# সূর্য
সংক্ষিপ্ত ইউআরএল

**সূর্য** |  |
| **পর্যবেক্ষণলব্ধ উপাত্ত** |
| পৃথিবী থেকে গড় দূরত্ব | ১৪৯.৬×১০৬ কিমি (৯২.৯৫×১০৬ মা) (আলোর গতিতে ৮.৩১ মিনিট) |
| দৃশ্যমান ঔজ্জ্বল্য (ভি) | −২৬.৮m |
| পরম মান | ৪.৮m |
| বর্ণালীভিত্তিক শ্রেণীবিন্যাস | জি২ভি |
| **কক্ক্ষীয় বৈশিষ্ট্যসমূহ** |
| আকাশগঙ্গার কেন্দ্র থেকে গড় দূরত্ব | ≈ ২.৭×১০১৭ কিমি (২৭,২০০ আলোক বর্ষ) |
| ছায়াপথীয় পর্যায়কাল | ২.২৫-২.৫০×১০৮ a (প্রায় ২২-২৫ কো‌টি সৌরবছর) |
| বেগ | ≈ ২২০ কিমি/সে ছায়াপথের কেন্দ্রের চতুর্দিকে ৫৪,০০০ আলোকবর্ষব্যাপী কক্ষপথ‌ে
, ২০ কিমি/সে নাক্ষত্রিক প্রতিবেশের অন্যান্য তারার সাপেক্ষে |
| **ভৌত বৈশিষ্ট্যসমূহ** |
| গড় ব্যাস | ১.৩৯২ ± ১৩০×১০৬ কিমি (১০৯ পৃথিবী) |
| পরিধি | ৪.৩৭৩×১০৬ কিমি |
| কমলাকৃতি | ৯×১০−৬ |
| পৃষ্ঠের ক্ষেত্রফল | ৬.০৯×১০১৮ মি² (১১,৯০০ পৃথিবী) |
| আয়তন | ১.৪১×১০২৭ মি³ (১,৩০০,০০০ পৃথিবী) |
| ভর | (১.৯৮৮ ৫৫ ± ০. ০০০২৫×১০৩০ কেজি (৩৩২,৯৪৬ পৃথিবী) |
| ঘনত্ব | ১,৪০৮ কেজি/মি³ |
| পৃষ্ঠের অভিকর্ষ | ২৭৪.০ মি সে-২ (২৭.৯ *জি*) |
| পৃষ্ঠ থেকে মুক্তি বেগ | ৬১৭.৭ কিমি/সে (৫৫ পৃথিবী) |
| পৃষ্ঠের তাপমাত্রা | ৫৭৮৫ কে |
| করোনায় তাপমাত্রা | ৫ MK |
| কেন্দ্রের তাপমাত্রা | ~১৩.৬ MK |
| ঔজ্জ্বল্য (Lsol) | ৩.৮২৭×১০২৬ W ~৩.৭৫×১০২৮ lm (~98 lm/W ফলপ্রসূতা) |
| গড় তীব্রতা (Isol) | ২.০০৯×১০৭ W m-২ sr-১ |
| **ঘূর্ণন বৈশিষ্ট্যসমূহ** |
| ক্রান্তিকোণ | ৭.২৫° (ভূকক্ষের সাথে) ৬৭.২৩° (ছায়াপথীয় তলের সাথে) |
| উত্তর মেরুর বিষুবাংশ | ২৮৬.১৩° (১৯ ঘ ৪ মিন ৩০ সে) |
| উত্তর মেরুর বিষুবলম্ব | +৬৩.৮৭° (৬৩°৫২' উত্তর) |
| বিষুবরেখার ঘূর্ণন কাল | ২৫.৩৮ দিন (২৫ দ ৯ ঘ ৭ মিন ১৩ সে) |
| বিষুবরেখায় বেগ | ৭১৭৪ কিমি/ঘ |
| **আলোক মণ্ডলীয় গঠন (ভর অনুসারে)** |
| হাইড্রোজেন | ৭৩.৪৬ % |
| হিলিয়াম | ২৪.৮৫ % |
| অক্সিজেন | ০.৭৭ % |
| কার্বন | ০.২৯% |
| লোহা | ০.১৬ % |
| নিয়ন | ০.১২ % |
| নাইট্রোজেন | ০.০৯ % |
| সিলিকন | ০.০৭ % |
| ম্যাগনেসিয়াম | ০.০৫ % |
| সালফার | ০.০৪ % |
| এই বাক্সটি: * দেখুন
* সম্পাদনা
 |

**সূর্য** (রবি বা সান নামেও পরিচিত) হল সৌরজগতের কেন্দ্রে অবস্থিত একটি নক্ষত্র। এটি তপ্ত প্লাজমার (আয়নিত গ্যাস) একটি বিশালাকার, প্রায় নিখুঁত গোলক এবং এর কেন্দ্রে সংঘটিত নিউক্লীয় সংযোজন বিক্রিয়ার কারণে এটি শ্বেত-তপ্ত হয়ে ওঠে। সেই শক্তি প্রধানত দৃশ্যমান আলো এবং অবলোহিত রশ্মি হিসেবে এবং ১০% অতিবেগুনি রশ্মি হিসেবে মহাকাশে ছড়িয়ে পড়ে। পৃথিবীতে অস্তিত্বশীল সকল প্রাণের জন্য প্রয়োজনীয় শক্তির প্রধান উৎস হল সূর্য। প্রাচীন কাল থেকেই সূর্য বিভিন্ন সংস্কৃতিতে উপাসনার বস্তু এবং প্রাচীনকাল থেকেই জ্যোতির্বিজ্ঞান গবেষণার একটি কেন্দ্রীয় বিষয় হিসেবে পরিগণিত হয়ে আসছে।

সূর্য ছায়াপথের কেন্দ্র থেকে ২৪,০০০ থেকে ২৮,০০০ আলোকবর্ষ দূরে অবস্থিত একটি কক্ষপথে প্রদক্ষিণ করে। পৃথিবী থেকে এর গড় দূরত্ব প্রায় ১.৪৯৬×১০৮ Kilometer বা ৮ আলোক-মিনিট। সূর্য ও পৃথিবীর মধ্যবর্তী এই দূরত্বকে মহাজাগতিক একক বলা হয়, যার বর্তমান মান ১৪৯.৫৯৭৮৭০৭×১০৬ Kilometer। এর ব্যাস প্রায় ১৩,৯১,৪০০ Kilometer (৮,৬৪,৬০০ Mile), যা পৃথিবীর ব্যাসের ১০৯ গুণ। সূর্যের ভর পৃথিবীর ভরের প্রায় ৩,৩০,০০০ গুণ; এই ভর সৌরজগতের মোট ভরের ৯৯.৮৬%। সূর্যের পৃষ্ঠতল বা ফোটোস্ফিয়ারের ভরের প্রায় তিন-চতুর্থাংশ (~৭৩%) হাইড্রোজেন এবং বাকিটা (~২৫%) মূলত হিলিয়াম দ্বারা গঠিত। এছাড়াও খুব সামান্য পরিমাণে ভারী মৌল, যেমন অক্সিজেন, কার্বন, নিয়ন এবং লোহা বিদ্যমান।

সূর্য হল একটি জি-শ্রেণীর প্রধান ধারার তারকা (জি২ভি), যাকে অনানুষ্ঠানিকভাবে 'পীত বামন' বলা হয়, যদিও এর আলো প্রকৃতপক্ষে সাদা। প্রায় ৪৬০ কোটি বছর পূর্বে একটি বিশাল আণবিক মেঘের অঞ্চলের পদার্থের মহাকর্ষীয় ধসের মাধ্যমে সূর্যের সৃষ্টি হয়েছিল। এই পদার্থের অধিকাংশই কেন্দ্রে জমা হয় এবং বাকিটা চ্যাপ্টা হয়ে একটি ঘূর্ণায়মান চাকতিতে পরিণত হয়, যা পরবর্তীতে সৌরজগতে রূপান্তরিত হয়। কেন্দ্রীয় ভরটি এতটাই উষ্ণ ও ঘন হয়ে ওঠে যে, শেষ পর্যন্ত এর কেন্দ্রে নিউক্লীয় সংযোজন (ফিউশন) শুরু হয়। প্রতি সেকেন্ডে সূর্যের কেন্দ্রে প্রায় ৬০,০০০ কোটি কিলোগ্রাম হাইড্রোজেন হিলিয়ামে সংযোজিত হয় এবং ৪০০ কোটি কিলোগ্রাম পদার্থ শক্তিতে রূপান্তরিত হয়।

