خورشید: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
سطر ۲۳۹: سطر ۲۳۹:
  
  
 +
== منبع ==
  
  
== منابع ==
+
کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها
  
 
نجوم به زبان ساده  
 
نجوم به زبان ساده  

نسخهٔ ‏۱ فوریهٔ ۲۰۱۳، ساعت ۱۴:۲۳

اطلاعات اساسی

قطر:1390000 کیلومتر ، 109 برابر زمین

فاصله از زمین:

کمترین 147200000 کیلومتر

میانگین 149600000 کیلومتر این فاصله در دی ماه کمتر از تیر ماه است.

بیشترین 152000000 کیلومتر

قطر زاویه ای ظاهری :

کمترین 31 دقیقه و 28 ثانیه

میانگین 31 دقیقه و 59 ثانیه

بیشترین 32 دقیقه و 30 ثانیه

جرم: 333400 برابر زمین

چگالی متوسط: 0.25 چگالی میانگین زمین

دمای نور سپهر(موثر):5750 درجه کلوین

قدر ظاهری : -26.7

قدر مطلق: +4.8

گونه طیفی : G2

دوره تناوب چرخش در استوا : 24 روز و 16 ساعت

ثابت خورشیدی : 1.94 کالری بر هر سانتیمتر مربع در دقیقه


خورشید نزدیک ترین ستاره به زمین است. خورشید در مقایسه با میلیاردها ستاره ی کهکشان ما ، ستاره ای متوسط به شمار می رود. این ستاره ، یک ستاره ی رشته اصلی است و تا حدود 5.5 میلیاد سال دیگر نیز در این مر حله از زندگی خود خواهد بود. گونه ی طیفی آن G2 است. با این حساب دمای سطحی آن 5777 کلوین است. خورشید مانند تمام ستارگان دیگر ، کره ای از گاز بسیار داغ و پلاسما است. خورشید در هر ثانیه انرژی ای معادل 10^26*3.86 ژول تولید می کند. خورشید تنها ستاره ای است که تا حدی به زمین نزدیک است که دانشمندان می توانند سطح آن را به دقت بررسی کنند و از واکنشهای درون آن باخبر شوند و یکی از مهمترین ابزارهای سنجش نظریه های اخترفیزیکی است.
Sیun.jpg


ویژگی های کلی

خورشید ستاره ی مرکزی منظومه شمسی (خورشیدی) است. شعاع خورشید در حدود 109 برابر شعاع زمین(696 هزار کیلومتر) و جرم آن در حدود 330000 برابر جرم زمین است. جرم خورشید %99.86 جرم منظومه شمسی را شامل می شود. از لحاظ شیمیایی ، سه چهارم جرم خورشید از هیدروژن و تقریبا تمام بخش باقیمانده از هلیم تشکیل شده است. اگر کمی دقیق تر شویم ، خواهیم دید که حدود %1.69 از جرم خورشید از عناصری به غیر از هیدروژن و هلیم ، مانند اکسیژن ، کربن ، نئون ، آهن و غیره ساخته شده است. (البته توجه داشته باشید که این مقدار نیز خود 5628 برابر جرم زمین است) خورشید از دیدگاه گونه ی طیفی ، یک ستاره زرد رنگ در رشته اصلی به حساب می آید ، چرا که بیشترین شدت تابش شده از آن در محدوده ی زرد-سبز طیف مرئی است. البته خورشید از فضا سفید رنگ دیده می شود ، اما از روی زمین بدلیل وجود پراکندگی جوی به رنگ زرد دیده می شود. خورشید انرژی خود را از راه همجوشی هیدروژن در هسته اش ، یعنی تبدیل هیدروژن به هلیم ، تأمین می کند به طوری که در عرض یک ثانیه در مرکز خود ، 620 میلیون تن هیدروژن را به هلیم تبدیل می کند. خورشید دارای قدر مطلق 4/83+ و قدر ظاهری 26.74- (از روی زمین) است. در کهکشان راه شیری ، حدود %85 ستارگان از خورشید کم نورترند
Sunspot-az-450.jpg

