الشمس

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
(بالتحويل من شمس)
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث
الشمس Sun symbol.svg
The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg
بيانات المراقبة
متوسط المسافة
عن الأرض
1.496×108 كم
8 دقيقة 19 ثانية عند سرعة الضوء
القدر الظاهري (V) −26.74[1]
القدر المطلق 4.83[1]
التصنيف الطيفي G2V
المعدنية Z = 0.0122[2]
القطر الزاوي 31.6′ – 32.7′[3]
الخصائص المدارية
متوسط المسافة عن
مركز المجرة
~2.5×1017 كم
26,000 سنة ضوئية
الفترة المجرية (2.25–2.50)×108 سنة شمسية
السرعة ~220 كم/ثا (في المدار حول مركز المجرة)
~20 كم/ثا (متوسط السرعة نسبة لنجوم قريبة)
~370 كم/ثا[4] (بالنسبة إلى إشعاع الخلفية الميكروني الكوني)
الخصائص الفيزيائية
متوسط القطر 1.392684×106 km[5]
نصف القطر الإستوائي 6.96342×105 km[5]
109 × الأرض[6]
المحيط الإستوائي 4.379×106 km[6]
109 × الأرض[6]
التفلطح 9×10−6
مساحة السطح 6.0877×1012 كم2[6]
11,990 × الأرض[6]
الحجم 1.412×1018 كم3[6]
1,300,000 × الأرض
الكتلة 1.9891×1030 كغم[1]
333,000 × الأرض[1]
متوسط الكثافة 1.408×103 كغ/م3[1][6][7]
الكثافة المركز : 1.622×105 كغ/م3[1]
الفوتوسفير الأدنى: 2×10−4 kg/m3
كروموسفير الأدنى: 5×10−6 كغ/م3
الهالة ( متوسط ): 1×10−12 كغ/م3[8]
الجاذبية السطحية عند خط الإستواء 274.0 م/ثا2[1]
27.94 غ
28 × الأرض[6]
سرعة الإفلات
(من السطح)
617.7 كم/ثا[6]
55 × الأرض[6]
درجة الحرارة المركز~1.57×107 كلفن[1]
الفوتوسفير): 5,778 كلفن[1]
كرونا: ~5×106 كلفن
الضياء (Lشمس) 3.846×1026 واط[1]
~3.75×1028 لومن
~98 لومن/واط
متوسط الإشعاعية (I) 2.009×107 واط/متر−2·ستراديان−1
العمر 4.57 مليار سنة[9]
الخصائص الدورانية
الميل المحوري 7.25°[1]
(من مسار الشمس)
67.23°
(to the مستوي المجرة)
المطلع المستقيم
من القطب الشمالب[10]
286.13°
19 h 4 min 30 s
الميل
من القطب الشمالي
+63.87°
63° 52' شمالاً
الفلكية فترة الدوران
(عند خط الإستواء)
25.05 يوم[1]
(عند خط عرض 16° ) 25.38 يوم[1]
25 d 9 h 7 min 12 s[10]
(عند القطبين) 34.4 يوم[1]
سرعة الدوران
(عند خط الإستواء)
7.189×103 كم/سا[6]
مكونات الغلاف الضوئي
هيدروجين 73.46%[11]
هيليوم 24.85%
أوكسجين 0.77%
كربون 0.29%
حديد 0.16%
نيون 0.12%
نيتروجين 0.09%
سيليكون 0.07%
مغنزيوم 0.05%
كبريت 0.04%
عرض · نقاش · تعديل

الشمس (رمزها Sun symbol.svg) وهي النجم المركزي للمجموعة الشمسية. وهي تقريباً كروية وتحوي بلازما حارة متشابكة مع الحقل المغناطيسي.[12][13] يبلغ قطرها حوالي 1,392,684 كيلومتر،[5] وهو ما يعادل 109 أضعاف قطر الأرض وكتلتها 2×1030 كيلوغرام وهو ما يعادل 330,000 ضعف من كتلة الأرض وتشكل نسبة ما يتراوح إلى 99.86 % من كتلة كل المجموعة الشمسية.[14]

من الناحية الكيميائية يشكل الهيدروجين ثلاث أرباع مكونات الكتلة الشمسية، أما البقية فهي في معظمها هيليوم مع وجود نسبة 1.69% (تقريباً تعادل 5,628 من كتلة الأرض) من العناصر الأثقل متضمنة الأكسجين والكربون والنيون والحديد وعناصر أخرى.[15]

تنتمي الشمس وفق التصنيف النجمي على أساس الطبقات الطيفية إلى الفئة G2V.ويعرف بأنه قزم أصفر، لأن الأشعة المرئية تكون أكثر في الطيف الأصفر والأخضر. وتبدو من على سطح الكرة الأرضية ذات لون أصفر على الرغم من لونها الأبيض بسبب النشر الإشعاعي للسماء للون الأزرق..[16] على أي حال وفق التصنيف النجمي، يشير الرمز G2 إلى درجة حرارة السطح والتي تصل تقريباً إلى 5778 كلفن، بينما يشير الرمز V إلى أن الشمس هي نجم من النسق الأساسي. ويعتبره علماء الفلك بأنه نجم صغير وضئيل نسبياً، ويعتقد أن الشمس ذات بريق أكثر من 85% من نجوم مجرة درب التبانة، لتشكل أقزام حمراء معظم نجوم هذه المجرة.[17][18] يبلغ القدر المطلق للشمس +4.83، وكنجم أقرب إلى الأرض فإن الشمس هي أكثر جرم لمعاناً في سماء الأرض مع قدر ظاهري −26.74.[19][20] تتمدد هالة الشمس بشكل مستمر إلى الفضاء مشكلةً ما يعرف بالرياح الشمسية وهي عبارة عن جسيمات مشحونة تمتد حافة الغلاف الشمسي والتي تصل إلى حوالي 100 وحدة فلكية، ويمتلئ الوسط بين النجمي بالرياح الشمسية. يشكل الغلاف الشمسي أكبر بنية متصلة في المجموعة الشمسية.[21][22]

تتحرك الشمس في السحابة البينجمية المحلية الواقعة في منطقة الفقاعة المحلية ضمن الحافة الداخلية لذراع الجبار أحد الأذرعة الحلزونية لمجرة درب التبانة. تحتل الشمس المركزة الرابعة من حيث الكتلة ضمن الـخمسين نجم الأقرب إلى الأرض (نجوم تقع على مسافة 17 سنة ضوئية من الأرض)، في حين أن أقرب نجم من الأرض بعد الشمس هو القنطور الأقرب الذي يقع على بعد 4.2 سنة ضوئية.[23]

يبعد مدار الشمس المجري عن مركز المجرة على بعد تقريبي يتراوح ما بين 24,000–26,000 سنة ضوئية، تكمل الشمس مدارها المجري أو السنة المجرية كما يظهر من القطب المجري الشمالي في حوالي 225–250 مليون سنة. بما أن المجرة تتحرك بشكل متناسب مع إشعاع الخلفية الكوني الميكرويفي بسرعة 550 كم/سا مما ينتج حركة للشمس بسرعة 370 كم/سا باتجاه كوكبة الأسد أو كوكبة الباطية.[24]

تبلغ متوسط مسافة الشمس عن الأرض حوالي 149.6 مليون كم (وحدة فلكية واحدة)، ويعتقد أن هذه المسافة تتغير بتحرك الأرض من الأوج إلى الحضيض.[25] ينتقل الضوء عند هذه المسافة المتوسطة خلال 8 دقيقة و9 ثوان، تؤمن طاقة الأشعة الضوئية الشمسية المنتقلة إلى الأرض الحياة عليها من خلال تأمين عملية التمثيل الضوئي,[26] إضافة إلى تأمين مناخ وطقس الأرض، وقد عرفت آثار الشمس على الأرض في عصر ما قبل التاريخ، واعتبرت الشمس وفق بعض الثقافات كإله. تطور الفهم العلمي للشمس بشكل بطيء، وحتى علماء القرن التاسع عشر كانت معارفهم حول التكوين المادي للشمس ومصدر طاقتها محدود، ولا تزال هذه المعارف تتطور مع وجود بعض الحالات الشاذة في سلوك الشمس الغير قادرة على التفسير.

المميزات العامة[عدل]

صورة بألوان زائفة مصورة بالأشعة فوق بنفسجية يظهر توهج من الصنف C (المنطقة البيضاء في الجزء اليساري العلوي) وتسونامي شمسي (أمواج على شكل بناء في الجزء الأيمن العلوي) وخيوط متعددة من البلازما تتبع الحقل المغناطيسي ترتفع من السطح النجمي

تنتمي الشمس إلى نوع نجوم النسق الأساسي G, وتشكل كتلة الشمس حوالي 99.8632% من كتلة المجموعة الشمسية ككل. وشكلها تقريبا كروي كامل بحيث يختلف القطر عند القطب عن القطر عند الاستواء بعشرة كيلومتر فقط.[27] بما أن الشمس هي في حالة البلازما وليس في الحالة الصلبة فإنها تدور بسرعة أكبر عند خط الاستواء منه عند القطبين ويعرف هذا السلوك بالدوران التفاضلي، ويتسبب هذا بالحمل الحراري وتحرك الكتلة بسبب التدرج الكبير في درجات الحرارة من النواة إلى الخارج. تحمل هذه الكتلة جزء من الزخم الزاوي بعكس جهة دوران عقارب الساعة لتظهر على أنها من القطب الشمالي لمسار الشمس، وهكذا يتم إعادة نوزيع السرعة الزاوية. فترة الدوران الحقيقي للشمس تستغرق 25.6 يوم عند خط استوائه و33.5 يوم عند القطبين. بينما فترة الدوران الظاهري عند خط الاستواء 28 يوم.[28] إن تأثير قوة الطرد المركزي لهذا الدوران البطئ أقل 18 مليون ضعف من قوة الجذب السطحي عند خط الاستواء. كما أن تأثير قوة المد والجزر للكواكب ذات تأثير ضعيف جدا، لذلك ليس لها تأثير يذكر على شكل الشمس.[29]

يعتبر الشمس نجم غني بالمعادن.[30] من الممكن أن تشكل الشمس قد تحفز نتيجة أمواج صدمية من مستعر أعظم أو أكثر كانا قريبين.[31] أقترح هذا النموذج بسبب وفرة المعادن الثقيلة في النظام الشمسي، مثل الذهب واليورانيوم، نسبة إلى توفر المعادن الثقيلة في نجوم أخرى. ويحتمل نشأة هذه العناصر من التحفيز الذري عن طريق امتصاص طاقة والذي يحدث أثناء انفجار مستعر أعظم، أو أثناء التحول النووي نتيجة امتصاص النيوترونات ضمن النجم الثانوي المولد.[30]

لا تملك الشمس حد واضح مثل الكواكب الصخرية، وتتناقص كثافة الغازات في الأجزاء الخارجية للشمس كلما ابتعدنا عن النواة.[32] ومع ذلك فإن البنية الداخلية للشمس مميزة بوضوح كما سيوضح لاحقاً. يقاس نصف قطر الشمس بدءاً من مركز النواة إلى نهاية الغلاف الضوئي (الفوتوسفير) وهي طبقة أعلى من النواة تكون فيها الغازات باردة ورقيقة بحيث تشع كميات كبيرة من الضوء، لذلك يكون سطحها مرئي بسهولى بالعين المجردة.[33]

لا يمكن رؤية الداخل الشمسي بالعين، كما أن الشمس غير نفوذة للأشعة الكهرومغناطيسية. يتم دراسة التركيب الداخلي للشمس بشكل مشابه لدراسة التركيب الداخلي للأرض، ففي حالة الأرض يتم استخدام الموجات الزلزالية، بينما تعبر الأمواج الإتضغاطية في حالة الشمس عن التركيب الداخلي للشمس وتمكن من وضع تصور للبنية الداخلية لها.[34] كما تستخدم المحاكاة بالحاسوب كأسلوب نظري في دراسة الشمس واستكشاف الطبقات الداخلية

النواة[عدل]

مقطع عرضي للشمس
طبقات الشمس:
1. قلب الشمس (14 مليون كلفن)
2. منطقة إشعاعية (2 مليون كلفن)
3. منطقة حمل حراري
4. غلاف ضوئي (5800 كلفن)
5. غلاف لوني (ضوء وأشعة سينية وأطياف أخرى)
6. الهالة
7. بقع شمسية
8. سطح حبيبي هائج
9. انفجار شمسي

