خورشید | قلب سوزان منظومه شمسی و رازهای نهفته در آن

منظمه شمسی

خورشید

خورشید، گوی غول پیکر درخشانی در میان منظومه شمسی و تامین کننده ،نور گرما و انرژی های دیگر زمین است این ستاره به طور کامل از گاز تشکیل شده است. بخش بیشتر این گاز از نوعی می باشد که به نیروی مغناطیسی حساس است. این نوع از گاز به خاطر همین حساسیت بسیار خاص می باشد. دانش مندان به آن پلاسما می گویند. هشت سیاره و قمرهایشان، ده ها هزار سیارک و چندین تریلیون شهاب سنگ به دور خورشید در گردش هستند خورشید و همه این اجرام در منظومه شمسی می باشند. زمین با میان گین فاصله تقریبی 149،600،000 کیلومتر از خورشید در حرکت است.

شعاع خورشید فاصله بین مرکز تا سطح آن حدود ۶۹۵،۵۰۰ کیلومتر، تقریبا ۱۰۹ برابر شعاع زمین است. مثال زیر به شما کمک می کند تا مقیاس خورشید زمین و فاصله بین آن ها را تصور کنید اگر شعاع زمین را به اندازه عرض یک گیره کاغذ معمولی تصور کنیم شعاع خورشید تقریبا برابر با پایه یک میز تحریر و فاصله آن ها حدودا به اندازه ۱۰۰ قدم خواهد بود.

قسمتی از خورشید که ما می بینیم دمایی حدود ۵۵۰۰ درجه سانتیگراد دارد. ستاره شناسان دمای ستارگان را با واحدی به نام کلوین اندازه گیری می کنند و به طور خلاصه آن را K می نویسند. اختلاف دمای یک کلوین دقیقا برابر با ۱ درجه سلسیوس یا 1/8 درجه فارنهایت است اما تفاوت واحد کلوین با واحد سلسیوس در نقطه شروع آن ها است. مقیاس واحد کلوین از صفر مطلق که برابر است با 273/15 – درجه سانتی گراد آغاز می شود. بنابر این دمای سطح خورشید ۵۸۰۰ درجه کلوین و دمای هسته خورشید بیش از ۱۵ میلیون درجه کلوین می باشد.

انرژی خورشید به واسطه واکنش های ترکیبی اتمی در اعماق هسته آن تامین می شود. در یک واکنش ترکیبی دو هسته اتم با یکدیگر همراه شده و هسته ای جدید را به وجود می آورند.

 این ترکیب با تبدیل اجزای هسته به انرژی تولید انرژی می کند خورشید مانند زمین مغناطیسی است. دانش مندان با در نظر گرفتن میدان مغناطیسی یک جرم خاصیت مغناطیسی آن جرم را تشریح می کنند. میدان مغناطیسی محدوده ای است که شامل همه فضای اشغال شده توسط یک جرم و بیشتر فضای پیرامون آن می شود.

دانش مندان محدوده ای که در آن نیروهای مغناطیسی شناسایی می شوند (مثلا به وسیله قطب نما) را میدان مغناطیسی می نامند. فیزیکدانان خاصیت مغناطیسی یک جرم را بر اساس قدرت میدان مغناطیسی آن توصیف می کنند. این قدرت برابر است با نیرویی که یک میدان مغناطیسی بر یک جسم مغناطیسی مانند سوزن قطب نما اعمال می کند.

قدرت میدان مغناطیسی عمومی خورشید تنها دو برابر قدرت میدان مغناطیسی زمین می باشد ولی میدان مغناطیسی خورشید در مناطق کوچکی به شدت متمرکز است با قدرتی معادل ۳۰۰۰ بار بیشتر از اندازه میدان مغناطیسی عمومی آن این مناطق شکل دهنده ساختمان خورشید و به وجود آورنده ترکیبات سطح و اتمسفر آن یعنی منطقه ای که ما می بینیم می باشند مناطق نسبتا سرد و لکه های خورشیدی، فوران های بسیار دیدنی که به آن ها طوفان شراره ای می گویند و  شعله های تاج خورشید شکل کلی سطح خورشید را ایجاد می کنند.

طوفان های شراره ای شدیدترین انفجار و فوران در منظومه شمسی می باشند سپس شعله های تاج خورشید که دارای شدتی کم تر از زبانه ها و محتوی مقدار بسیار زیادی ماده می باشند تنها یک فوران در تاج خورشید می تواند حدود ۲۰ میلیارد تن ماده را در فضا پخش کند یک مکعب از جنس سرب که هر ضلع آن برابر با 1/2 کیلومتر است می تواند چنین جرمی داشته باشد.

