قدر ستاره ها را بدانیم!

تا کنون در شب از دور نور چراغ های یک شهر یا روستا را دیده اید؟ برخی پُر نور و برخی کم نورتر به نظر می رسند. آیا می توانید بگویید کدام چراغ واقعاً پر نورتر یاکدام یک کم نورتر است؟ درباره ی ستاره ها چطور؟ هنگامی که به آسمان نگاه می کنیم نیز برخی از ستاره ها پر نورتر از دیگران به نظر می رسند. چگونه می توانیم بیان کنیم که یک ستاره چقدر از دیگر ستاره ها پُر نورتر یا کم نورتر است؟
هر وقت بخواهیم یکی از کمیت های فیزیکی را در مورد دو جسم با هم مقایسه کنیم، باید به آن کمیت «عدد» نسبت بدهیم. برای نمونه، اگر بگوییم طول میز بلندتر از طول مداد است، هیچ کس متوجه نخواهد شد که طول میز چقدر است. بنابراین باید طول میز و مداد را با عددهای قابل مقایسه بیان کنیم تا شنونده به میزان بزرگی میز پی ببرد. برای مقایسه ی شدت نوری که از ستاره ها می بینیم هم باید بتوانیم به آن ها «عدد» نسبت بدهیم.

نخستین بار یکی از منجمان یونانی به نام هیپارخوس (یا ابرخس)، در قرن دوم پیش از میلاد، این کار را انجام داد. او ستاره ها را از نظر درخشندگی ظاهری که با چشم دیده می شوند، به 6 دسته تقسیم کرد و این دسته ها را «قدر» نامید. پر نورترین ستاره ها در رشته ی قدر 1 و کم نورترین ستاره هایی که با چشم دیده می شوند، در دسته ی قدر 6 جای گرفته بودند. یعنی ستاره های قدر اول، پر نورتر از ستاره های قدر دوم و ستاره های قدردوم، پر نورتر از ستاره های قدر سوم بودند. پس هر چه ستاره پر نورتر بود، قدرش کمتر بود. امروز، هنوز هم از مقیاس قدر برای مقایسه ی درخشندگی ظاهری که از ستاره می بینیم، استفاده می کنیم.
ستاره های ملاقه ی دب اکبر از قدر حدود 2 و ستاره ی دُبُران در صورت فلکی ثور و قلب العقرب در صورت فلکی عقرب، تقریباً از قدر 1 و ستاره ی آلفا-قنطورس و نسرِ واقع از قدر حدود صفر هستند.

البته جدول هایی که امروز اخترشناسان از آن استفاده می کنند، با جدولی که هیپارخوس تهیه کرده بود متفاوت است. جدول هیپارخوس خطای بسیاری داشت، زیرا ستاره هایی که او در یک دسته جای داده بود، همه قدر یکسانی نداشتند. به عنوان نمونه، ستاره ی شباهنگ که قدرش 1/5- و یدالجوزا که قدرش 1+ است، هر دو از دسته ی ستاره های قدر 1 قرار داشتند. هیپارخوس از قدر صفر یا قدر منفی در جدولش استفاده نکرده بود. ما امروز ستاره هایی را که پر نورتر از ستاره های قدر صفر دیده می شوند، با قدرهای منفی نشان می دهیم. درخشندگی ظاهری سیاره ها ودیگر اجرام آسمانی هم با قدر بیان می شود. مشتری در بیشترین درخشندگی از قدر حدود 2- و زهره از قدر حدود 4- دیده می شوند. قدر خورشید، که پر نورترین جسم در آسمان است، 26/7- است.
مقیاس قدر بر پایه ی نور ظاهری ای که از ستاره ها می بینیم، استوار است. اما نکته ی جالب توجه این است که واکنش چشم ما نسبت به شدت نوری که وارد چشم ما می شود، خطی نیست! یعنی اگر شدت نور جسمی 2برابر دیگری باشد، تفاوت درخشندگی این دو جسم در چشم ما کمتر از 2 به نظر می رسد.
از نظر چشم انسان، ستاره های قدر اول 5 بار پُر نورتر از ستاره های قدر ششم هستند، اما اگر از ابزارهای نورسنج استفاده کنیم متوجه می شویم که در واقع ستاره های قدر اول، 100 بار پر نورتر از ستاره های قدر ششم هستند! یعنی ستاره های قدر اول، حدود 2/51 بار پر نورتر از ستاره های قدر دوم و ستاره های قدر دوم، 2/51 بار پر نورتر از ستاره های قدر سوم هستند. بنابراین ستاره های قدر اول، 2/51×2/51، یعنی حدود 6/3 بار پر نورتر از ستاره های قدر سوم هستند و به همین ترتیب می توانیم حساب کنیم که ستاره های با اختلاف قدر مشخص، در واقع چقدر اختلاف درخشندگی دارند.

در ابتدا قدر همه ی ستاره ها را با قدر ستاره ی قطبی می سنجیدند. در قرن نوزدهم، ستاره های دُبُران و نسر طائر که از قدر اول هستند، به عنوان مبنا انتخاب شدند. سرانجام در سال 1953/1332 دو اخترشناس به نام های جانسون و مورگان قدر تعدادی از ستاره ها را به دقت تعیین کردند. امروزه ستاره ی نسر واقع، یا همان آلفا - شلیاق با قدر صفر، به عنوان مبنا به کاربرده می شود.
همان گونه که با نگاه کردن از دور به چراغ های شهر نمی توانیم بگوییم که واقعاً کدام پرنورتر است، با مقایسه ی قدر ظاهری ستاره ها نیز نمی توانیم بفهمیم که واقعاً کدام پر نورتر است. هنگامی که به ستاره های آسمان نگاه می کنیم، می بینیم که ستاره ی شباهنگ از نظر ظاهری پر نورترین ستاره ی آسمان است و در ظاهر، نسر واقع پر نورتر از ستاره ی رِدف، در صورت فلکی دجاجه به نظر می رسد، اما در واقع رِدف صدها برابر پر نورتر از نسر واقع است، اما چون بسیار دورتر است، در ظاهر کم سوتر به نظر می رسد. برای این که بتوانیم درخشندگی واقعی ستاره ها را با هم مقایسه کنیم، باید از فاصله ی یکسانی به آن ها نگاه کنیم. اخترشناسان برای این کار به طور قراردادی فاصله ی 10 پارسکی (32 سال نوری) را انتخاب کرده اند. اگربتوانیم همه ی ستاره ها را در فلاصله ی استاندارد 32 سال نوری قرار بدهیم، درخشندگی ای که از ستاره ها می بینیم، قدر مطلق نام دارد.
با مقایسه ی قدر مطلق ستاره ها می توانیم تشخیص بدهیم که کدام ستاره واقعاً پر نورتر است.
خورشید که پرنورترین جسم آسمانی است و حیات همه ی موجودات زنده ی زمین به آن وابسته است، اگر در فاصله ی 10 پارسکی قرار بگیرد از قدر 4/86 دیده خواهد شد، در حالی که قدر مطلق رِدف 7- است. یعنی خورشید ما در مقایسه با دیگر ستاره ها چندان هم ستاره ی پر نورتر و مهمی به حساب نمی آید.
از مقایسه ی قدر ظاهری و قدر مطلق ستاره ها می توان به فاصله ی ستاره ها پی برد. اگر فاصله ی ستاره ای دو برابر شود، شدت نور دریافتی (درخشندگی ستاره) یک چهارم و با سه برابر شدن فاصله، نور دریافتی، یک نهم می شود. هر چه درخشندگی ظاهری کمتر شود، قدر ظاهری هم کمتر می شود. ستاره هایی که در فاصله ی 10 پارسکی قرار دارند، قدر مطلق و ظاهری آن ها با هم برابر است. ستاره هایی که فاصله ی واقعی آن ها از 10 پارسک بیشتر است، قدر مطلق شان کمتر از قدر ظاهری شان است و ستاره هایی که فاصله ی واقعی شان از 10 پارسک کمتر است، قدر مطلق شان بیشتر از قدر ظاهری شان است.
شاید تشخیص و مقایسه ی قدر ظاهری ستاره ها در ابتدا کار مشکلی به نظر برسد، اما با استفاده از جدول هایی که قدر ظاهری ستاره های مشهور در آن موجود است، با کمی مقایسه و تمرین می توانید با نگاه کردن به اجرام آسمانی، نور ظاهری آن ها را تخمین بزنید.

منبع: نجوم، شماره 191

منبع:  rasekhoon.net

سیارات فراخورشیدی

خلاصه مقاله:

هرچند تنها کمتر از دو دهه از شروع مطالعه علمی بر سیارات فراخورشیدی می‌گذرد، مطالعه چنین مکان‌های احتمالی شکل‌گیری حیات و بررسی امکان پیدایش و دوام در آنها نه تنها دریایی از اطلاعات جدید را در اختیار کاوشگران حیات قرار داده است، بلکه موجب بروز تغییرات بنیادین در بسیاری از نظریه‌های مربوط به شرایط شکل‌گیری حیات بر روی یک کره خاکی شده و دایره جستجو به دنبال حیات را گسترده‌تر کرده است.

---

فهرست:   1 مقدمه   2 شرایط پیدایش حیات   3 کمربند حیات   4 سیارات فراخورشیدی در یک نگاه:        4-1 نخستین        4-2 نزدیک‌ترین        4-3 جوان‌ترین        4-4 کهنسال‌‌ترین        4-5 بزرگ‌ترین        4-6 کوچک‌ترین        4-7 سریع‌ترین        4-8 عجیب‌ترین   5 تولد سیارات   6 نظریه سحابی خورشیدی   7 منظومه هماهنگ

