسط‌ شده و داغ خورشيد، رنگ زرد و حرارت خود را از دست مي‌دهند و قرمزرنگ و سرد خواهند شد، اما به دليل بزرگ‌تر شدن سطح خورشيد، درخشندگي آن تا 1000 برابر افزايش مي‌يابد و نور بيشتري از خود ساطع خواهد کرد.

در ادامه فاز غول سرخ، به دليل تغييرات بسيار شديد حرارتي در خورشيد، اين ستاره دائماً بزرگ و کوچک مي‌شود که در اصطلاح به آن تپش خورشيد گفته مي‌شود. در حين اين تپش‌ها، خورشيد لايه‌هاي خارجي خود را از دست خواهد داد و آنها را به فضاي اطراف خواهد انداخت که باعث شکل‌گيري يک [سحابي سياره‌اي] خواهد شد. پس از آنکه خورشيد تمام لايه‌هاي خارجي خود را به دور افکند، تنها بخشي که برجاي خواهد ماند هسته بسيار داغ و درخشان خورشيد خواهد بود که به آن [کوتوله سفيد] گفته مي‌شود. کوتوله سفيد طي ميليارد‌ها سال به مرور و به آرامي‌ سرد شده، به [كوتوله سياه] تبديل خواهد شد. اين سرنوشت براي هر ستاره‌اي که کمتر از چهار برابر جرم اوليه خورشيد يا کمتر از 4/1 برابر جرم نهايي خورشيد جرم داشته باشد، به همين شكل روي خواهد بود.
 

چرخه‌هاي خورشيدي


لکه خورشيدي و چرخه حيات لکه‌هاي خورشيدي

هنگامي که با بهره‌گيري از فيلترهاي مناسب به خورشيد بنگريد اولين چيزي که نظر شما را جلب خواهد کرد، وجود لکه‌هايي تيره روي سطح خورشيد است. علت تيره‌رنگ به نظر رسيدن اين نقاط، پايين‌تر بودن دماي آنها نسبت به ساير نقاط سطح خورشيد است.

لکه‌هاي خورشيدي حوزه‌هايي هستند که به علت وجود فعاليت‌هاي بسيار شديد مغناطيسي در اين نقاط، انتقال حرارت در آنها متوقف شده و هيچ‌گونه جريان همرفتي در اين نقاط وجود ندارد که اين امر مانع از انتقال دماي بسيار بالاي سطح داخلي و بسيار داغ خورشيد به اين نواحي و در نتيجه، سردتر بودن اين نقاط نسبت به ساير مناطق خورشيد مي‌شود. اين مناطق مغناطيسي منجر به گرمايش شديد تاج و شکل‌گيري مناطق فعال در خورشيد مي‌شود و خود، منبع شکل‌گيري [شراره‌هاي عظيم خورشيدي] و [فوران انبوه تاج خورشيدي] به خارج هستند. لکه‌هاي خورشيدي بسيار عظيم، مي‌توانند وسعتي معادل با ده‌‌ها هزار کيلومتر داشته باشند.

تعداد لکه‌هاي خورشيدي قابل رويت ثابت نيستند و در طول يک دوره يازده ساله چرخه خورشيدي تعداد آن‌ها تغيير مي‌کند. در ابتداي هر دوره از چرخه خورشيدي لکه‌هاي خورشيدي کمي قابل رويت هستند و گاهي نيز هيچ لکه خورشيدي مشاهده نمي‌شود. با گذشت زمان و ادامه چرخه خورشيدي بر تعداد لکه‌هاي خورشيدي افزوده مي‌شود. اين لکه‌ها به مرور حرکت کرده و به خط استواي خورشيد نزديک مي‌شوند. لکه‌هاي خورشيدي معمولاً به صورت يک جفت و با قطب‌هاي مغناطيسي مخالف وجود دارند. در هر جفت لکه خورشيدي، قطب مغناطيسي لکه‌ها به طور تناوبي در هر چرخه خورشيدي عوض مي‌شود. بنابراين لکه‌اي که در يک چرخه خورشيدي قطب شمال محسوب مي‌شود در چرخه بعدي قطب جنوبي خواهد بود.

چرخه‌‌هاي خورشيدي تاثير فراواني بر فضاي منظومه شمسي دارد که تاثير آن بر شرايط جوي و آب و هواي زمين نيز کاملاً محسوس و آشکار است. كاهش فعاليت چرخه خورشيد و ظاهر شدن تعداد لکه‌هاي خورشيدي کم، منجر به سرد شدن زمين و بالعكس، فعاليت بالاتر از حد متوسط خورشيد در طي يک چرخه خورشيدي، منجر به گرم‌تر شدن زمين مي‌شود.

در قرن هفدهم، به نظر مي‌رسيد که چرخه خورشيدي براي چند دهه کاملاً متوقف شده باشد، چرا که در طي اين چند دهه تنها چند لکه خورشيدي بسيار کوچک روي خورشيد رصد شد. در اين دوره که به [عصر يخبندان کوچک] موسوم است ساکنان کشورهاي اروپايي دماي آب و هواي بسيار سردي را تجربه کردند.
 