خورشید 4/6 میلیارد سال پیش متولد شد و سوخت لازم برای اینکه تا ۵ میلیارد سال دیگر به همین صورت باقی بماند را دارد. پس از آن اندازه خورشید آن قدر بزرگ می شود تا اینکه به نوعی از ستاره به نام غول سرخ تبدیل می شود. در آن هنگام لایه های بیرونی خود را با فرا افکنی از دست می دهد. با فرو ریختن آن چه از خورشید باقی می ماند به جرمی با نام کوتوله سفید تبدیل می شود و آرام آرام روشنایی خود را از دست می دهد و سرانجام وارد دوره جدید زندگی خود به شکل یک جرم کم نور و سرد که گاهی به آن کوتوله سیاه  می گویند، می شود.

مشخصات خورشید

 جرم و چگالی

جرم خورشید 99/8 درصد از جرم کل منظومه شمسی است. این جرم معادل ۱۰۲۷ ×۲ تن می باشد که با یک ۲ و بیست و هفت صفر مقابل آن نوشته می شود جرم خورشید ۳۳۳،۰۰۰ برابر جرم زمین است. میان گین چگالی آن حدود 1/4 گرم در هر سانتی متر مکعب می باشد. این مقدار تقریبا معادل 1/4 برابر چگالی آب و کم تر از یک سوم میانگین چگالی زمین است.

ترکیب بندی

بیشتر اتم های خورشید مانند اغلب ستارگان اتم های عنصر شیمیایی هیدروژن می باشند. بعد از هیدروژن، عنصر هلیوم در خورشید بسیار یافت می شود و بقیه جرم خورشید از اتم های هفت عنصر دیگر تشکیل شده است. به ازای هر ۱ ميليون اتم هیدروژن در کل خورشید، ۱۹۸،۰۰۰ اتم هلیوم، ۸۵۰  اتم اکسیژن، ۳۶۰ اتم کربن، ۱۲۰ اتم نئون، ۱۱۰ اتم نیتروژن ۴۰ اتم منیزیم، ۳۵ اتم آهن و ۳۵ اتم سیلیکون وجود دارد. بنابر این حدود ۹۴ درصد از اتم ها، هیدروژن و حدود ۱۰ درصد اتم هایی غیر از هیدروژن و هلیوم هستند.

اما هیدروژن سبک ترین عنصر است و ۷۲ درصد از جرم این ستاره را تشکیل می دهد. هلیوم ۲۶ درصد از جرم خورشید را به خود اختصاص داده است. درون خورشید و بیشتر اتمسفر آن از پلاسما تشکیل شده است. تفاوت اساسی بین گاز و پلاسما متاثر از حرارت بسیار شدید است این حرارت باعث جدا شدن اتم های گاز می شود. آنچه باقی می ماند، یعنی پلاسما، از اتم های باردار به نام یون و ذرات باردار به نام الکترون که به طور مستقل حرکت می کنند تشکیل شده است.

یک اتم خنثی شامل یک یا چند الکترون است که مانند یک پوسته در اطراف هسته اتم قرار دارند. هر الکترون حامل یک بار منفی الکتریکی است هسته در قلب یک اتم جای گرفته است که تقریبا همه جرم اتم را دارد. ساده ترین شکل هسته که همان هسته هیدروژن است از یک ذره به نام پروتون تشکیل شده است. یک پروتون حامل یک بار مثبت الکتریکی است. بقیه شکل های هسته شامل یک یا چند پروتون و یک یا چند نوترون می باشند. نوترون بار الکتریکی ندارد بنابر این بار الکتریکی همه هسته ها مثبت است. یک اتم خنثی به تعداد پروتون هایش الکترون دارد بنابر این مجموع بارهای آن برابر با صفر است.

یک اتم یا مولکول که یک یا چند الکترون خود را از دست بدهد بار مثبت پیدا می کند و به آن یون یا یون مثبت می گویند بیشتر اتم های خورشید یون های مثبت هیدروژن هستند بنابراین بیشتر خورشید شامل پروتون و الکترون های مستقل است.

مقدار نسبی پلاسما و دیگر گازها در یک منطقه مشخص از اتمسفر خورشید به دمای آن منطقه بستگی دارد. با افزایش دما اتم های بیشتر و بیشتری یونیده می شوند و اتم های یونیده شده الکترون های بیشتر و بیشتری از دست می دهند. تاج خورشید نام منطقه ای از اتمسفر خورشید است که بیش از هر جای دیگر در اتمسفر خورشید، یونیده شده است. دمای تاج خورشید معمولا بین ۳ میلیون درجه کلوین تا ۵ میلیون درجه کلوین یعنی دمایی فراتر از دمای لازم برای جدا کردن بیش از نیمی از ۲۶ الکترون اتم آهن می باشد.

اینکه چه اندازه از اتم های یک گاز اتم های یونیده هستند بستگی به دما دارد. اگر دما نسبتا زیاد باشد، اتم ها یونیده می شوند اما چنان چه دمای گاز نسبتا کم باشد امکان ترکیب شیمیایی اتم ها و تشکیل مولکول به وجود می آید بیشتر اتم های سطح خورشید یونیده شده اند. ولی در مناطق لکه های خورشیدی به دلیل پایین بودن دما اتم ها تشکیل مولکول می دهند.

