مقدمه

سحابی سر اسب سحابی تاریک سر اسب ، روی سحابی تابانی که در پشتش قرار دارد، سایه می‌اندازد.

سحابیهای تاریک

سحابیهای سیاره‌ای

سحابی دمبلی این تصویر کامپیوتری ، سحابی‌ای را به شکل ساعت شنی نشان می‌دهد که از گازهای دفع شده ستاره مرکزی ایجاد شده است.

امواج انفجاری

سحابیهای تابان

سحابی سه شاخه این سحابی ترکیبی عجیب از یک سحابی نشری صورتی و یک سحابی بازتابی آبی است.

بقایای ابر نواختری

سحابی انکساری

حلقه دجاجه این تصویر ته مانده ابر نواختری ، گازی میان ستاره‌ای را نشان می‌دهد که با موج ضربه‌ای ابرنواختر گرم شده است.

سحابیهای خارج کهکشانی

مقدمه

دانشمندان قرن نوزدهم ، خورشید را سرچشمه جویباری از ذرات ابر گونه‌ای که در فضای بین سیارات روان است، می‌پنداشتند و بر این اعتقاد بودند که پدیده‌هائی چون فروغهای قطبی و توفانهای مغناطیسی (که اختلالاتی را در میدان مغناطیس زمین موجب می‌گردد.) از برخورد ابر گونه مزبور با جو زمین پدید می‌آیند.

نظریات

این نظریه در سال 1900 بوسیله الیور لوچ انگلیسی چاپ و منتشر گردید و حدود سی سال بعد یعنی در سال 1932 جی. بارتلز خاطر نشان ساخت که ارتباطی میان توفانهای مغناطیسی و فعالیت مشعلهای خورشیدی موجود نیست و احتمالاً این پدیده را بایستی با دوره چرخش 27 روزه خورشید مربوط دانست. به گمان بارتلز اختلالات مغناطیسی زمین بر اثر فعالیت مناطقی از خورشید که آنها را مناطق می‌نامید، ایجاد می‌گردد.

نتایج حاصله از بررسی دنباله یا گیسوی ستارگان دنباله‌دار بر نظریه گسیلش ذرات خورشیدی نیرو بخشید و در سال 1958 ای.ان پارکر ثابت نمود که ذراتی از تاج خورشیدی جدا گردیده و از هر سو در فضای بین سیارات به حرکت در می‌آیند و پدیده‌ای را به نام باد خورشیدی بوجود می‌آورند. به گمان پارکر ، دمای فوق العاده زیاد تاجهای خورشیدی ، فشارهای زیادی را موجب گردیده و به جریان برونسوی مواد خورشیدی می‌انجامد.

از آنجائی که هیچ مانع خارجی در سر راه مواد مزبور وجود ندارد. لذا از سرعت جریان آنها کاسته می‌گردد و به سان گلوله‌ای که در سراشیب غلطان است، همچنان به راه خود ادامه می‌دهند. منشأ این پدیده همانا تاج خورشیدی است که بسا در سرشت خود همواره در انبساط و پراکنش بوده و برای جایگزینی مواد از دست رفته از لایه‌های زیرین خویش تغذیه می‌کند. اما اینکه مکانیسم تغذیه دقیقاً چگونه عمل می‌کند؟ هنوز به درستی روشن نیست.

نتایج بدست آمده از کاوشهای فضائی کشورهایی چون اتحاد جماهیر شوروی و آمریکا (بویژه مارینر2) مداومت باد خورشیدی را ثابت می‌سازد و با آغاز عصر فضا ، تحقیق در زمینه آشنایی با این مکانیسم با جدیت هر چه تمامتر دنبال می‌گردد و هر روز بر آگاهی با در مورد شناخت پدیده باد خورشیدی افزوده می‌شود.

