نگاه اجمالی

تاکنون نظریات زیادی در مورد منشا منظومه شمسی و زمین ارائه شده است، در میان آنها ، دو نظر اساسی وجود دارد. اولی فرضیه برخورد نزدیک نام گرفته است. بر این پایه است که سیاره‌ها ، از مواد جدا شده از خورشید ، تشکیل شده‌اند. بر طبق آن ، کشش گرانشی یک ستاره یا دنباله‌دار به حدی بوده است که هنگام عبور از کنار خورشید مقداری از ماده آن را بیرون کشیده است. زمین ما عضوی از خانواده خورشید است.

منظومه شمسی نه سیاره اصلی تعداد زیادی قمر طبیعی (اقمار) ، تعداد زیادی سیارکها ، تعداد نامعلومی ستاره‌های دنباله‌دار به همراه شهابها ، شهاب سنگها به دور خورشید در حال گسترش هستند.

محتویات منظومه شمسی

تمامی اجرامی که تحت نیروهای گرانشی خورشید در مدارها در گردشند، منظومه شمسی را تشکیل می‌دهند. این اجرام بر اساس جرمشان در سلسله مراتب مشخص قرار دارند، در راس آنها خورشید واقع است، سپس سیارات ، اقمار و حلقه‌های آنها ، خرده‌های بین سیاره‌ای (ستاره‌های دنباله‌دار ، سیارکها ، شهابها) و در آخرین مرتبه گازها و گرد و غبار بین سیاره‌ای قرار دارند.

نظریه برخورد نزدیک

در اوایل قرن بیستم میلادی دو اخترشناس امریکایی نظریه برخورد نزدیک را ارائه دادند که بنا به عقیده آنها ، ذراتی از ماده خورشید ، در اثر برخورد نزدیک یک ستاره دیگر بیرون ریخته است. بعدا این ذرات به همدیگر پیوسته و اجرام بزرگی را تشکیل می‌دهند که از این اجرام بزرگ ، سیاره‌ها بوجود آمده‌اند.

فرضیه کانت – لاپلاس

نظریه مهم دیگر در سال 1755 میلادی (1134 شمسی) بوسیله فیلسوف آلمانی ، امانوئل کانت ، مطرح شد. نظر کانت به عقیده قابل قبول امروزی شبیه است. بر طبق آن ، منظومه شمسی از یک ابر گاز و غبار در حال چرخش ، شکل گرفته است. نظر کانت بوسیله ریاضیدان فرانسوی به نام پیر دو لاپلاس بسط داده شد. فرضیه کانت – لاپلاس ، یک ابر بسیار بزرگ از گازهای داغ را ترسیم می‌کند که به دور محور خود می‌چرخد. کانت و لاپلاس ، این ابر بزرگ را سحابی نامیده‌اند.

سرد شدن گاز سحابی ، باعث انقباض آن می‌شود. در این ضمن ، با انقباض جرم اصلی ، حلقه‌هایی از گاز در اطراف آن باقی می‌مانند. این جرم اصلی همان خورشید است. حلقه‌ها ، در اثر نیروی گریز از مرکز (نیرویی است که اجسام در حال چرخش را به طرف بیرون از مرکز چرخش می‌راند.) از مرکز دور می‌شوند. بنابراین فرضیه ، حلقه‌های جدا از هم ، منقبض شده و سیاره‌ها را بوجود آورده‌اند. دانشمندان در درستی این نظر تردید دارند، چرا که گازهای داغ گرایشی به انقباض ندارند، بلکه در فضا گسترش می‌یابند.

نظریه جدید ابرغبار

فیزیکدان آلمانی کارل فون وایتسزیکر بنیاد اصلی تئوری جدید ابر غبار را پیشنهاد کرد. بعد از آن اخترشناس امریکایی به نام جرارد کویپر نظر وایتسزیکر را به‌صورت تئوری جدید منشا منظومه شمسی تکمیل کرد. سیارات منظومه شمسی ، از همان گاز و غباری شکل گرفته‌اند که خورشید از آن پدید آمده است. ابر بزرگ با گردش خود در فضا به بخشهای کوچکتری تقسیم شده است.

