ساختار درونی خورشید ( 2 )

لایه بعد از هسته، [ناحیه تشعشع] است. این منطقه بیش از 32 درصد حجم و 48 درصد جرم خورشید را شامل می‌شود. این منطقه به این علت منطقه تشعشع نامیده می‌شود که انرژی از میان آن بیشتر به شکل تابشی حرکت می‌کند. دما در این منطقه یک میلیون درجه سانتیگراد است. دما و تراکم مواد در ابتدای این ناحیه یعنی نزدیک به هسته زیاد است، ولی با نزدیک شدن به انتهای ناحیه، دما و جرم کاهش پیدا می‌کند.

ذرات نور در این منطقه باید از لایه‌های مستحکم گاز عبور کنند. در نتیجه، ممکن است یک میلیون سال بگذرد تا یک فوتون از این منطقه عبور کند.

در لایه خارجی خورشید (تا فاصله 70% شعاع خورشید از هسته که کمی بیش از 2% جرم خورشید را شامل می‌شود) پلاسمای خورشیدی به اندازه کافی داغ و چگال نیست که بتواند انرژی گرمایی داخل خورشید را به صورت انرژی تابشی از خود گسیل کند. از این رو گرما به وسیله [جریان‌های همرفتی] از بخش‌های داخلی‌تر به سطح خورشید (شیدسپهر) انتقال می‌یابد. هنگامی‌که مواد در سطح خورشید سرد می‌شوند، به طور ناگهانی به داخل آن سقوط می‌کنند و دوباره به مرکزِ انتقال حرارتی که از همان‌جا گرما دریافت کرده بودند، بازمی‌گردند تا دوباره انرژی و گرمای لازم را از این منطقه دریافت کنند. در مواردی که این مواد به شدت گرم شوند، از طریق جریان همرفتی که مانند ستون‌هایی از دل خورشید تا سطح آن ادامه دارند، ناگهان به سطح خورشید بازگشته و فوران می‌کنند که در این صورت باعث دانه‌دانه شدن سطح خورشید می‌شوند. به بیان ساده‌تر، این دانه‌ها در واقع همان ستون‌های جریان‌های همرفتی در خورشید هستند که دائماً مواد داغ و گداخته‌شده را به سطح خورشید انتقال می‌دهند.همین جریان متلاطم و آشفته همرفتی در خارجی‌ترین بخش از منطقه وزش گرمایی خورشید باعث تقویت شدن میدان‌های مغناطیسی ضعیف در خورشید و در نهایت به وجود آمدن قطب‌های مغناطیسی بسیار قوی در قسمت شمالی و جنوبی خورشید می‌شود.

پایینی‌ترین لایه جوّ خورشید یا همان سطح خارجی خورشید که با چشم غیرمسلح قابل مشاهده است، شیدسپهر نامیده می‌شود که ضخامت آن حدود 500 کیلومتر است. در قسمت بالای شیدسپهر نور مرئی خورشید می‌تواند آزادانه در فضا منتشر شود.

در این سطح، تمامی انرژی می‌تواند به راحتی از سطح خورشید بگریزد. تغییر در میزان شفافیت خورشید و کدر شدن آن به علت کاهش میزان یونH^-  رخ می‌دهد زیرا که این یون به راحتی می‌تواند نور مرئی را جذب نماید.

 

به عکس، نور مرئی‌ای که ما قادر به دیدن آن هستیم در اثر برخورد و برهم‌کنش الکترون‌ها با اتم‌های هیدروژن به منظور تشکیل یون H^- تولید می‌شود.

به دلیل آنکه بخش‌های بیرونی لایه غیرشفاف شیدسپهر خنک‌تر از بخش‌های درونی آن است، تصویر خورشید در مرکز درخشان‌تر و روشن‌تر از اطراف آن به نظر می‌رسد که به این پدیده تاریکی لبه قرص خورشید، اثر [تاریکی لبه] گفته می‌شود.

 

نور خورشید تا حدی شامل طیف نوری [جسم سیاه] است و دمای آن به حدود 6000 کلوین می‌رسد. این طیف نوری از لایه‌های نازک بالای شیدسپهر همراه با [خط جذب اتمی] به فضا پراکنده می‌شود.

 
شیدسپهر دارای [چگالی حقیقی]  10²³ m^-3 است که این مقدار تقریباً برابر با 1% چگالی حقیقی جوّ زمین در سطح دریا است.

