ویژگی‌های خورشید

تعادل

هر ستاره بیشتر حیات معمولی خود را در موقعیتی نسبتاً پایدار می‌گذراند. ستارگانی با جرم‌های مختلف که در این شرایط هستند رشته اصلی ستارگان را می‌سازند. حتی یک نمونه‌گیری تصادفی از ستارگان کهکشان ما نشان می‌دهد که بیشتر آن‌ها از رشته‌ی اصلی هستند، زیرا فازهای دیگری که ستاره در مدت تکامل خود، چه قبل و چه بعد از رشته‌ی اصلی می‌گذراند، بسیار سریع طی می‌شود.
پایداری نسبی در فاز رشته‌ی اصلی تکامل ستاره به سبب وجود حالت تعادل در درون ستاره است که دوره‌ای طولانی دارد. تعادل هنگامی پیش می‌آید که موازنه‌ای بین نیروها برقرار شود. در مورد رشته‌ی اصلی، این موازنه بین فشار تابش و گاز (که علت آن دمای فوق‌العاده زیاد درون- ستاره است) و کشش گرانشی برقرار می‌شود.

کشش رو به درون گرانش

در جسمی به جرم خورشید، که چندین هزار بار پرجرم‌تر از زمین است، نیروی رو به درون گرانش شدت بسیار زیادی دارد. برای مثال، کشش گرانشی در سطح خورشید سی بار بیشتر از کششی است که در روی زمین تحمل می‌کنیم. در مورد ستارگان دیگر نیز تقریباً چنین است: در سطح شعرای یمانی، که از ستارگان رشته‌ی اصلی است، کشش گرانشی به بیست برابر گرانش در سطح زمین می‌رسد. این نیروی پرتوان رو به درون که در مرحله‌ی اول سبب اصلی شکل‌گیری ستاره بود و بر تمام سطوح ستاره فشار می‌آورد می‌باید با یک نیروی مقابله کننده‌ی رو به بیرون، جبران شود.
مقدار نیروی گرانشی در سطح ستاره، هم به اندازه و هم به جرم کلی ستاره بستگی دارد. ستاره‌ای با اندازه‌ی بزرگ ولی جرم نسبتاً کم، گرانش سطحی کمتری دارد. برای مثال، گرانش سطحی ستاره‌ی ابط الجوزا، با شعاع 400 برابر شعاع خورشید ولی با جرم تقریبی 20 برابر جرم خورشید، بار کمتر از گرانش سطحی خورشید است. از طرف دیگر، در ستارگانی با جرم بسیار زیاد ولی ابعاد کوچکتر، گرانش سطحی به طور باور نکردنی زیاد است

فشار رو به بیرون

در برابر نیروی رو به درون گرانش، فشاری رو به بیرون وجود دارد که سبب آن، فشار گازهای داغ و فشار تابش است که از تولید نور بسیار زیاد در مرکز ستاره پدید می‌آید.
فشار گاز بسیار زیاد است، چرا که دمای درون ستاره بالاست؛ مقدار فشاری که گاز می‌تواند داشته باشد، مستقیماً به دما بستگی دارد. این حالت را می‌توان در قالب حرکت اتم‌های گاز تجسم کرد، زیرا دما به سرعت این اتم‌ها وابسته است. در گازی که دمای بالا دارد، اتم‌ها سریع‌تر حرکت می‌کنند و از این رو، اگر به همدیگر (یا به لایه‌ای از ماده‌ی ستاره که در بالای آن‌هاست) برخورد کنند، فشار بیشتری اعمال می‌کنند. اگر گاز سردتر باشد، اتم‌ها با انرژی کمتری به هم برخورد می‌کنند و از این رو، فشارشان نیز کمتر است. در اعماق ستاره، فشار بی‌اندازه زیاد و دما بسیار بالاست. برای مثال، در نیمه راه سطح- مرکز خورشید، فشار گاز به برابر فشار جو در سطح زمین و دما به حدود می‌رسد. محاسبه شده که فشار در مرکز خورشید بار بیشتر از این مقدار و دما است.

انرژی هسته‌ای

فشار گاز و تابش حاصل از گرمای درون ستاره به تنهایی نمی‌تواند در مقابل فشار گرانش مقاومتی نامحدود داشته باشد. ستاره، انرژی خود را به صورت تابش از سطح، پیوسته از دست می‌دهد و نوری که ما از آن می‌بینیم، نشانگر این مصرف تدریجی انرژی است که نهایتاً منجر به رُمبش ستاره می‌شود. زمان رُمبش برای ستاره‌ای که هیچ منبع حرارتی در درون خود ندارد، بسته به جرم آن، تنها چند هزار یا چند میلیون سال طول می‌کشد.
هنگامی که اخترشناسان برای نخستین بار این مدت زمان را محاسبه کردند، این تصور پیش آمد که کل انرژیی که از خورشید آزاد می‌شود حاصل از انقباض تدریجی و افت انرژی پتانسیل آن است. ولی، محاسبات بیشتر نشان داد که این روند تولید انرژی به آن اندازه دوام نمی‌آورد که بتواند زمین را، حتی در زمانی بسیار کوتاه از تاریخ آن، گرما بخشد. از مطالعه‌ی فسیل‌ها آشکار شده است که دمای سطح زمین از میلیون‌ها سال پیش تقریباً بی‌تغییر باقی مانده است. از این‌رو، چگونگی دوام یافتن تعادل خورشید سال‌ها جزو اسرار باقی ماند. بدیهی بود که نیروهایی ناشناخته سبب تولید انرژی بسیار زیاد و بالا نگهداشتن دمای مرکز خورشید و ستارگان دیگر هستند. درک این نکته نیز آسان بود که این مکانیسم، در هر صورت، باید چنان منبع توانمندی باشد که بتواند ستارگان را در طول میلیاردها سال درخشان نگه دارد. معقول‌ترین پیشنهاد دانشمندان این بود که ستارگان انرژی خود را به طریقی از هسته اتم‌ها تأمین می‌کنند. به این ترتیب، سال‌ها پیش از آنکه تجربیات آزمایشگاهی و نیروگاه‌های هسته‌ای وجود این انبار عظیم انرژی را نشان دهند، اخترشناسان در کشف و شناسایی انرژی هسته‌ای پیش‌قدم بودند.
اکنون تقریباً به درستی می‌دانیم كه خورشید و دیگر ستارگان چگونه با این نورانیتی که می‌بينيم می‌درخشند. فرایندی که در ستارگان روی می‌دهد، همجوشی هسته‌ای است که در آن هسته‌های اتمی یک عنصر با هم پیوند می‌یابند تا هسته‌ی دیگری را تشکیل دهند. در ستارگان رشته‌ی اصلی، ازهمجوشی چهار هسته‌ی اتم ئیدروژن (پروتون)، یک هسته‌ی اتم هلیوم به وجود می‌آید. انجام یافتن این واکنش به دمای مرکز ستاره بستگی دارد. اگر دما کمتر از چند میلیون درجه باشد، همجوشی روی نمی‌دهد. در دماهایی بین 5 تا 15 میلیون درجه، همجوشی به صورتی که چرخه‌ی به پروتون-پروتون نامیده می‌شود، انجام می‌گیرد در دماهای بالاتر، فرایند مهم دیگری روی می‌دهد که به چرخه‌ی کربن مشهور است در هر دو حالت، تغییر کلی این است که از چهار پروتون مجزا، یک هسته‌ی هلیوم شکل می‌گیرد. هسته‌ی هلیوم شامل دو پروتون و دو نوترون است که باهم پیوندی محکم دارند. در این تبدیل، دو تغییر از اهمیت اصلی برخوردارند: نخست، دو پروتون باید بار مثبت خود را از دست دهند تا به نوترون تبدیل شوند؛ دوم، انرژی هنگفتی باید آزاد شود. نکته‌ی اخیر، آن چیزی است که به مسئله‌ی تولید انرژی در ستارگان پاسخ می‌گوید.
تبدیل ماده به انرژی، یکی از مهمترین کشفیات در اوایل قرن بیستم است. اینشتین و دیگر فیزیکدانان معاصر او، برابری ماده و انرژی را نشان دادند و رابطه ریاضی بین آن دو به صورت معادله مشهور زیر ارائه شد

