شمس

الشمس هي النجم الذي يقع في مركز النظام الشمسي. وهي عبارة عن كرة ضخمة شبه مثالية من البلازما الساخنة، تُسخّن إلى درجة التوهج بفعل تفاعلات الاندماج النووي في نواتها، وتشعّ الطاقة من سطحها بشكل رئيسي على هيئة ضوء مرئي وأشعة تحت حمراء، مع 10% منها في نطاق الأشعة فوق البنفسجية. وهي بلا شك أهم مصدر للطاقة للحياة على الأرض. لطالما كانت الشمس موضع تبجيل في العديد من الثقافات، وموضوعًا محوريًا للبحث الفلكي منذ القدم.


تدور الشمس حول مركز المجرة على بُعد يتراوح بين 24,000 و28,000 سنة ضوئية. وتُعرَّف الوحدة الفلكية بأنها المسافة بين الشمس والأرض، وتبلغ نحو 1.496×108 كيلومتر، أو نحو 8 دقائق ضوئية. ويبلغ قطر الشمس نحو 1,391,400 كم (864,600 ميل)، أي 109 أضعاف قطر الأرض. وتبلغ كتلة الشمس نحو 330,000 ضعف كتلة الأرض، وتشكل نحو 99.86% من الكتلة الإجمالية للنظام الشمسي. ويتكون نحو ثلاثة أرباع كتلة الشمس من الهيدروجين (~73%)؛ أما الباقي فيتألف في معظمه من الهيليوم (~25%)، مع كميات أصغر بكثير من العناصر الأثقل، منها الأكسجين والكربون والنيون والحديد.


الشمس نجم من النوع G (G2V)، ويُطلق عليها اسم القزم الأصفر، مع أن ضوءها أبيض في الواقع. تشكلت قبل حوالي 4.6 مليار سنة نتيجة انهيار المادة بفعل الجاذبية في منطقة من سحابة جزيئية ضخمة. تجمعت معظم هذه المادة في المركز، بينما تسطحت البقية لتشكل قرصًا يدور حول الشمس، والذي أصبح فيما بعد النظام الشمسي. أصبحت الكتلة المركزية شديدة الحرارة والكثافة لدرجة أنها بدأت في النهاية عملية الاندماج النووي في نواتها. في كل ثانية، تدمج نواة الشمس حوالي 600 مليار كيلوغرام من الهيدروجين لتكوين الهيليوم، وتحول 4 مليارات كيلوغرام من المادة إلى طاقة.


بعد حوالي 4 إلى 7 مليارات سنة، عندما يتضاءل اندماج الهيدروجين في لب الشمس إلى الحد الذي تفقد فيه الشمس توازنها الهيدروستاتيكي، سيشهد لبها زيادة ملحوظة في الكثافة ودرجة الحرارة، مما سيؤدي إلى تمدد طبقاته الخارجية، ليتحول في النهاية إلى عملاق أحمر. بعد مرحلة العملاق الأحمر، تشير النماذج إلى أن الشمس ستفقد طبقاتها الخارجية وتصبح نوعًا كثيفًا من النجوم الباردة (قزم أبيض)، ولن تنتج الطاقة عن طريق الاندماج، لكنها ستظل متوهجة وتطلق حرارة من اندماجها السابق لمليارات السنين. بعد ذلك، يُفترض أنها ستتحول إلى قزم أسود فائق الكثافة، يطلق طاقة ضئيلة للغاية.


أصل الكلمة

تطورت الكلمة الإنجليزية sun من الكلمة الإنجليزية القديمة sunne. وتظهر كلمات مشابهة في لغات جرمانية أخرى، منها الفريزية الغربية sinne، والهولندية zon، والألمانية السفلى Sünn، والألمانية القياسية Sonne، والبافارية Sunna، والنوردية القديمة sunna، والقوطية sunnō. جميع هذه الكلمات مشتقة من الكلمة الجرمانية البدائية *sunnōn.[17][18] ويرتبط هذا في النهاية بكلمة الشمس في فروع أخرى من عائلة اللغات الهندية الأوروبية، مع أن جذر الرفع في معظم الحالات ينتهي بحرف l، بدلاً من جذر الجر الذي ينتهي بحرف n، كما في اللاتينية sōl، واليونانية القديمة ἥλιος (hēlios)، والويلزية haul، والتشيكية slunce، وكذلك (مع *l > r) السنسكريتية स्वर् (svár) والفارسية خور (xvar). في الواقع، نجا الجذر l في اللغة الجرمانية البدائية أيضًا، على شكل *sōwelan، والذي أدى إلى ظهور كلمة sauil القوطية (إلى جانب sunnō) وكلمة sól النثرية في اللغة النوردية القديمة (إلى جانب sunna الشعرية)، ومن خلالها كلمات الشمس في اللغات الإسكندنافية الحديثة: sol السويدية والدنماركية، و sól الأيسلندية، إلخ.[18]

الصفات الرئيسية للشمس في اللغة الإنجليزية هي "sunny" للدلالة على ضوء الشمس، وفي السياقات التقنية، "solar" (تُنطق /ˈsoʊlər/)،[3] وهي مشتقة من الكلمة اللاتينية "sol".[19] ومن الكلمة اليونانية "helios" تأتي الصفة النادرة "heliac" (تُنطق /ˈhiːliæk/).[20] في اللغة الإنجليزية، تظهر الكلمتان اليونانية واللاتينية في الشعر كتجسيد للشمس، وهما "Helios" (تُنطق /ˈhiːliəs/) و"Sol" (تُنطق /ˈsɒl/)،[2][1] بينما في الخيال العلمي، قد تُستخدم كلمة "Sol" لتمييز الشمس عن النجوم الأخرى. ويستخدم علماء الفلك الكوكبي مصطلح "sol" بحرف "s" صغير للدلالة على مدة اليوم الشمسي على كوكب آخر مثل المريخ.[21]


الرمز الفلكي للشمس هو دائرة بها نقطة مركزية،[22] ويستخدم لوحدات مثل M☉ (كتلة الشمس)، وR☉ (نصف قطر الشمس)، وL☉ (لمعان الشمس).[23][24] يُطلق على الدراسة العلمية للشمس اسم علم الشمس.[25]

الخصائص العامة


مقارنة أحجام الشمس، والكواكب الثمانية للنظام الشمسي، والأجرام الأخرى، وبعض النجوم الأكبر حجماً. يبلغ عرض الشمس 1.4 مليون كيلومتر (4.643 ثانية ضوئية)، أي ما يعادل 109 أضعاف عرض الأرض، أو أربعة أضعاف المسافة بين الأرض والقمر، وتحتوي على 99.86% من كتلة النظام الشمسي.