 در بررسی‌های ابتدایی نتایج [طیف‌سنجی] شیدسپهر، تعدادی خط جذبی یافت شدند که با هیچ‌یک از عناصر شیمیایی شناخته‌شده در زمین تا آن زمان مشابه نبودند. در سال 1868 [نورمن لاک‌یر] این‌گونه پنداشت که عامل پیدایش این خط‌های جذبی به علت وجود عنصری خاص در ساختار شیدسپهر خورشید است که در زمین یافت نمی‌شود. او این عنصر را هلیوم نام نهاد (که از نام هلیوس که در یونان باستان به عنوان خدای خورشید شناخته می‌شد) اقتباس شده بود (25 سال پس از این کشف، هلیوم در زمین کشف شد).

خنک‌ترین لایه خورشید که آن را منطقه حداقل درجه حرارتی می‌نامند، 500 کیلومتر بالاتر از لایه شیدسپهر را شامل می‌شود که دما در این منطقه به 4000 کلوین می‌رسد. این منطقه به اندازه کافی خنک است تا در آن، مولکول‌‌های آب و مونواکسیدکربن یافت. وجود چنین مولکول‌هایی در این لایه با روش‌های طیف‌سنجی و مشاهده خط جذب این عناصر در طیف نور خورشید اثبات شده است.

---

بالای منطقه حداقل درجه حرارتی، لایه‌ای نازک به ضخامت تقریبی 2000 کیلومتر وجود دارد که با روش‌های طیف‌سنجی و مشاهده خطوط جذبی طیفی کشف شده است. این لایه فام‌سپهر یا کروموسفر نامیده می‌شود که از واژه [کروما] (به معنای رنگ) گرفته شده است. علت انتخاب این اسم آن است که فام‌سپهر معمولاً به علت درخشندگی شیدسپهر نامرئی است. اما به هنگام خورشیدگرفتگی که ماه قرص مرکزی خورشید را می‌پوشاند، نور سرخ فام‌سپهر را می‌توان دید. این لایه عمدتاً از گاز هیدروژن تشکیل شده است و سدیم، کلسیم، منیزیم و یون هلیوم نیز در آن وجود دارد. فام‌سپهر مانند یک فلش رنگی در آغاز و پایان یک خورشیدگرفتگی کامل، قابل رویت است. درجه حرارت در فام‌سپهر به تدریج با افزایش ارتفاع از سطح خورشید بالا می‌رود و در نزدیکی‌های مرز این لایه به 100000 کلوین می‌رسد.

 

---

بعد از فام‌سپهر، [منطقه گذار یا انتقال حرارتی] قرار دارد که درجه دما در این منطقه از صدهزار کلوین به سرعت بالاتر رفته و به دمای تاج یعنی نزدیک به یک میلیون کلوین می‌رسد. این افزایش دما به علت یونیزه شدن کامل هلیوم در دمای بالای این محدوده رخ می‌دهد.

گذار یا انتقال حرارتی در ارتفاع دقیق و معینی از سطح خورشید رخ نمی‌دهد، بلکه به صورت هاله‌ای لایه فام‌سپهر را احاطه کرده است که این ‌هاله از روی زمین قابل مشاهده نیست و تنها می‌توان از فضا و با استفاده از تلسکوپ‌‌های حساس به طیف‌سنجی اشعه فرابنفش آن را رصد نمود.

لایه خارجی و توسعه‌یافته خورشید را تاج می‌نامند که حجم آن از حجم خود خورشید بسیار بزرگ‌تر است. تاج توسط بادهای خورشیدی به آرامی و به طور یکنواخت در سراسر منظومه شمسی پراکنده می‌شود (مقدار ماده‌ای که به صورت باد خورشیدی در هر ثانیه از خورشید دور می‌شود، در حدود یک میلیون تن است).  

 

چگالی‌ حقیقی لایه پایین تاج، که به سطح خورشید بسیار نزدیک است، معادل  10¹⁴ - 10¹⁶ m^-3است (چگالی حقیقی جوّ زمین، نزدیک به سطح دریا  2 x 10²⁵ m^-3 است).

 

هنوز دانشمندان موفق به تعیین درجه حرارت قطعی و دقیق لایه تاج نشده‌اند، اما آنچه مشخص است درجه حرارت تاج بسیار بالا و در حدود ده‌ها میلیون کلوین است که یکی از دلایل وجود چنین دمای بالایی، حوزه‌های مغناطیسی موجود در این لایه می‌تواند باشد.

 

فام‌سپهر، لایه انتقال و تاج خورشیدی به مراتب داغ‌تر از شیدسپهر هستند؛ رازی که تا به امروز دانشمندان موفق به کشف علت آن نشده‌اند.