چهره تابناک خورشيد و يا سطحي را که پرتوهاي مرئي از آن ساطع مي گردد. رخشانکره يعني کره درخشان خورشيد مي نامند، غالب مردم بر اين پندارند که درخشندگي لبه هاي قرص خورشيد بيشتر از ديگر جاهاي آن است، حال آنکه فروزندگي بخش هاي مرکزي قرص خورشيد بيش از ساير جاها بوده و لبه هاي آن از درخشندگي کمتري برخوردار است. پديده باريک گرائي لبه ها به اين دليل است که خورشيد جرمي است از گاز گداخته که دماي آن هماهنگ با دور شدن از مرکز رو به کاهش مي نهد و هرچه به لبه هاي قرص خورشيد که در واقع بخش هاي بلند رخشانکره هستند. نزديکتر شود. سردتر مي گردد و بالطبع گسيلش نور کمتري را موجب مي شود. کلاً رخشانکره لايه اي است شفاف و نورگذرا و به همين مناسبت با ژرفاي چند صد کيلومتري آن را مي توان مشاهده نمود. اعماق دروني خورشيد کاملاً يونيده و بسيار تيره و کدر است و مواد متشکله لايه هاي زيرين رخشانکره نيز عمدتاً به دليل موجوديت يون هاي ئيدروژن منفي يعني ئيدرژني که اتم هاي آن يک الکترون اضافي دريافت کرده اند.) کدر و تا اندازه اي تيره هستند. رخشانه هائي که از بخش هاي دروني سربر مي آورند، هنگام برخورد با ئيدروژن منفي جذب مي گردند و در اين فرآيند الکترون هاي بسيار رها مي شود و ئيدروژن خنثي توليد مي گردد. با به دام افتادن مجدد اتم هاي ئيدروژن خنثي رخشانه هائي که طول موج آن ها نسبت به رخشانه هاي نخستين متفاوت است ساطع مي گردند و انرژي تشعشعي از بخش هاي زيرين رخشانکره رها گرديده و به صورت نور مرئي جلوه گر مي شود. متناسب با کاهش دما از ميران تمرکز کاشته مي گردد و هماهنگ با افزايش ارتفاع، تيرگي رخشانکره نيز به سرعت برطرف مي گردد و رخشانه هاي ساطع شده به سوي فضا روان مي شوند.
دانه هاي خورشيدي
رخشانکره توده گاز گداخته اي است که بافت آن ظاهراً از دانه هاي نوراني و جنبده اي که عمر هر يک از آنها حدود 8 دقيقه به درازا مي کشد، تشکيل يافته است. هر يک از اين دانه ها که به تنهائي حدود هزار کيلومتر قطر دارند بوسيله تلسکوپ هائي که قطر دهانه آنها 10 سانتيمتر باشد، قابل تشخيص هستند. دانه هاي خورشيد معرف منطقه اي مي باشند که گاز داغ از مرکز آن با سرعتي حدود 5/0 کيلومتر در ثانيه به اطراف پراکنده مي شوند و گازهاي سردتري که در اطراف جاي گرفته اند ديوارهائي پديد آورند و دانه ها را از يکديگر جدا مي سازند. در مقياس وسيع تر شبکه اي از ابر دانه ها وجود دارد که قطر آنها به حدود سي هزار کيلومتر بالغ مي گردد. ابر دانه ها که شامل صدها تکدانه هستند نيز به نوبه خود دوايري باشند که ميدان مغناطيس در اطراف آنها شدت يافته و عمر آنها 12 تا 24 ساعت به درازا مي کشد. ابر دانه ها را مي توان به کمک خور طيف نگاشت به آساني آشکار ساخت. طبق اثر داپلر نور نزديک شونده به رنگ آبي و نور دور شونده به رنگ قرمز گرايش مي يابد. از آنجائي که ابردانه ها داراي حرکت فوراني نزديک شونده و همچنين حرکت سرنگوني و افقي دور شونده هستند. از اين رو قسمت هاي نزديک شونده روشن تر از بخش هاي دور شونده بنظر آمده و اختلاف رنگ ظاهري را موجب گرديده است. لکه ها با کلف هاي خورشيدي که بوسيله تلسکوپ هاي معمولي نيز قابل مشاهده مي باشند. گوياي فعاليت رخشانکره بود و درخشه ها که در مقابل لکه هاي درخشان و روشني هستند، ظاهراً در محدوده کلف هاي خورشيدي و پديدار شده و معمولاً تا چند هفته پس از ناپديد شدن کلف ها همچنان بر جاي مي مانند.
