نجوم و کیهان‌شناسی

یکی از جلوه­های زیبای برهم­کنش باد خورشیدی و جو زمین، نمایش­های رنگارنگ نور است که در آسمان شب دیده می­شود. آنها بیشتر در نواحی اطراف قطب­های شمال و جنوب مغناطیسی دیده می­شوند و به شفق شمالی و جنوبی معروفند. شفق شمالی به رنگ سبز و قرمز جلوه­ می­کند و بیشتر در اطراف اعتدال بهاری و پاییزی رخ می­دهد؛ هرچند هنوز دلیل این تقارن را نمی­دانیم. 

شفق­های قطبی از برخورد ذرات باردار و اتم­ها در نقاط بالایی جو زمین به­وجود می­آیند. خطوط میدان مغناطیسی زمین، در بالای قطب­های مغناطیسی شمال و جنوب، به درون فضا باز می­شوند، و بدین­خاطر ذرات باردار در نزدیکی قطب­های مغناطیسی، راحت­تر به نقاط بالایی جو دسترسی پیدا می­کنند. در آنجا این ذرات با اتم­های گاز درون جو برخورد کرده، الکترون­ها را به ترازهای بالاتر انرژی می­رانند. با برگشت الکترون­ها به حالت پایه، نور تابش می­شود. بیشترین نور به نظر می­رسد از اکسیژن اتمی تابش شود، با درخششی مایل به سبز در طول­موج 7/577 نانومتر و درخشش قرمز تیره در طول موج 630 نانومتر. در میان انبوه رنگ­های دیگر که گاهی مشاهده می­شود، نیتروژن اتمی تحریک شده رنگ آبی تابش می­کند، در حالی­که نیتروژن مولکولی رنگ ارغوانی تولید می­نماید. اغلب شفق قطبی به شکل نوارهایی پرده­مانند است که در جهت شرق به غرب هم­خط شده­اند. گاهی این نوارها به آهستگی تغییر می­کنند، ولی در زمان­های دیگر پیوسته در حرکت به­نظر می­رسند. شکل آنها را جهت میدان زمین در محل بیننده تعیین می­کند و مشاهدات نشان داده­اند که
الکترون­های باد خورشیدی در مسیری حلزونی شکل و در امتداد خطوط میدان مغناطیسی به­سمت زمین حرکت می­کنند. نویسنده خود شاهد این منظرۀ حیرت­آور ناشی از حرکت الکترون­ها در امتدادخطوط میدان مغناطیسی و تشکیل شفق درست بالای سر بوده است. بسته به این­که کجا باشیم، گاهی به نظر می­رسد که پرتوهای همگرای شفق قطبی به­صورت پرتوهایی عمودی به سمت بالارفته، هاله­ای حلقوی را بالای سر شکل می­دهند

کتاب  "درآمدی بر نجوم و کیهان شناسی" صفحان ۸۸ - ۹۰

... چگالی تاج خورشیدی بسیار پایین است، حدود 10¹⁴ بار کمتر از سطح زمین، و درخشش آن در ناحیۀ مرئی حدود یک ملیون بار کمتر از شیدسپهر است. از ­اینرو تنها در کسوف کامل خورشید، یا با استفاده از تلسکوپ­های ویژه­ای به­نام تاج­نگار (Coronagraph) که نور را از قرص خورشید حذف می­کند، قابل مشاهده است. این­که چگونه تاج خورشیدی به این دمای بالا می­رسد همچنان به­صورت راز باقی مانده ­است، اما تصور بر این است که انرژی به­وسیلۀ میدان مغتاطیسی به­داخل آن منتقل می­شود. دماهای ملیون درجه­ای باعث تابش اشعۀ X می­گردد که رصد آن از فضا ممکن است.

کتاب "درآمدی بر نجوم و کیهان­شناسی" صفحه ۸۲

... ناحیه­ای با ضخامت 2000 کیلومتر بالای شیدسپهر، فام­سپهر (Chromosphere) نام دارد. چگالی گاز در این ناحیه حدود 000_/10 بار افت می­کند و دما از ۴۴۰۰K در بالای شیدسپهر به 25000K  افزایش می­یابد. بالای این قسمت ناحیۀ گذار (Transition Region) است، جایی که دما به­سرعت بالا می­رود و در فاصلۀ چندصد کیلومتر به حدود یک ملیون کلوین می­رسد.

ناحیۀ گذار به منطقۀ بیرونی خورشید که تاج­خورشیدی (Solar Corona) نام دارد ختم می­شود و در آنجا دما به بیش از دو ملیون کلوین می­رسد (شکل زیر). شکل و گسترۀ آن به­شدت به فعالیت خورشیدی، که در چرخۀ لکۀ خورشیدی^[1] تغییر می­کند، بستگی دارد؛ اما نوعاً تا چندین برابر شعاع خورشید درون هلیوسفر^[2] امتداد دارد. در کمینۀ خورشیدی، وقتی که فعالیت پایین است، بیشتر در استوای خورشید امتداد دارد و الگوی میدان مغناطیسی خورشید به­خوبی در نزدیکی قطب­ها قابل ترسیم است. در بیشینۀ خورشیدی شکل کلی یکپارچه­تر است و ساختمانی پیچیده دارد.

اگر به خورشید بنگریم (با استفاده از فیلترهای مناسب) به نظر می­رسد که لبۀ کاملاً متمایزی دارد. البته در عمل سطحی برای خورشید وجود ندارد. در حقیقت دید ما تا آنجا در جو خورشید نفوذ می­کند که گاز به­اصطلاح ار لحاظ اپتیکی غلیظ می­شود. این لایه که عمیق­ترین لایۀ قابل دید در جو خورشید است شیدسپهر (Photosphere) نام دارد (علت این نام­گذاری در انگلیسی آن است که فوتون­هایی که می­بینیم از آنجا سرچشمه می­گیرد) و ضخامت آن به حدود 500 کیلومتر می­رسد. دما از ۶۵۰۰ کلوین در عمق به ۴۴۰۰ کلوین در نواحی بالایی آن می­رسد. همانگونه که پیشتر به­دست آوردیم، دمای مؤثر شیدسپهر ۵۸۰۰ کلوین  است. انتقال همرفتی انرژی از پایین، سطحی خال­دار را موجب شده است - دانه­های خورشیدی با پهنای حدود ۱۰۰۰ کیلومتر. هر دانه 5 تا 10 دقیقه دوام می­آورد؛ گاز داغی که از زیر این سطح بالا می­آید، انرژی خود را تابش کرده، سرد شده، مجدداً پایین می­رود.

کتاب "درآمدی بر نجوم و کیهان شناسی" صفحه ۸۰