انرژی بازده

بیشتر انرژی که خورشید ساطع می کند نور مرئی و اشعه های فروسرخ که ما آن را به صورت گرما دریافت می کنیم می باشد نور مرئی و پرتوهای فروسرخ دو شکل از پرتوهای الکترو مغناطیسی هستند. خورشید هم چنین پرتوهایی از ذرات که بیشتر پروتون و الکترون می باشند را ساطع می نماید.

پرتوهای الکترو مغناطیسی

 پرتوهای الکترو مغناطیسی شامل نیروی الکتریکی و نیروی مغناطیسی می باشند. این پرتوها را می توان مانند یک موج انرژی و یا بسته های ذره مانندی از انرژی به نام فوتون دانست.

 نور مرئی، اشعه فروسرخ و دیگر اشکال پرتوهای الکترو مغناطیسی از حیث مقدار انرژی با هم متفاوتند. شش گروه از انرژی ها طیف انرژیهای الکترو مغناطیس را تشکیل می دهند از کم انرژی ترین تا پر انرژی ترین به ترتیب عبارتند از امواج رادیویی اشعه فروسرخ نور مرئی اشعه فرابنفش اشعه ایکس و اشعه گاما مایکروویوها، که موج های بسیار قوی رادیویی هستند، گاهی در یک رده دیگر به طور مجزا قرار می گیرند. پرتوهای خورشید شامل همه پرتوهای طیف الکترو مغناطیس می باشند.

مقدار انرژی در امواج الکترو مغناطیس ارتباط مستقیم با طول موج یعنی فاصله بین قله های پیاپی آن ها دارد. هر چه انرژی پر تو بیشتر باشد، طول موج کوتاه تر است. برای مثال پرتوهای گاما طول موجی کوتاه تر از امواج رادیویی دارند. انرژی یک ذره فوتون بستگی به مکان آن در طیف دارد برای مثال یک فوتون اشعه گاما انرژی بیشتری از یک فوتون رادیویی دارد.

همه اشکال امواج الکترومغناطیس با سرعت برابر معادل سرعت نور (۷۹۲، ۲۹۹ کیلومتر در ثانیه) در فضا سفر می کنند. با این سرعت، یک فوتون آزاد شده از خورشید تنها حدود ۸ دقیقه طول می کشد تا به زمین برسد.

 امواج الکترو مغناطیسی که از خورشید به بالای اتمسفر زمین میرسند ثابت خورشیدی نام دارند. این مقدار برابر است با حدود ۱۳۷۰ وات در هر متر مربع ولی تنها حدود ۴۰ درصد از این امواج به سطح زمین می رسند. اتمسفر زمین مقداری از نور مرئی و اشعه فروسرخ تقریبا همه پرتوهای فرابنفش و تمامی پرتوهای ایکس و گاما را فیلتر می کند. تقریبا همه امواج رادیویی به سطح زمین می رسند.

پرتوهای ذرات

پروتون ها و الکترون ها دائما مانند بادهای خورشیدی از سطح خورشید جدا می شوند. این ذرات به زمین بسیار نزدیک می شوند ولی میدان مغناطیسی زمین مانع از ورود آن ها به سطح زمین می شود.

به هر حال به دلیل انفجارها و گدازه های تاج و طوفان های شراره ای ذرات زیادی با شدت به اتمسفر زمین می رسند. این ذرات را به نام پرتوهای کیهانی خورشیدی می شناسند. بیشتر این ذرات پروتون ها هستند ولی الکترون ها نیز در آن ها وجود دارند آن ها به شدت پر انرژی هستند. بنابراین می توانند برای فضانوردها و سفینه های کاوشگر خطر آفرین باشند.

پرتوهای کیهانی نمیتوانند به سطح زمین برسند. هنگامی که آن ها با اتمسفر زمین برخورد می کنند، تبدیل به بارانی از ذرات کم انرژی تر می شوند. ولی از آن جایی که رویدادهای خورشیدی بسیار پر انرژی هستند، آن ها می توانند طوفان های ژئومگنتیک را بویژه در میدان مغناطیسی زمین به وجود آورند این طوفان ها می توانند باعث مختل شدن تجهیزات الکتریکی در سطح زمین شوند. برای مثال آن ها می توانند با افزایش فشار بار کابل ها منجر به قطع برق شوند.

رنگ

در طیف پرتوهای الکترو مغناطیس، نور مرئی متشکل از رنگ های موجود در رنگین کمان می باشد. نور خورشید شامل همه این رنگ ها است. بیشتر پرتوهایی که از خورشید به ما می رسند رنگ های زرد تا سبز از طیف نور مرئی می باشند. در هر صورت نور خورشید سفید است. به دلیل این که اتمسفر زمین مانند یک فیلتر در مقابل خورشید عمل می کند خورشید ممکن است زرد یا نارنجی به نظر رسد.