زيستگرد خورشيد
براي شناخت زيستگرد خورشيد لازم است به مسائل بسياري بويژه در زمينه تکامل ستارگان توجه گردد. از آنجائي که عمر ستارگان به چندين هزار ميليون سال مي رسد، لذا پيگيري مراحل تکاملي يک ستاره از زمان پيدايش تا مرگ آن غير ممکن است، اما بررسي ستارگان گوناگوني که در مراحل مختلف تکامل قرار گرفته اند خود دريچه اي است براي آشنائي با بسياري از ناشناخته ها و ديدار سيماي کلي تکامل ستارگان. براي اين منظور نخست لازم است ستارگان را طبقه بندي نمود و هر کدام را از نظر تکامل در رديف ويژه خويش قرار داد. يکي از متداولترين شيوه هاي طبقه بندي ستارگان طريقه M.K.K است که از نام دانشمندان مبتکر اين شيوه يعني مورگان کينان و کلمن اقتباس گرديده است.
نمودار هرتسپرونگ راسل:
هرگاه ستارگان را بر اساس طبقات طيفي (با حرارتي) و ميزان تابناکي (با قدر مطلق) آنها گروه بندي نمائيم، سه گروه عمده در برابر ديدگان خود خواهيم يافت. در اين نمودار بيشتر ستارگان در نوار باريکي که از گوشه سمت چپ بالا شروع شده و به گوشه پائين و سمت راست پايان مي يابد، قرار مي گيرند و خورشيد ما نيز در همين نوار باريک که به آن گروه يا رشته اصلي مي گويند جاي گرفته است. گوشه بالا و سمت راست نمودار به گروه غول اختران اختصاص يافته است. اختران مزبور که غولهاي سرخ نام دارند، از نظر جثه بسيار بزرگتر از ستارگان گروه اصلي مي باشند و از نظر طبقه طيفي (يا حرارتي) با يکديگر شباهت فراوان داشته و بسيار درخشان هستند. گروه سوم که کوتوله هاي سفيد نام دارند، در پائين و سمت چپ گروه اصلي جاي گرفته اند. اين ستارگان بسيار داغ هستند و از نظر اندازه شباهت فراواني به کره خاکي ما دارند و از تابناکي اندکي برخوردارند. توجه به ويژگيهاي سه گروه بالا ، چگونگي مراحل سني و تکاملي خورشيد را بخوبي نشان مي دهد و گذشته و حال و آينده آن را به آساني ارزيابي مي نمايد.
