خورشید

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به ناوبری پرش به جستجو
فارسیEnglish
خورشید Sun symbol.svg
خورشید
داده‌های دیداری
میانگین فاصله
از زمین
۱٫۴۹۶‎×۱۰۱۱ m
۸٫۳۱ دقیقه با سرعت نور
درخشش دیداری (V) −۲۶٫۷۴م [۱]
قدر مطلق ۴٫۸۳م [۱]
رده‌بندی ستارگان G2V
متالیسیته Z = ۰٫۰۱۷۷[۲]
قطر زاویه‌ای ۳۱٫۶′ - ۳۲٫۷′ [۳]
صفت‌ها خورشیدی
ویژگی‌های مداری
میانگین فاصله
از هستهٔ راه شیری
~۲٫۵‎×۱۰۲۰ م
۲۶ ۰۰۰ سال نوری
دورهٔ کهکشانی (۲٫۲۵–۲٫۵۰)‎×۱۰۸ a
سرعت ~۲٫۲۰‎×۱۰۵ m/s
(گردش به‌دور مرکز کهکشان)

~۲‎×۱۰۴ m/s
(نسبت به سرعت میانگین ستاره‌های دیگر در همسایگی ستاره‌ای)
ویژگی‌های فیزیکی
میانگین قطر ۱٫۳۹۲‎×۱۰۹ m [۱]
۱۰۹ زمین
شعاع استوایی ۶٫۹۵۵‎×۱۰۸ م [۴]
۱۰۹ × زمین[۴]
محیط استوایی ۴٫۳۷۹‎×۱۰۹ m [۴]
۱۰۹ × زمین[۴]
تخت‌شدگی ۹‎×۱۰−۶
مساحت ۶٫۰۸۷۷‎×۱۰۱۸ m² [۴]
۱۱ ۹۹۰ × زمین[۴]
حجم ۱٫۴۱۲۲‎×۱۰۲۷ m³ [۴]
۱ ۳۰۰ ۰۰۰ زمین
جِرم ۱٫۹۸۹۱ ‎×۱۰۳۰ ک‌گ[۱]
۳۳۲ ۹۴۶ زمین
چگالی میانگین ۱٫۴۰۸ ‎×۱۰۳ ک‌گ/م³[۴][۱][۵]
چگالی‌های گوناگون هسته: ۱٫۵‎×۱۰۵ ک‌گ/م³
فتوسفیر پایینی: ۲‎×۱۰ ک‌گ/م³
کروموسفیر پایینی: ۵‎×۱۰ ک‌گ/م³
هالهٔ میانگین: ۱۰‎×۱۰-۱۲ک‌گ/م³[۶]
گرانش سطحی استوایی ۲۷۴٫۰ m/s۲ [۱]
۲۷٫۹۴ g
۲۸ × گرانش سطحی زمین[۴]
سرعت گریز
(از سطح)
۶۱۷٫۷ km/s [۴]
۵۵ × زمین[۴]
دما
برای سطح (مؤثر)
۵ ۷۷۸ K [۱]
دما
برای تاج خورشیدی
~۵‎×۱۰۶ K
دما
برای هسته
~۱۵٫۷‎×۱۰۶ K [۱]
درخشش (Lsol) ۳٫۸۴۶‎×۱۰۲۶ W [۱]
~۳٫۷۵‎×۱۰۲۸ lm
~۹۸ lm/W اثر
شدت میانگین (Isol) ۲٫۰۰۹‎×۱۰۷ W m sr
ویژگی‌های گردش
انحراف محوری ۷٫۲۵° [۱]
(به دایرةالبروج)
۶۷٫۲۳°
(به صفحهٔ کهکشانی)
بُعد
برای قطب شمال[۷]
۲۸۶٫۱۳°
۱۹ ساعت ۴ دقیقه ۳۰ ث
میل
برای قطب شمال
+۶۳٫۸۷°
۶۳°۵۲' شمالی
دورهٔ دوران ستاره‌ای
(در عرض جغرافیایی ۱۶°)
۲۵٫۳۸ روز [۱]
۲۵ ر ۹ س ۷ دقیقه ۱۳ ث[۷]
(در استوا) ۲۵٫۰۵ روز [۱]
(در قطب‌ها) ۳۴٫۳ روز [۱]
سرعت دوران
(در استوا)
۷٫۲۸۴ ‎×۱۰۳ km/h
ترکیب فتوسفیری (برپایهٔ جِرم)
هیدروژن ۷۳٫۴۶ ٪[۸]
هلیوم ۲۴٫۸۵ ٪
اکسیژن ۰٫۷۷ ٪
کربن ۰٫۲۹ ٪
آهن ۰٫۱۶ ٪
گوگرد ۰٫۱۲ ٪
نئون ۰٫۱۲ ٪
نیتروژن ۰٫۰۹ ٪
سیلیکون ۰٫۰۷ ٪
منیزیوم ۰٫۰۵ ٪

خورشید (نام‌های ادبی یا قدیمی: خور، هور، مهر، روز) یکی از ستارگان کهکشان راه شیری و تنها ستارهٔ سامانهٔ خورشیدی است که در مرکز آن جای دارد. خورشید یک کُرهٔ کامل است که از پلاسمای داغ ساخته شده‌است و در میانهٔ آن میدان مغناطیسی برقرار است.[۹][۱۰] این ستاره که قطری نزدیک به ۱٬۳۹۲٬۰۰۰ کیلومتر دارد سرچشمهٔ اصلی نور، انرژی، گرما و زندگی بر روی زمین است. قطر خورشید نزدیک به ۱۰۹ برابر قطر زمین و جرم آن ۳۳۰ هزار برابر جرم زمین برابر با ۲‎×۱۰۳۰ کیلوگرم است. این مقدار ۹۹٫۸۶٪ کل جرم سامانهٔ خورشیدی است.[۱۱]

انفجار نهایی یک ستارهٔ سنگین را ابرنواختر می‌نامند ولی خورشید هیچ‌گاه چنین انفجاری را تجربه نخواهد کرد زیرا کمترین جرم مورد نیاز برای رخداد یک ابرنواختر، هشت برابر جرم خورشید است.[۱۲] از نظر شیمیایی سه-چهارم جرم خورشید را هیدروژن و باقی‌ماندهٔ آن را بیشتر هلیم می‌سازد. پس از هیدروژن و هلیم، عنصرهای سنگین از سازندگان دیگر خورشید عبارتند از: اکسیژن، کربن، نئون و آهن و… این عنصرها، سازندهٔ ۱٫۶۹٪ از جرم خورشید اند که این مقدار خود ۵٬۶۲۸ برابر جرم زمین است.[۱۳]

خورشید در رده‌بندی ستارگان بر پایهٔ رده‌بندی طیفی، در دستهٔ G27 جای دارد و به صورت غیررسمی با نام کوتولهٔ 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 وجود پراکندگی نور آبی در جو سبب زرد دیده شدن آن است (پراکندگی رایلی).[۱۴][۱۵] همچنین در برچسب رده‌بندی طیفی، G2، گفته شده که دمای سطح خورشید نزدیک به ۵۷۷۸ کلوین (۵۵۰۵ سانتیگراد) است و در V گفته شده‌است که خورشید مانند بیشتر ستارگان، یک ستارهٔ رشتهٔ اصلی است و در نتیجه انرژی خود را از راه همجوشی هسته‌ای هسته ی هیدروژن به هلیم فراهم می‌کند و در هر ثانیه، در هستهٔ خود، ۶۲۰ 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 ۸۵٪ ستارگان کهکشان راه شیری درخشان تر است. چون بیشتر آن‌ها کوتوله‌های سرخ‌اند.[۱۶][۱۷] بزرگی قدر مطلق خورشید ۴٫۸۳+ است البته چون خورشید نزدیک‌ترین ستاره به زمین است، به همین دلیل، خورشید درخشان‌ترین جرم در آسمان دانسته می‌شود و قدر ظاهری آن ۲۶٫۷۴- است.[۱۸][۱۹] تاج خورشیدی پیوسته در حال پراکندن بادهای خورشیدی در فضا است. این بادها، جریان‌هایی از ذره‌های باردار اند که تا فاصله‌ای نزدیک به ۱۰۰ واحد نجومی توان دارند. حباب‌های ساخته شده در محیط میان‌ستاره‌ای که در اثر بادهای خورشیدی ساخته شده‌اند، بزرگترین سازهٔ پیوستهٔ پدید آمده در منظومهٔ خورشیدی‌اند.[۲۰][۲۱]

هم‌اکنون خورشید در حال سفر از میان ابر میان‌ستاره‌ای محلی در ناحیهٔ حباب محلی در لبهٔ بازوی شکارچی از کهکشان راه شیری است. از میان ۵۰ ستاره‌ای که تا شعاع ۱۷ سال نوری، در همسایگی زمین قرار دارند، (نزدیک‌ترین آن‌ها یک کوتولهٔ سرخ به نام پروکسیما قنطورس است که ۴٫۲ سال نوری فاصله دارد) از دیدگاه جرم، خورشید رتبهٔ چهارم را در میان آن‌ها دارد.[۲۲] 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 ۲۴٬۰۰۰ تا ۲۶٬۰۰۰ سال نوری فاصله دارد، امید آن می‌رود که این گردش را ۲۲۵ تا ۲۵۰ میلیون سال دیگر به پایان برساند و دور خود را کامل کند. از آنجایی که کهکشان ما نسبت به تابش زمینهٔ کیهانی (CMB) در راستای صورت فلکی مار باریک با سرعت ۵۵۰ کیلومتر بر ثانیه در حرکت است، در نتیجه سرعت بدست آمده برای خورشید نسبت به CMB در راستای صورت‌های فلکی پیاله یا شیر، ۳۷۰ کیلومتر بر ثانیه می‌شود.[۲۳]

فاصلهٔ متوسط خورشید از زمین نزدیک به ۱۴۹٫۶ 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.[۲۴] در این فاصلهٔ میانگین، برای نور ۸ دقیقه و ۱۹ ثانیه زمان برده می‌شود تا از خورشید تا زمین سفر کند. می‌توان گفت انرژی آمده از نور سفید خورشید، باعث ادامهٔ فرایند نورساخت، بوجود آمدن اقلیم و آب و هوای زمین و در نتیجه، فراهم‌کنندهٔ زندگی برای همهٔ جانداران روی زمین است.[۲۵] نقش برجستهٔ 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 سدهٔ ۱۹ میلادی آگاهی اندکی از مواد سازندهٔ 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[ویرایش]

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 hvarә-xšaē آمده‌است. 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 اسطوره‌های ایرانی و نیز نخستین شاه در برخی روایت‌ها) آمده و برگرفته از صورت اوستایی yama-xšaita به معنی «جم درخشان» است.[۲۶]

در زبان انگلیسی واژهٔ Sun برای خورشید از واژهٔ sunne در انگلیسی باستان گرفته شده‌است (نزدیک به سال ۷۲۵ در بئوولف). گمان آن می‌رود که این واژه با واژهٔ 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 sunnō است تمام عبارت‌های آلمانی برای Sun از sunnōn در نیازبان‌های ژرمنی آمده‌است.[۲۷][۲۸]

در هنگامهٔ پیش از مسیحیت اقوام ژرمن 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.[۲۸] پژوهشگران گمان می‌کنند که خورشید، ایزدبانوی ژرمنی ریشه‌ای هندو-اروپایی در خورشیدخدایی کهن تر در زبان‌های هندواروپایی دارد و میان واژهٔ Sól در نروژی باستان، سوریا در زبان سانسکریت، Sulis در زبان گالیش، Saulė در لیتوانیایی و Solnitse در زبان‌های اسلاوی ارتباط است.[۲۸]

واژهٔ Sunday یا روز یکشنبه در انگلیسی امروزی، ریشه در انگلیسی باستان دارد (Sunnandæg به معنی «روز خورشید» پیش از سال ۷۰۰) و این به دلیل ترجمهٔ ژرمنی از عبارت لاتین dies solis است، خود این عبارت لاتین هم ترجمهٔ عبارت یونانی heméra helíou است.[۲۹]

در زبان لاتین واژهٔ Sol برای اشاره به ستاره بکار می‌رود این واژه به صورت اسم در انگلیسی کاربرد ندارد اما صفت آن solar بسیار پرکاربرد است.[۳۰][۳۱] واژهٔ Sol برای اشاره به زمان خورشیدی در دیگر سیاره‌ها مانند بهرام کاربرد دارد.[۳۲] یک روز خورشیدی در زمین، میانگین ۲۴ ساعت است در حالی که روی بهرام ۲۴ ساعت و ۳۹ دقیقه و ۳۵٫۲۴۴ ثانیه‌است.[۳۳]

ویژگی‌ها[ویرایش]

نمای کلی از ساختار درونی خورشید:
۱. هسته
۲. ناحیهٔ تابشی
۳. ناحیهٔ همرفتی
۴. شیدسپهر
۵. فام‌سپهر
۶. تاج
۷. لکه خورشیدی
۸. جودانه
۹. زبانه
این یک نگاره با رنگ‌بندی فرابنفش از خورشید است. آنچه در این نگاره دیده می‌شود: زبانه‌های روشن پیرامون خورشید از ردهٔ C3 (ناحیهٔ سفید در بالا دست چپ)، آبتاز خورشیدی (سازه‌های موجی شکل در بالا دست راست) و چندین رگهٔ پلاسمایی که در ادامهٔ 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 نگارهٔ پویا مربوط به رفتار خورشید در یک بازهٔ ۲۴ ساعته‌است که در ۲۵ سپتامبر ۲۰۱۱ بدست آمده‌است.

خورشید ستاره‌ای از گونهٔ کوتولهٔ زرد است که ۹۹٫۸۶٪ از مجموع جرم سامانهٔ خورشیدی را از آن خود کرده‌است. هندسهٔ خورشید به یک کرهٔ کامل بسیار نزدیک است. پَخی بسیار کوچکی برابر با ۹×۱۰ در هندسهٔ آن وجود دارد[۳۴] در نتیجه میان قطر خورشید در دو سوی قطب‌ها نسبت به قطر آن در مدار استوایی ۱۰ 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 پدیدهٔ 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 تکانهٔ زاویه‌ای پادساعت‌گرد می‌دهد در نتیجه در سراسر خورشید یک سرعت زاویه را توزیع می‌کند. دورهٔ این گردش واقعی نزدیک به ۲۵٫۶ روز در مدار استوایی و ۳۳٫۵ 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 ۲۸ روز است.[۳۵] اثر جانب مرکز (گریز از مرکز) این گردش آرام، ۱۸ میلیون بار ضعیف تر از جاذبهٔ سطح خورشید در مدار استوایی آن است. اثر کشند سیاره‌ها هم بسیار ضعیف است و نمی‌تواند تأثیر آشکاری بر شکل ظاهری خورشید بگذارد.[۳۶]

خورشید ستاره‌ای با جمعیت (۱) است به عبارت دیگر ستاره‌ای سرشار از عنصرهای سنگین است.[۳۷] گمان آن می‌رود که آغاز پدیداری خورشید به موج‌های شوک تابیده شده از یک یا چند ابرنواختر آن همسایگی بازگردد.[۳۸] این تصور به دلیل انباشتگی عنصرهای سنگین مانند طلا و اورانیم در منظومهٔ خورشیدی نسبت به کمبود آن‌ها در ستاره‌های با جمعیت نوع (۲) 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 ستارهٔ نسل دومی بزرگ بوجود آمده‌است.[۳۷]

خورشید مانند یک سیارهٔ خاکی دارای مرز روشنی نیست. تنها در لایه‌های بیرونی، چگالی گازها به صورت نمایی با افزایش فاصله از مرکز خورشید کاهش می‌یابد.[۳۹] شعاع خورشید برابر است با فاصلهٔ مرکز خورشید تا لبهٔ شیدسپهر. این لایه، بیرونی‌ترین لایه‌ای است که پس از آن گازها یا بسیار سرد اند یا لایه‌ای بسیار نازک را می‌سازند که نمی‌توانند به اندازهٔ درخور توجه نور تولید کنند. در نتیجه لایهٔ آخر لایه‌ای است که چشم غیرمسلح بتواند به خوبی آن را ببیند.[۴۰]

هسته[ویرایش]

نوشتار اصلی: هستهٔ خورشیدی

از مرکز خورشید تا فاصله‌ای نزدیک به ۲۰ تا ۲۵ درصد شعاع خورشید به عنوان هستهٔ خورشید در نظر گرفته شده‌است.[۴۱] و چگالی آن ۱۵۰g/cm۳ نزدیک به ۱۵۰ برابر چگالی آب، برآورد شده‌است.[۴۲][۴۳] و دمای آن هم نزدیک به ۱۵٫۷ میلیون کلوین بدست آمده‌است. در مقابل دمای سطح خورشید نزدیک به ۵٬۸۰۰ کلوین است. تازه‌ترین پژوهش‌ها نشان داده‌است که گردش هستهٔ خورشید به دور خودش از دیگر جاهای شعاعی آن تندتر است.[۴۱] در بیشتر عمر خورشید، همجوشی هسته‌ای از راه زنجیره گام‌های p-p (پروتون-پروتون) و در نتیجه دگرگونی هیدروژن به هلیوم فراهم‌کنندهٔ انرژی خورشید بوده‌است.[۴۴] تنها ۰٫۸٪ از انرژی پدید آمده در خورشید وارد چرخهٔ سی‌ان‌او می‌شود.[۴۵]

هم‌سنجی سیاره‌های منظومه خورشیدی با تعدادی از ستاره‌های مشهور:
الف:
زمین (۴) > ناهید (۳) > مریخ (۲) > تیر (۱)
ب:
مشتری (۸) > زحل (۷) > اورانوس(۶) > نپتون (۵) > زمین (بدون شماره)
پ:
شباهنگ (۱۱) > خورشید (۱۰) > ولف ۳۵۹ (۹) > مشتری (بدون شماره)
ت:
دبران (۱۴) > نگهبان شمال (۱۳) > رأس پیکر پسین (۱۲) > شباهنگ (بدون شماره)
ث:
ابط‌الجوزا (۱۷) >قلب عقرب (۱۶) > پای شکارچی (۱۵) > دبران (بدون شماره)
ج:
وی‌وای سگ بزرگ (۲۰) >وی‌وی قیفاووس (۱۹) > مو قیفاووس (۱۸) > 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 ۲۴٪ شعاع، کارمایهٔ ۹۹٪ خورشید فراهم می‌شود و تا ۳۰٪ 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. کارمایهٔ 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.[۴۶][۴۷]

در هستهٔ خورشید در هر ثانیه، زنجیرهٔ پروتون-پروتون ۹٫۲×۱۰۳۷ بار روی می‌دهد. از آنجایی که در این فرایند چهار پروتون آزاد (هستهٔ هیدروژن) هم‌زمان درگیر است پس در هر ثانیه ۳٫۷×۱۰۳۸ پروتون به ذرهٔ آلفا (هستهٔ هلیوم) دگرگون می‌شود به زبان دیگر ۶٫۲×۱۰۱۱ کیلو در ثانیه. در مجموع می‌توان گفت در سراسر خورشید نزدیک به ۸٫۹×۱۰۵۶ پروتون آزاد دگرگون می‌شود.[۴۷] می‌دانیم که در هر همجوشی و دگرگونی هیدروژن به هلیوم نزدیک به ۰٫۷٪ از حرم به انرژی دگرگون می‌شود.[۴۸] پس خورشید در هر ثانیه ۴٫۲۶ میلیون تن جرم را در دگرگونی ماده-انرژی درگیر می‌کند. یا می‌توان گفت ۳۸۴٫۶ یوتا وات[۱] (۳٫۸۴۶×۱۰۲۶) یا ۹٫۱۹۲×۱۰۱۰ مگاتن TNT در هر ثانیه. این مقدار جرم از میان نمی‌رود بلکه بر پایهٔ 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. برپایهٔ شبیه‌سازی‌ها چنین برآورد شده که توان در مرکز خورشید ۲۷۶٫۵ watts/m۳ است.[۴۹] چگالی توان تولیدی خورشید بیشتر نزدیک به سوخت و ساز بدن یک خزنده‌است تا یک بمب اتم. قلّهٔ 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 هستهٔ 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 بازمی‌گردد.[۵۰][۵۱]

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 ۱۰٬۰۰۰ تا ۱۷۰٬۰۰۰ سال طول می‌کشد تا در خورشید جابجا شود.[۵۲] ما برای نوترینو تنها ۲٫۳ ثانیه زمان برده می‌شود تا به سطح خورشید برسد. نزدیک به ۲ درصد از انرژی کل تولیدی خورشید مربوط به این ذره‌است.