ویژگیهای باد خورشیدی

باد خورشیدی بطور پیوسته و با سرعت بین 200 تا 900 کیلومتر در ثانیه در فضای میان سیارات می‌وزد (رقم بین 400 تا 500 کیلومتر در ثانیه را می‌توان سرعت متوسط بادهای خورشید محسوب داشت) و ذراتی که بوسیله باد خورشیدی حمل می‌شوند حدود 4 تا 5 روز وقت لازم دارند تا به زمین برسند. باد خورشیدی شامل تعدادی الکترون و پروتون همراه با مقدار کمی یون های سنگین می‌باشد.

مهمترین ذرات باد خورشیدی در فاصله خورشید تا زمین را ذرات آلفا (هسته هلیوم) تشکیل می‌دهند که حدود 4 تا 5 درصد مجموع ذرات را به خود اختصاص داده‌اند. تراکم متوسط این ذرات چیزی حدود در متر مکعب است که این رقم با فاکتوری معادل بیش از صد در تغییر است. (به طور مثال تراکم ذرات مزبور در سطح دریای زمین برابر در متر مکعب می باشد).

دمای پلاسمای باد خورشیدی که بر حسب پراکنش سرعت ذرات بیان می‌گردد. در نزدیکیهای زمین حدود کلوین است. با این ترتیب ظاهراً زمین در لفافی از پلاسمای بسیار گداخته و بسیار رقیق پوشیده شده، این وضعیت نشان می‌دهد که خورشید از جرم خود حدود کیلوگرم در ثانیه می‌کاهد و آن را به پدیده‌ای بنام باد خورشیدی مبدل می‌سازد. با این روند مدتی معادل حدود سال وقت لازم است تا تمام جرم خورشید بر باد رود. جالب اینجاست که این مدت تقریباً 10 بار طولانی‌تر از مدت زمان آغاز پیدایش و فعالیت خورشید تا زمان حاضر است

دیدکلی

نتایج نظریه اتمی کاربرد مستقیمی در مطالعه جو خورشید دارند. برای سادگی می‌توان تصور نمود که جو خورشید از چند لایه تشکیل شده است. سطح موثر (The Effective Surface) خورشید یعنی لایه زیرینی که به علت کثرت کدری غیر قابل مشاهده است، شیر سپهر (Photoshere) را تشکیل می‌دهد. تشعشع پیوسته قابل رؤیت از خود شیر سپهر سرچشمه می‌گیرد. دو لایه خارجی رقیقتر فام سپهر (Chromosphere) و تاج (Corona) را تشکیل می‌دهند.

تاج نگار (Coronagaph)

قبلا تاج خورشبد در موقع کسوف کامل قابل مشاهده بود، ولی از وقتی که که گوروناگراف (تاج نگار) ، دستگاهی که نور پراکنده خورشید را حذف می‌کند، توسط لیوت (B. Lyot) اختراع شد. مشاهده تاج داخلی در روزی که هوا ابری نباشد، امکان پذیر است.

قسمتهای مختلف تاج خورشیدی

تاج خورشید از دو قسمت که با یکدیگر پوشش دارند تشکیل شده است.

• تاج k یا تاج واقعی.
• تاج f که از نور زودیاک (Zodiacal – Light) داخلی تولید می‌شود.

طیف تاج خورشیدی

طیف تاج خورشیدی از نور هر دو منبع ایجاد می‌شود. طیف تاج k از نور بازتابی خورشیدی بوجود آمده و به سادگی قابل تشخیص است. نور تاج k یک زمینه پیوسته با خطوط تشعشعی نشان می‌دهد. تشعشع ، پیوسته در اثر پراکندگی نور خورشید در الکترونهای آزاد متعدد بوجود می‌آید. خطوط جذبی فرانهوفر به علت پدیده دوپلر الکترونهای پخش کننده که سرعت حرارتی زیادی دارند، واضح به نظر نمی‌رسند.