قسمت بیرونی تاج خورشید (بیرونی ترین لایه ی جو خورشید که در ادامه از آن صحبت خواهد شد) در فضا گسترش می یابد و باد خورشیدی را که جریانی مداوم و پیوسته از ذرات باردار پرسرعت است ایجاد می کند. باد خورشیدی در مرز منظومه شمسی که حدود 100 واحد نجومی دورتر از خورشید است ، با دیگر بادهای ستاره ای برخورد کرده و محدوده ی اثرگذاری آن پایان می یابد. حبابی که در اثر باد خورشیدی در فضای میان ستاره ای ایجاد می شود ، خورسپهر نامیده می شود که بزرگترین ساختار پیوسته ی شناخته شده ی منظومه شمسی است. خورشید در حال حاضر در حال حرکت در میان ابر میان ستاره ای محلی در حباب محلی در لبه ی بازوی جبار در کهکشان راه شیری است. در میان نزدیک ترین 50 سیستم ستاره ای به کره ی زمین ، که شامل ستارگانی تا حداکثر فاصله ی 17 سال نوری می شوند ، خورشید چهارمین ستاره ی پرجرم است. خورشید در فاصله ی 24000 تا 26000 سال نوری از مرکز راه شیری ، به دور آن می گردد. اگر از قطب شمال کهکشانی به خورشید نگاه کنیم ، جهت چرخش آن ساعتگرد است. خورشید در عرض 225 تا 250 میلیون سال یک دور کامل به دور مرکز کهکشان راه شیری می زند. چون کهکشان ما با سرعت 550 کیلومتر بر ثانیه نسبت به تابش ریزموج پس زمینه کیهانی در جهت صورت فلکی مار آبی در حال حرکت است ، پس خورشید نیز با سرعت 370 کیلومتر بر ثانیه به سمت صورت فلکی اسد یا جام در حال حرکت است.

فاصله میانگین زمین از خورشید 149/6 میلیون کیلومتر است. این فاصله در طول یک سال هنگامی که زمین در مدار بیضوی خود نسبت به خورشید یک دور کامل می زند ، تغییر می کند. نور به طور میانگین فاصله ی زمین تا خورشید را در عرض 8 دقیقه و 19 ثانیه طی می کند.همین انرژی خورشیدی است که تقریبا تمام حیات بر روی زمین به آن وابسته است و فوتوسنتز گیاهان در حضور آن انجام می شود. وضعیت های آب و هوایی و اقلیمی نیز ناشی از تابش خورشید است. تأثیر و اهمیت خورشید بر زمین حتی از زمان های بسیار دور ، در دوران ماقبل تاریخ نیز شناخته شده بود و در بعضی از فرهنگ ها احترام به خورشید تا حدی زیاد بود که آن را به عنوان الهه ای می پرستیده اند. شناخت علمی دقیق خورشید طی روندی آرام دنبال شده است ، به طوری که تا اواخر قرن نوزدهم ترکیب شیمیایی و منبع انرژی خورشید نیز ناشناخته بوده است ، اما اکنون اطلاعات ما از خورشید بسیار گسترش پیدا کرده و هنوز هم در حال گسترش است. هنوز بسیاری از بی هنجاری ها در رفتار خورشید توسط هیچ مدلی توصیف نشده اند و توضیح آنها نیازمند رصدهای دقیق تر و جمع آوری اطلاعات بیشتر و تجدید نظر در برخی قسمتهای مدل های اخترفیزیکی است.


نور سپهر

چون با عینک تیره به خورشید نگاه کنید قرص درخشانی موسوم به نور سپهر دیده میشود که سطح خورشید است . در حقیقت نور سپهر سطحی هندسی نیست بلکه پوسته ای است به ضخامت 240 کیلومتر که از آن نور به فضا ساطع میشود. نوری که از زیر این لایه نشات می کند در این ضخامت 240 کیلومتری جذب میشود . نور مختصری نیز در گاز های رقیق بالای نور سپهر ایجاد میشود . دمای متوسط در قسمت فوقانی این لایه نور سپهری کم تر از 6000 و چگالی گاز در آن 0.001 چگالی جو زمین در سطح دریا است . روشنی قرص خورشید را تنها به تقریب می توان یکنواخت شمرد . مطالعه دقیق نور سپهر نشان میدهد که روشنی نور سپهر یکنواخت نیست . بلکه دانه دانه است و قطر هر دانه صد های کیلومتر میباشد . این دانه های که احتمالا تمام مساحت نور سپهر را میپوشانند بر این سطح ثابت نیستند بلکه اندازه و ساخت آن ها پیوسته در تغییر است.

