خورشید: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
(مقدمه)
سطر ۵: سطر ۵:
  
 
== مقدمه ==
 
== مقدمه ==
 
+
[[File:Planets and sun size comparison.jpg|thumb|مقایسه اندازه خورشید و سیاره های پیرامون]]
 
برای آن که خورشید را ستاره بدانیم باید ماهیت آن را به درستی بشناسیم، ماهیتی که با ماهیت سیارات یا اقمار آن تفاوت چشم گیری دارد.خورشید دوزخ متلاطم و جوشان عظیمی است که انرژی آن از درون خودش ایجاد میشود. هنگامی را تصور کنید که در آفتاب بعدازظهر ساحلی آرمیده اید.در این حالت تحت تاثیر سه شکا متمایز انرژی تابشی قرار دارید:فروسرخ(گرمای تابشی)، که پیکرتان آن را بصورت گرما حس می کند؛نور مرئی که با چشمانتان احساسش می کنید؛و فرابنفش، که بدنتان آن را با برنزه شدن پوست یا آفتاب سوختگی "حس می کند". این انرژی خورشید است که توده های هوا را گرم میکند، سبب اختلاف فشار در هوا می شود و باد پدید می آورد. باد به نوبه ی خود خیزآبهایی در سطح اقیانوس ایجاد میکند که سرانجام به صورت امواج کف کرده و کوبنده به ساحل سرازیر می شوند. این انرژی خورشید است که آب را (از طریق تبخیر)از سطح دریا بالا می بردکه بصورت باران به زمین فرو می بارد. این انرژی خورشید است که توسط فتوسنتز تغییرات شیمیایی در گیاهان پدید می آورد، عناصری مانند کربن، هیدروژن و اکسیژن را به مواد غذایی مورد مصرف تبدیل میکند، و اکسیژن لازم برای تنفس ما را فراهم می آورد. درواقع رد بیشتر منابع انرژی ما بر روی زمین به خورشید باز میگردد. سوختهای فسیلی، مانند زغال سنگ و نفت، از موجودات زنده ای حاصل شده اند  که وجود و ساختار شیمیایی درون یاخته های بدنشان در گذشته های دور به خورشید وابسته بوده است. حیات بگونه ای که امروز میشناسیم، بدون دریافت انرژی از خوزشید، امکان وجود نداشته است.
 
برای آن که خورشید را ستاره بدانیم باید ماهیت آن را به درستی بشناسیم، ماهیتی که با ماهیت سیارات یا اقمار آن تفاوت چشم گیری دارد.خورشید دوزخ متلاطم و جوشان عظیمی است که انرژی آن از درون خودش ایجاد میشود. هنگامی را تصور کنید که در آفتاب بعدازظهر ساحلی آرمیده اید.در این حالت تحت تاثیر سه شکا متمایز انرژی تابشی قرار دارید:فروسرخ(گرمای تابشی)، که پیکرتان آن را بصورت گرما حس می کند؛نور مرئی که با چشمانتان احساسش می کنید؛و فرابنفش، که بدنتان آن را با برنزه شدن پوست یا آفتاب سوختگی "حس می کند". این انرژی خورشید است که توده های هوا را گرم میکند، سبب اختلاف فشار در هوا می شود و باد پدید می آورد. باد به نوبه ی خود خیزآبهایی در سطح اقیانوس ایجاد میکند که سرانجام به صورت امواج کف کرده و کوبنده به ساحل سرازیر می شوند. این انرژی خورشید است که آب را (از طریق تبخیر)از سطح دریا بالا می بردکه بصورت باران به زمین فرو می بارد. این انرژی خورشید است که توسط فتوسنتز تغییرات شیمیایی در گیاهان پدید می آورد، عناصری مانند کربن، هیدروژن و اکسیژن را به مواد غذایی مورد مصرف تبدیل میکند، و اکسیژن لازم برای تنفس ما را فراهم می آورد. درواقع رد بیشتر منابع انرژی ما بر روی زمین به خورشید باز میگردد. سوختهای فسیلی، مانند زغال سنگ و نفت، از موجودات زنده ای حاصل شده اند  که وجود و ساختار شیمیایی درون یاخته های بدنشان در گذشته های دور به خورشید وابسته بوده است. حیات بگونه ای که امروز میشناسیم، بدون دریافت انرژی از خوزشید، امکان وجود نداشته است.
  