شما می توانید نور خورشید را به کمک یک منشور نگاه کرده و آن را تفکیک کنید نور قرمز که توسط کم انرژی ترین فوتون ها با بلند ترین طول موج به وجود می آید در یکی از دو انتهای طیف قرار

می گیرد. نور قرمز در نور نارنجی و سپس زرد محو می شود. پس از زرد نور سبز و بعد از آن آبی را خواهید دید آخرین رنگ نیز بنفش میباشد که با پر انرژی ترین فوتون ها و کوتاه ترین طول موج به وجود می آید این فهرست رنگ به این معنا نیست که نور خورشید تنها از شش یا هفت رنگ تشکیل شده بلکه هر یک از رنگ های مابین رنگ های مذکور خود یک رنگ به حساب می آیند تعداد رنگ های موجود در طبیعت از تعداد رنگ هایی که انسان تا به حال نام گذاری کرده بسیار بیشتر است.

چرخش خورشید

خورشید تقریبا در هر ماه یک دور کامل به دور خود می چرخد. ولی از آن جایی که خورشید یک جرم گازی است نه یک جرم جامد قسمت های مختلف آن با سرعت متفاوت حرکت می کند. گازهای نزدیک به خط استوای خورشید در هر ۲۵ روز یک دور کامل حرکت می کنند در حالی که گردش کامل گازهای موجود در عرض های جغرافیایی بالاتر ۲۸ روز به طول می انجامد. محور گردش خورشید با چند درجه شیب نسبت به محور گردش زمین قرار گرفته است بنابر این قطب جغرافیایی شمال یا قطب جغرافیایی جنوب آن معمولا از زمین قابل رویت است.

ارتعاش

 ارتعاشات خورشید مانند زنگی است که دائم در حال نواخته شدن است. خورشید در آن واحد بیشتر از ۱۰ میلیون درجه صوت مختلف ایجاد می کند. ارتعاشات گازهای خورشیدی از نظر مکانیکی شبیه به ارتعاشات هوا که آن ها را با نام امواج صوتی می شناسیم می باشند از این روستاره شناسان امواج خورشیدی را به رغم اینکه نمی شنویم مانند امواج صوتی می دانند سریع ترین ارتعاش خورشیدی حدود ۲ دقیقه به طول می انجامد. مدت زمان یک ارتعاش مقدار زمان لازم برای کامل شدن یک حلقه یا سیکل از ارتعاش است. آرام ترین ارتعاشی که گوش انسان قادر به تشخیص آن میباشد مدت زمانی معادل 20/1 ثانیه دارد.

بیشتر امواج صوتی خورشید از بسته های حرارتی موجود در توده های متراکم گاز در اعماق خورشید سرچشمه می گیرند. این بسته ها انرژی را تا سطح خورشید بالا می آورند بالا آمدن این بسته ها مانند بالا آمدن بخار از آب در حال جوشیدن است واژه بسته های حرارتی به همین دلیل به آن ها اطلاق میگردد. هنگامی که بسته ها بالا می آیند سرد می شوند آن گاه به درون خورشید، جاییکه بالا آمدن از آن جا آغاز می شود باز می گردند در هنگام سقوط و پایین رفتن بسته های حرارتی ارتعاش شدیدی به وجود می آید این ارتعاش باعث می شود که امواج صوتی از درون بسته ها خارج شوند.

از آن جایی که اتمسفر خورشید غلظت کمی دارد امواج صوتی نمی توانند در آن به حرکت و جریان در آیند. در نتیجه وقتی که یک موج به سطح می رسد مجددا به درون خورشید بر میگردد. بنابر این قسمت کوچکی از سطح خورشید حرکت تند و سریعی به بالا و پایین پیدا می کند وقتی یک موج به درون خورشید سفر می کند به سمت بالا و سطح آن خم می شود. مقدار انحنای موج بستگی به چگالی گازی که موج درون آن حرکت می کند و مواردی دیگر دارد.

در نهایت موج به سطح می رسد و دوباره به درون بر می گردد. این رفت و آمدها تا آنجا که موج انرژی خود را در گازهای پیرامون از دست بدهد، ادامه خواهد داشت. امواجی که به عمیق ترین فاصله از سطح خورشید فرو می روند طولانی ترین مدت را دارند. برخی از این امواج تا هسته خورشید فرو می روند و مدتی معادل چندین ساعت دارند.

میدان مغناطیسی

گاهی اوقات میدان مغناطیسی خورشید به شکلی ساده و گاهی به شدت پیچیده است. زمانی میدان مغناطیسی شکلی ساده دارد که محور عمودی خورشید مانند یک آهن ربای غول پیکر عمل کند شما با انجام آزمایش براده آهن بر روی کاغذ و یک آهن ربا می توانید شکل میدان مغناطیسی آهن ربا را مشاهده کنید. بیشتر براده ها در حلقه های D شکلی که دو سر آهن ربا را به هم وصل می کنند تجمع می نمایند فیزیک دانان میدان مغناطیسی را به صورت خطوطی فرضی که حلقه های براده آهن بر روی آن ها قرار می گیرند فرض می نمایند به این خطوط، خطوط میدان مغناطیسی یا خطوط نیرو می گویند.