در پایان سفر از لایهٔ 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 هستهٔ 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 همهٔ آن‌ها می‌توانند بی‌درنگ 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 ۲۰۰۱ که دانشمندان دریافتند، دلیل این ناهماهنگی به ویژگی نوسان نوترینوها بازمی‌گردد: 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 ۱۳ آن‌ها را شمرده بودند و باقی‌مانده را از دست داده بودند و این به دلیل تغییر مزهٔ نوترینوها (به معنی: عدد کوانتومی ذرهٔ بنیادی) در هنگام تشخیص با ابزار بود.[۵۳]

ناحیهٔ تابشی[ویرایش]

نوشتار اصلی: ناحیهٔ تابشی

در ناحیهٔ نزدیک به ۰٫۷ شعاع خورشید یا پایین‌تر، مواد خورشیدی بسیار گرم و چگال اند آنقدر که بتوانند گرمای زیاد هسته را از راه تابش گرمایی به بیرون بتابانند.[۵۴] در این ناحیه رفتار همرفتی دیده نمی‌شود. با اینکه دمای ماده از ۷ میلیون کلوین به ۲ میلیون کلوین می‌رسد اما همچنان این مقدار کمتر از مقدار پیش‌بینی شده برای کاهش دما نسبت به افزایش ارتفاع است. پس این کاهش دما نمی‌تواند از راه همرفت صورت گیرد.[۴۳] 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.[۵۴] چگالی هم از ۰٫۲۵ چگالی خورشید تا بالای بازهٔ تابشی نزدیک به ۱۰۰ برابر افت می‌کند و از ۲۰ g/cm۳ به ۰٫۲ g/cm۳ می‌رسد.[۵۴] میزان انرژی که خورشید در یک ثانیه تولید می‌کند برای تأمین برق جهان به مدت یک میلیون سال کافی است.[نیازمند منبع]

میان ناحیهٔ تابشی درونی و گردش اختلافی بیرونی ناحیهٔ همرفتی یک لایهٔ‌گذار به نام Tachocline پدید می‌آید، این ناحیه در یک سوم بیرونی شعاع خورشید جای دارد. در این ناحیه میان ناحیهٔ تابشی با گردش یکنواخت و گردش اختلافی در ناحیهٔ همرفتی یک شکاف بزرگ (دگرگونی ناگهانی در رفتار) پدید می‌آید. شرایطی که در آن لایه‌های افقی پی در پی بر روی یکدیگر لیز می‌خورند.[۵۵] جریان سیال در ناحیهٔ همرفتی در بالا، از بالا تا پایین لایه به آرامی کم می‌شود تا در پایین‌ترین نقطه ناپدید شود. تا به این ترتیب با ویژگی‌های آرام ناحیهٔ تابشی در پایین، هماهنگ شود. امروزه چنین گمان می‌شود که یک پویایی مغناطیسی در میانهٔ این لایه باعث پدید آمدن میدان مغناطیسی خورشید شده‌است.[۴۳]

ناحیهٔ همرفتی[ویرایش]

در لایهٔ بیرونی خورشید، یعنی از سطح آن تا عمق نزدیک به ۲۰۰٬۰۰۰ کیلومتری (یا ۷۰٪ شعاع خورشید) پلاسمای خورشید به اندازهٔ کافی چگال یا داغ نیست تا بتواند انرژی گرمایی لایه‌های درونی را از راه تابش به بیرون برساند. به عبارت دیگر به جای ناحیه‌ای تابنده، ناحیه‌ای مات است. در نتیجه 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 ناحیهٔ تابشی گرما دریافت کند. در لایه‌ای از خورشید که با چشم می‌توان آن را دید، دما تا ۵٬۷۰۰ کلوین افت می‌کند و چگالی تنها 0.2 g/m۳ است (نزدیک به ۱/۶۰۰۰۰ چگالی هوا در سطح دریاها).[۴۳]

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 بیرونی‌ترین لایهٔ بخش درونی خورشید، باعث ایجاد یک پویایی در «اندازهٔ کوچک» می‌شود که در نتیجهٔ آن یک شمال و جنوب مغناطیسی در سراسر سطح خورشید پدید می‌آید.[۴۳] ستون‌های داغ خورشید به شکل سلول‌های بنارد است در نتیجه هندسهٔ منشوری شش ضلعی به خود می‌گیرد.[۵۶]

شیدسپهر[ویرایش]

دمای مؤثر یا جسم سیاه خورشید (۵۷۷۷ کلوین) دمایی است که یک جسم سیاه هم اندازهٔ خورشید باید داشته باشد تا به اندازهٔ خورشید توان تولید داشته باشد.

سطح دیدنی خورشید یا شیدسپهر، لایه‌ای است که در زیر آن خورشید در برابر نور دیدنی، کدر می‌شود.[۵۷] بالای شیدسپهر، نور سفید خورشید است که آزادانه در فضا تابیده می‌شود و همهٔ انرژی اش را از خورشید بیرون می‌برد. تغییر اندازهٔ کدری خورشید به کاهش مقدار یون‌های H بستگی دارد چون این یون است که نور مرئی را به آسانی جذب می‌کند.[۵۷] در مقابل نوری که ما می‌بینیم در اثر واکنش الکترون‌ها با اتم هیدروژن برای تولید یون H تولید شده‌است.[۵۸][۵۹] 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 روشن‌تر از لبه‌های آن است. به این پدیده تیرگی مرکز-لبه می‌گویند.[۵۷] نور سفید خورشید یک ناحیهٔ طیفی مربوط به جسم سیاه دارد که نشان می‌دهد دمای آن نزدیک به ۶۰۰۰ 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 ۱۰۲۳ m−۳ است. این مقدار ۰٫۳۷٪ شمار ذره‌ها در یکای حجم جو زمین در تراز دریاها است. ذره‌های شیدسپهر را الکترون‌ها و پروتون‌ها تشکیل می‌دهد که میانگین ذره‌های هوا ۵۸ برابر از آن سنگین تر است.[۵۴]

در آغاز طیف‌سنجی شیدسپهر، خط‌های جذبی پیدا شده بود که با هیچ‌یک از عنصرهای شیمیایی شناخته شده همخوانی نداشت. در ۱۸۶۸ 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 ۲۵ سال، دانشمندان برای نخستین بار توانستند هلیم را در زمین درون ظرفی جمع‌آوری کنند و از دیگر عنصرها جدا کنند.[۶۰]

لحظات ابتدایی طلوع خورشید از بالای کاروانسرای دیر گچین
لحظات ابتدایی طلوع خورشید از بالای کاروانسرای دیر گچین

جو خورشیدی[ویرایش]

همچنین ببینید: تاج خورشیدی و حلقهٔ 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 ۵ تا ده‌ها دقیقه را مشاهده می‌کنیم شکل‌گیری‌های روشن نامنظم که بوسیله رگه‌های تاریک احاطه شده‌اند این دانه دار شدن خورشیدی لایه بالایی ناحیه جا به جایی خورشید است لایه گازی به ضخامت حدود ۰/۲r زمینی که درست زیر پایه شید سپهر قرار می‌گیرد در این منطقه انرژی گرمایی توسط جا به جایی منتقل می‌شود توده‌های گرم

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 مؤثر _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 ۵۰۰km داخل رنگین سپهر شروع به بالا رفتن می‌کند تا این که به دماهای بسیاربالا درتاج می‌رسد. شید سپهر یک طیف پیوسته جسم سیاه گسیل می‌دارد لذا بایستی در طول موجهای مرئی کدر باشد اما چگالی‌ها در اینجا بسیار کمتر از مقداری است که گاز برای کدر بودن و تولید تابش پیوسته جسم سیاه لازم دارد.[۶۱]

میدان مغناطیسی[ویرایش]

صفحهٔ جریان نورکره در بیرون خورشید هم گسترش یافته و بر سامانهٔ خورشیدی اثر می‌گذارد. این پدیده، نتیجهٔ تأثیر میدان مغناطیسی درحال گردش خورشید بر روی پلاسما در محیط میان‌سیاره‌ای است.[۶۲]
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.[۶۳] میدان مغناطیسی خورشید دارای اثرهای بسیاری است که به مجموعهٔ آن‌ها فعالیت خورشیدی گفته می‌شود. از جملهٔ آن‌ها، لکه‌های خورشیدی بر سطح آن، شرارهٔ خورشیدی و دگرگونی‌ها در بادهای خورشیدی است که باعث جابجایی ماده درون سامانهٔ خورشید است.[۶۴] فعالیت‌های خورشید بر زمین هم اثر می‌گذارد. برای نمونه می‌توان به شفق قطبی که در ناحیه‌های نزدیک به قطب دیده می‌شود 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 سامانهٔ خورشیدی داشته باشد. همچنین این فعالیت‌های خورشیدی، ساختار بخش بیرونی هواکرهٔ زمین را هم تغییر می‌دهد.[۶۵]

به دلیل دمای بسیار بالای خورشید، تمام مادهٔ موجود در آن در حالت گازی و پلاسما است. این ویژگی به خورشید این توان را می‌دهد تا در مدار استوایی اش تندتر (نزدیک ۲۵ روز) از عرض‌های جغرافیایی بالاتر (نزدیک به ۳۵ روز در ناحیهٔ قطبی) بگرد خود بچرخد.[۶۶][۶۷] 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 در نتیجه لکه و زبانهٔ خورشیدی پدید آید. در اثر همین پیچش است که پویایی خورشیدی و چرخهٔ یازده سالهٔ وارونه شدن میدان مغناطیسی خورشید پدیدار می‌شود.[۶۶][۶۷]

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.[۶۸] 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 لایهٔ نازک جریان در صفحهٔ استوایی خورشید پدید می‌آید که به آن صفحهٔ جریان نورکره گفته می‌شود.[۶۸] در فاصله‌های دور، چرخش خورشید باعث پیچیده شدن میدان مغناطیسی و صفحهٔ جریان به شکل حلزونی ارشمیدس می‌شود؛ مانند سازهٔ مارپیچ پارکر.[۶۸] میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای بسیار قوی تر از اجزای میدان مغناطیسی دوقطبی خورشید است. میدان مغناطیسی دوقطبی ۵۰ تا ۴۰۰ میکروتسلایی خورشید (در شیدسپهر) با توان سهٔ فاصله کاهش می‌یابد و در نزدیکی‌های زمین به ۰٫۱ نانوتسلا می‌رسد. اما داده‌های بدست آمده توسط فضاپیماها نشان می‌دهد میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای در نزدیکی زمین ۱۰۰ برابر قوی تر است.[۶۹]

خورشید

ساختار شیمیایی[ویرایش]

خورشید در درجهٔ نخست از عنصرهای هیدروژن و هلیم ساخته شده‌است. این عنصرها به ترتیب ۷۴٫۹٪ و ۲۳٫۸٪ از جرم خورشید را در شیدسپهر می‌سازند.[۷۰] در ستاره‌شناسی به همهٔ عنصرهای سنگین تر فلز می‌گوییم، فلزها کمتر از ۲٪ جرم خورشید را می‌سازند. فراوان‌ترین این فلزها عبارتند از: اکسیژن (نزدیک به ۱٪ جرم خورشید)، کربن (۰٫۳٪)، نئون (۰٫۲٪) و آهن (۰٫۲٪)[۷۱].

خورشید ترکیب شیمیایی خود را از محیط میان‌ستاره‌ای به ارث برده‌است؛ و خود هلیم و هیدروژن هم به جای مانده از هسته‌زایی مهبانگ‌اند. فلزها از هسته‌زایی ستاره‌ای پدید آمده‌اند. ستاره‌هایی که دورهٔ تکامل خود را به پایان رسانده‌اند و مواد خود را به محیط میان ستاره‌ای پیش از ساخت خورشید بازگردانده‌اند.[۷۲] ساختار شیمیایی شیدسپهر نمایانگر ساختار اساسی سامانهٔ خورشیدی است.[۷۳] البته از هنگامی که خورشید ساخته شده، بخشی از هلیم و عنصرهای سنگین از شیدسپهر گریخته‌اند برای همین هم‌اکنون شیدسپهر دارای هلیم کمتری نسبت به گذشته دارد و عنصرهای سنگین هم نسبت به پیش‌ستارهٔ خورشید ۸۴٪ اندازهٔ گذشته را دارند. ۷۱٪ پیش‌ستارهٔ خورشید از هیدروژن، ۲۷٫۴٪ از هلیم و ۱٫۵٪ از فلزها ساخته شده بود.[۷۰]

در بخش‌های درونی خورشید به دلیل همجوشی هسته‌ای، هیدروژن‌ها به هلیم دگرگون می‌شوند. برای همین می‌توان گفت درونی‌ترین بخش خورشید نزدیک به ۶۰٪ هلیم دارد ولی درصد فلزها ثابت است. از آن‌جایی که بخش درونی خورشید تنها پرتوزایی می‌کند و همرفتی ندارد (نگاه کنید به بخش ناحیهٔ تابشی در بالا) برای همین هیچ‌یک از دستاوردهای همجوشی در هسته به سوی بالا و شیدسپهر نمی‌آید.[۷۴]

فراوانی عنصرهای سنگین خورشیدی که در بالا توضیح داده شد را با کمک طیف‌سنجی نجومی شیدسپهر خورشید و اندازه‌گیری فراوانی‌ها در شهاب‌سنگ‌هایی که هرگز آن قدر داغ نشده‌اند که به دمای ذوب برسند، بدست می‌آوریم. گمان آن می‌رود که این شهاب‌سنگ‌ها ساختار پیش‌ستارهٔ خورشید را نگه داشته باشند و عنصرهای سنگین بر آن‌ها اثر نگذاشته باشند. نتیجهٔ هر دوی این روش‌ها با هم همخوانی دارد.[۱۳]

گروه آهن[ویرایش]

در دههٔ ۱۹۷۰ پژوهش‌ها بر روی وجود عنصرهای گروه آهن در خورشید متمرکز بود.[۷۵][۷۶] با این‌که پژوهش‌های گسترده‌ای صورت گرفت اما فراوانی برخی از عنصرهای گروه آهن مانند کبالت و منگنز چندان روشن نشد دست کم تا سال ۱۹۷۸ چنین بود؛ و این به دلیل ساختار بسیار ریز این عنصرها بود (منظور تفاوت ناچیز در ترازهای انرژی است).[۷۵]

نخستین فهرست کامل از توان نوسان عنصرهای یونی شدهٔ گروه آهن در دههٔ ۱۹۶۰ میلادی بدست آمد و تا سال ۱۹۷۶ محاسبه‌های آن کامل شد.[۷۷]

چرخه‌های خورشید[ویرایش]

لکه‌های خورشیدی و چرخهٔ آن‌ها[ویرایش]

اندازه‌گیری دگرگونی‌های چرخهٔ خورشیدی در یک بازهٔ سی ساله.
پیشینهٔ لکه‌های خورشیدی در ۲۵۰ سال گذشته، به خوبی می‌توان دید که چرخهٔ لکه‌ها تقریباً هر ۱۱ سال یک بار تکرار می‌شود.

هنگام مشاهدهٔ خورشید اگر فیلترهای مناسب را بکار بریم بی‌درنگ می‌توانیم لکه‌های خورشید را ببینیم. این لکه‌ها به دلیل داشتن دمایی پایین‌تر 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 پدیدمی‌آورد. 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.[۷۸]

شمار لکه‌های خورشیدی قابل دید ثابت نیست و هر ۱۱ سال همراه با چرخهٔ 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 چرخهٔ 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 مغناطیسی‌اند. قطب‌های مغناطیسی لکه‌های مهم خورشید به صورت یک در میان در هر چرخهٔ خورشیدی تغییر می‌کند به این ترتیب یک لکه می‌تواند در یک دوره قطب مغناطیسی شمال و در دورهٔ آینده قطب مغناطیسی جنوب باشد.[۷۹]

درخشش خورشید ارتباط مستقیم با فعالیت‌های مغناطیسی آن دارد به همین دلیل چرخهٔ خورشیدی تأثیر مهمی بر هوای فضای پیرامون کرهٔ زمین و آب و هوای خود زمین می‌گذارد.[۸۰]

چرخه‌های بلندمدت[ویرایش]

به تازگی یک نظریه ارائه شده‌است که ادعا می‌کند در هستهٔ خورشید ناپایداری‌هایی وجود دارد که باعث پدید آمدن نوسان‌هایی با دورهٔ بازگشت یا ۴۱٬۰۰۰ یا ۱۰۰٬۰۰۰ سال می‌شود. این نظریه نسبت به چرخه‌های میلانکوویچ، عصر یخبندان را بهتر توضیح می‌دهد.[۸۱][۸۲]

چرخهٔ زندگی[ویرایش]

نمودار تکامل درخشندگی، شعاع و دمای مؤثر خورشید در مقایسه با امروز آن.[۸۳]

خورشید نزدیک به ۴٫۵۷ 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.[۸۴] این سن با کمک شبیه‌سازهای رایانه‌ای تکامل ستارگان برآورد شده‌است.[۸۵] نتیجهٔ بدست آمده با داده‌های مربوط به سن‌یابی با پرتوسنجشی (تعیین سن بر پایهٔ واپاشی عناصر پرتوزا) قدیمی‌ترین مواد سامانهٔ خورشیدی که به ۴٫۵۶۷ میلیارد سال پیش بازمی‌گردد، سازگار است.[۸۶][۸۷] پژوهش بر روی کهن‌ترین شهاب‌سنگ‌ها، نشانه‌هایی از هسته‌هایی پایدار که محصول واپاشی ایزوتوپ‌های با نیمه عمر بسیار کوتاه بوده‌اند را، آشکار کرده‌است. برای نمونه می‌توان به آهن-۶۰ 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 میانهٔ ابر مولکولی و در برخی ناحیه‌ها باعث فروریختن آن‌ها زیر گرانش میانشان شده‌است.[۸۸] به دلیل پایستگی تکانهٔ 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 باقی‌ماندهٔ آن در یک صفحه در پیرامون پراکنده می‌گردد. این جرم باقی‌مانده بعدها به سیاره‌های پیرامون یا دیگر جرم‌های سامانهٔ خورشیدی دگرگون شود. گرانش و فشار بالا در هستهٔ ابر، گرمای بسیار زیادی را پدیدمی‌آورد. هر چه هسته، گاز بیشتری را از صفحهٔ 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 هستهٔ 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 به جای می‌ماند. با این روند تا به حال نزدیک به ۱۰۰ برابر جرم زمین، ماده به انرژی دگرگون شده‌است. خورشید نزدیک به ۱۰ میلیارد سال در ردهٔ ستارهٔ رشتهٔ اصلی (میانسالی) باقی می‌ماند.[۸۹]

خورشید به اندازهٔ کافی جرم ندارد تا مانند یک ابرنواختر منفجر شود. به جای آن در نزدیک به ۵ میلیارد سال وارد حالت غول سرخ می‌شود. در این حالت در هنگامی که سوخت هیدروژن درون هسته مصرف شده‌است، لایهٔ بیرونی گسترش می‌یابد. هسته دچار جمع شدگی و گرم شدن می‌شود. حال که ستاره گرم تر شده‌است همجوشی در هیدروژنی که در لایهٔ بیرونی ستاره باقی‌مانده بود، از سر گرفته می‌شود این بار در پوسته‌ای پیرامون هستهٔ هلیمی. هر چه هلیم بیشتری تولید می‌شود، پوسته بیشتر گسترش می‌یابد. هرگاه که دمای هسته به اندازهٔ کافی بالا رود و به ۱۰۰ میلیون کلوین برسد، همجوشی هلیم در هسته آغاز می‌شود و کربن پدید می‌آید.[۳۷] در ادامهٔ مرحلهٔ غول سرخ، نوسان‌های حرارتی باعث می‌شود تا خورشید لایهٔ بیرونی خود را از دست دهد و از خود یک سحابی سیاره‌نما بسازد. تنها چیزی که پس از دور انداختن لایه‌های بیرونی باقی می‌مانند، هستهٔ بسیار داغ خورشید است که کم‌کم سرد می‌شود و پس از چندین میلیارد سال به کوتولهٔ سفید دگرگون می‌شود. این داستان تکامل یک ستاره از ستارهٔ با جرم کم به جرم متوسط است.[۹۰][۹۱]

جابه‌جایی قطب‌ها[ویرایش]

دانشمندان ناسا از جابه‌جایی قطب شمال و جنوب خورشید در سال ۱۲۹۲ شمسی خبر داده و گفتند که این جابجایی تأثیر قابل توجهی بر کل منظومه خورشیدی می‌گذارد. قطب‌های خورشید هر ۱۱ سال یکبار تغییر می‌کند، پدیده‌ای که دلیل آن چندان روشن نیست. با این حال دانشمندان معتقدند تغییر سرعت جریان پلاسما از استوا به قطب (و بالعکس) در سطح خورشید و اینکه سرعت گردش خورشید بدور خود در قطب بیشتر از استوا است نقش عمده‌ای در روند جابه‌جایی قطب‌های خورشید دارند.[۹۲]

در تغییر قطب‌های خورشید که به تدریج و در طی یازده سال صورت می‌گیرد؛ لکه‌های خورشیدی که فعالیت مغناطیسی شدیدی دارند متلاشی شده و به تدریج به سمت یکی از قطب‌های خورشید حرکت می‌کنند تا اینکه جایگزین قطب قبلی شوند. جابجایی قطبی خورشید تغییرات میان‌کهکشانی ایجاد می‌کند که به صورت توفان‌های مغناطیسی ظاهر می‌شود. این توفان‌ها ممکن است بر لایه یون‌کره جو زمین تأثیر بگذارند و در ارتباطات ماهواره‌ای و رادیویی اختلالاتی ایجاد کنند. یکی از تأثیرات این جابجایی قطبی که در زمین مشاهده خواهد شد، بیشتر شدن دفعات، گستردگی و پیدایی شفق‌های قطبی است.[۹۲]

سرنوشت زمین[ویرایش]

اگر خورشید به یک غول سرخ دگرگون شود، ممکن است شعاعی بزرگتر از مدار گردش زمین به دور خورشید پیدا کند و شعاع آن ۱ AU یا ۱٫۵×۱۰۱۱ متر شود، این عدد ۲۵۰ برابر شعاع کنونی خورشید است.[۹۳] در این هنگام خورشید در شاخهٔ مجانب غول‌ستاره‌ها جای گرفته و می‌توان گفت که نزدیک به ۳۰ 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.[۹۳]

اگر زمین از دست رس خورشید دور بماند نیز همهٔ آبش بخار خواهد شد و بیشتر هواکرهٔ 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، ۱۰٪ درخشان تر) و این روند در آینده هم ادامه خواهد داشت و سطح آن کم‌کم 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 .[۹۳][۹۴]

چرخهٔ زندگی خورشید، اندازه‌های کشیده شده دقیق نیست.