الشمس نجم من النوع G يقع ضمن التسلسل الرئيسي، ويشكل حوالي 99.86% من كتلة النظام الشمسي.[26] يبلغ قدره المطلق +4.83، ويُقدر سطوعه بأنه أعلى من سطوع حوالي 85% من نجوم مجرة درب التبانة، ومعظمها أقزام حمراء.[27][28] كتلتها أكبر من كتلة 95% من النجوم الواقعة ضمن نطاق 7 فرسخ فلكي (23 سنة ضوئية).[29] الشمس نجم من النوع الأول، أو غني بالعناصر الثقيلة.[b][30] يُعتقد أن تكوينها، الذي حدث قبل حوالي 4.6 مليار سنة، قد نتج عن موجات صدمية من مستعر أعظم واحد أو أكثر من المستعرات العظمى القريبة.[31][32] ويُستدل على ذلك من وفرة العناصر الثقيلة في النظام الشمسي، مثل الذهب واليورانيوم، مقارنةً بوفرة هذه العناصر في ما يُسمى بالنوع الثاني، أي النجوم الفقيرة بالعناصر الثقيلة. من المرجح أن العناصر الثقيلة قد تم إنتاجها عن طريق التفاعلات النووية الماصة للحرارة أثناء انفجار مستعر أعظم، أو عن طريق التحول من خلال امتصاص النيوترونات داخل نجم ضخم من الجيل الثاني.[30]


تُعد الشمس إلى حد بعيد ألمع جسم في سماء الأرض، حيث يبلغ قدرها الظاهري -26.74.[33][34] وهذا أكثر سطوعًا بحوالي 13 مليار مرة من النجم التالي الأكثر سطوعًا، وهو سيريوس، الذي يبلغ قدره الظاهري -1.46.[35]


تُعرَّف الوحدة الفلكية (حوالي 150 مليون كيلومتر؛ 93 مليون ميل) بأنها متوسط المسافة بين مركز الشمس ومركز الأرض. وتتغير هذه المسافة اللحظية بمقدار ±2.5 مليون كيلومتر (1.6 مليون ميل) تقريبًا مع انتقال الأرض من أقرب نقطة لها من الشمس في حوالي 3 يناير إلى أبعد نقطة لها في حوالي 4 يوليو.[36] عند متوسط المسافة، ينتقل الضوء من أفق الشمس إلى أفق الأرض في حوالي 8 دقائق و20 ثانية،[37] بينما يستغرق الضوء القادم من أقرب نقطتين بين الشمس والأرض حوالي ثانيتين أقل. وتُغذي طاقة ضوء الشمس هذه جميع أشكال الحياة تقريبًا[c] على الأرض من خلال عملية التمثيل الضوئي،[38] كما تُؤثر على مناخ الأرض وطقسها.[39]



ليس للشمس حدّ واضح، لكن كثافتها تنخفض أُسّيًا مع زيادة الارتفاع فوق الغلاف الضوئي.[40] ولأغراض القياس، يُعدّ نصف قطر الشمس المسافة من مركزها إلى حافة الغلاف الضوئي، أي سطح الشمس المرئي ظاهريًا.[41] واستدارة الشمس هي الفرق النسبي بين نصف قطرها عند خط الاستواء، Req، ونصف قطرها عند القطب، Rpol، ويُسمى هذا التفلطح،[42]Δ⊙=(Req−Rpol)/Rpol.


يصعب قياس هذه القيمة. وبسبب التشوهات الجوية، يجب إجراء القياس باستخدام الأقمار الصناعية؛ والقيمة صغيرة جدًا، ما يستلزم استخدام تقنية دقيقة للغاية.[43]

كان يُعتقد سابقًا أن تفلطح الشمس كافٍ لتفسير ترنح عطارد عند نقطة الحضيض، لكن آينشتاين اقترح أن النسبية العامة قادرة على تفسير هذا الترنح باستخدام نموذج كروي للشمس.[43] وعندما توفرت قياسات عالية الدقة لتفلطح الشمس عبر مرصد ديناميكا الشمس[44] وقمر بيكارد الصناعي[42]، كانت القيمة المقاسة أصغر من المتوقع،[43] إذ بلغت 8.2 × 10−6، أي 8 أجزاء في المليون. وقد أثبتت هذه القياسات أن الشمس هي أقرب جسم طبيعي إلى شكل كروي مثالي تم رصده على الإطلاق.[45] وتبقى قيمة التفلطح ثابتة بغض النظر عن تغيرات الإشعاع الشمسي.[42] كما أن تأثير المد والجزر للكواكب ضعيف ولا يؤثر بشكل ملحوظ على شكل الشمس.[46]


الدوران

المقال الرئيسي: دوران الشمس

تدور الشمس بسرعة أكبر عند خط استوائها مقارنةً بقطبيها. ويعود هذا التفاوت في الدوران إلى الحركة الحرارية الناتجة عن انتقال الحرارة، وقوة كوريوليس الناجمة عن دوران الشمس. في إطار مرجعي تحدده النجوم، تبلغ فترة الدوران حوالي 25.6 يومًا عند خط الاستواء و33.5 يومًا عند القطبين. عند النظر إليها من الأرض أثناء دورانها حول الشمس، تبدو فترة الدوران الظاهرية للشمس عند خط استوائها حوالي 28 يومًا.[47] أما عند النظر إليها من نقطة فوق قطبها الشمالي، فتدور الشمس عكس اتجاه عقارب الساعة حول محور دورانها.[d][48]

