انقلاب فرانسه (1799-1789) دوره‌ای از دگرگونی‌های اجتماعی سیاسی در تاریخ سیاسی فرانسه و اروپا بود. این انقلاب، یکی از چند انقلاب مادر در طول تاریخ جهان است که پس از فراز و نشیب‌های بسیار، منجر به تغییر نظام سلطنتی به جمهوری لائیک در فرانسه و ایجاد پیامدهای عمیقی در کل اروپا شد.
پس از انقلاب در ساختار حکومتی فرانسه، که پیش از آن سلطنتی با امتیازات فئودالی برای طبقه اشراف و روحانیون کاتولیک بود، تغییرات بنیادی در شکل‌های مبتنی بر اصول جدایی دین از سیاست، روشن‌گری، ملی‌گرایی[1] دموکراسی و حقوق شهروندی پدید آمد.
با این حال این تغییرات با آشفتگی‌های خشونت‌آمیزی شامل اعدام‎ها و سرکوبی‌ها در طی دوران حکمرانی وحشت و جنگ‌های انقلابی فرانسه همراه بود. وقایع بعدی که می‌شود آن‌ها را به انقلاب فرانسه ربط داد شامل: جنگ‌های ناپلئونی و بازگرداندن رژیم سلطنتی و دو انقلاب دیگر که فرانسه امروزی را شکل داد است.[2]
برخی معتقدند که اولین جرقه انقلاب، یورش به باستیل بود و در آن زمان نیز مردم هنوز به براندازی سلطنت فکر نمی‌کردند[3] و برخی آغاز آن را ماه مه 1789 (میلادی) می‌دانند. پایان آن را 1795 یا 1799 می‌دانند و برخی سال 1804 که ناپلئون اعلام امپراطوری نمودو گاهی تمام دوره ناپلئون را تا 1815 نیز در جزء انقلاب فرانسه می‌آورند ولی اغلب آغاز عصر ناپلئون را پایان دوره انقلاب می‌شمارند.[4]
توکویل، از اندیشمندان هم‌عصر انقلاب، معتقد است که با وجود آن همه تلاش برای وقوع انقلاب، نتیجه کار دموکراسی نبود. شاید به همین دلیل است که وی برخلاف بسیاری، سال 1789 (شروع انقلاب) را سال پایان انقلاب می‌داند.[5] با این حال به نظر بسیاری، انقلاب با سقوط زندان باستیل در سال 1789 آغاز شد. شاه، لویی شانزدهم، در سال 1793 اعدام شد و سرانجام، در سال 1799 هنگامی که ناپلئون بناپارت به قدرت رسید، انقلاب پایان پذیرفت.
پس از ناپلئون دوباره نظام جمهوری جایگزین شد تا این که ناپلئون سوم (برادرزاده ناپلئون)، کودتا نمود و امپراتوری دیگری به راه انداخت. پس از آن جمهوری‌های متعدد شکل گرفت. بدین ترتیب در کم‌تر از یک قرن، بر فرانسه به شکل‌های گوناگونی مانند جمهوری، دیکتاتوری، سلطنت مشروطه و دو امپراتوری متفاوت حکم‌فرمایی شد.[6] تا به امروز که جمهوری پنجم بر فرانسه حکمفرماست.

14 ژوئیه 1789 (میلادی)؛ یورش به زندان باستیل، نخستین جرقه انقلاب        

زمینه‌های انقلاب

مورخین درباره? طبیعت سیاسی و اقتصادی اجتماعی انقلاب فرانسه اختلاف نظر دارند. تفسیرهای متداول مارکسیستی مانند تفسیر ژرژ لوفور این انقلاب را نتیجه برخورد بین طبقه اشرافی فئودالی و اعضای سرمایه‌گرای طبقه? متوسط جامعه دانسته‌اند[7]. بعضی از تاریخ‌دانان استدلال می‌کنند که طبقه? اشرافی قدیمی یه حکومت پیشین در برابر اتحادی از اعضای طبقه? متوسط جامعه و روستاییان آزرده و حقوق‌گیران شهری تسلیم شدند. با این حال تفسیری دیگر ادعا می‌کند که انقلاب نتیجه از کنترل خارج شدن حرکت‌های اصلاحی گوناگون اشرافی و مربوط به قشر متوسط جامعه بوده‌است. مطابق این نظریه این حرکت‌ها همزمان با حرکت‌های مردمی حقوق‌گیران شهری جدید و روستاییان ایالت‌نشین بودند. اما هرگونه اتحاد در بین قشرها تصادفی و اتفاقی بوده‌است.[2] اما بسیاری از تاریخ‌دانان بسیاری از خصوصیات حکومت پیشین را از دلایل انقلاب دانسته‌اند. از دلایل اقتصادی آن می‌توان به دلایل زیر اشاره کرد:
لوئی پانزدهم جنگ‌های بسیاری کرده بود که فرانسه را به نزدیکی ورشکستگی رسانده بود [8] و لویی شانزدهم در زمان انقلاب آمریکایی از مستعمره‌نشین‌ها حمایت کرده بود که وضع بد مالی حکومت را بدتر کرده بود و بدهی ملی را بالا برده بود. صدمه‌های اجتماعی حاصل از جنگ شامل بدهی سنگین جنگ با شکست‌های نظامی سلطنت و کمبود خدمات برای سربازان از جنگ برگشته بدتر شد[9] .
داشتن سیستم اقتصادی بی‌کفایت و منسوخ که قدرت اداره? بدهی ملی فرانسه را نداشت که هم نتیجه و عامل تشدید کننده? آن سیستم مالیاتی ناتوان فرانسه بود[10].
کلیسای کاتولیک ?بزرگ‌ترین ملک‌دار کشور، بر محصولات مالیاتی به نام دیمه وضع کرده بود. دیمه در حالی که شدت افزایش مالیات دولت را کم‌تر کرده بود، گرفتاری فقیرترین مردم را که روزانه با سوءتغذیه دست به گریبان بودند بیشتر کرده بود[11].
خرج‌های اشرافی و اشکار دربار لویی شانزدهم و ماری آنتوانت در ورسای با وجود فشار مالی بر مردم[12].
آمار بی کاری زیاد و قیمت بالای نان که باعث می‌شد مقداری بیشتری پول برای غذا خرج شود و به دیگر زمینه‌های اقتصادی نرسد[13].
قحطی و سوتغذیه گسترده که احتمال مرگ و مریضی را بیشتر می‌کرد[14][15].
نبود بازرگانی داخلی و موانع زیاد گمرکی[16].
دلایل اجتماعی و سیاسی زیادی هم وجود داشتند که بسیاری از ان‌ها نتیجه? برخاست ایده‌های عصر روشنگری بودند مانند دلایل زیر:
خشم بر حکومت استبدادی سلطنتی [17].
خشم طبقه? حرفه‌ای و بازرگان بر امتیازات و تسلط اشرافان در و بر زندگی روزمره ? در حالی که با زندگی هم طبقه‌های خود در بریتینیای بزرگ و هلند اشنا بودند[18][19].
خشم کشاورزان ? حقوق گیران و طبقه? متوسط بر امتیازات ارباب وار و سنتی اشرافان [20].
خشم بر امتیازات روحانیون (ضد روحانیت)[21] و آرزوی ازادی اییادین[22].
ارزوی ازادی و جمهوریت[23].
خشم مردم بر شاه به دلیل اخراج جاکس نکلر و ترگت ? مشاوران اقتصادی ? عموما به عنوان نمایندگان مردم دیده می‌شدند[24].

گاهشمار انقلاب

اگر آغاز انقلاب را دست بالا «ماه مه 1789» یعنی هنگامیکه شاه فرمان شروع بکار مجلس اصناف را پس از 175سال داد، بدانیم و پایان آن را «سال 1804»، سال امپراتوری ناپلئون، درینصورت می‌توان مروری اجمالی بر گاهشمار انقلاب نمود:[25]
مه 1789 (میلادی)
پادشاه فرانسه، لوئی شانزدهم، اعضای مجلس عمومی طبقاتی رابه کاخ ورسای فرا می‌خواند. این اولین نشست این مجلس پس از سال 1614 (میلادی)، در دوران لویی سیزدهم، است. و از آنها می‌خواهد تا بحران مالی کشور را مهار کنند.
ژوئن 1789 (میلادی)
17 ژوئن: طبقه متوسط مجلس موسوم به طبقه سوم[26] از مجلس اصناف، جدا می‌گردند و خود را به عنوان مجمع ملی اعلام می‌نمایند. 20 ژوئن: همه? اعضای مجمع ملی، بجز یک نفر، در زمین تنیس قصر پادشاه در ورسای تحصن می‌کنند و قسم یاد می‌کنند تا قانون اساسی جدید را تدوین کنند.
14 ژوئیه 1789 (میلادی)
صبح روز سه‌شنبه، اوباش و انبوه خشمگین مردم پاریس با شنیدن اینکه سربازان پادشاه در راه هستند، سی هزار تفنگ سرپر را از زرادخانه سلطنتی در هتل اَنوالید، می‌دزدند و به زندان باستیل هجوم می‌برند.
اوت 1789 (میلادی)
4 اوت: مجلس ملی حقوق فئودالی را لغو می کند. 26 اوت: مجمع ملی، بیانیه حقوق بشر و شهروندان فرانسه را تصویب می‌کند. بر طبق این بیانیه، آزادی، یک حق طبیعی محسوب و تساوی تمام شهروندان در برابر قانون تضمین می‌گردد.
5 اکتبر 1789 (میلادی)
کمبود مواد غذائی و شورشها ادامه می‌یابند. در پنجم اکتبر جمعیتی از مردم که اکثر آنها را زنان تشکیل می‌دادند از پاریس به سمت قصر پادشاه در ورسای، راهپیمایی و تقاضای نان می‌کنند. آنها اعضای خانواده سلطنتی را بعنوان اسیر با خود به کاخ تویلری، در پاریس که بیش از یک قرن کسی در آن نبود، می‌برند.
نوامبر 1790 (میلادی)
2 نوامبر: دولت دارایی‌های کلیسا را مصادره می‌کند.
سال 1791 (میلادی)
21 ژوئن: پادشاه و خانواده اش سعی در فرار از فرانسه دارند، اما در شهر مرزیِ وارن دستگیر شده و به فرانسه رجعت داده می‌شوند. هزاران تن از اشراف زادگان، کشیشها و افسران ارتش که مخالف انقلاب هستند، فرانسه را ترک می‌گویند.
14 سپتامبر: لویی شانزدهم، قانون اساسی جدید را امضا نموده و بدین ترتیب سلطنت مشروطه را می‌پذیرد.
آوریل 1792 (میلادی)
فرانسه علیه اتریش و پروس که برای حمایت از پادشاه فرانسه، نقشه حمله به فرانسه را داشتند، اعلان جنگ می‌کند. این آغاز جنگهای انقلابی علیه نیروهای مشترک اتریش، پروس، انگلستان و اسپانیا است. آنهاتا سال 1802 (میلادی) به مبارزه خود ادامه می‌دهند.
اوت 1792 (میلادی)
ژاکوبینها و انقلابیون افراطی [27] پادشاه را عزل و دستگیر می‌نمایند. و پس از آن اعدام‌های انقلابی آغاز می‌گردد.
22 سپتامبر 1792 (میلادی)
انتخابات بر پا می‌گردد. برای اولین بار در تاریخ فرانسه، هر فرانسوی از حق رای برخوردار است. رژیم پادشاهی از میان می‌رود و در فرانسه یک جمهوری و دولت مردمی اعلام می‌گردد. از این پس، حتی پادشاه لوئی شانزدهم نیز یک شهروند خوانده می‌شود. شروع تقویم انقلاب از 22 سپتامبر است.
21 ژانویه 1793 (میلادی)
در یازدهم ژانویه لوئی شانزدهم به جرم خیانت و شرکت در توطئه با قدرتهای خارجی گناهکار شناخته شده و 10 روز بعد اعدام می‌گردد.
5 سپتامبر 1793 (میلادی)
آغاز دوره وحشت و ترور در فرانسه؛ ژاکوبین‌ها، گروهی انقلابی افراطی به رهبری ماکسیمیلیان روبسپیر، قدرت را در دست می‌گیرند. این دوره 10 ماه بطول می‌انجامد.
16 اکتبر 1793 (میلادی)
همسر لوئی شانزدهم، ماری آنتوانت، اعدام می‌گردد.
28 ژوئیه 1794 (میلادی)
با اعدام روبسپیر و 21 تن از یارانش دوره وحشت پایان می‌پذیرد و از آن به ترمیدور یاد می‌کنند.
سال 1795 (میلادی)
22 اوت: قانون اساسی سال 1795 به تصویب می‌رسد. اکتبر: قرار داد صلح با پروس و هلند و چند ماه بعد با اسپانیا به امضاء می‌رسد. یک دولت جدید به نام دیرکتوار (هیت مدیره) تشکیل می‌یابد. متشکل از پنج مقام اجرایی و دو حقوقدان عالیرتبه. این دولت چندان موفق نیست و نارضایتی بوجود می‌آورد.
سال 1799 (میلادی)
ناپلئون بناپارت، یک ژنرال ارتش انقلابی، قدرت را در دست می‌گیرد. دولت به ناچار کناره گیری می‌کند. ناپلئون بسرعت امنیت را برقرار می‌سازد و خود را اولین کنسول می‌خواند.
سال 1802 (میلادی)
ناپلئون به عنوان کنسولاول مادام العمر، انتخاب می‌گردد.
28 مه 1804 (میلادی)
ناپلئون خود را امپراتور فرانسه و همسرش ژوزفین را امپراتریس اعلام نمود.