همچنین گه گاه در سطح خورشید کلف ها و مشعل های خورشیدی پدیدار میشوند:

1.کلف های خورشید ناحیه های بزرگی بر قرص خورشید هستند که از نواحی مجاور خود تیره ترند.قطر آنها ده ها هزار کیلومتر است.

2.مشعل ها ناحیه هایی در سطح خورشیداند که از نواحی مجاور روشن ترند.

همچنین در ادامه به بررسی هر دوی این نواحی خواهیم پرداخت:

تاج خورشید

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


تاج نگار (Coronagaph)

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


قسمتهای مختلف تاج خورشیدی

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

تاج k یا تاج واقعی.

تاج f که از نور زودیاک (Zodiacal – Light) داخلی تولید می‌شود.


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

ساختمان تاج خورشید

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

تاج خورشید در هنگاه پدیده خورشید گرفتگی دیده میشود


چرا تاج خورشید از سطح گرمتر است؟

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

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


دوره تناوب کارینگتون

مدت زمان متوسط چرخش خورشید حول محورش در منطقه استوای خورشید نسبت به ستاره ها برابربا 38/25 روز.این دوره زمانی توسط ستاره شناس انگلیسی ادینگتون با مطالعه لکه های خورشیدی بدست آمده است.از آنجاییکه چرخش خورشید حول خودش در جهت چرخش زمین حول خورشید است این دوره زمانی نجومی به دوره سینودیک برابر با 28/27 روز تبدیل می شود.از آغاز روز 9 نوامبر سال 1853 تمام چرخش های سینودیکی خورشید شماره گذاری شده اند .کارینگتون طول جغرافیایی خورشیدی صفر در این روز را بعنوان نصف النهار مرکزی خورشید تعریف نمود.برای مثال در تاریخ 7 ژانویه 2002 دوره چرخش سینودیکی شماره 1985 آغاز شده است.



کلف های خورشیدی

کلف‌ها، از هنگامی که در 1610 میلادی به وسیله‌یگالیله کشف شدند، پیوسته مورد مطالعه بوده‌اند. حاصل این پژوهش را می‌توان به صورت زیر خلاصه کرد :

1) ساختمان : بیشتر کلف‌ها از دو قسمت تشکیل شده‌اند که از حیث "تیرگی" با یکدیگر تفاوت بسیار دارند. قسمت داخلی که نام فنی آن سایه است، تیره‌تر است. سایه را ناحیه‌ی نیمه تاریکی به نام نیم‌سایه احاطه می‌کند.

نکته: واژه‌های "تاریک" و "نیمه‌تاریک" که در مورد کلف‌های خورشیدی به کار می‌رود نیازمند توضیح است. در واقع، نوری که سایه‌ی تاریک گسیل می‌کند از نور کارآ ترین قوس الکتریکی شدیدتر است. این ناحیه در کنار زمینه‌ی درخشان‌تر قرص خورشید تیره به نظر می‌رسد. سایه 2000 کلوین سردتر از بقیه‌ی نور سپهر است. ولی دمای آن خود هنوز بسیار زیاد است. (4000 کلوین)

2) اندازه :‌ اندازه‌ی کلف‌ها متفاوت است و از 3000 کیلومتر تا ده برابر این رقم تغییر می‌کند. بزرگترین کلف شناخته شده، که در فروردین 1326 دیده شد، مساحتی بیش از سی برابر سطح زمین داشت.

3) عرض خورشیدی : کلف‌ها بر سطح خورشید در دو کمربند پدیدار می‌شوند : یکی بین عرض‌های خورشیدی 5 دره شمالی و 40 درجه شمالی و دیگری میان 5 درجه جنوبی و 40 درجه جنوبی است. البته استثناهایی بر این قاعده نیز وجود دارد.

4) دوام : بیش از 50 درصد کلف‌های خورشیدی عمری کمتر از چهار روز دارند. اما گه گاه کلف‌هایی دیده می‌شود که بیش از یک صد روز دوام می‌آورند.

5) میدان مغناطیسی : هر کلف مرکز یک میدان مغناطیسی است و شدت این میدان با اندازه‌ی کلف تغییر می‌کند. قطبیت برخی از کلف‌ها "شمال‌جو" است و کلف‌های دیگر قطبیت مخالف دارند.