تشير دراسةٌ لنظائر الشمس إلى أن الشمس في بداياتها كانت تدور بسرعة تصل إلى عشرة أضعاف سرعتها الحالية. وقد جعل هذا سطحها أكثر نشاطًا، مع انبعاث كميات أكبر من الأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية. وكانت البقع الشمسية تغطي ما بين 5 و30% من سطحها.[49] وقد تباطأت سرعة الدوران تدريجيًا بفعل الكبح المغناطيسي، نتيجة تفاعل المجال المغناطيسي للشمس مع الرياح الشمسية المتدفقة.[50] ولا يزال أثرٌ من هذا الدوران البدائي السريع موجودًا في لب الشمس، الذي يدور بمعدل مرة واحدة أسبوعيًا؛ أي أربعة أضعاف متوسط سرعة دوران سطحها.[51][52]



التأليف

انظر أيضًا: الجزيئات في النجوم

تتكون الشمس بشكل رئيسي من عنصري الهيدروجين والهيليوم. في هذه المرحلة من عمر الشمس، يشكلان 74.9% و23.8% على التوالي من كتلة الشمس في الغلاف الضوئي.[53] أما العناصر الأثقل، والتي تُسمى المعادن في علم الفلك، فتشكل أقل من 2% من الكتلة، حيث يُعد الأكسجين (حوالي 1% من كتلة الشمس)، والكربون (0.3%)، والنيون (0.2%)، والحديد (0.2%) أكثرها وفرة.[54]

ورثت الشمس تركيبها الكيميائي الأصلي من الوسط بين النجمي الذي تشكلت منه. وكان يتألف في الأصل من نحو 71.1% هيدروجين و27.4% هيليوم و1.5% عناصر أثقل.[53] وقد نتج الهيدروجين ومعظم الهيليوم في الشمس عن التخليق النووي للانفجار العظيم خلال أول 20 دقيقة من عمر الكون، أما العناصر الأثقل فقد أنتجتها أجيال سابقة من النجوم قبل تشكل الشمس، ثم انتشرت في الوسط بين النجمي خلال المراحل الأخيرة من حياة النجوم ومن خلال أحداث مثل المستعرات العظمى.[55]

منذ نشأة الشمس، تمثلت عملية الاندماج النووي الرئيسية في دمج الهيدروجين لتكوين الهيليوم. وعلى مدى 4.6 مليار سنة الماضية، تغيرت كمية الهيليوم وموقعه داخل الشمس تدريجيًا. فقد زادت نسبة الهيليوم في اللب من حوالي 24% إلى حوالي 60% نتيجةً للاندماج، كما استقر بعض الهيليوم والعناصر الثقيلة من الغلاف الضوئي باتجاه مركز الشمس بفعل الجاذبية. أما نسب العناصر الأثقل فبقيت ثابتة. تنتقل الحرارة من لب الشمس إلى الخارج عن طريق الإشعاع وليس الحمل الحراري (انظر منطقة الإشعاع أدناه)، لذا فإن نواتج الاندماج لا تُرفع إلى الخارج بفعل الحرارة؛ بل تبقى في اللب،[56] وبدأ يتشكل تدريجيًا لب داخلي من الهيليوم لا يمكن دمجه لأن لب الشمس حاليًا ليس ساخنًا أو كثيفًا بما يكفي لدمج الهيليوم. في الغلاف الضوئي الحالي، انخفضت نسبة الهيليوم، ولم تتجاوز نسبة المعادن 84% مما كانت عليه في المرحلة النجمية الأولية (قبل بدء الاندماج النووي في النواة). في المستقبل، سيستمر تراكم الهيليوم في النواة، وفي غضون حوالي 5 مليارات سنة، سيؤدي هذا التراكم التدريجي في النهاية إلى خروج الشمس من التسلسل الرئيسي وتحولها إلى عملاق أحمر.[57]


يُعدّ التركيب الكيميائي للغلاف الضوئي عادةً ممثلًا لتركيب النظام الشمسي البدائي.[58] وتُقاس وفرة العناصر الثقيلة في الشمس المذكورة أعلاه عادةً باستخدام التحليل الطيفي للغلاف الضوئي للشمس، وكذلك بقياس وفرتها في النيازك التي لم تتعرض قط لدرجات حرارة الانصهار. ويُعتقد أن هذه النيازك احتفظت بتركيب الشمس الأولية، ولذلك لم تتأثر بترسّب العناصر الثقيلة. وتتفق الطريقتان عمومًا بدرجة جيدة.[59]



اللب

المقال الرئيسي: النواة الشمسية

يمتد لب الشمس من المركز إلى ما يقارب 20-25% من نصف قطرها الشمسي.[60] وتبلغ كثافته 150 غ/سم³[61][62] (أي ما يعادل 150 ضعف كثافة الماء تقريبًا) ودرجة حرارته تقارب 15.7 مليون كلفن.[62] في المقابل، تبلغ درجة حرارة سطح الشمس حوالي 5800 كلفن. وتشير التحليلات الحديثة لبيانات مهمة سوهو إلى أن اللب يدور بسرعة أكبر من المنطقة الإشعاعية المحيطة به.[60] وعلى مدار معظم عمر الشمس، تم إنتاج الطاقة عن طريق الاندماج النووي في منطقة اللب من خلال سلسلة تفاعلات البروتون-بروتون؛ حيث تحول هذه العملية الهيدروجين إلى هيليوم.[63] حاليًا، يأتي 0.8% من الطاقة المتولدة في الشمس من سلسلة أخرى من تفاعلات الاندماج تُسمى دورة CNO؛ ومن المتوقع أن تزداد هذه النسبة مع تقدم عمر الشمس وازدياد إضاءتها.[64][65]