تولد ستارگان:
در زمينه زايش و پيدايش اختران ، گمان بر اين است که چنين ستارگان احتمالاً از ربايش ، برخورد و جوشش خرد ريزه هاي کار و ابرگونه هاي کيهاني پديد مي آيد. طبيعي است که دماي اجرام مزبور متناسب با انبوهش ابرگونه ها و فرآيند برخورد و جذب خرد ريزه هاي مورد بحث و پديداري خاصيت ثقلي ، به مرور فزوني مي يابد و يک پيش ستاره در آستانه پيدايش قرار مي گيرد. آزاد شدن نيروي ثقلي ، درخشندگي و تابناکي را به همراه مي آورد و هماهنگ با افزايش انقباض بر تراکم و بزرگي توده مرکزي افزوده مي گردد. فرآيندهاي مزبور تا حدي ادامه مي يابند که دماي توده مرکزي به ميزان 10 کلوين يعني دماي مناسب براي گدازش. تبديل ئيدروژن به هليوم بالغ گردد. نيروي حاصل از اين واکنشها به حدي است که از چروکيدن و جمع شدن ستاره جلوگيري نموده و تعادل ميان فشار دروني و نيروي جاذبه ستاره را برقرار سازد. در اين هنگام ستاره از مرحله نوباوگي و گروه اصلي که مرحله اي ثابت و استوار است پاي مي گذارد. طبيعي است هر اندازه جثه ستارگان بزرگتر باشد، دما و تابناکي آنها نيز به همان ميزان زيادتر خواهد بود. ستارگاني که به شرح بالا وارد مرحله گروه اصلي مي گردند، طي توقف در اين مرحله دگرگونيهاي کوچکي را در وضع پوسته سطحي تحمل مي کنند و با تبديل ئيدروژن به هليوم براي مدتها بس طولاني به بازدهي انرژي مي پردازند.
ستاره خورشيد:
خورشيد شناسان براي ستاره اي مانند خورشيد ، مدت توقف در مرحله گروه اصلي را حدود ده هزار ميليون سال برآورد نموده اند. از آنجائي که سن خورشيد از زمان پيدايش تا کنون چيزي حدود 4600 ميليون سال است، لذا قاعدتاً بايستي حدود 5 يا 6 هزار ميليون سال ديگر در همين مرحله باقي بماند. توده مرکزي ستارگان گروه اصلي که بالاترين مرحله تکامل را پشت سر گذارده اند، بر اثر برون داد ئيدروژن به خاکستر هليوم مبدل مي گردد و سپس تحت تأثير فشارهاي وارده از وزن لايه هاي زيرين ، رو به چروکيدن و جمع شدن مي نهد و همزمان دماي لايه هاي پيرامون خود را به حدي که گدازش هسته اي امکان پذير گردد، فزوني بخشد. هماهنگ با افزايش روند توليد انرژي ، ستاره رو به آماسيدن و باد کردن مي نهد و اين تورم تا حدي که يک بار ديگر ميان فشار دروني و نيروي جاذبه تعادل برقرار گردد. ادامه مي يابد و سرانجام ستاره به يک غول سرخ دگرگون مي شود و تابناکي آن گاه تا هزار برابر افزايش مي يابد و بدينسان ستاره از گروه اصلي به گروه غول اختران گام مي نهد. زماني که خورشيد ما به اين مرحله از تکامل وارد گردد، عظمت آن به حدي مي رسد که سياره تير يا عطارد را در کام خويش فرو مي برد و موفقيت زيست را از زمين مي زدايد.
مرحله کوتوله سفيد:
با رسيدن دماي توده مرکزي غولهاي سرخ به مرز کلوين واکنش هسته اي جديدي در آن روي مي دهد و طي آن کربن به هليوم مبدل مي شود. فرآيند مزبور باعث مي گردد که ستاره به مرحله ثابت ديگري که چندان هم به درازا نخواهد کشيد، پاي گذراد و پس از حدود چند صد ميليون سال که چروکيدن توده مرکزي هنچنان ادامه داشته است، سراسر کره مزبور نيز به چروکيدن و کوچک شدن روي نهد و انرژي هسته اي کاهش يابد و سرانجام به يک کوتوله سفيد مبدل گردد و بدينسان ستاره از گروه غولهاي سرخ به گروه کوتوله هاي سفيد وارد مي گردد.