مطالعه‌ی میدان‌های مغناطیسی مبتنی بر اثر زیمان است. (زیمان اثر میدان مغناطیسی را بر خطوط طیفی کشف کرد). خطوط طیفی در یک میدان نیرومند مغناطیسی یا به چندین مولفه شکافته می‌شوند و یا به وجه قابل ملاحظه‌ای پهن می‌شوند.

چگونگی شکافتن یا میزان پهن شدن بسته به میدان مغناطیسی است. اطلاعات مربوط به مغناطیس کلف‌های خورشیدی بر پهن‌شدگی خطوط طیفی در نوری که از کلف‌ها گسیل شده مبتنی است.

در واقع، نخستین قرینه بر قریب الوقوع بودن تشکیل یک کلف در یک ناحیه‌ی خاص این است که شدت میدان مغناطیسی در آن ناحیه چنیدن هزار بار افزایش می‌یابد.

هم چنین با بزرگتر شدن کلف بر شدت میدان مغناطیسی افزوده می‌شود. این میدان چنیدن روز و یا هفته‌ها و ماه‌ها پس از کلف نیز به جا می‌ماند.

7) شکل و حرکات : تا آن جا که می‌دانیم، کلف خورشیدی به گردابی می‌ماند که حرکت آن در نیمکره‌ی شمالی خورشید در خلاف جهت عقربه‌های ساعت و در نیمکره‌ی جنوبی در جهت عقربه‌های ساعت است.

گازها در قاعده‌ی گرداب به بیرون جریان دارند و در سطوح بالایی به داخل می‌ریزند. ارتفاع گرداب ممکن است 150 کیلومتر باشد و به احتمال زیاد آثار مغناطیسی، نیروهای محرک اصلی گازها هستند.

8) تغییرات سطح خورشید از حیث شدت کلف‌ها : مساحتی از سطح خورشید که از کلف پوشیده شده، دستخوش تغییرات زیادی می‌شود. ممکن است هفته‌ها بگذرد و حتی یک کلف هم بر سطح خورشیدی نباشد، سپس ده‌ها کلف بر قرص خورشید ظاهر شود.

9) دوره‌های کلفی : نخستین بار در سال 1843 میلادی دوره‌ای برای شدت کلف‌ها پیشنهاد شد و این دوره از آن زمان به بعد مورد تایید قرار گرفته است. دوره تناوب یک سیکل کامل 22 سال است. هر دوره‌ی کامل به دو نیمه‌ی یازده ساله تقسیم می‌شود. تفصیل جزئیات یک دوره به شرح زیر است :

1ـ آغاز دوره، که شدت کلف دار بودن سطح خورشید حداقل است. با ظهور دو کلف در عرض 35 درجه شمالی و دو کلف در عرض 35 درجه جنوبی مشخص می‌شود. کلف‌ها دو به دو در امتداد محور شرقی ـ غربی قرار دارند. یکی را "جلودار" و دیگری را "دنباله‌رو" می‌نامیم. فاصله‌ی زاویه‌ای بین این دو 3 یا 4 درجه است.

خواص مغناطیسی این دو جفت متفاوت است. اگر جلودار جفت 35 درجه جنوبی دارای خاصیت شمال‌جو باشد، دنباله‌رو چون قطبی عمل خواهد کرد که جنوب‌جو است. قطبیت جفتی که در 35 درجه جنوبی است عکس قطبیت این جفت خواهد بود. جلودار گروه زیر خط استوا چون قطبی جنوب‌جو خواهد بود و دنباله‌رو آن شمال‌جو.

2ـ کلف‌های اولیه چند روز دوام می‌آورند، سپس کلف‌های دیگری ظاهر می‌شوند. سه نوع تغییر به چشم می‌خورد :

ـ تعداد کلف‌ها افزایش می‌یابد.

ـ اندازه‌ی کلف‌ها بزرگتر می‌شود.

ـ کلف‌ها به استوا نزدیکتر می‌شوند.

این روال چهار سال ادامه می‌یابد، تا مساحت کلف‌ها به حداکثر می‌رسد. در این زمان مساحتی که به وسیله‌ی کلف‌ها پوشیده شده ممکن است 300 بار بیشتر از آغاز دوره باشد.