گروه های موضوعی مربوط به این مقاله: سیارات فراخورشیدی جستجوی حیات در کهکشان‌ها

---

مقدمه مبحث سیارات فراخورشیدی نخستین بار در سال 1990 و با کشف اولین سیاره‌ خارج از منظومه شمسی مطرح شد. گرچه آن سیاره به دور ستاره‌‌ای در حال زوال پیدا شد، اما به شدت کنجکاوی منجمان را برای کشف سیارات فراخورشیدی برانگیخت. از سوی دیگر، از آنجا که در آن زمان امیدها برای کشف حیات در منظومه شمسی به خصوص سیاره مریخ روز به روز کمتر می‌شد و مطالعات بر اقمار مشتری و زحل هنوز در حد گسترده‌ای شروع نشده بود، امکان کشف سیاره‌ای با شرایط  شکل‌گیری حیات خارج از منظومه شمسی، ایده‌ای بس مهیج می‌نمود. جستجو برای یافتن سیارات فراخورشیدی آغاز شد و دیری نپایید تا نخستین سیاره فراخورشیدی که به دور ستاره‌ای مانند خورشید در حال گردش بود در سال 1995 کشف شد. کشف این سیاره سرآغازی بود برای جستجوی گسترده‌تر به دنبال پاسخی برای یکی از قدیمی‌ترین، بنیادی‌‌ترین و مهم‌ترین سوالات ذهن بشر: آیا ما در جهان تنها هستیم؟ نخستین گام برای پاسخ به این سوال و یافتن حیات هوشمند در سایر سیارات، پیدا کردن گونه‌های ساده‌تر حیات مانند باکتری‌ها و موجودات تک سلولی است. بدین منظور، یافتن سیاراتی که شرایط  تکوین حیات را دارا باشند مهم‌ترین ماموریت دانشمندانی است که در این زمینه تحقیق می‌کنند. علاوه بر این، دریافتن این مساله که آیا منظومه ما منظومه‌ای منحصر به‍‌فرد است یا خیر نیز می‌تواند کمک شایانی به حل بزرگ‌ترین معمای بشر کند.     شکل 1 – تصویر هنری از یک سیاره فراخورشیدی   از زمان کشف نخستین سیارات فراخورشیدی تاکنون بیش از 230 سیاره خارج از منظومه شمسی کشف شده‌اند که عموما دارای شرایطی بسیار متفاوت از یکدیگرند. برخی سیارات غول‌پیکر و گازی و شبیه مشتری و برخی دیگر سیارات خاکی مانند سیارات داخلی منظومه شمسی هستند. برخی آنقدر به ستاره خود نزدیکند که همواره یک سمت خود را رو به ستاره می‌بینند و برخی آنقدر دور که امکان بروز و رشد حیات در آنها به حداقل می‌رسد. برخی از این سیارات به دور ستارگانی در حال گردشند که زندگی بر روی آنها را تقریبا ناممکن می‌سازد - مانند تپ اخترها که ستارگان نوترونی در حال چرخش با میدان‌های مغناطیسی قوی و سرعت‌های بالا هستند. فوران اشعه‌های گاما از سطح تپ اخترها به سیاراتی که در اطراف آنها در گردشند اجازه بروز و تکامل حیات را نمی‌دهد. تعداد سیارات فراخورشیدی روز به روز در حال افزایش است. در این جهان فراخ، گرچه کشف سیارات جدید دریایی از اطلاعات را در اختیار سیاره‌شناسان قرار می‌دهد، اما دانشمندان بیشتر به دنبال سیاراتی هستند که شرایط ایجاد حیات را دارا باشند.   شرایط پیدایش حیات برای اینکه حیات بتواند در سیاره‌ای به وجود آمده و تکامل یابد، آن سیاره باید در کمربند حیات منظومه خود قرار گرفته باشد. به علاوه، چنانچه ستاره میزبان دارای شرایط زیر باشد، احتمال تشکیل و دوام حیات در آن بیشتر است: سن ستاره باید بیشتر از 3 میلیارد سال باشد: سه میلیارد سال حداقل زمانی است که حیات می‌تواند در طی آن به وجود آمده و تکامل یابد. جرم آن باید حداکثر 5/1 برابر جرم خورشید باشد: ستارگانی با جرم بالاتر گرچه هیدروژن و هلیوم بیشتری دارند اما ذخیره سوخت خود را با سرعت بیشتری به پایان می‌برند و بنابراین عمر کوتاه‌تری دارند و به همین خاطر، فرصت لازم برای پیدایش و تکامل حیات را فراهم نمی‌کنند - حتی اگر سیاره یا سیاراتی در فاصله مناسبی از چنین ستارگانی قرار گرفته و شرایط خوبی برای ایجاد حیات داشته باشد. عناصر سنگین موجود در ستاره باید حداقل 40 درصد عناصر موجود در خورشید باشند: سیارات خاکی اطراف ستارگانی که دارای میزان پایینی عناصر سنگین هستند تشکیل نمی‌شوند و تنها سیارات گازی که بر روی آنها امکان حیات وجود ندارد در چنین منظومه‌هایی یافت می‌شوند. البته در سال‌های اخیر منظومه‌های خورشیدی متعددی کشف شده‌اند که یک یا چند شرط بالا را دارا نبودند، اما سیاراتی که در چنین منظومه‌هایی کشف شده‌اند باز هم از نظر دانشمندان شرایط ایجاد حیات را داشته‌اند زیرا در کمربند حیات منظومه خود قرار داشته‌اند. دلیل این امر آن است که بسته به قطر، جرم و نوع ستاره‌ای که در یک منظومه وجود دارد، کمربند حیات آن منظومه گسترده‌تر یا کوچک‌تر می‌شود.   کمربند حیات کمربند حیات یک منظومه به ناحیه‌ای در اطراف آن اطلاق می‌شود که در آنجا انرژی دریافتی از ستاره نه خیلی زیاد و نه خیلی کم است و بنابراین درجه حرارت سیاره‌ای که در این مکان قرار می‌گیرد برای شکل‌گیری آب مایع در سطح آن مناسب است. بر اساس نظریه سنتی، وجود آب مایع برای شکل‌گیری و دوام حیات ضروری است. اما امروزه دانشمندان به دلایلی که بعدا به آنها می‌پردازیم کمی محتاطانه‌تر در این رابطه اظهار نظر می‌کنند. اکنون می‌دانیم هر کجا آب مایع پیدا شود، حیات از نوعی که ما در سیاره خود می‌بینیم می‌تواند به وجود آید. بیشتر سیاره شناسان در این زمینه معتقدند پیدا کردن آب مایع نمی‌تواند به طور قطع وجود حیات در سیاره‌ای را به اثبات برساند چرا که هیچ کس هنوز به طور قطع نمی‌داند حیات بر روی زمین چگونه به وجود آمده و آیا اصلا منشا آن خود کره زمین بوده یا خیر؟ اما با این وجود، این دانشمندان معتقدند سیارات خاکی که بر سطح آنها آب مایع وجود دارد و به دور ستارگان رشته اصلی (ستارگانی که در مرکز آنها همجوشی هسته‌ای رخ می‌دهد) می‌گردند، بهترین مکان برای جستجو به دنبال فعالیت‌های زیستی هستند، هر چند این مساله بدان معنا نیست که امکان وجود حیات در سیستم‌های خورشیدی با شرایط متفاوت مورد بررسی قرار نگیرد.     شکل 2 - منظومه خورشیدی ما در کمربند حیات کهکشان راه شیری، و سیارات زمین و مریخ در کمربند حیات منظومه شمسی واقع شده‌اند (عکس از Universe Review)   اوایل نیمه دوم قرن بیستم بود که مطالعات بیشتر بر نحوه شکل‌گیری، دوام و تکامل حیات موجب شد تا دانشمندان در دیدگاه سنتی خود تجدید نظر کنند و به جای محدود ساختن جستجو به دنبال حیات تنها در سیاراتی که به دور ستارگان رشته اصلی وجود دارند، امکان پیدایش حیات به دور سایر ستارگان و حتی اقمار سیارات را نیز بررسی کنند. ایده این امر زمانی مطرح شد که متخصصان علوم زیستی در دهه 1960 در مکان‌هایی از کره زمین مانند اعماق اقیانوس‌ها، محیط‌هایی با دماهای بسیار پایین، فشار هوای به شدت بالا و یا حتی مکان‌‌های بسیار خشک و بدون آب که شرایط حیات بسیار مشکل می‌نمود موفق به کشف هزاران گونه موجود زنده که بیشتر آن‌ها از نوع تک‌سلولی یا باکتری‌ها بودند، شدند. برخی از این موجودات حتی قادر به دوام در مقابل میزان بسیار بالایی تشعشعات گوناگون بودند و برخی دیگر برای دوام نیازی به اکسیژن و نور خورشید نداشتند. این امر موجب طرح ایده‌ای نوین در جامعه نجومی شد که بر اساس آن کاوشگران حیات دریافتند اگر حیات در شرایطی بسیار دشوار در همین کره خاکی می‌تواند به وجود آمده و دوام یابد، در جستجو به دنبال حیات به سادگی نمی‌توان از کنار سیارات دیگری که شرایط آن‌ها با شرایط معمول زمین بسیار متفاوت به نظر می‌رسد گذشت. حدود یک دهه بعد، فضاپیماهای وویجر ناسا بار دیگر کاوشگران حیات فرازمینی را که تصور می‌کردند تمامی احتمالات موجود جهان‌هایی که دارای شرایط حیات هستند را بررسی کرده‌اند به شدت متحیر ساختند. تصاویری که این دو فضاپیما از قمر مشتری، اروپا، در سال 1979 به زمین مخابره کردند نشان داد این قمر با وجود آنکه در کمربند حیات منظومه شمسی قرار ندارد، دارای مقادیر زیادی یخ بر سطح خود است. اما نکته جالب دیگری که در این تصاویر وجود داشت، سطح نسبتا هموار این قمر بود. بر خلاف ماه که بر سطح خود زخم‌هایی کهنه از برخوردهای سماوی دارد که همچنان به دلیل میزان بسیار ناچیز فعالیت‌های زمین‌شناسی و فرسایش خاک تقریبا از هنگام برخورد بدون تغییر باقی مانده است، در تصاویر قمر مشتری اثرات زیادی از برخوردهای سماوی دیده نمی‌شد. به طور کلی، هنگامی که یک جسم سماوی مانند سیاره، قمر، یا سیارک بر روی سطح خود نشانه‌های زیادی از برخوردهای سماوی ندارد، می‌توان گفت یک یا چند مورد زیر در مورد آن صادق است: مدت زمان زیادی از عمر آن جسم سماوی نمی‌گذرد و پوسته آن جوان است. به همین دلیل هنوز توسط اجرام مهاجم سماوی بمباران نشده است و یا چون پوسته هنوز در حال شکل‌گیری است، اثرات به جا مانده از برخوردهای اجرام سماوی دستخوش تغییر شده‌اند.   آن جسم سماوی دارای فعالیت‌های زمین‌شناسی مانند فعالیت‌های آتشفشانی و حرکات زمین‌ساختی است که موجب تغییر شکل پوسته در طی سال‌ها می‌شود.   آن جسم سماوی دارای جو است و به دلیل بارش‌های جوی و جابجایی هوا در آن، خاک دچار فرسایش ‌می‌شود.   در مرکز جسم سماوی، منبع تولید انرژی وجود دارد که موجب گرم شدن لایه‌های مختلف آن و تغییر شکل پوسته می‌شود. سیاره شناسان می‌دانستند که قمر اروپا تقریبا به طور همزمان با سایر اجرام منظومه شمسی یا حداقل با اختلاف چند ده میلیون سال از آن به وجود آمده است؛ بنابراین اروپا یک قمر جوان محسوب نمی‌شود. به علاوه، از آنجا که پوسته اروپا برخلاف پوسته زمین که از مواد سنگی ساخته شده، پوشیده از یخ است، فعالیت‌های زمین‌شناسی به نحوی که بر روی زمین شاهد آن هستیم نیز در سطح این قمر مشاهده نمی‌شد. از سوی دیگر، اروپا فاقد جو است، بنابراین نه فرسایش خاک در آن رخ می‌دهد و نه اجرام مهاجم پیش از برخورد با سطح قمر در لایه‌های جو سوخته و تبخیر می‌شوند. از طرفی، با توجه به فاصله نزدیک این قمر به سیاره خود یعنی مشتری که تنها 671 هزار کیلومتر است، انتظار می‌رفت اروپا به دلیل گرانش قوی مشتری که سیارک‌ها و شهابسنگ‌ها را به سوی خود جذب می‌کند، آماج حملات این تکه سنگ‌های مهاجم باشد. تمامی این عوامل موجب شد سیاره شناسان اعلام کنند که اروپا احتمالا در لایه‌های درونی خود دارای یک منبع تولید انرژی و حرارت است که موجب جریان آب مایع جایی حدود 15 کیلومتر پایین‌تر از خارجی‌ترین لایه یعنی پوسته آن می‌شود. این جریان متداوم مایعات در زیر پوسته موجب بروز تغییرات در سطح آن و تغییر شکل دادن و پر شدن دهانه‌های برخوردی ناشی از تصادم شهابسنگ‌ها می‌شود. سیاره‌شناسان با محاسبه تعداد دهانه‌های برخوردی که امروزه بر سطح اروپا دیده می‌شوند دریافتند که از عمر پوسته این قمر به طور متوسط 10 میلیون سال بیشتر نمی‌گذرد.     شکل 3 - در این تصویر که وویجرها از اروپا، قمر مشتری، تهیه کردند، سطح پوشیده از یخ قمر به راحتی قابل رویت است (عکس از ناسا) بسیاری معتقدند گرمای قمر اروپا ناشی از پدیده‌ای است که به آن گرمایش جذر و مد گرانشی گفته می‌شود. پوسته تمامی اقمار منظومه شمسی از جمله قمر زمین تحت تاثیر نیروی گرانش سیارات خود مدام در حال تغییراند. این تغییرات اما در اغلب اقمار بسیار جزیی و در طی زمان‌های کوتاه بسیار نامحسوس است. سطح اقمار در نتیجه این فرآیند منبسط و منقبظ می‌شود که این امر موجب بروز اصطکاک، تولید حرارت و گرم شدن آنها می‌شود. طبیعی است که هرچه قمر به سیاره مادر خود نزدیک‌تر و هر چه آن سیاره دارای نیروی گرانش قوی‌تری باشد، گرمای ناشی از جذر و مد گرانشی بیشتر است. البته اقمار منظومه شمسی نیز بر روی سیارات خود چنین تاثیر متقابلی می‌گذارند، اما به دلیل جرم کم‌تر و متعاقبا نیروی گرانش ضعیف‌تری که نسبت به سیارات خود دارند، چنین تاثیراتی عموما قابل چشم‌پوشی است. پیش از اعزام فضاپیماهای وویجر به ماموریت خود، دانشمندان تصور می‌کردند تمامی اقمار منظومه شمسی مانند قمر زمین جهان‌هایی مرده هستند که امکان بروز و دوام حیات بر روی آنها به هیچ وجه حتی قابل بررسی هم نیست. تصاویر جدیدی که وویجرها از اروپا در سال 1979 ارائه دادند ثابت کرد چنین دیدگاهی نادرست است و از آن پس اقمار سیارات نیز مورد توجه کاوشگران حیات قرار گرفتند. از آنجا که قمر اروپا خارج از کمربند حیات منظومه شمسی قرار داشت، دستاورد مهم دیگری که اطلاعات ارسالی وویجرها برای کاوشگران حیات دربرداشت این بود که آنان دریافتند جهان‌هایی که خارج از این محدوده و در فواصل زیادی از منبع اصلی تولید انرژی یک منظومه که ستاره آن است، قرار دارند نیز چنانچه دارای منابع حرارتی درونی باشد و در اثر فرایندهایی همچون گرمایش گرانشی یا زوال رادیواکتیو که در نیمکره جنوبی تیتان، قمر زحل، رخ می‌دهد، بتوانند انرژی مورد نیاز خود را تامین کنند باید در زمره مکان‌هایی با احتمال ایجاد شرایط حیات و حتی وجود آب مایع محسوب شوند. از آن زمان بود که در جستجو به دنبال حیات، اقمار سیارات گازی منظومه شمسی دیگر حتی از سیاره مریخ نیز بیشتر مورد توجه قرار گرفتند و مطالعات بیشتری در این زمینه بر روی این قمرها آغاز گردید. با گسترش دامنه این مطالعات به سیارات فراخورشیدی و اقمار آنها، بار دیگر تعداد جهان‌های ناشناخته‌ای که هر یک می‌توانند شرایط بروز و تکامل حیات را ایجاد کنند رو به فزونی گذارد. تنها در کهکشان راه شیری بیش از 300 میلیارد ستاره وجود دارند. اگر 10 درصد آنها ستارگانی مانند خورشید باشند و نحوه شکل‌گیری منظومه‌های آنها شبیه به چگونگی شکل‌گیری منظومه شمسی باشد، در کهکشان ما باید 30 میلیارد سیاره گازی و به همین تعداد سیاره خاکی وجود داشته باشد. با در نظر گرفتن تنها مدل منظومه‌ای شناخته شده یعنی منظومه شمسی، اگر فرض کنیم هر سیاره گازی دست کم 4 قمر و سیارات خاکی به طور متوسط هر یک تنها یک قمر داشته باشند، انتظار می‌رود حدود 150 میلیارد قمر در کهکشان ما وجود داشته باشد! همزمان سوال دیگری ذهن کاوشگران حیات را به خود مشغول ساخت: آیا تنها سیاراتی که به دور ستاره‌های رشته اصلی در گردشند سیارات قابل سکونت محسوب می‌شوند یا سایر گونه‌های ستاره‌ای مانند کوتوله‌های قرمز یا حتی غول‌های قرمز نیز می‌توانند چنین شرایطی را برای سیارات خود به وجود بیاورند؟ ستاره‌های کوتوله قرمز که به وفور در جهان یافت می‌شوند حدود 50 برابر کم فروغ‌تر از خورشیدند و جرم آنها تقریبا یک پنجاهم جرم خورشید است. نگاهی اجمالی به دسته بندی ستارگانی که تا کنون در جهان کشف شده‌اند نشان می‌دهد حدود 85 درصد کل ستارگان جهان را کوتوله‌های قرمز تشکیل می‌دهند. این ستارگان به دلیل جرم و درخشندگی پایین خود اصلا در زمره میزبانان احتمالی سیاراتی با امکان پیدایش حیات به حساب نمی‌آمدند. یکی از مهم‌ترین دلایل این امر آن است که کمربند حیات در چنین منظومه‌هایی باید بسیار نزدیک به ستاره مادر باشد تا سیاره‌ای که در این ناحیه قرار می‌گیرد بتواند میزان مناسب حرارت و انرژی را برای حفظ حیات بر روی خود دریافت کند.   شکل 4 – این تصویر خیالی سیاره‌ای مشتری‌گون مانند آپسیلون آندرومدا بی (Upsilon Andromeda b) که در قفل مداری ستاره خود قرار گرفته را نشان می‌دهد. (عکس از ناسا)   از سوی دیگر، یک سیاره در صورتی که در چنین فاصله نزدیکی از ستاره خود قرار گیرد، در تله گرانشی ستاره خود می‌افتد و همواره یک روی آن به سمت ستاره است در حالی که روی دیگر هیچ‌گاه حرارت مستقیم ستاره را دریافت نمی‌کند. این پدیده که قفل مداری نام دارد هنگامی رخ می‌دهد که به دلیل فاصله کم دو کره سماوی با جرم‌های متفاوت از یکدیگر و گرانش کره بزرگ‌تر، طول حرکت وضعی جسم کوچک‌تر با مدت حرکت انتقالی آن به دور جسم دیگر برابر می‌شود. درست مانند قمر زمین که به دلیل قرار گرفتن در تله گرانشی سیاره مادر، همیشه یک روی خود را به زمین می‌نمایاند و ما هرگز قادر به دیدن نیمه دیگر ماه نیستیم. در چنین شرایطی، دما در نیمی از سیاره‌ که همواره رو به ستاره مادر است به شدت زیاد و در نیمه دیگر آن به شدت کم خواهد بود به گونه‌ای که حتی اگر این سیاره دارای آب هم باشد، حرارت ستاره در نیمی از آن موجب تبخیر آب و در نیم دیگر سبب انجماد آن می‌شود.   اما در سال‌های اخیر، مدل‌های کامپیوتری نشان دادند که چنانچه چنین سیاره‌ای دارای جوی با ضخامت مناسبی باشد، حرارت دریافتی از ستاره کوتوله قرمز می‌تواند از سمتی که رو به ستاره دارد به سمت دیگر منتقل و موجب متعادل شدن حرارت کل سیاره شود. این یافته نیز بار دیگر بر تعداد اجرام و منظومه‌هایی که می‌توانند از لحاظ ایجاد و پیدایش حیات مورد بررسی قرار گیرند افزود و این بار ستارگان کوتوله قرمز که همانطور که پیشتر اشاره شد بخش عمده‌ای از ستارگان جهان را به خود اختصاص داده‌اند مورد توجه جستجوگران حیات قرار گرفتند. از آن پس، هر روز بر تعداد اخترشناسانی که معتقد بودند جستجو به دنبال حیات فرامنظومه‌ای نباید به ستارگان رشته اصلی محدود شود رو به افزایش گذاشت تا اینکه سیاراتی که به دور غول‌های قرمز می‌گردند نیز مورد توجه قرار گرفتند. غول قرمز ستاره‌ای است با قطری معادل 10 تا 100 برابر قطر خورشید که پیشتر خود در زمره ستارگان رشته اصلی قرار داشته، بدان معنا که در مرکز آن همجوشی هسته‌ای به وقوع می‌پیوسته است. سرانجام با اتمام ذخیره هیدروژن در مرکز چنین ستارگانی و فشرده‌تر شدن آن‌ها، همجوشی هسته‌ای اتم‌های هیدروژن در لایه‌ای اطراف هسته آغاز شده، در اثر برهم خوردن تعادل میان لایه‌های گازی، ستاره شروع به انبساط می‌کند که در آن هنگام غول قرمز نامیده می‌شود. گرچه مرکز چنین ستارگانی بسیار فشرده و دارای دمای بالایی است، اما لایه‌های خارجی آنها در اثر انبساط دچار کاهش نسبی دما می‌شوند. چنین سرنوشتی حدود 5 میلیارد سال آینده در انتظار خورشید ما نیز هست. تک ستاره ما در آن هنگام به قدری بزرگ می‌شود که سیارات داخلی منظومه شمسی یعنی عطارد و زهره را می‌بلعد و تا نزدیکی زمین پیشروی می‌کند.   شکل 5 - این تصویر خیالی، کره زمین در مجاورت خورشیدی که به غول قرمز تبدیل شده را در حال تبخیر نشان می‌دهد، اتفاقی که چندان هم دور از انتظار به نظر نمی‌رسد!   در حال حاضر، یکی از موضوعاتی که ذهن اخترشناسان را به خود مشغول داشته، امکان وجود حیات بر سیاراتی است که به دور غول‌های قرمز می‌گردند. بر اساس مطالعات اولیه، به نظر می‌رسد چنین مساله‌ای زیاد هم دور از واقعیت نیست، هر چند کمربند حیات یک منظومه با افزایش قطر ستاره و تغییر درخشش و دمای سطحی آن به نقطه‌ای دورتر نقل مکان می‌کند. به عنوان نمونه، 2 میلیارد سال دیگر، زمین به دلیل تغییراتی که در دما و درخشندگی خورشید ایجاد خواهد شد، از کمربند حیات کنونی منظومه شمسی خارج می‌شود. کمربند حیات ستارگان غول قرمز در فاصله 1000 تا 3000 میلیون کیلومتری آنها قرار دارد، در حالی که کمربند حیات ستاره‌ای مانند خورشید که یک ستاره معمولی از دسته ستارگان رشته اصلی محسوب می‌شود، به ناحیه‌ای در فاصله 140 تا 240 میلیون کیلومتری آن که تنها دربرگیرنده مدار زمین و مریخ است، اطلاق می‌شود. کشف سیارات فراخورشیدی در اطراف ستارگان رشته اصلی بسیار ساده‌تر از ردیابی سیاره‌ای در اطراف یک غول قرمز است، چراکه گرچه کمربند حیات ستارگان رشته اصلی در فاصله نزدیک‌تری از ستاره خود قرار دارد، اما با توجه به اینکه درخشندگی سطحی غول‌های قرمز عموما هزاران برابر بیشتر از ستارگان رشته اصلی است، سیاراتی که به دور آنها می‌‌گردند غالبا در نور ستاره مادر به سادگی قابل رصد نیستند. به عنوان نمونه، هنگامی که خورشید تبدیل به یک غول قرمز شود، قطر آن حدودا 100 برابر، اما درخشندگی سطحی ستاره ما به بیش از 1000 برابر درخشندگی فعلی خود خواهد رسید. بررسی امکان وجود و دوام حیات در اطراف چنین ستارگانی باز هم دایره جستجو به دنبال حیات را گسترده‌تر کرد. از سوی دیگر، از زمان کشف نخستین سیاره فراخورشیدی در سال 1990 تا کنون، سیارات متعددی خارج از منظومه شمسی کشف شده‌اند که از نظر ساختار و همچنین منظومه‌ای که در آن قرار گرفته‌اند با یکدیگر بسیار متفاوتند. با وجود تنوع زیادی که در سیارات فراخورشیدی تا کنون مشاهده شده، دانشمندان بیشتر به دنبال سیاراتی هستند که از نظر ساختار، دما و سایر مشخصات تا حدی شبیه زمین باشند. برای این امر پاسخ به این سوال که آیا منظومه شمسی، منظومه‌ای منحصر به فرد است یا خیر مساله‌ای است که مدت‌هاست ذهن منجمان را به خود مشغول کرده است.   