ماشین حساب یا رایِشگر وسیله‌ای برای انجام محاسبات عددی است. ماشین حساب‌های مختلف کاربردهای مختلفی دارند. ساده‌ترین آنها تنها محاسبات جمع، تفریق، ضرب و تقسیم را انجام می‌دهند. ماشین حساب‌های پیشرفته تر می‌توانند انواع توابع مهم ریاضی را پیاده سازی کنند. ماشین حساب‌های نوین در واقع تلفیقی از ماشین حساب و رایانه هستند و امکانات گسترده تر و سریع تری را در اختیار کاربران قرار می‌دهند.

                                                      ماشین حساب                                                                                    ماشین حساب مکانیکی از 1914

چرتکه‌های چوبی که قرن‌ها پیش و حتی امروزه در بازارهای محلی کشورهایی چون چین و ایران استفاده می‌شدند به‌عنوان اولین ماشین‌حساب شناخته می‌شوند. البته اولین وسیله شمارش جهان همان چوب‌خط خودمان است ولی از چرتکه برای اعمال حسابی در 2400 سال پیش از میلاد مسیح در امپراتوری بابل استفاده می‌شد. اولین ماشین‌های آنالوگ در دوران باستان برای محاسبات نجومی استفاده می‌شدند که از آن جمله می‌توان اسطرلاب (150-100 سال قبل از میلاد) را نام برد. دستگاه‌های مکانیکی دیگری نیز در زمان‌های قدیم به این منظور ساخته شدندکه به اندازه ی خیلی بزرگی بودند که بعضی از مهم‌ترین آن‌ها عبارتند از: کره هامن‌نما توسط ابوریحان بیرونی (1000 سال بعد از میلاد)، اسطرلاب‌های ساخته ابراهیم بن یحیی الزرقالی (1015 بعد از میلاد)، برج ساعت نجومی توسط سو سانگ (1090 بعد از میلاد) و یک ساعت نجومی توسط بدیع‌الزمان جزری (1206 بعد از میلاد) که آن را اولین کامپیوتر آنالوگ قابل برنامه‌ریزی می‌دانند. در سال 1617 جان نپیر، ریاضی‌دان اسکاتلندی، وسیله‌ای ساده به‌نام استخوان‌های نپیر ساخت که از آن برای ضرب و تقسیم اعداد استفاده می‌شد؛ این نام به این دلیل به دستگاه او داده شد که برای ساخت مهره‌ها از استخوان یا عاج استفاده کرده بود. در سال 1622 شخصی به‌نام ویلیام اوترد اولین خط‌کش محاسبه (Slide Rule) را که 7 سال بعد توسط شاگردش هویدا شد اختراع کرد. ویلهلم شیکارد در سال 1623 دستگاهی به‌نام «ساعت محاسباتی» ساخت که می‌توان آن را اولین ماشین‌حساب مکانیکی نامید. بیست سال بعد نیز پاسکال وسیله خود به‌نام «پاسکالین» برای محاسبه مالیات در فرانسه و همچنین لایبنیتز که فیلسوفی آلمانی بود نیز یک ماشین محاسبه ساخت. پیشرفت‌های مهم بعدی در قرن نوزدهم انجام شد. در سال 1822 چارلز بابیج که فیلسوف و ریاضی‌دانی انگلیسی بود ماشین تفاضلی خود را ارائه داد. این ماشین قادر بود 7 عدد مختلف تا 31 رقم اعشار را نگه داشته و روی آن‌ها محاسبه انجام دهد. او دو طرح بسیار پیشرفته‌تر هم برای توسعه این دستگاه و ساخت یک کامپیوتر قابل برنامه‌ریزی به‌نام موتور تجزیه و تحلیل ارائه کرد که البته در زمان او هیچ‌کدام به‌طور کامل تکمیل نشد ولی بعدها جرج شوتز با تکمیل طراحی‌های او ماشینی به اندازه یک پیانو برای ایجاد جدول‌های لگاریتم ساخت. در. ای. فلت آمریکایی دستگاه «کامپتومتر» را در 1884 اختراع کرد که اولین نمونه موفق ماشین‌حساب کلیددار محسوب می‌شود. ماشین‌حسابی به‌نام «میلیونر» نیز که اجازه عمل ضرب مستقیم در هر عددی را می‌داد، در اواخر این قرن به بازار عرضه شد. نیمه اول قرن بیستم شاهد توسعه تدریجی ماشین‌حساب‌های مکانیکی بود. ماشین 10 کلیده دالتون که در 1902 ارائه شد و بعدها توسط شرکت‌های بسیار زیادی تولید شد یکی از اولین نمونه‌های این قرن است. از ابتدای این قرن تا دهه 1960 ماشین‌حساب‌های مکانیکی بر بازار دستگاه‌های محاسباتی رومیزی تسلط پیدا کرده بودند. این دستگاه‌ها توسط موتور کار می‌کردند، از بخش‌های متحرک تشکیل شده بودند و نتایج توسط صفحه‌های شماره‌گر نشان داده می‌شدند. در ضمن صفحه‌کلیدهای آن‌ها کامل و هر رقم دارای ستون مختص به خود از اعداد 1 تا 9 بود و یک دکمه پاک‌کننده هم داشتند. اعمال جمع و تفریق به‌صورت مستقیم و ضرب و تقسیم توسط جمع و تفریق‌های متعدد انجام می‌شدند. فرایدن و مارچنت ماشین‌حساب‌هایی با دکمه جذر یا ریشه دوم ساختند که مدل SKA نام داشت. در اواسط این قرن ماشین‌حساب بسیار کوچک «کورتا» که در دست جا می‌شد توسط کورت هرتزستارک در یک اردوگاه نازی‌ها ساخته شد که پیشرفتی بسیار مهم در مکانیسم ماشین‌حساب‌ها محسوب می‌شد. دستگاه‌هایی مشابه آن تا دهه 1970 و جایگزینی ماشین‌های الکترونیکی همچنان مورد استفاده بودند. اولیوتی نیز اولین شرکتی بود که ماشین‌هایی با چاپگر به بازار عرضه کرد. اولین کامپیوترهای بزرگ که از لوله‌های خلاء و سپس از ترانزیستور استفاده می‌کردند در اواخر دهه 1940 و دهه 1950 ساخته شدند. این فن‌آوری‌ها آغازگر مسیر پیشرفت ماشین‌حساب‌های الکترونیک بود. شرکت IBM اولین ماشین‌حساب تمام-ترانزیستوری را در سال 1954 و سه سال بعد اولین نمونه تجاری آن را به نام IBM 608 معرفی کرد که بسیار بزرگ بود و در حدود 80 هزار دلار قیمت داشت. اما شرکت ژاپنی کاسیو در همان سال اولین نمونه جمع‌وجور الکترونیکی جهان را ساخت. در دهه 1960 مدل‌های بسیار زیادی توسط شرکت‌های مختلف به بازار عرضه شد که از جمله آن‌ها می‌توان به کامپتومتر شرکت بل، MKVII و MKVIII، ماشین‌حساب شرکت شارپ با 25 کیلوگرم وزن و 2500 دلار قیمت، دستگاه‌های شرکت‌های ماتاترونیکس، کانون، سونی، توشیبا، مدل پروگراما 101 شرکت اولیوتی که می‌توانست کارت‌های مغناطیسی را بخواند، ماشین‌حساب قابل برنامه‌ریزی مونرو اپیک که شبیه به کامپیوتر بود و بسیاری نمونه‌های دیگر اشاره کرد. اولین نمونه‌ای که در دست جا می‌گرفت هم در سال 1967 توسط شرکت تگزاس اینسترومنتز به بازار آمد. از آن به بعد تلاش شرکت‌ها روی کوچک‌تر و کارآمدتر کردن ماشین‌حساب‌ها متمرکز شد که نتیجه آن اولین نمونه جیبی و واقعا الکترونیک به نام «هَندی» در سال 1971 بود که از یک نمایشگر ال‌ئی‌دی هم بهره می‌گرفت. سال بعد شرکت هیولت پاکارد اولین ماشین‌حساب جیبی دارای عمل‌گرهای علمی که می‌توانست جای خط‌کش محاسباتی را بگیرد، اختراع کرد و یک سال بعد نیز اولین دستگاه‌های ارزان‌قیمت به‌نام «سینکلر کمبریج» با 30 دلار قیمت معرفی شد. مدل HP-65 نیز اولین ماشین‌حساب جیبی قابل برنامه‌ریزی با قابلیت بیش از 100 دستورالعمل بود. در آن سال‌ها پیشرفت‌های زیادی در زمینه صفحه‌های نمایش، صفحه‌های خورشیدی، مدارهای مجتمع و غیره صورت گرفت. قدم مهم دیگر ساخت ماشین‌حساب FX-7000G شرکت کاسیو به‌عنوان اولین نمونه گرافیکی در سال 1985 بود که باعث شد در دهه 1990 و اواخر قرن بیستم دیگر مرز میان کامپیوترهای جیبی و ماشین‌حساب‌های گرافیکی چندان مشخص نباشد.

خورشید

داده‌های دیداری
میانگین فاصله از زمین	1?496‎×1011 m 8?31 دقیقه با سرعت نور
درخشش دیداری (V)	−26?74م [1]
قدر مطلق	4?83م [1]
رده‌بندی ستارگان	G2V
متالیسیته	Z = 0?0177[2]
قطر زاویه‌ای	31?6′ - 32?7′ [3]
صفت‌ها	خورشیدی
ویژگی‌های مداری
میانگین فاصله از هسته? راه شیری	~2?5‎×1020 م 26 000 سال نوری
دوره? کهکشانی	(2?25–2?50)‎×108 a
سرعت	~2?20‎×105 m/s (گردش به‌دور مرکز کهکشان) ~2‎×104 m/s (نسبت به سرعت میانگین ستاره‌های دیگر در همسایگی ستاره‌ای)
ویژگی‌های فیزیکی
میانگین قطر	1?392‎×109 m [1] 109 زمین
شعاع استوایی	6?955‎×108 م [4] 109 × زمین[4]
محیط استوایی	4?379‎×109 m [4] 109 × زمین[4]
فشردگی	9‎×10−6
مساحت	6?0877‎×1018 m² [4] 11 990 × زمین[4]
حجم	1?4122‎×1027 m³ [4] 1 300 000 زمین
جِرم	1?9891 ‎×1030 ک‌گ[1] 332 946 زمین
چگالی میانگین	1?408 ‎×103 ک‌گ/م³[4][1][5]
چگالی‌های گوناگون	هسته: 1?5‎×105 ک‌گ/م³ فتوسفیر پایینی: 2‎×10-4 ک‌گ/م³ کروموسفیر پایینی: 5‎×10-6 ک‌گ/م³ هاله? میانگین: 10‎×10-12ک‌گ/م³[6]
گرانش سطحی استوایی	274?0 m/s2 [1] 27?94 g 28 × گرانش سطحی زمین[4]
سرعت گریز (از سطح)	617?7 km/s [4] 55 × زمین[4]
دما برای سطح (مؤثر)	5 778 K [1]
دما برای هاله	~5‎×106 K
دما برای هسته	~15?7‎×106 K [1]
درخشش (Lsol)	3?846‎×1026 W [1] ~3?75‎×1028 lm ~98 lm/W اثر
شدت میانگین (Isol)	2?009‎×107 W m-2 sr-1
ویژگی‌های گردش
انحراف محوری	7?25° [1] (به دایرةالبروج) 67?23° (به صفحه? کهکشانی)
بُعد برای قطب شمال[7]	286?13° 19 ساعت 4 دقیقه 30 ث
میل برای قطب شمال	+63?87° 63°52" شمالی
دوره? دوران ستاره‌ای (در عرض جغرافیایی 16°)	25?38 روز [1] 25 ر 9 س 7 دقیقه 13 ث[7]
(در استوا)	25?05 روز [1]
(در قطب‌ها)	34?3 روز [1]
سرعت دوران (در استوا)	7?284 ‎×103 km/h
ترکیب فتوسفیری (برپایه? جِرم)
هیدروژن	73?46 ?[8]
هلیوم	24?85 ?
اکسیژن	0?77 ?
کربن	0?29 ?
آهن	0?16 ?
گوگرد	0?12 ?
نئون	0?12 ?
نیتروژن	0?09 ?
سیلیکون	0?07 ?
منیزیوم	0?05 ?
این جعبه: نمایش • بحث • ویرایش