نور خورشید[ویرایش]

مقایسهٔ 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 فاصلهٔ یک واحد نجومی از خورشید (برابر با فاصله‌ای که زمین یا نزدیکی آن تا خورشید دارد) تقریباً برابر با ۱٬۳۶۸ W/m۲ است.[۹۵] نور خورشید با گذر از جو زمین ضعیف تر می‌شود و توان کمتری را به سطح می‌رساند. در شرایطی که آسمان شفاف، و خورشید نزدیک سرسو باشد، توانی نزدیک به ۱۰۰۰ وات بر مترمربع بدست خواهد آمد.[۹۶]

نور خورشید در شامگاه.

نور خورشید را می‌توان 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 یافتهٔ 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 می‌توان یا مستقیم از گرمای خورشید بهره برد یا با کمک سلول‌های خورشیدی، نور خورشید را به انرژی الکتریکی دگرگون کرد.[۹۷]

جای خورشید در میانهٔ کهکشان[ویرایش]

جابجایی گرانیگاه سامانهٔ خورشیدی نسبت به خورشید.
نمایی از کهکشان راه شیری که در آن جای خورشید هم نشان داده شده‌است.

خورشید در لبهٔ درونی بازوی شکارچی کهکشان راه شیری، در ابر میان‌ستاره‌ای محلی یا Gould Belt در فاصله‌ای میان ۷٫۵ تا ۸٫۵ کیلوپارسک (۲۵٬۰۰۰ تا ۲۸٬۰۰۰ سال نوری) از مرکز کهکشانی، جای دارد.[۹۸][۹۹][۱۰۰][۱۰۱] در حالی که در میانهٔ حباب‌های محلی، فضایی که در آن گازهای داغ با چگالی کمتر از معمول پراکنده‌اند و احتمالاً توسط باقی‌ماندهٔ ابرنواختر Geminga تولید شده‌اند، قرار دارد.[۱۰۲] فاصلهٔ میان بازوی محلی و بازوی بعدی در بیرون، بازوی برساووش، نزدیک به ۶۵۰۰ سال نوری است.[۱۰۳] دانشمندان جایی که خورشید و البته سامانهٔ خورشیدی جای دارد را ناحیهٔ 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 ستارهٔ کرکرس نشسته در صورت فلکی دیگ‌پایه و با زاویه‌ای نزدیک به ۶۰ درجهٔ 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 صفحهٔ کهکشان، تقریباً ۲٫۷ بار بر گردش، به بالا و پایین نوسان می‌کند. این بحث وجود دارد که با گذر خورشید از ناحیهٔ پرچگالی کهکشان، شمار برخورد جرم‌های آسمانی با زمین بیشتر می‌شود و در نتیجه انبوهی از جانوران و گیاهان در زمین از میان می‌روند.[۱۰۴] روی هم رفته ۲۲۵ تا ۲۵۰ میلیون سال طول می‌کشد تا سامانهٔ خورشیدی یک بار پیرامون کهکشان بگردد (یک سال کهکشانی)[۱۰۵] پس باید انتظار داشت تا خورشید در طول زندگی اش، بتواند ۲۰ تا ۲۵ بار پیرامون کهکشان بگردد. سرعت حرکت سامانهٔ خورشیدی پیرامون مرکز کهکشانی نزدیک به 251 km/s است.[۱۰۶] با این سرعت ۱٬۱۹۰ سال طول می‌کشد تا سامانهٔ خورشیدی بتواند در مسافتی به درازی یک سال نوری سفر کند. همچنین ۷ روز طول می‌کشد تا به اندازهٔ یک واحد نجومی جابجا شود.[۱۰۷]

سامانهٔ خورشیدی[ویرایش]

مقایسهٔ بزرگی خورشید و سیاره‌های پیرامون

خورشید به تنهایی ۹۹٫۸۶٪ از جرم سامانهٔ خورشیدی را دربرمی‌گیرد. ۰٬۱۴٪ باقی‌مانده از آن سیاره‌های پیرامون است.

نسبت جرم خورشید به جرم سیاره‌های پیرامون
تیر ۶٬۰۲۳٬۶۰۰ هرمز ۱٬۰۴۷
ناهید ۴۰۸٬۵۲۳ زحل ۳٬۴۹۸
زمین و ماه ۳۲۸٬۹۰۰ اورانوس ۲۲٬۸۶۹
مریخ ۳٬۰۹۸٬۷۱۰ نپتون ۱۹٬۳۱۴

پرسش‌های نظری[ویرایش]

مسئلهٔ نوترینوی خورشیدی[ویرایش]

برخی مراحل از واکنش‌های زنجیرهٔ 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 دههٔ ۱۹۷۰، زمانی که برای نخستین بار نوترینوهای خورشیدی رصد شد، دانشمندان دریافتند که تعداد آن‌ها تنها یک سوم تعداد پیش‌بینی شده‌است. این ناسازگاری را مسئلهٔ 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 دههٔ ۱۹۹۰ نوترینوهای شاخهٔ ppI، یعنی شاخهٔ اصلی در زنجیرهٔ pp، رصد شدند. اگرچه در اینجا ناسازگاری با مدل‌های استاندارد اندکی کاهش یافت، اما مسئلهٔ نوترینو همچنان پابرجا بود. شاید مشهورترین توضیح برای مسئلهٔ 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 ۰/۰۱ 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 ۲۰۰۱ 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 به‌وسیلهٔ 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.[۱۰۸]

مسئلهٔ گرمای تاج خورشیدی[ویرایش]

شیدسپهر یا همان سطح نورانی خورشید دارای دمایی نزدیک به ۶٬۰۰۰ کلوین است. بالای آن تاج خورشیدی جای دارد که دارای دمای ۱٬۰۰۰٬۰۰۰ تا ۲٬۰۰۰٬۰۰۰ کلوین است.[۱۰۹] 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.[۶۸]

گمان آن می‌رود که انرژی لازم برای گرمایش بیشتر تاج خورشیدی از راه حرکت‌های آشفتهٔ ناحیه همرفتی در زیر شیدسپهر بدست آمده باشد. دو سازوکار اصلی برای توضیح داغی بیشتر تاج خورشیدی پیشنهاد شده‌است.[۱۰۹] نخست موج‌های گرم‌کننده‌است که در آن صوت، گرانش یا موج‌های magnetohydrodynamic از راه آشفتگی در ناحیهٔ همرفتی تولید می‌شود.[۱۰۹] این موج‌ها رو به بالا حرکت می‌کنند، در تاج خورشیدی پراکنده می‌شوند و انرژی خود را در محیط گازی به صورت گرما آزاد می‌کنند.[۱۱۰] 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.[۱۱۱]

هم‌اکنون روشن نیست که کدام یک از این پدیده‌ها، چنین گرمایی را در تاج خورشیدی پدیدمی‌آورند. دیده شده که همهٔ موج‌ها به جز موج آلفون پیش از رسیدن به تاج خورشیدی پراکنده یا شکسته می‌شوند.[۱۱۲] موج‌های آلفون به آسانی در تاج خورشیدی پراکنده نمی‌شوند.

مسئلهٔ کم نوری خورشید در جوانی[ویرایش]

مدل‌های نظری از پیشرفت خورشید می‌گوید که در ۳٫۸ تا ۲٫۵ میلیارد سال پیش در دوران آرکئن، خورشید تنها ۷۵ درصد درخشش امروزش را داشت. چونین ستارهٔ ضعیفی نمی‌تواند آب را به صورت مایع در سطح زمین نگه دارد پس زندگی نباید گسترش می‌یافت. از سوی دیگر نشانه‌های زمین‌شناسی 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 هواکرهٔ زمین بازمی‌گردد. زمین در آغاز، بسیار بیشتر از امروزش گازهای گلخانه‌ای (مانند کربن دی‌اکسید، متان و/یا آمونیاک) در هواکرهٔ 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.[۱۱۳]

تماشای خورشید و اثر آن[ویرایش]

آنچه که چشم، هنگام بیماری فسفن می‌بیند.

اگر با چشم غیرمسلح به خورشید خیره شویم، درخشش آن می‌تواند آسیب‌رسان باشد. البته یک نگاه کوتاه و گذرا، به یک چشم معمولی که مردمک آن خیلی باز نشده باشد آسیبی نمی‌رساند.[۱۱۴][۱۱۵] با نگاه مستقیم به خورشید توانی نزدیک به ۴ میلی وات توسط نور خورشید در شبکیهٔ 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 فسفن و کوری جزئی کوتاه مدت از آسیب‌های خیره شدن به خورشید است.[۱۱۶][۱۱۷] 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.[۱۱۸] نگاه بلندمدت و با چشم غیرمسلح به خورشید اجازه می‌دهد تا پرتوهای فرابنفش زیادی وارد چشم شود در نتیجه ممکن است آسیب‌هایی مانند آفتاب‌سوختگی در شبکیهٔ چشم پدید آید به ویژه هنگامی که پرتوهای فرابنفش شدید و متمرکز باشند.[۱۱۹][۱۲۰] این آسیب‌ها جدی تر خواهد بود هنگامی که چشم جوان باشد 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 زاویهٔ سرسو باشد و فرد از بلندی به آن خیره شود آسیب بیشتری به چشم می‌رسد.

اگر با کمک ابزارهای متمرکزکنندهٔ نور مانند دوربین دوچشمی به خورشید نگاه کنیم و از فیلترهای بازدارندهٔ فرابنفش استفاده نکنیم تا نور خورشید ضعیف شود در این صورت باید منتظر آسیب‌های همیشگی به شبکیهٔ 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 می‌گذراند که در صورتی که در آن هنگام درخشش خورشید زیاد باشد به چشم آسیب می‌رسد.[۱۲۱] دوربین‌های دوچشمی بدون فیلتر می‌تواند پرتوی خورشید را ۵۰۰ برابر نیرومندتر از نگاه با چشم غیرمسلح، به چشم برساند با این کار می‌توان گفت بی‌درنگ سلول‌های شبکیه کشته می‌شوند. حتی یک نگاه کوتاه با دوربین دوچشمی بدون فیلتر به خورشید میانهٔ 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 هم‌زمان 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 ۲ تا ۶ 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 محدودهٔ دید بیننده بوجود می‌آید.[۱۲۲] این گونه آسیب‌ها به ویژه برای افراد بی‌تجربه و کودکان کمی پنهان است و فرد بی‌درنگ 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 هواکرهٔ زمین نور خورشید ضعیف تر دیده می‌شود[۱۲۳] 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.[۱۲۴]

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 در نتیجه نوری که دیده می‌شود سبز رنگ است.[۱۲۵]

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 لایهٔ 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 کرهٔ زمین اشاره کرد.[۱۲۶]

صدای خورشید[ویرایش]

در سپتامبر ۲۰۱۴ (شهریور ۱۳۹۳) آژانس فضایی آمریکا (ناسا)ˈ اعلام کرد توانسته‌است صدای میدان الکترومغناطیسی خورشید را ضبط کند. یافته‌های ماهواره Wind امکان تبدیل امواج الکترومغناطیس خورشید به فرکانس صوت و دریافت فایل صوتی خورشید را فراهم کرد. ماهواره Wind که حول مدار خورشید در حال گردش است، نوسانات الکترومغناطیسی خورشید را ضبط کرده و تبدیل به فایل‌های صوتی کرده‌است. ناسا در فرایند صوتی‌سازی (Sonification) داده‌های دریافتی از خورشید را به صوت تبدیل کرد. در واقع این همان صدایی است که هنگام عبور فضاپیماها در فضا نیز شنیده می‌شود. این گروه موفق شده‌است داده‌های صوتی دریافتی چند ساعته از خورشید را به یک کلیپ صوتی چند ثانیه‌ای تبدیل کند.[۱۲۷]

ویژگی فیزیکی[ویرایش]

  1. قطر خورشید درحدود ۱٬۳۹۲٬۰۰۰ کیلومتر یا ۱۰۹ برابر قطر زمین است.
  2. جرم خورشید ۳۳۳٬۰۰۰ برابر جرم زمین است (جرم زمین۶‎×۱۰۲۷) و مقدار جرمی که خورشید از دست می‌دهد درحدود ۴/۲ میلیون تن در ثانیه‌است.
  3. وزن مخصوص خورشید ۴۱/۱ گرم بر سانتی‌متر مکعب است.
  4. حجم خورشید۱٫۴‎×۱۰۳۳ سانتی‌متر مکعب که حدوداً معدل ۱٬۴۰۰٬۰۰۰ برابر حجم زمین است.
  5. دمای مرکز خورشید ۱۵٬۰۰۰٬۰۰۰درجه کلوین است.
  6. مدت چرخش وضعی: ۲۵ روز در استوا که درحوالی قطب‌ها به ۳۴ روز می‌رسد.
  7. یک سال کهکشانی زمانی است که خورشید یک بار به دور کهکشان می‌چرخد و در حدود ۲۲۵ میلیون سال است.
  8. قطر زاویه‌ای خورشید درآسمان ۳۲ دقیقه‌است. قدر ظاهری خورشید ۲۶٫۷۴- است.
  9. خورشید در زمان پیدایش زمین (زمانی که زمین کاملاً به اعتدال رسیده بود و آب در زمین وجود داشت) ۵ برابر امروز قطر و بزرگی داشت.

در حدود ۹۹٪ وزن خورشید را گازهای هیدروژن(H2) و هلیوم (He) تشکیل داده‌اند، که از این مقدار نیز حدود ۷۰٪ هیدروژن۲۹٪ هلیوم و یک درصد مابقی، شامل سایر گازها می‌شود. در خورشید هر ثانیه ۵۰۰ میلیون تن هیدروژن طی فرایند همجوشی هسته‌ای به هلیوم تبدیل می‌شود که فقط حدود ۵٪ آن به شکل انرژِی از خورشید خارج می‌گردد. ازآن جایی که هم جوشی یک عمل گرماده‌است همجوشی‌های بیشمار خورشید و انرژی گرمایی حاصل از آن به عنوان اشعه‌های خورشید در منظومهٔ شمسی پخش می‌شود که مقداری از آن به زمین می‌رسد این عمل نیز باعث طوفان‌های داغ و تحریک ابرهای اسید سولفوریک در زهره می‌گردد.

منابع[ویرایش]