دانشمندان به این خطوط مسیری اختصاص داده اند به یک سر آهن ربا قطب شمال مغناطیسی و به سر دیگر قطب جنوب مغناطیسی گفته می شود. خطوط مغناطیسی از قطب شمال آهن ربا بیرون می آیند و با ایجاد یک خمیدگی از ناحیه قطب جنوب مغناطیسی وارد آهن ربا می شوند.

دلیل ایجاد میدان مغناطیسی خورشید انتقال حرارتی در خورشید است. هر ذره باردار الکتریکی می تواند با حرکت و جابه جایی یک میدان مغناطیسی به وجود آورد سلول های حرارتی که از یون های مثبت و الکترون ها تشکیل شده اند به شکلی منتشر می گردند که باعث ایجاد میدان مغناطیسی خورشید می شوند.

 وقتی میدان مغناطیسی خورشید پیچیده می شود خطوط مغناطیسی دچار پیچ و تاب می شوند. میدان مغناطیسی به دو دلیل دچار اعوجاج و پیچیدگی می شود اول اینکه خورشید در منطقه استوایی بسیار سریع تر از قسمت های دیگر حرکت می کند و دوم اینکه لایه های درونی خورشید بسیار سریع تر از لایه های سطح آن در گردشند. تفاوت سرعت گردش در قسمت های مختلف باعث کشیده شدن خطوط مغناطیسی در جهت شرق می شود. در نهایت، این خطوط دچار اعوجاج گشته و پیچ و تاب هایی را ایجاد می نمایند.

در برخی مناطق میدان مغناطیسی هزاران بار قوی تر از میدان مغناطیسی عمومی خورشید است. در این مناطق دسته هایی از خطوط مغناطیسی به بیرون از سطح آمده و حلقه هایی را در اتمسفر خورشید به وجود می آورند یکی از دو سر این حلقه ها قطب شمال مغناطیسی است. در این نقطه جهت خطوط مغناطیسی به سمت بالا می باشد سر دیگر این حلقه ها قطب جنوب مغناطیسی است و جهت خطوط مغناطیسی به سمت پایین و داخل خورشید است.

در هر دو سر هر حلقه یک لکه خورشیدی پدیدار می.گردد خطوط مغناطيسي، يون ها و الكترون ها را به سمت بیرون ۵۳ لکه های خورشیدی راهنمایی   می کنند و به این صورت حلقه هایی غول پیکر از گاز تشکیل می شوند.

تعداد لکه ها بر روی خورشید به اعوجاج میدان مغناطیسی آن بستگی دارد. تغییر تعداد آن ها، از حداقل به حداکثر و دوباره به حداقل چرخه لکه های خورشیدی نامیده می شود. میان گین مدت یک چرخه حدود ۱۱ سال است. در پایان هر چرخه از لکه های خورشیدی میدان مغناطیسی به سرعت دچار جا به جایی قطبی می شود و بسیاری از اعوجاج های خود را از دست می دهد.

فرض کنید که قطب شمال مغناطیسی خورشید در آغاز یک چرخه در ناحیه قطب شمال جغرافیایی خورشید قرار دارد در زمان شروع چرخه بعدی، قطب شمال مغناطیسی خورشید در محل قطب جنوب جغرافیایی آن قرار می گیرد. یک تغییر قطبی از یک جهت به جهتی دیگر و بازگشت مجدد آن برابر با دو چرخه پیاپی و در نتیجه معادل ۲۲ سال می باشد.

ترکیب هسته ای

ترکیب هسته ای در مرکز خورشید به دلیل دما و تراکم فوق العاده زیاد میتواند صورت پذیرد. از آن جایی که بار ذرات مثبت است، تمایل به دفع یکدیگر دارند اما دما و تراکم هـ هسته خورشید به قدری زیاد است که می تواند آن ها را در کنار یکدیگر نگاه دارد.

رایج ترین ترکیب هسته ای در مرکز خورشید زنجیره پروتون پروتون نام دارد این فرایند زمانی انجام می شود که ساده ترین شکل از هسته های هیدروژن (دارای یک پروتون) در یک آن کنار هم قرار گیرند. نخست، هسته ای متشکل از دو ذره به وجود می آید سپس هسته ای با سه ذره و در نهایت هسته ای با چهار ذره شکل می گیرد. در این فرایند هم چنین یک ذره الکتریکی خنثی به نام نوترینو پدیدار می شود.

هسته نهایی شامل دو پروتون و دو نوترون است که در واقع هسته هلیوم می باشد جرم این هسته به مقدار بسیار اندکی کم تر از جرم چهار پروتونی است که هسته از آن تشکیل شده جرم از دست رفته به انرژی تبدیل شده است. این مقدار از انرژی به کمک فرمول مشهور فیزیک دان آلمانی آلبرت اینشتین E=mc قابل محاسبه است. در این معادله E به معنای انرژی m به معنای جرم و C به معنای سرعت نور می باشد.