نسخهٔ ‏۱۲ فوریهٔ ۲۰۱۳، ساعت ۱۲:۲۷

این نوشتار خرد توسط مؤلف آن تکمیل می‌شود . لطفا شکیبا باشید . 


خورشید ستاره است.ستاره ی ما.وعملا هر نوع انرژی که حیات به آن وابسته است، از خورشید ناشی می شود.در حالی که از نگاه کردن مستقیم به خورشید بر حذر شده ایم، اخترشناسان تکنیک های خاصی دارند که به نحوی بی خطر ماهیت آن را در طول موج های گوناگون آشکار می کنند.

تابش فروسرخ آن را با گرمایی که هر روز احساس میکنیم برایمان ملموس می شود، و اثر تابش فرابنفش آن برنزگی(برنزه شدن)پوست ما است.اگر خورشید را به عنوان یک ستاره مدل تلقی کنیم، که سایر ستارگان را با آن بتوان مقایسه کرد، برای درک و فهم آن ستارگان مجهز تر خواهیم بود.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>

مقدمه

پرونده:Planets and sun size comparison.jpg
مقایسه اندازه خورشید و سیاره های پیرامون

برای آن که خورشید را ستاره بدانیم باید ماهیت آن را به درستی بشناسیم، ماهیتی که با ماهیت سیارات یا اقمار آن تفاوت چشم گیری دارد.خورشید دوزخ متلاطم و جوشان عظیمی است که انرژی آن از درون خودش ایجاد میشود. هنگامی را تصور کنید که در آفتاب بعدازظهر ساحلی آرمیده اید.در این حالت تحت تاثیر سه شکا متمایز انرژی تابشی قرار دارید:فروسرخ(گرمای تابشی)، که پیکرتان آن را بصورت گرما حس می کند؛نور مرئی که با چشمانتان احساسش می کنید؛و فرابنفش، که بدنتان آن را با برنزه شدن پوست یا آفتاب سوختگی "حس می کند". این انرژی خورشید است که توده های هوا را گرم میکند، سبب اختلاف فشار در هوا می شود و باد پدید می آورد. باد به نوبه ی خود خیزآبهایی در سطح اقیانوس ایجاد میکند که سرانجام به صورت امواج کف کرده و کوبنده به ساحل سرازیر می شوند. این انرژی خورشید است که آب را (از طریق تبخیر)از سطح دریا بالا می بردکه بصورت باران به زمین فرو می بارد. این انرژی خورشید است که توسط فتوسنتز تغییرات شیمیایی در گیاهان پدید می آورد، عناصری مانند کربن، هیدروژن و اکسیژن را به مواد غذایی مورد مصرف تبدیل میکند، و اکسیژن لازم برای تنفس ما را فراهم می آورد. درواقع رد بیشتر منابع انرژی ما بر روی زمین به خورشید باز میگردد. سوختهای فسیلی، مانند زغال سنگ و نفت، از موجودات زنده ای حاصل شده اند که وجود و ساختار شیمیایی درون یاخته های بدنشان در گذشته های دور به خورشید وابسته بوده است. حیات بگونه ای که امروز میشناسیم، بدون دریافت انرژی از خوزشید، امکان وجود نداشته است.