که در آن E مقدار انرژی آزاد شده است هنگامی که جرم m از حالت ماده به انرژی تبدیل می‌شود. از آنجا که C، سرعت نور، عددی بسیار بزرگ است و در این معادله به توان دوم رسیده است، مقدار بسیار کمی از ماده می‌تواند به مقدار بسیار زیادی از انرژی تبدیل شود. شالوده‌ی نیروگاه‌های هسته‌ای در زمین و تولید انرژی زیاد به مدت میلیاردها سال در ستارگان بر این اصل قرار دارد.

آهنگ تولید انرژی

مقدار انرژیی که هر بار از تبدیل چهار اتم ئیدروژن به یک اتم هلیوم به دست می‌آید، در مقایسه با ماده از دست رفته، بسیار زیاد است. جرم هسته‌ی ئیدروژن گرم است. بنابراین، جرم حاصل از ترکیب چهار پروتون، گرم خواهد بود. از طرف دیگر، جرم هسته‌ی هليوم گرم است. پس، اختلاف بین این دو جرم تنها گرم است که در چرخه‌ی پروتون-پروتون به انرژی تبدیل می‌شود. با استفاده از فرمول درمی‌یابیم که انرژی تولید شده در شکل‌گیری هر هسته‌ی هلیوم، ارگ است. یعنی، در شکل‌گیری یک گرم هلیوم ارگ انرژی آزاد می‌شود که معادل حدود 250000 کیلووات ساعت انرژی است. میزان کل انرژی تابشی خورشيد حدود ارگ در ثانیه است. چون در شکل‌گیری هر گرم هلیوم ارگ انرژی تولید می‌شود و تقریباً یک صدم جرم اتم هلیوم به انرژی تبدیل می‌گردد، بنابراین، آهنگ کاهش جرم خورشید گرم در ثانیه یا حدود 4 هزار تن در ثانیه یا 100 میلیارد تن در سال است.

عمر ستاره

این فرایند تولید انرژی نمی‌تواند به طور نامحدود ادامه یابد. ولی، به آسانی می‌توان دریافت که حتی کاهش جرم با آهنگ چند هزار تن در ثانیه می‌تواند زمان بسیار طولانی در خورشید تداوم داشته باشد. جرم کنونی خورشید گرم است. اگر جرم خورشید با آهنگ گرم در ثانیه کاهش یابد و اگر حدود یک درصد جرم کلی آن در این فرایند به انرژی تبدیل شود، عمر مورد انتظار خورشید ثانیه یا حدود (150 میلیارد) سال است. بنابراین، آشکار می‌شود که خورشید حتی با وجود تولید انرژی بسیار زیاد می‌تواند چندین میلیارد سال نورافشانی کند.
در واقع، محاسبه‌ی فرایندهای جاری در مرکز ستارگان نشان می‌دهد که تنها حدود 10 درصد ئیدروژن می‌تواند به هلیوم تبدیل شود؛ زیرا همجوشی هسته‌ای فقط در دماهای بسیار بالا که در مرکز ستاره وجود دارد روی می‌دهد. بنابراین، در بخش‌های بیرونی ستاره، دما هرگز به چنان مقداری صعود نمی‌کند که این تبدیل صورت بگیرد و تنها هسته مرکزی ستاره در اثر فرایندهای هسته‌ای به هلیوم تبدیل می‌شود. از این رو، عمر واقعی خورشید در رشته اصلی حدود (10 میلیارد) سال تخمین زده می‌شود.
آهنگ تولید انرژی به دمای مرکزی ستاره وابسته است. آهنگ توليد انرژی در ستاره‌ی داغ، بیشتر از ستاره‌ی سرد است. این امر به سبب آن است که در دماهای بسیار بالا، پروتون‌های موجود در مرکز ستاره‌ انرژی‌های زیادی دارند و می‌توانند به آسانی در واکنش شرکت کنند و اتم‌های هلیوم را تشکیل دهند. جرم کل و درخشندگی کل ستاره، آهنگ تولید انرژی و مقدار سوخت موجود در هسته‌ی مرکزی ستاره را تعیین می‌کند. اخترشناسان با استفاده از این واقعیت فرمولی به صورت زیر ارائه کرده‌اند که عمر تقریبی ستاره را در رشته‌ی اصلی به دست می‌دهد. در این فرمول جرم M و درخشندگی L در واحد جرم و درخشندگی خورشید است.
= (سال) T
با جایگزینی مقدار جرم و درخشندگی (1= L و 1= M ) در فرمول، عمر خورشید در رشته‌ی اصلی سال به دست می‌آید.
مثال دیگر، ستاره‌ی نورانی شعرای یمانی است. جرم آن 3 برابر جرم خورشید و درخشندگی آن تقریباً 100 برابر درخشندگی خورشید است. از این رو، عمر مورد انتظار آن سال برآورد می‌شود. این محاسبه نشان می‌دهد که ستارگان داغ‌تر و نورانی‌تر از خورشید، عمر کوتاهتری دارند. اگر شعرای یمانی همزمان با خورشید، یعنی حدود سال پیش شکل می‌گرفت، تاکنون زندگی خود را به صورت یک ستاره‌ی معمولی به پایان رسانده بود و دیگر دیده نمی‌شد، زیرا عمر مورد انتظار برای آن در رشته‌ی اصلی 300 میلیون سال است.
قدر مطلق نورانی‌ترین ستارگان کهکشان تا حدود -10 است؛ یعنی این ستارگان، 1 میلیون بار درخشان‌تر از خورشید هستند. جرم آن‌ها 50 برابر جرم خورشید برآورد می‌شود و از این رو عمر مورد انتظار برای این اجرام درخشان، در رشته‌ی اصلی، سال است. این در مقایسه با عمر خورشید بسیار کوتاه است. ستارگانی که درخشندگی زیادی دارند به آذرخش‌هایی در زندگی کهکشان می‌مانند.
آخرین مثال، ستاره‌ای سرد و کم نور از رده‌ی کوتوله‌های سرخ می‌تواند باشد که در کهکشان به وفور یافت می‌شوند. ستاره‌ای را در نظر بگیرید که قدر مطلق آن +10 است. جرم این ستاره 0/2 جرم خورشید و درخشندگیش یک صدم درخشندگی خورشید است. از این رو، عمر مورد انتظار برای آن، در رشته‌ی اصلی، سال یا بیست برابر عمر خورشید برآورد می‌شود. این مثال‌ها نشان می‌دهند که ستارگان چگونه منابع طبیعی انرژی خود را به مصرف می‌رسانند و چگونه آهنگ مصرف انرژی، حدود عمر آن‌ها را تعیین می‌کند. این حالت را می‌توان به موقعیتی که در زمین داریم شبیه دانست؛ اگر منابع طبیعی انرژی در زمین بیشتر مورد استفاده قرار گیرند، سریع‌تر به اتمام خواهند رسید. عمر ستاره در رشته‌ی اصلی به آهنگ استفاده آن از سوخت هسته‌ای بستگی دارد، همانطور که عمر تمدن ما به آهنگ استفاده از منابع زمینی وابسته است.