আজ থেকে প্রায় ৪০০ থেকে ৭০০ কোটি বছর পর, যখন সূর্যের কেন্দ্রে হাইড্রোজেন সংযোজন কমে যাবে এবং সূর্য আর হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্যে থাকবে না, তখন এর কেন্দ্রের ঘনত্ব ও তাপমাত্রা উল্লেখযোগ্যভাবে বৃদ্ধি পাবে। এর ফলে এর বাইরের স্তরগুলো প্রসারিত হবে এবং সূর্য একটি লোহিত দানবে পরিণত হবে। লোহিত দানব পর্যায়ের পর, তাত্ত্বিক মডেল অনুযায়ী, সূর্য তার বাইরের স্তরগুলো ত্যাগ করবে এবং একটি অত্যন্ত ঘন ও শীতল হতে থাকা তারকায় পরিণত হবে (একটি শ্বেত বামন), যা আর সংযোজন বিক্রিয়ার মাধ্যমে শক্তি উৎপাদন করবে না, কিন্তু পূর্বের সঞ্চিত তাপ থেকে হয়তো লক্ষ কোটি বছর ধরে আলো ও তাপ বিকিরণ করবে। এরপর, এটি একটি অতি ঘন কৃষ্ণ বামনে পরিণত হবে বলে ধারণা করা হয়, যা নগণ্য পরিমাণ শক্তি নির্গত করবে।

## ব্যুৎপত্তি

ইংরেজি শব্দ *সান* (Sun)-এর উৎপত্তি হয়েছে প্রাচীন ইংরেজি শব্দ sunne থেকে। জার্মানীয় ভাষাগোষ্ঠীর অন্যান্য ভাষাতেও এর সমগোত্রীয় শব্দ বা কগনেট পরিলক্ষিত হয়; যার মধ্যে রয়েছে পশ্চিম ফ্রিসীয় sinne, ওলন্দাজ zon, নিম্ন জার্মান Sünn, প্রমিত জার্মান Sonne, বাভারিয়ান Sunna, প্রাচীন নর্স sunna এবং গথিক sunnō। এই সমস্ত শব্দের মূল উৎস হলো প্রত্ন-জার্মানীয় শব্দ sunnōn। এই শব্দমূলে সাথে ইন্দো-ইউরোপীয় ভাষা পরিবারের অন্যান্য শাখার শব্দের মৌলিক সম্পর্ক বিদ্যমান। যদিও অধিকাংশ ক্ষেত্রে 'n' (ন)-যুক্ত সম্বন্ধপদের পরিবর্তে 'l' (ল)-যুক্ত প্রথমা বিভক্তির শব্দমূল দেখা যায়। উদাহরণস্বরূপ, লাতিন sōl, প্রাচীন গ্রিক ἥλιος (*hēlios*), ওয়েলশ haul এবং চেক slunce। পাশাপাশি (l > *r* বিবর্তনের মাধ্যমে) সংস্কৃত स्वर् (*svár*) এবং ফার্সি خور (*xvar*)-এর সাথেও এর সাদৃশ্য রয়েছে। প্রকৃতপক্ষে, প্রত্ন-জার্মানীয় ভাষাতেও 'l' (ল)-যুক্ত শব্দমূলটি sōwelan হিসেবে টিকে ছিল। এর থেকেই গথিক sauil (পাশাপাশি sunnō) এবং প্রাচীন নর্স গদ্যে sól (কাব্যিক sunna-এর পাশাপাশি) শব্দের উদ্ভব হয়। পরবর্তীকালে এই ধারা আধুনিক স্ক্যান্ডিনেভীয় ভাষাগুলোতেও প্রবাহিত হয়েছে: যেমন সুইডিশ ও ডেনীয় sol, আইসল্যান্ডীয় sól ইত্যাদি।

ইংরেজিতে সূর্যের প্রধান বিশেষণ বা বিশেষণবাচক শব্দগুলো হলো: সূর্যালোকের ক্ষেত্রে 'sunny' এবং কারিগরি বা বৈজ্ঞানিক প্রেক্ষাপটে লাতিন sol থেকে আগত 'solar' (/ˈsoʊlər/)। গ্রিক *helios* থেকে উদ্ভূত একটি বিরল বিশেষণ হলো 'heliac' (/ˈhiːliæk/)। ইংরেজি কবিতার ভাষায় সূর্যের ব্যক্তিত্ব আরোপ বা মানবীধর্মে গ্রিক ও লাতিন শব্দ হেলিওস (/ˈhiːliəs/) এবং সল (/ˈsɒl/) ব্যবহৃত হয়। অন্যদিকে কল্পবিজ্ঞানে অন্যান্য নক্ষত্র থেকে সূর্যকে আলাদা করে বোঝাতে 'Sol' শব্দটি ব্যবহৃত হতে পারে। ছোট হাতের 's' দিয়ে লেখা 'sol' শব্দটি গ্রহীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা মঙ্গলের মতো অন্য গ্রহের সৌর দিনের সময়কাল বোঝাতে ব্যবহার করেন।

সূর্যের জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক প্রতীক হলো একটি বৃত্ত যার কেন্দ্রে একটি বিন্দু রয়েছে: ☉। এটি বিভিন্ন একক হিসেবে ব্যবহৃত হয়, যেমন *M*☉ (সৌর ভর), *R*☉ (সৌর ব্যাসার্ধ) এবং *L*☉ (সৌর ঔজ্জ্বল্য)। সূর্য সম্পর্কিত বিজ্ঞানসম্মত অধ্যয়নকে হেলিওলজি বা সৌরবিজ্ঞান বলা হয়।

## সাধারণ বৈশিষ্ট্যসমূহ

সৌরজগতের প্রধান মহাজাগতিক বস্তুসমূহের আকারের তুলনা, যার মধ্যে সূর্যও অন্তর্ভুক্ত।
সূর্য একটি জি-শ্রেণীর প্রধান ধারার নক্ষত্র যা সৌরজগতের মোট ভরের প্রায় ৯৯.৮৬% ধারণ করে।এর পরম মান +৪.৮৩; যা আকাশগঙ্গার প্রায় ৮৫% নক্ষত্রের চেয়ে বেশি উজ্জ্বল, যার অধিকাংশই মূলত লোহিত বামন। এটি ৭ পারসেক (২৩ আলোকবর্ষ) ব্যাসার্ধের মধ্যে অবস্থিত নক্ষত্রগুলোর ৯৫% এর চেয়েও বেশি ভরযুক্ত।

সূর্য ভারী মৌল বা উপাদানে সমৃদ্ধ একটি পপুলেশন ১ অর্থাৎ প্রথম জনসমষ্টির নক্ষত্র। আজ থেকে প্রায় ৪৬০ কোটি বছর পূর্বে পার্শ্ববর্তী এক বা একাধিক অতিনবতারা বা সুপারনোভার অভিঘাত তরঙ্গের প্রভাবে সূর্যের জন্ম হয়েছিল বলে ধারণা করা হয়। সৌরজগতে স্বর্ণ এবং ইউরেনিয়াম-এর মতো ভারী মৌলের প্রাচুর্য এই ধারণাকে সমর্থন করে; কারণ তথাকথিত পপুলেশন ২ বা দ্বিতীয় জনসমষ্টির (ভারী মৌল-স্বল্প) নক্ষত্রে এসব উপাদানের উপস্থিতি নগণ্য। এই ভারী মৌলগুলো সম্ভবত কোনো অতিনবতারার বিস্ফোরণের সময় তাপগ্রাহী নিউক্লীয় বিক্রিয়ার মাধ্যমে, অথবা কোনো বিশাল দ্বিতীয় প্রজন্মের নক্ষত্রের অভ্যন্তরে নিউট্রন শোষণের মাধ্যমে নিউক্লীয় রূপান্তর বা ট্রান্সমিউটেশন প্রক্রিয়ায় সৃষ্টি হয়েছে।

পৃথিবীর আকাশে দৃশ্যমান উজ্জ্বলতম জ্যোতিষ্ক হলো সূর্য, যার আপেক্ষিক মান −২৬.৭৪। এটি আকাশের দ্বিতীয় উজ্জ্বলতম নক্ষত্র লুব্ধকের (সিরিয়াস) চেয়ে প্রায় ১,৩০০ কোটি গুণ বেশি উজ্জ্বল, যার আপেক্ষিক মান −১.৪৬।

এক জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক একক (প্রায় ১৫০ নিযুত কিলোমিটার; ৯৩ নিযুত মাইল) (মহাজাগতিক একক বা AU) মূলত সূর্য এবং পৃথিবীর কেন্দ্রের মধ্যবর্তী গড় দূরত্ব হিসেবে সংজ্ঞায়িত ছিল। ৩রা জানুয়ারির কাছাকাছি সময়ে পৃথিবী যখন অনুসূর অবস্থানে থাকে এবং ৪ঠা জুলাইয়ের কাছাকাছি যখন অপসূর অবস্থানে থাকে, তখন এই তাৎক্ষণিক দূরত্বের প্রায় ±২.৫ নিযুত কিলোমিটার (১.৬ নিযুত মাইল) তারতম্য ঘটে। গড় দূরত্বে থাকাকালীন, সূর্যের দিগন্ত থেকে পৃথিবীর দিগন্তে আলো পৌঁছাতে প্রায় ৮ মিনিট ২০ সেকেন্ড সময় নেয়। তবে সূর্য ও পৃথিবীর নিকটতম বিন্দুগুলোর ক্ষেত্রে এই সময় প্রায় দুই সেকেন্ড কম লাগে। ২০১২ সালে মহাজাগতিক এককের (AU) মান নির্দিষ্ট করা হয় ১৪,৯৫,৯৭,৮৭০.৭০০ কিলোমিটার।