خورشید (نام‌های ادبی یا قدیمی: خور، هور، مهر، روز) یکی از ستارگان کهکشان راه شیری و تنها ستاره? سامانه? خورشیدی است که در مرکز آن جای دارد. می‌توان گفت خورشید یک کُره? کامل است که از پلاسمای داغ ساخته شده‌است و در میانه? آن میدان مغناطیسی برقرار است.^[9][10] این ستاره که قطری نزدیک به 1?392?000 کیلومتر دارد سرچشمه? اصلی نور، گرما و زندگی بر روی زمین است. قطر خورشید نزدیک به 109 برابر قطر زمین و جرم آن 330 هزار برابر جرم زمین برابر با 2‎×10³⁰ کیلوگرم است به این ترتیب 99?86? جرم کل سامانه? خورشیدی از آن خورشید است.^[11]

انفجار نهایی یک ستاره? سنگین را ابرنواختر می‌نامند ولی خورشید ما هیچ‌گاه انفجاری این‌چنین را تجربه نخواهد کرد چرا که کمترین جرم مورد نیاز برای رخداد یک ابرنواختر، هشت برابر جرم خورشید ما است.^[12] از نظر شیمیایی سه-چهارم جرم خورشید را هیدروژن و باقی‌مانده? آن را بیشتر هلیم می‌سازد. پس از هیدروژن و هلیم، عنصرهای سنگین از سازندگان دیگر خورشید اند که عبارتند از: اکسیژن، کربن، نئون و آهن و... این عنصرها، سازنده? 1?69? از جرم خورشید اند که خود این مقدار 5?628 برابر جرم زمین است.^[13] 

خورشید در رده‌بندی ستارگان بر پایه? رده بندی طیفی، در دسته? G27 جای دارد و به صورت غیر رسمی با نام کوتوله? زرد از آن یاد می‌شود چون پرتوهای پیدای آن در طیف زرد-سبز شدیدتر است. هر چند که رنگ آن از سطح زمین، سفید باید دیده شود ولی چون پراکندگی نور آبی در جو وجود دارد، به رنگ زرد دیده می‌شود (پراکندگی رایلی).^[14][15] همچنین در برچسب رده‌بندی طیفی، G2، گفته شده که دمای سطح خورشید نزدیک به 5778 کلوین (5505 سانتیگراد) است و در V گفته شده‌است که خورشید مانند بیشتر ستارگان، یک ستاره? رشته? اصلی است و درنتیجه انرژی خود را از راه همجوشی هسته‌ای هسته ی هیدروژن به هلیم فراهم می‌کند و در هر ثانیه، در هسته? خود، 620 میلیون تُن هیدروژن را دچار همجوشی می‌کند. در دوره‌ای کیهان شناسان می‌گفتند که خورشید نسبت به دیگر ستارگان، ستاره‌ای کوچک و ناچیز است ولی امروزه بر این باور اند که خورشید از 85? ستارگان کهکشان راه شیری درخشان تر است. چون بیشتر آن‌ها کوتوله‌های سرخ اند.^[16][17] بزرگی قدر مطلق خورشید 4?83+ است البته چون خورشید نزدیک ترین ستاره به زمین است، برای آن، خورشید درخشان ترین جرم در آسمان دانسته می‌شود و قدر ظاهری آن 26?74- است.^[18][19] تاج خورشیدی پیوسته در حال پراکندن بادهای خورشیدی در فضا است. این بادها، جریان‌هایی از ذره‌های باردار اند که تا فاصله‌ای نزدیک به 100 واحد نجومی توان دارند. حباب‌های ساخته شده در محیط میان‌ستاره‌ای که در اثر بادهای خورشیدی ساخته شده‌اند، بزرگترین سازه? پیوسته? پدید آمده در منظومه? خورشیدی اند.^[20][21]

هم اکنون خورشید در حال سفر از میان ابر میان‌ستاره‌ای محلی در ناحیه? حباب محلی در لبه? بازوی شکارچی از کهکشان راه شیری است. از میان 50 ستاره‌ای که تا شعاع 17 سال نوری، در همسایگی زمین قرار دارند، (نزدیک ترین آن‌ها یک کوتوله? سرخ به نام پروکسیما قنطورس است که 4?2 سال نوری فاصله دارد.) از دیدگاه جرم، خورشید رتبه? چهارم را در میان آن‌ها دارد.^[22] اگر از قطب شمالی کهکشان نگاه کنیم، خورشید به صورت ساعتگرد به گرداگرد مرکز کهکشانی راه شیری در گردش است و از آن نقطه نزدیک به 24?000 تا 26?000 سال نوری فاصله دارد، امید آن می‌رود که این گردش را 225 تا 250 میلیون سال دیگر به پایان برساند و دور خود را کامل کند. از آنجایی که کهکشان ما نسبت به تابش زمینه? کیهانی (CMB) در راستای صورت فلکی مار باریک با سرعت 550 کیلومتر بر ثانیه در حرکت است، درنتیجه سرعت بدست آمده برای خورشید نسبت به CMB در راستای صورت‌های فلکی پیاله یا شیر، 370 کیلومتر بر ثانیه می‌شود.^[23]

فاصله? متوسط خورشید از زمین نزدیک به 149?6 میلیون کیلومتر است (یک واحد نجومی) است البته این فاصله در هنگامه‌های گوناگون حرکت زمین به گرد خورشید (در نقطه‌های اوج و حضیض) در ماه‌های ژانویه تا ژوئیه فرق می‌کند.^[24] در این فاصله? میانگین، برای نور 8 دقیقه و 19 ثانیه زمان برده می‌شود تا از خورشید تا زمین سفر کند. می توان گفت انرژی آمده از نور سفید خورشید، باعث ادامه? فرایند نورساخت، بوجود آمدن اقلیم و آب و هوای زمین و درنتیجه، فراهم کننده? زندگی برای همه? جانداران روی زمین است.^[25] نقش برجسته? خورشید بر وضعیت زمین از سال‌های دور، از دوران پیشاتاریخ برای انسان شناخته شده بود به همین دلیل برای بسیاری از فرهنگ‌ها خورشید به عنوان یک خدا دانسته شده بود. همواره پیشرفت دانش از چیستی خورشید با کندی بسیار همراه بوده تا آنکه در سده? 19 میلادی آگاهی اندکی از مواد سازنده? خورشید و منبع انرژی آن بدست آمد. تلاش برای آگاهی بیشتر از خورشید همچنان ادامه دارد چون همچنان شماری از پدیده‌ها و رفتارهای بدون توضیح علمی در خورشید دیده می‌شود.

نام و ریشه

خورشید در فارسی درگذشته با نام‌های دیگری چون خور، هور، مهر، روز خوانده می‌شد.خورشید در فارسی نوین از xvar-xšed از فارسی میانه که ایزدی است که در یشت ششم اوستا در مورد او نوشته آمده وی ایزدی است که جهان را از آلودگی دور میدارد.در اوستا hvarr- ، xvan ،ta hvar?-xša? آمده است.واژه خورشید درارای دو جزء است جزء نخست xvar- ، hvar که با سنسکریت svar «خورشید» سنجنده می‌شود. جزء دوم برگرفته از اوستایی xšaita- « درخشان» است که در نام جمشید (پادشاه دوران طلایی در اسطوره های ایرانی و نیز نخستین شاه در برخی روایت ها ) آمده و برگرفته از صورت اوستایی yama-xšaita به معنی « جم درخشان» است.^[26]

در زبان انگلیسی واژه? Sun برای خورشید از واژه? sunne در انگلیسی باستان گرفته شده‌است (نزدیک به سال 725 در بئوولف). گمان آن می‌رود که این واژه با واژه? south به معنی جنوب ارتباط داشته باشد. واژه‌های هم ریشه با Sun در زبان‌های دیگر، مانند زبان‌های ژرمنی و فریسی باستان به صورت sunne و sonne در ساکسونی باستان به صورت sunna، در هلندی میانه به صورت sonne، در هلندی امروزی به صورت zon در آلمانی Sonne، در نروژی باستان sunna و در زبان گوتیک sunn? است تمام عبارت‌های آلمانی برای Sun از sunn?n در نیازبان‌های ژرمنی آمده‌است.^[27][28]

در هنگامه? بی خدایی ژرمنی به خورشید شخصیت داده می‌شد و به عنوان خدا پرستش می‌شد نام آن در آن هنگامه Sól یا Sunna (به معنی خورشید در نروژی باستان) بود.^[28] پژوهشگران گمان می‌کنند که خورشید، ایزدبانوی ژرمنی ریشه‌ای هندو-اروپایی در خورشیدخدایی کهن تر در زبان‌های هندواروپایی دارد و میان واژه? Sól در نروژی باستان، سوریا در زبان سانسکریت، Sulis در زبان گالیش، Saul? در لیتوانیایی و Solnitse در زبان‌های اسلاوی ارتباط است.^[28]

واژه? Sunday یا روز یکشنبه در انگلیسی امروزی، ریشه در انگلیسی باستان دارد (Sunnandæg به معنی «روز خورشید» پیش از سال 700) و این به دلیل ترجمه? ژرمنی از عبارت لاتین dies solis است، خود این عبارت لاتین هم ترجمه? عبارت یونانی heméra helíou است.^[29]

در زبان لاتین واژه? Sol برای اشاره به ستاره بکار می‌رود این واژه به صورت اسم در انگلیسی کاربرد ندارد اما صفت آن solar بسیار پرکاربرد است.^[30][31] واژه? Sol برای اشاره به زمان خورشیدی در دیگر سیاره‌ها مانند بهرام کاربرد دارد.^[32] یک روز خورشیدی در زمین، میانگین 24 ساعت است در حالی که روی بهرام 24 ساعت و 39 دقیقه و 35?244 ثانیه‌است.^[33]

ویژگی‌ها

نمای کلی از ساختار درونی خورشید:
1. هسته
2. ناحیه? تابشی
3. ناحیه? همرفتی
4. شیدسپهر
5. فام‌سپهر
6. تاج
7. لکه خورشیدی
8. جودانه
9. زبانه

این یک نگاره با رنگ بندی فرابنفش از خورشید است. آنچه در این نگاره دیده می‌شود: زبانه‌های روشن پیرامون خورشید از رده? C3 (ناحیه? سفید در بالا دست چپ)، آبتاز خورشیدی (سازه‌های موجی شکل در بالا دست راست) و چندین رگه? پلاسمایی که در ادامه? میدان مغناطیسی از سطح خورشید برخاسته‌اند.

 

این فیلم در اصل مجموعه‌ای پویا از عکس‌های گرفته شده از خورشید است که بر روی آن‌ها کارهای نرم‌افزاری صورت گرفته تا ریزه کاری تصویر آشکار شود. این مجموعه نگاره? پویا مربوط به رفتار خورشید در یک بازه? 24 ساعته‌است که در 25 سپتامبر 2011 بدست آمده‌است.