تمتد نواة الشمس من مركز الشمس إلى 20-25% من نصف قطر الشمس.[35] وتزيد كثافتها عن 150 غ/سم3 [36][37] (حوالي 150 ضعف من كثافة الماء). تصل درجة الحرارة ضمن النواة إلى 15.7 مليون كلفن، في حين أن درجة حرارة سطح الشمس تصل إلى 5,800 كلفن.[35] وفق تحليل المسبار سوهو فإن نواة الشمس تدور بسرعة أكبر من سرعة دوران المنطقة الإشعاعية.[35] تنتج الطاقة الشمسية خلال معظم حياة الشمس من خلال الاندماج النووي من خلال سلسلة من المراحل تدعى بسلسلة تفاعل بروتون-بروتون، ومن خلال هذه العملية يتحول الهيدروجينإلى الهيليوم.[38] بينما ينتج عن طريق دورة كنو فقط 0.8% من طاقة الشمس.[39]

تعتبر نواة الشمس الطبقة التي تنتج معظم الطاقة الحرارية للشمس من خلال الاندماج النووي، فمن خلال الـ 24 % من نصف القطر الشمسي يتم إنتاج 99% من الطاقة. وتتوقف عملية الاندماج النووي ما بعد 30% من نصف القطر الشمسي، في حين أن بقية النجم يتم تسخينه عن طريق الانتقال الحراري. وهكذا فإن الطاقة المنتجة من النواة تنتقل منها خلال عدة طبقات لتصل إلى الفوتوسفير لتنتقل من ثمة إلى الفضاء على شكل أشعة ضوئية وطاقة حركية للجسيمات.[40][41]

تحدص سلسلة البروتون - بروتون ضمن نواة الشمس كل 9.2*1037 مرة في الثانية الواحدة. بما أن هذا التفاعل يستخدم أربع بروتونات حرة (نوى الهيدروجين) فإنه يحول 3.7*1038 بروتون إلى جسيم ألفا (نوى هيليوم) خلال الثانية الواحدة أي مايعادل حوالي 6.2 *1011 كيلوغرام في الثانية.[41] ونظراً لأن اندماج الهيدروجين وتحوله إلى هيليوم يحرر حوالي 0.7% من الكتلة المنصهرة إلى طاقة،[42] فيبلغ مجمل الكتلة المتحولة إلى طاقة حوالي 4.26 مليون طن/الثانية أو الطاقة الناتجة عن تحول هذه الكتلة تساوي 384.6 *1026 واط[1] وهو مايعادل الطاقة الناتجة عن انفجار 9.192*1010 كيلو غرام من التي إن تي في الثانية الواحدة. وتتحول المادة إلى طاقة وتشع كطاقة إشعاعية طبقا لقانون تكافؤ المادة والطاقة الذي صاغة أينشتاين في النظرية النسبية.

تتغير الطاقة المنتجة عن طريق الاندماج النووي تبعاً لبعدها عن مركز الشمس. توضح المحاكاة النظرية أن الطاقة المنتجة في مركز الشمس تصل إلى 276.5 واط/م3

المنطقة الإشعاعية[عدل]

تكون المادة الشمسية في منطقة تقع على نصف قطر أقل من 0.7 من قطر الشمس، حارة وكثيفة بما فيه الكفاية بحيث يكون النقل الحراري الإشعاعي كبير لنقل الحرارة الكبيرة للنواة باتجاه الخارج.[43] ولا يوجد في هذه المنطقة نقل حراري بالحمل، كما تتبرد المواد في هذه المنطقة من 7 مليون كلفن إلى 2 مليون كلفن بشكل يتناسب مع الارتفاع. هذا التدرج الحراري أقل من قيمة معدل السقوط الأديباتي والتي لايمكن أن تؤدي إلى النقل بالحمل.[37] الطاقة المنتقلة بواسطة إشعاع أيونات الهيدروجين وإنبعثات فوتونات الهيليوم والتي تنتقل مسافة قصيرة قبل أن يعاد امتصاصها من أيونات أخرى.[43] كما تنخفض الكثافة إلى مئة ضعف من منطقة تتراوح 0.25 من قطر الشمس إلى قمة منطقة الأشعاع (من 20 غ/سم3 إلى 0.2 غ/سم3)[43]

تتشكل في مكان الاتصال ما بين المنطقة الأشعاعية ومنطقة الجمل طبقة أنتقالية تعرف بخط السرعة أو تاكولاين، تتميز هذا الطبقة بتغير حاد في نظام الدوران من دوران منتظم في المنطقة الإشعاعية إلى دوران تفاضلي في منطقة الحمل، مما ينتج عن اجهادات قص كبيرة لتنزلق الطبقات الأفقية بعضها على بعض.[44] حركة السائل المتواجدة في منطقة الحمل تختفي بشكل تدريجي من الأعلى إلى الأسفل بشكل يطابف المميزات الساكنة للطبقة الإشعاعية في أسفل منطقة الحمل، حالياً اقترحت فرضية الدينامو الشمسي حيث فرضت بأن الدينامو الغناطيسي في هذه الطبقة يولد الحقل المغناطيسي للشمس.[37]

منطقة الحمل[عدل]

اعتباراً من الطبقة الخارجية لسطح الشمس، نزولاً إلى ما يقارب 200000 كم باتجاه النواة (حوالي 70% من نصف قطر الشمس) تكون البلازما غير كافية أو غير حارة بمافيه الكفايى لنقل الطاقة الحرارية الداخلية للخارج عن طريق الإشعاع. نتيجة لذلك، يحدث انتقال الحرارة بواسطة الحمل حيث تحمل تيارات حرارية المواد الساخنة باتجاه سطح الشمس، وحالما تبرد هذه المواد تحمل إلى أسفل منطقة الحمل لتتلقى حرارة من أعلى منطقة الإشعاع. تصل درجة الحرارة في المنطقة المرئية من سطح الشمس إلى 5700 كلفن، والكثافة إلى 0.2 غ/سم3 فقط (حوالي 1/6000 من كثافة الهواء عند مستوى سطح البحر).[37]

تشكل الأعمدة الحرارية الناتجة عن النقل الحراري بالحمل سمات مميزة على سطح الشمس تعرف الحبيبات الشمسية والحبيبات الشمسية الفائقة. يسبب الحمل الحراري المضطرب في هذا المنطقة تأثير دينامو صغير الذي يؤدي إلى نشوء قطب شمالي وقطب جنوبي مغناطيسي للشمس.[37] الأعمدة الحرارية هي خلايا بينارد لذلك تكون على شكل منشور سداسي.[45]

الغلاف الضوئي[عدل]

درجة الحرارة الفعالة أو درجة حرارة الجسم الأسود، وتبلغ 5777 كلفن وهي درجة حرارة جسم أسود يملك نفس الحجم يجب أن يبث نفس كمية الطاقة. توزيع الموجات الكهرومغناطيسية بحسب طول موجتها (أصفر) ومقارنته بتوزيع إشعاع جسم أسود (رمادي) عند نفس درجة الحرارة

يعرف السطح المرئي من الشمس بالغلاف الضوئي، وتكون الطبقة الأدنى من هذه الطبقة ذات عتامة للضوء المرئي،[46] يصبح ضوء الشمس حراً بالانتقال إلى الفضاء فوق هذه الطبقة، ومنها تنتقل طاقة داخل الشمس للخارج. يرجع التغير في الخصائص البصرية للشمس في هذه الطبقة نتيجة تناقص كميات آنيون الهيدروجين والذي يمتص الضوء المرئي بسهولة.[46] وعلى العكس من ذلك ينتج الضوء المرئي إلكترونات تتفاعل مع ذرات الهيدروجين لتقلل من كمية آنيون الهيدروجين.[47][48] تبلغ سماكة الغلاف الضوئي مئات الكيلومترات وهي ذات عتامة أقل بقليل من هواء الأرض. لأن القسم الأعلى من الغلاف الضوئي أبرد من أدنى أقسامه. تظهر الصور الملتقطة للشمس بأنها ذات سطوع أعلى في المركز منه عن الأطراف أو يوجود سواد على أطراف قرص الشمس وهو مايعرف باسم سواد الأطراف.[46] يملك ضوء الشمس تقريباً طيف الجسم الأسود وهو مايؤشر على أن درجة حرارتها حوالي 6000 كلفن، يتخللها خطوط طيفية ذرية في الطبقات الضعيفة فوق الغلاف الضوئي. تبلغ كثافة الجسيمات الغلاف الضوئي حوالي 1023 م3 وهو مايعادل 0.37% من كثافة جسيمات الغلاف الجوي الأرضي عند مستوى سطح البحر. يعود ذلك لأن معظم جسيمات الغلاف الضوئي هي من الإلكترونات والبروتونات مما يجعل جسيمات الغلاف الجوي الأرضي أثقل بـ 58 ضعف.[43]

لوحظت خلال الدراسات المبكرة للطيف المرئي بأن بعض الخطوط الطيفية لا تتناسب مع أي مركب كيميائي معروف على الأرض. لذلك فرض جوزيف نورمان لوكير في سنة 1868 بأن هناك عنصر جديد موجود ودعاه بالهيليوم، ولم تمضِ سوى 25 سنة بعد ذلك حتى تم عزل الهيليوم على الأرض.[49]

الغلاف الجوي[عدل]

يمكن رؤية هالة الشمس خلال الكسوف الكلي للشمس بالعين المجردة

يشار إلى القسم من الشمس أعلى الغلاف الضوئي بالغلاف الجوي للشمس.[46] ويمكن رصده بتلسكوب عامل على الطيف الكهرومغنطيسي. يمكن تمييز خمس مناطق رئيسية في الغلاف الشمسي باستخدام أمواج الراديو أو أشعة غاما وهي : منطقة الحرارة المنخفضة والغلاف الملون ومنطقة الانتقال والهالة الشمسية والغلاف الشمسي.[46] يعتبر الغلاف الشمسي الطبقة الخارجية من الشمس يتتمدد الغلاف الشمسي بعد مدار بلوتو ليصبح غشاء شمسي (غمد شمسي)، حيث تشكل حدود على شكل موجة صدمية في الوسط بين النجمي. تكون كل من الغلاف الملون ومنطقة الانتقال والهالة أكثر حرارة من سطح الشمس.[46] حتى الآن لم يبرهن السبب وراء ذلك، لكن يقترح أن أمواج ألففين لها الطاقة الكافية لتسخين الهالة[50]

الطبقة الأقرب للشمس هي طبقة درجة الحرارة المنخفضة وتقع على ارتفاع 500 كم من الغلاف الضوئي، وتصل درجة الحرارة في هذه الطبقة إلى 4100 كلفن.[46] وهذه الطبقة ذات درجة حرارة منخفضة بما فيه الكفاية لتدعم وجود جزيئات الماء وأحادي أكسيد الكربون وأمكن تحديد وجود هذين المركبين باستخدام الخطوط الطيفية.[51]

تتموضع فوق طبقة الحرارة المنخفضة طبقة الغلاف الملون، وهي طبقة يبلغ سمكها حوالي 2000 كم مهيمن عليها من قبل خطوط الطيف..[46] وسميت بهذا الاسم لأنها ترى كوميض ملون في بداية ونهاية كسوف الشمس.[43] تزداد الحراة في هذه الطبقة تدريجياً مع الارتفاع لتصل إلى حرارة 20000 كلفن بالقرب من أعلى هذه الطبقة. يصبح الهيليوم في الجزء الأعلى من هذه الطبقة متأين جزئياً.[52]

صورة ملتقطة بواسطة مسبار هينودي في سنة 2007 تكشف هذه الصورة عن طبيعة البلازما الشمسية التي تربط مناطق مختلفة القطبية المغناطيسية

تتواجد طبقة رقيقة بسمك 200 كم تقريباً وهي منطقة الانتقال، تتميز هذه المنطقة بالارتفاع السريع لدرجة الحرارة بحيث ترتفع من 20000 كلفن في نهابة منطقة الغلاف الملون إلى 1000000 كلفن.[53] ويساهم تأين كامل الهيليوم في هذه المنطقة من الزيادة السريعة لدرجة الحرارة بحيث تساهم بتقليل التأثير التبريدي الإشعاعي للبلازما.[52] لا تحدث منطقة الانتقال كحالة على ارتفاع ما، إنما تشكل هالة ضوئية حول الغلاف الملون وتظهر كوهج.[43] من السهل رؤوية منطقة الانتقال من الأرض، كما من السهل رؤويته من الفضاء باستخدام معدات حساسة للأشعة فوق البنفسجية.[54]