سیارات فراخورشیدی در یک نگاه: نخستین سیاره 51‌پگاسی‌بی نخستین سیاره‌ای بود که به دور ستاره‌ای مانند خورشید کشف شد. کشف این سیاره گازی که به سال 1995 بازمی‌گردد، سرآغازی بود برای جستجو به دنبال سیارات فراخورشیدی که در اطراف ستارگان رشته اصلی در گردشند. علت نامگذاری این سیاره به 51‌پگاسی‌بی، کشف آن در صورت فلکی اسب بالدار یا پگاسوس بوده است.   نزدیک‌ترین نزدیک‌ترین سیاره فراخورشیدی به زمین که تاکنون کشف شده، سیاره اپسیلون‌اریدانی‌بی است. این سیاره که به دور ستاره‌ای خورشیدمانند و در فاصله تنها 5/10 سال نوری از زمین قرار دارد، آنقدر از ستاره خود فاصله دارد که احتمال وجود آب مایع بر سطح آن تقریبا منتفی است.   شکل 6 - تصویر خیالی اپسیلون‌اریدانی‌بی؛ سیاره جوانی که تنها 5/10 سال نوری با ما فاصله دارد (عکس از ناسا)     جوان‌ترین جوان‌ترین سیاره فراخورشیدی که تاکنون کشف شده است، کمتر از یک میلیون سال عمر دارد و به دور ستاره‌ای با نام کاکو تائو 4 در فاصله 420 سال نوری از زمین در حال گردش است. منجمان در هنگام بررسی حلقه‌ای از غبار در اطراف این ستاره، متوجه یک حفره عظیم حلقه‌مانند به دور آن شدند که قطر آن 10 برابر فاصله زمین تا خورشید بود و احتمالا به دلیل نیروی گرانش سیاره که موجب پراکندگی ذرات غبار در طی مسیر خود شده، به وجود آمده است.   کهنسال‌‌ترین مسن‌‌ترین سیاره‌ای که تاکنون کشف شده، 7/12 میلیارد سال عمر دارد. این سیاره که قدمت آن 8 میلیارد سال از زمین بیشتر است تنها 1 میلیارد سال پس از پیدایش جهان و انفجار مهیبی که به مهبانگ معروف است شکل گرفته است. کشف این سیاره که پی‌اس‌آر‌بی1620-26سی نامیده شد، از آن جهت حائز اهمیت بود که نشان داد حیات می‌تواند بسیار زودتر از آنچه پیشتر تصور می‌شد در نقطه‌ای از جهان به وجود آمده باشد.   بزرگ‌ترین سیاره تی‌آر‌اِی‌اس-4 با قطری معادل 7/1 برابر قطر مشتری (20 برابر قطر زمین)، بزرگ‌ترین سیاره‌ای است که تاکنون کشف شده است. منجمان قطر این سیاره را هنگامی که در حال عبور از جلوی ستاره خود به نام جی‌اس‌سی 00648-02620 بود، محاسبه کردند. چگالی متوسط این سیاره غول‌آسا به طرز عجیبی پایین و معادل 2/0 گرم بر سانتی‌مترمکعب است. مدت حرکت انتقالی این سیاره که در فاصله 1400 سال نوری از زمین قرار دارد، تنها 5/3 روز است. ستاره‌ای که این سیاره به دور آن کشف شده در مرحله گذار از یک ستاره رشته اصلی به غول قرمز و با عمری حدود 5 تا 7 میلیارد سال است. گرچه سن این ستاره تقریبا معادل سن خورشید (5/4 میلیارد سال) است، اما از آنجا که جرم این ستاره بسیار بزرگ‌تر از جرم خورشید بوده، با سرعت دو برابر خورشید سوخت خود را به پایان رسانده و در حال تبدیل شدن به غول قرمز تا یک میلیارد سال آینده است.‌ در آن زمان، سیاره تی آر ای اس-4 به واسطه فاصله کمی که تا ستاره خود دارد به طور کامل توسط ستاره مادر بلعیده خواهد شد.   کوچک‌ترین سیاره اُجی‌ال‌ای-2005- بی‌ال‌جی-390 ال‌بی کوچک‌ترین سیاره فراخورشیدی که تا‌کنون کشف شده، جرمی حدود 5/5 برابر زمین دارد و به دور ستاره کوتوله قرمزی که فاصله آن تا زمین 28000 سال نوری است، می‌گردد. گرچه پیش از این سیاراتی در ابعاد کره زمین خارج از منظومه شمسی کشف شده بودند، اما تمامی آنها به دور ستارگان نوترونی پیدا شدند و بدین سبب شرایط ایجاد حیات را نداشتند.   فاصله میان این کوتوله قرمز با سیاره خاکی خود که از نظر ساختار یکی از شبیه‌ترین سیارات فراخورشیدی به زمین محسوب می‌شود، 5/2 برابر فاصله زمین تا خورشید است. این در حالی است که اغلب سیارات فراخورشیدی که تا‌کنون کشف شده‌اند در فاصله‌ای معادل فاصله عطارد تا خورشید از ستاره خود قرار گرفته‌اند. دمای پایین این سیاره که حدود 220- درجه سانتیگراد تخمین زده می‌شود امکان پیدایش و رشد حیات به گونه‌ای که ما در زمین با آن روبه‌رو هستیم را به حداقل می‌رساند.   شکل 7 - سیاره اُجی‌ال‌ای-2005-بی‌ال‌جی-390ال‌بی و ستاره کوتوله قرمزی که این سیاره به دور آن کشف شد (عکس از ESO)     سریع‌ترین سرعت بالای سویپس-10 که در فاصله تقریبی 1،200،000 کیلومتری از ستاره خود کشف شده، این سیاره را ملقب به سریع‌ترین سیاره فراخورشیدی کرده است. یک شبانه روز در این سیاره بادپا تنها 10 ساعت است. به همین دلیل، سویپس-10 در زمره سیاراتی با دوره تناوبی بسیار کوتاه موسوم به USPPs طبقه بندی شده است.   عجیب‌ترین   شکل 8 - تصاویری که تلسکوپ فضایی هابل از سیاره فراخورشیدی اچ‌دی209458بی (HD 209458b) تهیه کرده، نشانگر لایه‌های ضخیم جو در اطراف آن است. (عکس از ASA, ESA, STScI)    سیارات فراخورشیدی‌ای که تاکنون کشف شده‌اند، هریک دارای ویژگی‌های منحصر به‌فرد و غالبا عجیبی هستند. اما یکی از عجیب‌ترین اکتشافات سیارات فراخورشیدی، سیاره‌ای است که در سپتامبر 2004 میلادی به دور یک کوتوله قهوه‌ای کشف شد.   کوتوله‌های قهوه‌ای ستارگانی کم فروغ با دمای سطحی کم هستند که چگالی نسبتاً پایین آنها مانع از همجوشی هسته‌ای در مرکز آنها شده است. این سیاره که 2 ام 1207 بی نام گرفت، در فاصله تقریبی 100 واحد نجومی (هر واحد نجومی فاصله متوسط زمین تا خورشید معادل 150 میلیون کیلومتر) از ستاره خود قرار گرفته است.   جرم این سیاره 5 برابر سیاره مشتری - بزرگ‌ترین سیاره منظومه شمسی - و تنها 5 برابر کمتر از ستاره میزبان خود بود در حالی که بیشتر سیاراتی که تا‌کنون کشف شده‌اند از نظر جرم با ستاره خود در نسبت 1:1000 هستند.   دمای این سیاره جوان که تقریبا 8 میلیون سال از زمان پیدایش آن می‌گذرد، در حال حاضر حدود 1000 درجه سانتیگراد تخمین زده می‌شود.   نشانه‌هایی از وجود آب در جو این سیاره و تغییرات درخشندگی آن که می‌تواند دلیل وجود ابرها باشد، منجمان را به بررسی بیشتر این سیاره مرموز ترغیب ساخته است. از سوی دیگر، فاصله زیاد میان این سیاره با ستاره خود و همچنین نسبت پایین جرم این دو، نظریه سحابی خورشیدی را که در حال حاضر قوی‌ترین نظریه پیدایش سیارات است با مشکل مواجه کرده است.     تولد سیارات نخستین فرضیات در مورد چگونگی پیدایش سیارات ریشه در افسانه‌ها و داستان‌های قومی و قبیله‌ای در سالیان ماقبل تاریخ دارد. به‌علاوه، تقریبا تمامی ادیان و آیین‌های مذهبی نیز اشاراتی به نحوه خلقت آسمان‌ها و زمین داشته‌اند. اما قرن‌ها بعد، ریاضی‌دانان و منجمانی همچون کوپرنیک، گالیله و کپلر نخستین افرادی بودند که به جستجو در مورد دلایل علمی پدیده‌های طبیعی از جمله حرکت اجرام سماوی پرداختند. نخستین فرضیه علمی در مورد منشا پیدایش زمین توسط فیلسوف و ریاضی‌دان فرانسوی، رنه دکارت (1650-1596 م) ارائه شد. اما از آنجا که در زمان دکارت هنوز نیوتون و نظریه گرانش وی پا به عرصه وجود نگذاشته بودند، وی در ارائه فرضیه خود هیچ جایی برای نیروی گرانش به عنوان یکی از عوامل اصلی پیدایش سیارات نگذاشته بود. دکارت معتقد بود نیرو از طریق تماس اجسام با یکدیگر از جسمی به جسم دیگر منتقل می‌شود و جهان از ذراتی که مانند گردابی در حال چرخش هستند تشکیل شده است. دکارت در فرضیه خود که در سال 1644 میلادی ارائه کرد عنوان داشت خورشید و سیارات در اثر انقباض و تراکم یکی از همین گرداب‌ها که به طور طبیعی در جهان وجود دارند، تشکیل شده‌اند. درست یک قرن بعد و در سال 1745، دانشمند فرانسوی، جرج لوییس د. بوفون (1788-1707) فرضیه دیگری را مطرح کرد که بر اساس آن سیارات به دنبال تصادم ستاره‌ای که از نزدیکی خورشید عبور می‌کرد با آن به وجود آمده‌اند. وی معتقد بود این برخورد سهمگین آسمانی موجب جدا شدن تکه‌های گازی از هر دو ستاره و تشکیل سیارات در منظومه خورشیدی شده که سپس هر یک در مدارهایی به دور خورشید قرار گرفتند. طی دو قرن بعد، این فرضیه هر چند سال یک بار توسط دانشمندان زمان طرح می‌شد و به تناوب مورد تایید قرار می‌گرفت یا به کلی مردود می‌گشت. اما فرضیه بوفون مشکلات فراوانی داشت: اندازه ستارگان در مقایسه با فواصل میان آنها بسیار ناچیز است و بنابراین تصادم آنها با یکدیگر امری بسیار نادر است. بر اساس مطالعات کیهان‌شناسان، از هنگام شکل‌گیری کهکشان ما در بیش از 10 میلیارد سال پیش تا کنون، تعداد ستارگانی که با یکدیگر برخورد کرده‌اند شاید از تعداد انگشتان یک دست نیز کمتر باشد. از سوی دیگر، ذرات گاز و غباری که بر اساس نظریه بوفون در این تصادم از خورشید و ستاره مهاجم جدا شده بودند آنقدر داغ و با حرارت بالا بودند که امکان تراکم آنها و تشکیل سیارات را به حداقل می‌رساند. با همه این اوصاف، اگر هم سیارات می‌توانستند بر اساس این فرضیه تشکیل شوند، هرگز نمی‌توانستند در مدارهای پایداری به دور خورشید قرار گیرند. فرضیاتی که توسط دکارت و بوفون ارائه شدند، دو تفاوت عمده با یکدیگر دارند و آن ماهیت آنهاست. فرضیه دکارت، فرضیه‌ای تکاملی است که در آن خورشید و سیارات به تدریج و در فرایندی تکاملی به وجود آمده‌اند. اگر فرضیه وی صحیح باشد، ستارگانی که در اطراف آنها سیاراتی وجود دارند باید در جهان به وفور یافت شوند. از طرف دیگر، فرضیه ارائه شده توسط بوفون اتفاقی است که بر اساس آن سیارات به طور تصادفی و در اثر یک اتفاق به وجود می‌آیند. بنابر این فرضیه، منظومه‌های خورشیدی باید بسیار نادر باشند. گرچه فرضیه‌های دکارت و بوفون امروزه مردود اعلام شده‌اند، اما زحمات این دو دانشمند در معطوف ساختن افکار سایر دانشمندان به چگونگی پیدایش سیارات را نباید نادیده گرفت. نظریاتی که در حال حاضر در مورد پیدایش سیارات مورد قبول دانشمندان هستند گرچه با دو فرضیه فوق بسیار متفاوتند اما می‌توان گفت تا حدی تلفیقی از این دو فرضیه‌اند چرا که غالبا نظریاتی تکاملی همراه با وقوع وقایعی تصادفی و نادر هستند. ریشه‌های نظریه کنونی پیدایش سیارات که در ادامه به آن می‌پردازیم را باید نتیجه تحقیقات منجم و ریاضی‌دان فرانسوی، پیر سیمون د.لاپلاس دانست. در سال 1796 وی با تلفیق فرضیه دکارت و قوانین گرانش نیوتون موفق به ارائه مدلی شد که بر اساس آن ابری از ماده در حال چرخش که بر روی نیروی گرانش خود در حال تراکم و مسطح شدن به شکل قرصی از گاز بود را به تصویر کشید و به این ترتیب پایه‌های نظریه کنونی را بنا نهاد. در مدلی که لاپلاس از پیدایش سیارات ارائه کرده بود، بنابر اصل پایداری اندازه حرکت زاویه‌ای، هرچه این قرص چرخان گازی کوچک‌تر می‌شود، سرعت چرخش آن بیشتر می‌شود. وی معتقد بود هنگامی که این قرص چرخان به بیشترین سرعت خود می‌رسد، شروع به برون‌پاشی لایه‌های خارجی خود می‌کند که این لایه‌ها سرانجام تشکیل حلقه‌هایی از ماده می‌دهند. این فرایند آنقدر ادامه می‌یابد که حلقه‌های متعددی در فواصل مختلف تشکیل می‌شوند و در نهایت با متراکم شدن مواد تشکیل دهنده آن حلقه‌ها، سیاراتی تشکیل می‌شوند که همگی به دور خورشیدی که در مرکز این قرص گازی متولد شده است، در حال چرخشند. این مدل که به نظریه سحابی مشهور است بعدها با اندک تغییراتی مورد قبول اکثر دانشمندان قرار گرفت. یکی از اشکالات عمده مدل لاپلاس این بود که خورشید به عنوان مرکز ابری که موجب تشکیل آن و سیارات اطرافش شد دارای بیشترین اندازه حرکت زاویه‌ای بود، حال آنکه بعدها و پس از مطالعه اولیه سیارات و خورشید، دانشمندان دریافتند سیارات منظومه شمسی بیشترین اندازه حرکت زاویه‌ای منظومه را دارا هستند. از آنجا که فرضیه سحابی لاپلاس در توجیه مشکل اندازه حرکت زاویه‌ای اجرام منظومه شمسی با شکست رو به رو شد، توجه دانشمندان در طی یک قرن پس از آن مجددا به نظریه بوفون معطوف شد.   نظریه سحابی خورشیدی امروزه می‌دانیم عناصر سنگینی که جهان ما از آنها ساخته شده در دل ستاره‌ها به وجود می‌آیند. از سوی دیگر آخرین نظریه علمی که مورد قبول اغلب اخترشناسان نیز هست، پیدایش سیارات را نتیجه فرایندهای گرانشی هنگام تولد ستارگان می‌داند. بر اساس این نظریه، که نظریه سحابی خورشیدی نامیده می‌شود، سیارات از قرصی از گاز و غبار که در اطراف ستاره‌ای در حال تولد به وجود می‌آید، پدید می‌آیند. هنگامی که ذرات گاز و غبار میان‌ستاره‌ای در مکان‌هایی از کهکشان، مانند بازوهای کهکشان‌های مارپیچی از جمله کهکشان راه شیری، در اثر نیروی گرانش متراکم می‌شوند، ستاره‌ای در مرکز این ابر متولد می‌شود. این ستاره در تمام مراحل تکامل خود توسط ابری از غبار احاطه شده که چرخش ذرات موجود در آن سبب می‌شود قرصی چرخان از غبار در اطراف ستاره در حال تولد تشکیل شود. سرانجام فشار لایه‌های مختلف گازی ستاره سبب بالا رفتن دمای مرکز آن و آغاز همجوشی هسته‌ای شده، دمای سطحی ستاره به سرعت بالا می‌رود. این امر سبب می‌شود لایه‌های غبار که در اطراف ستاره قرصی چرخان تشکیل داده بودند توسط جریان فوتون‌های پر انرژی که موفق به فرار از سطح ستاره شده بودند پراکنده شوند. بر اساس نظریه سحابی خورشیدی، سیارات درون همین قرص چرخان در اطراف ستارگان جوان به وجود می‌آیند. مشاهداتی که در طول موج‌های مختلف به خصوص طول موج فروسرخ انجام گرفته نیز نشان می‌دهند ستارگان جوان پس از آغاز همجوشی هسته‌ای در مرکز خود با سرعتی حدود 200 کیلومتر بر ثانیه این قرص‌های چرخان را از خود رانده، به اطراف پراکنده می‌کنند. فناوری جدید حتی به دانشمندان امکان مشاهده و عکس‌برداری از قرص‌های چرخان غبار در اطراف ستارگان در حال تولد را می‌دهد. منظومه شمسی ما نیز به احتمال فراوان در چنین فرایندی به وجود آمده است.‌ هنگامی که خورشید در اثر تراکم غبار میان‌ستاره‌ای به وجود آمد و فرایند همجوشی هسته‌ای خود را حدود 7/4 میلیارد سال پیش آغاز کرد، فوران فوتون‌ها و ذرات باردار از سطح آن توسط بادهای خورشیدی سبب پراکنده شدن قرص غبار اطرافش شد. پس از پراکنده شدن این قرص چرخان، آنچه باقی ماند مجموعه‌ای از کرات خاکی و گازی در مدارهایی به دور خورشید بود که آنها را سیاره می‌نامیم.   شکل 9 - مراحل مختلف تشکیل سیارات بر اساس نظریه سحابی خورشیدی   درست مانند نظریه‌ای که لاپلاس از پیدایش منظومه شمسی ارائه داده بود، نظریه سحابی خورشیدی نیز با اشکال بزرگی رو به رو است که آن پایین بودن سرعت حرکت زاویه‌ای خورشید در مقایسه با سیارات است. برای درک چنین مساله به ظاهر نامتعارفی باید بررسی کنیم چه چیز موجب کند شدن سرعت چرخش خورشید شده است؟ می دانیم خورشید در هر ثانیه حدود 6/4 میلیون تن از جرم خود را به واسطه همجوشی هسته‌ای از دست می‌دهد. این میزان جرم تبدیل به انرژی شده که ما آن را به صورت نور و گرما احساس می‌کنیم. بر اساس قانون پایداری اندازه حرکت زاویه‌ای، کاهش جرم یک جسم به معنای کند شدن سرعت حرکت زاویه‌ای آن است. بعلاوه، میدان مغناطیسی قوی خورشید تاثیر بسزایی در کاهش سرعت چرخش آن دارد. یکی از راه‌هایی که از طریق آن می‌توان نظریه پیدایش سیارات منظومه شمسی در ابرهای گازی اطراف خورشید را تا حد زیادی اثبات کرد، بررسی شباهت‌های سیارات منظومه خورشیدی ما با یکدیگر است - چرا که اگر تمامی سیارات از یک ابر غبار در اطراف خورشید به وجود آمده باشند، به طور طبیعی باید دارای ویژگی‌های مشترکی نیز باشند.   منظومه هماهنگ تمامی سیارات منظومه شمسی تقریبا در یک صفحه مداری به دور خورشید می‌گردند. به استثنای عطارد که صفحه مداری آن با صفحه مداری زمین یا دایره‌‌البروج زاویه‌ای معادل تقریبی ˚7 می‌سازد، تمایل صفحات مداری سایر سیارات منظومه شمسی نسبت به صفحه مداری زمین، کمتر از ˚4/3 است. این بدان معناست که اگر به منظومه شمسی از پهلو نگاه کنیم ظاهری شبیه به یک صفحه تخت دارد.   شکل 10 - سیارات منظومه خورشیدی ما تقریبا همه در یک صفحه مداری قرار گرفته‌اند   زوایایی که محور گردش سیارات به دور خود با صفحه مدار زمین می‌سازند نیز اختلاف چندانی با یکدیگر ندارند. انحراف محور سیارات منظومه شمسی به این صفحه کمتر از ˚30 است. انحراف محور خورشید نیز نسبت به صفحه دایره‌‌البروج ˚25/7 است. راستای حرکت وضعی (گردش سیاره به دور خود که موجب پیدایش شب و روز می‌شود) و حرکت انتقالی (گردش سیاره به دور خورشید که سبب پیدایش سال می‌شود) سیارات منظومه شمسی نیز می‌تواند گواهی بر نظریه سحابی خورشیدی باشد. اگر از نقطه‌ای در بالای قطب شمال زمین به سیارات بنگریم، تمامی سیارات در جهت خلاف عقربه‌های ساعت به دور خورشید در گردشند و به استثنای زهره و اورانوس، جهت حرکت وضعی سایر سیارات نیز عکس جهت عقربه‌های ساعت است. برخی سیاره‌شناسان معتقدند علت این ناهماهنگی در زهره و اورانوس می‌تواند برخورد سهمگین یک جرم سماوی با این دو سیاره در سال‌های آغازین پیدایش منظومه شمسی باشد، گرچه صحت این فرضیه هنوز به اثبات نرسیده است. سه دلیل فوق، یعنی قرار گرفتن تمامی سیارات در یک صفحه مداری، راستای چرخش آنها به دور خود (به استثنای زهره و اورانوس)، و جهت گردش آنها به دور خورشید از مهم‌ترین دلایلی هستند که نشان می‌دهند منشا پیدایش تمامی سیارات منظومه شمسی یکسان و به نوعی مرتبط با پیدایش خورشید بوده است. علاوه بر این، دانشمندان به کمک محاسبه نیمه عمر مواد رادیواکتیو موجود در زمین، ماه، مریخ و شهاب‌سنگ‌ها دریافتند اجرام منظومه شمسی بین 3/4 تا 8/4 میلیارد سال عمر دارند که همزمانی تولد آنها را نشان می‌دهد. این شباهت‌ها و هماهنگی میان اجزای منظومه خورشیدی، مهم‌ترین دلیل اثبات نظریه سحابی خورشیدی است. علاوه بر این، فناوری جدید تصاویری از ستاره‌های در حال تولد شکار کرده است که ابری از غبار در حال تراکم را در اطراف آنها نشان می‌دهد که محل تولد سیارات آن منظومه محسوب می‌شود.   شکل 11 - دو تصویر در طول موج‌های مختلف که توسط تلسکوپ فضایی هابل از قرص گازی اطراف ستاره‌ای در حال تولد در سحابی خرچنگ در فاصله 1500 سال نوری از زمین گرفته شده‌است (عکس از ناسا)     چنانچه نظریه سحابی خورشیدی صحیح باشد، سیارات در جهان ما باید به وفور یافت شوند، چرا که اغلب ستارگان در مرکز قرص‌هایی از غبار که محل تولد سیارات است، تشکیل می‌شوند. کشف سیارات فراخورشیدی گامی مهم در اثبات این نظریه تا‌کنون بوده است.