3ـ در هفت سال بعدی حرکت به سمت استوا ادامه می‌یابد. اما مساحتی که با کلف پوشیده شده به تدریج کاهش پیدا می‌کند. این مساحت در پایان مدت به حداقل می‌رسد. و این پایان یک نیم‌دوره است، از حداقل تا حداقل دیگر.

PhpThumb generated thumbnailjpg.jpg

4ـ در حالی که آخرین کلف‌ها در عرض‌های 5 درجه شمالی و 5 درجه جنوبی ناپدید می‌شوند، کلف‌های پیشتاز نیم‌دوره‌ی دوم در عرض‌های 35 درجه شمالی و 35 درجه جنوبی ظاهر می‌گردند. یک جفت در عرض‌های شمال و یک حفت در عرض‌های جنوبی. نیم‌دوره‌ی دوم شبیه نیم‌إوره‌ی اول است یا یک تفاوت عمده : قطبیت مغناطیسی هر کلف معکوس شده است. بنابراین اگر جلودار 35 درجه شمالی در 11 سال پیش قطبی شمال جو بود، حال دارای ویژگی یک قطب جنوبجو است. پس از 22 سال دوره‌ی جدیدی شروع می‌شود. می‌نی‌موم‌های اخیر، در سال‌های 1933، 1944، 1964، 1972 میلادی واقع شدند. آخرین ماکزیمم در سال 1968 میلادی روی دارد.

دو نکته در این جا حائز اهمیت است :

1ـ مشخصات دوره‌های کلفی تنها در یک جریان متوسط‌گیری آشکار می‌شود. ممکن است در زمانی با حداکثر فعالیت خورشیدی، خورشید کاملاً صاف و بی‌لکه باشد. و در طی مدتی که فعالیت در حداقل است، ممکن است بخش بزرگی از سطح خورشید را کلف پوشانده باشد. بنابر این دو نیم‌دوره تنها پس از متوسط‌گیری مقدار زیادی داده‌ی رصدی آشکار می‌شود.

2ـ رقم 11 سال برای یک نیم‌دوره نیز یک مقدار متوسط است. دوره‌های مشاهده شده ممکن است با هم تفاوت قابل ملاحظه‌ای داشته باشند. نیم‌دوره‌های هشت ساله و نیم‌دوره‌های 14 ساله نیز دیده شده‌اند.


زبانه خورشیدی

زبانه های خورشیدی ابرهای عظیمی بر بالای نورکره اند و هنگامی به وضوح دیده می شوند که در لبه های خورشید باشند. زبانه ها خمیده می شوند و به سطح خورشید باز می گردند . هنگامی که بر سطح نورکره دیده شوند به شکل مارپیچ های سیاهی بر قرص خورشید به نظر می رسند. از آنجا که این ابرها به نسبت سردند مقداری از نور خورشید را جذب می کنند و در زمینه ی خورشید نیز تیره به نظر می رسند. یکی از انواع معمولی و قابل مطالعه ی زبانه ها رشته نام دارد که به صورت بافتی طویل و تیره بر روی قرص خورشید دیده می شود.

نمونه ای از رخ دادن فوران خورشدی








ریشه شناسی نام خورشید

انگلیسی

اسم خاص sun در زبان انگلیسی ، از کلمه ی sunne در انگلیسی قدیمی گرفته شده ( این اتفاق در حدود سال 725 افتاده و حماسه ی بیوولف نیز مؤید آن است) که خود احتمالا به واژه ی south مربوط می شود. این نام بدلیل ریشه ی مشترک ، در برخی دیگر از زبان های ژرمنی نیز آمده. مانند sunne یا sonne در زبان فریزی قدیمی ، sunna در ساکسون قدیمی ، sonne در هلندی میانه ، zon در هلندی مدرن ، sunna در آلمانی قدیمی علیا ، sonne در آلمانی مدرن ، sunna در دانمارکی قدیمی و sunno در زبان گاتها. تمام واژگان زبان های ژرمنی برای خورشید ، از واژه ی ماقبل ژرمنی sunnon گرفته شده اند. همچنین در دوران بت پرستی و جاهلیت ، ژرمن ها خورشید را به عنوان خدایگانی بانام Sol/sunna می پرستیدند.دانشمندان حدس می زنند این خورشیدپرستی ژرمن ها ، از اقوام ماقبل هند و اروپایی ، بدلیل همبستگی های زبانی هند و اروپایی به ارث رسیده ، کما این که به خورشید در زبان هلندی sol ، در زبان سانسکریت Surya ، در زبان گال ها sulis ، در زبان لاتین saule ، و در زبان اسلاوی solnitse گفته می شود. نام انگلیسی sunday برای روز یکشنبه از روزهای هفته ، از زبان انگلیسی قدیمی گرفته شده ( sunnandaeg به معنای روز خورشید ، از پیش از سال 700 میلادی) که خود نتیجه ی برگردان ژرمنی از dies solis در زبان لاتین است ، که خود برگردانی از hemera heliou در زبان یونانی است. واژه ی sol که در لاتین به معنای خورشید است ، واژه ای شناخته شده است اما در زبان انگلیسی بیشتر از فرم صفت آن ، solar (خورشیدی) استفاده می شود.sol همچنین توسط سیاره شناسان برای نامیدن طول یک روز خورشیدی بر روی سیاره ای دیگر مانند مریخ استفاده می شود.