بررسي امکان‌پذيري چرخه بلندمدت خورشيدي و وقوع عصر يخبندان

فرضيه اخير در زمينه چرخه‌هاي خورشيدي حاکي از وجود ناپايداري‌هاي مغناطيسي در هسته خورشيد است. اين فرضيه بيان مي‌کند که اين ناپايداري مي‌تواند موجب تنزل و يا ارتقاي فعاليت خورشيد در طي يک دوره از چرخه خورشيدي شود. بر طبق اين فرضيه، اين اتفاق مي‌تواند هر 41000 يا هر 100000 سال يک‌بار رخ دهد و به اين ترتيب، مي‌توان وجود عصرهاي يخبندان را توضيح داد. اين فرضيه نيز همانند ساير فرضيه‌‌هاي اخترفيزيک به طور مستقيم قابل آزمايش و تجربه‌پذير نيست.


مسأله نوترينوي خورشيدي

سال‌هاي بسيار زيادي تعداد نوترينوهايي که از خورشيد جدا شده و روي زمين آشکار مي‌شد، تنها يک سوم تا نصف تعدادي را شامل بود که توسط مدل‌‌هاي خورشيدي استاندارد تخمين زده مي‌شد. اين نتيجه غيرعادي و خلاف قاعده را مسأله نوترينوي خورشيدي ناميدند.     

نوترينو ذره‌اي بنيادي و خنثي است که در ضمن واپاشي بتاي هسته‌هاي اتمي ‌همراه با الکترون يا پوزيترون گسيل مي‌شود. همانند نوترون، نوترينو نيز بار الکتريکي ندارد؛ نوترينو با الکترون‌ها عملاً اندرکنش نمي‌کند و باعث يونش قابل‌توجه محيط نمي‌شود. نوترينو ذره بنيادي ناپايدار و سبکي است که جرمش در حدود 200/1 جرم الکترون است. افزون بر اين، برهمکنش نوترينو با هسته‌ها خيلي ضعيف است.

انرژي الکترون حاصل از واپاشي ذره بتا مي‌تواند مقادير مختلف، از صفر تا مقدار ماکزيمم معين W را داشته باشد. مهم است بدانيم که اين مقدار ماکزيمم درست برابر با انرژي دروني آزاد شده در ضمن واکنش مذكور است. براي سازگاري با قانون بقاي انرژي بايد فرض کرد که در جريان واپاشي ذره بتا همراه با الکترون يک ذره ديگر نيز (يعني نوترينو) تشکيل مي‌شود.

اين ذره انرژي اي را با خود حمل مي‌کند که مکمل انرژي الکترون تا W است. اگر نوترينو انرژي‌اي نزديک به W با خود حمل کند، انرژي الکترون نزديک به صفر است. اگر انرژي نوترينو کم باشد، برعکس، انرژي الکترون نزديک به W است. تحليل تفضيلي از واپاشي به دلايل متقاعدکننده ديگري بر گسيل نوترينو در اين فرايند دلالت دارد.

در هر ثانيه 1012 عدد نوترينو از بدن ما عبور مي‌كند، اما از آنجا كه نوترينوها تقريباً هيچ‌گاه بر ماده تاثيري نمي‌گذارند، ما متوجه عبور آنها نمي‌شويم و درست به همين دليل است كه مي‌توانند به آساني از مركز خورشيد، جايي كه حركت فوتون‌ها به دليل چگالي بالا قرن‌ها طول مي‌كشد، به بيرون گسيل شوند.

هرچند نوترينوها را نمي‌توان به راحتي به كمك آشكارسازها شكار كرد، اما برخي فعل و انفعالات هسته‌اي را مي‌توان به كمك نوترينوها تسريع كرد و از اين طريق به وجود آن‌ها پي‌برد. با اين وجود، باز هم تعداد نوترينوهايي كه در اين آزمايش‌ها به دست مي‌آمد، يك‌سوم تعداد كل نوترينوهايي بود كه بر اساس مدل‌هاي رايانه‌اي پيش‌بيني مي‌شد.

براي توجيه مسأله نوترينوي خورشيدي، فرضيه‌هاي مختلفي بيان شد که در آنها سعي شده بود با بيان اين موضوع که دماي داخلي خورشيد کمتر از آنچه که تخمين زده مي‌شود است، مسأله کم بودن شار نوترينوهاي دريافتي روي زمين توجيه شود. همچنين به اين موضوع نيز اشاره شده بود که نوترينوها هنگامي‌که فاصله بين خورشيد تا زمين را طي مي‌کنند، داراي نوساناتي مي‌شوند که ممکن است همه آنها توسط آشکارسازهاي روي زمين شناسايي و دريافت نشوند.

به همين جهت در دهه 1980، چندين رصدخانه آشکارساز نوترينوي بسيار دقيق مانند [رصدخانه نوترينوي سادبري] در كانادا و [رصدخانه کميوکنده] در ژاپن ساخته شد تا دانشمندان بتوانند با دقت هرچه بيشتري تعداد نوترينوهاي دريافتي را اندازه بگيرند. نتايج اين تحقيقات در نهايت منجر به کشف اين موضوع شد که نوترينوها داراي [جرم ساکن]  بسيار کوچکي هستند که به‌راستي مي‌توانند دچار نوسان شوند.