زمین به عنوان پیکره ای وابسته به انرژی خورشیدی خوشبختانه در فاصله ی مناسبی نسبت به خورشید قرار گرفته است. فاصله ی متوسط زمین تا خورشید را واحد نجومی می نامیم.امروزه میتوانیم فاصله ی بسیاری از اشیای موجود در منظومه ی شمسی را با ارسال یک سیگنال راداری یا یک شعاع لیزری به آن شیئ و تعیین زمان رفت و بازگشت آن، تعیین کنیم.اما اگر یک سیگنال راداری با یه سوی خورشید روانه کنیم، آشکار سازی بازتاب آن درمقابل زمینه ی سایر انرژی های نوری و رادیویی که خود خورشید گسیل میکند، بسیار دشوار خواهد بود.از این رو ما از یک روش غیر مستقیم استفاده میکنیم.اختر شناسان یک سیگنال رادیویی یا لیزری به سوی یک سیاره یا سیارک میفرستد و زمان رفت و برگشت آن را تعیین میکند.با توجه به این که همه ی شکل های تابش الکترومغناطیس در خلاء با سرعت نور سیر می کنند،ناظر میتواند فاصله ی زمین تا آن شیء را با استفاده از مدت زمان لازم برای رفت و برگشت سیگنال محاسبه کند.در این صورت با معلوم بودن فاصله و دوره گردش شیء مورد نظر به دور خورشید، ناظر میتواند واحد نجومی را با استفاده از قانون سوم کپلر محاسبه کند.بنابر قانون سوم کپلر مجذور دوره گردش سیاره با مکعب میانگین فاصله ی آن از خورشید متناسب است.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>

اطلاعات اساسی

خورشید                       
جعبه اطلاعات اجرام منظومه شمسی

  The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg     

نام                                                                                     خورشید،هور،خور


قطر                                                                    1390000 کیلومتر


فاصله از زمین                                                                    149600000کیلومتر(میانگین)

قطر زاویه ظاهری                                                       31 دقیقه و 20 ثانیه 

جرم                                    '333400 برابر زمین

چگالی متوسط                                  0.25چگالی میانگین زمین


دمای نور سپهر                                  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 سانتی متر مکعب


دورهٔ کهکشانی                                  (2٫25–2٫50)‎×108 a


سرعت                                  ~۲٫۲۰‎×۱۰۵ m/s (گردش به‌دور مرکز کهکشان) ~۲‎×۱۰۴ m/s (نسبت به سرعت میانگین ستاره های دیگر در همسایگی ستاره ای)

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


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.

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.


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.

لایه های خورشید

لایه های خورشید

منطقه تابشی

همجوشی هیدروژن و تبدیل آن ها به هلیم پیوسته یک هسته ی هلیمی در داخل خورشید به وجود می آورد. لایه ی بلافاصلی که این هسته را احاطه می کندͺ جایگاه آن واکنش های گرما هسته ای(سوختن هیدروژن)است و مقادیر عظیم انرژی تولید شده در آن جا باید به طریقی به لایه های دیگر و نهایتا به فضای خارج منتقل شود. اخترشناسان معتقدند که مکانیسم اصلی این انتقال در پیکره ی خورشید تابش است. انرژی تولید شده در هسته ی خورشید توسط فرآیند های متعدد جذب و گسیل مجدد در منطقه تابش پخش می شود. از این روͺ فوتونی که هسته را ترک می کند به خط مستقیم به سطح خورشید نمی رسیدͺ بلکه دستخوش برخورد هاͺ پراکندگی هاͺ جذب ها و گسیل های مجدد متعددی می شود. اگر بتوانیم یک فوتون را در میان واکنش های تصادفی بیشمار دنبال کنیمͺ متوجه می شویم که یک میلیون سال یا بیشتر طول می کشد تا نتایج واکنش اولیه آن به سطح مریی خورشید برسد و به جهان خارج بتابد. بنابراینͺ خورشیدی را که ما در نور مریی میبینیم هسته آن نیست بلکه لایه های فوقانی آن است که فوتون ها نهایتا از آن گسیل شده اند. با توجه به محدودیت دیدمان از دینامیک درون خورشیدͺ متوانیم پی ببریم که چرا اخترشناسان به آشکارسازی و مطالعه ذره ای که مستقیما از هسته خورشید می آبدͺ یعنی به نوترینوͺ چنین علاقه ای نشان می دهند.