مقایسه با دیگر ستارگان

کم تر از ۵ درصد ستارگان در کهکشان راه شیری نورانی تر یا سنگین تر از خورشید می باشند. ولی برخی از ستارگان بیش از 100،000 برابر نورانی تر از خورشید و برخی از آن ها جر می بیش از ۱۰۰ برابر جرم خورشید را دارند. از سویی دیگر برخی ستارگان نیز کمتر از 0/0001 خورشید نور دارند و یک ستاره می تواند کمتر از 0/07 جرم خورشید را داشته باشد ستاره های داغ تری وجود دارند که بسیار آبی تر از خورشید هستند و ستارگان سرد تری نیز وجود دارند که سرخ تر از خورشید می باشند.

 خورشید نسبتا جوان و متعلق به نسلی از ستارگان به نام جمعیت اول ستارگان می باشد. یک نسل  قدیمی تر از ستارگان را با نام جمعیت دوم ستارگان می شناسیم. احتمال وجود نسلی قدیمی تر به نام جمعیت سوم ستارگان نیز وجود دارد که البته تا کنون هیچ عضوی از این گروه شناسایی نشده است.

 مناطق خورشید

 خورشید و اتمسفر آن از چندین منطقه یا لایه تشکیل شده اند. از داخل به خارج بخش داخلی خورشید متشکل از هسته منطقه تابشی و منطقه حرارتی می باشد. اتمسفر خورشید نیز از لایه های نورسپهر، فام سپهر منطقه، انتقالی و تاج خورشید تشکیل شده است فراتر از تاج خورشید، بادهای خورشیدی که معمولا جریانات برخاسته از گازهای تاج خورشید می باشند، وجود دارد.

از آن جایی که ستاره شناسان قادر به دیدن درون خورشید نیستند کلیه دریافت ها به صورت غیر مستقیم حاصل گردند. برخی از اطلاعات بر اساس قسمت های قابل مشاهده از خورشید به دست آمده اند. برخی از این اطلاعات نیز بر پایه محاسبات انجام شده با داده هایی از مناطق قابل رویت پیرامون خورشید ثبت گردیده است.

هسته

منطقه هسته از مرکز خورشید تا حدود یک چهارم به سمت سطح خورشید گسترده شده است. هسته حدود ۲ درصد از حجم خورشید اما تقریبا نصف جرم آن را دارد حداکثر دمای این منطقه ۱۵ میلیون کلوین است. چگالی آن به ۱۵۰ گرم در هر سانتی متر مکعب، تقریبا ۱۵ برابر چگالی سرب، می رسد.

دما و چگالی زیاد هسته به س بب فشار بسیار زیادی معادل حدوداً ۲۰۰ میلیارد بار بیشتر از فشار جو زمین در سطح دریا می باشد. فشار زیاد هسته با در بر گرفتن همه گازهای خورشید مانع از فروپاشی آن می شود. در واقع هسته با داشتن این فشار زیاد، وزن خورشید را تحمل می کند.

 تقریبا همه ترکیبات اتمی در این منطقه صورت می گیرند. مانند سایر قسمت های خورشید، هسته آن نیز، بر اساس جرم، از ۷۲ درصد هیدروژن ، ۲۶ درصد هلیوم و ۲ درصد عناصر سنگین تر تشکیل شده است. ترکیبات اتمی به تدریج محتویات هسته را تغییر داده اند. در حال حاضر ۳۵ درصد از جرم هیدروژن در قسمت های مرکزی هسته و ۶۵ درصد آن در مرزهای بیرونی هسته متمرکز می باشند.

منطقه تابشی

پیرامون هسته، پوسته ضخیمی به نام منطقه تابشی وجود دارد. ضخامت این پوسته تا ۷۰ درصد از شعاع خورشید پیش رفته است. این منطقه ۳۲ درصد از حجم و ۴۸ درصد از جرم آن را شامل می شود.  این منطقه به دلیل اینکه انرژی غالبا در این جا به صورت نور و تشعشع سفر می نماید، منطقه تابشی نام گرفته است. فوتون های به وجود آمده در هسته از میان لایه های پایدار گاز عبور می کنند. اما آن ها به خاطر غلظت شدید ذرات گاز دچار پراکندگی شده و گاهی مدت ۱ میلیون سال طول می کشد که یک فوتون از این منطقه گذر کند.

در پایین منطقه تابشی چگالی معادل ۲۲ گرم در هر سانتی متر مکعب (حدوداً دو برابر چگالی سرب) و دما ۸ میلیون درجه کلوین می باشد در بالای منطقه تابشی چگالی معادل 2/۰ گرم در هر سانتی متر مکعب و دما ۲ میلیون درجه کلوین است. ترکیبات عناصر در منطقه تابشی از زمان تولد خورشید تا به امروز به همین شکل باقی مانده است در صد عناصر در بالای منطقه تابشی بسیار شبیه به سطح خورشید می باشد.