  1. ۱٫۰۰ ۱٫۰۱ ۱٫۰۲ ۱٫۰۳ ۱٫۰۴ ۱٫۰۵ ۱٫۰۶ ۱٫۰۷ ۱٫۰۸ ۱٫۰۹ ۱٫۱۰ ۱٫۱۱ ۱٫۱۲ ۱٫۱۳ NASA "Sun Fact Sheet"
  2. Montalban, Miglio, Noels, Grevesse, DiMauro. “Solar model with CNO revised abundances”.  Retrieved on 30 نوامبر.
  3. National Aeronautics and Space Administration. “Eclipse 99 - Frequently Asked Questions”.  Retrieved on October 16.
  4. ۴٫۰۰ ۴٫۰۱ ۴٫۰۲ ۴٫۰۳ ۴٫۰۴ ۴٫۰۵ ۴٫۰۶ ۴٫۰۷ ۴٫۰۸ ۴٫۰۹ ۴٫۱۰ Sun:Facts & figures NASA Solar System Exploration page
  5. The Physics Factbook™ Edited by Glenn Elert -- Written by his students.
  6. University of Michigan, Astronomy Department.
  7. ۷٫۰ ۷٫۱ Seidelmann, ‎P. K.. “Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000”. V. K. Abalakin; M. Bursa; M. E. Davies; C. de Bergh; J. H. Lieske; J. Oberst; J. L. Simon; E. M. Standish; P. Stooke; P. C. Thomas. 2000.  Retrieved on 2006-03-22.
  8. The Sun's Vital Statistics”. Stanford Solar Center ed.  Retrieved on 2008-07-29. , citing
    ادی, ‎جان. A New Sun: The Solar Results From Skylab. Washington, D.C: NASA SP-402, 1979. 37. 
  9. "How Round is the Sun?". NASA. 2 October 2008. Retrieved 7 March 2011. 
  10. "First Ever STEREO Images of the Entire Sun". NASA. 6 February 2011. Retrieved 7 March 2011. 
  11. Woolfson, M (۲۰۰۰). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics. ۴۱ (۱): ۱٫۱۲. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.  Check date values in: |date= (help)
  12. سنایی، احسان، و ناگهان سکوت کیهان شکست، در: رادیو زمانه، بازدید: دسامبر ۲۰۰۹.
  13. ۱۳٫۰ ۱۳٫۱ Basu, S.; Antia, H. M. (۲۰۰۸). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports. ۴۵۷ (۵–۶): ۲۱۷. arXiv:۰۷۱۱٫۴۵۹۰Freely accessible Check |arxiv= value (help). Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002.  Check date values in: |date= (help)
  14. "Sun". World Book. NASA. Retrieved ۲۰۰۹-۱۰-۳۱.  Check date values in: |access-date= (help)
  15. Wilk, S. R. (۲۰۰۹). "The Yellow Sun Paradox". Optics & Photonics News: ۱۲–۱۳.  Check date values in: |date= (help)
  16. Than, K. (۲۰۰۶). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". Space.com. Retrieved ۲۰۰۷-۰۸-۰۱.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  17. Lada, C. J. (۲۰۰۶). "Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single". Astrophysical Journal Letters. ۶۴۰ (۱): L63–L66. arXiv:astro-ph/0601375Freely accessible. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۵۰۳۱۵۸ Check |doi= value (help).  Check date values in: |date= (help)
  18. Burton, W. B. (۱۹۸۶). "Stellar parameters". Space Science Reviews. ۴۳ (۳–۴): ۲۴۴–۲۵۰. Bibcode:1986SSRv...43..244.. doi:10.1007/BF00190626.  Check date values in: |date= (help)
  19. Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. (۱۹۹۸). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars". Astronomy and Astrophysics. ۳۳۳: ۲۳۱–۲۵۰. Bibcode:1998A&A...333..231B.  Check date values in: |date= (help)
  20. "A Star with two North Poles". Science @ NASA. NASA. 22 April 2003. 
  21. Riley, P.; Linker, J. A.; Mikić, Z. (۲۰۰۲). "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations" (PDF). Journal of Geophysical Research. ۱۰۷ (A7): SSH 8–1. Bibcode:2002JGRA.107g.SSH8R. doi:10.1029/2001JA000299. CiteID 1136.  Check date values in: |date= (help)
  22. Adams, F. C.; Graves, G.; Laughlin, G. J. M. (۲۰۰۴). "Red Dwarfs and the End of the Main Sequence" (PDF). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. ۲۲: ۴۶–۴۹. Bibcode:2004RMxAC..22...46A.  Check date values in: |date= (help)
  23. Kogut, A.; Lineweaver, C.; Smoot, G. F.; Bennett, C. L.; Banday, A.; Boggess, N. W.; Cheng, E. S.; De Amici, G.; Fixsen, D. J. (۱۹۹۳). "Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps". ژورنال اخترفیزیکی. ۴۱۹: ۱. arXiv:astro-ph/9312056Freely accessible. Bibcode:1993ApJ...419....1K. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۱۷۳۴۵۳ Check |doi= value (help).  Check date values in: |date= (help); Invalid |display-authors=۱ (help)
  24. "Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020". United States Naval Observatory. 31 January 2008. Retrieved ۲۰۰۹-۰۷-۱۷.  Check date values in: |access-date= (help)
  25. Simon, A. (۲۰۰۱). The Real Science Behind the X-Files: Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. pp. ۲۵–۲۷. ISBN ۰-۶۸۴-۸۵۶۱۸-۲ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  26. ریشه‌شناسی واژه خورشید-انسان‌شناسی و فرهنگ
  27. Barnhart, Robert K. (1995) The Barnhart Concise Dictionary of Etymology, page 776. HarperCollins. ISBN: 0-06-270084-7.
  28. ۲۸٫۰ ۲۸٫۱ ۲۸٫۲ Mallory, J. P. (1989). In Search of the Indo-Europeans: Language, Archaeology and Myth, page 129. Thames & Hudson. ISBN 0-500-27616-1.
  29. Barnhart, Robert K. (1995) The Barnhart Concise Dictionary of Etymology, page 778. HarperCollins. ISBN: 0-06-270084-7.
  30. William Little (ed.) Oxford Universal Dictionary, 1955. See entry on "Sol".
  31. "Sol", Merriam-Webster online, accessed July 19, 2009
  32. "Opportunity's View, Sol 959 (Vertical)". NASA. ۲۰۰۶. Retrieved ۲۰۰۷-۰۸-۰۱.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  33. Allison, M.; Schmunk, R. (۲۰۰۵). "Technical Notes on Mars Solar Time as Adopted by the Mars24 Sunclock". NASA/انستیتوی گودارد برای مطالعات فضایی. Retrieved ۲۰۰۷-۰۸-۰۱.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  34. Godier, S.; Rozelot, J. -P. (۲۰۰۰). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface" (PDF). Astronomy and Astrophysics. ۳۵۵: ۳۶۵–۳۷۴. Bibcode:2000A&A...355..365G.  Check date values in: |date= (help)
  35. Phillips, Kenneth J. H. (۱۹۹۵). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. ۷۸–۷۹. ISBN ۹۷۸-۰-۵۲۱-۳۹۷۸۸-۹ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  36. Schutz, Bernard F. (۲۰۰۳). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. pp. ۹۸–۹۹. ISBN ۹۷۸-۰-۵۲۱-۴۵۵۰۶-۰ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  37. ۳۷٫۰ ۳۷٫۱ ۳۷٫۲ Zeilik, M.A.; Gregory, S.A. (۱۹۹۸). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. p. ۳۲۲. ISBN ۰-۰۳-۰۰۶۲۲۸-۴ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  38. Falk, S. W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S. H. (۱۹۷۷). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature. ۲۷۰ (۵۶۳۹): ۷۰۰–۷۰۱. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0.  Check date values in: |date= (help)
  39. Zirker, Jack B. (۲۰۰۲). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. p. ۱۱. ISBN ۹۷۸-۰-۶۹۱-۰۵۷۸۱-۱ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  40. Phillips, Kenneth J. H. (۱۹۹۵). Guide to the Sun. Cambridge University Press. p. ۷۳. ISBN ۹۷۸-۰-۵۲۱-۳۹۷۸۸-۹ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  41. ۴۱٫۰ ۴۱٫۱ García, R. (۲۰۰۷). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science. ۳۱۶ (۵۸۳۱): ۱۵۹۱–۱۵۹۳. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID ۱۷۴۷۸۶۸۲ Check |pmid= value (help).  Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help); Check date values in: |date= (help)
  42. Basu; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; New, Roger; Serenelli, Aldo M. (۲۰۰۹). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal. ۶۹۹ (۶۹۹): ۱۴۰۳. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403.  More than one of |work= and |journal= specified (help); Check date values in: |date= (help); Invalid |display-authors=۱ (help)
  43. ۴۳٫۰ ۴۳٫۱ ۴۳٫۲ ۴۳٫۳ ۴۳٫۴ "NASA/Marshall Solar Physics". Solarscience.msfc.nasa.gov. ۲۰۰۷-۰۱-۱۸. Retrieved ۲۰۰۹-۰۷-۱۱.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  44. Broggini, Carlo (26–28 June 2003). "Nuclear Processes at Solar Energy". Physics in Collision: ۲۱. arXiv:astro-ph/0308537Freely accessible. Bibcode:2003phco.conf...21B. 
  45. Goupil, M. J.; Lebreton, Y.; Marques, J. P.; Samadi, R.; Baudin, F. (۲۰۱۱). "Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns". Journal of Physics: Conference Series. ۲۷۱ (۱): ۰۱۲۰۳۱. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:۱۰٫۱۰۸۸/۱۷۴۲–۶۵۹۶/۲۷۱/۱/۰۱۲۰۳۱ Check |doi= value (help)  Unknown parameter |month= ignored (help); Check date values in: |date= (help); Invalid |display-authors=۱ (help)
  46. Zirker, Jack B. (۲۰۰۲). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. ۱۵–۳۴. ISBN ۹۷۸-۰-۶۹۱-۰۵۷۸۱-۱ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  47. ۴۷٫۰ ۴۷٫۱ Phillips, Kenneth J. H. (۱۹۹۵). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. ۴۷–۵۳. ISBN ۹۷۸-۰-۵۲۱-۳۹۷۸۸-۹ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  48. p. 102, The physical universe: an introduction to astronomy, Frank H. Shu, University Science Books, 1982, ISBN: 0-935702-05-9.
  49. Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun. Fusedweb.llnl.gov (1998-11-09). Retrieved on 2011-08-30.
  50. Haubold, H.J.; Mathai, A.M. (May 18, 1994). "Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment". Basic space science. AIP Conference Proceedings. ۳۲۰: ۱۰۲. arXiv:astro-ph/9405040Freely accessible. Bibcode:1995AIPC..320..102H. doi:۱۰٫۱۰۶۳/۱٫۴۷۰۰۹ Check |doi= value (help). 
  51. Myers, Steven T. (۱۹۹۹-۰۲-۱۸). "Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium". Retrieved 15 July 2009.  Check date values in: |date= (help)
  52. NASA (۲۰۰۷). "Ancient Sunlight". Technology Through Time (۵۰). Retrieved ۲۰۰۹-۰۶-۲۴.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  53. Schlattl, H. (۲۰۰۱). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. ۶۴ (۱): ۰۱۳۰۰۹. arXiv:hep-ph/0102063Freely accessible. Bibcode:2001PhRvD..64a3009S. doi:10.1103/PhysRevD.64.013009.  Check date values in: |date= (help)
  54. ۵۴٫۰ ۵۴٫۱ ۵۴٫۲ ۵۴٫۳ "Nasa – Sun". Nasa.gov. ۲۰۰۷-۱۱-۲۹. Retrieved ۲۰۰۹-۰۷-۱۱.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)[پیوند مرده]
  55. ed. by Andrew M. Soward... (۲۰۰۵). "The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo". Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002. Boca Raton: CRC Press. pp. ۱۹۳–۲۳۵. ISBN ۹۷۸-۰-۸۴۹۳-۳۳۵۵-۲ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  56. Mullan, D.J (۲۰۰۰). "Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona". In Page, D. , Hirsch, J.G. From the Sun to the Great Attractor. Springer. p. ۲۲. ISBN ۹۷۸-۳-۵۴۰-۴۱۰۶۴-۵ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  57. ۵۷٫۰ ۵۷٫۱ ۵۷٫۲ Abhyankar, K.D. (1977). "A Survey of the Solar Atmospheric Models". Bull. Astr. Soc. India. 5: 40–44. Bibcode:1977BASI....5...40A. 
  58. Gibson, E.G. (۱۹۷۳). The Quiet Sun. NASA. ASIN B0006C7RS0.  Check date values in: |date= (help)
  59. Shu, F.H. (۱۹۹۱). The Physics of Astrophysics. ۱. University Science Books. ISBN ۰-۹۳۵۷۰۲-۶۴-۴ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  60. Parnel, C. "Discovery of Helium". University of St Andrews. Retrieved ۲۰۰۶-۰۳-۲۲.  Check date values in: |access-date= (help)
  61. نجوم، زیلیک و اسمیت، انتشارات دانشگاه امام رضا
  62. "The Mean Magnetic Field of the Sun". Wilcox Solar Observatory. ۲۰۰۶. Retrieved ۲۰۰۷-۰۸-۰۱.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  63. Zirker, Jack B. (۲۰۰۲). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. ۱۱۹–۱۲۰. ISBN ۹۷۸-۰-۶۹۱-۰۵۷۸۱-۱ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  64. Zirker, Jack B. (۲۰۰۲). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. ۱۲۰–۱۲۷. ISBN ۹۷۸-۰-۶۹۱-۰۵۷۸۱-۱ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  65. Phillips, Kenneth J. H. (۱۹۹۵). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. ۱۴–۱۵, ۳۴–۳۸. ISBN ۹۷۸-۰-۵۲۱-۳۹۷۸۸-۹ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  66. ۶۶٫۰ ۶۶٫۱ "Sci-Tech – Space – Sun flips magnetic field". CNN. ۲۰۰۱-۰۲-۱۶. Retrieved ۲۰۰۹-۰۷-۱۱.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  67. ۶۷٫۰ ۶۷٫۱ "The Sun Does a Flip". Science.nasa.gov. ۲۰۰۱-۰۲-۱۵. Retrieved ۲۰۰۹-۰۷-۱۱.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  68. ۶۸٫۰ ۶۸٫۱ ۶۸٫۲ ۶۸٫۳ Russell, C.T. (2001). "Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial". In Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L. Space Weather (Geophysical Monograph) (PDF). American Geophysical Union. pp. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4. 
  69. Wang, Y. -M.; Sheeley (۲۰۰۳). "Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum". The Astrophysical Journal. ۵۹۱ (۲): ۱۲۴۸–۵۶. Bibcode:2003ApJ...591.1248W. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۳۷۵۴۴۹ Check |doi= value (help).  Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help); Check date values in: |date= (help)
  70. ۷۰٫۰ ۷۰٫۱ doi: ۱۰٫۱۰۸۶/۳۷۵۴۹۲
    این یادکرد به طور خودکار درست خواهد شد می‌توانید به صف ببرید یا خودتان دستی درست کنید
    Lodders, K. (۲۰۰۳). "Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). Meteoritics & Planetary Science. ۳۸ (suppl.): ۵۲۷۲. Bibcode:2003M&PSA..38.5272L.  Check date values in: |date= (help)
  71. Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (۲۰۰۴). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. pp. ۱۹–۲۰. ISBN ۰-۳۸۷-۲۰۰۸۹-۴ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  72. Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (۲۰۰۴). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. pp. ۷۷–۷۸. ISBN ۰-۳۸۷-۲۰۰۸۹-۴ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  73. Aller, L.H. (۱۹۶۸). "The chemical composition of the Sun and the solar system". Proceedings of the Astronomical Society of Australia. ۱: ۱۳۳. Bibcode:1968PASAu...1..133A.  Check date values in: |date= (help)
  74. Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (۲۰۰۴). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. § ۹٫۲٫۳. ISBN ۰-۳۸۷-۲۰۰۸۹-۴ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  75. ۷۵٫۰ ۷۵٫۱ Biemont, E. (۱۹۷۸). "Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۱۸۴: ۶۸۳–۶۹۴. Bibcode:1978MNRAS.184..683B.  Check date values in: |date= (help)
  76. Ross and Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge and Engvold 1977, cited in Biemont 1978.
  77. Corliss and Bozman (1962 cited in Biemont 1978) and Warner (1967 cited in Biemont 1978)
  78. "The Largest Sunspot in Ten Years". Goddard Space Flight Center. 30 March 2001. Archived from the original on August 23, 2007. Retrieved ۲۰۰۹-۰۷-۱۰.  Check date values in: |access-date= (help)
  79. "NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle". Phys.org. 4 January 2008. Retrieved ۲۰۰۹-۰۷-۱۰.  Check date values in: |access-date= (help)
  80. Willson, R. C.; Hudson, H. S. (۱۹۹۱). "The Sun's luminosity over a complete solar cycle". Nature. ۳۵۱ (۶۳۲۱): ۴۲–۴. Bibcode:1991Natur.351...42W. doi:10.1038/351042a0.  Check date values in: |date= (help)
  81. Ehrlich, R. (۲۰۰۷). "Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. ۶۹ (۷): ۷۵۹. arXiv:astro-ph/0701117Freely accessible. Bibcode:2007JASTP..69..759E. doi:10.1016/j.jastp.2007.01.005.  Check date values in: |date= (help)
  82. Clark, S. (۲۰۰۷). "Sun's fickle heart may leave us cold". نیو ساینتیست. ۱۹۳ (۲۵۸۸): ۱۲. doi:10.1016/S0262-4079(07)60196-1.  Check date values in: |date= (help)
  83. Ribas, Ignasi (۲۰۱۰). "Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium". Proceedings of the International Astronomical Union. ۲۶۴: ۳–۱۸. arXiv:۰۹۱۱٫۴۸۷۲Freely accessible Check |arxiv= value (help). Bibcode:2010IAUS..264....3R. doi:10.1017/S1743921309992298  Unknown parameter |month= ignored (help); Check date values in: |date= (help); |contribution= ignored (help)
  84. Zirker, Jack B. (۲۰۰۲). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. ۷–۸. ISBN ۹۷۸-۰-۶۹۱-۰۵۷۸۱-۱ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  85. Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (۲۰۰۸). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. ۳۹۰ (۳): ۱۱۱۵–۱۱۱۸. arXiv:astro-ph/0204331Freely accessible. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:۱۰٫۱۰۵۱/۰۰۰۴–۶۳۶۱:۲۰۰۲۰۷۴۹ Check |doi= value (help).  Check date values in: |date= (help)
  86. Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I.; Ulyanov, A. (۲۰۰۲). "Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions". Science. ۲۹۷ (۵۵۸۷): ۱۶۷۸–۱۶۸۳. Bibcode:2002Sci...297.1678A. doi:10.1126/science.1073950. PMID ۱۲۲۱۵۶۴۱ Check |pmid= value (help).  Check date values in: |date= (help)
  87. Baker, J.; Bizzarro, M.; Wittig, N.; Connelly, J.; Haack, H. (۲۰۰۵). "Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites". Nature. ۴۳۶ (۷۰۵۴): ۱۱۲۷–۱۱۳۱. Bibcode:2005Natur.436.1127B. doi:10.1038/nature03882. PMID ۱۶۱۲۱۱۷۳ Check |pmid= value (help).  Check date values in: |date= (help)
  88. doi:۱۰٫۱۰۸۰/۰۰۱۰۷۵۱۱۰۰۳۷۶۴۷۲۵
    این یادکرد به طور خودکار درست خواهد شد می‌توانید به صف ببرید یا خودتان دستی درست کنید
  89. Goldsmith, D.; Owen, T. (۲۰۰۱). The search for life in the universe. University Science Books. p. ۹۶. ISBN ۹۷۸-۱-۸۹۱۳۸۹-۱۶-۰ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  90. Pogge, R.W. (۱۹۹۷). "The Once and Future Sun". New Vistas in Astronomy. Ohio State University (Department of Astronomy). Retrieved ۲۰۰۵-۱۲-۰۷.  Check date values in: |access-date=, |date= (help); External link in |work= (help)
  91. Sackmann, I. -J.; Boothroyd, A.I.; Kraemer, K.E. (۱۹۹۳). "Our Sun. III. Present and Future". The Astrophysical Journal. ۴۱۸: ۴۵۷. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۱۷۳۴۰۷ Check |doi= value (help).  Check date values in: |date= (help)
  92. ۹۲٫۰ ۹۲٫۱ بی بی‌سی فارسی: ناسا: قطب‌های خورشید در سه هفته آینده جابجا می‌شود. ۱۷ نوامبر ۲۰۱۳–۲۶ آبان ۱۳۹۲.
  93. ۹۳٫۰ ۹۳٫۱ ۹۳٫۲ Schröder, K. -P.; Smith, R.C. (۲۰۰۸). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۳۸۶ (۱): ۱۵۵. arXiv:۰۸۰۱٫۴۰۳۱Freely accessible Check |arxiv= value (help). Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.  Check date values in: |date= (help) See also Palmer, J. (۲۰۰۸). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". New Scientist. Retrieved ۲۰۰۸-۰۳-۲۴.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  94. Carrington, D. (۲۰۰۰-۰۲-۲۱). "Date set for desert Earth". BBC News. Retrieved ۲۰۰۷-۰۳-۳۱.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  95. "Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present". Retrieved ۲۰۰۵-۱۰-۰۵.  Check date values in: |access-date= (help)
  96. El-Sharkawi, Mohamed A. (۲۰۰۵). Electric energy. CRC Press. pp. ۸۷–۸۸. ISBN ۹۷۸-۰-۸۴۹۳-۳۰۷۸-۰ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  97. Phillips, Kenneth J. H. (۱۹۹۵). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. ۳۱۹–۳۲۱. ISBN ۹۷۸-۰-۵۲۱-۳۹۷۸۸-۹ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  98. Reid, M.J. (۱۹۹۳). "The distance to the center of the Galaxy". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ۳۱ (۱): ۳۴۵–۳۷۲. Bibcode:1993ARA&A..31..345R. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002021.  Check date values in: |date= (help)
  99. Eisenhauer, F. (۲۰۰۳). "A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center". The Astrophysical Journal. ۵۹۷ (۲): L121–L124. arXiv:astro-ph/0306220Freely accessible. Bibcode:2003ApJ...597L.121E. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۳۸۰۱۸۸ Check |doi= value (help).  Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help); Check date values in: |date= (help)
  100. Horrobin, M. (۲۰۰۴). "First results from SPIFFI. I: The Galactic Center" (PDF). Astronomische Nachrichten. ۳۲۵ (۲): ۱۲۰–۱۲۳. Bibcode:2004AN....325...88H. doi:10.1002/asna.200310181.  Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help); Check date values in: |date= (help)
  101. Eisenhauer, F. (۲۰۰۵). "SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month". The Astrophysical Journal. ۶۲۸ (۱): ۲۴۶–۲۵۹. arXiv:astro-ph/0502129Freely accessible. Bibcode:2005ApJ...628..246E. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۴۳۰۶۶۷ Check |doi= value (help).  Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help); Check date values in: |date= (help)
  102. Gehrels, Neil; Chen, Wan; Mereghetti, S. (February 25, 1993). "The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble". Nature. ۳۶۱ (۶۴۱۴): ۷۰۶–۷۰۷. Bibcode:1993Natur.361..704B. doi:10.1038/361704a0. 
  103. English, J. (۲۰۰۰). "Exposing the Stuff Between the Stars" (Press release). Hubble News Desk. Retrieved ۲۰۰۷-۰۵-۱۰.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  104. Gillman, M.; Erenler, H. (۲۰۰۸). "The galactic cycle of extinction". International Journal of Astrobiology. ۷ (۱): ۱۷–۲۶. Bibcode:2008IJAsB...7...17G. doi:10.1017/S1473550408004047.  Check date values in: |date= (help)
  105. Leong, S. (۲۰۰۲). "Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)". The Physics Factbook. Retrieved ۲۰۰۷-۰۵-۱۰.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  106. Croswell, K. (۲۰۰۸). "Milky Way keeps tight grip on its neighbor". New Scientist (۲۶۶۹): ۸.  Check date values in: |date= (help)
  107. Garlick, M.A. (۲۰۰۲). The Story of the Solar System. Cambridge University Press. p. ۴۶. ISBN ۰-۵۲۱-۸۰۳۳۶-۵ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  108. کتاب مبانی ستاره‌شناسی، صفحهٔ ۲۷۷
  109. ۱۰۹٫۰ ۱۰۹٫۱ ۱۰۹٫۲ Erdèlyi, R. (۲۰۰۷). "Heating of the solar and stellar coronae: a review". Astron. Nachr. ۳۲۸ (۸): ۷۲۶–۷۳۳. Bibcode:2007AN....328..726E. doi:10.1002/asna.200710803.  Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help); Check date values in: |date= (help)
  110. Alfvén, H. (۱۹۴۷). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۱۰۷ (۲): ۲۱۱. Bibcode:1947MNRAS.107..211A.  Check date values in: |date= (help)
  111. Parker, E.N. (۱۹۸۸). "Nanoflares and the solar X-ray corona". The Astrophysical Journal. ۳۳۰ (۱): ۴۷۴. Bibcode:1988ApJ...330..474P. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۱۶۶۴۸۵ Check |doi= value (help).  Check date values in: |date= (help)
  112. Sturrock, P.A.; Uchida, Y. (۱۹۸۱). "Coronal heating by stochastic magnetic pumping". The Astrophysical Journal. ۲۴۶ (۱): ۳۳۱. Bibcode:1981ApJ...246..331S. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۱۵۸۹۲۶ Check |doi= value (help).  Check date values in: |date= (help)
  113. Kasting, J.F.; Ackerman, T.P. (۱۹۸۶). "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere". Science. ۲۳۴ (۴۷۸۲): ۱۳۸۳–۱۳۸۵. doi:10.1126/science.11539665. PMID ۱۱۵۳۹۶۶۵ Check |pmid= value (help).  Check date values in: |date= (help)
  114. White, T.J.; Mainster, M.A.; Wilson, P.W.; Tips, J.H. (۱۹۷۱). "Chorioretinal temperature increases from solar observation". Bulletin of Mathematical Biophysics. ۳۳ (۱): ۱. doi:10.1007/BF02476660.  Check date values in: |date= (help)
  115. Tso, M.O.M.; La Piana, F.G. (۱۹۷۵). "The Human Fovea After Sungazing". Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology. ۷۹ (۶): OP788–95. PMID ۱۲۰۹۸۱۵ Check |pmid= value (help).  Check date values in: |date= (help)
  116. Hope-Ross, M.W.; Mahon, GJ; Gardiner, TA; Archer, DB (۱۹۹۳). "Ultrastructural findings in solar retinopathy". Eye. ۷ (۴): ۲۹. doi:10.1038/eye.1993.7. PMID ۸۳۲۵۴۲۰ Check |pmid= value (help).  More than one of |pages= and |page= specified (help); Check date values in: |date= (help)
  117. Schatz, H.; Mendelblatt, F. (۱۹۷۳). "Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD". British Journal of Ophthalmology. ۵۷ (۴): ۲۷۰. doi:10.1136/bjo.57.4.270. PMC ۱۲۱۴۸۷۹Freely accessible Check |pmc= value (help). PMID ۴۷۰۷۶۲۴ Check |pmid= value (help).  More than one of |pages= and |page= specified (help); Check date values in: |date= (help)
  118. Chou, B.R. (۲۰۰۵). "Eye Safety During Solar Eclipses". Archived from the original on 2012-07-16.  Check date values in: |date= (help) "While environmental exposure to UV radiation is known to contribute to the accelerated aging of the outer layers of the eye and the development of cataracts, the concern over improper viewing of the Sun during an eclipse is for the development of "eclipse blindness" or retinal burns. "
  119. Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Sliney, D.H. (۱۹۷۶). "Retinal sensitivity to damage from short wavelength light". Nature. ۲۶۰ (۵۵۴۷): ۱۵۳. Bibcode:1976Natur.260..153H. doi:10.1038/260153a0.  Check date values in: |date= (help)
  120. Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Ruffolo, J.J. Jr.; Guerry, D. III, (۱۹۸۰). "Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear". In Williams, T.P. ; Baker, B.N. The Effects of Constant Light on Visual Processes. Springer Science+Business Media. pp. ۳۱۹–۳۴۶. ISBN ۰-۳۰۶-۴۰۳۲۸-۵ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  121. Kardos, T. (۲۰۰۳). Earth science. J.W. Walch. p. ۸۷. ISBN ۹۷۸-۰-۸۲۵۱-۴۵۰۰-۱ Check |isbn= value: invalid character (help).  Check date values in: |date= (help)
  122. Espenak, F. (۲۰۰۵). "Eye Safety During Solar Eclipses". NASA. Archived from the original on 2012-07-16. Retrieved ۲۰۰۶-۰۳-۲۲.  Check date values in: |access-date=, |date= (help)
  123. Haber, Jorg (۲۰۰۵). "Physically based Simulation of Twilight Phenomena" (PDF). ACM Transactions on Graphics (TOG). ۲۴ (۴): ۱۳۵۳–۱۳۷۳. doi:۱۰٫۱۱۴۵/۱۰۹۵۸۷۸٫۱۰۹۵۸۸۴ Check |doi= value (help).  Unknown parameter |coauthors= ignored (|author= suggested) (help); Check date values in: |date= (help)
  124. I.G. Piggin (۱۹۷۲). "Diurnal asymmetries in global radiation". Springer. ۲۰ (۱): ۴۱–۴۸. Bibcode:1972AMGBB..20...41P. doi:10.1007/BF02243313.  Check date values in: |date= (help)
  125. "The Green Flash". BBC. Archived from the original on ۲۰۰۸-۱۲-۱۶. Retrieved ۲۰۰۸-۰۸-۱۰.  Check date values in: |access-date=, |archive-date= (help)
  126. Barsh, G.S. (۲۰۰۳). "What Controls Variation in Human Skin Color?". PLoS Biology. ۱ (۱): e7. doi:10.1371/journal.pbio.0000027. PMC ۲۱۲۷۰۲Freely accessible Check |pmc= value (help). PMID ۱۴۵۵۱۹۲۱ Check |pmid= value (help).  Check date values in: |date= (help)
  127. صدای خورشید به گوش دانشمندان رسید خبرگزاری انتخاب