এই সূর্যালোকের শক্তি সালোকসংশ্লেষ প্রক্রিয়ার মাধ্যমে পৃথিবীতে প্রায় সমস্ত প্রাণের অস্তিত্ব রক্ষা করে এবং পৃথিবীর জলবায়ু ও আবহাওয়াকে নিয়ন্ত্রণ করে।

সূর্যের কোনো নির্দিষ্ট সীমারেখা নেই, তবে আলোকমণ্ডল বা ফোটোস্ফিয়ারের ওপরের উচ্চতা বৃদ্ধির সাথে সাথে এর ঘনত্ব সূচকীয় হারে হ্রাস পায়। পরিমাপের সুবিধার্থে, সূর্যের কেন্দ্র থেকে এর আলোকমণ্ডলের (সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠ) প্রান্ত পর্যন্ত দূরত্বকেই সূর্যের ব্যাসার্ধ হিসেবে গণ্য করা হয়।
সূর্যের গোলীয় আকৃতির পরিমাপ বা এর নিরক্ষীয় ব্যাসার্ধ ( WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 ) এবং মেরু ব্যাসার্ধের ( WIKINIUM\_MATH\_PH\_2 ) আপেক্ষিক পার্থক্যকে অবনমন বা চ্যাপ্টা ভাব বলা হয়; যা নিম্নোক্ত সমীকরণের মাধ্যমে প্রকাশ করা যায়:
 WIKINIUM\_MATH\_PH\_4 এই মানটি পরিমাপ করা অত্যন্ত দুরূহ। বায়ুমণ্ডলীয় বিকৃতির কারণে এই পরিমাপটি কৃত্রিম উপগ্রহের মাধ্যমে সম্পন্ন করতে হয়; এবং এই মানটি অত্যন্ত ক্ষুদ্র হওয়ায় অত্যন্ত নিখুঁত প্রযুক্তির প্রয়োজন হয়।

একসময় ধারণা করা হতো যে, বুধ গ্রহের অনুসূর অয়নচলন ব্যাখ্যা করার জন্য সূর্যের এই চ্যাপ্টা আকৃতিই যথেষ্ট। কিন্তু আইনস্টাইন প্রস্তাব করেন যে, সূর্য যদি গোলকাকারও হয়, তবুও সাধারণ আপেক্ষিকতাবাদের সাহায্যে এই অয়নচলন ব্যাখ্যা করা সম্ভব। পরবর্তীতে সোলার ডায়নামিক্স অবজারভেটরি এবং পিকার্ড উপগ্রহের মাধ্যমে যখন সূর্যের চ্যাপ্টা আকৃতির অত্যন্ত নিখুঁত পরিমাপ পাওয়া গেল, তখন দেখা গেল যে এই মানটি প্রত্যাশার চেয়েও অনেক কম; মাত্র ৮.২×১০−৬, বা প্রতি ১০ লক্ষে ৮ ভাগ।
এই পরিমাপগুলো থেকে সিদ্ধান্ত নেওয়া হয়েছে যে, এ পর্যন্ত পর্যবেক্ষণকৃত প্রাকৃতিক বস্তুসমূহের মধ্যে সূর্যই হলো সবচেয়ে নিখুঁত গোলক। সৌর বিকিরণের পরিবর্তনের সাথে এই চ্যাপ্টা আকৃতির মানের কোনো পরিবর্তন হয় না। গ্রহসমূহের জোয়ার-ভাটা জনিত প্রভাব অত্যন্ত দুর্বল এবং তা সূর্যের আকৃতির ওপর উল্লেখযোগ্য কোনো প্রভাব ফেলে না।

### আবর্তন

সূর্য তার মেরু অঞ্চলের চেয়ে বিষুবীয় অঞ্চলে দ্রুত আবর্তিত হয়। এই অসম আবর্তন মূলত তাপ পরিবহনের ফলে সৃষ্ট পরিচলন গতি এবং সূর্যের আবর্তনের ফলে উদ্ভূত কোরিওলিস বলের কারণে ঘটে। নক্ষত্রমন্ডলীর সাপেক্ষে সংজ্ঞায়িত একটি প্রসঙ্গ কাঠামোতে, সূর্যের আবর্তনকাল বিষুবীয় অঞ্চলে প্রায় ২৫.৬ দিন এবং মেরু অঞ্চলে প্রায় ৩৩.৫ দিন। পৃথিবী সূর্যের চারদিকে প্রদক্ষিণ করে বলে, পৃথিবী থেকে পর্যবেক্ষণ করলে সূর্যের বিষুবীয় অঞ্চলের 'দৃশ্যমান আবর্তনকাল' প্রায় ২৮ দিন মনে হয়। উত্তর মেরুর উপর থেকে পর্যবেক্ষণ করলে, সূর্য তার নিজ অক্ষের চারদিকে ঘড়ির কাঁটার বিপরীত দিকে (বামাভর্তে) ঘোরে।

সৌর সদৃশ নক্ষত্রগুলোর জরিপ থেকে ধারণা করা হয় যে, সৃষ্টির আদি লগ্নে সূর্যের আবর্তন গতি বর্তমানের চেয়ে প্রায় দশগুণ বেশি দ্রুত ছিল। এর ফলে সেই সময় সূর্যের পৃষ্ঠতল অনেক বেশি সক্রিয় ছিল এবং সেখান থেকে অত্যন্ত শক্তিশালী এক্স-রে এবং অতিবেগুনি রশ্মি নির্গত হতো। সেই সময় সূর্যের পৃষ্ঠতলের ৫%–৩০% অংশ সৌরকলঙ্ক বা সানস্পট দ্বারা আবৃত থাকত বলে অনুমান করা হয়। সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্র এবং বহির্গামী সৌর বায়ুর মিথস্ক্রিয়ার ফলে চৌম্বকীয় গতিরোধ প্রক্রিয়ায় এই আবর্তন গতি ধীরে ধীরে হ্রাস পেয়েছে। সেই আদিম দ্রুত আবর্তনের একটি অবশেষ এখনও সূর্যের অভ্যন্তরে বা মজ্জায় টিকে আছে; সূর্যের কেন্দ্রভাগ প্রতি সপ্তাহে একবার আবর্তিত হয়, যা এর পৃষ্ঠতলের গড় আবর্তন গতির চারগুণ।

## গঠন

সূর্য প্রধানত হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম মৌল দ্বারা গঠিত। বর্তমানে সূর্যের আয়ুষ্কালের এই পর্যায়ে, এর আলোকমণ্ডলের মোট ভরের যথাক্রমে ৭৪.৯% হাইড্রোজেন এবং ২৩.৮% হিলিয়াম। জ্যোতির্বিজ্ঞানের ভাষায় হিলিয়ামের চেয়ে ভারী যেকোনো মৌলকে 'ধাতু' বলা হয়; এই ধাতুসমূহ সূর্যের ভরের ২%-এরও কম অংশ গঠন করে। এর মধ্যে সর্বাধিক প্রচুর্যপূর্ণ মৌলগুলো হলো অক্সিজেন (সূর্যের ভরের প্রায় ১%), কার্বন (০.৩%), নিয়ন (০.২%) এবং লৌহ (০.২%)।

সূর্যের আদি রাসায়নিক গঠন সেই আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম থেকে উত্তরাধিকারসূত্রে প্রাপ্ত, যা থেকে সূর্যের জন্ম হয়েছিল। আদিতে এর গঠনে প্রায় ৭১.১% হাইড্রোজেন, ২৭.৪% হিলিয়াম এবং ১.৫% ভারী মৌল ছিল বলে ধারণা করা হয়। সূর্যের হাইড্রোজেন এবং অধিকাংশ হিলিয়াম মহাবিশ্ব সৃষ্টির প্রথম ২০ মিনিটের মধ্যে বিগ ব্যাং নিউক্লীয় সংশ্লেষ প্রক্রিয়ায় উৎপন্ন হয়েছিল। অন্যদিকে, ভারী মৌলগুলো সূর্য গঠিত হওয়ার পূর্বে পূর্ববর্তী প্রজন্মের নক্ষত্রসমূহে উৎপাদিত হয়েছিল এবং তারাদের জীবনের অন্তিম পর্যায়ে বা সুপারনোভা বিস্ফোরণের মতো ঘটনার মাধ্যমে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে ছড়িয়ে পড়েছিল।