دمای ستاره‌ها

برای اندازه‌گیری دمای ستارگان دو روش اساسی وجود دارد که هر دو روش را می‌توان بدون در نظر گرفتن اینکه ستاره از رشته‌ی اصلی است با نه، به کار برد. ولی برای اینکه تعیین کنیم ستاره‌ای به رشته‌ی اصلی متعلق است باید یکی از این روش‌ها را برای تعیین دمای آن به کار بگیریم.
مقایسه با منحنی‌های جسم سیاه
در یک روش برای سنجش دمای ستاره، مقدار نوری که ستاره در طول موج‌های مختلف گسیل می‌کند با منحنی‌های پلانک برای اجسام سیاه در دماهای مختلف، مقایسه می‌شود. دانشمندان سال‌هاست که بر مبنای تجربیات آزمایشگاهی و مطالعات نظری در مورد ویژگی‌های اجسام تابشگر دریافته‌اند که ویژگی هر تابش گسیل شده از جسم به دمای آن جسم بستگی دارد. تابشی که از یک تابشگر کامل گسیل می‌شود تابش جسم سیاه نام دارد. اصطلاح فوق از این واقعیت گرفته شده است که جسمی که تمام تابش‌های رسیده را جذب می‌کند و در ضمن تابشگر کامل نیز است سطح سیاه کدری دارد.
می‌توان با اندازه‌گیری مقدار تابشی که جسم سیاه در تمام طول موج‌ها گسیل می‌کند و مقایسه‌ی این مقدار با "منحنی‌های جسم سیاه" دمای آن را تعیین کرد. این منحنی‌ها نخستین بار توسط ماکس پلانک، فیزیکدان آلمانی، محاسبه و استخراج شدند و غالباً منحنی‌های پلانک نامیده می‌شوند. برای مقایسه‌ی تابش یک جسم با منحنی جسم سیاه به دو طریق می‌توان عمل کرد. نخست سنجش دمای جسم با تعیین طول موجی است که بیشترین مقدار تابش در آن گسیل می‌شود. این نقطه‌ی ماکزیمم در منحنی تابش، کاملاً وابسته به دماست و در واقع با آن نسبت معکوس دارد. این تناسب که قانون وین خوانده می‌شود حتی در پیرامون ما نیز مشهود است. اگر جسمی را به تدریج گرم کنیم نخست به رنگ قرمز تیره در می‌آید و سپس به قرمز روشن، نارنجی، زرد و نهایتاً به سفید تغییر رنگ می‌دهد. این رنگ‌ها نشانگر طول موج‌های بیشترین تابش گسیل شده در دماهای مختلف هستند. جسم، هنگامی که دمای کمتری دارد، بیشتر تابش خود را به رنگ قرمز سیر، یعنی در ناحیه‌ای از طیف که طول موج بلندتری دارد، گسیل می‌کند و سرانجام هنگامی که کاملاً داغ می‌شود تابش ماکزیمم آن به طرف انتهای آبی طیف، یعنی ناحیه‌ای که طول موج کوتاه‌تری دارد، انتقال می‌یابد. مشاهده‌ی مستقیم تابش اجسام بسیار سرد عملاً ممکن نیست. زیرا ماکزیمم تابش آن‌ها در طول موج‌های بسیار بلندتری گسیل می‌شود و تنها با آشکارسازی گرمای رادیویی و فروسرخ (زیر قرمز) قابل تشخیص است. در طبیعت، همه‌ی اجسام در حال تابش انرژی هستند که تقریباً با منحنی‌های پلانک مطابق است. حتی همین کتاب که فرض می‌کنیم همدما با اتاق است تابشی در طول موج حدود 10 میکرون (100000 آنگستروم) گسیل می‌کند.
مقدار کل تابش گسیل شده از یک جسم سیاه نیز به دما وابسته است. این نکته را یوزف اشتفان، فیزیکدان آلمانی، نشان داد و سپس فیزیکدان دیگر آلمانی به نام لودویگ بولتزمن، رابطه‌ی اشتفان را به طور نظری اثبات کرد. در این رابطه که به صورت نوشته می‌شود، مقدار انرژی تابشی گسیل شده از یک مترمربع سطح جسم سیاه در یک ثانیه، T دمای جسم در واحد کلوین وα یک عدد ثابت است. رابطه اشتفان- بولتزمن که در آن مقدار کل انرژی گسیل شده در تمام طول موج‌ها تعیین می‌شود، طریقه‌ی دیگری برای اندازه‌گیری دمای جسم است.
اندازه‌گیری دما از روی رنگ ستاره، شیوه‌ای به دور از خطا نیست. رنگ‌های اندازه‌گیری شده‌ی ستارگان نزدیک تقریباً همان رنگ‌های واقعی آن‌هاست ولی رنگ ستارگان دوردست تحت تأثیر غبار میان ستاره‌ای قرار می‌گیرد. از این رو، ستاره‌ی بسیار دوردستی که کاملاً قرمز دیده می‌شود ممکن است، در واقع، ستاره‌ی بسیار داغی باشد که در اثر قرمز شوندگی ناشی از غبار میان ستاره‌ای، قرمز به نظر می‌رسد. بنابراین، برای تعیین دمای آن‌ها، روش‌های دیگری باید به کار برد.