ذرات موجود در این بخشها ، همدیگر را جذب کرده‌اند و سرانجام سیاره‌ها را بوجود آورده‌اند. بیشتر مواد ابر اصلی در اثر تابش خورشید از آن دور شده‌اند، ولی پیش از آنکه خورشید ، حالت ستاره به خود گیرد، اندازه سیاره‌ها به حدی رسیده بود که می‌توانستند در مداری به دور آن باقی بمانند یا گردش کنند.

شکل گیری منظومه شمسی

شکل گیری منظومه شمسی از دید دینامیک

منظومه شمسی یک ساختار منظم را برحسب خواص فیزیکی‌اش نشان می‌دهد، بطوری که اگر از بالای قطب شمال خورشید دیده شود، منظومه شمسی قواعد زیر را پیدا می‌کند:

• سیارات در خلاف جهت عقربه‌های ساعت در اطراف خورشید می‌گردند، خورشید نیز در همان جهت به دور خود می‌چرخد.
• به استثنای عطارد و پلوتو ، اکثر سیارات دارای صفحات مداری هستند که فقط بطور جزئی با صفحه دایرة‌البروج شیب دارند، مدارها تقریبا هم صفحه هستند.
  به استثنای عطارد و پلوتو ، سیارات در مدارهایی می‌گردند که خیلی به دایره نزدیک هستند.
• به استثنای زهره و اورانوس ، سیارات در خلاف جهت عقربه‌های ساعت (یعنی در همان جهت حرکت مداریشان) به دور خود می‌چرخند.
• اکثر قمرها در همان جهتی که سیارات مادرشان به دور خود می‌چرخند و در نزدیکی صفحات استوایی سیارات قرار دارند.
• ستاره‌های دنباله‌دار با دوره تناوب طولانی ، مدارهایی دارند که از همه جهات و زوایا می‌آیند، بر خلاف مدارهای هم صفحه سیارات ، اقمار ، سیارکها و ستاره‌های دنباله‌دار با دوره تناوب کوتاه.
• سه عدد از سیارات مشتری‌گون شناخته شده‌اند که دارای حلقه هستند.

شکل گیری منظومه شمسی از دید شیمی

تشکیل یک سیاره مستلزم یک فرآیند چند مرحله‌ای است، اولا دانه‌های جامد متعلق به سحابی خورشید متراکم می‌شوند. ثانیا این ذرات باهم یکی شده و اجرام آسمانی بزرگ به نام ریز سیارات را شکل می‌دهند که سپس تصادم کرده و برای تشکیل پیش سیارات با هم یکی می‌شوند و به سیارات امروزی متحول می‌گردند. ترکیبات شیمیایی سیارات بوسیله فرآیندی به نام تسلسل تراکم از روی تراکم دانه‌ها تعیین می‌شوند. ایده اولیه تسلسل تراکم این است:

مرکز سحابی باید در دمایی برابر چندین هزار درجه کلوین بوده باشد. در اینجا دانه‌های جامد ، حتی ترکیبات آهن و سیلیکاتها نمی‌توانستند متراکم شوند. در جای دیگر که مواد می‌توانستند به عنوان دانه‌های جدید متراکم شوند، به‌صورت زیر به دما بستگی داشت:

پایینتر از 2000 کلوین ، دانه‌های ساخته شده از مواد خاکی متراکم شدند، زیر 273 کلوین دانه‌های مواد خاکی و یخی هر دو می‌توانستند شکل بگیرند. در دمای متفاوت گازهای موجود و جامدات حاضر بطور شیمیایی برهمکنش کرده و ترکیبات متنوعی را تولید می‌کنند. اگر دمای سحابی به سرعت از مرکز به طرف بیرون کاهش یابد، چگالیها و ترکیبات سیارات می‌توانند با تسلسل تراکم توضیح داده شوند.

کیهان شناسی (Cosmology)

نگاه اجمالی

مطالعه کائنات از زمین و آسمان و خورشید آغاز شد. انسانهای دوره ما قبل علم عقیده داشتند که در مرکز جهان هستند و خورشید و سایر سیارات به گرد زمین مرکزی می‌گردند. کپرنیک مرکز عالم را در نزدیکی خورشید فرض کرد که زمین نیز همراه سایر سیارات به گرد آن می‌چرخد. گالیله هم به کمک تلسکوپ خود واقعیاتی را جهت نظام جهانی پیشنهادی کپرنیک کشف کرد.