সূর্য গঠিত হওয়ার পর থেকে এর প্রধান সংযোজন প্রক্রিয়ায় হাইড্রোজেন হিলিয়ামে রূপান্তরিত হয়ে আসছে। গত ৪৬০ কোটি বছরে, সূর্যের অভ্যন্তরে হিলিয়ামের পরিমাণ এবং এর অবস্থান ধীরে ধীরে পরিবর্তিত হয়েছে। সংযোজন বিক্রিয়ার কারণে কেন্দ্রে হিলিয়ামের অনুপাত প্রায় ২৪% থেকে বেড়ে প্রায় ৬০%-এ উন্নীত হয়েছে। এছাড়া, মহাকর্ষের প্রভাবে কিছু হিলিয়াম এবং ভারী মৌল আলোকমণ্ডল থেকে সূর্যের কেন্দ্রের দিকে থিতিয়ে পড়েছে। তবে ভারী মৌলগুলোর আনুপাতিক হার অপরিবর্তিত রয়েছে। সূর্যের কেন্দ্র থেকে তাপ পরিচলনের পরিবর্তে বিকিরণের মাধ্যমে বাইরের দিকে পরিবাহিত হয় (নিচে বিকিরণ অঞ্চল দেখুন); তাই সংযোজন প্রক্রিয়ায় উৎপন্ন পদার্থগুলো তাপের সাথে উপরে উঠে আসে না, বরং সেগুলো কেন্দ্রেই থেকে যায়। ফলে ধীরে ধীরে হিলিয়ামের একটি অভ্যন্তরীণ মজ্জা গঠিত হতে শুরু করেছে যা এখনই সংযোজিত হতে পারে না, কারণ বর্তমানে সূর্যের কেন্দ্রের তাপমাত্রা এবং ঘনত্ব হিলিয়াম সংযোজনের জন্য পর্যাপ্ত নয়। বর্তমান আলোকমণ্ডলে হিলিয়ামের ভগ্নাংশ হ্রাস পেয়েছে এবং ধাতবতা সূর্যের প্রাক-নাক্ষত্রিক দশার (কেন্দ্রে নিউক্লীয় সংযোজন শুরু হওয়ার পূর্বে) তুলনায় মাত্র ৮৪%। ভবিষ্যতে, হিলিয়াম কেন্দ্রে জমা হতে থাকবে এবং প্রায় ৫০০ কোটি বছর পর এই ক্রমবর্মান সঞ্চয়ন সূর্যকে প্রধান ধারা থেকে সরে যেতে এবং একটি লোহিত দানবে পরিণত হতে বাধ্য করবে।

আলোকমণ্ডলের রাসায়নিক গঠনকে সাধারণত আদিম সৌরজগতের গঠনের প্রতিনিধি হিসেবে বিবেচনা করা হয়। সাধারণত, উপরে বর্ণিত সৌর ভারী মৌলের প্রাচুর্য সূর্যের আলোকমণ্ডলের বর্ণালীবীক্ষণ এবং এমন সব উল্কাপিণ্ড বিশ্লেষণের মাধ্যমে পরিমাপ করা হয় যা কখনও গলনাঙ্ক তাপমাত্রায় উত্তপ্ত হয়নি। ধারণা করা হয় যে, এই উল্কাপিণ্ডগুলো প্রাক-নাক্ষত্রিক সূর্যের গঠন ধরে রেখেছে এবং ভারী মৌল থিতিয়ে পড়ার মতো ঘটনার দ্বারা প্রভাবিত হয়নি। এই দুটি পদ্ধতি দ্বারা প্রাপ্ত ফলাফল সাধারণত সামঞ্জস্যপূর্ণ।

## কাঠামো

সূর্যের কাঠামোর চিত্রণ, বৈসাদৃশ্য বোঝাতে কৃত্রিম রঙ ব্যবহৃত হয়েছে

### কেন্দ্র

সূর্যের কেন্দ্র বা মজ্জা (Core) কেন্দ্রবিন্দু থেকে সৌর ব্যাসার্ধের প্রায় ২০–২৫% পর্যন্ত বিস্তৃত। এর ঘনত্ব ১৫০ গ্রাম/সেমি৩ পর্যন্ত (জলের ঘনত্বের প্রায় ১৫০ গুণ) এবং তাপমাত্রা প্রায় ১.৫৭ কোটি কেলভিন (K)। এর বিপরীতে, সূর্যের পৃষ্ঠতলের তাপমাত্রা প্রায় ৫৮০০ কেলভিন। সোহো (SOHO) মিশনের তথ্যের সাম্প্রতিক বিশ্লেষণ এই ধারণাটিকে সমর্থন করে যে, কেন্দ্রটি তার বাইরের বিকিরণ অঞ্চলের চেয়ে দ্রুত আবর্তিত হচ্ছে। সূর্যের অস্তিত্বের অধিকাংশ সময় ধরে, প্রোটন–প্রোটন চেইন বিক্রিয়ার মাধ্যমে কেন্দ্র অঞ্চলে নিউক্লীয় সংযোজন প্রক্রিয়ায় শক্তি উৎপাদিত হয়েছে; এই প্রক্রিয়াটি হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তরিত করে। বর্তমানে, সূর্যের মোট উৎপাদিত শক্তির ০.৮% আসে সিএনও চক্র নামক আরেকটি সংযোজন বিক্রিয়া থেকে। সূর্যের বয়স ও উজ্জ্বলতা বৃদ্ধির সাথে সাথে সিএনও চক্র থেকে প্রাপ্ত শক্তির অনুপাত বৃদ্ধি পাবে বলে আশা করা হচ্ছে।

কেন্দ্র হলো সূর্যের একমাত্র অঞ্চল যেখানে সংযোজন প্রক্রিয়ার মাধ্যমে উল্লেখযোগ্য পরিমাণ তাপীয় শক্তি উৎপাদিত হয়; সূর্যের শক্তির ৯৯% উৎপাদিত হয় এর ব্যাসার্ধের অভ্যন্তরীণ ২৪%-এর মধ্যে, এবং ব্যাসার্ধের ৩০%-এর বাইরে প্রায় কোনো সংযোজন ঘটে না। সূর্যের অবশিষ্ট অংশ এই শক্তি দ্বারা উত্তপ্ত হয়, যা বহু স্তরের মধ্য দিয়ে বাইরের দিকে পরিবাহিত হয়ে অবশেষে সৌর আলোকমণ্ডলে পৌঁছায় এবং সেখান থেকে বিকিরণ (ফোটন) বা পরিচলন (ভারী কণা দ্বারা পরিবহন) প্রক্রিয়ায় মহাকাশে ছড়িয়ে পড়ে।

প্রোটন-প্রোটন বিক্রিয়া শৃঙ্খলের চিত্রণ, যেখানে হাইড্রোজেন থেকে ডয়টেরিয়াম, হিলিয়াম-৩ এবং সাধারণ হিলিয়াম-৪ গঠিত হচ্ছে
সূর্যের কেন্দ্রে প্রোটন–প্রোটন শৃঙ্খল বিক্রিয়াটি প্রতি সেকেন্ডে প্রায় ৯.২×১০৩৭ বার ঘটে। এই প্রক্রিয়ায় প্রতি সেকেন্ডে প্রায় ৩.৭×১০৩৮টি প্রোটন আলফা কণায় (হিলিয়াম নিউক্লিয়াস) রূপান্তরিত হয় (সূর্যে অবস্থিত মোট ~৮.৯×১০৫৬টি মুক্ত প্রোটনের মধ্যে), যা ভরের হিসেবে প্রায় ৬.২×১০১১ কেজি/সেকেন্ড। তবে, গড়ে প্রতিটি প্রোটনের অন্য একটি প্রোটনের সাথে যুক্ত হয়ে পিপি চেইনের মাধ্যমে সংযোজিত হতে প্রায় ৯০০ কোটি বছর সময় লাগে। চারটি মুক্ত প্রোটন (হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস) সংযোজিত হয়ে একটি একক আলফা কণা (হিলিয়াম নিউক্লিয়াস) গঠনের সময় সংযোজিত ভরের প্রায় ০.৭% শক্তি হিসেবে নির্গত হয়। সুতরাং, সূর্য প্রতি সেকেন্ডে ৪২৬ কোটি কেজি ভর শক্তিতে রূপান্তর করার হারে শক্তি নির্গত করে (যার জন্য ৬০০ কোটি কেজি হাইড্রোজেন প্রয়োজন হয়)। এটি ৩৮৪.৬ ইয়োটাওয়াট (৩.৮৪৬×১০২৬ ওয়াট), বা প্রতি সেকেন্ডে ৯.১৯২×১০১০ মেগাটন টিএনটি-এর সমতুল্য। পৃথিবী এবং পৃথিবীর বস্তুসমূহের তুলনায় সূর্যের কেন্দ্রের বিশাল আকার এবং ঘনত্বের কারণেই মূলত এর মোট শক্তি উৎপাদন এত বেশি; যদিও প্রতি ঘনমিটার আয়তনে উৎপাদিত শক্তির পরিমাণ তুলনামূলকভাবে কম। সূর্যের অভ্যন্তরীণ কাঠামোর তাত্ত্বিক মডেল অনুযায়ী, কেন্দ্রের ঠিক মাঝখানে শক্তি উৎপাদনের ঘনত্ব বা পাওয়ার ডেনসিটি হলো প্রতি ঘনমিটারে প্রায় ২৭৬.৫ ওয়াট; কার্ল ক্রুজেলনিকির মতে, যা একটি কম্পোস্ট বা জৈব সারের স্তূপের অভ্যন্তরস্থ শক্তি ঘনত্বের প্রায় সমান।