تعیین طیف‌نمایی دما

اگر طیف‌های عکاسی یا فتوالکتریک ستارگان مورد مطالعه قرار گیرد، دما را می‌توان با بررسی خطوط جذبی طیف‌ها محاسبه کرد. اتم‌های مختلف در جو ستاره، بسته به دمای جو، تابش را به راه‌های مختلف جذب می‌کنند. میزان انرژی اتم‌های سطح ستاره تعیین می‌کند که الکترون‌ها تا چه گستره‌ای می‌توانند به وسیله‌ی تابش یا دراثر برخورد برانگیخته شوند. برای مثال، اتم‌های ئیدروژن و هلیوم را در نظر بگیرید که فراوان‌ترین اتم‌های موجود در جو اکثر ستارگان هستند. اندازه‌گیری‌های آزمایشگاهی نشان می‌دهد که برانگیزش الکترون‌های اتم هلیوم بسیار مشکل است، یعنی، نسبت به الکترون‌های اتم‌های ئیدروژن، به انرژی زیادی نیاز دارند. انرژی بسیار کمی لازم است تا الکترون اتم ئیدروژن پایین‌ترین مدار انرژی خود را ترک کند. از این رو، برای مشاهده‌ی خطوط ئیدروژن در طیف یک ستاره، میزان انرژی (و بنابراین دما) می‌تواند کمتر از مورد هلیوم باشد. با مقایسه‌ی شدت، خطوط ئیدروژن نسبت به خطوط هلیوم، می‌توان دمای ستارگان مختلف را تعیین کرد. ستارگان دارای خطوط ضعیف هلیوم و خطوط شدید ئیدروژن سردتر از ستارگانی هستند که خطوط شدید هلیوم دارند. برای کامل‌تر کردن این مثال، باید اشاره کرد هنگامی که دمای ستاره بسیار زیاد و بیش از K 10000 باشد، بیشتر ئیدروژن موجود در جو آن یونیده می‌شود، یعنی الکترون کاملاً از اتم دور می‌شود. در این حالت، چون الکترونی وجود ندارد که به دور هسته گردش کند، ئیدروژن نمی‌تواند نور بیشتری جذب کند. بنابراین، حتی در ستارگان بسیار داغ، با شدیدتر شدن خطوط هلیوم، خطوط ئیدروژن کم نورتر دیده می‌شوند.
با اندازه‌گیری دقیق رنگ یک ستاره که با تعیین قدر آن در طول موج‌های مختلف به طریق عکاسی عملی می‌شود، می‌توان دما را به دست آورد. برای بیشتر ستارگان کافی است که طول موج‌های اپتیکی آن‌ها را که از میان جو زمین به ما می‌رسند اندازه گرفت. برای مثال، در یکی از رایج‌ترین سیستم‌های رنگ که برای این منظور به کار گرفته می‌شود، اندازه‌گیری‌ها در فرابنفش (Ultraviolet )، آبی (Blue) و بخش زرد طیف (Visual= دیدگانی، به خاطر اینکه چشم انسان تقریباً به این بخش طیف بسیار حساس است) انجام می‌گیرد. این سیستم به اختصار UBV نام دارد و مقیاس‌های آن به روش‌های خاص، از روی طیف ستارگان استاندار ویژه‌ای تعریف شده است و ستارگان دیگر را با نورسنجی دقیق می‌توان با آن‌ها مورد مقایسه قرار داد.
اگر ستاره‌ای در U بسیار نورانی‌تر از B و در B نورانی‌تر از V باشد، نتیجه می‌گیریم که در طول موج‌های کوتاه‌تر بیشتر از طول موج‌های بلندتر نور گسیل می‌کند. مقدار این اختلاف را می‌توان با منحنی‌های پلانک مقایسه کرد و دما را به دست آورد. برای مثال، ستاره‌ی پرنور سماک اعزل (نورانیترین ستاره در صورت فلکی سنبله)، ستاره‌ی بسیار داغی است که ماکزیمم نورانیت آن در فرابنفش دور است، یعنی حتی در ورای ناحیه طول موج‌های U که می‌توان از زمین اندازه گرفت. رنگ‌های اندازه‌گیری شده‌ی این ستاره را می‌توان با منحنی‌های مختلف جسم سیاه تطبیق داد که با این کار، دمای ستاره تقریباً K 20000 محاسبه شده است. از سوی دیگر، آلفا -جبار، که ابط‌الجوزا نامیده می‌شود، در فروسرخ ماکزیمم نورانیت را دارد و با صافی V بسیار درخشان، با صافی آبی کم نور، و در طول موج‌های فرابنفش، بسیار کم نور دیده می‌شود. رنگ‌های اندازه‌گیری شده ابط‌الجوزا مشابه منحنی جسم سیاهی با دمای حدود K 3000 است.
در دماهای پایین‌تر، خطوط دیگری خود را نشان می‌دهند؛ برای مثال خطوط کلسیوم یونیده، آهن یونیده و فلزات دیگر ظاهر می‌شوند. در ستارگانی مانند خورشید که دما حدود K 5800 است، تعداد خطوط اتم‌های خنثی بسیار بیشتر از حالتی دیده می‌شود که دما بالاست و فقط خطوط هلیوم و ئیدروژن واضح و برجسته هستند. در ستارگان سردتر، این خطوط اتمی خنثی با خطوط مولکول‌هایی مانند CN (سیانوژن) و CH پیوند می‌یابند. در ستارگان بسیار سرد، خطوط مولکولی بسیار واضح‌اند که خط اکسید تیتانیوم (Tio) و در برخی از ستارگان خط کربن مولکولی ( ) از آن جمله است.
اخترشناسان روش‌هایی یافته‌اند که می‌توانند با استفاده از نسبت شدت‌های خطوط مشخصی در طیف، دمای ستاره را تعیین کنند. یک سیستم رده‌بندی طیفی، این اندازه‌گیری کمّی را توصیف می‌کند و به عنوان روشی ساده برای تفکیک ستارگان به رده‌هایی که معرف دماهای گوناگون هستند به کار می‌رود. این رده‌بندی، سال‌ها پیش از آن که تفاوت بین طیف‌های ستارگان کاملاً معلوم گردد، استخراج شده بود.

رده	دما، K	خطوط مشخصه
O	بیش از 25000	هليوم يونيده
B	11000- 25000	هلیوم خنثی
A	7500- 11000	ئیدروژن
F	6000- 7500	کلسیوم ، آهنی ، ئیدروژن
G	5000- 6000	کلسیوم ، یونیده ، ئیدروکربن: CH
K	3500-5000	فلزات خنثی
M	کمتر از 3500	اکسيد تيتانيوم