تمتد الهالة للخارج، وهي بحد ذاتها أكبر من الشمس. تمتد الهالة بشكل مستمر إلى الفضاء مشكلةً الرياح الشمسية، والتي تملئ كل المجموعة الشمسية.[55] تملك الطبقة السفلى من الهالة بالقرب من الشمس كثافة جسيمات تتراوح ما بين 1015 إلى 1016 م−3.[52] تتراوح متوسط درجة حرارة الهالة والرياح الشمسية 1,000,000–2,000,000 كلفن، على الرغم من الحرارة في المناطق الأسخن تتراوح ما بين 8,000,000–20,000,000.[53] حتى الآن لاتوجد نظرية لحساب حرارة الهالة، لكن بعض من الحرارة عرفت بواسطةإعادة الاتصال المغناطيسي.[53][55]

الغلاف الشمسي عبارة عن تجويف حول الشمس ممتلء ببلازما الرياح الشمسية ويمتد لما حوالي 20 ضعف من نصف قطر الشمس أو الحدود الخارجية للمجموعة الشمسية. تعرف حددوده الخارجية بأنه الطبقة التي يصبح بها تدفق الرياح الشمسية أسرع من أمواج ألففين.[56] الاضطربات والقوى الديناميكية خارج هذه الحدود لا تأثر على شكل الهالة الشمسية ضمنها، لأن المعلومات يمكن أن تسافر فقط ضمن سرعة موجة ألففين. دائماً الرياح المنتقلة للخارج عبر الغلاف الشمس تشكل حقل مغناطيسي شمسي على شكل لولبي،[55] حتى تصطدم بالغمد الشمسي على بعد 50 وحدة فلكية. مر مسبار فوياجر 1 بجانب موجة صدمية والتي يعتقد أنها جزء من الغمد الشمسي. كما سجل كلا من مسباري فوياجر مستويات عالية من الطاقة عندما أقتربو من حدود الغلاف.[57]

الحقل المغناطيسي[عدل]

تيار الغلاف الشمسي الدوري يمتد إلى المراكز الأخيرة للمجموعة الشمسية وينتج بسبب التشابك الناتج عن دوران الحقل المغناطيسي الشمسي مع الحقل بين الكوكبي [58]

الشمس نجم نشط مغناطيسياً. فهي تدعم التغيرات القوية والتي تتنوع من عام لعام وتغير الاتجاه كل أحد عشر عاماً حول الذروة الشمسية.[59] يؤدي الحقل المغناطيسي الشمسي إلى تأثرات عديدة تدعى بمجملها النشاط الشمسي متضمنة البقع الشمسية على سطح الشمس والانفجارات الشمسية والتغيرات في الرياح الشمسية والتي تحمل المواد عبر المجموعة الشمسية.[60] يتضمن تأثير النشاط الشمسي على الأرض الشفق القطبي وتعطل الاتصالات اللا سلكية والطاقة الكهربائية. يعتقد أن النشاط الشمسي يلعب دور كبير في تشكل وتطور المجموعة الشمسية. كما يغير النشاط الشمسي تركيب الغلاف الجوي الأرضي الخارجي.[61]

جميع المواد في الشمس تكون بالطور الغازي وبلازما نتيجة حرارة الشمس العالية. مما يجعل من السهل للشمس أن تدور أسرع عند خط الإستواء (حوالي 25 يوم) منها في خطوط العرض الأعلى (حوالي 35 يوم قرب القطبين). يسبب الدوران التفاضلي للشمس مع الارتفاع تشابك خطوط الحقل المغناطيسي مع بعضها البعض مما يسبب حلقات من الحقل المغناطيسي تنشأ من سطح الشمس وتؤدي إلى تشكلات هائلة من البقع الشمسية والتوهجات الشمسية. كما يسبب التشابك المغناطيسي هذا تأثير الدينامو الشمسي ودورة الأحد عشر عاماً للنشاط المغناطيسي الشمسي، حيث يعكس الحقل المغناطيسي الشمسي نفسه كل أحد عشر عاماً.[62][63]

تحمل الرياح الشمسية الممغنطة الحقل المغناطيسي الشمسي معها مشكلة ما يعرف باسم الحقل المغناطيسي البين كوكبي.[55] وبما أن البلازما يمكنها أن تنتقل على طول خطوط الحقل المغناطيسي، يمتد الحقل المغناطيسي البين كوكبي بشكل قطري من الشمس. ولأن الحقل المغناطيسي فوق وتحت خط الاستواء له نقاط قطبية مختلفة في اتجاه أو بعيداً عن الشمس، وتوجد طبقة رقيقة من التيار الكهربائي عند مستوي خط الإستواء الشمسي، والتي تدعى تيار الغلاف الشمسي الدوري.[55] يشابك دوران الشمس الحقل المغناطيسي والتيار الدوري على مسافة بعيدة على شكل حلزون أرخميدس مشكلةً بنية تدعى حلزون باركر.[55] الحقل المغناطيسي البين كوكبي أقوى بكثير من الحقل المغناطيسي الثنائي للشمس. يتراوح قوة الحقل المغناطيسي الثنائي للشمس ما بين 50-400 ميكروتسلا (عند الغلاف الضوئي) ويتناقص متناسباً عكساً مع مكعب المسافة ليصل إلى 0.1 نانو تسلا على مسافة تساوي بعد الأرض. في حين وحسب قياسات المسبارات الفضائية يكون الحقل المغناطيسي البين كوكبي على بعد الأرض يساوي 5 نانو تسلا.[64]

التركيب الكيميائي[عدل]

تتكون الشمس بصفة أساسية من عنصري الهيدروجين والهيليوم بنسبة 9 و74% و8 و23% على التوالي وهذا التكوين هو ما يبينه الغلاف الضوئي. [65] وتسمى العناصر الأثقل من ذلك "معادن" طبقا للمصطلح الفلكي، ونسبتها في الشمس أقل من 2% من كتلة الشمس. و المعادن تتكون من 1% من الأكسجين و0.3% كربون و 0.2% نيون و0.2% حديد وذلك بحسب قياسات عام 2004. [66] وتكونت الشمس منذ نحو 5 و4 مليار سنة من الهيدروجين والهيليوم مختلطا به قليل من المعادن (نحو 5 و1%) ناشيئ عن تخليق العناصر في أجيال من النجوم الأقدم أكملت مراحل تطورها ثم انفجرت كمستعرات عظمى وألقت محتوياتها في الوسط البيننجمي، ومنها تكونت الشمس. [67] ويعتبر التركيب الكيميائي للغلاف الضوئي مماثلا للتركيب الكيميائي للمجموعة الشمسة عند نشأتها. [68] وبعد نشأة الشمس وبدأ فيها تخليق العناصر المعدنية الأثقل فتنفصل هذه عن الغلاف الضوئي السطحي مترسبة في مركز الشمس. ولذلك فيحتوي الغلاف الضوئي حاليا على نسبة من الهيليوم أقل حيث كانت نسبته الأصلية عند نشأة الشمس 4 و27% وكانت نسبة الهيدروجين 1 و71% ونسبة المعادن 5 و1%. [65]

وقد عمل الاندماج النووي للهيدروجين وتحوله إلى الهيليوم في قلب الشمس على تغيير نسب العناصر، فأصبح باطن الشمس يحتوي على 60% من الهيليوم كما تغيرت نسب العناصر الأخرى "المعادن". ونظرا لأن الطبقة الداخلية من باطن الشمس طبقة تنتقل فيها الحرارة بالإشعاع وليس بالحمل الحراري فإن المكونات الثقيلة الناتجة عن الاندماج النووي تتركز في قلب الشمس ولا تخرج إلى السطح (الغلاف الضوئي).[69]

الوصف أعلاه لتركيز العناصر الشمسية الثقيلة قيس باستخدام المطيافية الفلكية لتحليل الغلاف الضوئي للشمس وبقياس تركيز العناصر في الحجارة النيزكية التي لم تسخن لدرجة الانصهار. يعتقد أن هذه الحجارة النيزكية قد حفظت تركيب النجم الأولي للشمس وبذلك لم تتأثر بتراكم العناصر الثقيلة. كلا الطريقتين أثبتت جدواهما.[15]

مجموعة عناصرالحديد المتأين المنفردة[عدل]

قامت مجموعة كبيرة من البحوث في عام 1970 مركزةً على البحث عن تراكيز مجموعة الحديد في الشمس.[70][71] وعلى الرغم من أن تلك البحوث حققت نتائج مرضية إلا أن تحديد تراكيز بعض عناصر مجموعة الحديد (كالكوبالت والمغنسيوم) بقي صعباً حتى عام 1978 بسبب بنيتهم فائقة الدقة.[70]

أنجز أول بحث كامل لدراسة قوى التذبذب على عناصر مجموعة الحديد المتأينة المنفردة في سنة 1962،[72] وحسبت قوى التذبذب في سنة 1976.[73] وفي سنة 1978 اشتقت تراكيز عناصر مجموعة الحديد المتأينة.[70]

العلاقة بين الشمس والكواكب من حيث التجزئة الكتلية[عدل]

يفرض العديد من الباحثين وجود علاقة في التجزئة الكتلية بين تراكيب النظائر الشمسية والغازات النبيلة الكوكبية،[74] على سبيل المثال الترابط بين تراكيب النظائر الكوكبية ونيون وزينون الشمس.[75] وساد الاعتقاد حتى سنة 1983 أن كل الشمس لها نفس التركيب الذي يملكه الغلاف الجوي الشمسي[76]

في سنة 1983 دعي أنه كان هناك تجزئة في الشمس نفسها سببت العلاقة التجزئية بي تراكيب النظائر للكواكب والرياح الشمسية المصطدمة بالغازات النبيلة.[76]

الدورات الشمسية[عدل]

البقع الشمسية ودورات البقع الشمسية[عدل]

قياسات تغيرات البقع الشمسية خلال آخر 30 عام

عادةً عند رصد الشمس مع فلترة مناسبة، فإن البقع الشمسية من الملامح التي ترى بسرعة، والتي تعرف بأنها منطقة من سطح الشمس تبدو أغمق من محيطها بسبب درجة حرارتها المنخفضة. تكون البقع الشمسية منطقة ذات نشاط مغناطيسي شديد حيث يثبط النقل الحراري بالحمل بسبب الحقل المغناطيسي الشديد، مما يقلل من انتقال الطاقة من المناطق الأكثر حرارة. يسبب الحقل المغناطيسي تسخي كبير في الهالة، مما ينتج عنه مناطق تكون مصادر لوهج شمسي شديد والانبعاث الكتلي الإكليلي. قد يبلغ مقطع بعض البقع الشمسية عشرات ألاف الكيلومترات.[77]

عدد البقع الشمسية المرئية على الشمس غير ثابت، لكنه يتغير كل دورة مؤلفة من أحد عشر عاماً. في ادنى الدورة الشمسية عدد قليل من البقع يمكن رؤويته وأحياناً لا يمكن رؤوية أي بقعة ويكون أغلبها عند خطوط العرض العليا. مع تقدم الدورة الشمسية يزداد عدد البقع الشمسية وتتحرك نحو خط الإستواء، هذه الظاهرة توصف بواسطة قانون سبورر. عادةً ماتنشأ البقع الشمسية بين زوجين من الأقطاب المغناطيسية. تتبدل الأقطاب المغناطيسية كل دورة شمسية، بذلك كل قطب مغناطيسي شمالي في دورة يتحول إلى قطب جنوبي في الدورة التالية.[78]

تاريخ أعداد رصد البقع الشمسية خلال آخر 25 سنة والتي تظهر دورة الشمس المؤلفة من 11 عاماً

تأثر الدورة الشمسية بشكل كبير على مناخ الفضاء، إضافة إلى تأثيرها الكبير على مناخ الأرض حيث أنه لضياء الشمس علاقة كبيرة مع النشاط المغناطيسي. يميل النشاط الشمسي عند أدنى الدورة إلى أن يكون مرتبط مع درجات الحرارة الأخفض، في حين أكثر من متوسط الدورة يرتبط بدرجات الحرارة الأعلى.[79] في القرن السابع عشر بدت أن الدورة الشمسية قد توقفت لعدة عقود فعدد قليل من البقع لوحظ خلال هذه الفترة مما أدى إلى نشوء ماعرف بالعصر الجليدي الصغير، فشهدت أوروبا درجات الحرارة الباردة على نحو غير عادي.[80] وقد تم اكتشاف الحرارة الدنيا من خلال تحليل حلقات جذوع الأشجار ويبدو أن تزامنت مع أقل من متوسط درجات الحرارة العالمية[81]

احتمالية الدورة طويلة الأمد[عدل]