پیوند به بیرون[ویرایش]

The Sun Sun symbol.svg
Sun white.jpg
Sun with sunspots and limb darkening as seen in visible light with solar filter.
Observation data
Mean distance
from Earth
1 au1.496×108 km
8 min 19 s at light speed
Visual brightness (V)−26.74[1]
Absolute magnitude4.83[1]
Spectral classificationG2V[2]
MetallicityZ = 0.0122[3]
Angular size31.6–32.7 minutes of arc[4]
AdjectivesSolar
Orbital characteristics
Mean distance
from Milky Way core
≈ 2.7×1017 km
27,200 light-years
Galactic period(2.25–2.50)×108 yr
Velocity≈ 220 km/s (orbit around the center of the Milky Way)
≈ 20 km/s (relative to average velocity of other stars in stellar neighborhood)
≈ 370 km/s[5] (relative to the cosmic microwave background)
Physical characteristics
Equatorial radius695,700 km,[6]
696,392 km[7]
109 × Earth[8]
Equatorial circumference4.379×106 km[8]
109 × Earth[8]
Flattening9×10−6
Surface area6.09×1012 km2[8]
12,000 × Earth[8]
Volume1.41×1018 km3[8]
1,300,000 × Earth
Mass1.9885×1030 kg[1]
333,000 × Earth[1]
Average density1.408 g/cm3[1][8][9]
0.255 × Earth[1][8]
Center density (modeled)162.2 g/cm3[1]
12.4 × Earth
Equatorial surface gravity274 m/s2[1]
28 × Earth[8]
Moment of inertia factor0.070[1] (estimate)
Escape velocity
(from the surface)
617.7 km/s[8]
55 × Earth[8]
TemperatureCenter (modeled): 1.57×107 K[1]
Photosphere (effective): 5,772 K[1]
Corona: ≈ 5×106 K
Luminosity (Lsol)3.828×1026 W[1]
≈ 3.75×1028 lm
≈ 98 lm/W efficacy
Mean radiance (Isol)2.009×107 W·m−2·sr−1
Age≈ 4.6 billion years[10][11]
Rotation characteristics
Obliquity7.25°[1]
(to the ecliptic)
67.23°
(to the galactic plane)
Right ascension
of North pole[12]
286.13°
19 h 4 min 30 s
Declination
of North pole
+63.87°
63° 52' North
Sidereal rotation period
(at equator)
25.05 d[1]
(at 16° latitude)25.38 d[1]
25 d 9 h 7 min 12 s[12]
(at poles)34.4 d[1]
Rotation velocity
(at equator)
7.189×103 km/h[8]
Photospheric composition (by mass)
Hydrogen73.46%[13]
Helium24.85%
Oxygen0.77%
Carbon0.29%
Iron0.16%
Neon0.12%
Nitrogen0.09%
Silicon0.07%
Magnesium0.05%
Sulfur0.04%

The Sun is the star at the center of the Solar System. It is a nearly perfect sphere of hot plasma,[14][15] with internal convective motion that generates a magnetic field via a dynamo process.[16] It is by far the most important source of energy for life on Earth. Its diameter is about 1.39 million kilometers, or 109 times that of Earth, and its mass is about 330,000 times that of Earth. It accounts for about 99.86% of the total mass of the Solar System.[17] About three quarters of the Sun's mass consists of hydrogen (~73%); the rest is mostly helium (~25%), with much smaller quantities of heavier elements, including oxygen, carbon, neon, and iron.[18]

The Sun is a G-type main-sequence star (G2V) based on its spectral class. As such, it is informally and not completely accurately referred to as a yellow dwarf (its light is closer to white than yellow). It formed approximately 4.6 billion[a][10][19] years ago from the gravitational collapse of matter within a region of a large molecular cloud. Most of this matter gathered in the center, whereas the rest flattened into an orbiting disk that became the Solar System. The central mass became so hot and dense that it eventually initiated nuclear fusion in its core. It is thought that almost all stars form by this process.

The Sun is roughly middle-aged; it has not changed dramatically for more than four billion[a] years, and will remain fairly stable for more than another five billion years. It currently fuses about 600 million tons of hydrogen into helium every second, converting 4 million tons of matter into energy every second as a result. This energy, which can take between 10,000 and 170,000 years to escape from its core, is the source of the Sun's light and heat. In about 5 billion years, when hydrogen fusion in its core has diminished to the point at which the Sun is no longer in hydrostatic equilibrium, its core will undergo a marked increase in density and temperature while its outer layers expand to eventually become a red giant. It is calculated that the Sun will become sufficiently large to engulf the current orbits of Mercury and Venus, and render Earth uninhabitable. After this, it will shed its outer layers and become a dense type of cooling star known as a white dwarf, and no longer produce energy by fusion, but still glow and give off heat from its previous fusion.

The enormous effect of the Sun on Earth has been recognized since prehistoric times, and the Sun has been regarded by some cultures as a deity. The synodic rotation of Earth and its orbit around the Sun are the basis of solar calendars, one of which is the predominant calendar in use today.

Name and etymology

The English proper name Sun developed from Old English sunne and may be related to south. Cognates to English sun appear in other Germanic languages, including Old Frisian sunne, sonne, Old Saxon sunna, Middle Dutch sonne, modern Dutch zon, Old High German sunna, modern German Sonne, Old Norse sunna, and Gothic sunnō. All Germanic terms for the Sun stem from Proto-Germanic *sunnōn.[20][21]

The Latin name for the Sun, Sol, is used at times as another name for the Sun, but is not commonly used in everyday English. Sol is also used by planetary astronomers to refer to the duration of a solar day on another planet, such as Mars.[22]

The related word solar is the usual adjectival term used for the Sun,[23][24] in terms such as solar day, solar eclipse, and Solar System. A mean Earth solar day is approximately 24 hours, whereas a mean Martian 'sol' is 24 hours, 39 minutes, and 35.244 seconds.[25]

The English weekday name Sunday stems from Old English (Sunnandæg; "Sun's day", from before 700) and is ultimately a result of a Germanic interpretation of Latin dies solis, itself a translation of the Greek ἡμέρα ἡλίου (hēméra hēlíou).[26]

Religious aspects

Solar deities play a major role in many world religions and mythologies.[27] The ancient Sumerians believed that the sun was Utu,[28][29] the god of justice and twin brother of Inanna, the Queen of Heaven,[28] who was identified as the planet Venus.[29] Later, Utu was identified with the East Semitic god Shamash.[28][29] Utu was regarded as a helper-deity, who aided those in distress,[28] and, in iconography, he is usually portrayed with a long beard and clutching a saw,[28] which represented his role as the dispenser of justice.[28]

From at least the 4th Dynasty of Ancient Egypt, the Sun was worshipped as the god Ra, portrayed as a falcon-headed divinity surmounted by the solar disk, and surrounded by a serpent. In the New Empire period, the Sun became identified with the dung beetle, whose spherical ball of dung was identified with the Sun. In the form of the Sun disc Aten, the Sun had a brief resurgence during the Amarna Period when it again became the preeminent, if not only, divinity for the Pharaoh Akhenaton.[30][31]

In Proto-Indo-European religion, the sun was personified as the goddess *Seh2ul.[32][33][21] Derivatives of this goddess in Indo-European languages include the Old Norse Sól, Sanskrit Surya, Gaulish Sulis, Lithuanian Saulė, and Slavic Solntse.[21] In ancient Greek religion, the sun deity was the male god Helios,[32] but traces of an earlier female solar deity are preserved in Helen of Troy.[32] In later times, Helios was syncretized with Apollo.[34]

In the Bible, Malachi 4:2 mentions the "Sun of Righteousness" (sometimes translated as the "Sun of Justice"),[35] which some Christians have interpreted as a reference to the Messiah (Christ).[36] In ancient Roman culture, Sunday was the day of the Sun god. It was adopted as the Sabbath day by Christians who did not have a Jewish background. The symbol of light was a pagan device adopted by Christians, and perhaps the most important one that did not come from Jewish traditions. In paganism, the Sun was a source of life, giving warmth and illumination to mankind. It was the center of a popular cult among Romans, who would stand at dawn to catch the first rays of sunshine as they prayed. The celebration of the winter solstice (which influenced Christmas) was part of the Roman cult of the unconquered Sun (Sol Invictus). Christian churches were built with an orientation so that the congregation faced toward the sunrise in the East.[37]

Tonatiuh, the Aztec god of the sun, was usually depicted holding arrows and a shield[38] and was closely associated with the practice of human sacrifice.[38] The sun goddess Amaterasu is the most important deity in the Shinto religion,[39][40] and she is believed to be the direct ancestor of all Japanese emperors.[39]

Characteristics

The Sun is a G-type main-sequence star that comprises about 99.86% of the mass of the Solar System. The Sun has an absolute magnitude of +4.83, estimated to be brighter than about 85% of the stars in the Milky Way, most of which are red dwarfs.[41][42] The Sun is a Population I, or heavy-element-rich,[b] star.[43] The formation of the Sun may have been triggered by shockwaves from one or more nearby supernovae.[44] This is suggested by a high abundance of heavy elements in the Solar System, such as gold and uranium, relative to the abundances of these elements in so-called Population II, heavy-element-poor, stars. The heavy elements could most plausibly have been produced by endothermic nuclear reactions during a supernova, or by transmutation through neutron absorption within a massive second-generation star.[43]

The Sun is by far the brightest object in the Earth's sky, with an apparent magnitude of −26.74.[45][46] This is about 13 billion times brighter than the next brightest star, Sirius, which has an apparent magnitude of −1.46. The mean distance of the Sun's center to Earth's center is approximately 1 astronomical unit (about 150,000,000 km; 93,000,000 mi), though the distance varies as Earth moves from perihelion in January to aphelion in July.[47] At this average distance, light travels from the Sun's horizon to Earth's horizon in about 8 minutes and 19 seconds, while light from the closest points of the Sun and Earth takes about two seconds less. The energy of this sunlight supports almost all life[c] on Earth by photosynthesis,[48] and drives Earth's climate and weather.

The Sun does not have a definite boundary, but its density decreases exponentially with increasing height above the photosphere.[49] For the purpose of measurement, however, the Sun's radius is considered to be the distance from its center to the edge of the photosphere, the apparent visible surface of the Sun.[50] By this measure, the Sun is a near-perfect sphere with an oblateness estimated at about 9 millionths,[51] which means that its polar diameter differs from its equatorial diameter by only 10 kilometres (6.2 mi).[52] The tidal effect of the planets is weak and does not significantly affect the shape of the Sun.[53] The Sun rotates faster at its equator than at its poles. This differential rotation is caused by convective motion due to heat transport and the Coriolis force due to the Sun's rotation. In a frame of reference defined by the stars, the rotational period is approximately 25.6 days at the equator and 33.5 days at the poles. Viewed from Earth as it orbits the Sun, the apparent rotational period of the Sun at its equator is about 28 days.[54]

Sunlight

The solar constant is the amount of power that the Sun deposits per unit area that is directly exposed to sunlight. The solar constant is equal to approximately 1,368 W/m2 (watts per square meter) at a distance of one astronomical unit (AU) from the Sun (that is, on or near Earth).[55] Sunlight on the surface of Earth is attenuated by Earth's atmosphere, so that less power arrives at the surface (closer to 1,000 W/m2) in clear conditions when the Sun is near the zenith.[56] Sunlight at the top of Earth's atmosphere is composed (by total energy) of about 50% infrared light, 40% visible light, and 10% ultraviolet light.[57] The atmosphere in particular filters out over 70% of solar ultraviolet, especially at the shorter wavelengths.[58] Solar ultraviolet radiation ionizes Earth's dayside upper atmosphere, creating the electrically conducting ionosphere.[59]

The Sun's color is white, with a CIE color-space index near (0.3, 0.3), when viewed from space or when the Sun is high in the sky. When measuring all the photons emitted, the Sun is actually emitting more photons in the green portion of the spectrum than any other.[60][61] When the Sun is low in the sky, atmospheric scattering renders the Sun yellow, red, orange, or magenta. Despite its typical whiteness, most people mentally picture the Sun as yellow; the reasons for this are the subject of debate.[62] The Sun is a G2V star, with G2 indicating its surface temperature of approximately 5,778 K (5,505 °C, 9,941 °F), and V that it, like most stars, is a main-sequence star.[63][64] The average luminance of the Sun is about 1.88 giga candela per square metre, but as viewed through Earth's atmosphere, this is lowered to about 1.44 Gcd/m2.[d] However, the luminance is not constant across the disk of the Sun (limb darkening).

Composition

False-color wiggle animation of the Sun by STEREO

The Sun is composed primarily of the chemical elements hydrogen and helium. At this time in the Sun's life, they account for 74.9% and 23.8% of the mass of the Sun in the photosphere, respectively.[65] All heavier elements, called metals in astronomy, account for less than 2% of the mass, with oxygen (roughly 1% of the Sun's mass), carbon (0.3%), neon (0.2%), and iron (0.2%) being the most abundant.[66]

The Sun's original chemical composition was inherited from the interstellar medium out of which it formed. Originally it would have contained about 71.1% hydrogen, 27.4% helium, and 1.5% heavier elements.[65] The hydrogen and most of the helium in the Sun would have been produced by Big Bang nucleosynthesis in the first 20 minutes of the universe, and the heavier elements were produced by previous generations of stars before the Sun was formed, and spread into the interstellar medium during the final stages of stellar life and by events such as supernovae.[67]

Since the Sun formed, the main fusion process has involved fusing hydrogen into helium. Over the past 4.6 billion years, the amount of helium and its location within the Sun has gradually changed. Within the core, the proportion of helium has increased from about 24% to about 60% due to fusion, and some of the helium and heavy elements have settled from the photosphere towards the center of the Sun because of gravity. The proportions of metals (heavier elements) is unchanged. Heat is transferred outward from the Sun's core by radiation rather than by convection (see Radiative zone below), so the fusion products are not lifted outward by heat; they remain in the core[68] and gradually an inner core of helium has begun to form that cannot be fused because presently the Sun's core is not hot or dense enough to fuse helium. In the current photosphere the helium fraction is reduced, and the metallicity is only 84% of what it was in the protostellar phase (before nuclear fusion in the core started). In the future, helium will continue to accumulate in the core, and in about 5 billion years this gradual build-up will eventually cause the Sun to exit the main sequence and become a red giant.[69]

The chemical composition of the photosphere is normally considered representative of the composition of the primordial Solar System.[70] The solar heavy-element abundances described above are typically measured both using spectroscopy of the Sun's photosphere and by measuring abundances in meteorites that have never been heated to melting temperatures. These meteorites are thought to retain the composition of the protostellar Sun and are thus not affected by settling of heavy elements. The two methods generally agree well.[18]

Singly ionized iron-group elements

In the 1970s, much research focused on the abundances of iron-group elements in the Sun.[71][72] Although significant research was done, until 1978 it was difficult to determine the abundances of some iron-group elements (e.g. cobalt and manganese) via spectrography because of their hyperfine structures.[71]

The first largely complete set of oscillator strengths of singly ionized iron-group elements were made available in the 1960s,[73] and these were subsequently improved.[74] In 1978, the abundances of singly ionized elements of the iron group were derived.[71]

Isotopic composition

Various authors have considered the existence of a gradient in the isotopic compositions of solar and planetary noble gases,[75] e.g. correlations between isotopic compositions of neon and xenon in the Sun and on the planets.[76]

Prior to 1983, it was thought that the whole Sun has the same composition as the solar atmosphere.[77] In 1983, it was claimed that it was fractionation in the Sun itself that caused the isotopic-composition relationship between the planetary and solar-wind-implanted noble gases.[77]

Structure and energy production

The structure of the Sun

The structure of the Sun contains the following layers:

  • Core – the innermost 20-25% of the Sun's radius, where temperature (energies) and pressure are sufficient for nuclear fusion to occur. Hydrogen fuses into helium (which cannot currently be fused at this point in the Sun's life). The fusion process releases energy, and the helium gradually accumulates to form an inner core of helium within the core itself.
  • Radiative zoneConvection cannot occur until much nearer the surface of the Sun. Therefore, between about 20-25% of the radius, and 70% of the radius, there is a "radiative zone" in which energy transfer occurs by means of radiation (photons) rather than by convection.
  • Tachocline – the boundary region between the radiative and convective zones.
  • Convective zone – Between about 70% of the Sun's radius and a point close to the visible surface, the Sun is cool and diffuse enough for convection to occur, and this becomes the primary means of outward heat transfer, similar to weather cells which form in the earth's atmosphere.
  • Photosphere – the deepest part of the Sun which we can directly observe with visible light. Because the Sun is a gaseous object, it does not have a clearly-defined surface; its visible parts are usually divided into a 'photosphere' and 'atmosphere'.
  • Atmosphere – a gaseous 'halo' surrounding the Sun, comprising the chromosphere, solar transition region, corona and heliosphere. These can be seen when the main part of the Sun is hidden, for example, during a solar eclipse.

Core

The core of the Sun extends from the center to about 20–25% of the solar radius.[78] It has a density of up to 150 g/cm3[79][80] (about 150 times the density of water) and a temperature of close to 15.7 million kelvins (K).[80] By contrast, the Sun's surface temperature is approximately 5,800 K. Recent analysis of SOHO mission data favors a faster rotation rate in the core than in the radiative zone above.[78] Through most of the Sun's life, energy has been produced by nuclear fusion in the core region through a series of steps called the p–p (proton–proton) chain; this process converts hydrogen into helium.[81] Only 0.8% of the energy generated in the Sun comes from the CNO cycle, though this proportion is expected to increase as the Sun becomes older.[82]

The core is the only region in the Sun that produces an appreciable amount of thermal energy through fusion; 99% of the power is generated within 24% of the Sun's radius, and by 30% of the radius, fusion has stopped nearly entirely. The remainder of the Sun is heated by this energy as it is transferred outwards through many successive layers, finally to the solar photosphere where it escapes into space as sunlight or the kinetic energy of particles.[63][83]

The proton–proton chain occurs around 9.2×1037 times each second in the core, converting about 3.7×1038 protons into alpha particles (helium nuclei) every second (out of a total of ~8.9×1056 free protons in the Sun), or about 6.2×1011 kg/s.[63] Fusing four free protons (hydrogen nuclei) into a single alpha particle (helium nucleus) releases around 0.7% of the fused mass as energy,[84] so the Sun releases energy at the mass–energy conversion rate of 4.26 million metric tons per second (which requires 600 metric megatons of hydrogen [85]), for 384.6 yottawatts (3.846×1026 W),[1] or 9.192×1010 megatons of TNT per second. However, the large power output of the Sun is mainly due to the huge size and density of its core (compared to earth and objects on earth), with only a fairly small amount of power being generated per cubic metre. Theoretical models of the Sun's interior indicate a power density, or energy production, of approximately 276.5 watts per cubic metre,[86] which is about the same rate of power production as takes place in reptile metabolism or a compost pile.[87][e]

The fusion rate in the core is in a self-correcting equilibrium: a slightly higher rate of fusion would cause the core to heat up more and expand slightly against the weight of the outer layers, reducing the density and hence the fusion rate and correcting the perturbation; and a slightly lower rate would cause the core to cool and shrink slightly, increasing the density and increasing the fusion rate and again reverting it to its present rate.[88][89]

Radiative zone

From the core out to about 0.7 solar radii, thermal radiation is the primary means of energy transfer.[90] The temperature drops from approximately 7 million to 2 million kelvins with increasing distance from the core.[80] This temperature gradient is less than the value of the adiabatic lapse rate and hence cannot drive convection, which explains why the transfer of energy through this zone is by radiation instead of thermal convection.[80] Ions of hydrogen and helium emit photons, which travel only a brief distance before being reabsorbed by other ions.[90] The density drops a hundredfold (from 20 g/cm3 to 0.2 g/cm3) from 0.25 solar radii to the 0.7 radii, the top of the radiative zone.[90]

Tachocline

The radiative zone and the convective zone are separated by a transition layer, the tachocline. This is a region where the sharp regime change between the uniform rotation of the radiative zone and the differential rotation of the convection zone results in a large shear between the two—a condition where successive horizontal layers slide past one another.[91] Presently, it is hypothesized (see Solar dynamo) that a magnetic dynamo within this layer generates the Sun's magnetic field.[80]

Convective zone

The Sun's convection zone extends from 0.7 solar radii (500,000 km) to near the surface. In this layer, the solar plasma is not dense enough or hot enough to transfer the heat energy of the interior outward via radiation. Instead, the density of the plasma is low enough to allow convective currents to develop and move the Sun's energy outward towards its surface. Material heated at the tachocline picks up heat and expands, thereby reducing its density and allowing it to rise. As a result, an orderly motion of the mass develops into thermal cells that carry the majority of the heat outward to the Sun's photosphere above. Once the material diffusively and radiatively cools just beneath the photospheric surface, its density increases, and it sinks to the base of the convection zone, where it again picks up heat from the top of the radiative zone and the convective cycle continues. At the photosphere, the temperature has dropped to 5,700 K and the density to only 0.2 g/m3 (about 1/6,000 the density of air at sea level).[80]

The thermal columns of the convection zone form an imprint on the surface of the Sun giving it a granular appearance called the solar granulation at the smallest scale and supergranulation at larger scales. Turbulent convection in this outer part of the solar interior sustains "small-scale" dynamo action over the near-surface volume of the Sun.[80] The Sun's thermal columns are Bénard cells and take the shape of hexagonal prisms.[92]

Photosphere

The effective temperature, or black body temperature, of the Sun (5,777 K) is the temperature a black body of the same size must have to yield the same total emissive power.