منشأ خطوط تشعشعی تاج خورشید

منشأ خطوط تشعشعی تاج تا سال 1942 روشن نشده بود. تا اینکه ب. ادلن (B. Edlen) اغلب آنها را به عنوان خطوط ممنوعه اتمهای کلسیم (Ca) ، نیکل (Ni) و آهن (Fe) توجیه نمود که بین 9 تا 15 الکترون خود را از دست داده‌اند و بدین جهت در یک حالت یونیزاسیون شدید می‌باشند.

شدیدترین خط تشعشع تاج

شدیدترین تشعشع تاج ، طول موجی برابر 5303 آنگستروم دارد و متعلق به Fexiv تشخیص داده شده است. این خط در آزمایشگاه مشاهده نمی‌شود و به عنوان خط ممنوعه تلقی می‌گردد.

خطوط غیر مجاز

در تاج خورشید اغتشاشی در اتمها در اثر برخورد با دیواره ظرف ایجاد نمی‌شود. همچنین به ندرت برخوردی با اتمها یا الکترونهای دیگر اتفاق می‌افتد. بنابراین الکترونهای زیادی در حالیکه در سطح برانگیخته‌ای با طول عمر دراز به سر می‌برند، غیر مغشوش باقی می‌مانند. آنها می‌توانند سپس با تشعشع خطوط مجاز (Permited Line) به سطح انرژی پایینتر برسند.

منطقه قابل رؤیت تاج خورشیدی

تاج خورشید فقط در منطقه‌ای که طول موج آن کوتاهتر از 50 سانتیمتر شفاف است. مشاهدات بوسیله یک رادیو تلسکوپ با طول موجهای بیش از 50 سانتیمتر فقط تابش تاج خورشید را ثبت می‌کنند. درجه حرارتی که از این اندازه گیریها نتیجه می‌شود، با درجه حرارت تاج خورشیدی ، یعنی یک میلیون درجه که از اندازه گیری طیف آن نتیجه می‌شود، مطابقت دارد.

ساختمان تاج خورشید

ساختمان تاج خورشید همیشه یکسان نیست. در زمان حداکثر فعالیت خورشید ، نور آن بطور متقارن در اطراف خورشید توزیع شده است. در زمان حداقل فعالیت خورشید ، تاج در نزدیکی قطبین فرو رفتگی و در سطح استوا برآمدگی دارد.

چرا تابع خورشید از سطح گرمتر است؟

در حالت معمولی ، انرژی گرمایی از منطقه گرمتر منتقل نمی‌شود. در حدود نیم قرن اخترشناسان در پی دریافتن توجیهی برای این مطلب بودند. در حال حاضر کمیسیونی مشترک از آژانس فضایی اروپا و ناسا از طریق رصدخانه خورشیدی و فضاپیمای SOHO به دنبال حل این معما هستند. تجهیزاتی که بر روی فضاپیماها تعبیه شده است نشان می‌دهد که در سطح خورشید حلقه‌های مغناطیسی دچار تغییرات سریعی می‌شوند که با درخشندگی گازهای داغ تاج خورشید در ارتباطند.

آلن تایتل از انستیتوی تحقیقات فضایی کالیفرنیا می‌گوید: حدس می‌زنم که روند اساسی گرم شدن تاج خورشید را کشف کردیم، اما هنوز دقیقا نمی‌دانیم که به چه صورت عمل می‌کند. در طی چند روز ، میدانهای مغناطیسی در منطقه‌ای به وسعت کالیفرنیا ظاهر و سپس ناپدید می‌شوند. انرژی این میدانها برابر با انرژی حاصل از هزاران سد (Hoover Dams) در طی هزاران سال می‌باشد. زمانی که این میدانها از بین می‌روند، جریانهای الکتریی وسیعی تولید می‌شود که بر روی تاجها مساعد عمل می‌کنند. این جریانها شبیه حرارتی هستند که توسط یک حباب روشنایی ایجاد می‌شود و این انرژی خیلی بیش از آن مقداری است که برای گرم کردن تاج لازم است.