کپلر ، اسحاق نیوتن ، … کائنات را فراتر از گذشته گسترش دادند و درگیری با مسایل کیهانی ادامه داشت تا اینکه آلبرت انیشتین در 1915 با ارائه نظریه نسبیت عام نشان داد که فضا و ماه محدود ، ولی نامحصور است که می‌تواند منبسط یا منقبض شود. او کائنات را دارای تاریخ دانست. در این دوره که به دوره کیهانی معروف شده فکر بشر معطوف به گذشته جهان شد و دانشمندان در سراسر جهان اکنون در فکر پاسخ به این سوالات هستند که :

• جهان در گذشته چگونه بوده است؟
• آینده جهان چه خواهد بود؟
• فرآیند تکوین کیهان تا کی ادامه خواهد یافت؟ و …

علم کیهان شناسی

کیهان شناسی شاخه‌ای از علم ستاره شناسی است که به مطالعه آغاز ساختار کلی و تکاملی جهان می‌پردازد. ستاره شناسان با استفاده از علم ریاضی‏‏‏‏ الگوهایی فرضی از جهان ساخته و مشخصات این الگوها را با جهان شناخته شده مقایسه می‌کنند. کیهان شناسی ، گذشته ، حال و آینده کائنات را بررسی می‌کند. کائنات تمام چیزهای موجود در عالم را شامل می‌شود: چه مرئی باشد چه نامرئی ، چه کشف شده باشد چه کشف نشده باشد.

تاریخچه و سیر تحولی کیهان شناسی

• اقلیدس ، ریاضیدان یونانی ، (حدود 300 سال قبل از میلاد) ، با استفاده از سه بعد طول ، عرض و ارتفاع ، فضا را تعریف کرد. تعریفی که اسحاق نیوتن (1727 - 1643) ، فیزیکدان و ریاضیدان انگلیسی ، از جهان ارائه داد. مطابق با نظریات اقلیدس بود . فضایی لایتناهی که با استفاده از سه بعد طول ، عرض و ارتفاع تعریف می شد. اما نظریه فضای لایتناهی عاری از مشکل نیست. طبق قضیه اولبرس که از نام ستاره شناس آلمانی ، ویلهلم اولبرس (1840 - 1758) گرفته شده ، اگر ستارگان به یک شکل در تمام فضای لایتناهی پراکنده شوند، در تمامی جهات ستاره‌ای وجود خواهد داشت. اگر چیزی در مسیر ستارگان دور دست قرار نگیرد تمام آسمان درخشندگی خورشید را خواهد داشت که عملا چنین نیست.

• آلبرت انیشتین (1955 - 1879) ، دانشمند آمریکایی آلمانی تبار ، با ارائه نظریه نسبیت عام در سال 1915 مشکل نظریه نیوتن را حل کرد. آلبرت انیشتین نشان داد که فضا و ماده موجود در آن ، محدود اما نامحصور است (یک جهان دو بعدی به شکل سطح یک کره را تصور کنید، این جهان محدود خواهد بود اما هیچ لبه یا حصاری نخواهد داشت). جهان محدود اما نامحصور آلبرت انیشتین ، ساکن است اما به آسانی می‌تواند منبسط یا منقبض شود.

• نظریه انبساط جهان با کشفی که ادوین هابل (1953 - 1889) ، ستاره شناس آمریکایی ، به عمل آورد، قوت گرفت. او دریافت که کهکشانها در حال حرکت در جهان هستند. او همچنین متوجه شد که کهکشانهای دورتر ، سریعتر از کهکشانهای نزدیکتر حرکت می‌کنند. در سال 1931 ، ژرژ لومتر (1966 - 1894) ، دانشمند بلژیکی ، اعلام کرد که عامل این انبساط ، تجزیه خود بخود آنچه که او اتم اولیه نامیده است (اتم اولیه یک ماهیت تنهاست که در برگیرنده تمام ماده و انرژی موجود در جهان است).