اکسيد تيتانيوم

فراوانی و جمعیت ستاره‌ای

با مشاهده‌ی طیف تعدادی از ستارگان نزدیک به خورشید که دمای تقریباً یکسان دارند، به تشابه عجیب آن‌ها پی می‌بریم. مطالعه‌ی دقیق خطوط موجود در هر یک از این طیف‌ها همانندی واقعی آن‌ها را نشان می‌دهد. این بدان معنی است که مقدار عناصر گوناگونی که به وجود آورنده‌ی این خطوط هستند، می‌باید در ستارگان مورد مطالعه تقریباً یکسان باشند. بررسی اخترشناسان حاکی از آن است که تقریباً همه‌ی ستارگان بخشی از کهکشان، که شامل خورشید نیز هست، ترکیبات شیمیایی یکسان دارند. خورشید ستاره‌ی نمونه‌ای است که می‌توان فراوانی عناصر را در آن "معمولی" تلقی کرد. با در نظر گرفتن برخی استثنائات ناشی از روند تکامل سیارات و حیات، می‌توان گفت که در وجود ما نیز همان مشخصات وجود دارد؛ الگوی اساسی فراوانی بسیاری از عناصر در بدن ما درست همان الگوست که در خورشید و بیشتر ستارگان اطراف ما دیده می‌شود. البته این در مورد همه عناصر صادق نیست، مثلاً مقدار هلیوم در ستارگان بیشتر و در بدن ما بسیار کم است؛ زیرا تقریباً تمامی این عناصر سبک میلیاردها سال پیش، هنگامی که زمین در مراحل اولیه‌ی شکل‌گیری خود بود، سیاره‌ی ما را ترک کرده‌اند. ولی اکثر عناصر، به ویژه تعداد زیادی از عناصر کمیاب، الگوی فراوانی مشابهی در انسان، سگ، گِل و لای، ماه، خورشید و ستارگان نزدیک دارند. ازاین دیدگاه، ستارگانی که در آسمان شب می‌بینیم، پسر عموهای کیهانی ما هستند.
چگونه می‌توانیم رابطه‌ی شیمیایی قابل توجه خود را با ستارگان تفسیر کنیم؟ اگر آن‌ها پسرعموهای ما هستند، می‌باید اجداد مشترکی داشته باشیم. الگوی فراوانی عناصر گویای آن است که منشاء ما و منشاء خورشید و ستارگان، سخت به هم گره خورده‌اند و همه‌ی ما می‌باید از یک ماده پدید آمده باشیم. اخترشناسان شواهدی دارند که نشان می‌دهد گوشه‌ای از فضا، که در آن واقع هستیم، اکثراً با ستارگانی اشغال شده که از گاز و غبار باقیمانده از ستارگان مرده شکل گرفته است، ستارگانی که در حالت مرگ بیشتر ماده‌ی خود را به فضا پرتاب کرده‌اند. برخی از آن‌ها ابر نواختر بوده‌اند که به سبب انفجار بسیار شدید، در مرکز چگال و بی‌اندازه داغشان، طی واکنش‌های سریع هسته‌ای، از همجوشی عناصر سبک عناصر سنگین شکل گرفته‌اند. از محاسبات مبتنی بر آزمایش‌های فیزیک هسته‌ای می‌دانیم که در این واکنش‌ها، تشکیل کدام عنصر آسان است و کدامیک مشکل و از روی آن معلوم شده است که الگوی فراوانی عناصر، همان چیزی است که می‌توان انتظار داشت. برای مثال، در چنین واکنشی، تشکیل آهن بسیار آسان است و به مقدار زیاد در ستارگان و زمین یافت می‌شود؛ ولی در مقایسه، عناصری با همان وزن مانند کبالت به سختی در انفجار یک ابر نواختر شکل می‌گیرند، در مقیاس کیهانی نیز فراوانی آن یک صدم فراوانی آهن است. پس، نیاکان مشترک ما، ستارگان مرده و ابر نواخترانی هستند که در گذشته‌ی بسیار دور وجود داشته‌اند.
ولی همه‌ی ستارگان در شجره‌نامه‌ی ما جای ندارند. تعداد کمی از ستارگان نزدیک به خورشید طیف‌های کاملاً غیر عادی از خود نشان می‌دهند ویژگی رایج در آن‌ها تهی بودن است. در طیف این ستارگان، خطوط ئیدروژن واکسیژن، نسبت به دمایی که برای ستاره حدس می‌زنیم، عادی هستند ولی خطوط دیگر بسیار کم نور و تاریکند. اندازه‌گیری دقیق خطوط طیفی و نیز تحلیل جو این ستارگان نشان می‌دهد که در آن‌ها خبری از عناصر سنگین نیست و در مواردی، مقدار این عناصر از یک هزارم مقدار آن‌ها در خورشید نیز کمتر است. این ستارگان از خانواده‌ی شیمیایی دیگری هستند و تاریخ متفاوتی دارند. آشکار است که آن‌ها پدید آورنده‌ی اتم‌هایی نیستند که پس از شرکت در تکامل ستاره‌ای به صورت اتم‌های سازنده‌ی ما در آمده باشند.
اخترشناسان برای بیان ساده‌ی این تفاوت‌ها، ستارگان را به دو خانواده تقسیم می‌کنند: جمعیت 1 که فراوانی عناصر در آن‌ها همانند فراوانی عناصر در خورشید است و جمعیت 2 که فاقد عناصر سنگین است. البته زیررده‌های متعددی در این میان وجود دارند، ولی به خاطر سادگی، اکثر ستارگان به این دو رده تقسیم می‌شوند. استثنائاً، ستارگانی نیز در جمعیت 3 جای می‌گیرند. گرچه تا کنون چنین ستارگانی یافت نشده‌اند ولی به طور نظری می‌توان وجود آن‌ها را محتمل دانست. آن‌ها به طور مطلق عناصر سنگین ندارند و فقط از ئیدروژن و هلیوم شکل گرفته‌اند. پژوهشگران زیادی اعتقاد دارند که در پیدایش جهان، شرایط چنان بوده است که تنها این دو عنصر سبک شکل گیرند و از این رو، می‌باید ستارگانی از جمعیت 3 به وجود آمده باشند تا عناصر سنگینی را که اکنون در تمام ستارگان می‌بینیم، تولید کنند.
دو جمعیت ستاره‌ای، به غیر از تفاوت‌های شیمیایی تفاوت‌های دیگری نیز دارند. آن‌ها در محیط‌های مختلفی واقع هستند و حرکت متفاوتی در کهکشان ما دارند. ستارگان جمعیت 1، همانند خورشید، در مدارهای تقریباً دایروی به دور مرکز کهکشان می‌گردند. آن‌ها در قرص مسطحی محبوس هستند و مدارهایشان نیز تقریباً در همان صفحه است. از طرف دیگر، ستارگان جمعیت 2، ستارگان، بسیار پیری هستند که در مدارهای کاملاً بیضی شکل گردش می‌کنند و این مدارها محدود به صفحه‌ی مداری دیگر ستارگان نیست. مدارهای ستارگان جمعیت 2 کره‌ی بزرگی را اشغال می‌کنند که مرکز آن، مرکز کهکشان است.
مدار ستارگان جمعیت 1 و 2 شباهت زیادی به مدارها در منظومه‌ی شمسی دارد؛ سیاره‌ها که مدار نسبتاً دایروی دارند تقریباً در یک صفحه‌ی مشترک محدود شده‌اند، در حالی که حرکت دنباله‌دارها در مدارهای کاملاً بیضی شکل و در صفحه‌های مختلف صورت می‌گیرد. این تناظر صرفاً یک تصادف نیست، بلکه تاریخ تقریباً مشابهی را نشان می‌دهد. همان‌طور که شکل‌گیری دنباله‌دارها ممکن است پیش از رُمبش (فروریزش) سحابی اولیه‌ی خورشیدی، به صفحه‌ای که سیارات در آن شکل گرفته‌اند، باشد، ستارگان جمعیت 2 نیز ظاهراً مقدم بر رُمبش اولیه‌ی کهکشان ما به یک قرص چرخان هستند که ستارگان جمعیت 1 در آن شکل گرفته یا می‌گیرند. ستارگان پیرتر واقع در بیرون این صفحه، از نظر عناصر سنگین غنی نیستند، زیرا پیشتر از آنکه این عناصر بتوانند در ستارگان و ابرنواختران شکل بگیرند، پدید آمده‌اند. در حالی که ستارگان واقع در صفحه که عموماً جوان‌تر هستند، از مواد سرشار از عناصر گونه‌گون به وجود آمده‌اند.
تنها تعداد بسیار کمی از ستارگان دارای طیف‌های ویژه‌ای هستند که در هیچ یک از الگوهای معمولی رده‌بندی قرار نمی‌گیرند. از میان گروه‌های مطالعه شده که توجه زیادی را به خود جلب کرده است، ستارگان نوع ویژه‌ی A را می‌توان نام برد که رنگ و دمای آن‌ها همانند ستارگان A معمولی است ولی صدها و هزارها خط مربوط به عناصر نسبتاً کمیاب مانند منگنز، کروم و استرونسیوم و حتی عناصر ناآشنا چون ایتریوم، پرومتیوم، هولمیوم و ایتربیوم، در طیف آن‌ها دیده می‌شود. تلاش برای توضیح فراوانی این عناصر و ترکیب آن‌ها، تاکنون به ارائه‌ی چند نظریه‌ی ظاهراً موجه انجامیده است. شاید یکی از این نظریه‌ها که وجود چنین عناصری را ناشی از انفجارهای ابرنواختران نزدیک یا جاروب شدن فضا توسط میدان مغناطیسی شدید ستاره می‌داند، روزی به اثبات رسد. برخی از ستارگان نوع ویژه‌ی A میدان‌های مغناطیسی بسیار شدیدی دارند که به طور آشکاری خطوط طیفی را تغییر شکل می‌دهد. اندازه‌گیری این تغییرات نشانگر آن است که میدان مغناطیسی آن‌ها ده‌ها و هزارها بار شدیدتر از میدان مغناطیسی زمین است.