---

مراجع
[1] - Clark S., “Extrasolar Planets: The Search for New Worlds”, Wiley, John & Sons, 1998, pp. 17-23, 217.
[2] - Kepner T.L, “Extrasolar Planets: A Catalog of Discoveries in Other Star Systems”, McFarland & Company, 2005.
[3] - Klahr H. and Brandner W., “Planet Formation: Theory, Observations, and Experiments”, Cambridge University Press, 2006, pp. 74-79.
[4] - Mayor M. and Frei P., “New Worlds in the Cosmos: The Discovery of Exoplanets”, Cambridge University Press, 2003, pp. 125-132.
[5] - Schulze-Makuch D. and Irwin L.N., “Life in the Universe: Expectations and Constraints”, Springer Berlin/Heidelberg, 2004, pp. 35-48.
[6] - Seeds, Michael A., “Foundations of Astronomy,” Joseph R. Grundy Observatory, Franclin & Marshall College, 2002, pp. 409-410, 415.
[7] - http://exoplanet.eu/index.php/
[8] - http://planetquest.jpl.nasa.gov/

[9] - http://www.space.com/

منبع:  www.isa.ir/enc

خورشید

خلاصه مقاله:

تک‌ستاره منظومه شمسی، خورشید، تنها یکی از 400 میلیارد ستاره در کهکشان راه‌شیری و ستاره‌ای کاملاً معمولی از دسته ستارگان رشته اصلی است. خورشید ما که 5 میلیارد سال پیش از ابری از غبار -که بقایای انفجار یک ابرنواختر بود- به وجود آمد، هم‌اکنون در نیمه عمر خود به سر می‌برد. خورشید نیز مانند سایر ستارگان کهکشان راه‌شیری در حال چرخش به دور مرکز کهکشان است. سرعت این حرکت 217 کیلومتر بر ثانیه و هر دور گردش خورشید به دور مرکز کهکشان، 225 تا 250 میلیون سال است. زمین، سیارات منظومه شمسی و اقمار آنها، سیارات کوتوله، سیارک‌ها، شهاب‌سنگ‌ها، دنباله‌دارها و ذرات معلق گرد و غبار، خورشید را در این سفر همراهی می‌کنند. مرکز خورشید، کوره‌ای هسته‌ای با دمای 15 میلیون درجه سانتیگراد و چگالی‌ 150 برابر آب است. تحت چنین شرایطی هسته‌های اتم هیدروژن با هم ترکیب شده و به هلیوم تبدیل می‌شوند. در این حین، 0.7 درصد جرم ترکیب شده، تبدیل به انرژی می‌شود. از 590 میلیون تن هیدروژنی که در هر ثانیه ترکیب هسته‌ای می‌شوند، 3.9 میلیون تن ماده به انرژی تبدیل می‌شود. این سوخت هیدروژنی، تا 5 میلیارد سال دیگر دوام خواهد داشت. با وجود آنکه خورشید نزدیک‌ترین ستاره به زمین است و طی سالیان متمادی دانشمندان بسیاری به دقت آن را مورد بررسی و مطالعه قرار داده‌اند، اما هنوز سوالات بی‌پاسخ بی‌شماری در رابطه با آن باقی مانده است؛ از جمله آنکه چرا جوّ خارجی خورشید درجه حرارتی معادل با یک میلیون کلوین دارد، در حالی‌که درجه حرارت سطح خورشید که فوتوسفر نامیده می‌شود، تنها 6000 کلوین است.