• فرد هویل ، ستاره شناس انگلیسی ، حاضر به پذیرفتن نظریه انفجار بزرگ نبود و آنرا به تمسخر گرفت. در عوض او معتقد به یک اصل کامل ستاره شناسی بود و در سال 1948 اعلام کرد که جهان در هر زمان و مکانی که مورد آزمایش قرار گیرد باید یکسان به نظر رسد. یا به عبارت خلاصه‌تر ، جهان دارای حالتی پایدار است. طبق نظر هویل ، بوجود آمدن مداوم ماده در سرتاسر فضا باعث ایجاد توازن در انبساط جهان شده و حالت پایای آنرا حفظ می‌کند (سرعت بوجود آمدن ماده که حدود یک اتم هیدروژن در یک لیتر در هر 20 سال می‌باشد بقدری کند است که قابل مشاهده در آزمایشگاه نیست). بین نظریه‌های جهان پایدار و انفجار بزرگ چند تفاوت اساسی وجود دارد. مثلا طبق نظریه حالت پایا ، اندازه و چگالی کهکشانهای جدید و قدیم در سراسر جهان بایستی یکسان باشد. اما طبق نظریه انفجار بزرگ ، اندازه و چگالی اجسام جدیدتر بایستی مطابق با میزان فاصله‌شان افزایش یابد.
  
  
  
   

نظریه‌های متداول در پیدایش جهان

نظریه انفجار بزرگ (Big Bang)

طبق این نظریه که مقبولترین نظریه در پیدایش جهان است، همه ماده و انرژی که هم اکنون در جهان وجود دارد، زمانی در گوی کوچک بی‌نهایت سوزان ولی فوق‌العاده چگال متمرکز بوده است. این آتشگوی کوچک حدود 15 میلیارد سال قبل منفجر شد و همه مواد در فضا پخش شدند. با گذشت زمان این گسترش و پراکندگی ادامه یافت. تراکم توده‌هایی از این مواد در نواحی مختلف باعث بوجود آمدن ستارگان و کهکشانها در فضا شد، ولی گسترش همچنان ادامه دارد.

نظریه جهان نوسان کننده

مطابق این نظریه ، انبساطی که با انفجار بزرگ آغاز شد، بر اثر نیروی گرانشی سرانجام متوقف شده و منقبض خواهد شد، تا مجددا همه جهان به آتشگوی اولیه باز گردد. سپس انفجار دوم روی خواهد داد و روند فوق در سیکلی دو برابر تکرار خواهد شد.

نظریه جهان پایدار

بنابر این نظریه ، جهان آغاز و انجام ندارد و همیشه به همان صورتی بوده و خواهد بود که اکنون به چشم ناظر می‌آید. در این نظریه ماده بطور مداوم در جهان تولید می‌شود تا چگالی جهان ثابت بماند.

آینده جهان

هرسه مورد فوق نظریاتی فرضی هستند، با قبول دو نظر اول ، اگر نیروی گرانشی کل کائنات به اندازه کافی نیرومند باشد، روزی انبساط جهان پایان خواهد یافت و کائنات با روندی معکوس مراحل عظیم انفجار بزرگ را تجربه خواهد کرد. این احتمال را کائنات بسته می‌گویند. ولی اگر گرانش نیروی دوم برای عقب کشیدن کهکشانها را نداشته باشد، انبساط کائنات تا ابد ادامه خواهد یافت. این احتمال را هم کائنات باز می‌گویند. نظریه سوم تا آینده بی‌نهایت جهان را بی‌تغییر می‌داند.

هر چند که ماهیت اجسام شبه ستاره‌ای هنوز بطور کامل شناخته نشده است، چنین به نظر می‌رسد که اجسامی جوان و متراکم باشند که فقط در پایانه‌های جهان مرئی یافت می‌شوند. وجود شبه ستاره‌ها باعث شد تا بسیاری به اعتبار نظریه حالت پایا مشکوک شوند. با کشف تشعشع میکرو ویو زمینه کیهان توسط آرنو پنزیس (1936 - 1933) و رابرت ویلسون در سال 1965 ، نظریه حالت پایا اعتبار خود را تقریبا بطور کامل از دست داد. تشعشع مایکرو ویو زمینه کیهان توسط جورج گاموف (1968 - 1904) ، ستاره شناس آمریکایی اوکراینی تبار ، پیش بینی شده بود و امروزه به عنوان بازتابی از انفجار بزرگ تصور می شود.

بشر و کیهان شناسی

موارد فوق همه احتمالات مسئله هستند و ما همواره با این پرسشها روبرو هستیم که آیا کائنات روزی خود را با تمامیت واقعیت شکوهمندش بر ما آشکار خواهد ساخت؟ این امر غیر ممکن می‌نماید، ولی بشر هیچگاه از پژوهش دست بر نخواهد داشت. پس از کائنات بیگ بنگ به ساختن کائناتهای دیگری ادامه خواهد داد. کائناتی که روز به روز به کائنات حقیقی نزدیکتر خواهند شد بی آنکه به آن برسند.