پوش همرفتی

لایه بعدی خورشیدͺ به نام پوش همرفتیͺ فقط انرژی را به وسیله حرکت ماده در درون آن منتقل می کند. گاز های داغ صعود می کنند تا انرژی را به سطح مریی خورشید برسانند و سپس گاز های سرد شده پایین می آیند تا بار دیگر گرم شوند. احتمالا با پدیده همرفت در گرمایش اتاق ها آشنایید. اگر بخاری در یک طرف اتاق نصب شده باشدͺ هوایی که به وسیله آن گرم می شود بالا می رودͺ در طول سقف جاری می شودͺ در طرف دیگر اتاق پایین می آید و در آن جا به سردی می گراید; در این صورت یک الگوی گردش طبیعی هوا در اتاق برقرار می شود. به این ترتیب می توانیم تصور کنیم حرکت شدیدی که صورت می گیرد تا مقادیر عظیم انرژی گسیلیده از منطقه تابش را به سراسر پوش همرفتی منتقل کندͺ چگونه است. اما چه شواهدی برای این تلاطم در اختیار داریم؟ وقتی در نور سفید از خورشید عکس میگیریمͺ "سطح" آن سیما ی خالداری را نشان می دهد که آن را سطح دانه دانه ای فوتوسفر(شیدسپهر) می نامیم. خال های سفید را در حکم ستون های داغ در حال صعود و نواحی تاریکتر را در حکم گازهای سردی که برای گرم شدن مجدد به سطوح پایین تر می آیندͺ تعبیر می کنند. این تعبیر وقتی تایید می شود که طیف نگاشت را وارسی می کنیم. ماهیت تموجی خطوط طیفی ناشی از جابه جایی های دوپلر است که ناشی از حرکت گاز هاست: انتقال های به آبی به بالا رفتن لکه ها یا خال هایی توام اند که به ناظر نزدیک می شوند; انتقال های به سرخ با دور شدن آن از ناظر همراه اند. به نظر می رسد پوش همرفتی یک چهارم تا یک سوم شعاع خورشید باشد.


شید سپهر یا فتوسفر

لایه بلافاصل بالای پوش همرفتی را شید سپهر می نامند. ضخامت این لایه در حدود 100 کیلومتر است که از زمین به صورت سطح (یا لبه) مریی خورشید در عکس با نور سفیدͺ ظاهر می شود. در این حالت حاشیه یا لبه ی خورشید اندکی تاریکتر به نظر می رسد. وقتی به بخش مرکزی تصویر خورشید نگاه می کنیمͺ از میان شیدسپهر سطوح پایین تر آن را می توانیم ببینیم که در آن جا دماها 1000 تا 1500 کلوین کمتر است; گازها در دمای کمتر انرژی کمتری تابش می کنند. این کاهش دما نه تنها تیرگی لبه خورشید را توضیح می دهدͺ بلکه عامل اساسی در تشکیل طیف رنگی به شمار می آیدͺ که یک طیف جذبی وقتی نور با ماهیت پیوسته از داخل یک گاز کم فشارͺ و نسبتا سرد عبور کندͺ طیف جذبی تشکیل می شود. در این لایه ى شیدسپهر است که جذب صورت می گیرد و نشان می دهد که چه عناصری در آن جا وجود دارد. به بیان دیگر، اگر میتوانستیم به طیف خورشید درمرز پایین تر. شیدسپهر نگاه کنیم، احتمالا آن را بت ماهیتی پیوسته می دیدیم؛ اما به علت اینکه ما آن را از مرز بالاتر می بینیم، طیف جذبی است. در نتیجه، اين طيف، ترکیب درصدی شیدسپهر ولایه کروموسفر)فام شپهر( پایین تر را آشکار می کند. این طیف ترکیب هسته و سایر لایه های داخلی دیگر را نشان نمی دهد.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>

هرچه از شید سپهر به سمت مرکز خورشید حرکت کنیم شید سپهر داغتر و چگالتر می شود .در اعماق شید سپهر چگالی آن قدر بالاست که نور نمی تواند به راحتی خارج شود.به ازای هر 100 کیلومتری که از لایه های زیرین به بالا می آییم تراکم 50 درصد کاهش می یابد به طوری که لایه های بالای شید سپهر آن قدر رقیق هستند که قابل تابش نیستند . عمده نوری که از شید سپهر دریافت می کنیم از ناحیه گسیل میشود که دمای آن 6000 کلوین است اما از قسمت فوقانی آن که دما در حدود 4000کلوین و در قسمت و در قسمت زیرین آن که دما 8000 کلوین است نیز نورهایی دریافت می کنیم ویژگی شید سپهر این است که چگالی به قدری زیاد است که بتواند تابش کند و به قدری کم است که نور بتواند از آن فرار کند . چگالی در میانه شیدسپهر 0/1 درصد هوای سطح دریاست. وقتی به شیدسپهر می نگریم آن را دانه دانه می بینیم درست مانند توپ بسکتبال . این دانه ها به سبب حرکت همرفتی که از طبقات پایین صورت می گیرد ایجاد می شوند به این صورت دانه های داغ و روشن به سطح خارجی خورشید حرکت می کنند و به سمت بیرون منتشر می شوند و بعد از سرد و تاریک شدن به سمت داخل می روند . قطر هر کدام از این دانه ها در حدود 100 کیلومتر است . و عمر هر کدام از آنها می تواند بین 8 تا 15 دقیقه باشد. <ref> کتاب الفبای نجوم و اختر فیزیک مولف :محمد بهرام پور ،جلد اول </ref>