يُعدّ لبّ الشمس المنطقة الوحيدة التي تُنتج كميةً ملحوظةً من الطاقة الحرارية عبر الاندماج النووي؛ إذ يُولّد 99% من طاقة الشمس في الجزء الداخلي منها، الذي يُمثّل 24% من نصف قطرها، بينما يكاد ينعدم الاندماج النووي خارج هذا الجزء. أما باقي أجزاء الشمس، فتُسخّن بهذه الطاقة أثناء انتقالها إلى الخارج عبر طبقات متتالية عديدة، وصولًا إلى الغلاف الضوئي الشمسي حيث تتسرب إلى الفضاء عبر الإشعاع (الفوتونات) أو الحمل الحراري (الجسيمات الضخمة).[66][67]


تحدث سلسلة البروتون-بروتون في النواة نحو 9.2×1037 مرة كل ثانية، محوّلةً نحو 3.7×1038 بروتونًا إلى جسيمات ألفا (نوى الهيليوم) في كل ثانية (من إجمالي يقارب 8.9×1056 بروتونًا حرًا في الشمس)، أي نحو 6.2×1011 كغ/ث. إلا أن كل بروتون يستغرق في المتوسط نحو 9 مليارات سنة ليندمج مع بروتون آخر عبر سلسلة البروتون-بروتون.[66] ويؤدي اندماج أربعة بروتونات حرة (نوى الهيدروجين) في جسيم ألفا واحد (نواة هيليوم) إلى إطلاق نحو 0.7% من الكتلة المندمجة على هيئة طاقة،[68] ولذلك تطلق الشمس الطاقة بمعدل تحوّل كتلة إلى طاقة يبلغ 4.26 مليارات كغ/ث (وهو ما يتطلب 600 مليار كغ من الهيدروجين[69])، أي 384.6 يوتاواط (3.846×1026 W)،[5] أو 9.192×1010 ميغاطن من مادة TNT في الثانية. ويرجع ناتج الطاقة الكبير للشمس أساسًا إلى ضخامة نواتها وكثافتها (مقارنة بالأرض والأجسام الموجودة عليها)، مع أن مقدار الطاقة المتولّد في كل متر مكعب صغير نسبيًا. وتشير النماذج النظرية لباطن الشمس إلى أن كثافة الطاقة القصوى، أو إنتاج الطاقة، تبلغ نحو 276.5 واطًا لكل متر مكعب في مركز النواة،[70] وهي، بحسب كارل كروزيلنيكي، تقارب كثافة الطاقة داخل كومة سماد عضوي.[71]


معدل الاندماج في اللب في حالة توازن تصحيح ذاتي: معدل اندماج أعلى قليلاً سيؤدي إلى تسخين اللب بشكل أكبر وتمدده قليلاً في مواجهة وزن الطبقات الخارجية، مما يقلل الكثافة وبالتالي معدل الاندماج ويصحح الاضطراب؛ ومعدل أقل قليلاً سيؤدي إلى تبريد اللب وانكماشه قليلاً، مما يزيد الكثافة ويزيد معدل الاندماج ويعيده مرة أخرى إلى معدله الحالي.[72][73]



منطقة العلاج


تُعدّ المنطقة الإشعاعية أسمك طبقات الشمس، حيث تبلغ سماكتها 0.45 من نصف قطرها الشمسي. ومن مركز الشمس وحتى مسافة 0.7 من نصف قطرها الشمسي تقريبًا، يُشكّل الإشعاع الحراري الوسيلة الأساسية لانتقال الطاقة.[74] تنخفض درجة الحرارة من حوالي 7 ملايين إلى 2 مليون كلفن مع ازدياد المسافة من المركز.[62] هذا التدرج الحراري أقل من معدل التدرج الأديباتي، وبالتالي لا يُمكنه إحداث تيارات الحمل الحراري، مما يُفسّر سبب انتقال الطاقة عبر هذه المنطقة عن طريق الإشعاع بدلًا من الحمل الحراري.[62] تُصدر أيونات الهيدروجين والهيليوم فوتونات، والتي لا تقطع سوى مسافة قصيرة قبل أن تُعاد امتصاصها بواسطة أيونات أخرى.[74] تنخفض الكثافة بمقدار مئة ضعف (من 20,000 كجم/م³ إلى 200 كجم/م³) بين 0.25 من نصف قطر الشمس و0.7 من نصف قطرها، أي قمة المنطقة الإشعاعية.[74]


طبقة التاكوكلين

المقال الرئيسي: تاكوكلين

يفصل بين منطقة الإشعاع ومنطقة الحمل الحراري طبقة انتقالية تُسمى التاكوكلين. هذه منطقة يحدث فيها تغير حاد في النظام بين الدوران المنتظم لمنطقة الإشعاع والدوران التفاضلي لمنطقة الحمل الحراري، مما يؤدي إلى قص كبير بينهما، وهي حالة تنزلق فيها الطبقات الأفقية المتتالية فوق بعضها البعض.[75] ويُفترض حاليًا أن دينامو مغناطيسيًا، أو دينامو شمسيًا، داخل هذه الطبقة يُولّد المجال المغناطيسي للشمس.[62]



منطقة الحمل الحراري

المقال الرئيسي: منطقة الحمل الحراري

تمتد منطقة الحمل الحراري للشمس من 0.7 من نصف قطرها الشمسي (500,000 كيلومتر) إلى قرب سطحها. في هذه الطبقة، لا تكون بلازما الشمس كثيفة أو ساخنة بما يكفي لنقل الطاقة الحرارية من باطنها إلى الخارج عبر الإشعاع. بدلاً من ذلك، تكون كثافة البلازما منخفضة بما يكفي لتسمح بتكوّن تيارات الحمل الحراري ونقل طاقة الشمس نحو سطحها. تكتسب المادة المسخنة عند منطقة التاكوكلين الحرارة وتتمدد، مما يقلل كثافتها ويسمح لها بالصعود. ونتيجة لذلك، تتطور حركة منتظمة للكتلة إلى خلايا حرارية تحمل معظم الحرارة إلى الخارج نحو الغلاف الضوئي للشمس. بمجرد أن تبرد المادة بالانتشار والإشعاع أسفل سطح الغلاف الضوئي مباشرة، تزداد كثافتها، وتغوص إلى قاعدة منطقة الحمل الحراري، حيث تكتسب الحرارة مرة أخرى من أعلى منطقة الإشعاع، وتستمر دورة الحمل الحراري. في الغلاف الضوئي، انخفضت درجة الحرارة بمقدار 350 ضعفًا إلى 5700 كلفن (9800 درجة فهرنهايت) وانخفضت الكثافة إلى 0.2 جم/م3 فقط (حوالي 1/10000 من كثافة الهواء عند مستوى سطح البحر، وجزء من مليون من كثافة الطبقة الداخلية لمنطقة الحمل الحراري).[62]