---

فهرست:   1 مقدمه   2 ساختار خورشید        2-1 هسته خورشید        2-2 ناحیه تشعشع        2-3 ناحیه همرفتی        2-4 شیدسپهر (رخشان‌کره یا فوتوسفر)        2-5 منطقه حداقل درجه حرارتی        2-6 فام‌سپهر (رنگین کره یا کروموسفر)        2-7 منطقه انتقال حرارتی        2-8 هاله (کرونا یا تاج خورشیدی)   3 رده طیفی   4 نور خورشید و اثر پراکنده‌کنندگی جو   5 میدان‌های مغناطیسی و فعالیت‌های خورشیدی   6 چرخه حیات خورشید   7 چرخه‌های خورشیدی        7-9 لکه خورشیدی و چرخه حیات لکه‌های خورشیدی        7-10 بررسی امکان‌پذیری چرخه بلندمدت خورشیدی و وقوع عصر یخبندان   8 مسأله نوترینوی خورشیدی   9 گرمایش تاج خورشیدی   10 خورشید جوان کم‌نور   11 میدان مغناطیسی خورشید   12 تاریخچه رصد خورشید        12-11 دوره باستان        12-12 توسعه شیوه درک نوین و علمی‌خورشید   13 ماموریت‌های فضایی برای کاوش خورشید

گروه های موضوعی مربوط به این مقاله: خورشید درخشندگی، درخشش و قدر ستارگان همجوشی و شکافت هسته‌ای تعادل هیدرواستاتیکی چرخه حیات ستارگان رصد خورشید