فام سپهر یا کروموسفر

لایه خارجی بعدی اتمسفر خورشید، کروموسفر(فام سپهر) است که تقریبا تا ارتفاع 2000 کیلومتر بالاتر از شیدسپهر امتداد می یابد.فام سپهر معمولا به علت درخشندگی شیدسپهر نامرئى است؛ اما به هنگام خورشیدگرفتگی)کسوف( که ماه قرص مرکزی خورشید را می پوشاند، نور سرخ فام سپهر را می توان دید. وقتی نور از این لایه وارد طیف نگار می شود، خط روشن طیف آشکار می شود. فام سپهر با خط سرخ روشن که در این طیف نشان می دهد(خط آلفا هیدروژن) و با ته رنگ قرمزی که خودش دارد، عمدتا از گاز هیدروژن ترکیب یافته است. سایر خطوط روشن این طیف وجود سدیم، کلسیم، منیزیم و یون هلیم را در فام سپهر آشکار می کند. اخترشناس، امروزه دیگر نباید مدتی به انتظار کسوف بماند تا بتواند فامسپهر را مشاهده و بررسی کند، زیرا می تواند به طور مصنوعی قرص خورشید را در نزدیکی سطح کانونی تلسکوپش بپوشاند و به این وسیله تنها از فام سپهر خورشید عکس بگیرد. وسیله ای که با آن اینکار را انجام می دهند، تاج نگار نام دارد. طیف فام سپهر درجه بندی دما را از 4500 کلوین در نزدیکی شیدسپهر تا 400000 کلوین در سطح فوقانی آن آشکار می کند.


تاج یا کرونا

تاج خورشید در هنگاه پدیده خورشید گرفتگی دیده میشود

سومین لایه اصلی از لایه های جو خورشید تاج است. تاج خورشید مانند فام سپهر، به علت درخشندگی شیدسپهر، معمولا نامرئى است؛ اما اگر در خلال کسوف کلی رؤیت شود یا با استفاده از تاج نگار عکسبرداری شود، ناحیه درخشان ممتدی را می توان دید، که عمدتا ناشی از پراکندگی نور به وسیله ذرات موجود در تاج، است.بخش مرئی تاج فقط جزء کوچکی از آن است، زیرا اگنون معلوم شده که تا فراسوی خود زمین هم ادامه یافته است. در واقع سیارات همواره در برون ریز ماده آن غوطه ور است که آن را باد خورشیدی می نامیم.قبلت گفتیم که خورشید در هر جهت صور متعددی از آشفتگی های الکترومغناطیسی، از قبیل تابش های نوری، رادیویی و فروسرخ به خارج می فرستد؛ اما این ها همه آن چیزهایی نیستند که از خورشید گسیل می شود. از خورشید همواره ذراتی نیز بیرون میریزد؛ از آن جمله است الکترون هایی با بار منفی و پروتون هایی با بار مثبت، از گاز هیدروژن که اجزای تشکیل دهنده جوّ خورشید به شمار می آیند. درحالی که تاج در نزدیکی خورشید حالت ایستا دارد، اما در فاصله دور تر، در نزدیکی سیارات پوشی در حال گسترش را تشکیل می دهد و بنابراین جریانی با حرکت سریع از ذرات باردار به وجود می آورد. همین باد خورشیدی است که دم دنباله دار ها را از خورشید دور می کند. در فاصله زمین تا خورشید، سرعت باد خورشیدی در حدود 1,450,000 کیلومتر بر ساعت است. مقدار ماده ای که به صورت باد خورشیدی از خورشید جدا می شود، در هر ثانیه تقریبا یک میلیون تن است. که در مقایسه با جرم کل خورشید مقدار ناچیزی به شمار می آید وقتی این ذرات باردار به میدان مغناطیسی زمین نزدیک می شوند، در کمربند وانآلن منحرف می شوند و سرانجام در مسیری مارپیچی به سمت نواحی قطب جنوب و شمال میروند؛ در آنجا بر اثر واکنش با اتم های جو زمین نور های شمالی و جنوبی را به وجود می آورند.