توجد نظرية تدعي أن هناك عدم استقرار مغناطيسي في نواة الشمس تسبب تقلبات مع فترات طويلة من السنوات تتراوح 41000 إلى 1000000 سنة. يمكن لهذه النظرية توفر أفضل تفسير العصور الجليدية من دورات ميلانكوفيتش.[82][83]

دورة حياة الشمس[عدل]

تطور الشمس والضياء الشمسي ونصف قطرها ودرجة الحرارة الفعالة مقارنةً بالوقت الحاضر.[84]

تشكلت الشمس قبل حوالي 4.57 مليار سنة نتيجة انهيار قسم من سحابة جزيئية عملاقة والتي كانت تحتوي في معظم تركيبها على الهيدروجين والهيليوم، ومن الممكن أن هذه السحابة قد شكلت نجوم أخرى.[85] وقد قدر هذا العمر استناداً إلى النمذجة باستخدام الحاسوب لتقدير التطور النجمي ومن خلال علم التسلسل الزمني الكوني أيضاً.[9] كانت النتائج منسجمة مع بيانات التأريخ الإشعاعي لمواد قديمة من المجموعة الشمسية.[86][87] كشفت الدراسات على النيازك القديمة آثار نوى مستقرة من النظائر قصيرة العمر مثل الحديد-60 والذي يتشكل فقط في انفجارات قصيرة المدى للنجوم. ويؤشر هذا إلى أنه يجب أن ينفجر مستعر أعظم أو اثنين بالقرب من مكان تشكل الشمس. ومن المحتمل بأن الموجة الصدمية الناتجة عن انفجار المستعر الأعظم قد حثت على تشكل الشمس عن طريق ضغط الغازات ضمن السحابة الجزيئية، وتسبب بانهيار داخل السحابة في منطقة ما تحت تأثير جاذبيتها.[88] الجزء المنفصل من السحابة المنهار بدأ بالدوران بسبب مصونية الزخم الزاوي وبدأته حرارته بالازدياد مع ارتفاع الضغط، نتيجة لذلك تجمعت معظم الكتلة في المركز، بينما طارت البقية لخارج القرص والتي شكلت الكواكب وبقية النظام الشمسي. ولد الضغط والحرارة في نواة السحابة المنفصلة كمية كبيرة من الحرارة كما تراكم مزيد من الغاز من محيط القرص، أخيراً تسبب ذلك ببدأ التفاعلات النووية وبذلك ولدت شمسنا

تعتبر الشمس الآن في منتصف عمرها كنجم نسق أساسي، وخلال هذه المرحلة يكون تفاعلات هيدروجينية تحول الهيدروجين إلى الهيليوم. ففي كل ثانية يتحول أكثر من مليون طن من المادة إلى طاقة ضمن نواة الشمس منتجةً نيترونات وإشعاعات شمسية، هذه النسبة تعادل تحويل ما يقارب من 100 ضعف من كتلة الأرض إلى طاقة. تقضي الشمس في مرحلة النسق الأساسي منذ بدايتها وحتى نهايتها حوالي 10 مليار سنة.[89]

لا تملك الشمس كتلة كافية لتنفجر كمستعر أعظم، وبدلاً من ذلك فإنه بعد 5 مليار سنة ستدخل في طور عملاق أحمر، حيث ستمتد الطبقات الخارجية منها بسبب نفاذ وقود الهيدروجين في النواة وستتقلص النواة وتسخن. سيستمر اندماج الهيدروجين حول النواة الحاوية على الهيليوم والتي ستتمد بشكل مستمر طالما هناك إنتاج للهيليوم. حالما تصل درجة حرارة النواة إلى 100 مليون كلفن يبدأ اندماج الهيليوم وإنتاج الكربون لتدخل الشمس طور عملاق مقارب.[30] يتبع مرحلة العملاق الأحمر نبضات حرارية شديدة تسبب تخلص الشمس من طبقاتها الخارجية وتشكيل سديم كوكبي. الشيء الوحيد الذي يبقى بعد قذف الطبقات الخارجية هي النواة الحارة، والتي ستبرد ببطأ وتتضمحل لقزم أبيض خلال مليارات السنين. وهذا هو سيناريو تطور النجوم متوسطة الكتلة.[90][91]

تلاشي الشمس[عدل]

من المعروف أن مصير الأرض محسوم بالزوال في النهاية. عندما تتحول الشمس إلى عملاق أحمر فإن نصف قطره سيمتد لخلف مدار الأرض الحالي، حيث أن نصف قطر العملاق الأحمر سيكون أكبر بـ 250 ضعف من قطرها الحالي.[92] ومع الوقت سيتحول العملاق الأحمر إلى عملاق مقارب، حيث ستفقد الشمس 30% من كتلتها بسبب الرياج النجمية، لذلك ستفلت الكواكب من مداراتها للخارج، ويعتقد أن الأرض ستكون بمنأى عن ذلك، لكن يعتقد العلماء بأن الأرض ستبتلع من قبل الشمس بسبب قوى المد والجزر..[92] وحتى لو نجحت الأرض من الإفلات من ابتلاع الشمس، فإن الماء على سطحها سيغلي، ومعظم غلافها الجوي سوف يهرب باتجاه الفضاء. وحتى خلال الحياة النجمية للشمس ضمن نوع النسق الأساسي، فإن ضياء الشمس سيزداد تدريجياً (10% كل مليار سنة) وبالتالي سترتفع درجة حرارتها تدريجياً مما سيكون له عظيم الأثر على الأرض. من المعلوم أن الشمس كانت أكثر خفوتاً في الماضي، ومن الممكن أن يكون هذا سبب بدأ الحياة على الأرض قبل حوالي مليار سنة. ازدياد الحرارة بهذا الشكل ستؤدي إلى تسخين حرارة الأرض وتبخر مياه الأرض من على سطحها في المليار السنة القادمة، مما سيقضي على جميع أشكال الحياة على الأرض.[92][93]

دورة حياة الشمس.

ضوء الشمس[عدل]

مقارنة بين حجم الشمس كما تبدو في جوار الكواكب الثمان وبلوتو

يعتبر ضوء الشمس المصدر الرئيسي للطاقة على الأرض. في حين أن المصدر الآخر للطاقة هو المواد الانشطارية في باطن الأرض، وهذه المواد الانشطارية هي مصدر الطاقة الحرارية الأرضية عن طريق حدوث تفاعلات نووية. يعرف الثابت الشمسي بأنه كمية الطاقة التي تأمنها الشمس بالنسبة لواحدة المساحة المعرضة مباشرة لضوء الشمس. يعادل الثابت الشمس لسطح على بعد وحدة فلكية واحدة (ما يعادل بعد الأرض عن الشمس) تقريباً 1368 واط/متر2[94] يساهم الغلاف الجوي الأرضي بتوهين ضوء الشمس وبالتالي فإن الطاقة الواصلة للشمس تكون قريبة من 1000 واط/متر2 وذلك بالظروف الطبيعة وعندما تكون الشمس بوضع سمت الرأس.[95]

مشهد غروب الشمس من على سطح الأرض

يمكن تسخير الطاقة الشمسية بعدة طرق طبيعية وصناعية. فعملية التمثيل الضوئي تلتقط الطاقة من ضوء الشمس وتحولها إلى طاقة كيميائية هي من العمليات التي تجري بشكل طبيعي على الأرض. يمكن استخدام طاقة ضوء الشمس لتوليد الطاقة الكهربائية عن طريق التسخين المباشر أو تحويل الضوء إلى كهرباء باستخدام الخلايا الشمسية. كما أن الطاقة المخترنة في النفط وأنواع الوقود الأحفوري الأخرى كان مصدرها الأساسي هو تحول الطاقة الشمسية عن طريق التمثيل الضوئي في الماضي البعيد.[96]

حركة وتموضع الشمس في المجرة[عدل]

حركة مركز كتلة المجموعة الشمسية بالنسبة للشمس
مخطط يظهر مجرة درب التبانة وتموضع الشمس فيها

تتموضع الشمس بالقرب من ذراع داخلي لمجرة درب التبانة يدعى ذراع الجبار، ضمن السحابة البين نجمية المحلية أو سحابة الحزام. ويفترض أنها تبعد عن مركز المجرة من 7.5-8.5 فرسخ فلكي (ما يعادل 25000-28000 سنة ضوئية)[97][98][99][100] وهي محتواة ضمن الفقاعة المحلية وهو وسط من الغازات الساخنة المخلخلة والمحتمل نشوءه بسبب بقايا مستعر أعظم التوأمان.[101] يبعد الذراع المحلي عن أقرب ذراع خارجي له وهو ذراع حامل رأس الغول حوالي 6500 سنة ضوئية..[102] أطلق العلماء على الشمس والمجموعة الشمسية مايعرف باسم نطاق صالح للسكن.

يعتقد أن مدار الشمس حول مركز المجرة بأنه قريب من شكل قطع ناقص مع بعض التشوهات نتيجة لعدم تجانس توزع كتل الأذرع الحلزونية للمجرة. بالإضافة إلى أن الشمس تتحرك حركة تذبذبية للأعلى والأسفل بالنسبة لمستوي المجرة وتتم هذه الحركة حوالي 2.7 مرة في كل دورة مدارية. أُقترح أن الشمس قد مرت خلال ذراع مجري ذو كثافة أكبر مما تسبب في انقراضات جماعية على الأرض، بسبب زيادة الاصطدامات.[103] تستغرق الدورة المدارية الواحدة للمجموعة الشمسية حوالي مليار سنة (سنة مجرية)، [104] لذلك يعتقد أن الشمس ستكمل 20-25 دورة مدارية خلال حياتها. تبلغ السرعة المدارية للمجموعة الشمسية لحركتها حول مركز المجرة حوالي 251 كم/ثا.[105] تستغرق المجموعة الشمسية 1190 سنة للسفر سنة ضوئية واحدة ضمن مجال السرعة هذا أو 7 أيام للسفر مسافة وحدة فضائية [106]


تتأثر حركة الشمس حول مركز كتلة المجموعة الشمسية باضطرابات الكواكب، لذلك كل بضع مئات من السنين تتحول الحركة من حركة عادية إلى حركة تراجعية.[107]

مشاكل نظرية[عدل]

مشكلة نيوترينو الشمس[عدل]

كانت قياسات معدلات الكترون نيترينو لسنوات والمحددة على الأرض اقل بما بين ثلث إلى نصف الكمية المتوقعة حسب النموذج الشمسي القياسي. عنونت هذه النتجة الشاذة باسم مشكلة نيوترينو الشمس. أٌقترح لحل هذه المشكلة إما تخفيض درجة حرارة داخل الشمس لشرح التدفق المنخفض للنيوترينو، أو أُقترح أنه يمكن للالكترون نيترينو أن يتذبذب، ويتحول لجسيمات غير محددة هي تاو نيترينو وميوون نيترينو أثناء سفره من الشمس إلى الأرض.[108] بنيت عدة مراصد لقياس معدلات النيوتيرنو الشمسي بدأً من عام 1980،[109] وأظهرت هذه المراقبة بأن الإلكترون نيترينو لديه كتلة صغيرة بالإضافة إلى تذبذبه.[110][111] نجح مرصد سودبوري للنيوترينو في سنة 2001 في تحديد ثلاث أنواع من النيوترينو، ووجد بعد هذا أن الانبعاث الشمسي الكلي للنيوترينو يوافق النموذج القياسي،[109][112] وبعد تحليل احصائي عويص وجد أن نحو 35% من النيوترينوات القادمة من الشمس من نوع نيوترينو الإلكترون. وهذا توافق مع تأثير ميكهيف- سميرنوف- وولفنشتاين الذي وصف تذبذب النيترينو في المادة. حالياً تعتبر أن هذه المشكلة قد حلت.[109]

مسألة تسخين الهالة[عدل]

تبلغ درجة حرارة الغلاف الضوئي حوالي 6000 كلفن، تتموضع هالة الشمس فوق الغلاف الضوئي، وترتفع درجة الحرارة فيها ما بين 1000000 - 2000000 كلفن.[53] ويظهر من درجة الحرارة العالية للهالة بأن تسخن نتيجة شيء آخر غير التسخين المباشر بالحمل الحراي من الغلاف الضوئي.[55]