কেন্দ্রে সংযোজন হার একটি স্বয়ং-সংশোধনকারী সাম্যাবস্থায় থাকে: সংযোজন হার সামান্য বৃদ্ধি পেলে কেন্দ্রটি আরও উত্তপ্ত হয়ে উঠবে এবং বাইরের স্তরগুলোর ভরের বিপরীতে সামান্য প্রসারিত হবে। এর ফলে ঘনত্ব হ্রাস পাবে এবং ফলস্বরূপ সংযোজন হার কমে গিয়ে এই বিচ্যুতি সংশোধিত হবে। একইভাবে, হার সামান্য কমে গেলে কেন্দ্রটি শীতল হয়ে কিছুটা সংকুচিত হবে, যার ফলে ঘনত্ব বৃদ্ধি পাবে এবং সংযোজন হার বেড়ে পুনরায় বর্তমান অবস্থায় ফিরে আসবে।

### বিকিরণ অঞ্চল

ভরের ওপর ভিত্তি করে বিভিন্ন নক্ষত্রের অভ্যন্তরীণ কাঠামোর চিত্রণ। মাঝখানের চিত্রটি সূর্যের, যার অভ্যন্তরে একটি বিকিরণ অঞ্চল এবং বাইরে একটি পরিচলন অঞ্চল রয়েছে।
বিকিরণ অঞ্চল বা রেডিয়েটিভ জোন হলো সূর্যের সবচেয়ে পুরু স্তর, যা ০.৪৫ সৌর ব্যাসার্ধ পর্যন্ত বিস্তৃত। কেন্দ্র থেকে বাইরের দিকে প্রায় ০.৭ সৌর ব্যাসার্ধ পর্যন্ত, শক্তি স্থানান্তরের প্রধান মাধ্যম হলো তাপীয় বিকিরণ। কেন্দ্র থেকে দূরত্ব বৃদ্ধির সাথে সাথে এই অঞ্চলের তাপমাত্রা প্রায় ৭০ লক্ষ (৭ মিলিয়ন) থেকে কমে ২০ লক্ষ (২ মিলিয়ন) কেলভিনে নেমে আসে। এই তাপমাত্রার নতিমাত্রা বা গ্র্যাডিয়েন্ট রুদ্ধতাপীয় তাপহ্রাসের হারের চেয়ে কম, এবং সেই কারণে এটি পরিচলন প্রক্রিয়াকে চালিত করতে পারে না। এই কারণেই এই অঞ্চলের মধ্য দিয়ে শক্তি প্রবাহ তাপীয় পরিচলনের পরিবর্তে বিকিরণের মাধ্যমে সম্পন্ন হয়। হাইড্রোজেন এবং হিলিয়ামের আয়নসমূহ ফোটন কণা নির্গত করে, যা অন্য কোনো আয়নের দ্বারা পুনরশোষিত হওয়ার পূর্বে খুব অল্প দূরত্ব অতিক্রম করে। ০.২৫ সৌর ব্যাসার্ধ থেকে বিকিরণ অঞ্চলের শীর্ষভাগ বা ০.৭ ব্যাসার্ধের মধ্যে ঘনত্ব প্রায় একশো গুণ হ্রাস পায় (২০,০০০ কেজি/মি৩ থেকে ২০০ কেজি/মি৩)।

### ট্যাকোক্লাইন

বিকিরণ অঞ্চল এবং পরিচলন অঞ্চল একটি অন্তর্বর্তী স্তর দ্বারা পৃথকীকৃত, যার নাম ট্যাকোক্লাইন। এটি এমন একটি অঞ্চল যেখানে বিকিরণ অঞ্চলের সুষম আবর্তন এবং পরিচলন অঞ্চলের অসম আবর্তনের মধ্যে আকস্মিক পরিবর্তনের ফলে উভয়ের মধ্যে একটি বিশাল কৃন্তন-এর সৃষ্টি হয়। এটি এমন একটি অবস্থা যেখানে পরপর অবস্থিত অনুভূমিক স্তরগুলো একে অপরের ওপর দিয়ে পিছলে যায়। বর্তমানে অনুমান করা হয় যে, এই স্তরের অভ্যন্তরে অবস্থিত একটি চৌম্বকীয় ডায়নামো বা সৌর ডায়নামো সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্র তৈরি করে।

### পরিচলন অঞ্চল

সূর্যের পরিচলন অঞ্চলটি ০.৭ সৌর ব্যাসার্ধ (৫,০০,০০০ কিমি) থেকে পৃষ্ঠতলের কাছাকাছি পর্যন্ত বিস্তৃত। এই স্তরে সৌর প্লাজমার ঘনত্ব বা তাপমাত্রা এতটা বেশি থাকে না যে তা বিকিরণের মাধ্যমে অভ্যন্তরীণ তাপশক্তিকে বাইরের দিকে স্থানান্তর করতে পারে। এর পরিবর্তে, প্লাজমার ঘনত্ব যথেষ্ট কম হওয়ায় সেখানে পরিচলন স্রোত তৈরি হয় এবং সূর্যের শক্তি বাইরের দিকে পৃষ্ঠতলের পানে প্রবাহিত হয়। ট্যাকোক্লাইনে উত্তপ্ত পদার্থ তাপ সংগ্রহ করে প্রসারিত হয়, যার ফলে এর ঘনত্ব কমে যায় এবং এটি ওপরের দিকে উঠে আসে। ফলস্বরূপ, ভরের এই সুশৃঙ্খল গতি তাপীয় কোষে রূপান্তরিত হয় যা অধিকাংশ তাপ সূর্যের ওপরের স্তরে অবস্থিত আলোকমণ্ডলে বহন করে নিয়ে যায়। একবার যখন এই পদার্থটি আলোকমণ্ডলীয় পৃষ্ঠের ঠিক নিচে ব্যাপন ও বিকিরণ প্রক্রিয়ায় শীতল হয়, তখন এর ঘনত্ব বৃদ্ধি পায় এবং এটি পরিচলন অঞ্চলের তলদেশে ডুবে যায়। সেখানে এটি আবার বিকিরণ অঞ্চলের শীর্ষভাগ থেকে তাপ সংগ্রহ করে এবং এই পরিচলন চক্র অব্যাহত থাকে। আলোকমণ্ডলে তাপমাত্রা ৩৫০ গুণ কমে ৫,৭০০ kelvin (৯,৮০০ ডিগ্রি ফারেনহাইট)-এ এবং ঘনত্ব মাত্র ০.২ গ্রাম/মি৩-এ নেমে আসে (যা সমুদ্রপৃষ্ঠে বায়ুর ঘনত্বের প্রায় ১/১০,০০০ ভাগ এবং পরিচলন অঞ্চলের অভ্যন্তরীণ স্তরের ঘনত্বের ১০ লক্ষ ভাগের এক ভাগ)।

পরিচলন অঞ্চলের তাপীয় স্তম্ভগুলো সূর্যের পৃষ্ঠে একটি ছাপ ফেলে, যা ক্ষুদ্রতম স্কেলে সৌর দানা এবং বৃহৎ স্কেলে সুপারগ্রানুলেশন নামে পরিচিত দানাদার অবয়ব তৈরি করে। সৌর অভ্যন্তরের এই বাইরের অংশে উত্তাল পরিচলন বা টার্বুলেন্ট কনভেকশন সূর্যের পৃষ্ঠতলের নিকটবর্তী আয়তন জুড়ে "ক্ষুদ্র-স্কেলের" ডায়নামো ক্রিয়া বজায় রাখে। সূর্যের তাপীয় স্তম্ভগুলো মূলত বেনার্ড কোষ এবং এগুলো প্রায় ষড়ভুজাকার প্রিজমের আকৃতি ধারণ করে।

### বায়ুমণ্ডল

সৌর বায়ুমণ্ডল হলো সূর্যের সেই অঞ্চল যা পরিচলন অঞ্চলের শীর্ষভাগ থেকে হেলিওস্ফিয়ার বা সৌর গোলকের অভ্যন্তরীণ সীমানা পর্যন্ত বিস্তৃত। একে প্রায়শই তিনটি প্রধান স্তরে বিভক্ত করা হয়: আলোকমণ্ডল, বর্ণমণ্ডল এবং করোনা। বর্ণমণ্ডল এবং করোনা একটি পাতলা সংক্রমণ অঞ্চল দ্বারা পৃথকীকৃত, যা প্রায়শই একটি অতিরিক্ত স্বতন্ত্র স্তর হিসেবে বিবেচিত হয়। কিছু উৎস হেলিওস্ফিয়ারকে *বহিঃস্থ* বা *বর্ধিত সৌর বায়ুমণ্ডল* হিসেবে গণ্য করে।