شعاع ستاره

به غیر از خورشید، اندازه‌گیری مستقیم شعاع ستارگان دیگر بسیار مشکل است. خورشید تنها ستاره‌ای است که می‌توان قرص آن را به راحتی و به طور دقیق تفکیک کرد. از آنجا که فاصله‌ی زمین تا خورشید معلوم است، با اندازه‌گیری قطر زاویه‌ای آن، یعنی 30 دقیقه‌ی قوسی، شعاع آن را کیلومتر به دست می‌آوریم. گرچه فاصله‌ی بسیاری دیگر از ستارگان نیز با دقت قابل قبولی معلوم است ولی اندازه‌ی زاویه‌ای آن‌ها کوچک و حتی بسیار پایین‌تر از توان تفکیک تلسکوپ‌هاست. اگر خورشید ما نیز مثلاً در فاصله‌ی 10 پارسکی قرار داشت، قطر زاویه‌ای آن تنها 0/001 ثانیه‌ی قوسی بود؛ در حالی که، توان تفکیک بهترین تلسکوپ‌ها در کامل‌ترین شرایط حدود 0/1 ثانیه‌ی قوسی است. ستاره‌ای هم اندازه با خورشید در فاصله‌ی 10 پارسکی تحت همان زاویه‌ای دیده می‌شود که یک سکه‌ی یک ریالی را از فاصله‌ی 4000 کیلومتری نگاه کنیم.

تداخلسنجی

یکی از راه‌های اندازه‌گیری زوایای بسیار کوچک، تداخلسنجی است. نخستین اندازه‌گیری‌های دقیق شعاع ستارگان با استفاده از یک تداخلسنج 12 فوتی که بر بالای تلسکوپ 100 اینچی مونت ویلسون نصب شده بود، عملی گردید. نور رسیده از دو آینه‌ای که بر دو سر یک میله متصل شده‌اند به آینه‌ی اصلی تلسکوپ می‌تابد و اگر در زمان ورود امواج نوری رسیده از لبه‌های مختلف یک ستاره‌ی دوردست اختلاف وجود داشته باشد تفکیک می‌شود. چنین اندازه‌گیری‌هایی تنها در مورد تعداد کمی از ستارگان موفقیت‌آمیز بوده است که بیشتر آن‌ها اندازه‌ی بسیار بزرگ‌تری از خورشید داشتند. یکی از موفقیت‌آمیزترین آزمایش‌های تداخلسنجی در رصدخانه نارا برای استرالیا انجام گرفته است. دو آینه‌ی بزرگ تلسکوپی هر کدام به قطر 36 فوت (حدود 11 متر) که از تعداد زیادی آینه کوچک ساخته شده بودند بر دو نقاله که روی ریل می‌توانستند به آرامی حرکت کنند، نصب شده بودند. اساس این کار به تداخلسنجی رادیویی بسیار شبیه است. به این طریق، اخترشناسان رصدخانه‌ی نارا برای به اندازه‌گیری شعاع بسیاری از ستارگان موفق شدند.
اخیراً، نقشه‌برداری تعداد کمی از ستارگان بسیار بزرگ با روشی که تداخلسنجی لکه‌ای نامیده می‌شود امکان‌پذیر شده است. هنگام بررسی یک ستاره‌ی نورانی از طریق تلسکوپ مستقر در زمین، تصویر آن به دلیل اغتشاشات جوی به بخش‌های زیادی شکسته می‌شود. از به هم پیوستن به موقع این بخش‌ها، تصویر مبهم ستاره شکل می‌گیرد ولی اگر این عکسبرداری یا ثبت تصویر ستاره در زمان نوردهی بسیار کوتاهی انجام گیرد امکان آن وجود خواهد داشت که تک تک این بخش‌ها را (به کمک کامپیوتر) نمایان ساخت و حتی اگر ستاره بی‌اندازه کوچک باشد به چگونگی تصویر آن پی برد.

اختفا به وسیله‌ی ماه

روش دیگر برای سنجش اندازه‌ی برخی از ستارگان، اندازه‌گیری مدت زمانی است که ستاره توسط قرص ماه کاملاً پوشانیده می‌شود. حرکت ماه به اندازه‌ی کافی آهسته است، به طوری که به هنگام عبور ماه از مقابل یک ستاره‌ی بزرگ می‌بینیم که نور ستاره به تدریج کاهش می‌یابد. این رویداد، یعنی گرفت ستاره توسط ماه (یا دیگر اجرام آسمانی) اختفا نامیده می‌شود. منحنی کاهش نور ستاره را می‌توان به کمک ابزارهای ثبت کننده سریع الکترونیکی تعیین کرد و به این ترتیب اندازه‌ی زاویه‌ای ظاهری ستاره را به دست آورد. حرکت ماه در میان ستارگان که ناشی از گردش آن به دور زمین است، به طور میانگین، ثانیه‌ی قوسی در ثانیه است. بنابراین، ستاره‌ای با اندازه‌ی ظاهری ثانیه‌ی قوسی، در مدت ثانیه کاملاً پوشانده می‌شود. از آنجا که می‌توان نورانیت ستاره را در هر یا حتی ثانیه ثبت کرد، گرفت "تدریجی" را می‌توان دنبال کرد و از مدت آن اندازه‌ی ستاره را به دست آورد. البته در به کارگیری این روش باید شانس آن را داشت که ماه از مقابل ستارگان مورد نظر بگذرد.

ستاره‌های دوتایی گرفتی

برخی از ستارگان به صورت منظومه‌های دوتایی هستند که، همانند ماه و زمین، به دور مرکز گرانش مشترکشان گردش می‌کنند. این وضعیت، اندازه‌گیری شعاع آن‌ها را به روشی دیگر میسر می‌کند. هزاران عدد از این نوع منظومه‌های دوتایی شناخته شده‌اند و خوشبختانه جهت‌گیری بعضی از آن‌ها به صورتی است که صفحه‌ی مدارشان موازی با خط دید ماست. در نتیجه می‌توانیم گرفت‌های مکرر هر ستاره توسط ستاره‌ی دیگر منظومه را ببینیم. اگر فاصله‌ی منظومه‌ی دوتایی معلوم باشد و اگر گرفت کلی روی دهد (به طوری که یک ستاره برای مدتی ستاره‌ی دیگر را کاملاً بپوشاند) می‌توان از روی مدت گرفت، قطر ستاره‌ی در حال گرفت را اندازه‌گیری کرد. داده‌هایی که بر این مبنا برای شعاع ستارگان به دست آمده است با اطلاعات حاصل از روش‌های تداخلسنجی و اختفا توافق کامل دارند.

شعاع محاسبه شده

روش تقریباً غیرمستقیم در تعیین شعاع آن است که مقدار درخشندگی و دمای ستاره را محاسبه کنیم و سپس به این پرسش پاسخ گوییم که ستاره باید چه شعاعی داشته باشد تا با مقادیر به دست آمده‌ی دما و درخشندگی مطابقت کند. قوانین تابش جسم سیاه نشان می‌دهند که سطحی با دمای معلوم، به میزانی مشخص انرژی تابش می‌کند که مقدار آن از فرمول پلانک به دست می‌آید. سطحی به مساحت یک سانتیمتر مربع را در روی خورشید مجسم کنید؛ دمای آن K 5800 است. طبق منحنی پلانک برای این دما، مقدار کل انرژیی که از این سطح گسیل می‌شود، ارگ در ثانیه است. از روی درخشندگی اندازه‌گیری شده‌ی خورشید، می‌دانیم که مقدار کل انرژیی که از تمام خورشید تابش می‌شود، ارگ درثانیه است. با مقایسه‌ی این دو مقدار می‌توان محاسبه کرد که مساحت جانبی خورشید چقدر می‌تواند باشد. عددی که به دست می‌آید سانتیمتر مربع است. مساحت جانبی کره‌ای به شعاع r با فرمول تعیین می‌شود. از روی قوانین تابش جسم سیاه و اندازه‌گیری دما و درخشندگی ستاره، یافتن A و سپس r یعنی شعاع ستاره، امکان‌پذیر می‌شود. در مثال بالا، شعاع خورشید سانتیمتر به دست می‌آید که با شعاع محاسبه شده به طور مستقیم، کاملاً توافق دارد.