يعتقد بأن الطاقة اللازمة لتسخين الهالة تأمن الحركة المضطربة لمنطقة الحمل أسفل الغلاف الضوئي، وقد أُقترحت آليتين لشرح تسخين الهالة.[53] الفرضية الأولى دعيت بأمواج التسخين حيث أن الحركة المضطربة لمنطقة الحمل تنتج الأمواج الصوتية وجاذبية والأمواج الهيدروديناميك مغناطيسية.[53] تنتقل هذه الأمواج للأعلى وتتبدد في الهالة، لتودع طاقتها في الغاز المحيط على شكل حرارة.[113] في حين تتمحور الفرضية الثانية حول التسخين المغناطيسين حيث تبنى الطاقة المغناطيسية نتيجة حركة الغلاف الضوئي وتتحرر من خلال إعادة الاتصال المغناطيسي على صورة وهج شمسي كبير وأشكال مشابهه من الوهج لكن بشكل أصغر وبأعداد لاتحصى تدعى بالوهج النانوي.[114]

حالياً، من غير الواضح فيما إذا كانت الأمواج تأثر على آلية التسخين، وجد أن جميع الأمواج باستثناء أمواج إلففين تتبدد أو تنعكس قبل وصولها الهالة.[115] بالإضافة إلى أمواج إلففين لا تتبدد بسهولة في الهالة، لذلك يركز الباحثين باتجاه التسخين المغناطيسي.[53]

خفوت الشمس الوليدة[عدل]

يقترح النموذج النظري لتطور الشمس بأن الشمس قبل 3.8 إلى 2.5 مليار سنة وخلال العصر الأركي كانت تشع 75% من ضيائها مقارنة باليوم. وبمثل هذا النجم الضعيف، فإنه غير قادر على تزويد سطح الأرض بالماء، والحياة لن تستطيع التطور. مع ذلك، فإن السجلات الجيولوجية تدل على أن الأرض ظلت في درجة حرارة ثابتة إلى حد ما طوال تاريخها، وأن الأرض الوليدة كانت أسخن مما هي عليه اليوم. يجمع العلماء بأن الغلاف الجوي للأرض الوليدة حوت كميات أكبر بكثير من الغازات المسببة للاحتباس الحراري (مثل ثاني أكسيد الكربون، والميثان والأمونيا) مما هو موجود اليوم، والذي حصر كمية أكبر من الحرارة لتعويض الكميات القليلة الواصلة إلى الأرض من الطاقة الشمسية.[116]

تاريخ الرصد[عدل]

الفهم القديم[عدل]

رع أو "رع-حوراختي" إله رئيسًي في الدين المصري القديم في عصر الأسرة الخامسة، وكان يُرمز إليه بقرص الشمس

وضعت الشمس في العديد من الثقافات موضع التبجيل خلال التاريخ البشري، مثلها مثل باقي الظواهر الطبيعية. كان الفهم البشري للشمس على أنها قرص مشع في السماء، وبوجودها فوق خط الأفق يتشكل النهار، وغيابها يسبب الليل، اعتبرت الشمس في الكثير من حضارات ماقبل التاريخ والحضارت القديمة كإله. كانت عبادة الشمس محور لحضارات شعوب كثيرة مثل الإنكا في أمريكا الجنوبية والأزتيك في المكسيك حالياً. بناءاً لهذه العبادات بنيت العديد كم المعابد مركزة على الظواهر الشمسية وانطباعاتها العقلية، على سبيل المثال حجارة ميغاليث والتي تحدد انقلاب الشمس الصيفي والانقلاب الشتوي. وتقع بعض من أبرز الآثار المغليثية في مصر ومالطا وستونهنج في انكلترا. من أشهر المعالم التي تحدد الانقلاب الشتوي هو نيوغرانغ فيأيرلندا. كما أن معبد تشيتشن إيتزا في مدينة تشيتشن إيتزا صمم ليلقي الظلال على شكل الثعابين تسلق الهرم في الاعتدالات الربيعي والخريف.

في أواخر الإمبراطورية الرومانية كان يحتفل بمولد الشمس بعيد يعرف باسم سول إنفكتوس (والذي يعيني الشمس التي لاتقهر) بعد وقت قصير من الانقلاب الشتوي خشبية وربما كان سابقة لاحتفلات عيد الميلاد. من حيث النجوم الثابتة تظهر الشمس من الأرض على أنها تدور مرة واحدة في السنة على طول مسير الشمس من خلال دائرة البروج، لذلك اعتبرها علماء الفلك اليوناني أنها واحدة من الكواكب السبعة وسميت اسماء الأسبوع السبعة اعتماداً على ذلك في بعض اللغات.[117][118][119]

تطور الفهم العلمي[عدل]

لاحظ علماء الفلك البابليون في الألفية الأولى قبل الميلاد بأن حركة الشمس لم تكن منتظمة على طول مسار الشمس، على الرغم من أنهم لم يدركوا أسباب ذلك. اليوم عرف بأن الأرض لها مدار إهليلجي حول الشمس، لذلك هي تدور بشكل أسرع عندما تكون قرب الشمس (الحضيض) وبشكل أبطأ عندما تكون بعيدة (الأوج)[120] كان الفيلسوف اليوناني أناكساغوراس من أوائل الناس الذين قدموا تفسيراً علمياً للشمس معرفاً إياها على أنها كرة عملاقة ملتهبة من المعدن أكبر من البيلوبونيز بدلا من عجلة حربية يقودها هيليوس، وعرف القمر بأنه يعكس ضوء الشمس.[121] حكم عليه بالسجن وعقوبة الإعدام من قبل السلطات لتعليمه مادعي بالهرطقة، لكنه حرر بعد أن تدخل بريكليس. قدر إراتوستينس المسافة بين الأرض والشمس في القرن الثالث قبل الميلاد، لكن حتى اللآن ما زال هناك اختلاف في صحة ترجمة المسافة التي قدرها. حدد كلاوديوس بطليموس المسافة بين الأرض والشمس بأنها 1210 ضعف من قطر الأرض، وهي تعادل 7.71 مليون كيلومتر (0.0515 وحدة فلكية)[122]

كان أول من وضع نظرية مركزية الشمس ودوران الكواكب حولها كان أرسطرخس الساموسي في القرن الثالث قبل الميلاد، ومن ثم عدلت من قبل سلقوس. وقد تطور هذا الرأي في القرن السادس عشر وتحوله من نموذج فلسفي إلى نموذج رياضي من خلال أعمال نيكولاس كوبرنيكوس. سمح ظهور التلسكوبات بوضع ملاحظات تفصيلية على البقع الشمسية من قبل توماس هاريوت وغاليليو غاليلي وفلكيين آخرين. ويعتبر غاليلو أول من وضع ملاحظات تلسكوبية على البقع الشمسية وافترضها على أنها متوضعة على سطح الشمس، بدلاً من الرأي بأنها أجسام صغيرة تتحرك بين الأرض والشمس.[123] أول رصد مؤرخ للبقع الشمسية سجله الفلكيين الصينيين في مملكة هان (220-206 قبل الميلاد) والذين حافظوا على تسجيل ملاحظاتهم لعدة قرون. كما سجل ابن رشد ملاحظات عن البقع الشمسية.[124]

تضمنت مساهمات علماء الفلك المسلمين أعمال مثل محمد بن جابر بن سنان البتاني الذي اكتشف بأن اتجاه حركة القبا الشمسي متغير.[125] وسجل ابن يونس المصري أكثر من 10000 رصد لتموضع الشمس باستخدام أسطرلاب كبير.[126] كما أن أول رصد لعبور الزهرة كان في سنة 1302 على يد ابن سينا، والذي استنتج بأن الزهرة أقرب للأرض منه للشمس.[127] في حين أن أول رصد لعبور عطارد كان في القرن الثاني عشر بواسطة ابن باجة.[128]

حلل إسحاق نيوتن في القرن السابع عشر ضوء الشمس باستخدام الموشور، وبين أنه اللون الأبيض له مكون من تراكب عدة ألوان.[129] في حين اكتشف ويليام هيرشل في سنة 1800 بأن الطيف الشمسي يحوي أشعة تحت حمراء في المجال الطيفي ذو الطول الموجي الأقل من اللون الأحمر.[130] تطورت الدراسة الطيفية للأشعة الشمس في القرن التاسع عشر فسجل فراونهوفر أكثر من خط طيفي مكون للطيف الشمسي.

كان مصدر طاقة الشمس في أوائل العصور العلمية الحديثة لغز محير للعلماء. أقترح اللورد كلفن بأن الشمس جسم يبرد تدريجياً ونتيجة لذلك كان يشع حرارته الداخلية المخزنة.[131] ثم اقترح كلفن وهرمان فون هلمهولتز ألية تركيز الجاذبية لشرح خرج الطاقة الكبير للشمس، لكن حسب تقديرهم فإن عمر الشمس سيكون 20 مليون شمس وهو عمر قصير جداً عما أقترحه علماء ذلك العصر والمقدر بـ 300 مليون سنة آنذاك.[131] في سنة 1890 اقترح مكتشف الهيليوم في الطيف الشمس جوزيف نورمان لوكير نظرية التشكل النيزكي لشرح تشكل وتطور الشمس.[132]

في سنة 1904 اقترح إرنست رذرفورد بأن حرارة الشمس يمكن المحافظة عليها من خلال مصدر داخلي للحرارة، واقترح الإضمحلال الإشعاعي كمصدر لهذه الطاقة.[133] وفر ألبرت أينشتاين فكرة أساسية لإنتاج مصدر الطاقة الشمسية من معادلة تكافؤ المادة والطاقة

E = MC2 [134]

اقترح آرثر ستانلي إدنغتون في سنة 1920 بأن الضغط والحرارة الكبيرتان في نواة الشمس ستؤدي إلى تفاعلا اندماج نووي بحيث سيندمج بروتون هيدروجيني في نوى الهيليوم، مما سينتج إنتاج طاقة مع تغير في الكتلة.[135] في سنة 1925 أكدت أبحاث سيسيليا باين غابوشكين باستخدام نظريات التأين وفرة الهيدروجين في الشمس. وقد تم تطوير هذا المفهوم النظري للاندماج في عام 1930 من قبل علماء الفيزياء الفلكية سابرامانين تشاندراسخار وهانز بيته، وقد حسب هانز تفاصيل التفاعليين الذريين المنتجين للطاقة كما في طاقة الشمس.[136][137]

وأخيرا، نشر بحث في سنة 1957 من قبل مارغريت بوربيدج بعنوان "تجميع العناصر في النجوم".[138] أظهرت أن معظم العناصر في الكون تنتج من التفاعلات النووية داخل النجوم، مثل ما يحدث في شمسنا

الرحلات الفضائية[عدل]

عاصفة مغناطيسية كبيرة ملتقطة في الساعة 1:29 مساءاً من يوم 13 مارس 2012
مشهد ملتقط لعبور القمر بواسطة مسبار ستيريو[139]

كان برنامج بيونير التابع لوكالة ناسا أول من أطلق أقمار صناعية (بيونير 5 و6 و7 و8) لرصد الشمس، وقد أٌطلقت الرحلات ما بين أعوام 1959 إلى 1968. وقد دارت هذه المسبارات في مدار حول الشمس على بعد مماثل لبعد الأرض عن الشمس. ونجحت في جمع أول قياسات عن الرياح والحقل المغناطيسي الشمسي. وقد عمل بيونير 9 لفترة طويلة من الزمن واستمر حتى عام 1983.[140][141]

في عام 1970 أمنت كل من رحلتي هيليوس ومرصد أبولو ماونت وسكاي لاب معلومات علمية جديدة حول الرياح الشمسية والهالة. كانت هليوس 1 و2 نتاج تعاون بين كل من ألمانيا الغربية والولايات المتحدة الأمريكة وقد درست الرياح الشمسية من مدار ضمن مدار عطارد أثناء الحضيض.[142] سكاي لاب هو عبارة عن محطة فضائية أمريكية أطلقت سنة 1973 وقد ضمت هذه المحطة مرصد شمسي يدعى بمرصد أبولو ماونت، والذي كان يشغل من قبل رواد الفضاء العاملين في المحطة.[54] وقد قدم سكاي لاب أول معلومات رصدية عن منطقة الانتقال الشمسي وانبعثات الأشعة فوق البنفسجية لهالة الشمس.[54] كما تضمنت استكشافتها الانبعاث الكتلي الإكليلي وثقوب الهالة التي يعرف الآن انها على ارتباط وثيق بالرياح الشمسية.[142]