مرحله کوتوله سياه:
در اين مرحله عمل چروکيدن به دليل فشار حاصل از الکترونهاي پرنده بسيار سريع متوقف مي گردد و در حاليکه جرم آن همچنان ثابت مانده است، بر تراکم آن گاه تا حدود يک ميليون بار افزوده مي گردد و ستاره به حدي متراکم مي شود که وزن يک قاشق چاي خوري از مواد آن (اگر بتوان آن را به زمين آورد) به چندين تن بالغ خواهد گرديد. خورشيد ما در مرحله کوتوله هاي سفيد همچنان به برون داد انرژي دروني خويش ادامه مي دهد و پس از طي چندين ميليون سال به مرور سرد مي گردد و سرانجام از جوش و خروش باز مي ايستند و به جرمي سرد و تاريک مبدل مي شود و بالاخره به يک کوتوله سياه دگرگون مي گردد. توالي رويدادهاي گذشته و آينده خورشيد را بنا بر فرضيه ها و نظرات نوين ديديم، اما موضوع شايان توجه اين است که ما هنوز از مکانيسم دروني خورشيد به درستي آگاه نيستيم و لذا مراحل تکاملي آن نيز که بر پايه همين مکانيسم و مشکوک استوار است، طبعاً مورد پرسش بوده و قاعدتاً بايستي در راه تکميل تجربيات همچنان گام برداشت و به آينده اميد بخش تري چشم دوخت.
طيف خورشيدي
طيف تشعشعات خورشيدي بسيار وسيع است و از 0.001 آنگستروم (مربوط به پرتوي گاماي شراره ها) تا چندين کيلومتر (مربوط به فرکانسهاي بيسار پايين راديوئي تاج خورشيد) است. ميزان انرژپي خورشيد که به لبه هاي بالاي جو زمين مي رسد، حدود 2 کالري بر سانتيمتر مربع در دقيقه است که به نام ثابت خورشيدي خوانده مي شود. بيشترين آگاهيهاي ما از راه تجزيه طيفي نور آن فراهم مي گردد. طيف مرئي خورشيد همانند بيشتر ستارگان ، طيفي است متصل و پيوسته همراه با با يک سري خطوط تيره که به آنها خطهاي جذبي يا خطوط فراونهوفر مي گويند. سطح خورشيد يا رخشان کره تشعشات پيوسته صادر مي کند که طبيعتاً فاقد هر گونه خط تيره است، اما با عبور تشعشات مزبور از درون جو زيرين خورشيد که ميان رخشان کره و رنگين کره قرار دارد و به آن لايه برگردان مي گويند، خط تاريک طيفي در آن پديدار مي گردد. لايه برگردان که نخستين و زيرترين لايه از طبقات جو خورشيد است، داراي ضخامتي معادل 1500 کيلومتر بوده و دماي آن از رخشان کره کمتر است و شامل اجسام بسيط به حالت گازي يا بخار مي باشد. از آنجائي که اشعه خورشيد ناگزير از اين لايه مي گذرد، لذا بخارات موجود در طبقه مزبور پاره اي از اين تشعشات را بر حسب ماهيت بخارات مذکور جذب مي کنند و در نتيجه طيف جذبي که ما در زمين مشاهده مي کنيم پديد مي آيد. با تعيين هويت خطوط طيف خورشيدي تا کنون وجود 65 عنصر از 92 عنصري که ما در زمين مي شناسيم در خورشيد تشخيص داده شده است. ئيدروژن ، کربن ، نيتروژن ، اکسيژن ، آلومينيوم ، آهن ، کبالت ، کادميم ، سرب و پلاتين در زمره عناصري هستند که در لايه برگردان خورشيد وجود دارد. با بررسي خطوط طيفي ، ميزان درصد عناصر شيميائي مختلف سطح خورشيد را اندازه مي گيرند. آزمايش انجام شده گوياي آن است که سطح خورشيد شامل 90 درصد ئيدروژن ، 10 درصد هليوم و مقدار ناچيزي اکسيژن ، کربن ، نئون و غيره است.