60d0px-Traceimage.jpg

درجه تاج را می توان با درجه یونیده شدن عناصر در این لایه تعیین کرد. مثلا در شرایط عادی فشار و دما، هر اتم آهن 26 الکترون دارد. طیف تاج خورشید نشان می دهد که تا حدود 13 الکترون از اتم های آهن جدا شده است و این امر نشان می دهد که دما در حدود 2میلیون کلوین است. این دمای بسیار زیاد توضیخ خاصی را می طلبد، زیرا هیچ یک از مکانیسم های معمولی انتقال گرما برای این توضیح کفایت نمی کند.یکی از نظریه ها حاکی از آن است که امواج آکوستیگی(صوت مانند) در پوش همرفتی خورشید تولید می شوند.با حرکت این امواج به بیرون یک موج شوک پدید می آورند که انرژی به وسیله ی آن ها به تاج منتقل می شود. در حالیکه این نظر خیلی موجه به نظر می رسد، هیچ شواهد مستقیمی از یافت شدن این امواج در دست نیست، از این رو ایده های دیگری را نیز تعقیب می کنند. مثلا، ممکن تست میدان های مغناطیسی با ایجاد جریان های الکتریکی تاج را گرم کنند، همانطور که خانه ما با جاری شدن جریان الکتریکی از یک مقاومت گرم می شود. این نظریه، در پرتو کشف "حفره های" تاج شایستگی قطعی پیدا کرده است.

پرونده:Solar eclipse 1999 4 NR.jpg
تصویر تاج خورشید در هنگام خورشید گرفتگی

اخترشناسان اخیرا به اهمیت برخی "حفره های " موجود در تاج پی برده اند.این گونه شکاف ها به خصوص وقتی آشکار می شوند که چرخه ی لکه های خورشیدی به مینیمم خود نزدیک می شود، یعنی لکه های خورشیدی بسیار معدودی هویدا می شوند. در شکل روبرو ملاحظه می کنید که امتداد هیچ یک از پرتو های پر مانند هاله ای از نواحی قطبی نمی آیند؛ این امر هم کاملا عادی است. اما ناحیه ی تاریکی را می بینید که با پیکان سفید کوچکی نشان داده شده است. این ناحیه "حفره"ای در تاج است. از مشخصه های این "حفره"، دمای نسبتا پایین، چگالی بسیار کم، و خطوط میدان مغناطیسی گشوده است. نواحی مغناطیسی خورشید معمولا به نواحی مجاور با قطبیت متضاد متصل می شود. اما در موردحفره تاج، هیچ ناحیه ای با قطبیت متضاد وجود ندارد و خطوط میدانش گشوده می مانند. به نظر می رسد نتیجه ی جالب آن فوران یک باد خورشیدی غیر عادی با سرعت بسیار زیاد، از چنین ناحیه ای باشد. وقتی چنین جریانی از ذرات باردار به میدان مغناطیسی زمین می رسد، ممکن است بسیار آشفته شود. این آشفتگی ها را طوفان های زمین مغناطیسی می نامیم، که فقط یکی از وجوه بسیاری است که طی آن ها زمین از فعالیت های خورشیدی متأثر می شود.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>

نور سپهر

نورسپهر

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:

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



نوترینوهای گسیلی از خورشید

آشکارساز نوترینوی خورشیدی در بروکهاون، در عمق 1480 متری زیر زمین در داکوتای جنوبی، یکی از چند آشکار سازی است که هم اکنون در جستجوی این ذره بسیار گریز پاست، ذره ای که به عنوام جزئی از واکنش گرما هسته ای تامین کننده گرمای خورشید تولید می شود، جستجو می کند.