تکامل خورشید به یک غول سرخ

اکنون از عمر خورشید تقریبا 5/4 میلیارد سال میگذرد خورشید اندکی در بالای رشته ی اصلی قرار دارد و حدود نیمی از عمر مفید خود را به عنوان یک ستاره رشته ی اصلی گذرانده است. عمر مفید مورد انتظار برای خورشید در رشته ی اصلی حدود 10 به توان 10 سال است یعنی (100000000000) در نیمه دوم این دوره نورانیت خورشید به آرامی و به طور نامحسوس افزایش می یابد و به موازات بیشتر شدن سن خورشید به تدریج به بالای رشته ی اصلی منتقل می شود . گرچه رصد نورانیت و دما نشان می دهد که خورشید اکنون واقعا در بالای رشته ی اصلی است اما تمام جنبه های دیگر تکامل آتی خورشید بر مبنای محاسبه ی بسیر پیچیده و جز به جز رویدادهایی است که در حال حاضر مشاهده ناپذیر است . با وجود این ، همان طور که در گفتارهای آتی میخونیم تایید این محاسبات به کمک مقایسه آنها با ستارگان دیگر در خوشه های ستاره ای امکان پذیر است .


مغز هلیومی

خورشید در چهار میلیارد سال بعدی به نور افشانی ادامه خواهد داد و اندازه ی آن به تدریج بزرگتر خواهد شد بیشتر شدن نورانیت افزایش اندازه ی ستاره را جبران می کند به طوری که دمای خورشید تقریبا معادل دمای فعلی باقی می ماند در مدت حدود 5/4 میلیارد سال درخشندگی خورشید حدود 50 درصد و قطر آن حدود 25 درصد بزرگتر از مقادیر فعلی می شود . در همین زمان مرکز خورشید همه ی ئیدروژن خود را مصرف میکند و تمام آن به توسط واکنشهای گرما هسته ای به هلیومتبدیل می شود انچه در مرکز باقی می ماند یک مغز هلیومی یعنی یک منطقه ی کوچک چگال است که تقریبا به طور کامل محتوی هلیوم است در این مرحله مغزی هلیومی به جزء بسیار مهمی از خورشید تبدیل میشود و تاثیر آن برو روی تکامل خورشید سبب وقوع یک رشته رویدادهای پی در پی می گردد. میلیارها سال بعد از این مرحله اندازه ی خورشید بزرگتر می شود و هنگامی که سن آن به 3/10 میلیارد سال می رسد 2 و نیم بار بزرگتر از اندازه ی کنونی می شود و در طی این افزایش اندازه دما کاهش می یابد . زیرا درخشندگی تقریبا ثابت باقی می ماند و منبع جدید دیگر برای تولید انرژی در کار نیست . محاسبه شده است که مغزی هلیومی در این مرحله حدود 40000 کیلومتر قطر دارد که تنها یک صدم اندازه خورشید در ان زمان است مغزی هلسومی منقبض می شود و سرنجام به اندازه ای از مرتبه ی اندازه زمین می رسد . اما واقیعیت مهمی که درباره ی این مغز هلیومی می توان گفت آن است که در این مرحله یک چهارم کل جرم خورشید را در بر می گیرد . هنگامی که قطر آن تنها دو برابر قطر زمین است تقریبا یک میلیون بار پرجرمتر از زمین می شود . چگالی گاز در این مغزی حدود 50000 برابر چگالی آهن می شود یعنی وزن یک انگشتانه پر آن ماده به حدود یک تن میرسد .