---

مقدمه خورشید ستاره‌ای است در مرکز منظومه شمسی که زمین واجرام دیگر (شامل سایر سیارات به همراه اقمارشان، [سیارک‌ها]، [شهاب سنگ‌ها]، [دنباله‌دارها] و ذرات معلق گرد وغبار) درحال چرخش به دور آن هستند. تک ستاره منظومه شمسی ستاره‌ای است با اندازه متوسط، که 5 میلیارد سال از عمر آن می‌گذرد و 99/8 درصد از کل جرم منظومه شمسی را تشکیل می‌دهد. اگر روی سطح خورشید 11900 کره زمین را کنار یکدیگر قرار دهیم، تمام سطح خورشید پوشیده می‌شود. همچنین اگر خورشید را مانند کره‌ای تو خالی در نظر بگیریم، در این صورت برای پرکردن داخل آن به 1,300,000 کره زمین نیاز خواهیم داشت. این ستاره ظاهری کروی داشته و عمدتاً از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. (74% از جرم خورشید یا 92% از حجمش را هیدروژن و 25% از جرم آن یا 7% از حجمش را هلیوم تشکیل داده است.)      ستاره درخشان منظومه شمسی   خورشید با سرعت 217 کیلومتر بر ثانیه به دور مرکز کهکشان راه شیری در حال چرخش است. با این سرعت می‌توان یک سال نوری را در هر 1400 سال پیمود یا به عبارتی می‌توان یک [واحد نجومی] (AU) را در 8 روز طی کرد. (فاصله متوسط بین زمین و خورشید که تقریباً معادل با 150 میلیون کیلومتر است یک واحد نجومی ‌نامیده می‌شود.) مدت 225 تا 250 میلیون سال طول می‌کشد تا خورشید بتواند با چنین سرعتی یک دور کامل به دور مرکز کهکشان راه شیری بگردد. از آنجا که خورشید قادر به تولید نور و گرما به کمک همجوشی هسته‌ای هیدروژن است، در دسته بندی ستارگان در گروه [ستارگان رشته اصلی] قرار می‌گیرد. همجوشی هسته‌ای هیدروژن که در مرکز خورشید اتفاق می‌افتد موجب تولید انرژی به صورت نور و گرما شده و زندگی بر روی کره زمین را ممکن می‌سازد.           ساختار خورشید مواد تشکیل‌دهنده خورشید حالت گازی دارند، بنابراین لایه‌های خورشید محدوده دقیق و معینی نداشته و گازها و مواد اطراف لایه‌های خارجی به تدریج در فضا منتشر می‌شوند. با این حال، چنین به نظر می‌رسد که خورشید لبه تیزی داشته باشد، چرا که بیشتر نوری که به زمین می‌رسد از یک لایه که چند صد کیلومتر ضخامت دارد ساطع می‌شود. این لایه [شیدسپهر (رخشان‌کره یا فوتوسفر)] نام دارد و به عنوان سطح خورشید شناخته شده است. بالای سطح خورشید، [فام‌سپهر (رنگین‌کره یا کروموسفر)] و [‌هاله (کرونا یا تاج خورشیدی)] قرار دارند که با همدیگر جوّ خورشید را تشکیل می‌دهند.     لایه‌های مختلف خورشید شامل هسته، ناحیه تابشی، ناحیه همرفتی، شیدسپهر، فام‌سپهر، و تاج خورشیدی در این تصویر نشان داده شده‌اند (عکس از ناسا)   خورشید 99% از جرم کل منظومه شمسی را شامل می‌شود. از آنجا که خورشید در حالت پلاسمایی قرار دارد و فاقد ساختار جامد است، دائماً دستخوش تغییرات چرخشی متنوعی در حین چرخش به دور محور خودش می‌شود. سرعت چرخش در نواحی استوایی خورشید سریع‌تر از سرعت چرخش آن در قطبین است. مدت زمان یک چرخش کامل خورشید به دور محور خود، 25 روز برای نواحی استوایی و 35 روز برای قطبین آن است. البته به علت چرخش کره زمین به دور خورشید، مدت زمان یک دور چرخش کامل خورشید در نواحی استوایی آن از دید ناظر روی زمین 28 روز محاسبه می‌شود. نیروی گریز از مرکز حاصل از این حرکت چرخشی خورشید، 18 میلیون بار ضعیف‌تر از نیروی جاذبه در سطح خورشید در ناحیه استوای آن است. همچنین نیروی جاذبه سیاراتی که به دور خورشید می‌گردند، قادر نیست بر جاذبه بسیار قوی خورشید تاثیر محسوسی بگذارد و در شکل ظاهری آن تغییری ایجاد نماید. خورشید به دلیل داشتن ساختار پلاسمایی مانند سیارات سنگی دارای مرز و محدوده مشخص و معینی نیست و در بخش‌های خارجی‌تر، چگالی گازهای آن کمتر می‌شود که می‌توان این‌طور نتیجه گرفت که رابطه‌ای نمایی بین فاصله گازها از هسته خورشید و میزان چگالی آن‌ها وجود دارد. شعاع خورشید به صورت خطی مستقیم از هسته آن تا لبه شیدسپهر در نظر گرفته می‌شود. شیدسپهر یا فوتوسفر لایه‌ای از سطح خارجی خورشید است که به آسانی با چشم غیرمسلح قابل رویت بوده و به عنوان لبه خورشید در نظر گرفته می‌شود. گازها در این منطقه بسیار سردتر از آن هستند که بتوانند به خوبی بدرخشند و پرتوافشانی نمایند. هسته خورشید، ده درصد از کل حجم خورشید را شامل می‌شود که 40% از کل جرم خورشید را در خود جای داده است. بخش داخلی خورشید به طور مستقیم قابل مشاهده نیست و خود خورشید نیز به علت داشتن تشعشعات شدید الکترومغناطیسی به طور شفاف و واضح قابل مشاهده نیست. به هرحال، همان‌گونه که علم لرزه‌شناسی با استفاده از امواج تولید شده ناشی از زمین‌لرزه به تعیین ماهیت و ساختار درونی زمین می‌پردازد، [علم لرزه‌شناسی خورشیدی] نیز با بررسی امواج حاصل از انفجارهای درون خورشید سعی در شناخت و آشکارسازی ساختار داخلی خورشید دارد. البته مدل‌سازی کامپیوتری خورشید نیز به عنوان ابزاری مکمل برای تشخیص ماهیت و ساختار درونی خورشید مورد استفاده قرار می‌گیرد.   هسته خورشید مرکز خورشید، کوره‌ای هسته‌ای با دمای 15 میلیون درجه سانتیگراد (27 میلیون درجه فارنهایت) و چگالی‌ 150 برابر آب است. تحت چنین شرایطی، هسته‌های اتم هیدروژن باهم ترکیب شده و به هسته‌های هلیوم تبدیل می‌شوند. ضمن این همجوشی، 7/0 درصد جرم ترکیب‌شده تبدیل به انرژی می‌شود. از 590 میلیون تن هیدروژنی که در هر ثانیه ترکیب هسته‌ای می‌شود، 9/3 میلیون تن ماده به انرژی تبدیل می‌شود. این سوخت هیدروژنی، تا 5 میلیارد سال دیگر دوام خواهد داشت.   هسته خورشید از مرکز آن تا فاصله 2/0 شعاع خورشید در نظر گرفته می‌شود. چگالی آن برابر با 150،000 کیلوگرم بر متر‌مکعب (150 برابر چگالی آب روی زمین) و دمای آن نزدیک به 13،600،000 کلوین (15 میلیون درجه سانتیگراد) است. دمای سطح خورشید 5785 کلوین، معادل 2350/1 برابر دمای هسته خورشید است. بررسی‌های صورت گرفته اخیر در ماموریت فضایی سوهو نشان داد که هسته خورشید به مراتب سریع‌تر از سایر نقاط متشعشع خورشید می‌چرخد. در تمام طول عمر خورشید، این ستاره انرژی‌اش را از طریق همجوشی هسته‌ای که به صورت یک سری مراحل زنجیره‌وار رخ می‌دهد، تامین می‌نماید که به آن زنجیره پروتون-پروتون گفته می‌شود. در ستارگان، دو مجموعه فعل و انفعال وجود دارد که می‌تواند منجر به تبدیل هیدروژن به هلیوم و در نهایت، آزاد شدن انرژی شود: 1- [پروتون-پروتون یا زنجیره پی-پی] که در ستارگانی با جرمی‌معادل یا کمتر جرم خورشید نقش مهمی‌ایفا می‌کند. 2- [چرخه CNO] که در ابرستارگان با اجرامی به مراتب ‌بیشتر از خورشید از اهمیت ویژه‌ای برخوردار است.     سه مرحله اصلی زنجیره پروتون-پروتون (منبع: wikipedia) در چرخه پروتون-پروتون، طی سه مرحله چهار هسته هیدروژن با یکدیگر ترکیب شده و یک هسته هلیوم را به وجود می‌آورند:              (مرحله 1)                                                                                         1H  + 1H à 2H + e++ ν                       (مرحله 2)                                                                                               2H  + 1H à 3He + γ                       (مرحله 3)                                                                                    3He + 3He à 4He + 1H + 1H             مرحله 1 و 2 باید دو بار پشت سرهم انجام گیرند تا دو هسته هلیوم هر کدام با 3 پروتون به وجود آیند. این روند همچنین منجر به آزاد شدن مقادیری انرژی می‌شود.   هسته خورشید تنها بخشی از خورشید است که در آن همجوشی هسته‌ای صورت می‌گیرد که این فرایند، منجر به آزاد شدن مقادیر قابل‌توجهی گرما می‌شود. سایر بخش‌های خورشید نیز با همین گرمای تولید شده در هسته که به سمت خارج متساعد می‌شود، گرم می‌شود. انرژی آزاد شده در هسته خورشید پیش از آنکه بتواند به صورت نور و یا ذرات دارای انرژی جنبشی، در فضا آزاد شود، باید از لایه‌های متوالی متعددی عبور کند تا در نهایت بتواند به شیدسپهر رسیده و به فضا بگریزد.   در هر ثانیه 3.4×1038 هسته اتم هیدروژن به هسته اتم هلیوم تبدیل می‌شوند (بیش از حدود 8.9×1056  میزان کل پروتون‌های آزاد در خورشید) که این امر موجب تبدیل 26/4 میلیون تن ماده به انرژی در هر ثانیه می‌شود که میزان این انرژی برابر است با 3.83×1026  وات یا به بیان ساده‌تر برابر است با میزان انرژی آزاد شده از انفجار 9.15×1010  مگاتن [تی اِن تی] در هر ثانیه. ممکن است این ارقام بسیار بزرگ به نظر برسد، اما در اصل این ارقام حاکی از نرخ پایین تولید انرژی در هسته خورشید است (حدود 3/0 میکرووات بر سانتیمتر مکعب یا به عبارتی 6 میکرووات به ازای هر کیلوگرم ماده) برای مقایسه، در نظر بگیرید که میزان انرژی تولید شده توسط بدن انسان 2/1 وات به ازای هر کیلوگرم است که این میزان به ازای هر واحد از جرم، میلیون‌ها بار بزرگ‌‌تر از آنچه در هسته خورشید رخ می‌دهد، است.   استفاده از پلاسما برای تولید انرژی در زمین با مقادیر و پارامترهای مشابه خورشید، کاملاً غیرعملی و ناممکن است. ضمن آنکه رآکتورهای هسته‌ای موجود به پلاسمایی با دمایی به مراتب بیشتر از دمای پلاسما در هسته خورشید برای تولید انرژی نیاز دارند.   سرعت همجوشی هسته‌ای رابطه تنگاتنگی با چگالی و دما دارد، بنابراین سرعت همجوشی هسته‌ای در هسته خورشید در یک حالت [موازنه خودبه‌خود اصلاح‌شونده] قرار دارد. این مطلب بدان معناست که در صورتی که اندکی سرعت همجوشی هسته‌ای بالا رود، هسته خورشید اندکی منبسط شده و کاهش دما موجب کاهش سرعت همجوشی هسته‌ای می‌شود و به این ترتیب این آشفتگی خودبه‌خود اصلاح می‌شود. از طرف دیگر در صورتی که سرعت همجوشی هسته‌ای اندکی کاهش یابد، هسته اندکی خنک شده و منقبض می‌شود، که این عامل موجب بالا بردن فشار و در نتیجه سرعت همجوشی هسته ای شده و سرعت همجوشی را به میزان مطلوب می‌رساند.   فوتون‌های پرانرژی ([کیهانی]، [گاما] و [ایکس]) آزاد شده در نتیجه همجوشی هسته‌ای به‌راحتی توسط یک لایه چند میلیمتری از پلاسما جذب شده و دوباره به صورت تصادفی در جهات گوناگون منتشر می‌شوند که البته کمی‌ از انرژی خود را نیز در همین فرایند از دست می‌دهند. بنابراین مدت زمان زیادی طول می‌کشد تا این فوتون‌ها بتوانند به سطح خورشید رسیده و به فضا گسیل یابند که به این زمان "مدت زمان سفر فوتون" گفته می‌شود که طول آن بین 10000 تا 170000 سال تخمین زده می‌شود. هر پرتوی گاما قبل از آنکه از سطح خورشید به فضا بگریزد در هسته خورشید به چندین میلیون فوتون نور مرئی تبدیل می‌شود.   سرانجام پس از اتمام سفر فوتون‌ها و رسیدن آن‌ها به لایه نامرئی شیدسپهر که انتقال دهنده گرما به محیط خارج است، این فوتون‌ها به صورت نور مرئی از سطح آن به فضای نامتناهی می‌گریزند تا سفر بی‌پایان خود را در اعماق فضا آغاز کنند.   ناحیه تشعشع لایه بعد از هسته، [ناحیه تشعشع] است. این منطقه بیش از 32 درصد حجم و 48 درصد جرم خورشید را شامل می‌شود. این منطقه به این علت منطقه تشعشع نامیده می‌شود که انرژی از میان آن بیشتر به شکل تابشی حرکت می‌کند. دما در این منطقه یک میلیون درجه سانتیگراد است. دما و تراکم مواد در ابتدای این ناحیه یعنی نزدیک به هسته زیاد است، ولی با نزدیک شدن به انتهای ناحیه، دما و جرم کاهش پیدا می‌کند. ذرات نور در این منطقه باید از لایه‌های مستحکم گاز عبور کنند. در نتیجه، ممکن است یک میلیون سال بگذرد تا یک فوتون از این منطقه عبور کند. ناحیه همرفتی  در لایه خارجی خورشید (تا فاصله 70% شعاع خورشید از هسته که کمی بیش از 2% جرم خورشید را شامل می‌شود) پلاسمای خورشیدی به اندازه کافی داغ و چگال نیست که بتواند انرژی گرمایی داخل خورشید را به صورت انرژی تابشی از خود گسیل کند. از این رو گرما به وسیله [جریان‌های همرفتی] از بخش‌های داخلی‌تر به سطح خورشید (شیدسپهر) انتقال می‌یابد. هنگامی‌که مواد در سطح خورشید سرد می‌شوند، به طور ناگهانی به داخل آن سقوط می‌کنند و دوباره به مرکزِ انتقال حرارتی که از همان‌جا گرما دریافت کرده بودند، بازمی‌گردند تا دوباره انرژی و گرمای لازم را از این منطقه دریافت کنند. در مواردی که این مواد به شدت گرم شوند، از طریق جریان همرفتی که مانند ستون‌هایی از دل خورشید تا سطح آن ادامه دارند، ناگهان به سطح خورشید بازگشته و فوران می‌کنند که در این صورت باعث دانه‌دانه شدن سطح خورشید می‌شوند. به بیان ساده‌تر، این دانه‌ها در واقع همان ستون‌های جریان‌های همرفتی در خورشید هستند که دائماً مواد داغ و گداخته‌شده را به سطح خورشید انتقال می‌دهند.همین جریان متلاطم و آشفته همرفتی در خارجی‌ترین بخش از منطقه وزش گرمایی خورشید باعث تقویت شدن میدان‌های مغناطیسی ضعیف در خورشید و در نهایت به وجود آمدن قطب‌های مغناطیسی بسیار قوی در قسمت شمالی و جنوبی خورشید می‌شود.   شیدسپهر (رخشان‌کره یا فوتوسفر)     پایینی‌ترین لایه جوّ خورشید یا همان سطح خارجی خورشید که با چشم غیرمسلح قابل مشاهده است، شیدسپهر نامیده می‌شود که ضخامت آن حدود 500 کیلومتر است. در قسمت بالای شیدسپهر نور مرئی خورشید می‌تواند آزادانه در فضا منتشر شود. در این سطح، تمامی انرژی می‌تواند به راحتی از سطح خورشید بگریزد. تغییر در میزان شفافیت خورشید و کدر شدن آن به علت کاهش میزان یونH-  رخ می‌دهد زیرا که این یون به راحتی می‌تواند نور مرئی را جذب نماید.   به عکس، نور مرئی‌ای که ما قادر به دیدن آن هستیم در اثر برخورد و برهم‌کنش الکترون‌ها با اتم‌های هیدروژن به منظور تشکیل یون H- تولید می‌شود. به دلیل آنکه بخش‌های بیرونی لایه غیرشفاف شیدسپهر خنک‌تر از بخش‌های درونی آن است، تصویر خورشید در مرکز درخشان‌تر و روشن‌تر از اطراف آن به نظر می‌رسد که به این پدیده تاریکی لبه قرص خورشید، اثر [تاریکی لبه] گفته می‌شود.   نور خورشید تا حدی شامل طیف نوری [جسم سیاه] است و دمای آن به حدود 6000 کلوین می‌رسد. این طیف نوری از لایه‌های نازک بالای شیدسپهر همراه با [خط جذب اتمی] به فضا پراکنده می‌شود.   شیدسپهر دارای [چگالی حقیقی]  1023 m-3 است که این مقدار تقریباً برابر با 1% چگالی حقیقی جوّ زمین در سطح دریا است. اثر تاریکی لبه خورشید در این تصویر به وضوح دیده می‌شود    در بررسی‌های ابتدایی نتایج [طیف‌سنجی] شیدسپهر، تعدادی خط جذبی یافت شدند که با هیچ‌یک از عناصر شیمیایی شناخته‌شده در زمین تا آن زمان مشابه نبودند. در سال 1868 [نورمن لاک‌یر] این‌گونه پنداشت که عامل پیدایش این خط‌های جذبی به علت وجود عنصری خاص در ساختار شیدسپهر خورشید است که در زمین یافت نمی‌شود. او این عنصر را هلیوم نام نهاد (که از نام هلیوس که در یونان باستان به عنوان خدای خورشید شناخته می‌شد) اقتباس شده بود (25 سال پس از این کشف، هلیوم در زمین کشف شد).   منطقه حداقل درجه حرارتی خنک‌ترین لایه خورشید که آن را منطقه حداقل درجه حرارتی می‌نامند، 500 کیلومتر بالاتر از لایه شیدسپهر را شامل می‌شود که دما در این منطقه به 4000 کلوین می‌رسد. این منطقه به اندازه کافی خنک است تا در آن، مولکول‌‌های آب و مونواکسیدکربن یافت. وجود چنین مولکول‌هایی در این لایه با روش‌های طیف‌سنجی و مشاهده خط جذب این عناصر در طیف نور خورشید اثبات شده است. فام‌سپهر (رنگین کره یا کروموسفر) بالای منطقه حداقل درجه حرارتی، لایه‌ای نازک به ضخامت تقریبی 2000 کیلومتر وجود دارد که با روش‌های طیف‌سنجی و مشاهده خطوط جذبی طیفی کشف شده است. این لایه فام‌سپهر یا کروموسفر نامیده می‌شود که از واژه [کروما] (به معنای رنگ) گرفته شده است. علت انتخاب این اسم آن است که فام‌سپهر معمولاً به علت درخشندگی شیدسپهر نامرئی است. اما به هنگام خورشیدگرفتگی که ماه قرص مرکزی خورشید را می‌پوشاند، نور سرخ فام‌سپهر را می‌توان دید. این لایه عمدتاً از گاز هیدروژن تشکیل شده است و سدیم، کلسیم، منیزیم و یون هلیوم نیز در آن وجود دارد. فام‌سپهر مانند یک فلش رنگی در آغاز و پایان یک خورشیدگرفتگی کامل، قابل رویت است. درجه حرارت در فام‌سپهر به تدریج با افزایش ارتفاع از سطح خورشید بالا می‌رود و در نزدیکی‌های مرز این لایه به 100000 کلوین می‌رسد.   