#### আলোকমণ্ডল

আলোকমণ্ডলটি পরিচলন কোষ দ্বারা গঠিত, যা *দানা* বা গ্রানুল নামে পরিচিত।
সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠ বা আলোকমণ্ডল হলো সেই স্তর যার নিচে সূর্য দৃশ্যমান আলোর ক্ষেত্রে অস্বচ্ছ হয়ে যায়। এই স্তরে উৎপন্ন ফোটনগুলো এর ওপরে অবস্থিত স্বচ্ছ সৌর বায়ুমণ্ডলের মধ্য দিয়ে বেরিয়ে আসে এবং সৌর বিকিরণ বা সূর্যালোক হিসেবে ছড়িয়ে পড়ে। অস্বচ্ছতার এই পরিবর্তন মূলত H− আয়নের পরিমাণ হ্রাসের কারণে ঘটে, যা দৃশ্যমান আলোকে সহজেই শোষণ করে নেয়। বিপরীতক্রমে, আমরা যে দৃশ্যমান আলো দেখি তা মূলত ইলেকট্রন এবং হাইড্রোজেন পরমাণুর বিক্রিয়ায় H− আয়ন উৎপন্ন হওয়ার সময় সৃষ্টি হয়।

আলোকমণ্ডল দশ থেকে শত কিলোমিটার পুরু এবং এটি পৃথিবীর বায়ুর চেয়ে সামান্য কম অস্বচ্ছ। আলোকমণ্ডলের ওপরের অংশ নিচের অংশের চেয়ে শীতল হওয়ায়, সূর্যের চাকতি বা ডিস্কের কেন্দ্রের ছবি প্রান্ত বা *লিম্ব*-এর চেয়ে বেশি উজ্জ্বল দেখায়; এই ঘটনাটি *প্রান্তীয় অন্ধকারাচ্ছন্নতা* নামে পরিচিত। সূর্যালোকের বর্ণালী প্রায় ৫,৭৭২ kelvin (৯,৯৩০ ডিগ্রি ফারেনহাইট) তাপমাত্রায় বিকিরণকারী একটি কৃষ্ণবস্তুর বর্ণালীর অনুরূপ, যার মধ্যে আলোকমণ্ডলের ওপরের পাতলা স্তরগুলো থেকে আসা পারমাণবিক শোষণ রেখা বা অ্যাপজরপশন লাইনগুলো বিক্ষিপ্তভাবে অবস্থান করে। আলোকমণ্ডলের কণার ঘনত্ব ~১০২৩ মি−৩ (যা সমুদ্রপৃষ্ঠে পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের প্রতি আয়তনে কণার সংখ্যার প্রায় ০.৩৭%)। আলোকমণ্ডল সম্পূর্ণভাবে আয়নিত নয়। আয়নয়নের মাত্রা প্রায় ৩%, অর্থাৎ প্রায় সমস্ত হাইড্রোজেনই এখানে পারমাণবিক আকারে থাকে।

সূর্যের সবচেয়ে শীতল স্তরটি হলো একটি ন্যূনতম তাপমাত্রার অঞ্চল যা আলোকমণ্ডলের প্রায় ৫০০ কিমি ওপর পর্যন্ত বিস্তৃত এবং এর তাপমাত্রা প্রায় ৪,১০০ কে। সূর্যের এই অংশটি এতটাই শীতল যে এখানে কার্বন মনোক্সাইড এবং জলের মতো সরল অণুগুলোর অস্তিত্ব সম্ভব।

#### বর্ণমণ্ডল

ন্যূনতম তাপমাত্রার স্তরের ওপরে প্রায় ২,০০০ কিমি পুরু একটি স্তর রয়েছে, যা নির্গমন এবং শোষণ বর্ণালী রেখা দ্বারা প্রভাবিত। গ্রিক শব্দমূল *ক্রোমা*, যার অর্থ রঙ, থেকে এই স্তরের নামকরণ হয়েছে *ক্রোমোস্ফিয়ার* বা বর্ণমণ্ডল; কারণ পূর্ণগ্রাস সূর্যগ্রহণের শুরু এবং শেষে বর্ণমণ্ডলকে একটি রঙিন ঝলকানি হিসেবে দেখা যায়। বর্ণমণ্ডলের তাপমাত্রা উচ্চতার সাথে সাথে ধীরে ধীরে বৃদ্ধি পায় এবং এর শীর্ষভাগে তাপমাত্রা প্রায় ২০,০০০ কে পর্যন্ত পৌঁছায়। বর্ণমণ্ডলের ওপরের অংশে হিলিয়াম আংশিকভাবে আয়নিত হয়ে পড়ে।

হিনোদে-এর সোলার অপটিক্যাল টেলিস্কোপ দ্বারা গৃহীত সূর্যের সংক্রমণ অঞ্চলের চিত্র
বর্ণমণ্ডল এবং এর ওপরে অবস্থিত করোনা একটি পাতলা (প্রায় ২০০ কিমি) সংক্রমণ অঞ্চল দ্বারা পৃথকীকৃত, যেখানে তাপমাত্রা বর্ণমণ্ডলের ওপরের অংশের প্রায় ২০,০০০ কে থেকে দ্রুত বৃদ্ধি পেয়ে প্রায় ১০,০০,০০০ কে-এর কাছাকাছি করোনাল তাপমাত্রায় পৌঁছায়। সংক্রমণ অঞ্চলে হিলিয়ামের পূর্ণ আয়নয়ন তাপমাত্রার এই বৃদ্ধিতে সহায়তা করে, যা প্লাজমার বিকিরণজনিত শীতলীকরণ উল্লেখযোগ্যভাবে হ্রাস করে। সংক্রমণ অঞ্চলটি কোনো সুনির্দিষ্ট উচ্চতায় অবস্থান করে না, বরং এটি স্পিকিউল এবং ফিলামেন্টের মতো ক্রোমোস্ফিয়ারীয় বৈশিষ্ট্যগুলোর চারপাশে এক ধরনের বলয় বা প্রভাবমণ্ডল তৈরি করে এবং এটি সর্বদা বিশৃঙ্খল গতিতে থাকে। পৃথিবী থেকে সংক্রমণ অঞ্চলটি সহজে দেখা যায় না, তবে মহাকাশ থেকে চরম অতিবেগুনি রশ্মির প্রতি সংবেদনশীল যন্ত্রের সাহায্যে এটি সহজেই পর্যবেক্ষণ করা যায়।

#### করোনা

একটি পূর্ণগ্রাস সূর্যগ্রহণের সময় খালি চোখে সৌর করোনা দেখা যায়।
করোনা হলো সূর্যের পরবর্তী স্তর। সূর্যের পৃষ্ঠের কাছাকাছি অবস্থিত নিম্ন করোনার কণার ঘনত্ব প্রায় ১০১৫ মি−৩ থেকে ১০১৬ মি−৩। করোনা এবং সৌর বায়ুর গড় তাপমাত্রা প্রায় ১০,০০,০০০–২০,০০,০০০ কেলভিন; তবে উষ্ণতম অঞ্চলগুলোতে এটি ৮০,০০,০০০–২,০০,০০,০০০ কেলভিন পর্যন্ত হতে পারে। যদিও করোনার এই অত্যধিক তাপমাত্রার কারণ ব্যাখ্যা করার মতো কোনো সম্পূর্ণ তত্ত্ব এখনও নেই, তবে জানা গেছে যে এর কিছু তাপ অন্তত চৌম্বকীয় পুনঃসংযোগ থেকে আসে।

করোনার বহিঃসীমানা বা আউটার বাউন্ডারি সেখানে অবস্থিত যেখানে ব্যাসার্ধ বরাবর বর্ধমান বৃহৎ-স্কেলের সৌর বায়ুর গতিবেগ এবং ব্যাসার্ধ বরাবর হ্রাসমান আলফেন তরঙ্গের দশা গতিবেগ সমান হয়। এটি একটি বদ্ধ, অ-গোলীয় তল নির্দেশ করে, যা *আলফেন সংকট তল* নামে পরিচিত। এই তলের নিচে করোনাল প্রবাহ সাব-আলফেনিক এবং এর ওপরে সৌর বায়ু সুপার-আলফেনিক প্রকৃতির। যে উচ্চতায় এই পরিবর্তনটি ঘটে তা স্থানভেদে এবং সৌর ক্রিয়াকলাপের ওপর ভিত্তি করে পরিবর্তিত হয়; সৌর মিনিমাম বা নিম্ন ক্রিয়াকলাপের সময় এটি সর্বনিম্ন এবং সৌর ম্যাক্সিমাম বা উচ্চ ক্রিয়াকলাপের সময় এটি সর্বোচ্চ উচ্চতায় পৌঁছায়। ২০২১ সালের এপ্রিল মাসে পার্কার সোলার প্রোব প্রথমবারের মতো ১৬ থেকে ২০ সৌর ব্যাসার্ধের হেলিওসেন্ট্রিক দূরত্বের মধ্যে এই তলটি অতিক্রম করে। এর সম্ভাব্য সম্পূর্ণ বিস্তৃতির পূর্বাভাস অনুযায়ী, এটি ৮ থেকে ৩০ সৌর ব্যাসার্ধের মধ্যে অবস্থান করতে পারে।