پوسته ی ئیدروژن سوز

گاز پیرامون مغز هلیومی هنوز مقادیر بسیار زیادی ئیدروژن دارد. هنگامی که خورشید در رشته ی اصلی است فاصله ی این مقدار ئیدروژن از هسته ی خورشید چنان زیاد است که نمی تواند دمامی کافی برای آغاز واکنشهای همجوشی داشته باشد. به موازات انقباض هسته دمای بخش محیط بر آن به قدر کافی بالا می رود تا پوسته ی ئیدروژن سوز شکل بگیرد . این پوسته به سرعت گسترش میابد و با افزایش آهنگ سوزاندن ئیدروژن درخشندگی خورشید نیز به سرعت افزایش میابد سپس تنها در حدود 100 میلیون سال درخشندگی به 1000 برابر مقدار کنونی آن میشود . در این حال اندازه ی خورشید نیز بزرگتر می شود و قطر پوشش بیرونی اش 100 برابر قطر کنونی آن می شود . در این حالت خورشید یک غول سرخ واقعی با دمای سطحی 3500k است . از آنجا که یک چهارم جرم خورشید در مغزی هلیومی کوچک مرکزی متراکم می شود (کوچک در مقایسه با اندازه ی بسیار بزرگ خورشید در آن دوره) بقیه ماده ی ان در یک کره ی ئیدروژنی بسیار بزرگ و بی اندازه رقیق پخش می شود . چگالی این پوشش منبسط شده بسیار کم و معادل آن خواهد بود که در آزمایشگاههای فیزیک به عنوان بهترین خلاء تلقی می شود اگر در آن روزگار بتوانیم خورشید را ببینیم اندازه ی بزرگ و دمای پایینی که خواهد داشت سیمای عجیبی بدان خواهد داد از زمین خورشید تحت عنوان زاویه تقریبا 60در جه و به رنگ قرمز تیره دیده خواهد شد هنگام ظهر قطر آن حدود یک سوم کا آسمان را فرا خواهد گرفت .


سوزاندن هلیوم

هرچه مغز هلیومی به متراکم شدن ادامه دهد دما افزایش میابد . سرانجام دمای مغزی هلیومی به مقدار معینی (حدود 100 میلیارد K ) می رسد که برای ترکیب یافتن هسته های اتمهای هلیوم و تشکیل عنصرهای سنگین تر کافی است محتملترین واکنش ترکیب دو هسته ی هلیوم است تا یم هسته ی برلیوم شکل گیرد. اما برلیوم به وجود امده شکل ناپایداری از برلیوم است و در زمانی بسیار کوتاه ( 10 به توان منفی 12 ثانیه ) به دو هست ی هلیوم وا میپاشد . اگر هسته های هلیوم زیادی در محیط وجود داشته باشد ( که مغز هلیومی خورشید نیزچنان خواهد بود ) هسته ی دیگری از هلیوم می تواند پیش از واپاشی برلیوم با آن ترکیب شود و یک هسته ی پایدار کربن تولید کند. از این رو در طی این دو مرحله مغزی هلیومی ستاره ای مانند خورشید نهایتا هلیوم خود را به عنصر سنگینتری مانند کربن تبدیل می کند در این فرایندها مقادیر زیادی انرژی ازاد می شود درست به همان طریقی که همجوشی ئیدروژن و تشکیل هلیوم انرژی ازاد می کند . از روی محاسباتی که در مورد ساختار آینده ی خورشید به عمل امده یافته شده است که سوزاندن هلیوم به تدریج روی نمی دهد بلکه در طی یک رویداد انفجاری که درخش هلیومی نام دارد واقع می شود . این انفجار فقط برای ستارگانی که تقریبا هم جرم یا کوچکتر از خورشید هستند پیش می آید این امر در نتیجه این واقعیت است که مغزی چنین ستارگانی در اثر گذشت زمان به چنان چگالی بالایی می رسد و دما برای سوزاندن هلیوم چنان بالا می رود که مغزی نه به صورت گاز بلکه همانند یک جسم صلب جامد عمل می کند. الکترونها ( وهسته های هلیوم ) به حدی تنگ در کنار هم قرار میگیرند که محیط جامد تقریبا غیر قابل تراکمی را تشکیل میدهند . از انجا که این محیط بیشتر به کره ای از فلز جامد می ماند تا کره ای از گاز در نتیجه وقوع فرایند سوزاندن هلیوم سبب میشود که دمای مغزی سریعا سعود کند اما اندازه ی ان تنها افزایش اندکی از خود نشان می دهد از روی ازمایشهایی که در آزمایشگاه انجام می دهیم نیز به این واقعیت می رسیم : هنگامی که مقداری گز را گرم میکنیم به طور قابل ملاحظه ای منبسط میشود اما با گرم کردن یک جسم جامد انبساط بسیار اندکی در آن مشاهده می کنیم . از این رو به همین طریق مغزی خورشید انبساط زیادی نخواهد داشت ولی دما به مقادیر بسیار بالایی صعود خواهد کرد. دمای بالاتر آهنگ تبدیل هلیوم به کربن را افزایش می دهد و این به نوبه ی خود سبب افزایش بیشتر دما می شود . مغزی ستاره آنقدر داغ می شود که همانند یک بمب کنترل نشده ی همجوشی هسته ای عمل میکند . برای خورشید تنها حدود یک روز طول میکشد تا از مرحله ی آغاز سوزاندن هلیوم به انفجار مغزی هلسومی برسد .