منطقه انتقال حرارتی بعد از فام‌سپهر، [منطقه گذار یا انتقال حرارتی] قرار دارد که درجه دما در این منطقه از صدهزار کلوین به سرعت بالاتر رفته و به دمای تاج یعنی نزدیک به یک میلیون کلوین می‌رسد. این افزایش دما به علت یونیزه شدن کامل هلیوم در دمای بالای این محدوده رخ می‌دهد. گذار یا انتقال حرارتی در ارتفاع دقیق و معینی از سطح خورشید رخ نمی‌دهد، بلکه به صورت هاله‌ای لایه فام‌سپهر را احاطه کرده است که این ‌هاله از روی زمین قابل مشاهده نیست و تنها می‌توان از فضا و با استفاده از تلسکوپ‌‌های حساس به طیف‌سنجی اشعه فرابنفش آن را رصد نمود. هاله (کرونا یا تاج خورشیدی) تاج و شعله‌های عظیم خورشیدی (عکس از ناسا)   لایه خارجی و توسعه‌یافته خورشید را تاج می‌نامند که حجم آن از حجم خود خورشید بسیار بزرگ‌تر است. تاج توسط بادهای خورشیدی به آرامی و به طور یکنواخت در سراسر منظومه شمسی پراکنده می‌شود (مقدار ماده‌ای که به صورت باد خورشیدی در هر ثانیه از خورشید دور می‌شود، در حدود یک میلیون تن است).     چگالی‌ حقیقی لایه پایین تاج، که به سطح خورشید بسیار نزدیک است، معادل  1014 - 1016 m-3است (چگالی حقیقی جوّ زمین، نزدیک به سطح دریا  2 x 1025 m-3 است).   هنوز دانشمندان موفق به تعیین درجه حرارت قطعی و دقیق لایه تاج نشده‌اند، اما آنچه مشخص است درجه حرارت تاج بسیار بالا و در حدود ده‌ها میلیون کلوین است که یکی از دلایل وجود چنین دمای بالایی، حوزه‌های مغناطیسی موجود در این لایه می‌تواند باشد.   فام‌سپهر، لایه انتقال و تاج خورشیدی به مراتب داغ‌تر از شیدسپهر هستند؛ رازی که تا به امروز دانشمندان موفق به کشف علت آن نشده‌اند.   می‌توان تاج خورشیدی را به وضوح به‌هنگام خورشیدگرفتگی کلی مشاهده کرد.     رده طیفی در رده‌بندی طیفی، خورشید یک ستاره از دسته G2V است. این تقسیم‌بندی بر اساس دمای سطحی ستارگان و به صورت زیر انجام می‌گیرد:     هر کدام از گروه‌های O تا M به 10 زیرگروه تقسیم می‌شوند. با این حساب، دمای سطحی خورشید با رده طیفی G2 تقریباً برابر با 5780 کلوین است. حرف V به این معناست که خورشید از دسته ستارگان رشته اصلی است؛ به این معنا که این ستاره نیز همانند بسیاری دیگر از ستارگان، انرژی خود را از ترکیب هسته‌ای هیدروژن و تبدیل آن به هلیوم به دست می‌آورد، به طوری‌ که همیشه درحالت [تعادل هیدرواستاتیکی] قرار دارد، یعنی خورشید در اثر این واکنش نه منقبض می‌شود نه منبسط.   در کهکشان راه شیری حدود 400 میلیارد ستاره وجود دارند که تقریباً نیمی‌از آنها خورشیدمانند و از دسته G هستند. خورشید از 85% این ستارگان درخشان‌تر است. بیشتر این ستارگان را [کوتوله‌های سرخ]  تشکیل می‌دهند. دمای سطحی خورشید باعث درخشش آن به رنگ سفید می‌شود که البته به دلیل وجود [اثر پراکنده‌کنندگی جوّ] این ستاره از دید ناظر روی زمین به رنگ زرد مشاهده می‌شود.   نور خورشید و اثر پراکنده‌کنندگی جو هنگامی‌که نور خورشید با جوّ زمین برخورد می‌کند، فوتون‌های نور آبی از طیف نور خورشید جدا شده و در جو پراکنده می‌شوند و به همین علت آسمان به رنگ آبی دیده می‌شود. جدا شدن طیف آبی از نور خورشید موجب می‌شود که رنگ قرمز در نور خورشید بیشتر نمایان شود که به همین علت ناظر روی زمین خورشید را به رنگ زرد مشاهده می‌کند. در هنگام طلوع و یا غروب که نور خورشید مسافت بیشتری را در جو می‌پیماید تا به ناظر برسد، فوتون‌های آبی بیشتری از طیف نور خورشید توسط جو جذب می‌شود و به همین علت خورشید به رنگ نارنجی یا قرمز مشاهده می‌شود. نور خورشید منبع اصلی تأمین انرژی در زمین است. [ثابت خورشیدی]، مقدار انرژی‌ای است که هر منطقه‌ای که مستقیماً تحت تاثیر تابش نور خورشید قرار می‌گیرد، دریافت می‌کند. ثابت خورشیدی برای منطقه‌ای در فاصله یک واحد نجومی ‌از خورشید، که زمین نیز در همین فاصله قرار گرفته، تقریباً برابر با 1370 وات به ازای هر مترمربع است. نوری که از خورشید به سطح کره زمین می‌رسد، بسیار ضعیف‌تر از آن چیزی است که باید به زمین برسد که البته علت این امر برخورد نور خورشید با جوّ زمین است. بنابراین میزان ثابت خورشیدی برای هر نقطه‌ای که در شرایط هوایی مطلوب و غیرابری تحت تاثیر تابش مستقیم نور خورشید قرار گیرد (زمانی که خورشید در [سمت الرأس]  -که همان نقطه اوج خورشید است- قرار داشته باشد) حدود 1000 وات به ازای هر یک متر مربع است. این انرژی می‌تواند با روش‌های طبیعی و مصنوعی گوناگونی تحت کنترل درآمده و به خدمت گرفته شود. به عنوان مثال، گیاهان در فرایند فوتوسنتز نور خورشید را جذب کرده و با تغییر این انرژی به ترکیبات شیمیایی اکسیژن تولید می‌کنند و ترکیبات کربن‌داری چون دی‌اکسیدکربن را کاهش می‌دهند. همچنین گرما و یا انرژی الکتریکی تولید شده توسط باتری‌های خورشیدی نیز نقش بزرگی در تامین نیازهای بشر امروزی ایفا می‌کند. انرژی نهفته در نفت خام و سایر سوخت‌های فسیلی نیز در اصل میلیون‌ها سال پیش در اثر تابش نور خورشید به گیاهان و تشکیل مواد آلی در آن‌ها به وجود آمده است. [اشعه فرابنفش] خورشید دارای خاصیت گندزدایی و ضدعفونی‌کنندگی است که می‌توان از آن برای ضدعفونی کردن آب و تجهیزات گوناگون (مانند تجهیزات پزشکی) بهره گرفت. این اشعه دارای فواید پزشکی گوناگونی است که در این میان، می‌توان به تولید "ویتامین د" در بدن در اثر تابش آن به پوست اشاره کرد. مقادیر بسیاری از اشعه فرابنفش خورشید قبل از رسیدن به زمین توسط لایه ازن جذب می‌شود و تنها مقادیر اندکی از آن به سطح زمین می‌رسد که دیگر برای انسان مضر نیست. بنابراین با تغییر عرض جغرافیایی، میزان اشعه فرابنفشی که به سطح زمین می‌رسد نیز تغییر می‌کند. در اصل زاویه‌ای که خورشید در هنگام ظهر با سمت الرأس می‌سازد، منشأ تمام تنوع‌های زیستی مانند تنوع رنگ پوست انسان‌ها (با توجه به اینکه در کدام بخش از کره زمین زندگی می‌کنند) است.   میدان‌های مغناطیسی و فعالیت‌های خورشیدی میدان‌های مغناطیسی خورشید موجب بروز پدیده‌های گوناگونی می‌شود که همه این پدیده‌ها تحت عنوان فعالیت‌های خورشیدی شناخته می‌شوند. بخشی از این فعالیت‌ها شامل شکل‌گیری لکه‌های خورشیدی در سطح خورشید، شعله‌ها و زبانه‌های عظیم خورشیدی و متغیر بودن شدت وزش بادهای خورشیدی است که این بادها عناصر گوناگونی را همراه خود به سراسر منظومه شمسی حمل می‌کنند. هنگامی که بادهای خورشیدی به زمین می‌رسند باعث به وجود آمدن پدیده‌های گوناگونی از جمله شکل‌گیری شفق‌های قطبی در عرض‌های جغرافیایی میانی و بالاتر و ایجاد اختلال در ارتباطات رادیویی و همچنین قطع جریان برق می‌شوند. با وجود آنکه خورشید نزدیک‌ترین ستاره به زمین است و طی سالیان متمادی دانشمندان بسیاری به دقت آن را مورد بررسی و مطالعه قرار داده‌اند، اما هنوز سوالات بی‌پاسخ بی‌شماری در رابطه با خورشید باقی مانده است؛ از جمله آنکه چرا جوّ خارجی خورشید دارای درجه حرارتی معادل با یک میلیون کلوین است، در حالی که درجه حرارت سطح خورشید که شیدسپهر نامیده می‌شود تنها 6000 کلوین است. موضوعاتی که مطالعات جاری دانشمندان را به خود اختصاص داده است شامل بررسی چرخه‌های منظم فعالیت لکه‌های خورشیدی، مطالعه ماهیت فیزیکی و منشا پیدایش زبانه‌های خورشیدی، بررسی کنش و واکنش‌های مغناطیسی بین فام‌سپهر و تاج خورشیدی و بررسی و تحقیق راجع به ماهیت وجودی و چگونگی پیدایش بادهای خورشیدی و منبع انتشار آنهاست.   چرخه حیات خورشید خورشید یک ستاره نسل سوم است که بر اساس یک نظریه قوی، شکل‌گیری آن ممکن است در اثر امواج پراکنده شده حاصل از شکل‌گیری یک یا چند [ابرنواختر] که منجر به فشرده شدن غبار میان‌ستاره‌ای شده، به وجود آمده است. منشا شکل‌گیری این نظریه، کشف وجود مقادیر فراوانی از عناصر سنگین در منظومه شمسی مانند طلا و اورانیوم بود. این عناصر به شکل قابل‌قبولی می‌توانند از واکنش‌های هسته‌ای گرماگیر یک ابرنواختر تولید شده باشند و یا در جریان تغییرات هسته‌ای از طریق جذب نوترون در داخل یک ستاره غول پیکر نسل دوم تولید شده باشند. مشاهدات از روی زمین نشان داده است که مسیر حرکت خورشید در آسمان در طی یک سال دائماً در حال تغییر است، به صورتی که اگر در طی یک سال هر روز در ساعت و دقیقه معینی از خورشید عکسی گرفته شود و سپس نتایج تمام عکس‌ها در قالب یک عکس کنار هم قرار داده شود، مشاهده خواهد شد که مسیر حرکت خورشید شبیه به عدد 8 انگلیسی است. آشکارترین تغییر در مسیر حرکت خورشید در آسمان در طی یک سال، تغییر زاویه 47 درجه‌ای آن بین شمال و جنوب (به دلیل کج بودن 5/23 درجه‌ای محور زمین نسبت به خورشید) است که همین امر، اصلی‌ترین عامل پیدایش فصول در زمین محسوب می‌شود. همچنین، طبق قانون دوم کپلر به دلیل بیضوی بودن مدار حرکت زمین به دور خورشید، هنگامی که زمین در مدار خود به خورشید نزدیک می‌شود، بر شتاب حرکت آن افزوده شده و با دور شدن از خورشید از سرعت آن کاسته می‌شود. خورشید از نظر میدان مغناطیسی یک ستاره فعال محسوب می‌شود و دارای قطب‌های مغناطیسی بسیار قوی و متغیری است که هر سال تغییر می‌کنند و هر 11 سال جای آنها به کلی عکس می‌شود. با استفاده از مدل‌های شبیه‌سازی‌شده رایانه‌ای و با در نظر گرفتن سیر تکامل و نابودی ستارگان تخمین زده می‌شود که تا به حال در حدود 57/4 میلیارد سال از عمر خورشید سپری شده است و تقریباً می‌توان گفت خورشید در نیمه عمر خود قرار دارد. تخمین زده می‌شود که حدود 59/4 میلیارد سال پیش، از همپاشی سریع یک ابر مولکولی هیدروژنی عظیم باعث پیدایش خورشید یعنی پیدایش یک ستاره نسل سوم شد که این ستاره جوان در یک مدار تقریباً دایره‌ای‌شکل گردشش را به دور مرکز کهکشان راه شیری آغاز کرد؛ گردشی که هر یک دور آن 26000 سال نوری است. خورشید در حال حاضر تقریباً در دوران میانسالی خود به سر می‌برد و نیمی ‌از عمر خود را سپری کرده است. این ستاره با سرعتی باور نکردنی جرم را در هسته خود به انرژی تبدیل می‌کند؛ یعنی در هر ثانیه بیش از 26/4 میلیون تن ماده در هسته خورشید به انرژی تبدیل می‌شود که این امر موجب درخشندگی و پرتوافشانی شدید خورشید می‌شود. با توجه به سرعت تبدیل جرم به ماده در خورشید، می‌توان این‌گونه نتیجه گرفت که تا به امروز خورشید جرمی ‌معادل با 100 برابر جرم زمین را به انرژی تبدیل کرده است. خورشید از آغاز شکل‌گیری چیزی در حدود 10 میلیارد سال تحت عنوان یک ستاره رشته اصلی به سوختن ادامه خواهد داد. خورشید از جرم کافی برخوردار نیست تا بتواند در پایان عمرش به عنوان یک ابرنواختر منفجر شود. اما 5 الی 6 میلیارد سال دیگر خورشید وارد مرحله‌ای می‌شود که به آن مرحله غول سرخ گفته می‌شود. همچنان که سوخت هیدروژنی خورشید مصرف می‌شود و هسته آن منقبض و هر لحظه گرم‌تر می‌شود، لایه خارجی خورشید شروع به بزرگ شدن می‌کند. پیش از شروع همجوشی هلیوم در هسته خورشید، همجوشی هیدروژن در لایه‌ای اطراف هسته آغاز می‌شود. سپس در اثر بالا رفتن دمای هسته مرکزی خورشید همجوشی هسته‌ای هلیوم آغاز می‌شود که منجر به تولید کربن و اکسیژن درون هسته می‌شود. ناپایداری دمای داخلی خورشید منجر به از دست رفتن جرم از سطح خورشید می‌شود. از طرفی بزرگ شدن لایه خارجی خورشید تا جایی ادامه می‌یابد که این لایه به نزدیکی مدار کنونی کره زمین خواهد رسید. البته تحقیقات و مطالعات اخیر حاکی از آن است که جرمی که خورشید قبل از آن که به مدار زمین برسد از سطح خود از دست داده است، منجر به کاهش تاثیر گرانشی آن و در نتیجه عقب راندن مدار زمین می‌شود. به‌طوری‌که زمین در فاصله دورتری از خورشید قرار خواهد گرفت و هنگامی که لایه خارجی خورشید به مدار کنونی زمین می‌رسد، زمین احتمالاً از غرق شدن در دل خورشید محفوظ خواهد بود.  در این مرحله، زمین بخش بزرگی از جوّ خود را از دست خواهد داد؛ تمام آب‌های روی زمین در اثر دمای بالای محیط تبخیر خواهد شد و به فضا خواهد گریخت؛ خورشید به مدت 600 تا 700 میلیون سال بعد از آن، چنان گرم می‌شود که به یک کوره بسیار داغ تبدیل خواهد شد و دیگر برای زندگی به‌گونه‌ای که ما می‌شناسیم مناسب نخواهد بود.   چرخه حیات خورشید از آغاز پیدایش تا تبدیل شدن به یک کوتوله سفید و خاموش (منبع: ناسا)   هنگامی‌که خورشید در مرحله آخر عمر خود منبسط می‌شود تا به یک [غول سرخ] تبدیل شود، قطرش حدود 150 برابر بزرگ‌تر خواهد شد. گازهای منبسط‌ شده و داغ خورشید، رنگ زرد و حرارت خود را از دست می‌دهند و قرمزرنگ و سرد خواهند شد، اما به دلیل بزرگ‌تر شدن سطح خورشید، درخشندگی آن تا 1000 برابر افزایش می‌یابد و نور بیشتری از خود ساطع خواهد کرد. در ادامه فاز غول سرخ، به دلیل تغییرات بسیار شدید حرارتی در خورشید، این ستاره دائماً بزرگ و کوچک می‌شود که در اصطلاح به آن تپش خورشید گفته می‌شود. در حین این تپش‌ها، خورشید لایه‌های خارجی خود را از دست خواهد داد و آنها را به فضای اطراف خواهد انداخت که باعث شکل‌گیری یک [سحابی سیاره‌ای] خواهد شد. پس از آنکه خورشید تمام لایه‌های خارجی خود را به دور افکند، تنها بخشی که برجای خواهد ماند هسته بسیار داغ و درخشان خورشید خواهد بود که به آن [کوتوله سفید] گفته می‌شود. کوتوله سفید طی میلیارد‌ها سال به مرور و به آرامی‌ سرد شده، به [کوتوله سیاه] تبدیل خواهد شد. این سرنوشت برای هر ستاره‌ای که کمتر از چهار برابر جرم اولیه خورشید یا کمتر از 4/1 برابر جرم نهایی خورشید جرم داشته باشد، به همین شکل روی خواهد بود.   چرخه‌های خورشیدی لکه خورشیدی و چرخه حیات لکه‌های خورشیدی هنگامی که با بهره‌گیری از فیلترهای مناسب به خورشید بنگرید اولین چیزی که نظر شما را جلب خواهد کرد، وجود لکه‌هایی تیره روی سطح خورشید است. علت تیره‌رنگ به نظر رسیدن این نقاط، پایین‌تر بودن دمای آنها نسبت به سایر نقاط سطح خورشید است. لکه‌های خورشیدی حوزه‌هایی هستند که به علت وجود فعالیت‌های بسیار شدید مغناطیسی در این نقاط، انتقال حرارت در آنها متوقف شده و هیچ‌گونه جریان همرفتی در این نقاط وجود ندارد که این امر مانع از انتقال دمای بسیار بالای سطح داخلی و بسیار داغ خورشید به این نواحی و در نتیجه، سردتر بودن این نقاط نسبت به سایر مناطق خورشید می‌شود. این مناطق مغناطیسی منجر به گرمایش شدید تاج و شکل‌گیری مناطق فعال در خورشید می‌شود و خود، منبع شکل‌گیری [شراره‌های عظیم خورشیدی] و [فوران انبوه تاج خورشیدی] به خارج هستند. لکه‌های خورشیدی بسیار عظیم، می‌توانند وسعتی معادل با ده‌‌ها هزار کیلومتر داشته باشند. تعداد لکه‌های خورشیدی قابل رویت ثابت نیستند و در طول یک دوره یازده ساله چرخه خورشیدی تعداد آن‌ها تغییر می‌کند. در ابتدای هر دوره از چرخه خورشیدی لکه‌های خورشیدی کمی قابل رویت هستند و گاهی نیز هیچ لکه خورشیدی مشاهده نمی‌شود. با گذشت زمان و ادامه چرخه خورشیدی بر تعداد لکه‌های خورشیدی افزوده می‌شود. این لکه‌ها به مرور حرکت کرده و به خط استوای خورشید نزدیک می‌شوند. لکه‌های خورشیدی معمولاً به صورت یک جفت و با قطب‌های مغناطیسی مخالف وجود دارند. در هر جفت لکه خورشیدی، قطب مغناطیسی لکه‌ها به طور تناوبی در هر چرخه خورشیدی عوض می‌شود. بنابراین لکه‌ای که در یک چرخه خورشیدی قطب شمال محسوب می‌شود در چرخه بعدی قطب جنوبی خواهد بود. چرخه‌‌های خورشیدی تاثیر فراوانی بر فضای منظومه شمسی دارد که تاثیر آن بر شرایط جوی و آب و هوای زمین نیز کاملاً محسوس و آشکار است. کاهش فعالیت چرخه خورشید و ظاهر شدن تعداد لکه‌های خورشیدی کم، منجر به سرد شدن زمین و بالعکس، فعالیت بالاتر از حد متوسط خورشید در طی یک چرخه خورشیدی، منجر به گرم‌تر شدن زمین می‌شود. در قرن هفدهم، به نظر می‌رسید که چرخه خورشیدی برای چند دهه کاملاً متوقف شده باشد، چرا که در طی این چند دهه تنها چند لکه خورشیدی بسیار کوچک روی خورشید رصد شد. در این دوره که به [عصر یخبندان کوچک] موسوم است ساکنان کشورهای اروپایی دمای آب و هوای بسیار سردی را تجربه کردند.   