نگاه اجمالی

بلور شناسی ، علم مطالعه بلورهاست. با ارائه روشی برای توضیح چگونگی تعیین خواص فیزیکی ماده از روی سطح آن ، یعنی اصل تقارن بلور شناسی بصورت علمی مستقل در آمد. در دهه 1880 ، فیزیکدانان شواهد کافی گرد آورده بودند که پدیده‌های مختلفی از قبیل در شکستگی ، انبساط گرمایی ، وقف الکتریسیته و پیزو الکتریسیته را باید با استفاده از شکل بلور توضیح داد. برای مطالعه بلورها روشهای مختلفی وجود دارد که از مهمترین آنها بلور شناسی توسط اشعه ایکس و روشهای پراش الکترون.

سیر تحولی و رشد

مطالعه بلورها به دوران یونانیها و رومیها و مطالعات کوارتزهای گوناگون ، توسط ننوفراستو و پلینیو ، باز می‌گردد. در سده هفدهم نخستین تلاشها برای توصیف نظم ساختاری بلورها به عمل آمد. رابرت هوک اظهار داشت که مشکل کوارتز را با فرض این که کوارتز از آرایش تناوبی کره‌هایی تشکیل شده باشد، می‌توان توضیح داد. کریستیان هویگنس به منظور توصیف پدیده دو شکستی نور ، فرض کرد که کلسیت از آرایش تناوبی بیضیهای دوار تشکیل شده است. در سال 1784 ، ژنه ژوست هادی این فرض را مطح کرد که در بلورها مولکولها در گروههایی به شکل متوازی السطوح قرار گرفته‌اند. در آرایش فضایی این گروهها می‌تواند شکل بلوری ماکروسکوپیکی مشاهده شده را توضیح دهد.

در سال 1827 اوگوست کوشی معادله مربوط به کشسانی را بدست آورد و با این مطالعات و با استفاده از بیست و یک پارامتر توانست شرح دهد، چگونه جسم جامد تحت اثر کنش خارجی معلوم کرنش می‌کند. او به مطالعات خود ادامه داد و دریافت که برای توصیف بلورها با توجه به طبیعت شبکه‌ای‌ آنها به پارامترهای کمتری نیاز است. پنج سال بعد توانست ارنست نویمن این نتیجه‌ها را برابر مطالعه برهمکنش میان نورد ماده بر اساس مکانیک بکار برد. او فرض کرد که نور از ذرات خردی درست شده است. دانشجوی وی والدر سار فوگست که بعدها استاد دانشگاه کوتینگتون شد، نخستین کسی بود که تمام اطلاعات و دستاوردهای مربوط به ارتباط میان خواص فیزیکی و ساختار بلورها را در تناوبی گرد آورد.

بلورشناسی نوین

در سال 1912 ، بلورشناسی نوین متولد یافت. در آن سال ماکس و گروهش تصویری از پراش پرتوهای ایکس توسط بلور 3ns بدست آوردند. این آزمایشها سرشت موجی پرتوهای ایکس را ، که ویلهم کنراد رونتگن در اواخر سده نوزدهم کشف کرده بود و همچنین آرایش تناوبی خوشه‌های اتمها را در دوران بلور به اثبات رساند. ویلیام لارش براک و پدرش ، ویلیام هنری براگ در همین زمینه به پژوهش پرداختند و معادله مشهور زیر را بدست آوردند:

که در آن d فاضله میان صفحه‌ای خانواده معینی از صفحه‌های بلوری ، n که مرتبه بازتاب نامیده می شود، عدد طبیعی λ طول موج ایکس مورد استفاده و Ө زاویه فرود و زاویه بازتاب باریکه است. این معادله می‌گوید که کدام زاویه برای بازتاب با طول موج و خانواده صفحه‌های خاص مناسب است، بازتابهایی که از لحاظ هندسی مجازند در طبیعت یافت می‌شوند.