جرم ستاره

جرم ستارگان را به دو روش می‌توان محاسبه کرد. درصد بیشتری (شاید بیش از 50 درصد) از ستارگان کهکشان ما اعضای منظومه‌های دوتایی هستند، در مورد دوتایی‌هایی که به قدر کافی نزدیک هستند و می‌توان حرکت مداری آن‌ها را اندازه‌گیری کرد، تعیین جرم از روی اندازه مدارها و دوره‌های تناوب امکان‌پذیر می‌شود.
برای تعیین جرم تک تک اعضای یک منظومه‌ی دوتایی، لازم است که فاصله‌ی منظومه را بدانیم و مکان دقیق مرکز جرم آن را مشخص کنیم. اگر جرم‌های دو ستاره یکسان باشد، مرکز جرم در نیمه راه بین آن‌ها خواهد بود. از طرف دیگر، اگر جرم عضوها تفاوت زیادی با هم داشته باشند، مرکز جرم به ستاره‌ای نزدیک‌تر خواهد بود که جرم بیشتری دارد. در مورد منظومه‌ی زمین- ماه نیز چنین است. تنها فاصله‌ی تعداد کمی از ستارگان دوتایی از ما به قدر کافی کم است تا بتوان جرم ستارگان منفرد آن‌ها را اندازه‌گیری کرد.
رابطه‌ی جرم- درخشندگی که سال‌ها پیش به طور مشاهده‌ای کشف شده است برحسب ساختار داخلی ستاره و رابطه‌ی بین جرم، دمای مرکزی و آهنگ تولید انرژی تفسیر می‌شود. ستارگان با جرم بسیار زیاد، درخشندگی بیشتری نیز دارند، زیرا دمای مرکزی آن‌ها به اندازه‌ی کافی بالاست و آهنگ تولید انرژی نیز می‌تواند کمیت بزرگی باشد.
روش دوم در تعیین جرم یک ستاره، استفاده از محاسبات نظری ساختار درونی ستاره است. اگر ستاره در رشته‌ی اصلی باشد می‌توان جرم را با اندازه‌گیری درخشندگی یا دمای آن به دست آورد. هرکدام از این کمیت‌ها می‌توانند مکان ستاره را در روی خط رشته‌ی اصلی نمودار رنگ- قدر تعیین کنند. از این رو، جرم ستاره در مقایسه با رشته‌ی اصلی نظری سنجیده می‌شود.
معلوم شده است که گستره‌ی جرم ستارگان از 50 برابر تا یک صدم جرم خورشید است. محاسبات اخترشناسان نشان می‌دهد که ستاره‌ای با جرم کمتر از یک صدم جرم خورشید نمی‌تواند شکل بگیرد، زیرا با داشتن این مقدار جرم، دمای مرکز ستاره آنقدر بالا نخواهد بود که سبب شروع واکنش‌های هسته‌ای شود. از این رو، سیاره مشتری، که از نظر جرم اندکی پایینتر از این حد است، نمی‌تواند مرکزی چنان داغ داشته باشد که چرخه‌ی پروتون- پروتون در آن آغاز شود. طبق محاسبات نظری، اگر یک ابر گازی با جرمی بیش از این حد، که حدود هفتاد برابر جرم خورشید برآورد شده است، شروع به تراکم کند، نتیجه ستاره‌ای پایدار نخواهد بود.

ساختار ستاره‌ای

هنگامی که ستاره در رشته اصلی است، رویدادها و جزئیات ویژگی‌های فیزیکی در درون ستاره به جرم کلی آن بستگی دارد. ساختار درونی ستارگانی که جرم و درخشندگی زیاد دارند با ساختار درونی خورشید بسیار متفاوت است؛ ولی در این مورد، بین خورشید و ستارگان سرد و کم جرم شباهت‌هایی وجود دارد.

تعادل تابشی

یکی از مهمترین تفاوت‌ها در ستارگانی که جرم‌های متفاوت دارند، موقعیت مناطق درون ستاره است که در حالت‌های گوناگون تعادل هستند. دو طریق بسیار مهم انتقال انرژی از منبع تولید آن در مرکز به طرف سطح ستاره، عبارت‌اند از تابش و همرفت. بخشی از درون ستاره که در آن انتقال انرژی عمدتاً توسط تابش صورت می‌گیرد، لایه‌ای است که به قول اخترشناسان در تعادلی تابشی است. تابش حاصل از مرکز داغ، به تدریج با تأثیر بر ماده‌ی درون ستاره، راه خود را به سوی سطح می‌گشاید. در حوالی مرکز، به سبب اینکه دما فوق‌العاده بالاست، بیشتر تابش به شکل پرتوهای X است که نسبت به فوتون‌های نور مرئی انرژی بیشتری دارند. به موازات انتقال تابش از مرکز به طرف سطح ستاره، طول موج‌های آن بلندتر می‌شود و زمانی که از سطح گسیل می‌یابد، عمدتاً در گستره‌ی طول موج نور معمولی است. چون ماده‌ی درون ستاره بسیار کدر است و چگالی بالایی دارد، زمان بسیار زیادی طول می‌کشد تا انرژی یک فوتون گسیل شده از مرکز ستاره به سطح برسد، در خورشید این مدت زمان به طور میانگین از مرتبه‌ی سال است.

تعادل همرفتی

در وضعیت‌های معین، تغییر دما از درون به طرف بیرون ستاره چنان زیاد است که تابش نمی‌تواند انرژی را چنان سریع انتقال دهد تا ستاره در آرایشی پایدار باقی بماند. در چنین لایه‌هایی، جریان‌های همرفتی آغاز می‌شوند و انتقال انرژی از بخش درونی این لایه به بخش بیرونی، اساساً به طریق همرفت صورت می‌گیرد. در جریان همرفتی، ماده‌ی داغ از ته لایه به بالای آن منتقل می‌شود و ماده‌ی سردتر بالا را به پایین می‌فشارد تا دوباره گرم شود. لایه‌های بیرونی خورشید (یعنی لایه‌هایی که درست در زیر سطح آن قرار دارند) در تعادل همرفتی هستند و مشاهده‌ی سلول‌های همرفتی در روی سطح خورشید امکان‌پذیر است. زمان دور زدن و برگشتن یک سلول همرفتی حدود 5 دقیقه است؛ یعنی، یک حباب گازی 5 دقیقه طول می‌کشد تا از ته منطقه‌ی همرفتی به بالا آید. حباب پس از سرد شدن دوباره به ته منطقه همرفتی برمی‌گردد.