منطقه حرارتی

 بالاترین لایه درونی خورشید منطقه حرارتی از منطقه تابشی تا سطح خورشید کشیده شده است. این منطقه از سلول های حرارتی در حال جوش تشکیل شده است که ۶۶ درصد از حجم خورشید و تنها کمی بیش از ۲ درصد جرم آن را به خود اختصاص داده است. در بالای منطقه چگالی نزدیک به صفر و دما حدود ۵۸۰۰ درجه کلوین می باشد. از آن جا که فوتون های خارج شده از منطقه تابشی باعث داغ شدن سلول های حرارتی می گردند، این سلول ها به سمت سطح خورشید در جوش و التهاب هستند.

ستاره شناسان تاکنون دو نوع از سلول های حرارتی را مشاهده کردند. سلول های دانه ای و سلول های ابَر دانه ای. سلول های دانه ای حدود ۱۰۰۰ کیلومتر و سلول های ابر دانه ای در منطقه ای با ضخامت تقریبی ۳۰۰۰۰ کیلومتر می باشند.

نورسپهر

پایین ترین لایه اتمسفر خورشید نور سپهر نام دارد. این منطقه نوری را که ما می بینیم متساطع می نماید. ضخامت نورسپهر ۵۰۰ کیلومتر است. ولی بخش اعظم نوری که ما مشاهده می کنیم از پایین ترین   قسمت های این منطقه که ضخامت آن تنها حدود ۱۵۰ کیلومتر است ناشی می شود ستاره شناسان گاهی این قسمت را سطح خورشید می دانند. در پایین نور سپهر دما ۶۴۰۰ درجه کلوین و در بالای آن ۴۴۰۰ درجه کلوین می باشد.

نورسپهر از شمار زیادی دانه تشکیل شده که در بالای سلول های دانه ای قرار دارند. یک دانه معمولی حدود ۱۵ تا ۲۰ دقیقه عمر می کند. میان گین چگالی نورسپهر کم تر از یک میلیونیم گرم در هر سانتی متر مکعب می باشد به نظر می رسد که این مقدار چگالی بسیار ناچیز است اما در هر سانتی متر مکعب از این منطقه بین ده ها تریلیون تا صدها تريليون ذرات خاص وجود دارد.

فام سپهر

 منطقه بعدی فام سپهر است مهم ترین خصوصیت این منطقه افزایش دما بین ۱۰،۰۰۰ درجه کلوین تا ۰۰۰، ۲۰ درجه کلوین می باشد. ستاره شناسان نخست طیف فام سپهر را در هنگام کسوف های کامل شناسایی کردند. این طیف پس از آن که سایه ماه نور سپهر را می پوشاند قبل از پوشیده شدن فام سپهر در سایه ماه، قابل رویت است این حالت تنها چند ثانیه طول می کشد خطوطی که از این طیف منتشر می شوند مانند نور فلش به طور ناگهانی به چشم می خورند از این رو به این طیف طیف فلش می گویند.

 قام سپهر ظاهراً از تشکیلاتی شبیه میخ به نام خار ساخته شده است. یک خار معمولی حدود ۱۰۰۰ کیلومتر عرض و تا ۱۰،۰۰۰ کیلومتر ارتفاع دارد چگالی فام سپهر حدود ۱۰ میلیارد تا ۱۰۰ میلیارد ذره در هر سانتی متر مکعب است.

منطقه انتقالی

دمای فام سپهر تا حدود ۲۰،۰۰۰ درجه کلوین و دمای تاج خورشید به بیش از ۵۰۰،۰۰۰ درجه کلوین می رسد. بین دو منطقه مذکور منطقه ای با میانگین دما وجود دارد که به آن منطقه انتقالی میگ ویند. این منطقه بیشتر انرژی خود را از تاج خورشید می گیرد و بیشتر نور خود را به شکل فرابنفش متساطع  می نماید.

ضخامت منطقه انتقالی چند صد تا چندین هزار کیلومتر است. در برخی قسمت ها، خارهای نام سپهر که نسبتا سرد شده اند سر بر افراشته و به اتمسفر خورشید می رسند در برخی قسمت ها نیز ترکیبات داغ تاج خورشید تا نزدیکی نور سپهر فرو می رود.

تاج خورشید

تاج خورشید بخشی از اتمسفر آن است و دمایی متجاوز از ۵۰۰،۰۰۰ درجه کلوین دارد. تاج خورشید متشکل از گازهای یونیده شده به شکل رود و یا حلقه ای می باشد. ترکیبات و ساختمان تاج خورشید به صورت عمودی به سطح خورشید متصل است و میادین مغناطیسی که از اعماق خورشید ساطع می گردند منجر به شکل گیری این منطقه می شوند. دمای هر یک از جریانات تاج خورشید به خطوط میدان مغناطیسی شکل دهنده همان جریان بستگی دارد.