طيف نما:
نور آفتاب را به کمک يک منشور ساده مي توان تجزيه نمود و آن را به خط رنگيني که نخستين بار در سال 1666 بوسيله پاسحاق نيوتن توصيف و تفسير گرديده است، دگرگون ساخت. در سال 1802 ويليام ولاستون شيميدان انگليسي دريافت که رنگين کمان آفتاب بوسيله خطهاي سياهي بريده شده و ژرف فن فراونهوفر فيزيکدان آلماني در سال 1814 از دستگاهي به نام طيف نما که قادر به نمايش جزئيات طيفي نور آفتاب بود، استفاده کرد و طول موج 324 خط سياه را اندازه گيري نمود. آزمايشهايي که در سال 1859 توسط گوستاو کريشوف و روبرت بونسن به عمل آمد، نشان داد که خطهاي مزبور بازتاب جذب طيفي نور خورشيد بوسيله عناصر شيميائي گوناگون موجود در جو آن بوده و ويژگي هر يک از عناصر مزبور در خطوط مورد بحث منعکس گرديده است. بررسيهايي که در زمان حاضر روي ترکيبات شيميائي لايه هاي بيروني خورشيد به عمل آمده ، بر وسعت دانش بشر افزوده و آگاهي ما را در زمينه عواملي چون ، دما ، تراکم ، سرعت ، چرخش و موجوديت ميدان مغناطيسي خورشيد به نحو چشمگيري فزوني بخشيده و طيف نمائي و طيف سنجي نور را در مسائل فضائي از اهميت شاياني برخوردار ساخته است.
عسکبرداري و شيوه هاي ديگر:
پيدايش فن عکاسي ، تهيه تصوير زنده خورشيد را در لحظات کوتاهي از زمان ميسر ساخت و نخستين عکس خوب خورشيد در دوم آوريل 1845 بوسيله اچ فيزو ، وال فوکو فرانسوي تهيه گرديد و در سال 1851 برکوفسکي از يک خورشيدگرفتگي (کسوف) کامل با موفقيت عسکبرداري نمود. در سال 1892 جرج الري هيل دستگاهي به نام خور طيف بکار را اختراع کرد و به کمک آن سراسر قرص خورشيد را به آساني مورد بررسي قرار داد و بدينسان ديدار خورشيد را که سابقاً فقط به خور گرفتهاي کامل منحصر مي بود، در ساير اوقات نيز امکان پذير ساخت و افزون بر آن شناخت پديده هايي مانند زبانه هاي و مشعل هاي خورشيدي را نيز تسهيل نمود. دستگاه تاج نگار در سال 1930 بوسيله برنارد ليوت فرانسوي اختراع گرديد و ستاره شناسان را ياري نمود تا از فراز بلنديها جزئيات دروني تاجهاي خورشيدي را در موقعيتهائي غير از خور گرفتها نيز مورد مطالعه قرار دهند. امواج راديوئي خورشيد در سال 1942 بوسيله جي. اس. هي انگليسي به کمک مشاهدات راداري کشف گرديد و با آغاز عصر فضا ، نشانه رويها و ديدارهاي فرا جو زمين مسير شد و کليه پرتوهاي خورشيدي از نزديک مورد بررسي قرار گرفت و ما را در زمينه شناخت هر چه بيشتر و کاملتر خورشيد توانائي بخشيد.
مرگ خورشيد
آيا ستاره ها زنده اند؟! ستاره شناسان ستاره ها را مانند موجودات زنده مي دانند که مراحل تولد ، زندگي و مرگ را در طول عمر خود مي گذرانند. اين مراحل که براي انسان حدود چند ده سال طول مي کشد. در مورد ستاره ها از چند ميليون تا چند ميليارد سال متغير است. يک ستاره پس از تولد و گذران عمر ، وارد مرحله مرگ و پايان موجوديت مي شود. خورشيد ما هم که يک ستاره است، از اين قاعده مستثني نيست.