The visible surface of the Sun, the photosphere, is the layer below which the Sun becomes opaque to visible light.[93] Above the photosphere visible sunlight is free to propagate into space, and almost all of its energy escapes the Sun entirely. The change in opacity is due to the decreasing amount of H ions, which absorb visible light easily.[93] Conversely, the visible light we see is produced as electrons react with hydrogen atoms to produce H ions.[94][95] The photosphere is tens to hundreds of kilometers thick, and is slightly less opaque than air on Earth. Because the upper part of the photosphere is cooler than the lower part, an image of the Sun appears brighter in the center than on the edge or limb of the solar disk, in a phenomenon known as limb darkening.[93] The spectrum of sunlight has approximately the spectrum of a black-body radiating at 5,777 K, interspersed with atomic absorption lines from the tenuous layers above the photosphere. The photosphere has a particle density of ~1023 m−3 (about 0.37% of the particle number per volume of Earth's atmosphere at sea level). The photosphere is not fully ionized—the extent of ionization is about 3%, leaving almost all of the hydrogen in atomic form.[96]

During early studies of the optical spectrum of the photosphere, some absorption lines were found that did not correspond to any chemical elements then known on Earth. In 1868, Norman Lockyer hypothesized that these absorption lines were caused by a new element that he dubbed helium, after the Greek Sun god Helios. Twenty-five years later, helium was isolated on Earth.[97]

Atmosphere

During a total solar eclipse, the solar corona can be seen with the naked eye, during the brief period of totality.

During a total solar eclipse, when the disk of the Sun is covered by that of the Moon, parts of the Sun's surrounding atmosphere can be seen. It is composed of four distinct parts: the chromosphere, the transition region, the corona and the heliosphere.

The coolest layer of the Sun is a temperature minimum region extending to about 500 km above the photosphere, and has a temperature of about 4,100 K.[93] This part of the Sun is cool enough to allow the existence of simple molecules such as carbon monoxide and water, which can be detected via their absorption spectra.[98]

The chromosphere, transition region, and corona are much hotter than the surface of the Sun.[93] The reason is not well understood, but evidence suggests that Alfvén waves may have enough energy to heat the corona.[99]

Above the temperature minimum layer is a layer about 2,000 km thick, dominated by a spectrum of emission and absorption lines.[93] It is called the chromosphere from the Greek root chroma, meaning color, because the chromosphere is visible as a colored flash at the beginning and end of total solar eclipses.[90] The temperature of the chromosphere increases gradually with altitude, ranging up to around 20,000 K near the top.[93] In the upper part of the chromosphere helium becomes partially ionized.[100]

Taken by Hinode's Solar Optical Telescope on 12 January 2007, this image of the Sun reveals the filamentary nature of the plasma connecting regions of different magnetic polarity.

Above the chromosphere, in a thin (about 200 km) transition region, the temperature rises rapidly from around 20,000 K in the upper chromosphere to coronal temperatures closer to 1,000,000 K.[101] The temperature increase is facilitated by the full ionization of helium in the transition region, which significantly reduces radiative cooling of the plasma.[100] The transition region does not occur at a well-defined altitude. Rather, it forms a kind of nimbus around chromospheric features such as spicules and filaments, and is in constant, chaotic motion.[90] The transition region is not easily visible from Earth's surface, but is readily observable from space by instruments sensitive to the extreme ultraviolet portion of the spectrum.[102]

The corona is the next layer of the Sun. The low corona, near the surface of the Sun, has a particle density around 1015 m−3 to 1016 m−3.[100][f] The average temperature of the corona and solar wind is about 1,000,000–2,000,000 K; however, in the hottest regions it is 8,000,000–20,000,000 K.[101] Although no complete theory yet exists to account for the temperature of the corona, at least some of its heat is known to be from magnetic reconnection.[101][103] The corona is the extended atmosphere of the Sun, which has a volume much larger than the volume enclosed by the Sun's photosphere. A flow of plasma outward from the Sun into interplanetary space is the solar wind.[103]

The heliosphere, the tenuous outermost atmosphere of the Sun, is filled with the solar wind plasma. This outermost layer of the Sun is defined to begin at the distance where the flow of the solar wind becomes superalfvénic—that is, where the flow becomes faster than the speed of Alfvén waves,[104] at approximately 20 solar radii (0.1 AU). Turbulence and dynamic forces in the heliosphere cannot affect the shape of the solar corona within, because the information can only travel at the speed of Alfvén waves. The solar wind travels outward continuously through the heliosphere,[105][106] forming the solar magnetic field into a spiral shape,[103] until it impacts the heliopause more than 50 AU from the Sun. In December 2004, the Voyager 1 probe passed through a shock front that is thought to be part of the heliopause.[107] In late 2012 Voyager 1 recorded a marked increase in cosmic ray collisions and a sharp drop in lower energy particles from the solar wind, which suggested that the probe had passed through the heliopause and entered the interstellar medium.[108]

Photons and neutrinos

High-energy gamma-ray photons initially released with fusion reactions in the core are almost immediately absorbed by the solar plasma of the radiative zone, usually after traveling only a few millimeters. Re-emission happens in a random direction and usually at a slightly lower energy. With this sequence of emissions and absorptions, it takes a long time for radiation to reach the Sun's surface. Estimates of the photon travel time range between 10,000 and 170,000 years.[109] In contrast, it takes only 2.3 seconds for the neutrinos, which account for about 2% of the total energy production of the Sun, to reach the surface. Because energy transport in the Sun is a process that involves photons in thermodynamic equilibrium with matter, the time scale of energy transport in the Sun is longer, on the order of 30,000,000 years. This is the time it would take the Sun to return to a stable state, if the rate of energy generation in its core were suddenly changed.[110]

Neutrinos are also released by the fusion reactions in the core, but, unlike photons, they rarely interact with matter, so almost all are able to escape the Sun immediately. For many years measurements of the number of neutrinos produced in the Sun were lower than theories predicted by a factor of 3. This discrepancy was resolved in 2001 through the discovery of the effects of neutrino oscillation: the Sun emits the number of neutrinos predicted by the theory, but neutrino detectors were missing ​23 of them because the neutrinos had changed flavor by the time they were detected.[111]

Magnetism and activity

Magnetic field

Visible light photograph of sunspot, 13 December 2006
Butterfly diagram showing paired sunspot pattern. Graph is of sunspot area.
In this false-color ultraviolet image, the Sun shows a C3-class solar flare (white area on upper left), a solar tsunami (wave-like structure, upper right) and multiple filaments of plasma following a magnetic field, rising from the stellar surface.
The heliospheric current sheet extends to the outer reaches of the Solar System, and results from the influence of the Sun's rotating magnetic field on the plasma in the interplanetary medium.[112]

The Sun has a magnetic field that varies across the surface of the Sun. Its polar field is 1–2 gauss (0.0001–0.0002 T), whereas the field is typically 3,000 gauss (0.3 T) in features on the Sun called sunspots and 10–100 gauss (0.001–0.01 T) in solar prominences.[1]

The magnetic field also varies in time and location. The quasi-periodic 11-year solar cycle is the most prominent variation in which the number and size of sunspots waxes and wanes.[16][113][114]

Sunspots are visible as dark patches on the Sun's photosphere, and correspond to concentrations of magnetic field where the convective transport of heat is inhibited from the solar interior to the surface. As a result, sunspots are slightly cooler than the surrounding photosphere, and, so, they appear dark. At a typical solar minimum, few sunspots are visible, and occasionally none can be seen at all. Those that do appear are at high solar latitudes. As the solar cycle progresses towards its maximum, sunspots tend form closer to the solar equator, a phenomenon known as Spörer's law. The largest sunspots can be tens of thousands of kilometers across.[115]

An 11-year sunspot cycle is half of a 22-year Babcock–Leighton dynamo cycle, which corresponds to an oscillatory exchange of energy between toroidal and poloidal solar magnetic fields. At solar-cycle maximum, the external poloidal dipolar magnetic field is near its dynamo-cycle minimum strength, but an internal toroidal quadrupolar field, generated through differential rotation within the tachocline, is near its maximum strength. At this point in the dynamo cycle, buoyant upwelling within the convective zone forces emergence of toroidal magnetic field through the photosphere, giving rise to pairs of sunspots, roughly aligned east–west and having footprints with opposite magnetic polarities. The magnetic polarity of sunspot pairs alternates every solar cycle, a phenomenon known as the Hale cycle.[116][117]

During the solar cycle's declining phase, energy shifts from the internal toroidal magnetic field to the external poloidal field, and sunspots diminish in number and size. At solar-cycle minimum, the toroidal field is, correspondingly, at minimum strength, sunspots are relatively rare, and the poloidal field is at its maximum strength. With the rise of the next 11-year sunspot cycle, differential rotation shifts magnetic energy back from the poloidal to the toroidal field, but with a polarity that is opposite to the previous cycle. The process carries on continuously, and in an idealized, simplified scenario, each 11-year sunspot cycle corresponds to a change, then, in the overall polarity of the Sun's large-scale magnetic field.[118][119]

The solar magnetic field extends well beyond the Sun itself. The electrically conducting solar wind plasma carries the Sun's magnetic field into space, forming what is called the interplanetary magnetic field.[103] In an approximation known as ideal magnetohydrodynamics, plasma particles only move along the magnetic field lines. As a result, the outward-flowing solar wind stretches the interplanetary magnetic field outward, forcing it into a roughly radial structure. For a simple dipolar solar magnetic field, with opposite hemispherical polarities on either side of the solar magnetic equator, a thin current sheet is formed in the solar wind.[103] At great distances, the rotation of the Sun twists the dipolar magnetic field and corresponding current sheet into an Archimedean spiral structure called the Parker spiral.[103] The interplanetary magnetic field is much stronger than the dipole component of the solar magnetic field. The Sun's dipole magnetic field of 50–400 μT (at the photosphere) reduces with the inverse-cube of the distance to about 0.1 nT at the distance of Earth. However, according to spacecraft observations the interplanetary field at Earth's location is around 5 nT, about a hundred times greater.[120] The difference is due to magnetic fields generated by electrical currents in the plasma surrounding the Sun.

Variation in activity

Measurements from 2005 of solar cycle variation during the last 30 years

The Sun's magnetic field leads to many effects that are collectively called solar activity. Solar flares and coronal-mass ejections tend to occur at sunspot groups. Slowly changing high-speed streams of solar wind are emitted from coronal holes at the photospheric surface. Both coronal-mass ejections and high-speed streams of solar wind carry plasma and interplanetary magnetic field outward into the Solar System.[121] The effects of solar activity on Earth include auroras at moderate to high latitudes and the disruption of radio communications and electric power. Solar activity is thought to have played a large role in the formation and evolution of the Solar System.

With solar-cycle modulation of sunspot number comes a corresponding modulation of space weather conditions, including those surrounding Earth where technological systems can be affected.

Long-term change

Long-term secular change in sunspot number is thought, by some scientists, to be correlated with long-term change in solar irradiance,[122] which, in turn, might influence Earth's long-term climate.[123] For example, in the 17th century, the solar cycle appeared to have stopped entirely for several decades; few sunspots were observed during a period known as the Maunder minimum. This coincided in time with the era of the Little Ice Age, when Europe experienced unusually cold temperatures.[124] Earlier extended minima have been discovered through analysis of tree rings and appear to have coincided with lower-than-average global temperatures.[125]

A recent theory claims that there are magnetic instabilities in the core of the Sun that cause fluctuations with periods of either 41,000 or 100,000 years. These could provide a better explanation of the ice ages than the Milankovitch cycles.[126][127]

Life phases

The Sun today is roughly halfway through the most stable part of its life. It has not changed dramatically for over four billion[a] years, and will remain fairly stable for more than five billion more. However, after hydrogen fusion in its core has stopped, the Sun will undergo dramatic changes, both internally and externally.

Formation

The Sun formed about 4.6 billion years ago from the collapse of part of a giant molecular cloud that consisted mostly of hydrogen and helium and that probably gave birth to many other stars.[128] This age is estimated using computer models of stellar evolution and through nucleocosmochronology.[10] The result is consistent with the radiometric date of the oldest Solar System material, at 4.567 billion years ago.[129][130] Studies of ancient meteorites reveal traces of stable daughter nuclei of short-lived isotopes, such as iron-60, that form only in exploding, short-lived stars. This indicates that one or more supernovae must have occurred near the location where the Sun formed. A shock wave from a nearby supernova would have triggered the formation of the Sun by compressing the matter within the molecular cloud and causing certain regions to collapse under their own gravity.[131] As one fragment of the cloud collapsed it also began to rotate because of conservation of angular momentum and heat up with the increasing pressure. Much of the mass became concentrated in the center, whereas the rest flattened out into a disk that would become the planets and other Solar System bodies. Gravity and pressure within the core of the cloud generated a lot of heat as it accreted more matter from the surrounding disk, eventually triggering nuclear fusion. Thus, the Sun was born.

HD 162826 is the only known stellar sibling of the Sun, having formed in the same molecular cloud.

Main sequence

Evolution of the Sun's luminosity, radius and effective temperature compared to the present Sun. After Ribas (2010)[132]

The Sun is about halfway through its main-sequence stage, during which nuclear fusion reactions in its core fuse hydrogen into helium. Each second, more than four million tonnes of matter are converted into energy within the Sun's core, producing neutrinos and solar radiation. At this rate, the Sun has so far converted around 100 times the mass of Earth into energy, about 0.03% of the total mass of the Sun. The Sun will spend a total of approximately 10 billion years as a main-sequence star.[133] The Sun is gradually becoming hotter during its time on the main sequence, because the helium atoms in the core occupy less volume than the hydrogen atoms that were fused. The core is therefore shrinking, allowing the outer layers of the Sun to move closer to the centre and experience a stronger gravitational force, according to the inverse-square law. This stronger force increases the pressure on the core, which is resisted by a gradual increase in the rate at which fusion occurs. This process speeds up as the core gradually becomes denser. It is estimated that the Sun has become 30% brighter in the last 4.5 billion years.[134] At present, it is increasing in brightness by about 1% every 100 million years.[135]

After core hydrogen exhaustion

The size of the current Sun (now in the main sequence) compared to its estimated size during its red-giant phase in the future

The Sun does not have enough mass to explode as a supernova. Instead it will exit the main sequence in approximately 5 billion years and start to turn into a red giant.[136][137] As a red giant, the Sun will grow so large that it will engulf Mercury, Venus, and probably Earth.[137][138]

Even before it becomes a red giant, the luminosity of the Sun will have nearly doubled, and Earth will receive as much sunlight as Venus receives today. Once the core hydrogen is exhausted in 5.4 billion years, the Sun will expand into a subgiant phase and slowly double in size over about half a billion years. It will then expand more rapidly over about half a billion years until it is over two hundred times larger than today and a couple of thousand times more luminous. This then starts the red-giant-branch phase where the Sun will spend around a billion years and lose around a third of its mass.[137]

Evolution of a Sun-like star. The track of a one solar mass star on the Hertzsprung–Russell diagram is shown from the main sequence to the post-asymptotic-giant-branch stage.

After the red-giant branch the Sun has approximately 120 million years of active life left, but much happens. First, the core, full of degenerate helium ignites violently in the helium flash, where it is estimated that 6% of the core, itself 40% of the Sun's mass, will be converted into carbon within a matter of minutes through the triple-alpha process.[139] The Sun then shrinks to around 10 times its current size and 50 times the luminosity, with a temperature a little lower than today. It will then have reached the red clump or horizontal branch, but a star of the Sun's mass does not evolve blueward along the horizontal branch. Instead, it just becomes moderately larger and more luminous over about 100 million years as it continues to burn helium in the core.[137]

When the helium is exhausted, the Sun will repeat the expansion it followed when the hydrogen in the core was exhausted, except that this time it all happens faster, and the Sun becomes larger and more luminous. This is the asymptotic-giant-branch phase, and the Sun is alternately burning hydrogen in a shell or helium in a deeper shell. After about 20 million years on the early asymptotic giant branch, the Sun becomes increasingly unstable, with rapid mass loss and thermal pulses that increase the size and luminosity for a few hundred years every 100,000 years or so. The thermal pulses become larger each time, with the later pulses pushing the luminosity to as much as 5,000 times the current level and the radius to over 1 AU.[140] According to a 2008 model, Earth's orbit is shrinking due to tidal forces (and, eventually, drag from the lower chromosphere), so that it will be engulfed by the Sun near the tip of the red giant branch phase, 1 and 3.8 million years after Mercury and Venus have respectively suffered the same fate. Models vary depending on the rate and timing of mass loss. Models that have higher mass loss on the red-giant branch produce smaller, less luminous stars at the tip of the asymptotic giant branch, perhaps only 2,000 times the luminosity and less than 200 times the radius.[137] For the Sun, four thermal pulses are predicted before it completely loses its outer envelope and starts to make a planetary nebula. By the end of that phase—lasting approximately 500,000 years—the Sun will only have about half of its current mass.

The post-asymptotic-giant-branch evolution is even faster. The luminosity stays approximately constant as the temperature increases, with the ejected half of the Sun's mass becoming ionised into a planetary nebula as the exposed core reaches 30,000 K. The final naked core, a white dwarf, will have a temperature of over 100,000 K, and contain an estimated 54.05% of the Sun's present day mass.[137] The planetary nebula will disperse in about 10,000 years, but the white dwarf will survive for trillions of years before fading to a hypothetical black dwarf.[141][142]

Motion and location

Illustration of the Milky Way, showing the location of the Sun

The Sun lies close to the inner rim of the Milky Way's Orion Arm, in the Local Interstellar Cloud or the Gould Belt, at a distance of 7.5–8.5 kpc (25,000–28,000 light-years) from the Galactic Center.[143][144] [145][146][147][148] The Sun is contained within the Local Bubble, a space of rarefied hot gas, possibly produced by the supernova remnant Geminga,[149] or multiple supernovae in subgroup B1 of the Pleiades moving group.[150] The distance between the local arm and the next arm out, the Perseus Arm, is about 6,500 light-years.[151] The Sun, and thus the Solar System, is found in what scientists call the galactic habitable zone. The Apex of the Sun's Way, or the solar apex, is the direction that the Sun travels relative to other nearby stars. This motion is towards a point in the constellation Hercules, near the star Vega. Of the 50 nearest stellar systems within 17 light-years from Earth (the closest being the red dwarf Proxima Centauri at approximately 4.2 light-years), the Sun ranks fourth in mass.[152]

Orbit in Milky Way

The Sun orbits the center of the Milky Way, and it is presently moving in the direction of the constellation of Cygnus. A simple model of the motion of a star in the galaxy gives the galactic coordinates X, Y, and Z as:

where U, V, and W are the respective velocities with respect to the local standard of rest, A and B are the Oort constants, is the angular velocity of galactic rotation for the local standard of rest, is the "epicyclic frequency", and ν is the vertical oscillation frequency.[153] For the sun, the present values of U, V, and W are estimated as km/s, and estimates for the other constants are A = 15.5 km/s/kpc, B = −12.2 km/s/kpc, κ = 37 km/s/kpc, and ν=74 km/s/kpc. We take X(0) and Y(0) to be zero and Z(0) is estimated to be 17 parsecs.[154] This model implies that the sun circulates around a point that is itself going around the galaxy. The period of the sun's circulation around the point is . which, using the equivalence that a parsec equals 1 km/s times 0.978 million years, comes to 166 million years, shorter than the time it takes for the point to go around the galaxy. In the (X, Y) coordinates, the sun describes an ellipse around the point, whose length in the Y direction is

and whose width in the X direction is

The ratio of length to width of this ellipse, the same for all stars in our neighborhood, is The moving point is presently at

The oscillation in the Z direction takes the sun

above the galactic plane and the same distance below it, with a period of or 83 million years, approximately 2.7 times per orbit.[155] Although is 222 million years, the value of at the point around which the sun circulates is

(see Oort constants), corresponding to 235 million years, and this is the time that the point takes to go once around the galaxy. Other stars with the same value of have take the same amount of time to go around the galaxy as the sun and thus remain in the same general vicinity as the sun.