خورشید ستاره‌ای از گونه? کوتوله? زرد است که 99?86? از مجموع جرم سامانه? خورشیدی را از آن خود کرده‌است. هندسه? خورشید به یک کره? کامل بسیار نزدیک است. پَخی بسیار کوچکی برابر با 9×10^-6 در هندسه? آن وجود دارد^[34] در نتیجه میان قطر خورشید در دو سوی قطب‌ها نسبت به قطر آن در مدار استوایی 10 کیلومتر اختلاف وجود دارد. از آنجایی که خورشید جامد نیست و از پلاسما ساخته شده‌است، در مدار استوایی نسبت به دو قطب، تُندتر می‌گردد. این رفتار که گردش اختلافی نام دارد، به دلیل وجود پدیده? همرفت در خورشید و جابجایی ماده در اثر اختلاف دما است. آنچنان که از قطب شمال دائرةالبروج دیده می‌شود، این جرم به بخشی از جرم خورشید تکانه? زاویه‌ای پادساعتگرد می‌دهد درنتیجه در سراسر خورشید یک سرعت زاویه را توزیع می‌کند. دوره? این گردش واقعی نزدیک به 25?6 روز در مدار استوایی و 33?5 روز در دو قطب است. از آنجایی که جایگاه زمین نسبت به خورشید همیشه در حال دگرگونی است و همیشه یک نقطه از زمین بهترین دید را نسبت به خورشید ندارد، گویا گردش این ستاره در مدار استوایی اش نزدیک به 28 روز است.^[35] اثر جانب مرکز (گریز از مرکز) این گردش آرام، 18 میلیون بار ضعیف تر از جاذبه? سطح خورشید در مدار استوایی آن است. اثر کشند سیاره‌ها هم بسیار ضعیف است و نمی‌تواند تاثیر آشکاری بر شکل ظاهری خورشید بگذارد.^[36]

خورشید ستاره‌ای با جمعیت (1) است به عبارت دیگر ستاره‌ای سرشار از عنصرهای سنگین است.^[37] گمان آن می‌رود که آغاز پدیداری خورشید به موج‌های شوک تابیده شده از یک یا چند ابرنواختر آن همسایگی باز گردد.^[38] این تصور به دلیل انباشتگی عنصرهای سنگین مانند طلا و اورانیم در منظومه? خورشیدی نسبت به کمبود آن‌ها در ستاره‌های با جمعیت نوع (2) یا فقیر در عنصرهای سنگین، پدید آمده‌است. پذیرفتنی است اگر بگوییم این عنصرها در اثر انرژی بسیار بالای پدید آمده هنگام واکنش‌های هسته‌ای ابرنواختر یا هنگام جذب نوترون و تبدیل یک عنصر به عنصر دیگر درون یک ستاره? نسل دومی بزرگ بوجود آمده‌است.^[37]

خورشید مانند یک سیاره? خاکی دارای مرز روشنی نیست. تنها در لایه‌های بیرونی، چگالی گازها به صورت نمایی با افزایش فاصله از مرکز خورشید کاهش می‌یابد.^[39] شعاع خورشید برابر است با فاصله? مرکز خورشید تا لبه? شیدسپهر. این لایه، بیرونی ترین لایه‌ای است که پس از آن گازها یا بسیار سرد اند یا لایه‌ای بسیار نازک را می‌سازند که نمی‌توانند به اندازه? درخور توجه نور تولید کنند. در نتیجه لایه? آخر لایه‌ای است که چشم غیرمسلح بتواند به خوبی آن را ببیند.^[40]

هسته

نوشتار اصلی: هسته? خورشیدی

از مرکز خورشید تا فاصله‌ای نزدیک به 20 تا 25 درصد شعاع خورشید به عنوان هسته? خورشید در نظر گرفته شده‌است.^[41] و چگالی آن 150g/cm³ نزدیک به 150 برابر چگالی آب، برآورد شده‌است.^[42][43] و دمای آن هم نزدیک به 15?7 میلیون کلوین بدست آمده‌است. در مقابل دمای سطح خورشید نزدیک به 5?800 کلوین است. تازه ترین پژوهش‌ها نشان داده‌است که گردش هسته? خورشید به دور خودش از دیگر جاهای شعاعی آن تندتر است.^[41] در بیشتر عمر خورشید، همجوشی هسته‌ای از راه زنجیره گام‌های p-p (پروتون-پروتون) و درنتیجه دگرگونی هیدروژن به هلیوم فراهم کننده? انرژی خورشید بوده‌است.^[44] تنها 0?8? از انرژی پدید آمده در خورشید وارد چرخه? سی‌ان‌او می‌شود.^[45]

هم‌سنجی سیاره‌های منظومه خورشیدی با تعدادی از ستاره‌های مشهور:
الف:
زمین (4) > ناهید (3) > مریخ (2) > تیر (1)
ب:
مشتری (8) > زحل (7) > اورانوس(6) > نپتون (5) > زمین (بدون شماره)
پ:
شباهنگ (11) > خورشید (10) > ولف 359 (9) > مشتری (بدون شماره)
ت:
دبران (14) > نگهبان شمال (13) > رأس پیکر پسین (12) > شباهنگ (بدون شماره)
ث:
ابط‌الجوزا (17) >قلب عقرب (16) > پای شکارچی (15) > دبران (بدون شماره)
ج:
وی‌وای سگ بزرگ (20) >وی‌وی قیفاووس (19) > مو قیفاووس (18) > ابط‌الجوزا (بدون شماره)

هسته تنها ناحیه در خورشید است که بخش بزرگی از انرژی گرمایی آن را از راه همجوشی هسته‌ای فراهم می‌کند. به این ترتیب در ناحیه‌ای درونی از مرکز تا 24? شعاع، کارمایه? 99? خورشید فراهم می‌شود و تا 30? از شعاع، فرایند همجوشی هسته‌ای به تمامی می‌ایستد و دیگر ادامه نمی‌یابد. دیگر جاهای ستاره از راه جابجایی انرژی از مرکز به لایه‌های بیرونی گرم می‌شود. کارمایه? پدید آمده در هسته پس از گذر از لایه‌های پی در پی وارد شیدسپهر می‌شود و از آنجا به صورت نور یا انرژی جنبشی ذرات به فضا می‌گریزد.^[46][47]

در هسته? خورشید در هر ثانیه، زنجیره? پروتون-پروتون 9?2×10³⁷ بار روی می‌دهد. از آنجایی که در این فرایند چهار پروتون آزاد (هسته? هیدروژن) هم زمان درگیر است پس در هر ثانیه 3?7×10³⁸ پروتون به ذره? آلفا (هسته? هلیوم) دگرگون می‌شود به زبان دیگر 6?2×10¹¹ کیلو در ثانیه. در مجموع می توان گفت در سراسر خورشید نزدیک به 8?9×10⁵⁶ پروتون آزاد دگرگون می‌شود.^[47] می دانیم که در هر همجوشی و دگرگونی هیدروژن به هلیوم نزدیک به 0?7? از حرم به انرژی دگرگون می‌شود.^[48] پس خورشید در هر ثانیه 4?26 میلیون تن جرم را در دگرگونی ماده-انرژی درگیر می‌کند. یا می توان گفت 384?6 یوتا وات^[1] (3?846×10²⁶) یا 9?192×10¹⁰ مگاتن TNT در هر ثانیه. این مقدار جرم از میان نمی‌رود بلکه بر پایه? هم‌ارزی جرم و انرژی به صورت انرژی تابشی در می‌آید.

مقطع عرضی یک ستاره مانند خورشید (ناسا)

توان تولید انرژی در هسته با کمک همجوشی، بسته به فاصله از مرکز خورشید تفاوت می‌کند. برپایه? شبیه سازی‌ها چنین براورد شده که توان در مرکز خورشید 276?5 watts/m³ است.^[49] چگالی توان تولیدی خورشید بیشتر نزدیک به سوخت و ساز بدن یک خزنده‌است تا یک بمب اتم. قلّه? توان تولیدی خورشید با انرژی گرمایی تولید شده در یک فرایند فعال کمپوست مقایسه می‌شود. انرژی بسیار بالای بیرون آمده از خورشید نه به این دلیل که خورشید در یکای حجم توان بسیار بالایی تولید می‌کند بلکه به این دلیل است که حجم بسیار بزرگی دارد.

نرخ فرایند همجوشی هسته که در هسته? خورشید رخ می‌دهد در تعادل بسیار ظریفی است که پیوسته خود را اصلاح می‌کند تا در تعادل بماند: اگر میزان همجوشی اندکی بیش از اندازه‌ای باشد که اکنون است، آنگاه هسته به شدت گرم می‌شود، در برابر نیروی وزن لایه‌های بیرونی از هر سو گسترش می‌یابد، با این کار نرخ همجوشی کاهش می‌یابد و آشفتگی اصلاح می‌شود. اگر همجوشی اندکی کمتر از مقدار همیشگی آن باشد، هسته سرد و دچار جمع شدگی می‌شود، با این کار نرخ همجوشی افزایش می‌یابد و به تعادل باز می‌گردد.^[50][51]

پرتوهای گامای (فوتون‌های بسیار پرانرژی) آزاد شده از واکنش همجوشی پس از چند میلیمتر پلاسمای خورشیدی جذب می‌شوند و دوباره با اندکی انرژی کمتر در جهت‌های تصادفی تابیده می‌شوند. بنابراین برای یک فوتون زمان بسیار زیادی می‌کشد تا به سطح خورشید برسد. برآوردها نشان می‌دهد که برای یک فوتون 10،000 تا 170،000 سال طول می‌کشد تا در خورشید جابجا شود.^[52] ما برای نوترینو تنها 2?3 ثانیه زمان برده می‌شود تا به سطح خورشید برسد. نزدیک به 2 درصد از انرژی کل تولیدی خورشید مربوط به این ذره‌است.

در پایان سفر از لایه? همرفتی بیرونی و رسیدن به سطح شفاف شیدسپهر، فوتون‌ها به صورت نور دیدنی در فضا تابیده می‌شوند. پیش از گریز از سطح خورشید، هر یک پرتوی گاما در هسته? خورشید به چندین میلیون فوتون نور دیدنی دگرگون می‌شود. در اثر واکنش‌های همجوشی در هسته ذره‌های دیگری به نام نوترینو هم آزاد می‌شوند. این ذره‌ها برخلاف فوتون‌ها کمتر با ماده وارد واکنش می‌شوند بنابراین تقریباً همه? آن‌ها می‌توانند بی درنگ از خورشید بگریزند. برای سالیان دراز شمار نوترینوهای آزاد شده از خورشید یا نوترینوهای شمرده شده با ابزارها یک-سوم شماری بود که نظریه‌های علمی پیشبینی می‌کرد. تا سال 2001 که دانشمندان دریافتند، دلیل این ناهماهنگی به ویژگی نوسان نوترینوها باز می‌گردد: حقیقت این بود که شمار نوترینوهای تابیده شده از خورشید با شمار پیشبینی شده از سوی نظریه با هم برابر بوده‌اند اما ابزارهای شمارش تنها ¹⁄₃ آن‌ها را شمرده بودند و باقی‌مانده را از دست داده بودند و این به دلیل تغییر مزه? نوترینوها (به معنی: عدد کوانتومی ذره? بنیادی) در هنگام تشخیص با ابزار بود.^[53]

ناحیه? تابشی

نوشتار اصلی: ناحیه? تابشی

در ناحیه? نزدیک به 0?7 شعاع خورشید و یا پایین تر، مواد خورشیدی بسیار گرم و چگال اند آنقدر که بتوانند گرمای زیاد هسته را از راه تابش گرمایی به بیرون بتابانند.^[54] در این ناحیه رفتار همرفتی دیده نمی‌شود. با اینکه دمای ماده از 7 میلیون کلوین به 2 میلیون کلوین می‌رسد اما همچنان این مقدار کمتر از مقدار پیش بینی شده برای کاهش دما نسبت به افزایش ارتفاع است. پس این کاهش دما نمی‌تواند از راه همرفت صورت گیرد.^[43] در این بازه انرژی از راه تابش فوتون توسط یون‌های هیدروژن و هلیم روی می‌دهد. که البته این فوتون‌ها هم مسافت بسیار کوتاهی را پیش می‌روند و خیلی زود توسط یون‌های دیگر دوباره جذب می‌شوند.^[54] چگالی هم از 0?25 شعاع خورشید تا بالای بازه? تابشی نزدیک به 100 برابر افت می‌کند و از 20 g/cm³ به 0?2 g/cm³ می‌رسد.^[54]

میان ناحیه? تابشی درونی و گردش اختلافی بیرونی ناحیه? همرفتی یک لایه? گذار به نام Tachocline پدید می‌آید، این ناحیه در یک سوم بیرونی شعاع خورشید جای دارد. در این ناحیه میان ناحیه? تابشی با گردش یکنواخت و گردش اختلافی در ناحیه? همرفتی یک شکاف بزرگ (دگرگونی ناگهانی در رفتار) پدید می‌آید. شرایطی که در آن لایه‌های افقی پی در پی بر روی یکدیگر لیز می‌خورند.^[55] جریان سیال در ناحیه? همرفتی در بالا، از بالا تا پایین لایه به آرامی کم می‌شود تا در پایین ترین نقطه ناپدید شود. تا به این ترتیب با ویژگی‌های آرام ناحیه? تابشی در پایین، هماهنگ شود. امروزه چنین گمان می‌شود که یک پویایی مغناطیسی در میانه? این لایه باعث پدید آمدن میدان مغناطیسی خورشید شده‌است.^[43]