أطلقت ناسا في سنة 1980 مهمة سولار ماكسيموم، صممت هذه المهمة لرصد انبعاثات أشعة غاما والأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية المنبعثة من الوهج الشمسي أثناء أوقات ذروة النشاط الشمسي والضياء الشمسي، لكن بعد أشهر قليلة من إطلاقه تسبب عطل إلكتروني في المسبار بوضعه في وضع الاستعداد، ليمضي السنوات الثلاثة التالية بدون أي نشاط. في عام 1984 استرجع شالنجر وأصلحوا العطل قبل أن يعيدوه إلى مداره، ليلتقط سولار ماكسيموم العديد من الصور لهالة الشمس قبل أن يعود ليدخل الغلاف الجوي الأرضي في يونيو 1989.[143]

أطلقت منظمة بحوث الفضاء اليابانية في سنة 1991 المسبار يوكو لرصد الوهج الشمسي والأطوال الموجية للأشعة السينية. سمحت البيانات المجموعة من هذا المسبار للعلماء بتحديد عدة أنواع مختلفة من الوهج الشمسي، كما أثبتت أن الهالة بعيداً عن منطقة الذروة كانت ذات نشاط وديناميكية أعلى مما كان متوقعاً. رصد المسبار يوكو كامل الدورة الشمسية، لكنه دخل في وضع الاستعدا أثناء كسوف سنة 2001. دخل المسبار الغلاف الجوي الأرضي في سنة 2005 ليتحطم هناك.[144]

كان مسبار سوهو واحد من أهم المهمات التي جمعت بيانات عن الشمس، وقد تم بنائه بمساهمة كل من ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية ليطلق في 2 ديسمبر 1995.[54] كان من المفترض أن تستغرق مهمته عامين، لكن امتدت هذه المهمة حتى سنة 2012 بعد أن تم الموافقة على تمديد المهمة في أكتوبر 2009.[145] وقد ثبت أنه من المفيد متابعة المهمة لذلك أطلق في فبراير 2010 مسبار مرصد ديناميكا الشمس.[146] تموضع هذا المسبار في نقطة لاغرانج تقع بين الأرض والشمس. زود سوهو العلماء بصور عديدة لشمس بأطوال موجية مختلفة منذ إطلاقة.[54] كما اكتشف سوهو بالإضافة إلى رصده الشمسي العديد من المذنبات، معظم هذه المذنبات كانت صغير وتتموضع مدراتها بالقرب من الشمس لتحرق عند مرورها بجوار الشمس.[147]

رصدت كل تلك البعثات الشمس من مستوي مسار الشمس، وبذلك فهي رصدت منطقة الغستواء الشمسية بدقة. لذلك أطلقت ناسا ووكالة الفضاء الأوربية مسبار يوليوس في سنة 1990 لدراسة المنطقة القطبية الشمسية. انطلق المسبار إلى المشتري في البداية ليقوم بالتفافة ويضع نفسه في مدار أعلى من مستوي مسار الشمس. وقد رصد مصادفةً اصطدام المذنب شوميكار-ليفي 9 بالمشتري في سنة 1994. حالما تموضع يوليوس في مداره المخطط له، بدأ برصد الرياح الشمسية وشدة الحقل المغناطيسي الشمسي على خطوط عرض أعلى من خط الإستواء. وجد المسبار أن الرياح الشمسية عند خطوط عرض أعلى كانت تتحرك بسرعة 750 كم/ثا وهي أدنى مما كان متوقع، بالإضافة إلى وجود حقل مغناطيسي قوي يصدر في هذه الارتفاعات والذي كان يندمج مع الأشعة الكونية.[148]

تركيزات العناضر في الغلاف الضوئي عرفت بشكل جيد من خلال الدراسات الطيفية، ولكن كان يوجد نقص في معرفة تكوين المناطق الداخلية للشمس. لذلك أرسلت مهمة قابلة للعود دعيت باسم التكوين وقد صممت هذه المهمة لتسمح للعلماء بالقياس المباشر لمركبات الشمس. عاد مسبار التكوين إلى الأرض في سنة 2004 لكنه تأذى بعد أن اصطدم بالأرض نتيجة فشل مظلته في أن تفتح بعد دخوله الغلاف الجوي. على الرغم من الأضرار الجسيمة، تم انتشال بعض العينات الصالحة للاستعمال من المركبة الفضائية والتي يتم دراستهم وتحليلهم.[149]

انطلق مسبار ستيريو المتكون من مسبارين جزئيين في أكتوبر 2006. وقد فصلت المسبارين ليتم سحبه تدريجياً إلى خلف مدار الأرض، مما جعلهما قادرين على تصوير الشمس والظواهر الشمسية بما فيه الانبعاث الكتلي الاكليلي.[150][151]

اطلقت منظمة البحوث الفضائية الهندية مسبار فضاء باسم أديتيا بوزن 100 كغ في 2012 ويهدف إلى دراسة ديناميكية الهالة الشمسية.[152]

المراقبة والتأثيرات[عدل]

مشهد لشروق الشمس من سطح الأرض.

يسبب النظر المباشر للشمس وبالعين المجردة، على الرغم من أن النظر لفترة وجيزة لا يسبب أي خطر للعين الغير متوسعة الحدقة.[153][154] يسبب النظر المباشر إلى الشمس وبصة بصرية والعمى المؤقت الجزئي. كما أن ضوء الشمس يؤدي إلى تزويد شبكية العين بحوالي 4 ملي واط مما ينتج عنه تسخين قليل للشبكية، ويحتمل أن يسبب هذا بعض الضرر للعين ليضعف استجابتها للسطوع.[155][156] كما أن نعرض العين للأشعة الفوق البنفسجية سيؤدي إلى الإصفرار التدريجي لعدسة العين، ليساهم ذلك في حدوث الساد، مع ملاحظة أن هذا الأمر يعتمد على التعرض للأشعة الفوق البنفسجية بشكل عام وليس بالنظر المباشر إلى الشمس.[157] يؤدي النظر المباشر وبالعين المجردة إلى الشمس بالتسبب بآفات التعرض للأشعة فوق البنفسجية مثل حروق الشبكية والتي تظهر بعد التعرض لأشعة الشمس لمدة 100 ثانية، ولاسيما في الظروف التي تكون الأشعة الفوق البنفسجية الشمسية مكثفة ومركزة[158][159] كما يتسبب النظر لأشعة الشمس باستخدام مركزات بصرية مثل النظارة المقربة بدون استخدام فلاتر مرشحة للأشعة الفوق البنفسجية إلى تلف دائم في الشبكية، بعض المرشحات التجارية تمرر الأشعة فوق البنفسجية أو الأشعة تحت الحمراء والتي يمكن ان تضر العين عند مستويات سطوع عالية.[160] تسلم المناظير المقربة الغير مفلترة لشبكية العية 500 ضعف من الطاقة مقارنة بالنظر باستخدام العين المجردة، هذه الكمية الكبيرة من الطاقة ستتسبب بالقتل الفوري للخلايا الشبكية، حتى أن النظرات الشريعة لشمس الظهيرة من خلال المنظارات المقربة ستؤدي إلى العمى الدائم.

يشكل الكسوف الجزئي خطر على النظر، لأن حدقة العين غبر متكيفة مع الأشعة البصرية عالية التباين. تتوسع الحدقة تبعاً لكمية الضوء ضمن نطاق الرؤوية. فخلال الكسوف الجزئي، يحجب القمر معظم ضوء الشمس، لكنه لا يغطي أجزاء كثيرة من الغلاف الضوئي والذي له سطوع مماثل للسطوع في الأيام العادية. نتيجة لذلك وأثناء الكسوف تتوسع حدقة العين من 2 مم إلى 6 مم تتعرض كل خلية في شبكية العين إلى عشر أضعاف من الطاقة مقارنة بالأيام العادية، سيؤدي هذا إلى إلحاق الضرر أو قتل تلك الخلايا مما سينتج عنه بقع عمياء.[161] يشكل هذا خطراً على المراقبين عديمي الخبرة أو الأطفال بسبب عدم الشعور بالألم، إضافة إلى عدم سرعة تدمير الرؤية.

تكون أشعة الشمس أثناء الشروق والغروب ضعيف بسبب تبعثر ريليه وتبعثر ماي في مروره الطويل خلال الغلاف الجوي الأرضي.[162] تكون الشمس أحياناً ضعيفة بمافيه الكفاية لتكون مريحة للرؤية بدون أخطار. كما تساهم الأوضاع الضبابية والغبار في الغلاف الجوي من زيادة تأثير هذا التبعثر.[163]

قد تحدث بعض الظواهر البصرية النادرة بعد فترة وجيزة من غروب الشمس أو قبل الشروق تدعى هذه الظاهرة بظاهرة الوميض الأخضر، ينتج هذا الوميض نتيجة انكسار ضوء الشمس تحت خط الأفق باتجاه الراصد، وهذا الضوء ذو طول موجي صغير (أخضر أو بنفسجي أو أزرق)، فيبقى الضوء الأخضر عكس الوميضان الأزرق والبنفسجي كونهما لديهما قابلية كبيرة للتبعثر على خلاف الوميض الأخضر .[164]

تمتلك الأشعة فوق البنفسجية الشمسية خصائص مطهرة، ويمكن استخدامها لتعقيم الأدوات والمياه. كما لها آثار طبية مثل إنتاج فيتامين دي تضعف طبقة الأوزون الأشعة فوق البنفسجية لذلك تختلف كمية الأشعة الفوق البنفسجية اختلافا كبيرا مع الارتفاع وخطوط العرض الأرضية لذلك تسهم في التعديلات البيولوجية بشكل كثير بما في ذلك الاختلافات في لون الجلد البشري حول مناطق مختلفة من العالم.[165]

اقرأ أيضا[عدل]

وصلات خارجية[عدل]

مراجع[عدل]