The Sun's orbit around the Milky Way is perturbed due to the non-uniform mass distribution in Milky Way, such as that in and between the galactic spiral arms. It has been argued that the Sun's passage through the higher density spiral arms often coincides with mass extinctions on Earth, perhaps due to increased impact events.[156] It takes the Solar System about 225–250 million years to complete one orbit through the Milky Way (a galactic year),[157] so it is thought to have completed 20–25 orbits during the lifetime of the Sun. The orbital speed of the Solar System about the center of the Milky Way is approximately 251 km/s (156 mi/s).[158] At this speed, it takes around 1,190 years for the Solar System to travel a distance of 1 light-year, or 7 days to travel 1 AU.[159]

The Milky Way is moving with respect to the cosmic microwave background radiation (CMB) in the direction of the constellation Hydra with a speed of 550 km/s, and the Sun's resultant velocity with respect to the CMB is about 370 km/s in the direction of Crater or Leo.[160]

Theoretical problems

Map of the full Sun by STEREO and SDO spacecraft

Coronal heating problem

The temperature of the photosphere is approximately 6,000 K, whereas the temperature of the corona reaches 1,000,000–2,000,000 K.[101] The high temperature of the corona shows that it is heated by something other than direct heat conduction from the photosphere.[103]

It is thought that the energy necessary to heat the corona is provided by turbulent motion in the convection zone below the photosphere, and two main mechanisms have been proposed to explain coronal heating.[101] The first is wave heating, in which sound, gravitational or magnetohydrodynamic waves are produced by turbulence in the convection zone.[101] These waves travel upward and dissipate in the corona, depositing their energy in the ambient matter in the form of heat.[161] The other is magnetic heating, in which magnetic energy is continuously built up by photospheric motion and released through magnetic reconnection in the form of large solar flares and myriad similar but smaller events—nanoflares.[162]

Currently, it is unclear whether waves are an efficient heating mechanism. All waves except Alfvén waves have been found to dissipate or refract before reaching the corona.[163] In addition, Alfvén waves do not easily dissipate in the corona. Current research focus has therefore shifted towards flare heating mechanisms.[101]

Faint young Sun problem

Theoretical models of the Sun's development suggest that 3.8 to 2.5 billion years ago, during the Archean eon, the Sun was only about 75% as bright as it is today. Such a weak star would not have been able to sustain liquid water on Earth's surface, and thus life should not have been able to develop. However, the geological record demonstrates that Earth has remained at a fairly constant temperature throughout its history, and that the young Earth was somewhat warmer than it is today. One theory among scientists is that the atmosphere of the young Earth contained much larger quantities of greenhouse gases (such as carbon dioxide, methane) than are present today, which trapped enough heat to compensate for the smaller amount of solar energy reaching it.[164]

However, examination of Archaean sediments appears inconsistent with the hypothesis of high greenhouse concentrations. Instead, the moderate temperature range may be explained by a lower surface albedo brought about by less continental area and the "lack of biologically induced cloud condensation nuclei". This would have led to increased absorption of solar energy, thereby compensating for the lower solar output.[165]

History of observation

The enormous effect of the Sun on Earth has been recognized since prehistoric times, and the Sun has been regarded by some cultures as a deity.

Early understanding

The Trundholm sun chariot pulled by a horse is a sculpture believed to be illustrating an important part of Nordic Bronze Age mythology. The sculpture is probably from around 1350 BC. It is displayed at the National Museum of Denmark.

The Sun has been an object of veneration in many cultures throughout human history. Humanity's most fundamental understanding of the Sun is as the luminous disk in the sky, whose presence above the horizon creates day and whose absence causes night. In many prehistoric and ancient cultures, the Sun was thought to be a solar deity or other supernatural entity. Worship of the Sun was central to civilizations such as the ancient Egyptians, the Inca of South America and the Aztecs of what is now Mexico. In religions such as Hinduism, the Sun is still considered a god. Many ancient monuments were constructed with solar phenomena in mind; for example, stone megaliths accurately mark the summer or winter solstice (some of the most prominent megaliths are located in Nabta Playa, Egypt; Mnajdra, Malta and at Stonehenge, England); Newgrange, a prehistoric human-built mount in Ireland, was designed to detect the winter solstice; the pyramid of El Castillo at Chichén Itzá in Mexico is designed to cast shadows in the shape of serpents climbing the pyramid at the vernal and autumnal equinoxes.

The Egyptians portrayed the god Ra as being carried across the sky in a solar barque, accompanied by lesser gods, and to the Greeks, he was Helios, carried by a chariot drawn by fiery horses. From the reign of Elagabalus in the late Roman Empire the Sun's birthday was a holiday celebrated as Sol Invictus (literally "Unconquered Sun") soon after the winter solstice, which may have been an antecedent to Christmas. Regarding the fixed stars, the Sun appears from Earth to revolve once a year along the ecliptic through the zodiac, and so Greek astronomers categorized it as one of the seven planets (Greek planetes, "wanderer"); the naming of the days of the weeks after the seven planets dates to the Roman era.[166][167][168]

Development of scientific understanding

In the early first millennium BC, Babylonian astronomers observed that the Sun's motion along the ecliptic is not uniform, though they did not know why; it is today known that this is due to the movement of Earth in an elliptic orbit around the Sun, with Earth moving faster when it is nearer to the Sun at perihelion and moving slower when it is farther away at aphelion.[169]

One of the first people to offer a scientific or philosophical explanation for the Sun was the Greek philosopher Anaxagoras. He reasoned that it was not the chariot of Helios, but instead a giant flaming ball of metal even larger than the land of the Peloponnesus and that the Moon reflected the light of the Sun.[170] For teaching this heresy, he was imprisoned by the authorities and sentenced to death, though he was later released through the intervention of Pericles. Eratosthenes estimated the distance between Earth and the Sun in the 3rd century BC as "of stadia myriads 400 and 80000", the translation of which is ambiguous, implying either 4,080,000 stadia (755,000 km) or 804,000,000 stadia (148 to 153 million kilometers or 0.99 to 1.02 AU); the latter value is correct to within a few percent. In the 1st century AD, Ptolemy estimated the distance as 1,210 times the radius of Earth, approximately 7.71 million kilometers (0.0515 AU).[171]

The theory that the Sun is the center around which the planets orbit was first proposed by the ancient Greek Aristarchus of Samos in the 3rd century BC, and later adopted by Seleucus of Seleucia (see Heliocentrism). This view was developed in a more detailed mathematical model of a heliocentric system in the 16th century by Nicolaus Copernicus.

Observations of sunspots were recorded during the Han Dynasty (206 BC–AD 220) by Chinese astronomers, who maintained records of these observations for centuries. Averroes also provided a description of sunspots in the 12th century.[172] The invention of the telescope in the early 17th century permitted detailed observations of sunspots by Thomas Harriot, Galileo Galilei and other astronomers. Galileo posited that sunspots were on the surface of the Sun rather than small objects passing between Earth and the Sun.[173]

Arabic astronomical contributions include Albatenius' discovery that the direction of the Sun's apogee (the place in the Sun's orbit against the fixed stars where it seems to be moving slowest) is changing.[174] (In modern heliocentric terms, this is caused by a gradual motion of the aphelion of the Earth's orbit). Ibn Yunus observed more than 10,000 entries for the Sun's position for many years using a large astrolabe.[175]

Sol, the Sun, from a 1550 edition of Guido Bonatti's Liber astronomiae.

From an observation of a transit of Venus in 1032, the Persian astronomer and polymath Avicenna concluded that Venus is closer to Earth than the Sun.[176] In 1672 Giovanni Cassini and Jean Richer determined the distance to Mars and were thereby able to calculate the distance to the Sun.

In 1666, Isaac Newton observed the Sun's light using a prism, and showed that it is made up of light of many colors.[177] In 1800, William Herschel discovered infrared radiation beyond the red part of the solar spectrum.[178] The 19th century saw advancement in spectroscopic studies of the Sun; Joseph von Fraunhofer recorded more than 600 absorption lines in the spectrum, the strongest of which are still often referred to as Fraunhofer lines. In the early years of the modern scientific era, the source of the Sun's energy was a significant puzzle. Lord Kelvin suggested that the Sun is a gradually cooling liquid body that is radiating an internal store of heat.[179] Kelvin and Hermann von Helmholtz then proposed a gravitational contraction mechanism to explain the energy output, but the resulting age estimate was only 20 million years, well short of the time span of at least 300 million years suggested by some geological discoveries of that time.[179][180] In 1890 Joseph Lockyer, who discovered helium in the solar spectrum, proposed a meteoritic hypothesis for the formation and evolution of the Sun.[181]

Not until 1904 was a documented solution offered. Ernest Rutherford suggested that the Sun's output could be maintained by an internal source of heat, and suggested radioactive decay as the source.[182] However, it would be Albert Einstein who would provide the essential clue to the source of the Sun's energy output with his mass-energy equivalence relation E = mc2.[183] In 1920, Sir Arthur Eddington proposed that the pressures and temperatures at the core of the Sun could produce a nuclear fusion reaction that merged hydrogen (protons) into helium nuclei, resulting in a production of energy from the net change in mass.[184] The preponderance of hydrogen in the Sun was confirmed in 1925 by Cecilia Payne using the ionization theory developed by Meghnad Saha, an Indian physicist. The theoretical concept of fusion was developed in the 1930s by the astrophysicists Subrahmanyan Chandrasekhar and Hans Bethe. Hans Bethe calculated the details of the two main energy-producing nuclear reactions that power the Sun.[185][186] In 1957, Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler and Fred Hoyle showed that most of the elements in the universe have been synthesized by nuclear reactions inside stars, some like the Sun.[187]

Solar space missions

The Sun giving out a large geomagnetic storm on 1:29 pm, EST, 13 March 2012
A lunar transit of the Sun captured during calibration of STEREO B's ultraviolet imaging cameras[188]

The first satellites designed to observe the Sun were NASA's Pioneers 5, 6, 7, 8 and 9, which were launched between 1959 and 1968. These probes orbited the Sun at a distance similar to that of Earth, and made the first detailed measurements of the solar wind and the solar magnetic field. Pioneer 9 operated for a particularly long time, transmitting data until May 1983.[189][190]

In the 1970s, two Helios spacecraft and the Skylab Apollo Telescope Mount provided scientists with significant new data on solar wind and the solar corona. The Helios 1 and 2 probes were U.S.–German collaborations that studied the solar wind from an orbit carrying the spacecraft inside Mercury's orbit at perihelion.[191] The Skylab space station, launched by NASA in 1973, included a solar observatory module called the Apollo Telescope Mount that was operated by astronauts resident on the station.[102] Skylab made the first time-resolved observations of the solar transition region and of ultraviolet emissions from the solar corona.[102] Discoveries included the first observations of coronal mass ejections, then called "coronal transients", and of coronal holes, now known to be intimately associated with the solar wind.[191]

Coronal hole on the Sun forms a question mark (22 December 2017)

In 1980, the Solar Maximum Mission was launched by NASA. This spacecraft was designed to observe gamma rays, X-rays and UV radiation from solar flares during a time of high solar activity and solar luminosity. Just a few months after launch, however, an electronics failure caused the probe to go into standby mode, and it spent the next three years in this inactive state. In 1984 Space Shuttle Challenger mission STS-41C retrieved the satellite and repaired its electronics before re-releasing it into orbit. The Solar Maximum Mission subsequently acquired thousands of images of the solar corona before re-entering Earth's atmosphere in June 1989.[192]

Launched in 1991, Japan's Yohkoh (Sunbeam) satellite observed solar flares at X-ray wavelengths. Mission data allowed scientists to identify several different types of flares, and demonstrated that the corona away from regions of peak activity was much more dynamic and active than had previously been supposed. Yohkoh observed an entire solar cycle but went into standby mode when an annular eclipse in 2001 caused it to lose its lock on the Sun. It was destroyed by atmospheric re-entry in 2005.[193]

One of the most important solar missions to date has been the Solar and Heliospheric Observatory, jointly built by the European Space Agency and NASA and launched on 2 December 1995.[102] Originally intended to serve a two-year mission, a mission extension through 2012 was approved in October 2009.[194] It has proven so useful that a follow-on mission, the Solar Dynamics Observatory (SDO), was launched in February 2010.[195] Situated at the Lagrangian point between Earth and the Sun (at which the gravitational pull from both is equal), SOHO has provided a constant view of the Sun at many wavelengths since its launch.[102] Besides its direct solar observation, SOHO has enabled the discovery of a large number of comets, mostly tiny sungrazing comets that incinerate as they pass the Sun.[196]

A solar prominence erupts in August 2012, as captured by SDO

All these satellites have observed the Sun from the plane of the ecliptic, and so have only observed its equatorial regions in detail. The Ulysses probe was launched in 1990 to study the Sun's polar regions. It first travelled to Jupiter, to "slingshot" into an orbit that would take it far above the plane of the ecliptic. Once Ulysses was in its scheduled orbit, it began observing the solar wind and magnetic field strength at high solar latitudes, finding that the solar wind from high latitudes was moving at about 750 km/s, which was slower than expected, and that there were large magnetic waves emerging from high latitudes that scattered galactic cosmic rays.[197]

Elemental abundances in the photosphere are well known from spectroscopic studies, but the composition of the interior of the Sun is more poorly understood. A solar wind sample return mission, Genesis, was designed to allow astronomers to directly measure the composition of solar material.[198]

The Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) mission was launched in October 2006. Two identical spacecraft were launched into orbits that cause them to (respectively) pull further ahead of and fall gradually behind Earth. This enables stereoscopic imaging of the Sun and solar phenomena, such as coronal mass ejections.[199][200]

The Indian Space Research Organisation has scheduled the launch of a 100 kg satellite named Aditya for 2017–18. Its main instrument will be a coronagraph for studying the dynamics of the Solar corona.[201]

Observation and effects

During certain atmospheric conditions, the Sun becomes clearly visible to the naked eye, and can be observed without stress to the eyes. Click on this photo to see the full cycle of a sunset, as observed from the high plains of the Mojave Desert.
The Sun, as seen from low Earth orbit overlooking the International Space Station. This sunlight is not filtered by the lower atmosphere, which blocks much of the solar spectrum

The brightness of the Sun can cause pain from looking at it with the naked eye; however, doing so for brief periods is not hazardous for normal non-dilated eyes.[202][203] Looking directly at the Sun causes phosphene visual artifacts and temporary partial blindness. It also delivers about 4 milliwatts of sunlight to the retina, slightly heating it and potentially causing damage in eyes that cannot respond properly to the brightness.[204][205] UV exposure gradually yellows the lens of the eye over a period of years, and is thought to contribute to the formation of cataracts, but this depends on general exposure to solar UV, and not whether one looks directly at the Sun.[206] Long-duration viewing of the direct Sun with the naked eye can begin to cause UV-induced, sunburn-like lesions on the retina after about 100 seconds, particularly under conditions where the UV light from the Sun is intense and well focused;[207][208] conditions are worsened by young eyes or new lens implants (which admit more UV than aging natural eyes), Sun angles near the zenith, and observing locations at high altitude.

Viewing the Sun through light-concentrating optics such as binoculars may result in permanent damage to the retina without an appropriate filter that blocks UV and substantially dims the sunlight. When using an attenuating filter to view the Sun, the viewer is cautioned to use a filter specifically designed for that use. Some improvised filters that pass UV or IR rays, can actually harm the eye at high brightness levels.[209] Herschel wedges, also called Solar Diagonals, are effective and inexpensive for small telescopes. The sunlight that is destined for the eyepiece is reflected from an unsilvered surface of a piece of glass. Only a very small fraction of the incident light is reflected. The rest passes through the glass and leaves the instrument. If the glass breaks because of the heat, no light at all is reflected, making the device fail-safe. Simple filters made of darkened glass allow the full intensity of sunlight to pass through if they break, endangering the observer's eyesight. Unfiltered binoculars can deliver hundreds of times as much energy as using the naked eye, possibly causing immediate damage. It is claimed that even brief glances at the midday Sun through an unfiltered telescope can cause permanent damage.[210]

Partial solar eclipses are hazardous to view because the eye's pupil is not adapted to the unusually high visual contrast: the pupil dilates according to the total amount of light in the field of view, not by the brightest object in the field. During partial eclipses most sunlight is blocked by the Moon passing in front of the Sun, but the uncovered parts of the photosphere have the same surface brightness as during a normal day. In the overall gloom, the pupil expands from ~2 mm to ~6 mm, and each retinal cell exposed to the solar image receives up to ten times more light than it would looking at the non-eclipsed Sun. This can damage or kill those cells, resulting in small permanent blind spots for the viewer.[211] The hazard is insidious for inexperienced observers and for children, because there is no perception of pain: it is not immediately obvious that one's vision is being destroyed.

A sunrise

During sunrise and sunset, sunlight is attenuated because of Rayleigh scattering and Mie scattering from a particularly long passage through Earth's atmosphere,[212] and the Sun is sometimes faint enough to be viewed comfortably with the naked eye or safely with optics (provided there is no risk of bright sunlight suddenly appearing through a break between clouds). Hazy conditions, atmospheric dust, and high humidity contribute to this atmospheric attenuation.[213]

An optical phenomenon, known as a green flash, can sometimes be seen shortly after sunset or before sunrise. The flash is caused by light from the Sun just below the horizon being bent (usually through a temperature inversion) towards the observer. Light of shorter wavelengths (violet, blue, green) is bent more than that of longer wavelengths (yellow, orange, red) but the violet and blue light is scattered more, leaving light that is perceived as green.[214]

Ultraviolet light from the Sun has antiseptic properties and can be used to sanitize tools and water. It also causes sunburn, and has other biological effects such as the production of vitamin D and sun tanning. Ultraviolet light is strongly attenuated by Earth's ozone layer, so that the amount of UV varies greatly with latitude and has been partially responsible for many biological adaptations, including variations in human skin color in different regions of the globe.[215]

Planetary system

The Sun has eight known planets. This includes four terrestrial planets (Mercury, Venus, Earth, and Mars), two gas giants (Jupiter and Saturn), and two ice giants (Uranus and Neptune). The Solar System also has at least five dwarf planets, an asteroid belt, numerous comets, and a large number of icy bodies which lie beyond the orbit of Neptune.

See also

Notes

  1. ^ a b c All numbers in this article are short scale. One billion is 109, or 1,000,000,000.
  2. ^ In astronomical sciences, the term heavy elements (or metals) refers to all elements except hydrogen and helium.
  3. ^ Hydrothermal vent communities live so deep under the sea that they have no access to sunlight. Bacteria instead use sulfur compounds as an energy source, via chemosynthesis.
  4. ^ 1.88 Gcd/m2 is calculated from the solar illuminance of 128000 lux (see sunlight) times the square of the distance to the center of the Sun, divided by the cross sectional area of the Sun. 1.44 Gcd/m2 is calculated using 98000 lux.
  5. ^ A 50 kg adult human has a volume of about 0.05 m3, which corresponds to 13.8 watts, at the volumetric power of the solar center. This is 285 kcal/day, about 10% of the actual average caloric intake and output for humans in non-stressful conditions.
  6. ^ Earth's atmosphere near sea level has a particle density of about 2×1025 m−3.