ناحیه? همرفتی

در لایه? بیرونی خورشید، یعنی از سطح آن تا عمق نزدیک به 200?000 کیلومتری (یا 70? شعاع خورشید) پلاسمای خورشید به اندازه? کافی چگال یا داغ نیست تا بتواند انرژی گرمایی لایه‌های درونی را از راه تابش به بیرون برساند. به عبارت دیگر بجای ناحیه‌ای تابنده، ناحیه‌ای مات است. درنتیجه انرژی گرمایی از راه همرفت و ستون‌های داغ جابجا می‌شود و به سطح خورشید می‌رسد. هنگامی که مواد در سطح خورشید کمی خنک می‌شود به عمق خورشید جایی که رفت و برگشت‌های همرفتی آغاز شده بود، فروبرده می‌شود تا دوباره از بالای ناحیه? تابشی گرما دریافت کند. در لایه‌ای از خورشید که با چشم می توان آن را دید، دما تا 5?700 کلوین افت می‌کند و چگالی تنها 0.2 g/m³ است (نزدیک به 1/60000 چگالی هوا در سطح دریاها).^[43]

ستون‌های داغ همرفتی بر روی سطح خورشید جا می‌اندازند این ستون‌ها از دور به صورت جودانه یا یک سری نقطه دیده می‌شود. آشفتگی پدید آمده در اثر رفت و برگشت‌های همرفتی در بیرونی ترین لایه? بخش درونی خورشید، باعث ایجاد یک پویایی در «اندازه? کوچک» می‌شود که درنتیجه? آن یک شمال و جنوب مغناطیسی در سراسر سطح خورشید پدید می‌آید.^[43] ستون‌های داغ خورشید به شکل سلول‌های بنارد است درنتیجه هندسه? منشوری شش ضلعی به خود می‌گیرد.^[56]

شیدسپهر

دمای موثر یا جسم سیاه خورشید (5777 کلوین) دمایی است که یک جسم سیاه هم اندازه? خورشید باید داشته باشد تا به اندازه? خورشید توان تولید داشته باشد.

سطح دیدنی خورشید یا شیدسپهر، لایه‌ای است که در زیر آن خورشید در برابر نور دیدنی، کدر می‌شود.^[57] بالای شیدسپهر، نور سفید خورشید است که آزادانه در فضا تابیده می‌شود و همه? انرژی اش را از خورشید بیرون می‌برد. تغییر اندازه? کدری خورشید به کاهش مقدار یون‌های H⁻ بستگی دارد چون این یون است که نور مرئی را به آسانی جذب می‌کند.^[57] در مقابل نوری که ما می‌بینیم در اثر واکنش الکترون‌ها با اتم هیدروژن برای تولید یون H⁻ تولید شده‌است.^[58][59] شیدسپهر ده‌ها تا صدها کیلومتر ضخامت دارد و گاهی کدری آن اندکی از هوای زمین هم کمتر می‌شود. چون بخش بالایی شیدسپهر از بخش‌های پایینی خنک تر است، در یک تصویر خورشید می‌بینیم که مرکز خورشید روشن تر از لبه‌های آن است. به این پدیده تیرگی مرکز-لبه می گویند.^[57] نور سفید خورشید یک ناحیه? طیفی مربوط به جسم سیاه دارد که نشان می‌دهد دمای آن نزدیک به 6000 کلوین است و البته همراه با آن خط‌های جذبی اتمی پراکنده دارد که به لایه‌های نازک روی شیدسپهر مربوط است. چگالی ذره‌ها در شیدسپهر نزدیک به 10²³ m⁻³ است. این مقدار 0?37? شمار ذره‌ها در یکای حجم جو زمین در تراز دریاها است. ذره‌های شیدسپهر را الکترون‌ها و پروتون‌ها تشکیل می‌دهد که میانگین ذره‌های هوا 58 برابر از آن سنگین تر است.^[54]

در آغاز طیف سنجی شیدسپهر، خط‌های جذبی پیدا شده بود که با هیچ یک از عنصرهای شیمیایی شناخته شده همخوانی نداشت. در 1868 نورمن لاکیر حدس زد که این خط‌های جذبی مربوط به یک عنصر تازه‌است. او این عنصر تازه را هلیم نامید، این نام، یادآور خورشیدخدای یونان، هلیوس بود. پس از 25 سال، دانشمندان برای نخستین بار توانستند هلیم را در زمین درون ظرفی جمع آوری کنند و از دیگر عنصرها جدا کنند.^[60]

جو خورشیدی

همچنین ببینید: تاج خورشیدی و حلقه? تاج خورشیدی

از تمام خورشید فقط جو آن قابل مشاهده‌است ناحیه‌ای که از لحاظ فعالیت نیز غنی است پایه جو خورشیدی شید سپهر است لکه‌های خورشیدی بر روی شید سپهر ظاهر می‌شوند لایه خارجی بعدی رنگین سپهر است تاج آخرین لایه جوی خورشید می‌باشد.

شید سپهر یک لایه نازک گاز که بیشترین عمقی که می‌توانیم آن را مشاهده کنیم و تابش قابل رویت از آن منتشر می‌شود وبر این سطح دانه‌های گذرا با عمر متوسط 5 تا دهها دقیقه را مشاهده می‌کنیم شکل گیری‌های روشن نا منظم که بوسیله رگه‌های تاریک احاطه شده‌اند این دانه دار شدن خورشیدی لایه بالایی ناحیه جا به جایی خورشید است لایه گازی به ضخامت حدود 0/2r زمینی که درست زیر پایه شید سپهر قرار می‌گیرد در این منطقه انرژی گرمایی توسط جا به جایی منتقل می‌شود توده‌های گرم

لکه‌های سطح خورشید در نقشه ساموئل دان (1794)

گاز(سلول‌های جا به جایی) بالا می‌روند و به صورت دانه‌های روشن ظاهر می‌شوند و انرژیشان را در شید سپهر تخلیه می‌کنند گازهای سرد تر پایین می‌آیند. طیف پیوستار سرار قرص خورشیدی یک دمای موثر _استفان بولتزمن_ 5800k را برای شید سپهر تعریف می‌کند از میان شید سپهر به سمت بیرون دما به شدت پایین می‌آید و سپس مجدداً در حوالی 500km داخل رنگین سپهر شروع به بالا رفتن می‌کند تا این که به دماهای بسیاربالا درتاج می‌رسد. شید سپهریک طیف یوسته جسم سیاه گسیل می‌دارد لذا بایستی در طول موجهای مرئی کدر باشد اماچگالیها در اینجا بسیار کمتر از مقداری است که گاز برای کدر بودن و تولید تابش پیوسته جسم سیاه لازم دارد.^[61]

چرخه? زندگی

نمودار تکامل درخشندگی، شعاع و دمای موثر خورشید در مقایسه با امروز آن.^[83]

خورشید نزدیک به 4?57 میلیارد سال از فروریزی بخشی از یک ابر مولکولی بسیار بزرگ که بیشتر از هیدروژن و هلیم ساخته شده بود پدید آمده‌است؛ این ابر مولکولی احتمالاً زادگاه ستارگان بسیاری بوده‌است.^[84] این سن با کمک شبیه‌سازهای رایانه‌ای تکامل ستارگان براورد شده‌است.^[85] نتیجه? بدست آمده با داده‌های مربوط به سن‌یابی با پرتوسنجشی (تعیین سن بر پایه? واپاشی عناصر پرتوزا) قدیمی ترین مواد سامانه? خورشیدی که به 4?567 میلیارد سال پیش باز می‌گردد، سازگار است.^[86][87] پژوهش بر روی کهن ترین شهاب‌سنگ‌ها، نشانه‌هایی از هسته‌هایی پایدار که محصول واپاشی ایزوتوپ‌های با نیمه عمر بسیار کوتاه بوده‌اند را، آشکار کرده‌است. برای نمونه می‌توان به آهن-60 اشاره کرد. این ماده تنها در اثر انفجار ستاره‌های با عمر کوتاه پدید می‌آید. به این ترتیب می‌توان چنین نتیجه گرفت که در جایی که خورشید شکل گرفته‌است گمان آن می‌رود که یک یا بیش از یک ابرنواختر حضور داشته‌است. یک موج ناگهانی از یکی از ابرنواخترهای کناری، آغازگر پدیداری خورشید بوده‌است. این موج ناگهانی باعث فشردگی گازها در میانه? ابر مولکولی و در برخی ناحیه‌ها باعث فروریختن آن‌ها زیر گرانش میانشان شده‌است.^[88] به دلیل پایستگی تکانه? زاویه‌ای، هرگاه یک بخش کوچک از این ابر فرو ریزد، با یک فشار افزاینده، شروع به گردش و گرم شدن می‌کند. با این رویداد بیشتر جرم در یک ناحیه متمرکز می‌شود و باقی‌مانده? آن در یک صفحه در پیرامون پراکنده می‌گردد. این جرم باقی‌مانده بعدها به سیاره‌های پیرامون یا دیگر جرم‌های سامانه? خورشیدی دگرگون شود. گرانش و فشار بالا در هسته? ابر، گرمای بسیار زیادی را پدید می‌آورد. هر چه هسته، گاز بیشتری را از صفحه? پیرامون به خود جذب کند، شرایط واکنش همجوشی هسته‌ای بیشتر فراهم می‌شود و به این ترتیب خورشید به دنیا می‌آید.

می‌توان گفت اکنون خورشید در دوران میانسالی خود قرار دارد. در این بازه واکنش‌های همجوشی هسته‌ای در هسته? آن رخ می‌دهد و هیدروژن به هلیم تبدیل می‌شود. در هر ثانیه بیش از چهار میلیون تُن جرم ماده به انرژی دگرگون می‌شود و نوترینو و نور سفید بجای می‌ماند. با این روند تا به حال نزدیک به 100 برابر جرم زمین، ماده به انرژی دگرگون شده‌است. خورشید نزدیک به 10 میلیارد سال در رده? ستاره? رشته? اصلی (میانسالی) باقی می‌ماند.^[89]

خورشید به اندازه? کافی جرم ندارد تا مانند یک ابرنواختر منفجر شود. بجای آن در نزدیک به 5 میلیارد سال وارد حالت غول سرخ می‌شود. در این حالت در هنگامی که سوخت هیدروژن درون هسته مصرف شده‌است، لایه? بیرونی گسترش می‌یابد. هسته دچار جمع شدگی و گرم شدن می‌شود. حال که ستاره گرم تر شده‌است همجوشی در هیدروژنی که در لایه? بیرونی ستاره باقی‌مانده بود، از سر گرفته می‌شود این بار در پوسته‌ای پیرامون هسته? هلیمی. هر چه هلیم بیشتری تولید می‌شود، پوسته بیشتر گسترش می‌یابد. هرگاه که دمای هسته به اندازه? کافی بالا رود و به 100 میلیون کلوین برسد، همجوشی هلیم در هسته آغاز می‌شود و کربن پدید می‌آید.^[37] در ادامه? مرحله? غول سرخ، نوسان‌های حرارتی باعث می‌شود تا خورشید لایه? بیرونی خود را از دست دهد و از خود یک سحابی سیاره‌نما بسازد. تنها چیزی که پس از دور انداختن لایه‌های بیرونی باقی می‌مانند، هسته? بسیار داغ خورشید است که کم کم سرد می‌شود و پس از چندین میلیارد سال به کوتوله? سفید دگرگون می‌شود. این داستان تکامل یک ستاره از ستاره? با جرم کم به جرم متوسط است.^[90][91]

سرنوشت زمین

اگر خورشید به یک غول سرخ دگرگون شود، شعاعی بزرگتر از مدار گردش زمین به دور خورشید پیدا خواهد کرد. شعاع آن 1 AU یا 1?5×10¹¹ متر خواهد شد، این عدد 250 برابر شعاع کنونی خورشید است.^[92] در این هنگام خورشید در شاخه? مجانب غول‌ستاره‌ها جای گرفته و می توان گفت که نزدیک به 30 درصد از جرمش را به دلیل بادهای خورشیدی از دست داده‌است. در گذشته باور این بود که به دلیل کاهش جرم خورشید، سیاره‌های پیرامونی در مدارهای بزرگتر و دورتری نسبت به خورشید به گردش می‌پردازند و زمین جدا از خورشید باقی می‌ماند اما پژوهش‌های تازه نشان داده‌است که زمین توسط خورشید بلعیده می‌شود.^[92] حتی اگر چنین نشود و زمین از دست رس خورشید دور بماند، با این حال همه? آبش بخار خواهد شد و بیشتر هواکره? آن به بیرون فرار خواهد کرد. در گذشته نور خورشید بسیار ضعیف بود، شاید به همین دلیل در زمان‌های دورتر از یک میلیارد سال پیش، هنوز زندگی در خشکی پدید نیامده بود. از گذشته تا امروز خورشید درخشان تر شده‌است (هر یک میلیارد سال، 10? درخشان تر) و این روند در آینده هم ادامه خواهد داشت و سطح آن کم کم گرمتر خواهد شد تا آنجا که تا یک میلیارد سال دیگر سطح زمین آنقدر گرم می‌شود که دیگر به سختی بتوان آب را در حالت مایع در آن پیدا کرد و این به معنی پایان زندگی در زمین است.^[92][93]

چرخه? زندگی خورشید، اندازه‌های کشیده شده دقیق نیست.

نور خورشید

مقایسه? بزرگی ظاهری خورشید در سطح سیاره‌های تیر، زهره، زمین، بهرام، هرمز، کیوان، آهوره، نپتون و پلوتو

همواره نخستین منبع انرژی در زمین، نور خورشید بوده‌است. ثابت خورشید مقدار توانی است که خورشید در یکای سطح، در زمین آزاد می‌کند که ارتباط مستقیم با نور سفید دریافتی از خورشید دارد. ثابت خورشید در فاصله? یک واحد نجومی از خورشید (برابر با فاصله‌ای که زمین یا نزدیکی آن تا خورشید دارد) تقریباً برابر با 1?368 W/m² است.^[94] نور خورشید با گذر از جو زمین ضعیف تر می‌شود و توان کمتری را به سطح می رساند. در شرایطی که آسمان شفاف، و خورشید نزدیک سرسو باشد، توانی نزدیک به 1000 وات بر مترمربع بدست خواهد آمد.^[95]

نور خورشید در شامگاه.

نور خورشید را می توان با کمک فرایندهای طبیعی و ساخت انسان مهار کرد. فرایند نورساخت در اندام‌های گیاهان انرژی نور خورشید را جذب می‌کند و آن را به صورت شیمیایی (اکسیژن و ترکیب‌های کاهش یافته? کربن) آزاد می‌کند. همچنین انرژی انبار شده در نفت خام و سوخت‌های سنگواره‌ای، خود غیر مستقیم به انرژی خورشید و فرایند نورساخت وابسته‌است. علاوه بر روش‌های طبیعی با کمک ابزارهای ساخت انسان هم می توان یا مستقیم از گرمای خورشید بهره برد و یا با کمک سلول‌های خورشیدی، نور خورشید را به انرژی الکتریکی دگرگون کرد.^[96]

جای خورشید در میانه? کهکشان

جابجایی گرانیگاه سامانه? خورشیدی نسبت به خورشید.

نمایی از کهکشان راه شیری که در آن جای خورشید هم نشان داده شده‌است.

خورشید در لبه? درونی بازوی شکارچی کهکشان راه شیری، در ابر میان‌ستاره‌ای محلی یا Gould Belt در فاصله‌ای میان 7?5 تا 8?5 کیلوپارسک (25?000 تا 28?000 سال نوری) از مرکز کهکشانی، جای دارد.^{[97][98][99][100]} در حالی که در میانه? حباب‌های محلی، فضایی که در آن گازهای داغ با چگالی کمتر از معمول پراکنده‌اند و احتمالاً توسط باقی‌مانده? ابرنواختر Geminga تولید شده‌اند، قرار دارد.^[101] فاصله? میان بازوی محلی و بازوی بعدی در بیرون، Perseus Arm، نزدیک به 6500 سال نوری است.^[102] دانشمندان جایی که خورشید و البته سامانه? خورشیدی جای دارد را ناحیه? قابل زندگی کهکشانی نامیده‌اند.

آماج خورشیدی، راستایی است که خورشید در آن سفر می‌کند و نسبت به ستارگان همسایه در کهکشان راه شیری سنجیده می‌شود. روی هم رفته، خورشید به سوی ستاره? کرکرس نشسته در صورت فلکی دیگ‌پایه و با زاویه‌ای نزدیک به 60 درجه? آسمان نسبت به جهت مرکز کهکشانی سفر می‌کند.

انتظار آن می‌رود که مدار گردش خورشید پیرامون کهکشان، تقریباً بیضی گون باشد که به دلیل مارپیچ بودن بازوهای کهکشانی و توزیع ناهمسان جرم در آن‌ها، با کمی آشفتگی همراه باشد. همچنین خورشید نسبت به صفحه? کهکشان، تقریباً 2?7 بار بر گردش، به بالا و پایین نوسان می‌کند. این بحث وجود دارد که با گذر خورشید از ناحیه? پرچگالی کهکشان، شمار برخورد جرم‌های آسمانی با زمین بیشتر می‌شود و درنتیجه انبوهی از جانوران و گیاهان در زمین از میان می‌روند.^[103] روی هم رفته 225 تا 250 میلیون سال طول می‌کشد تا سامانه? خورشیدی یک بار پیرامون کهکشان بگردد (یک سال کهکشانی)^[104] پس باید انتظار داشت تا خورشید در طول زندگی اش، بتواند 20 تا 25 بار پیرامون کهکشان بگردد. سرعت حرکت سامانه? خورشیدی پیرامون مرکز کهکشانی نزدیک به 251 km/s است.^[105] با این سرعت 1?190 سال طول می‌کشد تا سامانه? خورشیدی بتواند در مسافتی به درازی یک سال نوری سفر کند. همچنین 7 روز طول می‌کشد تا به اندازه? یک واحد نجومی جابجا شود.^[106]

سامانه? خورشیدی

مقایسه? بزرگی خورشید و سیاره‌های پیرامون

خورشید به تنهایی 99?86? از جرم سامانه? خورشیدی را دربرمی‌گیرد. 0?14? باقی‌مانده از آن سیاره‌های پیرامون است.

پرسش‌های نظری

مسئله? نوترینوی خورشیدی

برخی مراحل از واکنش‌های زنجیره? pp در مرکز خورشید، تولید نوترینو می‌کند. این نوترینوها به راحتی از میان لایه‌های خارجی عبور کرده، اطلاعاتی پیرامون شرایط مرکز خورشید در اختیار ما قرار می‌دهند. در دهه? 1970، زمانی که برای نخستین بار نوترینوهای خورشیدی رصد شد، دانشمندان دریافتند که تعداد آن‌ها تنها یک سوم تعداد پیش‌بینی شده است. این ناسازگاری را مسئله? نوترینوی خورشیدی (Solar neutrino problem) می‌نامند. در آزمایش‌های اولیه، تنها نوترینوهای تولیدی در شاخه‌های ppII و ppIII مشاهده شدند. فقط بخش اندکی از درخشندگی خورشید وابسته به این واکنش‌ها است، از این رو مشخص نبود که با این نتایج، عاقبت مدل‌های خورشیدی چه می‌شود. در دهه? 1990 نوترینوهای شاخه? ppI، یعنی شاخه? اصلی در زنجیره? pp، رصد شدند. اگرچه در اینجا ناسازگاری با مدل‌های استاندارد اندکی کاهش یافت ، اما مسئله? نوترینو همچنان پابرجا بود. شاید مشهورترین توضیح برای مسئله? نوترینوی خورشیدی بر چیزی که نوسان‌های نوترینویی (Neutrino oscillation) نامیده می‌شود استوار است. بر اساس این توضیح، اگر نوترینو جرم کوچکی داشته باشد، یعنی حدود 0/01 الکترون‌ولت، یک نوترینوی الکترونی می‌تواند در مسیر حرکت از میان بخش‌های خارجی خورشید، به نوترینوی میونی یا تائوئی تبدیل شود. در آزمایش‌های نخستین، تنها نوترینوهای الکترونی مشاهده می‌شد که تنها بخشی از تمام نوترینوهای تولیدی بودند. در سال 2001 نتایج آزمایش‌های انجام شده در کانادا و ژاپن اعلان شد. در این آزمایش‌ها، تعداد نوترینوی الکترونی و تعداد کل نوترینوهای رسیده از خورشید مورد اندازه‌گیری قرار می‌گرفت. شار کلی با پیش‌بینی‌های مدل استاندارد خورشید هم‌خوانی داشت و این در حالی بود که شار نوترینوی الکترونی با مقادیر کمتری که در اندازه‌گیری‌های اولیه نوترینو به‌دست آمده بود برابری می‌کرد. این نتیجه اثباتی بود بر وجود نوسانات نوترینوی خورشیدی که بر اثر آن، تعدادی از نوترینوهای الکترونی تولیدی در مرکز خورشید به انواع دیگر تبدیل می‌شدند. در حال حاضر می‌توان مسئله نوترینوی خورشیدی را حل‌شده دانست. این پاسخ یک پیروزی بزرگ برای مدل استاندارد خورشیدی به‌حساب می‌آمد و به‌وسیله? آن وجود نوسانات نوترینویی نیز آشکار شد، چیزی که اثبات می‌کند نوترینو یک جرم کوچک ولی غیر صفر دارد. به نظر می‌رسد که مدل استاندارد فیزیک ذرات نیاز به بازنگری در برخی زمینه‌ها دارد.^[107]

مسئله? گرمای تاج خورشیدی

شیدسپهر یا همان سطح نورانی خورشید دارای دمایی نزدیک به 6?000 کلوین است. بالای آن تاج خورشیدی جای دارد که دارای دمای 1?000?000 تا 2?000?000 کلوین است.^[108] ذمای بالای تاج خورشیدی نشان می‌دهد که این ناحیه به جز انتقال مستقیم گرما از شیدسپهر و از راه رسانایی گرمایی، منبع گرمایی دیگری هم دارد.^[68]

گمان آن می‌رود که انرژی لازم برای گرمایش بیشتر تاج خورشیدی از راه حرکت‌های آشفته? ناحیه همرفتی در زیر شیدسپهر بدست آمده باشد. دو ساز و کار اصلی برای توضیح داغی بیشتر تاج خورشیدی پیشنهاد شده‌است.^[108] نخست موج‌های گرم کننده‌است که در آن صوت، گرانش یا موج‌های magnetohydrodynamic از راه آشفتگی در ناحیه? همرفتی تولید می‌شود.^[108] این موج‌ها رو به بالا حرکت می‌کنند، در تاج خورشیدی پراکنده می‌شوند و انرژی خود را در محیط گازی به صورت گرما آزاد می‌کنند.^[109] دوم، گرمایش از راه آهنربایی (مغناطیسی) است که در آن انرژی آهنربایی به صورت پیوسته توسط حرکت‌های شیدسپهر آزاد می‌شود با این کار به هم پیوستگی مغناطیسی روی می‌دهد به این معنی که انرژی مغناطیسی به انرژی جنبشی، گرمایی و شتاب ذره تبدیل می‌شود. چنین فرایندی به صورت شراره‌های خورشیدی و هزاران رویداد مانند آن نمود پیدا می‌کند.^[110]

هم اکنون روشن نیست که کدام یک از این پدیده‌ها، چنین گرمایی را در تاج خورشیدی پدید می‌آورند. دیده شده که همه? موج‌ها به جز موج آلفون پیش از رسیدن به تاج خورشیدی پراکنده یا شکسته می‌شوند.^[111] موج‌های آلفون به آسانی در تاج خورشیدی پراکنده نمی‌شوند.

مسئله? کم نوری خورشید در جوانی

مدل‌های نظری از پیشرفت خورشید می‌گوید که در 3?8 تا 2?5 میلیارد سال پیش در دوران آرکئن، خورشید تنها 75 درصد درخشش امروزش را داشت. چونین ستاره? ضعیفی نمی‌تواند آب را به صورت مایع در سطح زمین نگه دارد پس زندگی نباید گسترش می‌یافت. از سوی دیگر نشانه‌های زمین شناسی می‌گوید که زمین از گذشته تا امروز چندان دستخوش بالا و پایین رفتن‌های دمایی نشده بلکه در آغاز حتی گرم تر از امروزش هم بوده‌است. پژوهش‌ها به این نتیجه رسیده‌است که دلیل این تناقض به هواکره? زمین باز می‌گردد. زمین در آغاز، بسیار بیشتر از امروزش گازهای گلخانه‌ای (مانند کربن دی‌اکسید، متان و/یا آمونیاک) در هواکره? خود داشت. این گازها، گرما را به دام می‌اندازند و اجازه نمی‌دهند تا زمین به آسانی دمایش پایین بیاید برای همین با وجود کمتر بودن درخشش خورشید زمین گرم تر از امروز بوده‌است.^[112]

تماشای خورشید و اثر آن

آنچه که چشم، هنگام بیماری phosphene می‌بیند.

اگر با چشم غیرمسلح به خورشید خیره شویم، درخشش آن می‌تواند آسیب رسان باشد. البته یک نگاه کوتاه و گذرا، به یک چشم معمولی که مردمک آن خیلی باز نشده باشد آسیبی نمی‌رساند.^[113][114]با نگاه مستقیم به خورشید توانی نزدیک به 4 میلی وات توسط نور خورشید در شبکیه? چشم آزاد می‌شود. این انرژی باعث گرم شدن چشم و آسیب زدن به سلول‌های آن می‌شود به همین دلیل چشم دیگر نسبت به نور دریافتی به خوبی پاسخ نمی‌دهد. بیماری‌هایی مانند phosphene و کوری جزئی کوتاه مدت از آسیب‌های خیره شدن به خورشید است.^[115][116] تابش فرابنفش با گذر سال‌های دراز از سن افراد و اندک اندک باعث زردی عدسی چشم و احتمالاً بیماری آب‌مروارید در افراد می‌شود. این بیماری به میزان دریافت عمومی فرابنفش بستگی دارد و به خیرگی با چشم غیرمسلح به خورشید، ارتباط ندارد.^[117] نگاه بلندمدت و با چشم غیرمسلح به خورشید اجازه می‌دهد تا پرتوهای فرابنفش زیادی وارد چشم شود درنتیجه ممکن است آسیب‌هایی مانند آفتاب‌سوختگی در شبکیه? چشم پدید آید بویژه هنگامی که پرتوهای فرابنفش شدید و متمرکز باشند.^[118][119] این آسیب‌ها جدی تر خواهد بود هنگامی که چشم جوان باشد و یا عدسی (لنز) گذاشته شده در چشم تازه باشد چون در این وضعیت چشم پرتوهای فرابنفش بیشتری را نسبت به چشم معمولی در خود می‌پذیرد. همچنین هرگاه خورشید در زاویه? سرسو باشد و فرد از بلندی به آن خیره شود آسیب بیشتری به چشم می‌رسد.

اگر با کمک ابزارهای متمرکز کننده? نور مانند دوربین دوچشمی به خورشید نگاه کنیم و از فیلترهای بازدارنده? فرابنفش استفاده نکنیم تا نور خورشید ضعیف شود در این صورت باید منتظر آسیب‌های همیشگی به شبکیه? چشم بود. فیلترهای نازکی که برای تماشای خورشید در بازار پیدا می‌شوند باید دقیقاً برای این کار ساخته شده باشند چون برخی فیلترهای ابتکاری پرتوی فرابنفش یا فروسرخ را از خود می گذراند که در صورتی که در آن هنگام درخشش خورشید زیاد باشد به چشم آسیب می‌رسد.^[120] دوربین‌های دوچشمی بدون فیلتر می‌تواند پرتوی خورشید را 500 برابر نیرومندتر از نگاه با چشم غیرمسلح، به چشم برساند با این کار می‌توان گفت بی درنگ سلول‌های شبکیه کشته می‌شوند. حتی یک نگاه کوتاه با دوربین دوچشمی بدون فیلتر به خورشید میانه? روز می‌تواند باعث کوری همیشگی شود.^{[نیازمند منبع]}

در خورشیدگرفتگی‌هایی که کلی نیستند هم نگاه به خورشید خطرناک است. چون در این وضعیت که ماه در برابر خورشید جای گرفته بیشتر نور خورشید گرفته شده و پیرامون فرد تاریک است به همین دلیل مردمک چشم بیشتر از همیشه باز شده‌است اما هم زمان هنوز بخشی از خورشید در آسمان دیده می‌شود این بخش از خورشید همان شیدسپهر است که به درخشش دیگر جاهای خورشید است. در نتیجه مردمک چشم از 2 تا 6 میلیمتر باز شده که با نگاه به خورشید که به صورت جزئی نورانی است ناگهان نوری ده برابر همیشه وارد شبکیه می‌شود و سلول‌های این بخش چشم ممکن است بمیرند در نتیجه نقطه‌های کوری همیشگی در محدوده? دید بیننده بوجود می‌آید.^[121] این گونه آسیب‌ها بویژه برای افراد بی تجربه و کودکان کمی پنهان است و فرد بی درنگ پس از نگاه کردن متوجه آن نمی‌شود.

در هنگام طلوع و غروب خورشید به دلیل اثر پراکندگی رایلی و پراکندگی می در بخش زیادی از هواکره? زمین نور خورشید ضعیف تر دیده می‌شود^[122] و حتی گاهی درخشش آن قدر کم است که می‌توان به آسانی با چشم غیرمسلح یا ابزارهای نوری خورشید را تماشا کرد (به شرطی که مطمئن باشیم در شرایطی نیستیم که ناگهان درخشش خورشید زیاد شود و از پشت ابر بیرون آید) وجود گرد و غبار در هوا، رطوبت بالا و مه باعث می‌شود تا درخشش خورشید کمتر دیده شود.^[123]

پرتوی سبز، پدیده‌ای است کمیاب که اندکی پس از غروب و اندکی پیش از طلوع آفتاب روی می‌دهد. این درخشش توسط نور خورشید که در زیر افق شکسته می‌شود و به سوی بیننده تابیده می‌شود پدید می‌آید (معمولاً در اثر وارونگی هوا). نور با طول موج کوتاه تر (بنفش، آبی و سبز) بیش از پرتوهای با طول موج بلندتر (زرد، نارنجی و قرمز) خمیده می‌شود. اما بنفش و آبی بیشتر دچار پراکنندگی می‌شود درنتیجه نوری که دیده می‌شود سبز رنگ است.^[124]

پرتوهای فرابنفش خورشید دارای ویژگی گندزدایی است و در پاکسازی آب کاربرد دارد. همچنین از دیدگاه پزشکی هم بر بدن اثر دارد، هم باعث تولید ویتامین د می‌شود و هم می‌تواند آفتاب‌سوختگی ایجاد کند. بخش بزرگی از پرتوهای فرابنفش توسط لایه? اوزون ضعیف می‌شود. به همین دلیل میزان فرابنفش دریافتی بسته به عرض جغرافیایی متفاوت است. این تفاوت باعث پدید آمدن گوناگونی‌های زیستی در عرض‌های جغرافیایی مختلف شده‌است برای نمونه می‌توان به تفاوت در رنگ پوست انسان در سراسر کره? زمین اشاره کرد.^[125]

ویژگی فیزیکی

1- قطر خورشید درحدود 1?392?000 کیلومتر یا 109 برابر قطر زمین است.

2- جرم خورشید 333?000 برابر جرم زمین است (جرم زمین 1027×6) و مقدار جرمی که خورشید از دست می‌دهد درحدود 4/2 میلیون تن در ثانیه‌است.

3- وزن مخصوص خورشید 41/1 گرم بر سانتی متر مکعب است.

4- حجم خورشید 1033× 4/1 سانتی متر مکعب که حدوداً معدل 1?400?000 برابر حجم زمین است.

5- دمای مرکز خورشید 15?000?000درجه کلوین است.

6- مدت چرخش وضعی: 25 روزدر استوا که درحوالی قطب‌ها به 34 روز می‌رسد.

7- یک سال کیهانی زمانی است که خورشید یک بار به دور کهکشان می‌چرخد ودر حدود 225 میلیون سال است.

8- قطر زاویه‌ای خورشید درآسمان 32 دقیقه‌است. قدر ظاهری خورشید 7/26- است.

9-خورشید در زمان پیدایش زمین (زمانی که زمین کاملاً به اعتدال رسیده بود و آب در زمین وجود داشت) 5 برابر امروز قطر و بزرگی داشت.

در حدود 99? وزن خورشید را گازهای هیدروژن(H2) و هلیوم (He) تشکیل داده‌اند، که از مقدار نیز حدود 70? هیدروژن29? هلیوم و یک درصد مابقی، شامل سایر گازها می‌شود. در خورشید هرثانیه 500 میلیون تن هیدروژن طی فرایند همجوشی هسته‌ای به هلیوم تبدیل می‌شود که فقط حدود 5? آن به شکل انرژِی از خورشید خارج می‌گردد. ازآن جایی که هم جوشی یک عمل گرماده‌است همجوشی‌های بیشمار خورشیدو انرژی گرمایی حاصل از آن به عنوان اشعه‌های خورشید در منظومه? شمسی پخش می‌شود که مقداری از آن به زمین می‌رسد این عمل نیز باعث طوفان‌های داغ و تحریک ابرهای اسید سولفوریک در زهره می‌گردد.

میدان مغناطیسی

صفحه? جریان نورکره در بیرون خورشید هم گسترش یافته و بر سامانه? خورشیدی اثر می‌گذارد. این پدیده، نتیجه? تاثیر میدان مغناطیسی درحال گردش خورشید بر روی پلاسما در محیط میان‌سیاره‌ای است.^[62]

همچنین ببینید: میدان مغناطیسی ستاره‌ای

خورشید ستاره‌ای فعال از دیدگاه مغناطیسی است. یک میدان مغناطیسی توانا دارد که سال به سال اندکی سویش تغییر می‌کند تا اینکه هر یازده سال وارون می‌شود.^[63] میدان مغناطیسی خورشید دارای اثرهای بسیاری است که به مجموعه? آن‌ها فعالیت خورشیدی گفته می‌شود. از جمله? آن‌ها، لکه‌های خورشیدی بر سطح آن، شراره? خورشیدی و دگرگونی‌ها در بادهای خورشیدی است که باعث جابجایی ماده درون سامانه? خورشید است.^[64] فعالیت‌های خورشید بر زمین هم اثر می‌گذارد. برای نمونه می توان به شفق قطبی که در ناحیه‌های نزدیک به قطب دیده می‌شود و یا دیدن شکست یا خرابی در موج‌های رادیویی و توان الکتریکی اشاره کرد. گمان آن می‌رود که میدان مغناطیسی خورشید نقش مهمی در ساخت و کامل شدن سامانه? خورشیدی داشته باشد. همچنین این فعالیت‌های خورشیدی، ساختار بخش بیرونی هواکره? زمین را هم تغییر می‌دهد.^[65]

به دلیل دمای بسیار بالای خورشید، تمام ماده? موجود در آن در حالت گازی و پلاسما است. این ویژگی به خورشید این توان را می‌دهد تا در مدار استوایی اش تندتر (نزدیک 25 روز) از عرض‌های جغرافیایی بالاتر (نزدیک به 35 روز در ناحیه? قطبی) بگرد خود بچرخد.^[66][67] گردش اختلافی خورشید در عرض‌های جغرافیایی گوناگون آن باعث می‌شود تا با گذر زمان خط‌های میدان مغناطیسی خورشید در هم پیچیده شود، حلقه‌های میدان مغناطیسی در سطح خورشید فوران کند و درنتیجه لکه و زبانه? خورشیدی پدید آید. در اثر همین پیچش است که پویایی خورشیدی و چرخه? یازده ساله? وارونه شدن میدان مغناطیسی خورشید پدیدار می‌شود.^[66][67]

میدان مغناطیسی خورشید بسیار فراتر از خود خورشید را هم دربر می‌گیرد. بادهای خورشیدی مغناطیسی پلاسمایی، میدان مغناطیسی خورشید را به بیرون از خورشید می‌برد، پدیده‌ای که امروزه به آن میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای گفته می‌شود.^[68] پلاسما تنها می‌تواند در راستای خط‌های میدان مغناطیسی جابجا شود برای همین میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای به صورت شعاعی گسترش یافته‌است. چون میدان مغناطیسی بالا و پایین مدار استوایی خورشید قطبش‌های متفاوت از یا به سوی خورشید دارند، یک لایه? نازک جریان در صفحه? استوایی خورشید پدید می‌آید که به آن صفحه? جریان نورکره گفته می‌شود.^[68] در فاصله‌های دور، چرخش خورشید باعث پیچیده شدن میدان مغناطیسی و صفحه? جریان به شکل حلزونی ارشمیدس می‌شود؛ مانند سازه? مارپیچ پارکر.^[68] میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای بسیار قوی تر از اجزای میدان مغناطیسی دوقطبی خورشید است. میدان مغناطیسی دوقطبی 50 تا 400 میکروتسلایی خورشید (در شیدسپهر) با توان سه? فاصله کاهش می‌یابد و در نزدیکی‌های زمین به 0?1 نانوتسلا می‌رسد. اما داده‌های بدست آمده توسط فضاپیماها نشان می‌دهد میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای در نزدیکی زمین 100 برابر قوی تر است.^[69]

ساختار شیمیایی

خورشید در درجه? نخست از عنصرهای هیدروژن و هلیم ساخته شده‌است. این عنصرها به ترتیب 74?9? و 23?8? از جرم خورشید را در شیدسپهر می‌سازند.^[70] در ستاره شناسی به همه? عنصرهای سنگین تر فلز می گوییم، فلزها سازنده? کمتر از 2? جرم خورشید اند. فراوان ترین این فلزها عبارتند از: اکسیژن (نزدیک به 1? جرم خورشید)، کربن (0?3?)، نئون (0?2?) و آهن (0?2?)^[71].

خورشید ترکیب شیمیایی اش را از محیط میان ستاره‌ای به ارث برده‌است. و خود هلیم و هیدروژن هم به جای مانده از هسته‌زایی مهبانگ اند. فلزها از هسته‌زایی ستاره‌ای پدید آمده‌اند. ستاره‌هایی که دوره? تکامل خود را به پایان رسانده‌اند و مواد خود را به محیط میان ستاره‌ای پیش از ساخت خورشید بازگردانده‌اند.^[72] ساختار شیمیایی شیدسپهر نمایانگر ساختار اساسی سامانه? خورشیدی است.^[73] البته از هنگامی که خورشید ساخته شده، بخشی از هلیم و عنصرهای سنگین از شیدسپهر گریخته‌اند برای همین هم اکنون شیدسپهر دارای هلیم کمتری نسبت به گذشته دارد و عنصرهای سنگین هم نسبت به پیش‌ستاره? خورشید 84? اندازه? گذشته را دارند. 71? پیش‌ستاره? خورشید از هیدروژن، 27?4? از هلیم و 1?5? از فلزها ساخته شده بود.^[70]

در بخش‌های درونی خورشید به دلیل همجوشی هسته‌ای، هیدروژن‌ها به هلیم دگرگون می‌شوند. برای همین می توان گفت درونی ترین بخش خورشید نزدیک به 60? هلیم دارد ولی درصد فلزها ثابت است. از آنجایی که بخش درونی خورشید تنها پرتوزایی می‌کند و همرفتی ندارد (نگاه کنید به بخش ناحیه? تابشی در بالا) برای همین هیچ یک از میوه‌های همجوشی در هسته به سوی بالا و شیدسپهر نمی‌آید.^[74]

فراوانی عنصرهای سنگین خورشیدی که در بالا توضیح داده شد را با کمک طیف‌سنجی نجومی شیدسپهر خورشید و اندازه گیری فراوانی‌ها در شهاب‌سنگ‌هایی که هرگز آن قدر داغ نشده‌اند که به دمای ذوب برسند، بدست می‌آوریم. گمان آن می‌رود که این شهاب‌سنگ‌ها ساختار پیش‌ستاره? خورشید را نگه داشته باشند و عنصرهای سنگین بر آن‌ها اثر نگذاشته باشند. نتیجه? هر دوی این روش‌ها با هم همخوانی دارد.^[13]

گروه آهن

در دهه? 1970 پژوهش‌ها بر روی وجود عنصرهای گروه آهن در خورشید متمرکز بود.^[75][76] با اینکه پژوهش‌های گسترده‌ای صورت گرفت اما فراوانی برخی از عنصرهای گروه آهن مانند کبالت و منگنز چندان روشن نشد دست کم تا سال 1978 چنین بود. و این به دلیل ساختار بسیار ریز این عنصرها بود (منظور تفاوت ناچیز در ترازهای انرژی است).^[75]

نخستین فهرست کامل از توان نوسان عنصرهای یونی شده? گروه آهن در دهه? 1960 میلادی بدست آمد و تا سال 1976 محاسبات آن کامل شد.^[77]

لکه‌های خورشیدی و چرخه? آن‌ها

اندازه گیری دگرگونی‌های چرخه? خورشیدی در یک بازه? سی ساله.

پیشینه? لکه‌های خورشیدی در 250 سال گذشته، به خوبی می‌توان دید که چرخه? لکه‌ها تقریباً هر 11 سال یک بار تکرار می‌شود.

هنگام مشاهده? خورشید اگر از فیلترهای مناسب را بکار بریم بی درنگ می‌توانیم لکه‌های خورشید را ببینیم. این لکه‌ها به دلیل داشتن دمایی پایین تر از پیرامونشان، به صورت سطحی تاریک تر دیده می‌شوند. شدت فعالیت مغناطیسی در لکه‌های خورشیدی بسیار بالا است تا آنجا که فرایندهای همرفتی هم توسط میدان مغناطیسی بسیار قوی آن ناحیه مهار می‌شود برای همین انرژی گرمایی کمتری از درون داغ خورشید به سطح این ناحیه‌ها می‌رسد. میدان مغناطیسی بسیار قوی باعث داغی بسیار بالای تاج خورشیدی می‌شود و ناحیه‌های فعالی را پدید می‌آورد. این ناحیه‌های فعال منبع شراره‌های شدید خورشیدی و خروج جرم از تاج خورشیدی است. بزرگترین لکه‌های خورشیدید می‌توانند تا ده‌ها هزار کیلومتر پهنا داشته باشند.^[78]

شمار لکه‌های خورشیدی قابل دید ثابت نیست و هر 11 سال همراه با چرخه? خورشیدی تغییر می‌کند. معمولاً اندکی از لکه‌های خورشیدی قابل دیدند و حتی گاهی هیچکدام دیده نمی‌شوند. لکه‌هایی که دیده می‌شوند در عرض‌های بالای خورشید قرار دارند. هرچه که چرخه? خورشید بیشتر پیش رود شمار لکه‌ها بیشتر و به مدار استوایی خورشید نزدیکتر می‌شوند. این پدیده را قانون اشپورر توضیح می‌دهد. لکه‌های خورشیدی بیشتر به صورت جفت با قطب‌های مخالف مغناطیسی اند. قطب‌های مغناطیسی لکه‌های مهم خورشید به صورت یک در میان در هر چرخه? خورشیدی تغییر می‌کند به این ترتیب یک لکه می‌تواند در یک دوره قطب مغناطیسی شمال و در دوره? آینده قطب مغناطیسی جنوب باشد.^[79]

درخشش خورشید ارتباط مستقیم با فعالیت‌های مغناطیسی آن دارد به همین دلیل چرخه? خورشیدی تاثیر مهمی بر هوای فضای پیرامون کره? زمین و آب و هوای خود زمین می‌گذارد.^[80]

چرخه‌های بلندمدت

به تازگی یک نظریه ارائه شده‌است که ادعا می‌کند در هسته? خورشید ناپایداری‌هایی وجود دارد که باعث پدید آمدن نوسان‌هایی با دوره? بازگشت یا 41?000 یا 100?000 سال می‌شود. این نظریه نسبت به چرخه‌های میلانکوویچ، عصر یخبندان را بهتر توضیح می‌دهد.^[81][82]

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.

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.)

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

هسته خورشید

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.

فوتون‌های پرانرژی ([کیهانی]، [گاما] و [ایکس]) آزاد شده در نتیجه شکافت 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

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.

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.

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

منطقه حداقل درجه حرارتی

فام‌سپهر (رنگین کره یا کروموسفر)

هاله (کرونا یا تاج خورشیدی)

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).

می‌توان تاج خورشیدی را به وضوح به‌هنگام خورشیدگرفتگی کلی مشاهده کرد.

رده طیفی

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.

نور خورشید و اثر پراکنده‌کنندگی جو

لکه خورشیدی و چرخه حیات لکه‌های خورشیدی

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.

مسأله نوترینوی خورشیدی

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.

در مقایسه با میلیاردها ستاره عالم، خورشید بسیار عادی به نظر می رسد. اما برای زمین و سایر سیارات که به دور آن می گردند، خورشید مرکز قدرتمند تولید حیات است. خورشید انسجام دستگاه خورشیدی را حفظ کرده و نور حیات بخش را به سراسر این منظومه تزریق می کند؛ و اتمسفر فضایی را تولید می کند. 

خورشید ستاره بزرگی است. با قطری در حدود 1.4 میلیون کیلومتر می تواند حدود 109 سیاره مانند زمین را در عرض خود جای دهد. اگر خورشید یک توپ توخالی بود می توانست یک میلیون زمین را در خود فرو ببرد. اما خورشید خالی نیست. این ستاره از گازهای داغ سوزانی تشکیل شده که بیش از 99.8 درصد تمامی جرم سازنده دستگاه خورشیدی را تشکیل می دهند. دمای خورشید در سطح آن حدود 6000 درج سلسیوس و در مرکز آن بیش از 15.5 میلیون درجه سلسیوس است! 

 در اعماق خورشید واکنش های پرتوان همجوشی هسته ای هیدروژن را به هلیوم تبدیل کرده و تولید انرژی می کند. ذرات نور که فوتون نامیده می شوند این انرژی را از میان پوسته کروی خورشید به نام منطقه تشعشعی منتقل کرده و به لایه بالایی قسمت داخلی خورشید یعنی منطقه همرفتی (convection zone) می رسانند. در اینجا حرکت گازهای جوشان (مانند تکه های گدازه) انرژی را به سطح می رساند. این مسافرت حدود یک میلیون سال طول می کشد.

سطح خورشید یا اتمسفر آن به سه ناحیه تقسیم می شود: فتوسفر، کروموسفر و هاله خورشیدی. فوتوسفر سطح مرئی خورشید و پایین ترین لایه اتمسفر آن است. درست بالای فوتوسفر کروموسفر قرار می گیرد. هاله یا کرونا فقط در طول یک کسوف خورشیدی یعنی وقتی ماه از برابر خورشید می گذرد قابل رویت است.

طوفان و زبانه های خورشیدی

علاوه بر نور و گرما، خورشید جریان ثابتی از ذرات باردار به نام طوفان خورشیدی از خود تشعشع می کند. این طوفان با سرعتی حدود 450 کیلومتر در ثانیه سراسر دستگاه خورشیدی را طی می کند. هر چند لحظه یک بار انفجاری در سطح خورشید به شکل یک زبانه رخ می دهد. این زبانه ها گاهی باعث اخلال در مخابرات ماهواره ای یا قطع جریان برق در زمین می شوند. زبانه ها اغلب از فعالیت لکه های خورشیدی ناشی می شوند، یعنی مناطقی سردتر در سطح خورشید که به انتقال میدان مغناطیسی در داخل خورشید مربوطند. 

سرانجام خورشید 

ماند تمامی منابع انرژی، خورشید نیز دائمی نیست. خورشید اکنون 4.5 میلیارد سال عمر کرده و تقریبا نیمی از هیدروژن هسته خود را سوزانده است. با این ترتیب حدود 5 میلیارد سال دیگر خورشید به سوزاندن هیدروژن ادامه داده و سپس از هلیوم به عنوان سوخت اولیه استفاده می کند. در این مرحله از عمر، حرات زیادناشی از هسته باعث انبساط لایه های بیرونی خورشید شده و تا 100 برابر قطر کنونی خود منبسط می شود. به این ترتیب خورشید مبدل به غول سرخی می شود که زمین و سایر سیارات را در خود می بلعد. یک میلیارد سال دیگر،خورشید رفته رفته سرد و منقبض شده و به یک کوتوله سفید با ابعادی در حد زمین ولی با چگالی بسیار بیشتر تبدیل می شود.

گُلسَنگ‌ها موجوداتی هستند ریسه‌دار که از هم‌زیستی قارچ‌ها و مواد زنده? نورساختی (عامل فتوسنتز) پدید می‌آیند. این مواد زنده معمولاً یا جلبک‌های سبز و سبز آبی یا فقط جلبک های سبز آبی (cyanophesea) هستند.[1]
این گیاهان روی سنگ‌ها، صخره‌ها، تنه? درختان، ساقه? گیاهان و در سطح زمین می‌رویند. در نقاط کوهستانی، مناطق قطبی و در شرایط نامناسب برای رویش سایر گیاهان می‌رویند.[2]
بعضی از گلسنگ‌ها در طول سال فقط 1 میلی متر رشد می کنند این گیاه می تواند تا 4000 سال عمر کند . بیشتر گلسنگ‌ها به سرعت توسط هوای آلوده از بین می روند. قرنهاست که گلسنگ ها به عنوان رنگ مو و منبع رنگ کننده‌ها استفاده می شوند.
در حدود 13500 گونه گلسنگ وجود دارد. این گیاه در سراسر جهان به چشم می خورد و می تواند در دمای منفی 60 درجه سانتیگراد (منفی 76 درجه فارنهایت) زنده بماند بسیاری از گلسنگ‌ها در مناطق مرطوب زندگی می کنند اما فقط یک گونه از این گیاه در آب زندگی می کند.[3]
گلسنگ‌ها اولین موجودات پر سلولی بودند که به خشکی وارد شدند.

           "گلسنگ‌ها، از کتاب «اَشکال هنری طبیعت»، نوشته? ارنست هاکل در سال 1904.