بررسی امکان‌پذیری چرخه بلندمدت خورشیدی و وقوع عصر یخبندان فرضیه اخیر در زمینه چرخه‌های خورشیدی حاکی از وجود ناپایداری‌های مغناطیسی در هسته خورشید است. این فرضیه بیان می‌کند که این ناپایداری می‌تواند موجب تنزل و یا ارتقای فعالیت خورشید در طی یک دوره از چرخه خورشیدی شود. بر طبق این فرضیه، این اتفاق می‌تواند هر 41000 یا هر 100000 سال یک‌بار رخ دهد و به این ترتیب، می‌توان وجود عصرهای یخبندان را توضیح داد. این فرضیه نیز همانند سایر فرضیه‌‌های اخترفیزیک به طور مستقیم قابل آزمایش و تجربه‌پذیر نیست. مسأله نوترینوی خورشیدی سال‌های بسیار زیادی تعداد نوترینوهایی که از خورشید جدا شده و روی زمین آشکار می‌شد، تنها یک سوم تا نصف تعدادی را شامل بود که توسط مدل‌‌های خورشیدی استاندارد تخمین زده می‌شد. این نتیجه غیرعادی و خلاف قاعده را مسأله نوترینوی خورشیدی نامیدند.      نوترینو ذره‌ای بنیادی و خنثی است که در ضمن واپاشی بتای هسته‌های اتمی ‌همراه با الکترون یا پوزیترون گسیل می‌شود. همانند نوترون، نوترینو نیز بار الکتریکی ندارد؛ نوترینو با الکترون‌ها عملاً اندرکنش نمی‌کند و باعث یونش قابل‌توجه محیط نمی‌شود. نوترینو ذره بنیادی ناپایدار و سبکی است که جرمش در حدود 200/1 جرم الکترون است. افزون بر این، برهمکنش نوترینو با هسته‌ها خیلی ضعیف است. انرژی الکترون حاصل از واپاشی ذره بتا می‌تواند مقادیر مختلف، از صفر تا مقدار ماکزیمم معین W را داشته باشد. مهم است بدانیم که این مقدار ماکزیمم درست برابر با انرژی درونی آزاد شده در ضمن واکنش مذکور است. برای سازگاری با قانون بقای انرژی باید فرض کرد که در جریان واپاشی ذره بتا همراه با الکترون یک ذره دیگر نیز (یعنی نوترینو) تشکیل می‌شود. این ذره انرژی ای را با خود حمل می‌کند که مکمل انرژی الکترون تا W است. اگر نوترینو انرژی‌ای نزدیک به W با خود حمل کند، انرژی الکترون نزدیک به صفر است. اگر انرژی نوترینو کم باشد، برعکس، انرژی الکترون نزدیک به W است. تحلیل تفضیلی از واپاشی به دلایل متقاعدکننده دیگری بر گسیل نوترینو در این فرایند دلالت دارد. در هر ثانیه 1012 عدد نوترینو از بدن ما عبور می‌کند، اما از آنجا که نوترینوها تقریباً هیچ‌گاه بر ماده تاثیری نمی‌گذارند، ما متوجه عبور آنها نمی‌شویم و درست به همین دلیل است که می‌توانند به آسانی از مرکز خورشید، جایی که حرکت فوتون‌ها به دلیل چگالی بالا قرن‌ها طول می‌کشد، به بیرون گسیل شوند. هرچند نوترینوها را نمی‌توان به راحتی به کمک آشکارسازها شکار کرد، اما برخی فعل و انفعالات هسته‌ای را می‌توان به کمک نوترینوها تسریع کرد و از این طریق به وجود آن‌ها پی‌برد. با این وجود، باز هم تعداد نوترینوهایی که در این آزمایش‌ها به دست می‌آمد، یک‌سوم تعداد کل نوترینوهایی بود که بر اساس مدل‌های رایانه‌ای پیش‌بینی می‌شد. برای توجیه مسأله نوترینوی خورشیدی، فرضیه‌های مختلفی بیان شد که در آنها سعی شده بود با بیان این موضوع که دمای داخلی خورشید کمتر از آنچه که تخمین زده می‌شود است، مسأله کم بودن شار نوترینوهای دریافتی روی زمین توجیه شود. همچنین به این موضوع نیز اشاره شده بود که نوترینوها هنگامی‌که فاصله بین خورشید تا زمین را طی می‌کنند، دارای نوساناتی می‌شوند که ممکن است همه آنها توسط آشکارسازهای روی زمین شناسایی و دریافت نشوند. به همین جهت در دهه 1980، چندین رصدخانه آشکارساز نوترینوی بسیار دقیق مانند [رصدخانه نوترینوی سادبری] در کانادا و [رصدخانه کمیوکنده] در ژاپن ساخته شد تا دانشمندان بتوانند با دقت هرچه بیشتری تعداد نوترینوهای دریافتی را اندازه بگیرند. نتایج این تحقیقات در نهایت منجر به کشف این موضوع شد که نوترینوها دارای [جرم ساکن]  بسیار کوچکی هستند که به‌راستی می‌توانند دچار نوسان شوند.  افزون بر این، در سال 2001 دانشمندان رصدخانه سادبری موفق شدند هر سه نوع نوترینوی دریافتی (نوترینوی الکترونی، [موئون]، و [تائو]) را به طور مستقیم شناسایی و آشکار کنند و به این ترتیب انتشار نوترینوی خورشید به طور کلی با نتایج حاصل از شبیه‌سازی استاندارد خورشید مطابقت داشت، هرچند که با توجه به میزان انرژی نوترینوها، تنها یک سوم نوترینوهای دیده شده روی زمین از نوع الکترونی هستند. نوترینوهای الکترونی تنها یکی از سه نوع نوترینویی هستند که به نظر می‌رسد وجود داشته باشند. از آنجا که آشکارسازهای اولیه تنها قادر به نشان دادن این دسته از نوترینوها بودند، تعداد کل نوترینوهایی که از خورشید به زمین می‌رسید، یک سوم کل نوترینوهایی به دست آمد که بر اساس مدل‌های رایانه‌ای و محاسبات عددی همجوشی هسته‌‌ای هیدروژن در مرکز خورشید به وجود می‌آمدند. بنابراین سرانجام مسأله نوترینوی خورشیدی که سال‌ها بی‌پاسخ مانده بود، حل شد.   گرمایش تاج خورشیدی سطح قابل‌رویت و نورانی خورشید (شیدسپهر) دارای درجه حرارتی معادل با 6000 کلوین است که بالای این منطقه و پس از فام‌سپهر، تاج خورشیدی با دمایی معادل با 1،000،000 کلوین قرار دارد. دمای بسیار بالای این منطقه نشان‌دهنده آن است که این ناحیه توسط منبع دیگری به غیر از گرمای گسیل‌شده از شیدسپهر تا به این حد گرم می‌شود.   این‌گونه تصور می‌شود که انرژی لازم برای گرم کردن هاله خورشید توسط جریان‌های بسیار متلاطم و سرکش لایه انتقال حرارتی که زیر شیدسپهر قرار دارد، تامین می‌شود که برای توجیه چگونگی آن دو نوع سازوکار متفاوت مطرح می‌شود. سازوکار اول شامل گرمایش موجی است و شکل‌گیری امواج صوتی، امواج گرانشی و امواج هیدرودینامیکی مغناطیسی در اثر وجود جریان‌های آشفته و متلاطم را شرح می‌دهد. این امواج پس از تولید به سمت بالا رفته و با برخورد به تاج خورشیدی باعث از همپاشی و آزاد شدن انرژی به صورت انرژی گرمایی می‌شود و سازوکار دوم شامل گرمایش مغناطیسی است که در این سازوکار، انرژی مغناطیسی به طور متداوم توسط جریان‌های موجود در شیدسپهر ساخته می‌شود و به سمت نواحی مغناطیسی و لکه‌های خورشیدی و در قالب شراره‌ها و شعله‌های بسیار عظیم خورشیدی رها می‌شود. همین امر منجر به گرمایش تاج خورشیدی از طریق فرایندهای بی‌شمار مشابه با سازوکار اول اما در مقیاس کوچک‌تر می‌شود.   خورشید جوان کم‌نور مدل‌ها و فرضیه‌‌های مطرح شده در مورد فعالیت‌های خورشیدی حاکی از آن است که از 5/2 تا 8/3 میلیارد سال پیش که به آن [دوره آرکین] گفته می‌شود، خورشید تنها به اندازه 75% حال حاضر روشن و درخشان بوده است. چنین ستاره ضعیف و کم‌نوری قادر نبود به شکل‌گیری و پایدار نگه‌داشتن آب به‌صورت مایع روی سطح زمین کمک کند، بنابراین می‌توان نتیجه گرفت که طی این دوره حیات روی زمین وجود نداشته است.   البته شواهد زمین‌شناسی موجود بیانگر آن است که زمین همواره در طول تاریخ حیاتش در محدوده دمایی نسبتاً مساعد و ثابتی قرار داشته است و حتی گفته می‌شود که زمین جوان از امروز اندکی گرم‌تر بوده است. دانشمندان بر سر این موضوع توافق‌نظر دارند که جوّ زمین جوان دارای مقادیر بسیار بیشتری گازهای گلخانه‌ای (مانند دی‌اکسیدکربن، متان و آمونیاک) نسبت به امروز بوده است که به واسطه آن با وجود کم‌نور و ضعیف بودن انرژی دریافتی از خورشید، جوّ زمین قادر بوده است گرمای کافی را روی زمین نگه دارد و مانع از فرار گرما از سطح زمین شود.   میدان مغناطیسی خورشید به علت دمای بسیار بالای خورشید، مواد در خورشید حالت گازی و پلاسمایی‌شکل دارند که این امر به خورشید این امکان را می‌دهد که در نزدیک نواحی استوایی با سرعت بیشتری (25 روز) نسبت به نواحی نزدیک به قطبین (35 روز) بچرخد. چنین تفاوتی در چرخش خورشید که به آن [چرخش تفاضلی یا افتراقی خورشید] گفته می‌شود منجر به گره خوردن و دورهم پیچیدن میدان‌های مغناطیسی خورشید به یکدیگر و شکل‌گیری [حلقه‌های مغناطیسی] می‌شود که موجب شکل‌گیری شعله‌ها و لکه‌های خورشیدی و چرخه‌های یازده ساله خورشیدی و همچنین جابجایی قطب‌‌های مغناطیسی خورشید در هر یازده سال (با شروع هر دوره جدید) می‌شود.   تاریخچه رصد خورشید دوره باستان درک اولیه انسان‌های باستان از خورشید، صفحه‌ای مدور و درخشان در آسمان بود که بودنش در آسمان روز را پدید می‌آورد و نبودنش شب را در پی‌داشت. خورشید به عنوان یک پدیده مافوق طبیعه و به عنوان یکی از خدایان توسط بسیاری از انسان‌های دوران باستان مورد پرستش و ستایش قرار می‌گرفته است که از آن میان، می‌توان به ساکنان امریکای جنوبی و همچنین ساکنان مکزیک امروزی اشاره کرد. از آنجایی که به نظر می‌رسید خورشید در طول مدت یک سال یک بار به دور دایره‌البروج گردش می‌کند، ستاره‌شناسان یونان باستان خورشید را به عنوان یکی از هفت سیاره‌ای که تا آن زمان شناسایی کرده بودند، محسوب کردند و در نام‌گذاری هفت روز هفته از نام خورشید هم بهره گرفتند.   توسعه شیوه درک نوین و علمی‌خورشید اولین فردی که تعریف علمی از خورشید ارائه کرد، فیلسوفی یونانی به نام [آناکساگوراس] بود که استدلال نمود خورشید یک توپ شعله‌ور تشکیل شده از ماده است که اندازه آن نه به کوچکی ارابه‌ خدای خورشید، بلکه حتی از اندازه شبه جزیره جنوبی یونان نیز بزرگ‌تر است. از آنجایی که افکار و گفتار این فیلسوف با عقاید حاکم بر مردم آن زمان مطابقت نداشت و نوعی ارتداد و بدعت‌گذاری محسوب می‌شد، برای درس عبرت دادن به مردم، او را زندانی و به اعدام محکوم کردند که سرانجام با مداخله و شفاعت [پریکلس] آزاد شد. احتمالاً [اراتوستنس] اولین فردی بود که موفق شد به طور دقیق فاصله بین زمین و خورشید را معادل 149 میلیون کیلومتر محاسبه کند که این رقم تقریباً با اندازه‌گیری‌های امروزی مطابقت دارد. این فرضیه که خورشید در مرکز فضایی قرار دارد که سایر سیارات به گرد آن می‌چرخند، توسط یکی از یونانیان باستان به نام  [آریستارکوس] و همچنین مردم هندوستان مطرح شد که این فرضیه بعدها توسط [نیکلاس کوپرنیک] دوباره جان تازه‌ای به خود گرفت و رواج یافت. در اوایل قرن هفدهم، اختراع تلسکوپ به دانشمندان و اخترشناسانی چون [توماس هریوت] و [گالیلو گالیله] کمک کرد تا بتوانند در مورد جزئیات بیشتری چون لکه‌‌های خورشیدی تحقیق کنند. گالیله اولین کسی بود که بررسی‌ها و تحقیق‌هایی روی لکه‌های خورشیدی انجام داد و سرانجام موفق به کشف این موضوع شد که این لکه‌ها بر روی سطح خورشید قرار دارند، نه آنکه اجرام کوچکی باشند که مابین زمین و خورشید قرار گرفته باشند. ایزاک نیوتن اولین بار با استفاده از یک منشور به بررسی نور خورشید پرداخت و متوجه شد نور خورشید از طیف وسیعی از نور با طول موج‌های مختلف و در نتیجه از رنگ‌های مختلف تشکیل شده است. در نخستین سال‌های مطالعه علمی‌خورشید منبع اصلی تولید انرژی در خورشید بزرگ‌ترین معمای حل‌نشده بشر بود. [لرد کلوین] خورشید را کره‌ای پنداشت که به دلیل گرمای بالا، مواد در آن حالت مایع دارند و بیان کرد که هسته خورشید بسیار گرم و داغ بوده است که با گذشت زمان این هسته سردتر و سردتر می‌شود و گرمای متساعدشده از خورشید نیز گرمای متساعدشده از هسته آن است. با توجه به این فرضیه، کلوین عمر خورشید را تا آن زمان چیزی در حدود 20 میلیون سال تخمین زد که با واقعیت بسیار تفاوت داشت. سرانجام در سال 1890 [ژوزف لاک‌یر] با کشف هلیوم با استفاده از طیف‌سنجی نور خورشید موفق به ارائه نظریه کامل‌تری در مورد منبع انرژی خورشید شد، اما در واقع تا سال 1904 هیچ مدرک و دلیل قطعی در رابطه با منبع انرژی ارائه نشد و همه دانشمندان تنها در حد فرضیه می‌توانستند به استدلال خود اتکا کنند. سرانجام آلبرت انیشتین بود که با ارائه معادله مشهور جرم- انرژی E = mc² توانست پاسخ مناسبی به این سوال بشر دهد.   ماموریت‌های فضایی برای کاوش خورشید اولین فضاپیماهایی که برای مطالعه خورشید مورد بهره‌برداری قرار گرفتند، فضاپیماهای آژانس فضایی ایالات متحده، ناسا، بودند که با نام‌های [پایونیر] 5، 6، 7، 8 و 9 طی سال‌های 1959 تا 1968 به فضا پرتاب شدند. این فضاپیماها در مداری نزدیک به مدار زمین به دور خورشید گردش کردند و موفق شدند اطلاعات مناسبی در زمینه بادهای خورشیدی و میدان‌های مغناطیسی خورشید به زمین ارسال کنند. فضاپیمای پایونیر 9 توانست برای مدت زمان نسبتاً طولانی به فعالیت خود ادامه دهد و تا سال 1987 اطلاعات ارزشمندی به زمین مخابره کرد. در دهه 1970، [هلیوس1] و ایستگاه فضایی [اسکای‌لب] با کمک تلسکوپ آپولو که داخل این ایستگاه تعبیه شده بود، موفق شدند اطلاعات بسیار ارزشمندی درباره بادهای خورشیدی و مشخصات تاج خورشیدی در اختیار دانشمندان قرار دهند. هلیوس1 ساخت مشترک ایالات متحده آمریکا و آلمان بود که در مداری نزدیک‌تر از مدار سیاره تیر به دور خورشید گردش کرد و اطلاعاتی در مورد بادهای خورشیدی به زمین ارسال نمود. تاج خورشیدی در این تصویر که توسط فضاپیمای سوهو گرفته شده‌ است، به وضوح مشاهده می‌شود (عکس از ناسا)   در سال 1980 [ماموریت فضایی سولار ماکسیمم] توسط ناسا انجام شد که هدف از آن، مطالعه امواج گاما، اشعه ایکس و اشعه فرابنفش ساطع شده از خورشید در طی یک دوره از فعالیت شدید خورشیدی بود.اما چند ماه پس از پرتاب این فضاپیما، نقص الکتریکی در یکی از بخش‌ها باعث توقف فعالیت آن شد و تا 3 سال بعد، یعنی تا زمانی‌که خدمه شاتل چلنجر موفق به تعمیر این فضاپیما شدند، همچنان بدون آنکه اطلاعات یا عکسی به زمین ارسال کند به گردش خود در مدارش به دور خورشید ادامه داد. سولار ماکسیمم  پس از تعمیر و قبل از بازگشت به زمین در سال 1989 توانست نقش مهمی در ارسال طلاعات و عکس‌های موردنیاز دانشمندان به زمین ایفا کند.  فضاپیمای ژاپنی [یوهکو] (به معنای پرتوی خورشید) در سال 1991 به فضا پرتاب شد و به بررسی شعله‌های خورشیدی با استفاده از اشعه ایکس پرداخت و به دانشمندان کمک کرد تا بتوانند فرق‌هایی بین شعله‌های خورشیدی قائل شوند و به تقسیم‌بندی آنها بپردازند. خورشیدگرفتگی حلقوی سال 2001 منجر به اختلال در ردیابی خورشید توسط  این فضاپیما شد و در پی آن،  کلیه فعالیت‌های یوهکو متوقف شد. این فضاپیما در سال 2005 با ورود به جوّ زمین سوخت و نابود شد.   یکی از مهم‌ترین ماموریت‌های فضایی انجام شده تا به امروز در رابطه با خورشید، [فضاپیمای سوهو] بوده است که در دوم دسامبر سال 1995 به فضا پرتاب شد که مدت ماموریت آن 2 سال در نظر گرفته شده بود. در حال حاضر، سوهو بیش از 10 سال است که همچنان در حال ارسال اطلاعات و عکس‌های بسیار مفید به زمین است.    [رصدگر سولار داینامیک] نیز در دسامبر 2008 برای مطالعه خورشید به فضا پرتاب خواهد شد که مدار آن بین زمین و خوشید در نقطه‌ای که برآیند نیروهای مغناطیسی زمین و خورشید مساوی است، خواهد بود.

---

مراجع

[1] - Bryson B., “A Short History of Nearly Everything”, Broadway Books, 2004. [2] - Than K., “Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single”, www.space.com, Jan 30, 2006. [3] - Gibson E.G., “The Quiet Sun”, NASA, 1973. [4] - www.aerospaceusr.ir [5] - www.nasa.gov [6] - www.space.com [7] - www.wikipedia.org/sun

منبع:  www.isa.ir/enc