در نخستین مراحل چرخه ی پروتون-پروتون شاهد تولید یک نوترینوͺ ذره ای با جرم بسیار اندک و بدون بارͺ بودیم. نوترینو هاͺ به علت ماهیت تقریبا بی جرمشانͺ مستقیما از هسته خورشید به زمین می آیند بدون آنکه با سایر مواد خورشید برهم کنش داشته باشند. از این روͺ اگر امکان آشکارسازی آن ها بر روی زمین وجود داشته باشدͺ مثل این است که اخترشناسان به درون هسته خورشید "نگاه می کنند". اما اغلب نوترینو ها ͺ به علت خصوصیتشان از سراسر زمین می گذرند بدون آنکه هیچ برخوردی حتی با یک تک هسته اتمی بکنند; گیراندازی آن ها بسیار مشکل است.

هم اکنون آزمایشهای بسیار جالبی برای گیراندازی نوترینو ها در. دست اجراست. یکی از این ها در غاری صخره ای تقریبا در عمق 1480 متری زیر سطح زمین در معدن هوم استد واقع در ناحیه لید داکوتای جنوبی انجام می شود. یک مخزن 100000 گالنی از تتراکلرواتیلن تحت حمایت آزمایشگاه ملی بروکهاون در آنجا نصب شده است. نظریه پردازی پژوهشگران حاکی از آن است که نوترینو ها می توانند با اتم های کلر-37 واکنش دهند و نوعی آرگون پرتوزا تولید کنند که به آسانی می توان آن را آشکارسازی کرد. مخزن را در زیرزمین قرار دادندͺ زیرا اگر مخزن در سطح زمین باشدͺ واکنشهای مشابهی با ذرات دیگر)پروتون ها و نوترون های آزاد( که ممکن است به داخل مخزن نفوذ کندͺ به راه می افتد. پیش بینی شده بود که 100,000,000 (یکصد میلیارد) نوتروینو در هر سانتی متر مربع سطح زمین در هر ثانیه نفوذ می کند.

هدف آشکارسازی برهم کنشی بین نوترینو ها و اتم های کلر در مخزن بود. شمار اتم های آرگون پرتوزا تاکنونͺ آشکار میکنند که آهنگ گیراندازی تقریبا یک سوم میزان پیش بینی شده است. این نتایج آزمایشی پرسشی جدی را در برابر اخترشناس خورشیدی قرار می دهند. آیا ممکن است نظریه جاافتاده پروتون-پروتون نادرست باشد؟ آیا ممکن است هسته خورشید سردتر از آن باشد که در مدل های خورشیدی پیشگویی شده است? به نظر می رسد که پرسش دوم با نسبت هلیوم به هیدروژن در هسته خورشید مربوط باشد. فراوانی کمتریͺ مثلاͺ در حدود 15تا 20 درصد هلیم دلالت بر گرمتر بودن دمای خورشید می کند;در حالیکه فراوانی بیشتر از 25 تا 30 درصد به سردتر بودن دما مربوط می شود و به این معنی است که سرعت گیراندازی نوترینوها که در آزمایش به نحو شگفت انگیزی اندک استͺ واقعا دور از پیش بینی اولیه نبست. اما اگر دمای هسته خیلی کم باشدͺ چرخه پروتون-پروتون دیگر کار نمی کند. با همه ی این ها امکان دیگری هم وجود دارد و آن این است که واکنش گرماهسته ای در هسته خورشیدͺ به گونه ای که زمانی پنداشته می شدͺ ثابت نیست و تنها در یک چرخه طولانی در حد پایینی قرار داشته باشد. <ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref>

تکامل خورشید به یک غول سرخ

اکنون از عمر خورشید تقریبا 4.5 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 .<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref>


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 10.3 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 . <ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref>


پوسته 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 .<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref>


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 .<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref>


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 .<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref>



منبع

<references />


  • نجوم به زبان ساده
  • کتاب نجوم دینامیکی
  • کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی
  • رشد