جوّ ستاره

جوّ ستاره به عنوان بخشی از ستاره که برای تابش شفاف است، تعریف می‌شود. سطح ستاره ، به جای آنکه مانند سطح زمین سخت باشد، ناحیه‌ای اسفنجی است و به عنوان لایه‌ای از ستاره که بعد از آن ماده کدر و غیر شفاف می‌شود، تعریف می‌گردد. کدری مواد ستاره در زیر جوّ، رفته رفته افزایش می‌یابد تا جایی که سرانجام هیچ پرتویی از نور نمی‌تواند بدون واکنش با گاز از آن بگذرد. بدین ترتیب، سطح نه به صورت یک صفحه بلکه به صورت لایه است. بر روی سطح است که لایه‌ی بسیار کم ضخامت و سرد جوّ قرار می‌گیرد. جوّ ستاره از آن رو مهم است که خطوط جذبی طیفی که به راحتی مشاهده و مطالعه می‌شوند، در آن شکل می‌گیرند.

فعالیت خورشیدی

خورشید تنها ستاره‌ای است که سطح آن را به دقت می‌توان مطالعه کرد. از آنجا که خورشید از ستارگان رشته‌ی اصلی است، مطالعه‌ی سطح و پدیده‌های جوّی آن می‌تواند نکات بسیار زیادی را در مورد فعالیت‌های سطح دیگر ستارگان رشته اصلی بر ملا کند.

لک‌های خورشید

تا جایی که اندازه‌گیری‌ها اجازه می‌دهند، درخشندگی و دمای خورشید بی‌تغییر باقی مانده است. زمین شناسان شواهدی یافته‌اند که نشان می‌دهد این دو پارامتر، طی میلیاردها سال، تغییرناپذیر بوده‌اند. با وجود این، تغییرات کوتاه مدتی در سطح خورشید پدید می‌آید، ولی این تغییرات، در تمام موارد، چنان کوچک مقیاس هستند که نمی‌توانند در ویژگی‌های عمومی خورشید به طور قابل ملاحظه‌ای تأثیر گذارند. از جمله این نمودهای مهم در سطح و جوّ خورشید، لک‌های خورشید را باید نام برد. لک‌ها، نشانگر نواحی آشفته‌ای هستند (چیزی شبیه توفان‌های زمینی) و تاریک‌تر از محیط اطراف خود دیده می‌شوند، زیرا دمای کمتری دارند. لک‌ها به آشفتگی‌های میدان مغناطیسی خورشید مربوط‌اند و الگوی منظمی را در پراکندگی خود بر سطح قرص خورشید و همچنین در تغییر تعدادشان، طی یک دوره‌ی 11 ساله نشان می‌دهند. آن‌ها غالباً به صورت جفت آشکار می‌شوند که یکی دارای قطبیت مغناطیسی شمال و دیگری جنوب است. آرایش این جفت‌ها، در دو نیمکره‌ی خورشید، بر خلاف هم است. مشاهدات انجام گرفته حاکی از آنند که گاه تعداد لک‌ها و بنابراین شدت فعالیت خورشیدی به طور غیرعادی کم است.

رشته‌ها و فوران‌ها

از نمودهای قابل توجه دیگر در سطح خورشید، رشته‌ها هستند که به صورت خط‌های تاریک پیچ و خم‌دار در بخش‌هایی از قرص خورشید خودنمایی می‌کنند. هنگامی که رشته‌ها در لبه‌ی خورشید دیده می‌شوند درمی یابیم که توده‌هایی بزرگ از ماده هستند که در بالای خورشید -تا صدها هزار کیلومتر- گسترش یافته‌اند. به سبب آنکه دمای رشته‌ها نسبت به سطح خورشید کمتراست، تاریک‌تر به نظرمی رسند. اما به هنگام مشاهده در کناره قرص خورشید (چه در کسوف و چه در گرفت مصنوعی به کمک تلسکوپ‌های ویژه‌ای که در آن‌ها قرص نورانی خورشید حذف می‌شود) نورانی دیده می‌شوند. رشته‌ها، هنگامی که در لبه‌ی خورشید ظاهر می‌شوند، فوران نامیده می‌شوند.
فوران‌ها معمولاً حرکت‌هایی دارند که هم شامل حرکت ماده به طرف بیرون از سطح خورشید و هم، در بعضی موارد، به صورت بارش به طرف سطح است (این حرکت‌ها را می‌توان به کمک دوربین فیلمبرداری اندازه گرفت). فوران‌ها غالباً با لک‌ها و گروه‌های آن‌ها همبسته‌اند و معلوم شده است که به آشفتگی‌های توفانی شکل میدان‌های مغناطیسی که لک‌ها را پدید می‌آورند، مربوط هستند. قسمت بیشتر ماده‌ای که از سطح خورشید پرتاب می‌شود و فوران‌ها و رشته‌ها را به وجود می‌آورد، نهایتاً به خورشید باز می‌گردد.

شراره‌های خورشیدی

شراره‌ی خورشیدی، از آشفتگی‌های پرانرژی و بسیار جالب توجه در سطح خورشید است. شراره‌ها اساساً در مدتی که لک‌های خورشید به بیشترین مقدار خود می‌رسند، پدیدار می‌شوند و معمولاً با بخشی از سطح خورشید که به شدت آشفته است، مرتبط هستند، شراره‌ها تنها چند دقیقه دوام می‌یابند و شامل آذرخش‌های بسیار نورانی و گسیل مقادیر بسیار زیاد انرژی هستند. آن‌ها هنگامی به وجود می‌آیند که بخشی از گازهای بسیار داغ زیر سطح خورشید، به سبب آشفتگی مغناطیسی ناشی از لک‌ها، به طرف سطح می‌گریزد. شراره‌ها غالباً سبب گسیل ذرات بسیار پرانرژی از خورشید به منظومه شمسی می‌شوند. این ذرات به هنگام مواجهه با زمین، آشفتگی‌های مغناطیسی زمینی را به وجود می‌آورند، که توفان‌هایی در جوّ بالای زمین هستند.

تاج

بخش‌های بیرونی‌تر جوّ ویژگی‌های کاملاً غیر عادی دارد. در ارتفاع حدود 10000 کیلومتر از سطح خورشید، دما ناگهان به مقادیر بسیار بالا، از مرتبه‌ی 10 میلیون درجه، می‌رسد. صعود دما به چنین درجات بالا، در فواصلی از سطح خورشید روی می‌دهد که در آنجا چگالی گاز بی‌اندازه کم است و بنابراین مشاهده‌ی این منطقه که دمای بسیار زیادی دارد، مشکل است. این منطقه که تاج نامیده می‌شود، در مدت گرفت خورشید به آسانی دیده می‌شود. تاج را با تلسکوپ‌های ویژه‌ای که تاجنگار نام دارند نیز می‌توان آشکار کرد. انرژی زیاد تاج به توسط لایه‌ی همرفتی خورشید که درست در زیر سطح آن قرار دارد، تأمین می‌شود. جریان‌های همرفتی می‌توانند سبب ارسال موج‌های ضربه به جو خورشید شوند، و انرژیی که این موج‌ها با خود حمل می‌کنند به طور موقتی در تاج به دام می‌افتند. مقدار کمی از ماده که به این طریق به تاج منتقل می‌شود، سرانجام به صورت باد خورشیدی خورشید را ترک می‌کند.

منبع مقاله :
هاچ، پاول؛ (1388)، ساختار ستارگان و کهکشان‌ها، برگردان: توفيق حيدرزاده. تهران: مؤسسه جغرافيايي و کارتوگرافي گيتاشناسي، چاپ هفتم.