  1. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز س ش ص ض Williams، D. R. (2004). "Sun Fact Sheet". NASA. اطلع عليه بتاريخ 2010-09-27. 
  2. ^ Asplund، M.؛ N. Grevesse and A. J. Sauval (2006). "The new solar abundances - Part I: the observations". Communications in Asteroseismology 147: 76–79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76. 
  3. ^ "Eclipse 99: Frequently Asked Questions". NASA. اطلع عليه بتاريخ 2010-10-24. 
  4. ^ Hinshaw، G.؛ et al. (2009). "Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement Series 180 (2): 225–245. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. 
  5. ^ أ ب ت Emilio، Marcelo؛ Kuhn، Jeff R.؛ Bush، Rock I.؛ Scholl، Isabelle F. (March 5, 2012)، "Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits"، arXiv، اطلع عليه بتاريخ March 28, 2012 
  6. ^ أ ب ت ث ج ح خ د ذ ر ز "Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures". NASA. تمت أرشفته من الأصل على 2008-01-02. 
  7. ^ Ko، M. (1999). "Density of the Sun". In Elert, G. The Physics Factbook. 
  8. ^ "Principles of Spectroscopy". جامعة ميشيغان, Astronomy Department. 30 August 2007. 
  9. ^ أ ب Bonanno، A.؛ Schlattl، H.؛ Paternò، L. (2008). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics 390 (3): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749. 
  10. ^ أ ب Seidelmann، P. K.؛ et al. (2000). "Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000". اطلع عليه بتاريخ 2006-03-22. 
  11. ^ "The Sun's Vital Statistics". Stanford Solar Center. اطلع عليه بتاريخ 2008-07-29. , citing Eddy، J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. صفحة 37. NASA SP-402. 
  12. ^ "How Round is the Sun?". NASA. 2 October 2008. اطلع عليه بتاريخ 7 March 2011. 
  13. ^ "First Ever STEREO Images of the Entire Sun". NASA. 6 February 2011. اطلع عليه بتاريخ 7 March 2011. 
  14. ^ Woolfson، M (2000). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics 41 (1): 1.12. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. 
  15. ^ أ ب Basu، S.؛ Antia، H. M. (2008). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports 457 (5–6): 217. arXiv:0711.4590. Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. 
  16. ^ Wilk، S. R. (2009). "The Yellow Sun Paradox". Optics & Photonics News: 12–13. 
  17. ^ Than، K. (2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". Space.com. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-01. 
  18. ^ Lada، C. J. (2006). "Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single". Astrophysical Journal Letters 640 (1): L63–L66. arXiv:astro-ph/0601375. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158. 
  19. ^ Burton، W. B. (1986). "Stellar parameters". Space Science Reviews 43 (3–4): 244–250. Bibcode:1986SSRv...43..244.. doi:10.1007/BF00190626. 
  20. ^ Bessell، M. S.؛ Castelli، F.؛ Plez، B. (1998). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars". Astronomy and Astrophysics 333: 231–250. Bibcode:1998A&A...333..231B. 
  21. ^ "A Star with two North Poles". Science @ NASA. NASA. 22 April 2003. 
  22. ^ Riley، P.؛ Linker، J. A.؛ Mikić، Z. (2002). "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations". Journal of Geophysical Research 107 (A7): SSH 8–1. Bibcode:2002JGRA.107g.SSH8R. doi:10.1029/2001JA000299. CiteID 1136. 
  23. ^ Adams، F. C.؛ Graves، G.؛ Laughlin، G. J. M. (2004). "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 22: 46–49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A. 
  24. ^ Kogut، A. et al. (1993). "Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps". Astrophysical Journal 419: 1. arXiv:astro-ph/9312056. Bibcode:1993ApJ...419....1K. doi:10.1086/173453. 
  25. ^ "Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020". US Naval Observatory. 31 January 2008. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-17. 
  26. ^ Simon، A. (2001). The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. صفحات 25–27. ISBN 0-684-85618-2. 
  27. ^ Godier، S.؛ Rozelot، J.-P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface" (PDF). Astronomy and Astrophysics 355: 365–374. Bibcode:2000A&A...355..365G. 
  28. ^ Phillips, 1995, pp. 78–79
  29. ^ Schutz، Bernard F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. صفحات 98–99. ISBN 9780521455060. 
  30. ^ أ ب ت Zeilik، M.A.؛ Gregory، S.A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (الطبعة 4th). Saunders College Publishing. صفحة 322. ISBN 0-03-006228-4. 
  31. ^ Falk، S.W.؛ Lattmer، J.M.؛ Margolis، S.H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature 270: 700–701. doi:10.1038/270700a0. 
  32. ^ Zirker، Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. صفحة 11. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  33. ^ Phillips، Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. صفحة 73. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  34. ^ Phillips، Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. صفحات 58–67. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  35. ^ أ ب ت García، R.؛ et al. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science 316 (5831): 1591–1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682. 
  36. ^ Basu et al. (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal 699 (699): 1403. arXiv:0905.0651. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403.  More than one of |work= و |journal= specified (help)
  37. ^ أ ب ت ث ج "NASA/Marshall Solar Physics". Solarscience.msfc.nasa.gov. 2007-01-18. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-11. 
  38. ^ Broggini، Carlo (26–28 June 2003). "Nuclear Processes at Solar Energy". Physics in Collision: 21. arXiv:astro-ph/0308537. Bibcode:2003phco.conf...21B. 
  39. ^ Goupil، M. J. et al. (January 2011). "Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns". Journal of Physics: Conference Series 271 (1): 012031. arXiv:1102.0247. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031 
  40. ^ Zirker، Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. صفحات 15–34. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  41. ^ أ ب Phillips، Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. صفحات 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  42. ^ p. 102, The physical universe: an introduction to astronomy, Frank H. Shu, University Science Books, 1982, ISBN 0-935702-05-9.
  43. ^ أ ب ت ث ج ح "NASA – Sun". World Book at NASA. اطلع عليه بتاريخ 2012-10-10. 
  44. ^ ed. by Andrew M. Soward... (2005). "The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo". Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002. Boca Raton: CRC Press. صفحات 193–235. ISBN 978-0-8493-3355-2. 
  45. ^ Mullan، D.J (2000). "Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona". In Page, D., Hirsch, J.G. From the Sun to the Great Attractor. Springer. صفحة 22. ISBN 978-3-540-41064-5. 
  46. ^ أ ب ت ث ج ح خ د Abhyankar، K.D. (1977). "A Survey of the Solar Atmospheric Models". Bull. Astr. Soc. India 5: 40–44. Bibcode:1977BASI....5...40A. 
  47. ^ Gibson، E.G. (1973). The Quiet Sun. NASA. ASIN B0006C7RS0. 
  48. ^ Shu، F.H. (1991). The Physics of Astrophysics 1. University Science Books. ISBN 0-935702-64-4. 
  49. ^ Parnel، C. "Discovery of Helium". University of St Andrews. اطلع عليه بتاريخ 2006-03-22. 
  50. ^ De Pontieu، B.؛ et al. (2007). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science 318 (5856): 1574–77. Bibcode:2007Sci...318.1574D. doi:10.1126/science.1151747. PMID 18063784. 
  51. ^ Solanki، S.K.؛ , W. and Ayres, T. (1994). "New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere". Science 263 (5143): 64–66. Bibcode:1994Sci...263...64S. doi:10.1126/science.263.5143.64. PMID 17748350. 
  52. ^ أ ب ت Hansteen، V.H.؛ Leer, E. (1997). "The role of helium in the outer solar atmosphere". The Astrophysical Journal 482 (1): 498–509. Bibcode:1997ApJ...482..498H. doi:10.1086/304111. 
  53. ^ أ ب ت ث ج ح خ Erdèlyi، R.؛ Ballai, I. (2007). "Heating of the solar and stellar coronae: a review". Astron. Nachr. 328 (8): 726–733. Bibcode:2007AN....328..726E. doi:10.1002/asna.200710803. 
  54. ^ أ ب ت ث ج Dwivedi، Bhola N. (2006). "Our ultraviolet Sun" (PDF). Current Science 91 (5): 587–595. 
  55. ^ أ ب ت ث ج ح خ Russell، C.T. (2001). "Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial" (PDF). In Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L. Space Weather (Geophysical Monograph). American Geophysical Union. صفحات 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4. 
  56. ^ A.G، Emslie؛ J.A.، Miller (2003). "Particle Acceleration". In Dwivedi, B.N. Dynamic Sun. Cambridge University Press. صفحة 275. ISBN 978-0-521-81057-9. 
  57. ^ European Space Agency (2005). "The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass". بيان صحفي. http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394. Retrieved 2006-03-22.
  58. ^ "The Mean Magnetic Field of the Sun". Wilcox Solar Observatory. 2006. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-01. 
  59. ^ Zirker، Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. صفحات 119–120. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  60. ^ Zirker، Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. صفحات 120–127. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  61. ^ Phillips، Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. صفحات 14–15, 34–38. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  62. ^ "Sci-Tech – Space – Sun flips magnetic field". CNN. 2001-02-16. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-11. 
  63. ^ "The Sun Does a Flip". Science.nasa.gov. 2001-02-15. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-11. 
  64. ^ Wang، Y.-M.؛ Sheeley؛ Sheeley, N.R. (2003). "Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum". The Astrophysical Journal 591 (2): 1248–56. Bibcode:2003ApJ...591.1248W. doi:10.1086/375449. 
  65. ^ أ ب Lodders، K. (2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements". Astrophysical Journal 591 (2): 1220. doi:10.1086/375492. 
    Lodders، K. (2003). "Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). Meteoritics & Planetary Science 38 (suppl.): 5272. Bibcode:2003M&PSA..38.5272L. 
  66. ^ Hansen، C.J.؛ Kawaler، S.A.؛ Trimble، V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (الطبعة 2nd). Springer. صفحات 19–20. ISBN 0387200894. 
  67. ^ Hansen، C.J.؛ Kawaler، S.A.؛ Trimble، V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (الطبعة 2nd). Springer. صفحات 77–78. ISBN 0387200894. 
  68. ^ Aller، L.H. (1968). "The chemical composition of the Sun and the solar system" (PDF). Proceedings of the Astronomical Society of Australia 1: 133. Bibcode:1968PASAu...1..133A. 
  69. ^ Hansen، C.J.؛ Kawaler، S.A.؛ Trimble، V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (الطبعة 2nd). Springer. § 9.2.3. ISBN 0387200894. 
  70. ^ أ ب ت Biemont، E. (1978). "Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 184: 683–694. Bibcode:1978MNRAS.184..683B. 
  71. ^ Ross and Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge and Engvold 1977, cited in Biemont 1978.
  72. ^ Corliss and Bozman (1962 cited in Biemont 1978) and Warner (1967 cited in Biemont 1978)
  73. ^ Smith (1976 cited in Biemont 1978)
  74. ^ Signer and Suess 1963; Manuel 1967; Marti 1969; Kuroda and Manuel 1970; Srinivasan and Manuel 1971, all cited in Manuel and Hwaung 1983
  75. ^ Kuroda and Manuel 1970 cited in Manuel and Hwaung 1983:7
  76. ^ أ ب Manuel، O.K.؛ Hwaung، G. (1983). "Solar abundances of the elements". Meteoritics 18 (3): 209. Bibcode:1983Metic..18..209M. 
  77. ^ "The Largest Sunspot in Ten Years". Goddard Space Flight Center. 30 March 2001. تمت أرشفته من الأصل على August 23, 2007. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-10. 
  78. ^ "NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle". PhysOrg. 4 January 2008. اطلع عليه بتاريخ 2009-07-10. 
  79. ^ Willson، R. C.؛ Hudson، H. S. (1991). "The Sun's luminosity over a complete solar cycle". Nature 351 (6321): 42–4. Bibcode:1991Natur.351...42W. doi:10.1038/351042a0. 
  80. ^ Lean، J.؛ Skumanich، A.؛ White، O. (1992). "Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum". Geophysical Research Letters 19 (15): 1591–1594. Bibcode:1992GeoRL..19.1591L. doi:10.1029/92GL01578. 
  81. ^ Mackay، R. M.؛ Khalil، M. A. K (2000). "Greenhouse gases and global warming". In Singh, S. N. Trace Gas Emissions and Plants. Springer. صفحات 1–28. ISBN 978-0-7923-6545-7. 
  82. ^ Ehrlich، R. (2007). "Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics 69 (7): 759. arXiv:astro-ph/0701117. Bibcode:2007JASTP..69..759E. doi:10.1016/j.jastp.2007.01.005. 
  83. ^ Clark، S. (2007). "Sun's fickle heart may leave us cold". New Scientist 193 (2588): 12. doi:10.1016/S0262-4079(07)60196-1. 
  84. ^ Ribas، Ignasi (February 2010). The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres. "Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium". Proceedings of the International Astronomical Union 264: 3–18. arXiv:0911.4872. Bibcode:2010IAUS..264....3R. doi:10.1017/S1743921309992298 
  85. ^ Zirker، Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. صفحات 7–8. ISBN 978-0-691-05781-1. 