غول سرخ خورشيد:
ذخاير هيدروژن خورشيد به ما اين وعده را مي دهد که تا حدود 5 ميليارد سال ديگر دغدغه اي نداشته باشيم. خورشيد تقريبا بصورت امروزي ، ستاره اي زرد که به اندازه قرص ماه ديده مي شود، خواهد بود. ولي 5 ميليارد سال بعد بيشتر هيدروژن موجود در هسته خورشيد ، گداخته شده و صرف تهيه هليوم مي شود. در آن زمان جاذبه باعث انقباض هسته شده و فشار و دماي آن را افزايش خواهد داد. هيدروژن شروع به سوختن در پوسته اطراف هسته خواهد کرد. انرژي حاصل از همجوشي هسته اي در پوسته ، باعث انبساط لايه هاي خارجي خواهد شد، تا اينکه خورشيد تبديل به يک غول سرخ شود. هليوم هم به کربن و اکسيژن تبديل خواهد شد.
خورشيد کوتوله:
وقتي خورشيد منبسط مي شود تا تبديل به يک غول سرخ شود ، قطرش حدود 150 برابر بزرگتر مي شود (بدليل همين افزايش حجم است که غول ناميده مي شود). با افزايش حجم ، دماي سطح خورشيد به آرامي کاهش مي يابد و گازهاي منبسط شده و داغ حرارت خود را از دست مي دهند. رنگ خورشيد از زرد به نارنجي و سپس قرمز تغيير مي کند. بخاطر بزرگتر شدن سطح خورشيد ، درخشندگي آن هزار برابر افزايش يافته و نور بيشتري ساطع مي کند. خورشيد مدت 100 ميليون سال را به شکل يک غول سرخ سپري خواهد کرد، سپس لايه هاي سست بيروني از آن جدا خواهند شد. سرانجام خورشيد به شکل يک کوتوله سفيد باقي مانده و به تدريج از بين خواهد رفت.
زمين سوگوار:
1-در مراحل پاياني عمر خورشيد ، هنگامي که اين ستاره به غول سرخ تبديل مي شود، از آسمان آبي گرفته تا سايه رنگهاي سپيده و شامگاه ، کليه پديده هاي جوي ، عميقا تحت تأثير قرار مي گيرند. زمين سرد نمي شود بلکه برعکس افزايش مساحت خورشيد ، کاهش دما را جبران مي کند و دما از حد معمول هم بسيار فراتر مي رود. تمام موجودات زنده از بين مي روند و زمين در غم از دست دادن آنها و خورشيد به سوگ مي نشيند. 2- با افزايش دما يخ پهنه هاي قطبي شروع به ذوب شدن مي کنند. سطح اقيانوسها بالا مي آيند و لايه ضخيمي از ابر ايجاد مي کنند که براي مدتي خورشيد را پنهان مي کند. اين ابرها تقابل اقليمي ميان قطبها و استوا را از بين مي برند. نوعي جنگل آمازون داغ و مرطوب سراسر زمين را مي پوشاند. سپس جو زمين شروع به تبخير شدن مي کند. گياهان خشک شعله ور مي شوند. شعله هاي آتش با استفاده از اکسيژن باقيمانده ، همه مواد آلي موجود را مصرف مي کند. طبيعتي شبيه به ماه کنوني پديد مي آيد. 3-در صخره سنگهاي قاره اي و اعماق حوزه هايي که تبخير شده اند، حاکميت عصر معادن بار ديگر جايگاهي را که در نخستين سالهاي عمر سياره داشت، باز مي يابد. پس از گذشت چند صد هزار سال ، خود صخره نيز شروع به ذوب شدن مي کند. زير آبشاري از حرارت سرخ ، امواج گدازه هاي فروزان از کوهها سرازير و در اعماق اقيانوسهاي کهن جمع مي شوند. خورشيد سرخ به گسترش خود ادامه مي دهد و باد نيرومند ستاره اي به بيرون مي فرستد. 4-سيارات عطارد و زهره تحت تأثير آن به آرامي تبخير مي شوند. اين توفان شديد مواد آنها را جارو کرده و به صورت امواج متلاطمي از بخار به هوا مي فرستد. از اين ماده رقيق ممکن است سحابيهاي جديد شکل گرفته و در ميان آنها ستارگان و منظومه هاي سياره اي جديد پديدار شوند.
لطفا منتظر باشید ...