دمای نزدیک ترین بخش از تاج خورشید به سطح آن حدوداً بین ۱ تا ۶ میلیون درجه کلوین و چگالی آن معادل ۱۰۰ میلیون تا ۱ میلیارد ذره در هر سانتی متر مکعب است. دمای این منطقه هنگام وقوع یک فوران به ده ها میلیون کلوین می رسد.

بادهای خورشیدی

تاج بسیار داغ خورشید در فضا منتشر و دائم در آن گسترده می شود. به جریان گازهای تاج خورشید در فضا، بادهای خورشیدی می گویند چگالی این بادها در نزدیکی خورشید تقریبا بین ۱۰ تا ۱۰۰ ذره در هر سانتی متر مکعب است. باد خورشیدی با سرعتی معادل صدها کیلومتر در ثانیه از خورشید به هر سو   می وزد. در فواصل زیادی از خورشید یعنی فراتر از مدار پلوتون از سرعت این باد که مافوق صوت است کاسته می شود و با گازهای میان ستاره ای ترکیب می گردد.

بادهای خورشیدی به شکل یک حباب بزرگ شبیه به قطره اشک به نام هلیوسفر (کره خورشیدی)، در فضای میان سیاره ای گسترده شده است. خورشید و همه سیاره های آن درون هلیوسفر قرار گرفته اند. فراتر از مدار پلوتون دورترین سیاره از خورشید هلیو سفر به گازها و غبارهای میان ستاره ای می پیوندد گرچه اتم های موجود در فضای بین ستاره ای می توانند در این حباب نفوذ نمایند اما در واقع می توان گفت که همه مواد تشکیل دهنده هلیو سفر از خود خورشید ناشی می شوند.

فعالیت های خورشیدی

میدان های مغناطیسی خورشید از منطقه حرارتی بالا رفته و از میان مناطق نور، سپهر ام سپهر و تاج خورشیدی سربر می آورند. این جریانات مغناطیسی منجر به شکل گیری فعالیت های خورشیدی   می گردند. این فعالیت ها شامل پدیده هایی به نام لکه های خورشیدی شعله های بلند زبانه ها و فوران های تاج خورشید هستند.

 طوفان های شراره ای

طوفان های شراره ای در اثر انفجارهای مهیب در سطح خورشیدایجاد می شوند. در مدت زمانی معادل چند دقیقه یک طوفان می تواند دمای مواد موجود را تا میلیون ها درجه افزایش دهد و انرژیی آزاد نماید که معادل انرژی آزاد شده توسط یک هزار میلیارد تن تی ان تی است. این شراره ها در نزدیکی لکه های خورشیدی معمولا در راستای خطوطی بین دو سر میدان مغناطیسی رخ می دهند.  شراره ها انرژی را به اشکال گوناگونی مانند پرتوهای الکترو مغناطیس (پرتوهای گاما و ایکس) و ذرات باردار (پروتون و الکترون) آزاد می کنند.

دانش مندان برای نخستین بار به این نتیجه رسیدند که طوفان ها و فوران های خورشیدی لرزه هایی را در اعماق خورشید به وجود می آورند که بسیار شبیه به زمین لرزه در سیاره ما می باشند. محققان زبان های را مشاهده نمودند که منجر به وقوع لرزه ای بسیار شدید در اعماق خورشید گردید این لرزه ۴۰ هزار بار بیشتر از زمین لرزه شدید رودبار در سال ۱۳۶۹ انرژی آزاد نمود. مقدار این انرژی آزاد شده به حدی بود که می توانست برق مصرفی ایالات متحده را تا مدت ۲۰ سال تامین نماید.

مناطقی که لکه های خورشیدی و فوران ها در آن ها شکل می گیرند مناطق فعال نامیده می شوند. مقدار فعالیت های خورشیدی از ابتدای یک چرخه لکه خورشیدی، به تدریج افزایش می یابد و با گذشت پنج سال به حداکثر می رسد. تعداد لکه ها در هر زمان متفاوت است. در قسمتی از صفحه خورشید که ما  می بینیم تعداد آن ها از صفر تا ۲۵۰ لکه تغییر می کند.

لکه های خورشیدی

 لکه های خورشیدی مناطقی تیره و تقریبا دایره ای شکل در سطح خورشید هستند. آن ها زمانی شکل  می گیرند که دسته ای از خطوط مغناطیسی درون خورشید به سطح آن می رسند.  دمای لکه ها از دمای مناطق اطرافشان کمتر و میدان مغناطیسی در آن ها بسیار قوی است. دمای لکه های خورشیدی بین ۴۰۰۰ تا ۴۵۰۰ درجه کلوین و دمای سطح خورشید ۵۷۰۰ درجه کلوین است. به همین دلیل آن ها تیره تر از سطح ستاره به نظر می رسند.

داده های رصدی از دهه ۸۰ قرن بیستم نشان میدهند که تعداد لکه های خورشیدی با شدت تابش خورشید مرتبط است. جالب این که هر چه تعداد لکه ها بیشتر باشد شدت تابش نور خورشید بیشتر است چون که مناطق اطراف لکه ها درخشان تر هستند.