فاز دوم (( رشته ی اصلی ))

مغزی هلیومی خورشید هنگامی که حدود 6 میلیارد سال بعد از این منفجر می شود اندازه ی کوچکی خواهد داشت و اثرات انفجار ان بلافاصله در سطح خورشید دیده نخواهد شد اما درون خورشید به سرعت و به طور قابل ملاحظه ای تغییر خواهد کرد در پی رشد انفجاری مغزی در درون خورشید پوسته ی ئیدروژنی محیط بر مغزی که تا پیش از انفجار منبع گرمای خورشید بود ناپدید خواهد شد دمای مغزی به دلیل افزایش یافتن اندازه ی ان به سرعت افت خواهد کرد و به همین طریق شدت پوسته ی ئیدروژن سوز نیز کاهش خواهد یافت از این رو درخش هلیومی به جای انکه سبب فوران نور خیره کننده ای شود موجب ان خواهد شد که نورانیت خورشید کاهش یابد . مواد درون خورشید به مقدار معینی با هم مخلوط خواهند شد . به موازات کاهش شعاع خورشید نورانیت نیز کاهش خواهد یافت و افزایش دما محسوس خواهد بود. سپس تنها حدود چند میلیون سال بعد در نمودار رنگ و قدر در راستای رشته اصلی حرکت خواهد کرد اما بی انکه وارد رشته شود در نزدیکی آن خواهد بود با کمک گرفتن پوشش ئیدروژن سوز محیط بر مغزی هلیومی از یک ناحیه ی هلیوم سوز در مرکز ستاره خورشید به مدتی تقریبا طولانی در این مرحله ی شبه رشته ی اصلی باقی خواهد ماند از این رو انرژی خورشید هم از آزاد سازی انرژی به توسط بخشی کوچک در مغزی ستاره ( که در آن هلیوم به کربن تبدیل میشود) و هم از پوسته ی دوردستی که هلیوم از ئیدروژن شکل میگیرد تامین خواهد شد . محاسبه شده است که خورشید چندین میلیون سال در این فاز "رشته ی اصلی دوم" باقی خواهد ماند . در پایان این دوره به سبب تمام شدن سوخت مغزی آن دوباره منقبض خواهد شد و خورشید برای بار دوم با افزایش در نورانیت افزایش در شعاع و کاهش در دما مواجه خواهد شد تا دوباره به یک غول سرخ بسیار بزرگ تبدیل شود تاکنون جزئیات فاز غول سرخی دوم در خورشید ناشناخته مانده است زیرا تحت چنین شرایطی پیچیدگیهای عظیمی در ساختار ستاره پدید می آید محاسبات تقریبی انجام گرفته نشانگر آن است متقاقب فاز رشته اصلی دوم خورشید دوباره به سرعت در فاز غول سرخی پیش خواهد رفت و سپس بی درنگ خواهد رمبید ( در هم فرو خواهد ریخت) تا به یک کوتوله ی سفید تبدیل شود .


منبع

کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها

نجوم به زبان ساده

رشد

کتاب نجوم دینامیکی

کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی

ویکی پدیا فارسی