تُشكّل الأعمدة الحرارية لمنطقة الحمل الحراري بصمةً على سطح الشمس، مما يُضفي عليها مظهرًا حبيبيًا يُعرف باسم التحبب الشمسي على أصغر نطاق، والتحبب الفائق على نطاقات أكبر. ويُحافظ الحمل الحراري المضطرب في هذا الجزء الخارجي من باطن الشمس على نشاط دينامو "صغير النطاق" فوق حجم سطح الشمس القريب.[62] وتُعدّ الأعمدة الحرارية للشمس خلايا بينارد، وتتخذ شكل موشورات سداسية تقريبًا.[76]


الغلاف الضوئي

السطح المرئي للشمس، وهو الغلاف الضوئي، هو الطبقة التي تصبح الشمس أسفلها معتمةً للضوء المرئي.[77] وتفلت الفوتونات المتولدة في هذه الطبقة من الشمس عبر الغلاف الجوي الشمسي الشفاف فوقها، وتتحول إلى إشعاع شمسي، أي ضوء الشمس. ويرجع تغير العتامة إلى تناقص كمية أيونات H−، التي تمتص الضوء المرئي بسهولة.[77] وعلى العكس، ينتج الضوء المرئي الذي ندركه عندما تتفاعل الإلكترونات مع ذرات الهيدروجين لتكوين أيونات H−.[78][79]


يبلغ سمك الغلاف الضوئي عشرات إلى مئات الكيلومترات، وهو أقل عتامة بقليل من الهواء على الأرض. ولأن الجزء العلوي من الغلاف الضوئي أبرد من الجزء السفلي، تظهر صورة الشمس أكثر سطوعًا في المركز منها على حافة قرص الشمس، في ظاهرة تُعرف باسم تعتيم الحافة.[77] ويُقارب طيف ضوء الشمس طيف جسم أسود يشع عند 5772 كلفن (9930 درجة فهرنهايت)،[12] ويتخلله خطوط امتصاص ذرية من الطبقات الرقيقة فوق الغلاف الضوئي. وتبلغ كثافة الجسيمات في الغلاف الضوئي حوالي 1023 جسيمًا لكل متر مكعب (حوالي 0.37% من عدد الجسيمات لكل وحدة حجم من الغلاف الجوي للأرض عند مستوى سطح البحر). والغلاف الضوئي ليس متأينًا بالكامل، إذ تبلغ نسبة التأين حوالي 3%، مما يُبقي معظم الهيدروجين في صورته الذرية.[80]