بلور شناسی با پرتو ایکس

اگر نمونه‌ای از تک بلور را با استفاده از پرتوهای سفید ایکس ، پرتوهایی که نه یک طول موج ، بلکه گستره‌ای از طول موجها را در بردارد مورد مطالعه قرار دهیم. نقش خون لاوه بدست می‌آید تحت این شرایط در معادله 2dsinӨ = nλ می‌تواند مقادیری زیاد داشته باشد. اما Ө زاویه‌ای میان پرتو فرودی و صفحه ، برای یک خانواده صفحات خاص مقداری ثابت است. معمولا طول موجی مانند λ وجود دارد که در معادله براگ صدق می‌کنند و بازتاب رخ می‌دهد.

اگر نمونه‌ای را با فیلم عکاسی یا آشکارسازی جدید دیگری احاطه کنیم. در نقاط مختلف روی فیلم لکه‌هایی بدست می آوردیم که به پرتوهای بازتابیده از خانواده‌های مختلف صفحات بلور مربوط می‌شوند. با پردازش این داده‌ها به طریق ریاضی به آنچه نقش پراشی را بوجود می‌آورد می‌توان پی برد. در نتیجه ، ساختار میکروسکوپی بلور را معین می‌کند، یعنی می‌توان فهمید شبکه بلوری این ساختار چگونه است و چه اتمهایی در تلاقی شبکه‌ای قرار دارند.

روش پودری

برای مطالعه بلور شناسی توسط اشعه ایکس روشهای استاندارد دیگری هم وجود دارند که در این میان روش پودر از همه رایجتر است. در روش پودر بجای تک بعدی از نمونه‌ای استفاده می‌شود که بصورت بلورهای کوچکی به ابعاد 1µm یا کمتر خرده شده است. در این روش باریکه تک فام از پرتوهای ایکس به نمونه تابیده می‌شود. و در این حال برای هر خانواده خاصی از صفحات تعداد زیادی بلورک با سمتگیری مناسب پیدا می‌شوند که بازتاب براگ فرودی است. اما تند چتری که هر تکه از پارچه آن با دسته چتر زاویه‌ای یکسان می‌سازند. باریکه‌های بازتابیده روی مخروطی قرار می‌گیرند که گشودگی آن دو برابر گشودگی مخروط قبلی است. زیرا باریکه بازتابیده نسبت به باریکه اولیه زاویه 2Ө می‌سازد و این در حالی است که زاویه بین صفحه و باریکی اولیه برابر Ө است.

اگر فیلم عکاسی را در راه باریکه خروجی قرار دهیم، از تلاقی مخروط اخیر با صفحه عکاسی یک دایره بدست می‌آید: فیلم عکاسی را معمولا به شکل نوار باریک دایره‌ای در می‌آوردند و آنرا روی صفحه‌ای که شامل باریکه خروجی است قرار می‌دهیم. فیلم را سوراخ می‌کنند تا باریکه بتواند به نمونه برسد. از تلاقی مخروطهای بازتابشی مربوط به صفحه‌های مختلف بلور فیلم نقش پراشی خطی بدست می‌آید.

بلور شناسی به روش پراش الکترون

در آغاز دهه 1990 روشهای جدیدی پیدا شدند که مشاهده مستقیم سطحهای بلورین را امکان می‌سازند. درک تغییرات ریخت شناسی که هنگام رویاندن بلور برای کاربردهای الکترونیک روی می‌دهند. با استفاده از پراش الکترون بجای پرتو ایکس و تحت زاویه‌ای کم از سطح بلورها حاصل شده است. با استفاده از میکروسکوپ تونلی روبشی برای نخستین بار ، امکان مشاهده مستقیم ساختار شبکه‌ای بلورها از طریق مشاهده اتم منفرد فراهم شد.

 مقدمه

شفق قطبی چگونه تشکیل می‌شود؟

ارتفاع شفقهای قطبی

دوره تناوب ظهور شفق های قطبی

سایر پدیده‌های زیبای جوی

فرضیه بیرکلند در مورد لکه‌های خورشیدی

 مقدمه

زبانه‌ها و شعله‌های خورشیدی

باد خورشیدی

مسیر نامنظم دو میلیون سال طول می کشد تا انرژی تولید شده در مرکز خورشید به سطح آن رسیده و بصورت نورو گرما تابش کند، سپس بعد از فقط 8 دقیقه این انرژی به زمین می رسد.

چرخه‌ها و لکه‌های خورشیدی

مرگ خورشید