### হেলিওস্ফিয়ার

হেলিওস্ফিয়ারের চিত্রণ
মহাকাশে যে অঞ্চল জুড়ে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের তুলনায় সৌর বায়ুর আধিপত্য বজায় থাকে, তাকে হেলিওস্ফিয়ার বা সৌর গোলক হিসেবে সংজ্ঞায়িত করা হয়। হেলিওস্ফিয়ারের ভেতরের উত্তাল অবস্থা এবং গতিশীল বলসমূহ সৌর করোনার আকৃতিকে প্রভাবিত করতে পারে না, কারণ এই তথ্য কেবল আলফেন তরঙ্গের গতিতে প্রবাহিত হতে পারে। সৌর বায়ু হেলিওস্ফিয়ারের মধ্য দিয়ে নিরবচ্ছিন্নভাবে বাইরের দিকে প্রবাহিত হয়, এবং সূর্য থেকে ৫০ মহাজাগতিক একক-এরও বেশি দূরে অবস্থিত হেলিওপজ বা সৌর বিরতিতে আঘাত না করা পর্যন্ত এটি সৌর চৌম্বক ক্ষেত্রকে একটি সর্পিলাকার আকৃতি প্রদান করে। ২০০৪ সালের ডিসেম্বর মাসে, *ভয়েজার ১* মহাকাশযানটি এমন একটি অভিঘাত সম্মুখভাগ অতিক্রম করে, যা হেলিওপজের অংশ বলে ধারণা করা হয়। ২০১২ সালের শেষের দিকে, *ভয়েজার ১* মহাজাগতিক রশ্মির সংঘর্ষের হার উল্লেখযোগ্যভাবে বৃদ্ধি এবং সৌর বায়ু থেকে আসা নিম্ন-শক্তির কণার পরিমাণ তীব্রভাবে হ্রাস পাওয়ার ঘটনা রেকর্ড করে। এই তথ্য ইঙ্গিত দেয় যে, মহাকাশযানটি হেলিওপজ অতিক্রম করে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমে প্রবেশ করেছে; এবং প্রকৃতপক্ষে এটি ২০১২ সালের ২৫শে আগস্ট সূর্য থেকে প্রায় ১২২ মহাজাগতিক একক (১৮ টেরামিটার) দূরত্বে এই ঘটনাটি ঘটেছিল। ছায়াপথের মধ্য দিয়ে সূর্যের অস্বাভাবিক গতির কারণে হেলিওস্ফিয়ারের পেছনে একটি প্রসারিত অংশ বা সৌর পুচ্ছ সৃষ্টি হয়।

## সৌর বিকিরণ

হালকা কুয়াশার মধ্য দিয়ে দৃষ্ট সূর্য
সূর্য সমগ্র দৃশ্যমান বর্ণালী জুড়ে আলো বিকিরণ করে। মহাকাশ থেকে কিংবা আকাশমধ্যস্থ উচ্চ অবস্থান থেকে পর্যবেক্ষণ করলে এর রঙ সাদা দেখায়, যার সিআইই (CIE) বর্ণ-স্থান সূচক (০.৩, ০.৩)-এর কাছাকাছি। মহাকাশ থেকে দেখলে সৌর ঔজ্জ্বল্যের তরঙ্গদৈর্ঘ্য বর্ণালীর সবুজ অংশে সর্বোচ্চ হয়। সূর্য যখন আকাশের খুব নিচে বা দিগন্তের কাছাকাছি থাকে, তখন বায়ুমণ্ডলীয় বিচ্ছুরণের কারণে সূর্যকে হলুদ, লাল, কমলা বা ম্যাজেন্টা রঙের দেখায়; এমনকি বিরল ক্ষেত্রে সবুজ বা নীলও দেখা যেতে পারে। কিছু সংস্কৃতিতে সূর্যকে হলুদ এবং কিছু সংস্কৃতিতে লাল হিসেবে কল্পনা করা হয়; এর নেপথ্যে থাকা সাংস্কৃতিক কারণগুলো বিতর্কিত। সূর্যকে একটি জি২ (G2) তারা হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়, যার অর্থ এটি একটি জি-টাইপ নক্ষত্র, এবং '২' নির্দেশ করে যে এর পৃষ্ঠতলের তাপমাত্রা জি-শ্রেণীর দ্বিতীয় পাল্লার অন্তর্ভুক্ত।

সৌর ধ্রুবক হলো সেই পরিমাণ শক্তি যা সূর্যালোকের সরাসরি সংস্পর্শে থাকা প্রতি একক ক্ষেত্রফলে এসে পৌঁছায়। সূর্য থেকে এক মহাজাগতিক একক (AU) দূরত্বে (অর্থাৎ পৃথিবীর কক্ষপথের কাছাকাছি) সৌর ধ্রুবকের মান প্রায় ১,৩৬৮ ওয়াট/মি২ (প্রতি বর্গমিটারে ওয়াট)। পৃথিবীর পৃষ্ঠে আসার পথে পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের দ্বারা সূর্যালোক লঘুকৃত বা হ্রাসপ্রাপ্ত হয়। ফলে আকাশ পরিষ্কার থাকলে এবং সূর্য সুবিন্দু বা মধ্যগগনের কাছাকাছি থাকলে ভূপৃষ্ঠে আগত শক্তির পরিমাণ কিছুটা কমে যায় (প্রায় ১,০০০ ওয়াট/মি২)। পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের শীর্ষে অবস্থানরত সূর্যালোকের মোট শক্তির প্রায় ৫০% অবলোহিত আলো, ৪০% দৃশ্যমান আলো এবং ১০% অতিবেগুনি রশ্মি দ্বারা গঠিত। বায়ুমণ্ডল সৌর অতিবেগুনি রশ্মির ৭০%-এরও বেশি অংশ, বিশেষ করে ক্ষুদ্রতর তরঙ্গদৈর্ঘ্যের রশ্মিগুলোকে ছেঁকে ফেলে বা শোষণ করে নেয়। সৌর অতিবেগুনি বিকিরণ পৃথিবীর দিবাভাগের উচ্চ বায়ুমণ্ডলকে আয়নিত করে, যার ফলে বিদ্যুৎ পরিবাহী আয়নমণ্ডলের সৃষ্টি হয়।

সূর্যের অতিবেগুনি রশ্মির জীবাণুনাশক গুণ রয়েছে এবং এটি যন্ত্রপাতি ও জল জীবাণুমুক্ত করতে ব্যবহার করা যেতে পারে। এই বিকিরণ ত্বকের দহন ঘটায় এবং এর অন্যান্য জৈবিক প্রভাবও রয়েছে, যেমন ভিটামিন ডি উৎপাদন এবং ত্বক তামাটে করা। তবে এটি ত্বকের ক্যানসারের প্রধান কারণ। পৃথিবীর ওজোন স্তর অতিবেগুনি রশ্মিকে তীব্রভাবে হ্রাস করে, ফলে অক্ষাংশ ভেদে অতিবেগুনি রশ্মির পরিমাণে ব্যাপক তারতম্য ঘটে। মানুষের গায়ের রঙের ভিন্নতাসহ অনেক জৈবিক অভিযোজনের জন্য এই রশ্মি আংশিকভাবে দায়ী।

কেন্দ্রের সংযোজন বিক্রিয়ায় প্রাথমিকভাবে নির্গত উচ্চ-শক্তির গামা রশ্মি ফোটনগুলো বিকিরণ অঞ্চলের সৌর প্লাজমা দ্বারা প্রায় তাৎক্ষণিকভাবে শোষিত হয়; সাধারণত মাত্র কয়েক মিলিমিটার দূরত্ব অতিক্রম করার পরেই এই শোষণ ঘটে। এরপর এই শক্তি বিক্ষিপ্ত দিকগুলোতে এবং সাধারণত সামান্য কম শক্তিতে পুনর্নিগত হয়। নির্গমন এবং শোষণের এই ধারাবাহিক প্রক্রিয়ার কারণে বিকিরণের সূর্যের পৃষ্ঠে পৌঁছাতে দীর্ঘ সময় লাগে। ফোটনের এই যাত্রাকালের ব্যাপ্তি ১০,০০০ থেকে ১,৭০,০০০ বছরের মধ্যে হতে পারে বলে অনুমান করা হয়। এর বিপরীতে, নিউট্রিনো, যা সূর্যের মোট শক্তি উৎপাদনের প্রায় ২% বহন করে, তা পৃষ্ঠে পৌঁছাতে মাত্র ২.৩ সেকেন্ড সময় নেয়। যেহেতু সূর্যের অভ্যন্তরে শক্তি পরিবহন একটি প্রক্রিয়া যেখানে ফোটন পদার্থের সাথে তাপগতীয় সাম্যাবস্থায় থাকে, তাই শক্তি পরিবহনের সময়কাল অনেক দীর্ঘ—প্রায় ৩,০০,০০,০০০ বছর। অর্থাৎ, সূর্যের কেন্দ্রে শক্তি উৎপাদনের হার যদি হঠাৎ পরিবর্তিত হয়, তবে সূর্যের পুনরায় স্থিতিশীল অবস্থায় ফিরে আসতে এই পরিমাণ সময় লাগবে।