اقرأ المزيد


المراجع

  1.  "Sol". Oxford English Dictionary (Online ed.). Oxford University Press. (Subscription or participating institution membership required.)
  2. ^ انتقل إلى:
  3. أ ب "هيليوس". قاموس ليكسيكو الإنجليزي البريطاني. مطبعة جامعة أكسفورد. مؤرشف من الأصل في 27 مارس 2020.
  4. ^ انتقل إلى:
  5. أ ب "شمسي". قاموس أكسفورد الإنجليزي (نسخة إلكترونية). مطبعة جامعة أكسفورد. (يتطلب اشتراكًا أو عضوية في مؤسسة مشاركة).
  6. ^ بيتجيفا، إي. في.؛ ستانديش، إي. إم. (2009). "مقترحات لكتل أكبر ثلاثة كويكبات، ونسبة كتلة القمر إلى كتلة الأرض، والوحدة الفلكية". الميكانيكا السماوية وعلم الفلك الديناميكي. 103 (4): 365-372. Bibcode:2009CeMDA.103..365P. doi:10.1007/s10569-009-9203-8. ISSN 1572-9478. S2CID 121374703. مؤرشف من الأصل في 9 يوليو 2019. تم الاسترجاع في 13 يوليو 2019.
  7. ^ انتقل إلى:
  8. أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز س ش ص ض ط ظ ع غ ف ق ك ل م ن ه و ي. ويليامز، د. ر. (1 يوليو 2013). "صحيفة حقائق الشمس". مركز غودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا. مؤرشف من الأصل في 15 يوليو 2010. تم الاطلاع عليه في 12 أغسطس 2013.
  9. ^ Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press. أرشيف محفوظ من الأصل في 3 February 2021. تاريخ الاسترجاع 13 January 2016.
  10. ^ أسبلوند، م.؛ غريفيس، ن.؛ سوفال، أ. ج. (2006). "الوفرة الشمسية الجديدة - الجزء الأول: الملاحظات". اتصالات في علم الزلازل النجمية. 147: 76-79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76. ISSN 1021-2043. S2CID 123824232.
  11. ^ «كسوف 99: أسئلة شائعة». NASA. محفوظة في الأرشيف منذ 27 مايو 2010. تاريخ الاطلاع 24 أكتوبر 2010.
  12. ^ فرانسيس، تشارلز؛ أندرسون، إريك (يونيو 2014). "تقديران للمسافة إلى مركز المجرة". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية. 441 (2): 1105-1114. arXiv:1309.2629. Bibcode:2014MNRAS.441.1105F. doi:10.1093/mnras/stu631. S2CID 119235554.
  13. ^ هينشو، ج.؛ ويلاند، ج. ل.؛ هيل، ر. س.؛ أوديجارد، ن.؛ لارسون، د.؛ وآخرون. (2009). "ملاحظات مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية على مدى خمس سنوات: معالجة البيانات، وخرائط السماء، والنتائج الأساسية". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية. 180 (2): 225-245. arXiv:0803.0732. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. S2CID 3629998.
  14. ^ انتقل إلى:
  15. أ ب ج د هـ و "استكشاف النظام الشمسي: الكواكب: الشمس: حقائق وأرقام". ناسا. مؤرشف من الأصل في 2 يناير 2008.
  16. ^ انتقل إلى:
  17. a b c Prša, Andrej; Harmanec, Petr; Torres, Guillermo; et al. (1 August 2016). "NOMINAL VALUES FOR SELECTED SOLAR AND PLANETARY QUANTITIES: IAU 2015 RESOLUTION B3 * †". The Astronomical Journal. 152 (2): 41. arXiv:1510.07674. Bibcode:2016AJ....152...41P. doi:10.3847/0004-6256/152/2/41. ISSN 0004-6256.
  18. ^ انتقل إلى:
  19. بونانو، أ.؛ شلاتل، هـ.؛ باتيرنو، ل. (2002). "عمر الشمس والتصحيحات النسبية في معادلة الحالة". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 390 (3): 1115-1118. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749. S2CID 119436299.
  20. ^ Connelly, J. N.; Bizzarro, M.; Krot, A. N.; Nordlund, Å.; Wielandt, D.; Ivanova, M. A. (2 November 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. S2CID 21965292.(registration required)
  21. ^ Gray, David F. (November 1992). "The Inferred Color Index of the Sun". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 104 (681): 1035–1038. Bibcode:1992PASP..104.1035G. doi:10.1086/133086.
  22. ^ "الإحصائيات الحيوية للشمس". مركز ستانفورد للطاقة الشمسية. مؤرشف من الأصل في 14 أكتوبر 2012. تم الاطلاع عليه في 29 يوليو 2008. نقلاً عن إيدي، ج. (1979). شمس جديدة: النتائج الشمسية من سكاي لاب. ناسا. ص 37. ناسا SP-402. مؤرشف من الأصل في 30 يوليو 2021. تم الاطلاع عليه في 12 يوليو 2017.
  23. ^ بارنهارت، آر كيه (1995). قاموس بارنهارت الموجز لعلم أصول الكلمات. هاربر كولينز. ص 776. ISBN 978-0-06-270084-1.
  24. ^ انتقل إلى:
  25. أ. ب. أوريل، فلاديمير (2003). دليل علم أصول الكلمات الجرمانية. ليدن: بريل. ص 41. ISBN 978-9-00-412875-0 – عبر أرشيف الإنترنت.
  26. ^ ليتل، ويليام؛ فاولر، إتش دبليو؛ كولسون، جيه. (1955). "سول". قاموس أكسفورد العالمي للمبادئ التاريخية (الطبعة الثالثة). ASIN B000QS3QVQ.
  27. ^ "heliac". قاموس أكسفورد الإنجليزي (نسخة إلكترونية). مطبعة جامعة أكسفورد. (يتطلب اشتراكًا أو عضوية في مؤسسة مشاركة).
  28. ^ "منظر أوبورتيونيتي، اليوم الشمسي 959 (عمودي)". ناسا. 15 نوفمبر 2006. مؤرشف من الأصل في 22 أكتوبر 2012. تم الاطلاع عليه في 1 أغسطس 2007.
  29. ^ ألين، كلابون دبليو؛ كوكس، آرثر إن. (2000). كوكس، آرثر إن. (محرر). الكميات الفيزيائية الفلكية لألين (الطبعة الرابعة). سبرينغر. ص 2. ISBN 978-0-38-798746-0.
  30. ^ "الكتلة الشمسية". مرجع أكسفورد. تم الاطلاع عليه بتاريخ 26 مايو 2024.