 افزون بر اين، در سال 2001 دانشمندان رصدخانه سادبري موفق شدند هر سه نوع نوترينوي دريافتي (نوترينوي الكتروني، [موئون]، و [تائو]) را به طور مستقيم شناسايي و آشکار کنند و به اين ترتيب انتشار نوترينوي خورشيد به طور کلي با نتايج حاصل از شبيه‌سازي استاندارد خورشيد مطابقت داشت، هرچند که با توجه به ميزان انرژي نوترينوها، تنها يک سوم نوترينوهاي ديده شده روي زمين از نوع الکتروني هستند.

نوترينوهاي الكتروني تنها يكي از سه نوع نوترينويي هستند كه به نظر مي‌رسد وجود داشته باشند. از آنجا كه آشكارسازهاي اوليه تنها قادر به نشان دادن اين دسته از نوترينوها بودند، تعداد كل نوترينوهايي كه از خورشيد به زمين مي‌رسيد، يك سوم كل نوترينوهايي به دست آمد كه بر اساس مدل‌هاي رايانه‌اي و محاسبات عددي همجوشي هسته‌‌اي هيدروژن در مركز خورشيد به وجود مي‌آمدند. بنابراين سرانجام مسأله نوترينوي خورشيدي که سال‌ها بي‌پاسخ مانده بود، حل شد.
 

گرمايش تاج خورشيدي

سطح قابل‌رويت و نوراني خورشيد (شيدسپهر) داراي درجه حرارتي معادل با 6000 کلوين است که بالاي اين منطقه و پس از فام‌سپهر، تاج خورشيدي با دمايي معادل با 1،000،000 کلوين قرار دارد. دماي بسيار بالاي اين منطقه نشان‌دهنده آن است که اين ناحيه توسط منبع ديگري به غير از گرماي گسيل‌شده از شيدسپهر تا به اين حد گرم مي‌شود.
 
اين‌گونه تصور مي‌شود که انرژي لازم براي گرم کردن هاله خورشيد توسط جريان‌هاي بسيار متلاطم و سرکش لايه انتقال حرارتي که زير شيدسپهر قرار دارد، تامين مي‌شود که براي توجيه چگونگي آن دو نوع سازوكار متفاوت مطرح مي‌شود. سازوكار اول شامل گرمايش موجي است و شکل‌گيري امواج صوتي، امواج گرانشي و امواج هيدروديناميکي مغناطيسي در اثر وجود جريان‌هاي آشفته و متلاطم را شرح مي‌دهد. اين امواج پس از توليد به سمت بالا رفته و با برخورد به تاج خورشيدي باعث از همپاشي و آزاد شدن انرژي به صورت انرژي گرمايي مي‌شود و سازوكار دوم شامل گرمايش مغناطيسي است که در اين سازوكار، انرژي مغناطيسي به طور متداوم توسط جريان‌هاي موجود در شيدسپهر ساخته مي‌شود و به سمت نواحي مغناطيسي و لکه‌هاي خورشيدي و در قالب شراره‌ها و شعله‌هاي بسيار عظيم خورشيدي رها مي‌شود. همين امر منجر به گرمايش تاج خورشيدي از طريق فرايندهاي بي‌شمار مشابه با سازوكار اول اما در مقياس کوچک‌تر مي‌شود.
 

خورشيد جوان کم‌نور

مدل‌ها و فرضيه‌‌هاي مطرح شده در مورد فعاليت‌هاي خورشيدي حاکي از آن است که از 5/2 تا 8/3 ميليارد سال پيش که به آن [دوره آركين] گفته مي‌شود، خورشيد تنها به اندازه 75% حال حاضر روشن و درخشان بوده است. چنين ستاره ضعيف و کم‌نوري قادر نبود به شکل‌گيري و پايدار نگه‌داشتن آب به‌صورت مايع روي سطح زمين کمک کند، بنابراين مي‌توان نتيجه گرفت که طي اين دوره حيات روي زمين وجود نداشته است.
 
البته شواهد زمين‌شناسي موجود بيانگر آن است که زمين همواره در طول تاريخ حياتش در محدوده دمايي نسبتاً مساعد و ثابتي قرار داشته است و حتي گفته مي‌شود که زمين جوان از امروز اندکي گرم‌تر بوده است. دانشمندان بر سر اين موضوع توافق‌نظر دارند که جوّ زمين جوان داراي مقادير بسيار بيشتري گازهاي گلخانه‌اي (مانند دي‌اکسيدکربن، متان و آمونياک) نسبت به امروز بوده است که به واسطه آن با وجود کم‌نور و ضعيف بودن انرژي دريافتي از خورشيد، جوّ زمين قادر بوده است گرماي کافي را روي زمين نگه دارد و مانع از فرار گرما از سطح زمين شود.
 
+ نوشته شده در  شنبه بیست و چهارم مهر 1389ساعت 10:45  توسط شکوفه سیفی  |