References

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r Williams, D. R. (1 July 2013). "Sun Fact Sheet". NASA Goddard Space Flight Center. Archived from the original on 15 July 2010. Retrieved 12 August 2013.
  2. ^ Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press.
  3. ^ Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A. J. (2006). "The new solar abundances – Part I: the observations". Communications in Asteroseismology. 147: 76–79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76.
  4. ^ "Eclipse 99: Frequently Asked Questions". NASA. Archived from the original on 27 May 2010. Retrieved 24 October 2010.
  5. ^ Hinshaw, G.; et al. (2009). "Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (2): 225–245. arXiv:0803.0732. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225.
  6. ^ Mamajek, E.E.; Prsa, A.; Torres, G.; et, al. (2015), "IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties", arXiv:1510.07674 [astro-ph.SR]
  7. ^ Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff R.; Bush, Rock I.; Scholl, Isabelle F. (2012), "Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits", The Astrophysical Journal, 750 (2): 135, arXiv:1203.4898, Bibcode:2012ApJ...750..135E, doi:10.1088/0004-637X/750/2/135
  8. ^ a b c d e f g h i j k l "Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures". NASA. Archived from the original on 2 January 2008.
  9. ^ Ko, M. (1999). Elert, G., ed. "Density of the Sun". The Physics Factbook.
  10. ^ a b c Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 1115–1118. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749.
  11. ^ Connelly, JN; Bizzarro, M; Krot, AN; Nordlund, Å; Wielandt, D; Ivanova, MA (2 November 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. Retrieved 17 March 2014.(registration required)
  12. ^ a b Seidelmann, P. K.; et al. (2000). "Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000". Retrieved 22 March 2006.
  13. ^ "The Sun's Vital Statistics". Stanford Solar Center. Retrieved 29 July 2008. Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. p. 37. NASA SP-402.
  14. ^ "How Round is the Sun?". NASA. 2 October 2008. Retrieved 7 March 2011.
  15. ^ "First Ever STEREO Images of the Entire Sun". NASA. 6 February 2011. Retrieved 7 March 2011.
  16. ^ a b Charbonneau, P. (2014). "Solar Dynamo Theory". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 52: 251–290. Bibcode:2014ARA&A..52..251C. doi:10.1146/annurev-astro-081913-040012.
  17. ^ Woolfson, M. (2000). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.
  18. ^ a b Basu, S.; Antia, H. M. (2008). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports. 457 (5–6): 217–283. arXiv:0711.4590. Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002.
  19. ^ Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 November 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107): 651–655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187.
  20. ^ Barnhart, R. K. (1995). The Barnhart Concise Dictionary of Etymology. HarperCollins. p. 776. ISBN 978-0-06-270084-1.
  21. ^ a b c Mallory, J. P. (1989). In Search of the Indo-Europeans: Language, Archaeology and Myth. Thames & Hudson. p. 129. ISBN 978-0-500-27616-7.
  22. ^ "Opportunity's View, Sol 959 (Vertical)". NASA. 15 November 2006. Retrieved 1 August 2007.
  23. ^ Little, W; Fowler, H. W.; Coulson, J. "Sol". Oxford Universal Dictionary on Historical Principles (3rd ed.). ASIN B000QS3QVQ.
  24. ^ "Sol". Merriam-Webster. Retrieved 19 July 2009.
  25. ^ Allison, M.; Schmunk, R. (8 August 2012). "Technical Notes on Mars Solar Time as Adopted by the Mars24 Sunclock". NASA/GISS. Retrieved 16 September 2012.
  26. ^ Barnhart, R. K. (1995). The Barnhart Concise Dictionary of Etymology. HarperCollins. p. 778. ISBN 978-0-06-270084-1.
  27. ^ Coleman, J. A.; Davidson, George (2015). The Dictionary of Mythology: An A-Z of Themes, Legends, and Heroes. London, England: Arcturus Publishing Limited. p. 316. ISBN 978-1-78404-478-7.
  28. ^ a b c d e f Black, Jeremy; Green, Anthony (1992). Gods, Demons and Symbols of Ancient Mesopotamia: An Illustrated Dictionary. The British Museum Press. pp. 182–184. ISBN 978-0-7141-1705-8.
  29. ^ a b c Nemet-Nejat, Karen Rhea (1998), Daily Life in Ancient Mesopotamia, Daily Life, Greenwood, p. 203, ISBN 978-0313294976
  30. ^ Teeter, Emily (2011). Religion and Ritual in Ancient Egypt. New York: Cambridge University Press. ISBN 9780521848558.
  31. ^ Frankfort, Henri (2011). Ancient Egyptian Religion: an Interpretation. Dover Publications. ISBN 978-0486411385.
  32. ^ a b c Dexter, Miriam Robbins (1984). "Proto-Indo-European Sun Maidens and Gods of the Moon". Mankind Quarterly. 25 (1 & 2): 137–144.
  33. ^ Mallory, James P.; Adams, Douglas Q., eds. (1997). Encyclopedia of Indo-European Culture. London: Routledge. ISBN 978-1-884964-98-5. (EIEC).
  34. ^ Burkert, Walter (1985). Greek Religion. Cambridge, Massachusetts: Harvard University Press. p. 120. ISBN 978-0-674-36281-9.
  35. ^ Bible, Book of Malachi, King James Version
  36. ^ Spargo, Emma Jane Marie (1953). The Category of the Aesthetic in the Philosophy of Saint Bonaventure. St. Bonaventure, New York; E. Nauwelaerts, Louvain, Belgium; F. Schöningh, Paderborn, Germany: The Franciscan Institute. p. 86.
  37. ^ Owen Chadwick (1998). A History of Christianity. St. Martin's Press. p. 22. ISBN 9780312187231.
  38. ^ a b Townsend, Richard (1979). State and Cosmos in the Art of Tenochtitlan. Washington D.C.: Dumbarton Oaks. p. 66.
  39. ^ a b Roberts, Jeremy (2010). Japanese Mythology A To Z (2nd ed.). New York: Chelsea House Publishers. pp. 4–5. ISBN 978-1604134353.
  40. ^ Wheeler, Post (1952). The Sacred Scriptures of the Japanese. New York: Henry Schuman. pp. 393–395. ISBN 978-1425487874.
  41. ^ Than, K. (2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". Space.com. Retrieved 1 August 2007.
  42. ^ Lada, C. J. (2006). "Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single". Astrophysical Journal Letters. 640 (1): L63–L66. arXiv:astro-ph/0601375. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158.
  43. ^ a b Zeilik, M. A.; Gregory, S. A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. p. 322. ISBN 978-0-03-006228-5.
  44. ^ Falk, S. W.; Lattmer, J. M.; Margolis, S. H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature. 270 (5639): 700–701. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0.
  45. ^ Burton, W. B. (1986). "Stellar parameters". Space Science Reviews. 43 (3–4): 244–250. doi:10.1007/BF00190626.
  46. ^ Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars". Astronomy and Astrophysics. 333: 231–250. Bibcode:1998A&A...333..231B.
  47. ^ "Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020". US Naval Observatory. 31 January 2008. Retrieved 17 July 2009.
  48. ^ Simon, A. (2001). The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. pp. 25–27. ISBN 978-0-684-85618-6.
  49. ^ Beer, J.; McCracken, K.; von Steiger, R. (2012). Cosmogenic Radionuclides: Theory and Applications in the Terrestrial and Space Environments. Springer Science+Business Media. p. 41. ISBN 978-3-642-14651-0.
  50. ^ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. p. 73. ISBN 978-0-521-39788-9.
  51. ^ Godier, S.; Rozelot, J.-P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface" (PDF). Astronomy and Astrophysics. 355: 365–374. Bibcode:2000A&A...355..365G.
  52. ^ Jones, G. (16 August 2012). "Sun is the most perfect sphere ever observed in nature". The Guardian. Retrieved 19 August 2013.
  53. ^ Schutz, B. F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. pp. 98–99. ISBN 978-0-521-45506-0.
  54. ^ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 78–79. ISBN 978-0-521-39788-9.
  55. ^ "Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present". Archived from the original on 22 August 2011. Retrieved 5 October 2005.
  56. ^ El-Sharkawi, Mohamed A. (2005). Electric energy. CRC Press. pp. 87–88. ISBN 978-0-8493-3078-0.
  57. ^ "Solar radiation" (PDF).
  58. ^ "Reference Solar Spectral Irradiance: Air Mass 1.5". Retrieved 12 November 2009.
  59. ^ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 14–15, 34–38. ISBN 978-0-521-39788-9.
  60. ^ "What Color is the Sun?". Universe Today. Retrieved 23 May 2016.
  61. ^ "What Color is the Sun?". Stanford Solar Center. Retrieved 23 May 2016.
  62. ^ Wilk, S. R. (2009). "The Yellow Sun Paradox". Optics & Photonics News: 12–13. Archived from the original on 2012-06-18.
  63. ^ a b c Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  64. ^ Karl S. Kruszelnicki (17 April 2012). "Dr Karl's Great Moments In Science: Lazy Sun is less energetic than compost". Australian Broadcasting Corporation. Retrieved 25 February 2014. Every second, the Sun burns 620 million tonnes of hydrogen...
  65. ^ a b Lodders, Katharina (10 July 2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). The Astrophysical Journal. 591 (2): 1220–1247. Bibcode:2003ApJ...591.1220L. doi:10.1086/375492.
    Lodders, K. (2003). "Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). Meteoritics & Planetary Science. 38 (suppl): 5272. Bibcode:2003M&PSA..38.5272L.
  66. ^ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. pp. 19–20. ISBN 978-0-387-20089-7.
  67. ^ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. pp. 77–78. ISBN 978-0-387-20089-7.
  68. ^ Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. § 9.2.3. ISBN 978-0-387-20089-7.
  69. ^ Iben, I Jnr (1965) "Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M_{sun} Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning". (Astrophysical Journal, vol. 142, p.1447)
  70. ^ Aller, L.H. (1968). "The chemical composition of the Sun and the solar system". Proceedings of the Astronomical Society of Australia. 1 (4): 133. Bibcode:1968PASAu...1..133A. doi:10.1017/S1323358000011048.
  71. ^ a b c Biemont, E. (1978). "Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 184 (4): 683–694. Bibcode:1978MNRAS.184..683B. doi:10.1093/mnras/184.4.683.
  72. ^ Ross and Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge and Engvold 1977, cited in Biemont 1978.
  73. ^ Corliss and Bozman (1962 cited in Biemont 1978) and Warner (1967 cited in Biemont 1978)
  74. ^ Smith (1976 cited in Biemont 1978)
  75. ^ Signer and Suess 1963; Manuel 1967; Marti 1969; Kuroda and Manuel 1970; Srinivasan and Manuel 1971, all cited in Manuel and Hwaung 1983
  76. ^ Kuroda and Manuel 1970 cited in Manuel and Hwaung 1983:7
  77. ^ a b Manuel, O. K.; Hwaung, G. (1983). "Solar abundances of the elements". Meteoritics. 18 (3): 209–222. Bibcode:1983Metic..18..209M. doi:10.1111/j.1945-5100.1983.tb00822.x.
  78. ^ a b García, R.; et al. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science. 316 (5831): 1591–1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682.
  79. ^ Basu, S.; et al. (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal. 699 (2): 1403–1417. arXiv:0905.0651. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403.
  80. ^ a b c d e f g "NASA/Marshall Solar Physics". Marshall Space Flight Center. 18 January 2007. Retrieved 11 July 2009.
  81. ^ Broggini, C. (2003). Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy. XXIII Physics in Collisions Conference. Zeuthen, Germany. p. 21. arXiv:astro-ph/0308537. Bibcode:2003phco.conf...21B.
  82. ^ Goupil, M. J.; Lebreton, Y.; Marques, J. P.; Samadi, R.; Baudin, F. (2011). "Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns". Journal of Physics: Conference Series. 271 (1): 012031. arXiv:1102.0247. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031.
  83. ^ Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 15–34. ISBN 978-0-691-05781-1.
  84. ^ Shu, F. H. (1982). The Physical Universe: An Introduction to Astronomy. University Science Books. p. 102. ISBN 978-0-935702-05-7.
  85. ^ "Ask Us: Sun". Cosmicopia. NASA. 2012. Retrieved 13 July 2017.
  86. ^ Cohen, H. (9 November 1998). "Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun". Contemporary Physics Education Project. Archived from the original on 29 November 2001. Retrieved 30 August 2011.
  87. ^ "Lazy Sun is less energetic than compost". 17 April 2012.
  88. ^ Haubold, H. J.; Mathai, A. M. (1994). "Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment". AIP Conference Proceedings. 320 (1994): 102–116. arXiv:astro-ph/9405040. Bibcode:1995AIPC..320..102H. CiteSeerX 10.1.1.254.6033. doi:10.1063/1.47009.
  89. ^ Myers, S. T. (18 February 1999). "Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium". Introduction to Astrophysics II. Retrieved 15 July 2009.
  90. ^ a b c d e "Sun". World Book at NASA. NASA. Archived from the original on 10 May 2013. Retrieved 10 October 2012.
  91. ^ Tobias, S. M. (2005). "The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo". In A. M. Soward; et al. Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics. CRC Press. pp. 193–235. ISBN 978-0-8493-3355-2.
  92. ^ Mullan, D. J (2000). "Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona". In Page, D.; Hirsch, J.G. From the Sun to the Great Attractor. Springer. p. 22. ISBN 978-3-540-41064-5.
  93. ^ a b c d e f g Abhyankar, K. D. (1977). "A Survey of the Solar Atmospheric Models". Bulletin of the Astronomical Society of India. 5: 40–44. Bibcode:1977BASI....5...40A.
  94. ^ Gibson, E. G. (1973). The Quiet Sun. NASA. ASIN B0006C7RS0.
  95. ^ Shu, F. H. (1991). The Physics of Astrophysics. 1. University Science Books. ISBN 978-0-935702-64-4.
  96. ^ Rast, M.; Nordlund, Å.; Stein, R.; Toomre, J. (1993). "Ionization Effects in Three-Dimensional Solar Granulation Simulations". The Astrophysical Journal Letters. 408 (1): L53–L56. Bibcode:1993ApJ...408L..53R. doi:10.1086/186829.
  97. ^ Parnel, C. "Discovery of Helium". University of St Andrews. Retrieved 22 March 2006.
  98. ^ Solanki, S. K.; Livingston, W.; Ayres, T. (1994). "New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere". Science. 263 (5143): 64–66. Bibcode:1994Sci...263...64S. doi:10.1126/science.263.5143.64. PMID 17748350.
  99. ^ De Pontieu, B.; et al. (2007). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science. 318 (5856): 1574–77. Bibcode:2007Sci...318.1574D. doi:10.1126/science.1151747. PMID 18063784.
  100. ^ a b c Hansteen, V. H.; Leer, E.; Holzer, T. E. (1997). "The role of helium in the outer solar atmosphere". The Astrophysical Journal. 482 (1): 498–509. Bibcode:1997ApJ...482..498H. doi:10.1086/304111.
  101. ^ a b c d e f g Erdèlyi, R.; Ballai, I. (2007). "Heating of the solar and stellar coronae: a review". Astron. Nachr. 328 (8): 726–733. Bibcode:2007AN....328..726E. doi:10.1002/asna.200710803.
  102. ^ a b c d e Dwivedi, B. N. (2006). "Our ultraviolet Sun" (PDF). Current Science. 91 (5): 587–595.
  103. ^ a b c d e f g Russell, C. T. (2001). "Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial". In Song, Paul; Singer, Howard J.; Siscoe, George L. Space Weather (Geophysical Monograph) (PDF). American Geophysical Union. pp. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4.
  104. ^ A. G, Emslie; J. A., Miller (2003). "Particle Acceleration". In Dwivedi, B. N. Dynamic Sun. Cambridge University Press. p. 275. ISBN 978-0-521-81057-9.
  105. ^ "A Star with two North Poles". Science @ NASA. NASA. 22 April 2003. Archived from the original on 18 July 2009.
  106. ^ Riley, P.; Linker, J. A.; Mikić, Z. (2002). "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations" (PDF). Journal of Geophysical Research. 107 (A7): SSH 8–1. Bibcode:2002JGRA..107.1136R. doi:10.1029/2001JA000299. CiteID 1136. Archived from the original (PDF) on 14 August 2009.
  107. ^ "The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass" (Press release). European Space Agency. 2005. Retrieved 22 March 2006.
  108. ^ Anderson, Rupert W. (2015). The Cosmic Compendium: Interstellar Travel. pp. 163–4. ISBN 9781329022027.
  109. ^ "Ancient sunlight". Technology Through Time. NASA. 2007. Retrieved 24 June 2009.
  110. ^ Stix, M. (2003). "On the time scale of energy transport in the sun". Solar Physics. 212 (1): 3–6. Bibcode:2003SoPh..212....3S. doi:10.1023/A:1022952621810.
  111. ^ Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. 64 (1): 013009. arXiv:hep-ph/0102063. Bibcode:2001PhRvD..64a3009S. doi:10.1103/PhysRevD.64.013009.
  112. ^ "The Mean Magnetic Field of the Sun". Wilcox Solar Observatory. 2006. Retrieved 1 August 2007.
  113. ^ Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 119–120. ISBN 978-0-691-05781-1.
  114. ^ Lang, Kenneth R. (2008). The Sun from Space. Springer-Verlag. p. 75. ISBN 978-3540769521.
  115. ^ "The Largest Sunspot in Ten Years". Goddard Space Flight Center. 30 March 2001. Archived from the original on 23 August 2007. Retrieved 10 July 2009.
  116. ^ Hale, G. E.; Ellerman, F.; Nicholson, S. B.; Joy, A. H. (1919). "The Magnetic Polarity of Sun-Spots". The Astrophysical Journal. 49: 153. Bibcode:1919ApJ....49..153H. doi:10.1086/142452.
  117. ^ "NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle". PhysOrg. 4 January 2008. Retrieved 10 July 2009.
  118. ^ "Sun flips magnetic field". CNN. 16 February 2001. Retrieved 11 July 2009.
  119. ^ Phillips, T. (15 February 2001). "The Sun Does a Flip". NASA. Archived from the original on 12 May 2009. Retrieved 11 July 2009.
  120. ^ Wang, Y.-M.; Sheeley, N. R. (2003). "Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum". The Astrophysical Journal. 591 (2): 1248–56. Bibcode:2003ApJ...591.1248W. doi:10.1086/375449.
  121. ^ Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 120–127. ISBN 978-0-691-05781-1.
  122. ^ Willson, R. C.; Hudson, H. S. (1991). "The Sun's luminosity over a complete solar cycle". Nature. 351 (6321): 42–4. Bibcode:1991Natur.351...42W. doi:10.1038/351042a0.
  123. ^ Eddy, John A. (June 1976). "The Maunder Minimum". Science. 192 (4245): 1189–1202. Bibcode:1976Sci...192.1189E. doi:10.1126/science.192.4245.1189. JSTOR 17425839. PMID 17771739.
  124. ^ Lean, J.; Skumanich, A.; White, O. (1992). "Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum". Geophysical Research Letters. 19 (15): 1591–1594. Bibcode:1992GeoRL..19.1591L. doi:10.1029/92GL01578.
  125. ^ Mackay, R. M.; Khalil, M. A. K (2000). "Greenhouse gases and global warming". In Singh, S. N. Trace Gas Emissions and Plants. Springer. pp. 1–28. ISBN 978-0-7923-6545-7.
  126. ^ Ehrlich, R. (2007). "Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics. 69 (7): 759–766. arXiv:astro-ph/0701117. Bibcode:2007JASTP..69..759E. doi:10.1016/j.jastp.2007.01.005.
  127. ^ Clark, S. (2007). "Sun's fickle heart may leave us cold". New Scientist. 193 (2588): 12. doi:10.1016/S0262-4079(07)60196-1.
  128. ^ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 7–8. ISBN 978-0-691-05781-1.
  129. ^ Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I.; Ulyanov, A. (2002). "Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions". Science. 297 (5587): 1678–1683. Bibcode:2002Sci...297.1678A. doi:10.1126/science.1073950. PMID 12215641.
  130. ^ Baker, J.; Bizzarro, M.; Wittig, N.; Connelly, J.; Haack, H. (2005). "Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites". Nature. 436 (7054): 1127–1131. Bibcode:2005Natur.436.1127B. doi:10.1038/nature03882. PMID 16121173.
  131. ^ Williams, J. (2010). "The astrophysical environment of the solar birthplace". Contemporary Physics. 51 (5): 381–396. arXiv:1008.2973. Bibcode:2010ConPh..51..381W. CiteSeerX 10.1.1.740.2876. doi:10.1080/00107511003764725.
  132. ^ Ribas, Ignasi (February 2010). "Proceedings of the IAU Symposium 264 'Solar and Stellar Variability – Impact on Earth and Planets': The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres". Proceedings of the International Astronomical Union. 264: 3–18. arXiv:0911.4872. Bibcode:2010IAUS..264....3R. doi:10.1017/S1743921309992298.
  133. ^ Goldsmith, D.; Owen, T. (2001). The search for life in the universe. University Science Books. p. 96. ISBN 978-1-891389-16-0.
  134. ^ "The Sun's Evolution".
  135. ^ "Earth Won't Die as Soon as Thought". 22 January 2014.
  136. ^ Nola Taylor Redd. "Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun". space.com. Retrieved 20 February 2016.
  137. ^ a b c d e f Schröder, K. -P.; Connon Smith, R. (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155–163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.
  138. ^ Boothroyd, A. I.; Sackmann, I. ‐J. (1999). "The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge‐up". The Astrophysical Journal. 510 (1): 232–250. arXiv:astro-ph/9512121. Bibcode:1999ApJ...510..232B. doi:10.1086/306546.
  139. ^ "The End Of The Sun".
  140. ^ Vassiliadis, E.; Wood, P. R. (1993). "Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss". The Astrophysical Journal. 413: 641. Bibcode:1993ApJ...413..641V. doi:10.1086/173033.
  141. ^ Bibcode1995A&A...297..727B
  142. ^ Bibcode1995A&A...299..755B
  143. ^ Our Local Galactic Neighborhood, NASA Archived 7 November 2015 at the Wayback Machine.
  144. ^ "Into the Interstellar Void". Centauri Dreams.
  145. ^ Reid, M.J. (1993). "The distance to the center of the Galaxy". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 31 (1): 345–372. Bibcode:1993ARA&A..31..345R. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002021.
  146. ^ Eisenhauer, F.; et al. (2003). "A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center". Astrophysical Journal. 597 (2): L121–L124. arXiv:astro-ph/0306220. Bibcode:2003ApJ...597L.121E. doi:10.1086/380188.
  147. ^ Horrobin, M.; et al. (2004). "First results from SPIFFI. I: The Galactic Center" (PDF). Astronomische Nachrichten. 325 (2): 120–123. Bibcode:2004AN....325...88H. doi:10.1002/asna.200310181.
  148. ^ Eisenhauer, F.; et al. (2005). "SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month". Astrophysical Journal. 628 (1): 246–259. arXiv:astro-ph/0502129. Bibcode:2005ApJ...628..246E. doi:10.1086/430667.
  149. ^ Gehrels, Neil; Chen, Wan; Mereghetti, S. (25 February 1993). "The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble". Nature. 361 (6414): 706–707. Bibcode:1993Natur.361..704B. doi:10.1038/361704a0.
  150. ^ Berghoefer, T. W.; Breitschwerdt, D. (1 July 2002). "The origin of the young stellar population in the solar neighborhood - a link to the formation of the Local Bubble?". Astronomy & Astrophysics. 390 (1): 299–306. arXiv:astro-ph/0205128. Bibcode: