خورشيد و تحول آن :
پيش از آنكه ويژگي هاي ستاره خورشيد را بررسي كنيم ، ابتدا بايد فرآيند تشكيل شدن ستاره ها را
بشناسيم در كهكشان ما و ديگر كهكشان ها ، در فضاي ميان ستاره اي ، ابر هاي گازي بزرگي ديده مي
شوند كه به آنان سحابي گفته مي شود ممكن است ابعاد سحابي ها به حدود چند سال نوري برسد آن ها
عمدتا از گاز هيدروژن و هليوم تشكيل شده اند سحابي ها تحت تاثير عوامل گوناگون دچار نا پا يداري
مي شوند اين ناپايداري ها موجب مي شود كه تراكم گاز ها در نقطه اي از سحابي بيشتر شود .
در نتيجه نيروي گرانش آن بخش بيشتر مي شود و گاز ها از مناطق ديگر به سوي اين ناحيه متراكم تر
سقوط مي كنند . به دليل فشار زياد گاز ها ، دماي بخش مركزي توده به تدريج افزايش مي يابد ،
هنگامي كه دماي ناحيه ي مركزي به حدود ده ميليون درجه ي سانتي گراد برسد .واكنش اتمي به نام
همجوشي هسته اي رخ مي دهد . با آغاز واكنش هاي همجوشي هسته اي ستاره به حالت پايداري مي
رسد . يعني تعادلي ميان فشار رو به درون گرانش با فشار رو به بيرون گاز ها ايجاد مي شود و ستاره
اي به دنيا مي آيد . اين فرآيند در باره ي خورشد نيز رخ داده است .
در بخش مر كز ي خورشيد با واكنش همجوشي هسته اي ، هيدروژن به هليوم تبديل و انرژي زيادي
آزاد مي شود . با اين منبع انرژي است كه از پنج ميليارد سال پيش تا كنون ، پيوسته خورشيد مي
درخشد ، بر اساس محاسبات انجام شده ، اختر شناسان بر اين باورند كه تا 5 ميليارد سال ديگر نيز
خورشيد به همين صورت خواهد درخشيد .
تقريبا همزمان با تشكيل شدن خورشيد ، سيارات نيز به دور خورشيد تشكيل شده اند تمام سيارات
منظومه ي شمسي اسير گرانش خورشيدند و به دور آن مي گردند 8/99 درصد از جرم منظومه شمسي
از آن خورشيد است !
خورشيد از لحاظ ساختار دروني از سه بخش عمده تشكيل شده است .
1/ هسته
2/ بخش تابشي
3/ بخش همرفتي
نكته : بيروني ترين لايه ي جو خورشيد را تاج مي نامند .
همان طور كه پيشتر گفتيم . اختر شناسان بر اين با ورند كه 5 ميليارد سال ديگر نيز خورشيد مانند
امروز پايدار خواهد درخشيد . اما سر انجام با كم شدن ذخيره ي هيدروژن در هسته ي آن و هسته ي
هر ستاره ديگري از حالت پايداري خارج مي شود . در نتيجه لايه هاي بيروني خورشيد منبسط مي
شوند و خورشيد بسيار بزرگ خواهد شد ؛ در اين مرحله، همراه با بزرگ شدن اندازه ي خورشيد ، دماي
سطحي آن نيز كاهش مي يابد . اصطلا حا ستاره به مرحله ي غول سرخي وارد مي شود .
مراحل پاياني زندگي است و ستارگان كم جرمي مانند خورشيد به كوتوله ي سفيد تبديل مي شوند در
اين مرحله قطر ستاره بسيار كوچك مي شود .
براي مثال ممكن است ابعاد يك كوتوله ي سفيد به اندازه ي زمين باشد اما جرمي به اندازه خورشيد
داشته باشد در نتيجه چگالي چنين ستاره اي بسيار زياد خواهد شد .
پس از چند ميليارد سال كوتوله ي سفيد نيز درخشندگي خود را از دست مي دهد و به كوتوله ي سياه
تبديل مي شود .
ستاره هاي پر جرمتر از خورشيد پس از مرحله ي غول سرخي سرنوشت شومي دارند پايان زندگي اين
ستاره ها با انفجاري ابر نواختري همراه است در انفجار ابر نواختري ستاره مقدار زيادي از جرمش را از
دست مي دهد . و براي مدت زمان كوتاهي در حد چند روز به درخشندگي خيره كننده اي مي رسد .
اختر شناسان عقيده دارند كه پس از انفجار ابر نواختري ستاره ي باقيمانده به ستاره ي نوتروني يا
سياهچاله تبديل مي شود .
پس مي توان نتيجه گرفت كه زندگي يك ستاره به شش قسمت تقسيم مي شود :
1/ تولد (تراكم موضعي ماده سحابي )
2/ نوباوگي ( مرحله انقباض )
3/ بلوغ ( رشته ي اصلي )
4/ سنين بالا ( غول سرخ )
5/ بازهم بالا تر ( متغير ها )
6/ مراحل آخرين ( كوتوله سفيد، س نوتروني يا سياهچاله ها )
انرژي حاصل از منابع هسته اي :
تخمين زده مي شود كه چندين بيليون سال است كه ستارگان مشغول گسيل انرژي نوراني و انرژي
گرمايي هستند اين همه انرژي از كجا آمده است ؟ و اكنون از كجا مي آيد ؟
توضيح هاي جديد مساله بر واكنش هاي هسته اي مبتني هستند ، اين كه در سطح زمين مي توان از
انهدام قسمتي از جرم هسته ي اتمي انرژي به دست آورد واقعيتي است كاملا محرز .
بسيار محتمل است كه انرژي ستارگان نيز به طريقه ي مشابهي انجام مي پذيرد اين قبيل فرآيند ها به
سهولت مي توانند داده هاي تجربي موجود را تبيين كنند
البته تبديل جرم به انرژي مطابق معادله ي معروف انيشتاين :
E = m c2
نكته مهم : 2 در كنار حرف انگليسي سي در معادله ي بالا نشانه ي توان مي باشد كه فقط حرف سي به توان دو رسيده است .
در اين رابطه m بر حسب گرم مقدار جرمي است كه از بين رفته است c بر حسب سانتيمتر بر ثانيه سرعت نور و E بر حسب ارگ انرژي حاصل آمده است .
خورشید و تحول آن