  31. ^ Weissman, Paul; McFadden, Lucy-Ann; Johnson, Torrence (18 September 1998). Encyclopedia of the Solar System. Academic Press. pp. 349, 820. ISBN 978-0-08-057313-7.
  32. ^ "علم الشمس". قاموس كولينز. كولينز. تم الاطلاع عليه بتاريخ 24 نوفمبر 2024.
  33. ^ Woolfson, M. (2000). "The origin and evolution of the solar system" (PDF). Astronomy & Geophysics. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. Archived (PDF) from the original on 11 July 2020. Retrieved 12 April 2020.
  34. ^ ثان، ك. (2006). "أخطأ علماء الفلك: معظم النجوم منفردة". Space.com. مؤرشف من الأصل في 21 ديسمبر 2010. تم الاطلاع عليه في 1 أغسطس 2007.
  35. ^ لادا، سي جيه (2006). "تعدد النجوم ودالة الكتلة الأولية: معظم النجوم مفردة". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية. 640 (1): L63 – L66. arXiv:astro-ph/0601375. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158. S2CID 8400400.
  36. ^ روبليس، خوسيه أ.؛ لينويفر، تشارلز هـ.؛ جريثر، دانيال؛ فلين، كريس؛ إيغان، تشاس أ.؛ براسي، مايكل ب.؛ هولمبرغ، يوهان؛ غاردنر، إيسكو (سبتمبر 2008). "مقارنة شاملة للشمس بالنجوم الأخرى: البحث عن تأثيرات الانتقاء الذاتي". المجلة الفيزيائية الفلكية. 684 (1): 691-706. arXiv:0805.2962. Bibcode:2008ApJ...684..691R. doi:10.1086/589985. hdl:1885/34434. تم الاطلاع عليه في 24 مايو 2024.
  37. ^ انتقل إلى:
  38. أ ب زيليك، م. أ.؛ غريغوري، س. أ. (1998). مدخل إلى علم الفلك والفيزياء الفلكية (الطبعة الرابعة). ساوندرز كولدج للنشر. ص. 322. ISBN 978-0-03-006228-5.
  39. ^ كونلي، جيمس ن.؛ بيزارو، مارتن؛ كروت، ألكسندر ن.؛ نوردلوند، آكي؛ ويلاندت، دانيال؛ إيفانوفا، مارينا أ. (2 نوفمبر 2012). "التسلسل الزمني المطلق والمعالجة الحرارية للمواد الصلبة في القرص الكوكبي الأولي الشمسي". مجلة ساينس. 338 (6107): 651-655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. S2CID 21965292.
  40. ^ Falk, S. W.; Lattmer, J. M.; Margolis, S. H. (1977). "هل المستعرات العظمى مصادر لحبيبات ما قبل تشكل النظام الشمسي؟". Nature. 270 (5639): 700–701. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0. S2CID 4240932.
  41. ^ بيرتون، دبليو بي (1986). "المعايير النجمية". مراجعات علوم الفضاء. 43 (3-4): 244-250. doi:10.1007/BF00190626. S2CID 189796439.
  42. ^ بيسيل، إم إس؛ كاستيلي، إف؛ بليز، بي. (1998). "أغلفة نموذجية: ألوان النطاق العريض، وتصحيحات قياس الإشعاع الشمسي، ومعايرات درجة الحرارة للنجوم من النوع O-M". علم الفلك والفيزياء الفلكية. 333: 231-250. Bibcode:1998A&A...333..231B.
  43. ^ هوفليت، د.؛ وآخرون (1991). "HR 2491". فهرس النجوم الساطعة (الطبعة الخامسة المنقحة). CDS. Bibcode:1991bsc..book.....H.
  44. ^ "الاعتدالات، والانقلابات، والحضيض، والأوج، 2000-2020". المرصد البحري الأمريكي. 31 يناير 2008. مؤرشف من الأصل في 13 أكتوبر 2007. تم الاطلاع عليه في 17 يوليو 2009.
  45. ^ كاين، فريزر (15 أبريل 2013). "كم من الوقت يستغرق ضوء الشمس للوصول إلى الأرض؟". phys.org. مؤرشف من الأصل في 2 مارس 2022. تم الاطلاع عليه في 2 مارس 2022.
  46. ^ "طاقة الشمس: جزء أساسي من نظام الأرض". مركز تعليم العلوم. تم الاطلاع عليه بتاريخ 24 مايو 2024.
  47. ^ «تأثير الشمس على المناخ». Princeton University Press. 23 يونيو 2015. تاريخ الاطلاع 24 مايو 2024.
  48. ^ بير، ج.؛ مكراكين، ك.؛ فون شتايغر، ر. (2012). النويدات المشعة الكونية: النظرية والتطبيقات في البيئات الأرضية والفضائية. سبرينغر. ص 41. ISBN 978-3-642-14651-0.
  49. ^ فيليبس، كيه جيه إتش (1995). دليل الشمس. مطبعة جامعة كامبريدج. ص 73. ISBN 978-0-521-39788-9.
  50. ^ انتقل إلى:
  51. a b c Meftah, M.; Irbah, A.; Hauchecorne, A.; Corbard, T.; Turck-Chièze, S.; Hochedez, J.-F.; Boumier, P.; Chevalier, A.; Dewitte, S.; Mekaoui, S.; Salabert, D. (March 2015). "On the Determination and Constancy of the Solar Oblateness". Solar Physics. 290 (3): 673–687. Bibcode:2015SoPh..290..673M. doi:10.1007/s11207-015-0655-6. ISSN 0038-0938.
  52. ^ انتقل إلى:
  53. أ ب ج غوف، دوغلاس (28 سبتمبر 2012). "ما مدى تفلطح الشمس؟". مجلة ساينس. 337 (6102): 1611-1612. Bibcode:2012Sci...337.1611G. doi:10.1126/science.1226988. ISSN 0036-8075. PMID 23019636.
  54. ^ Kuhn, J. R.; Bush, R.; Emilio, M.; Scholl, I. F. (28 September 2012). "The Precise Solar Shape and Its Variability". Science. 337 (6102): 1638–1640. Bibcode:2012Sci...337.1638K. doi:10.1126/science.1223231. ISSN 0036-8075. PMID 22903522.
  55. ^ جونز، ج. (16 أغسطس 2012). "الشمس هي أكثر شكل كروي مثالي تم رصده في الطبيعة". صحيفة الغارديان. مؤرشف من الأصل في 3 مارس 2014. تم الاطلاع عليه في 19 أغسطس 2013.
  56. ^ شوتز، ب. ف. (2003). الجاذبية من الأسفل إلى الأعلى. مطبعة جامعة كامبريدج. ص 98-99. ISBN 978-0-521-45506-0.
  57. ^ فيليبس، كيه جيه إتش (1995). دليل الشمس. مطبعة جامعة كامبريدج. الصفحات 78-79. ISBN 978-0-521-39788-9.
  58. ^ "النظام الشمسي عكس اتجاه عقارب الساعة". أكاديمية الفضاء الأسترالية. أرشيف النسخة الأصلية بتاريخ 7 أغسطس 2020. تاريخ الاسترجاع 2 يوليو 2020.