  86. ^ Amelin، Y.؛ Krot، A.؛ Hutcheon، I.؛ Ulyanov، A. (2002). "Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions". Science 297 (5587): 1678–1683. Bibcode:2002Sci...297.1678A. doi:10.1126/science.1073950. PMID 12215641. 
  87. ^ Baker، J.؛ Bizzarro، M.؛ Wittig، N.؛ Connelly، J.؛ Haack، H. (2005). "Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites". Nature 436 (7054): 1127–1131. Bibcode:2005Natur.436.1127B. doi:10.1038/nature03882. PMID 16121173. 
  88. ^ Williams، J. (2010). "The astrophysical environment of the solar birthplace". Contemporary Physics 51 (5): 381–396. arXiv:1008.2973. Bibcode:2010ConPh..51..381W. doi:10.1080/00107511003764725.  edit
  89. ^ Goldsmith، D.؛ Owen، T. (2001). The search for life in the universe. University Science Books. صفحة 96. ISBN 978-1-891389-16-0. 
  90. ^ Pogge، R.W. (1997). "The Once and Future Sun". New Vistas in Astronomy. Ohio State University (Department of Astronomy). اطلع عليه بتاريخ 2005-12-07. 
  91. ^ Sackmann، I.-J.؛ Boothroyd، A.I.؛ Kraemer، K.E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407. 
  92. ^ أ ب ت Schröder، K.-P.؛ Smith، R.C. (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1): 155. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.  See also Palmer، J. (2008). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". New Scientist. اطلع عليه بتاريخ 2008-03-24. 
  93. ^ Carrington، D. (2000-02-21). "Date set for desert Earth". BBC News. اطلع عليه بتاريخ 2007-03-31. 
  94. ^ "Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present". اطلع عليه بتاريخ 2005-10-05. 
  95. ^ El-Sharkawi، Mohamed A. (2005). Electric energy. CRC Press. صفحات 87–88. ISBN 978-0-8493-3078-0. 
  96. ^ Phillips، Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. صفحات 319–321. ISBN 978-0-521-39788-9. 
  97. ^ Reid، M.J. (1993). "The distance to the center of the Galaxy". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31 (1): 345–372. Bibcode:1993ARA&A..31..345R. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002021. 
  98. ^ Eisenhauer، F.؛ et al. (2003). "A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center". Astrophysical Journal 597 (2): L121–L124. arXiv:astro-ph/0306220. Bibcode:2003ApJ...597L.121E. doi:10.1086/380188. 
  99. ^ Horrobin، M.؛ et al. (2004). "First results from SPIFFI. I: The Galactic Center" (PDF). Astronomische Nachrichten 325 (2): 120–123. Bibcode:2004AN....325...88H. doi:10.1002/asna.200310181. 
  100. ^ Eisenhauer، F.؛ et al. (2005). "SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month". Astrophysical Journal 628 (1): 246–259. arXiv:astro-ph/0502129. Bibcode:2005ApJ...628..246E. doi:10.1086/430667. 
  101. ^ Gehrels، Neil؛ Chen، Wan؛ Mereghetti، S. (February 25, 1993). "The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble". Nature 361 (6414): 706–707. Bibcode:1993Natur.361..704B. doi:10.1038/361704a0. 
  102. ^ Hubble News Desk (2000). "Exposing the Stuff Between the Stars". بيان صحفي. http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html. Retrieved 2007-05-10.
  103. ^ Gillman، M.؛ Erenler، H. (2008). "The galactic cycle of extinction". International Journal of Astrobiology 7 (1): 17–26. Bibcode:2008IJAsB...7...17G. doi:10.1017/S1473550408004047. 
  104. ^ Leong، S. (2002). "Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)". The Physics Factbook. اطلع عليه بتاريخ 2007-05-10. 
  105. ^ Croswell، K. (2008). "Milky Way keeps tight grip on its neighbor". New Scientist (2669): 8. 
  106. ^ Garlick، M.A. (2002). The Story of the Solar System. Cambridge University Press. صفحة 46. ISBN 0-521-80336-5. 
  107. ^ Javaraiah (2005). "Sun's retrograde motion and violation of even-odd cycle rule in sunspot activity". Mon.Not.Roy.Astron.Soc. 362 (4): 1311–1318. arXiv:astro-ph/0507269. Bibcode:2005MNRAS.362.1311J. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09403.x. 
  108. ^ Haxton، W.C. (1995). "The Solar Neutrino Problem". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33 (1): 459–504. arXiv:hep-ph/9503430. Bibcode:1995ARA&A..33..459H. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.002331. 
  109. ^ أ ب ت MacDonald، A.B. (2004). "Solar neutrinos". New Journal of Physics 6 (1): 121. arXiv:astro-ph/0406253. Bibcode:2004NJPh....6..121M. doi:10.1088/1367-2630/6/1/121. 
  110. ^ Ahmad، QR؛ et al. (2001-07-25). "Measurement of the Rate of νe + d --> p + p + e Interactions Produced by 8B Solar Neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory". Physical Review Letters (American Physical Society) 87 (7): 071301. arXiv:nucl-ex/0106015. Bibcode:2001PhRvL..87g1301A. doi:10.1103/PhysRevLett.87.071301. 
  111. ^ اكتب عنوان المرجع بين علامتي الفتح <ref> والإغلاق </ref> للمرجع Schlattl
  112. ^ "Sudbury Neutrino Observatory First Scientific Results". 2001-07-03. اطلع عليه بتاريخ 2008-06-04. 
  113. ^ Alfvén، H. (1947). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 107 (2): 211. Bibcode:1947MNRAS.107..211A. 
  114. ^ Parker، E.N. (1988). "Nanoflares and the solar X-ray corona". Astrophysical Journal 330 (1): 474. Bibcode:1988ApJ...330..474P. doi:10.1086/166485. 
  115. ^ Sturrock، P.A.؛ Uchida، Y. (1981). "Coronal heating by stochastic magnetic pumping". Astrophysical Journal 246 (1): 331. Bibcode:1981ApJ...246..331S. doi:10.1086/158926. 
  116. ^ Kasting، J.F.؛ Ackerman، T.P. (1986). "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere". Science 234 (4782): 1383–1385. doi:10.1126/science.11539665. PMID 11539665. 
  117. ^ "planet, n.". Oxford English Dictionary. December 2007. اطلع عليه بتاريخ 2008-02-07.  Note: select the Etymology tab
  118. ^ Goldstein، Bernard R. (1997). "Saving the phenomena : the background to Ptolemy's planetary theory". Journal for the History of Astronomy (Cambridge (UK)) 28 (1): 1–12. Bibcode:1997JHA....28....1G. 
  119. ^ Ptolemy؛ Toomer, G. J. (1998). Ptolemy's Almagest. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-00260-6. 
  120. ^ David Leverington (2003). Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy. Cambridge University Press. صفحات 6–7. ISBN 0-521-80840-5 
  121. ^ Sider، D. (1973). "Anaxagoras on the Size of the Sun". Classical Philology 68 (2): 128–129. doi:10.1086/365951. JSTOR 269068. 
  122. ^ Goldstein، B.R. (1967). "The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses". Transactions of the American Philosophical Society 57 (4): 9–12. doi:10.2307/1006040. JSTOR 1006040. 
  123. ^ "Galileo Galilei (1564–1642)". BBC. اطلع عليه بتاريخ 2006-03-22. 
  124. ^ Ead، Hamed A. Averroes As A Physician. University of Cairo. 
  125. ^ A short History of scientific ideas to 1900, C. Singer, Oxford University Press, 1959, p. 151.
  126. ^ The Arabian Science, C. Ronan, pp. 201–244 in The Cambridge Illustrated History of the World's Science, Cambridge University Press, 1983; at pp. 213–214.
  127. ^ Goldstein، Bernard R. (March 1972). "Theory and Observation in Medieval Astronomy". Isis (University of Chicago Press) 63 (1): 39–47 [44]. doi:10.1086/350839. 
  128. ^ S. M. Razaullah Ansari (2002). History of oriental astronomy: proceedings of the joint discussion-17 at the 23rd General Assembly of the International Astronomical Union, organised by the Commission 41 (History of Astronomy), held in Kyoto, August 25–26, 1997. Springer. صفحة 137. ISBN 1-4020-0657-8 
  129. ^ "Sir Isaac Newton (1643–1727)". BBC. اطلع عليه بتاريخ 2006-03-22. 
  130. ^ "Herschel Discovers Infrared Light". Cool Cosmos. اطلع عليه بتاريخ 2006-03-22. 
  131. ^ أ ب Thomson، W. (1862). "On the Age of the Sun's Heat". Macmillan's Magazine 5: 388–393. 
  132. ^ Lockyer، J.N. (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems. Macmillan and Co. Bibcode:1890QB981.L78.....  Text "Macmillan and Co " ignored (help)
  133. ^ Darden، L. (1998). "The Nature of Scientific Inquiry". 
  134. ^ Hawking، S. W. (2001). The Universe in a Nutshell. Bantam Books. ISBN 0-553-80202-X. 
  135. ^ "Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington". Space Science. European Space Agency. 2005. اطلع عليه بتاريخ 2007-08-01. 
  136. ^ Bethe، H.؛ Critchfield، C. (1938). "On the Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review 54 (10): 862–862. Bibcode:1938PhRv...54Q.862B. doi:10.1103/PhysRev.54.862.2. 
  137. ^ Bethe، H. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review 55 (1): 434–456. Bibcode:1939PhRv...55..434B. doi:10.1103/PhysRev.55.434. 
  138. ^ Burbidge، E.M.؛ Burbidge، G.R.؛ Fowler، W.A.؛ Hoyle، F. (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. 
  139. ^ Phillips، T. (2007). "Stereo Eclipse". Science@NASA. NASA. اطلع عليه بتاريخ 2008-06-19. 
  140. ^ Wade، M. (2008). "Pioneer 6-7-8-9-E". Encyclopedia Astronautica. اطلع عليه بتاريخ 2006-03-22. 
  141. ^ "Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9". NASA. اطلع عليه بتاريخ 2010-10-30. "NASA maintained contact with Pioneer 9 until May 1983" 
  142. ^ أ ب Burlaga، L.F. (2001). "Magnetic Fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results". Planetary and Space Science 49 (14–15): 1619–27. Bibcode:2001P&SS...49.1619B. doi:10.1016/S0032-0633(01)00098-8. 
  143. ^ Burkepile، C. (1998). "Solar Maximum Mission Overview". تمت أرشفته من الأصل على April 5, 2006. اطلع عليه بتاريخ 2006-03-22. 
  144. ^ Japan Aerospace Exploration Agency (2005). "Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere". بيان صحفي. http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html. Retrieved 2006-03-22.
  145. ^ "Mission extensions approved for science missions". ESA Science and Technology. October 7, 2009. اطلع عليه بتاريخ February 16, 2010. 
  146. ^ "NASA Successfully Launches a New Eye on the Sun". NASA Press Release Archives. February 11, 2010. اطلع عليه بتاريخ February 16, 2010. 
  147. ^ "Sungrazing Comets". Large Angle and Spectrometric Coronagraph LASCO; US Naval Research Laboratory. اطلع عليه بتاريخ 2009-03-19. 
  148. ^ "Ulysses: Primary Mission Results". NASA. 2005. اطلع عليه بتاريخ 2006-03-22.  Unknown parameter |(author= ignored (help)
  149. ^ Calaway، M.J.؛ Stansbery، Eileen K.؛ Keller، Lindsay P. (2009). "Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1". Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B 267 (7): 1101. Bibcode:2009NIMPB.267.1101C. doi:10.1016/j.nimb.2009.01.132. 
  150. ^ "STEREO Spacecraft & Instruments". NASA Missions. March 8, 2006. اطلع عليه بتاريخ May 30, 2006. 
  151. ^ Howard R. A., Moses J. D., Socker D. G., Dere K. P., Cook J. W. (2002). "Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI)". Solar Variability and Solar Physics Missions Advances in Space Research 29 (12): 2017–2026. 
  152. ^ "The Hindu". January 13, 2008. اطلع عليه بتاريخ January 25, 2012. 
  153. ^ White، T.J.؛ Mainster، M.A.؛ Wilson، P.W.؛ Tips، J.H. (1971). "Chorioretinal temperature increases from solar observation". Bulletin of Mathematical Biophysics 33 (1): 1. doi:10.1007/BF02476660. 
  154. ^ Tso، M.O.M.؛ La Piana، F.G. (1975). "The Human Fovea After Sungazing". Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology 79 (6): OP788–95. PMID 1209815. 
  155. ^ Hope-Ross، M.W.؛ Mahon، GJ؛ Gardiner، TA؛ Archer، DB (1993). "Ultrastructural findings in solar retinopathy". Eye 7 (4): 29 Extra |pages= or |at= (help). doi:10.1038/eye.1993.7. PMID 8325420. 
  156. ^ Schatz، H.؛ Mendelblatt، F. (1973). "Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD". British Journal of Ophthalmology 57 (4): 270 Extra |pages= or |at= (help). doi:10.1136/bjo.57.4.270. PMC 1214879. PMID 4707624. 
  157. ^ Chou، B.R. (2005). "Eye Safety During Solar Eclipses".  "While environmental exposure to UV radiation is known to contribute to the accelerated aging of the outer layers of the eye and the development of cataracts, the concern over improper viewing of the Sun during an eclipse is for the development of "eclipse blindness" or retinal burns."
  158. ^ Ham، W.T. Jr.؛ Mueller، H.A.؛ Sliney، D.H. (1976). "Retinal sensitivity to damage from short wavelength light". Nature 260 (5547): 153. Bibcode:1976Natur.260..153H. doi:10.1038/260153a0. 
  159. ^ Ham، W.T. Jr.؛ Mueller، H.A.؛ Ruffolo، J.J. Jr.؛ Guerry، D. III, (1980). "Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear". In Williams, T.P.; Baker, B.N. The Effects of Constant Light on Visual Processes. Plenum Press. صفحات 319–346. ISBN 0-306-40328-5. 
  160. ^ Kardos، T. (2003). Earth science. J.W. Walch. صفحة 87. ISBN 978-0-8251-4500-1. 
  161. ^ Espenak، F. (2005). "Eye Safety During Solar Eclipses". NASA. اطلع عليه بتاريخ 2006-03-22. 
  162. ^ Haber، Jorg؛ Magnor, Marcus; Seidel, Hans-Peter (2005). "Physically based Simulation of Twilight Phenomena" (PDF). ACM Transactions on Graphics (TOG) 24 (4): 1353–1373. doi:10.1145/1095878.1095884. 
  163. ^ I.G. Piggin (1972). "Diurnal asymmetries in global radiation". Springer 20 (1): 41–48. Bibcode:1972AMGBB..20...41P. doi:10.1007/BF02243313. 
  164. ^ "The Green Flash". BBC. تمت أرشفته من الأصل على 2008-12-16. اطلع عليه بتاريخ 2008-08-10. 
  165. ^ Barsh، G.S. (2003). "What Controls Variation in Human Skin Color?". PLoS Biology 1 (1): e7. doi:10.1371/journal.pbio.0000027. PMC 212702. PMID 14551921.