  59. ^ غينان، إدوارد ف.؛ إنجل، سكوت ج. (يونيو 2009). الشمس عبر الزمن: عمر الشمس والنجوم الشبيهة بالشمس ودورانها ونشاطها المغناطيسي وتأثيراتها على الكواكب التي تستضيفها. أعمار النجوم، وقائع الاتحاد الفلكي الدولي، ندوة الاتحاد الفلكي الدولي. المجلد 258. الصفحات 395-408. arXiv:0903.4148. Bibcode:2009IAUS..258..395G. doi:10.1017/S1743921309032050.
  60. ^ Pantolmos, George; Matt, Sean P. (November 2017). "Magnetic Braking of Sun-like and Low-mass Stars: Dependence on Coronal Temperature". The Astrophysical Journal. 849 (2). id. 83. arXiv:1710.01340. Bibcode:2017ApJ...849...83P. doi:10.3847/1538-4357/aa9061.
  61. ^ فوسات ، إي. بوميير، ب. كوربارد، T.؛ بروفوست، J.؛ سالبرت، د.؛ شميدر، فكس. غابرييل، ه. اليونانية، G.؛ رينو، C .؛ روبيلوت، JM. روكا كورتيس، ت.؛ تورك تشييز، إس؛ أولريش، RK؛ لزرق، م. (أغسطس 2017). “أوضاع g المقاربة: دليل على الدوران السريع للنواة الشمسية”. علم الفلك والفيزياء الفلكية. 604. معرف. أ40. أرخايف:1708.00259. بيب كود:2017A&A...604A..40F. دوى:10.1051/0004-6361/201730460.
  62. ^ دارلينج، سوزانا (1 أغسطس 2017). "وكالة الفضاء الأوروبية ومرصد سوهو التابع لناسا يكشفان عن نواة شمسية تدور بسرعة". ناسا. تم الاسترجاع في 31 مايو 2024.
  63. ^ انتقل إلى:
  64. a b Lodders, Katharina (10 July 2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). The Astrophysical Journal. 591 (2): 1220–1247. Bibcode:2003ApJ...591.1220L. CiteSeerX 10.1.1.666.9351. doi:10.1086/375492. S2CID 42498829. Archived from the original (PDF) on 7 November 2015. Retrieved 1 September 2015.Lodders, K. (2003). "Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). Meteoritics & Planetary Science. 38 (suppl): 5272. Bibcode:2003M&PSA..38.5272L. Archived (PDF) from the original on 13 May 2011. Retrieved 3 August 2008.
  65. ^ Hansen, C. J.; Kawaler, S. A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. ص 19–20. ISBN 978-0-387-20089-7.
  66. ^ هانسن، سي جيه؛ كاولر، إس إيه؛ تريمبل، في. (2004). باطن النجوم: المبادئ الفيزيائية، والبنية، والتطور (الطبعة الثانية). سبرينغر. الصفحات 77-78. ISBN 978-0-387-20089-7.
  67. ^ هانسن، سي جيه؛ كاولر، إس إيه؛ تريمبل، في. (2004). باطن النجوم: المبادئ الفيزيائية، والبنية، والتطور (الطبعة الثانية). سبرينغر. § 9.2.3. ISBN 978-0-387-20089-7.
  68. ^ إيبن، إيكو الابن (نوفمبر 1965). "تطور النجوم. الجزء الثاني: تطور نجم كتلته 3 أضعاف كتلة الشمس من التسلسل الرئيسي مرورًا باحتراق الهيليوم في نواته". المجلة الفيزيائية الفلكية. 142: 1447. Bibcode:1965ApJ...142.1447I. doi:10.1086/148429.
  69. ^ آلر، ل. هـ. (1968). "التركيب الكيميائي للشمس والنظام الشمسي". وقائع الجمعية الفلكية الأسترالية. 1 (4): 133. Bibcode:1968PASA....1..133A. doi:10.1017/S1323358000011048. S2CID 119759834.
  70. ^ باسو، س.؛ أنطيا، هـ.م. (2008). "علم الزلازل الشمسية ووفرة الطاقة الشمسية". تقارير الفيزياء. 457 (5-6): 217-283. arXiv:0711.4590. Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. S2CID 119302796.
  71. ^ انتقل إلى:
  72. a b García, R.; et al. (2007). "تتبّع أنماط الجاذبية الشمسية: ديناميات لبّ الشمس". Science. 316 (5831): 1591–1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682. S2CID 35285705.
  73. ^ باسو، سارباني؛ تشابلن، ويليام جيه؛ إلسورث، إيفون؛ نيو، روجر؛ سيرينيلي، ألدو إم. (2009). "رؤى جديدة حول بنية لب الشمس". المجلة الفيزيائية الفلكية. 699 (2): 1403-1417. arXiv:0905.0651. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. S2CID 11044272.
  74. ^ انتقل إلى:
  75. أ ب ج د هـ و ز "فيزياء الشمس ناسا/مارشال". مركز مارشال لرحلات الفضاء. ١٨ يناير ٢٠٠٧. مؤرشف من الأصل في ٢٩ مارس ٢٠١٩. تم الاطلاع عليه في ١١ يوليو ٢٠٠٩.
  76. ^ بروجيني، سي. (2003). الفيزياء في التصادم، وقائع المؤتمر الدولي الثالث والعشرين: العمليات النووية في الطاقة الشمسية. مؤتمر الفيزياء في التصادم الثالث والعشرون. زويثن، ألمانيا. ص 21. arXiv:astro-ph/0308537. Bibcode:2003phco.conf...21B. مؤرشف من الأصل في 21 أبريل 2017. تم الاطلاع عليه في 12 أغسطس 2013.
  77. ^ جوبيل، إم جيه؛ ليبريتون، واي؛ ماركيز، جيه بي؛ سامادي، آر؛ بودان، إف. (2011). "قضايا مفتوحة في استكشاف باطن النجوم المتذبذبة الشبيهة بالشمس في التسلسل الرئيسي 1. من الشمس إلى ما يقاربها". مجلة الفيزياء: سلسلة المؤتمرات. 271 (1): 012031. arXiv:1102.0247. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031. S2CID 4776237.
  78. ^ تعاون بوريكسينو (2020). "أدلة تجريبية على إنتاج النيوترينوات في دورة اندماج CNO في الشمس". مجلة نيتشر. 587 (؟): 577-582. arXiv:2006.15115. Bibcode:2020Natur.587..577B. doi:10.1038/s41586-020-2934-0. PMID 33239797. S2CID 227174644. مؤرشف من الأصل في 27 نوفمبر 2020. تم الاطلاع عليه في 26 نوفمبر 2020.
  79. ^ انتقل إلى:
  80. أ ب ج فيليبس، كيه جيه إتش (1995). دليل الشمس. مطبعة جامعة كامبريدج. الصفحات 47-53. ISBN 978-0-521-39788-9.