কেন্দ্রের সংযোজন বিক্রিয়ার ফলে ইলেকট্রন নিউট্রিনো নির্গত হয়। ফোটনের মতো না হয়ে এরা পদার্থের সাথে খুব কমই মিথস্ক্রিয়া করে, তাই এদের প্রায় সবকটিই তাৎক্ষণিকভাবে সূর্য থেকে বেরিয়ে আসতে সক্ষম হয়। তবে, সূর্য থেকে উৎপন্ন এই নিউট্রিনোগুলোর পরিমাপ তাত্ত্বিক পূর্বাভাসের চেয়ে উল্লেখযোগ্যভাবে কম (প্রায় তিনগুণ কম) পাওয়া যেত। ২০০১ সালে নিউট্রিনো দোলন আবিষ্কারের মাধ্যমে এই অসংগতির সমাধান হয়: তত্ত্ব অনুযায়ী সূর্য সঠিক সংখ্যক ইলেকট্রন নিউট্রিনোই নির্গত করে, কিন্তু ডিটেক্টর বা শনাক্তকারী যন্ত্রগুলো তাদের ২⁄৩ অংশ শনাক্ত করতে ব্যর্থ হয়েছিল; কারণ শনাক্ত হওয়ার পূর্বেই নিউট্রিনোগুলো তাদের ফ্লেভার পরিবর্তন করে ফেলেছিল।

## চৌম্বকীয় সক্রিয়তা

সূর্যের একটি নাক্ষত্রিক চৌম্বক ক্ষেত্র রয়েছে যা এর পৃষ্ঠতল জুড়ে পরিবর্তিত হয়। এর মেরু অঞ্চলে চৌম্বক ক্ষেত্রের মান ১–২ gauss (০.০০০১–০.০০০২ tesla); যেখানে 'সৌরকলঙ্ক' বা সানস্পট নামক স্থানগুলোতে এই মান সাধারণত ৩,০০০ gauss (০.৩ tesla) এবং সৌর প্রটুবারেন্সে ১০–১০০ gauss (০.০০১–০.০১ tesla)। এই চৌম্বক ক্ষেত্র স্থান ও কালভেদে পরিবর্তিত হয়। প্রায় ১১-বছর মেয়াদী সৌর চক্র হলো সবচেয়ে উল্লেখযোগ্য পরিবর্তন, যার মধ্যে সৌরকলঙ্কের সংখ্যা ও আকার হ্রাস-বৃদ্ধি ঘটে।

সৌর চৌম্বক ক্ষেত্র সূর্য ছাড়িয়ে বহুদূর পর্যন্ত বিস্তৃত। বিদ্যুৎ পরিবাহী সৌর বায়ু প্লাজমা সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্রকে মহাকাশে বহন করে নিয়ে যায়, যা আন্তঃগ্রহীয় চৌম্বক ক্ষেত্র নামে পরিচিত। আদর্শ ম্যাগনেটোহাইড্রোডাইনামিক্স বা চৌম্বক-প্রবাহী গতিবিদ্যা নামক আসন্নীকরণ অনুযায়ী, প্লাজমা কেবল চৌম্বক বলরেখা বরাবর চলাচল করে। ফলস্বরূপ, বহির্গামী সৌর বায়ু আন্তঃগ্রহীয় চৌম্বক ক্ষেত্রকে বাইরের দিকে প্রসারিত করে এবং এটিকে মোটামুটিভাবে ব্যাসার্ধমুখী কাঠামোতে বাধ্য করে। একটি সাধারণ দ্বিমেরু বা ডাইপোলার সৌর চৌম্বক ক্ষেত্রের জন্য, যেখানে সৌর চৌম্বকীয় বিষুবরেখার উভয় পাশে বিপরীত মেরুত্ব থাকে, সৌর বায়ুর মধ্যে একটি পাতলা তড়িৎ প্রবাহী স্তর তৈরি হয়। অনেক দূরবর্তী স্থানে, সূর্যের আবর্তন এই দ্বিমেরু চৌম্বক ক্ষেত্র এবং সংশ্লিষ্ট প্রবাহী স্তরকে একটি আর্কিমিডিসের সর্পিলাকার কাঠামোতে পেঁচিয়ে দেয়, যা *পার্কার স্পাইরাল* নামে পরিচিত।

### সৌরকলঙ্ক

সাদা আলোয় পর্যবেক্ষণকৃত একটি বিশাল সৌরকলঙ্ক গোষ্ঠী
সৌরকলঙ্কগুলো সূর্যের আলোকমণ্ডলে কালো দাগ হিসেবে দৃশ্যমান হয়। এগুলো মূলত চৌম্বক ক্ষেত্রের ঘনসন্নিবেশ, যেখানে সৌর অভ্যন্তর থেকে পৃষ্ঠে তাপের পরিচলন পরিবহন বাধাপ্রাপ্ত হয়। ফলে, সৌরকলঙ্কগুলো পার্শ্ববর্তী আলোকমণ্ডলের চেয়ে সামান্য শীতল হয় এবং তাই এদের কালো দেখায়। একটি সাধারণ সৌর নিম্নমান দশায় খুব কম সংখ্যক সৌরকলঙ্ক দেখা যায়, এবং মাঝে মাঝে একটিও দেখা যায় না। যে কয়টি দেখা যায়, সেগুলো সাধারণত উচ্চ সৌর অক্ষাংশে অবস্থান করে। সৌর চক্র যখন তার চরমাবস্থার দিকে অগ্রসর হয়, তখন সৌরকলঙ্কগুলো সৌর বিষুবরেখার কাছাকাছি গঠিত হতে থাকে; এই ঘটনাটি *স্পেরারের সূত্র* নামে পরিচিত। বৃহত্তম সৌরকলঙ্কগুলো ব্যাস কয়েক হাজার কিলোমিটার পর্যন্ত হতে পারে।

একটি ১১-বছরের সৌরকলঙ্ক চক্র হলো একটি ২২-বছরের ব্যাবকক–লেইটন ডায়নামো চক্রের অর্ধেক। এই চক্রটি টরয়ডাল এবং পোলয়ডাল সৌর চৌম্বক ক্ষেত্রের মধ্যে শক্তির দোলন বা বিনিময়ের সাথে সম্পর্কিত। সৌর চক্রের চরমাবস্থায়, বাহ্যিক পোলয়ডাল দ্বিমেরু চৌম্বক ক্ষেত্র তার ডায়নামো-চক্রের ন্যূনতম শক্তিতে থাকে; কিন্তু ট্যাকোক্লাইনের মধ্যে অসম আবর্তনের ফলে সৃষ্ট অভ্যন্তরীণ টরয়ডাল কোয়াড্রপোলার (চার-মেরু বিশিষ্ট) ক্ষেত্রটি তার সর্বোচ্চ শক্তিতে পৌঁছায়। ডায়নামো চক্রের এই পর্যায়ে, পরিচলন অঞ্চলের অভ্যন্তরে প্লাবমান বা 'বুয়্যান্ট' উর্ধ্বগমন টরয়ডাল চৌম্বক ক্ষেত্রকে আলোকমণ্ডলের মধ্য দিয়ে উঠে আসতে বাধ্য করে। এর ফলে জোড়ায় জোড়ায় সৌরকলঙ্কের সৃষ্টি হয়, যা মোটামুটি পূর্ব-পশ্চিম বরাবর বিন্যস্ত থাকে এবং এদের চৌম্বকীয় মেরুত্ব একে অপরের বিপরীত হয়। সৌরকলঙ্ক জোড়ার চৌম্বকীয় মেরুত্ব প্রতি সৌর চক্রে পরিবর্তিত হয়, যা হেলের সূত্র দ্বারা বর্ণিত হয়েছে।

সৌর চক্রের ক্রমহ্রাসমান পর্যায়ে, শক্তি অভ্যন্তরীণ টরয়ডাল চৌম্বক ক্ষেত্র থেকে বাহ্যিক পোলয়ডাল ক্ষেত্রে স্থানান্তরিত হয় এবং সৌরকলঙ্কের সংখ্যা ও আকার হ্রাস পায়। সৌর চক্রের নিম্নমান দশায়, টরয়ডাল ক্ষেত্রটি তার ন্যূনতম শক্তিতে থাকে, সৌরকলঙ্ক তুলনামূলকভাবে বিরল হয় এবং পোলয়ডাল ক্ষেত্রটি তার সর্বোচ্চ শক্তিতে থাকে। পরবর্তী ১১-বছরের সৌরকলঙ্ক চক্রের উত্থানের সাথে সাথে, অসম আবর্তন চৌম্বকীয় শক্তিকে পুনরায় পোলয়ডাল থেকে টরয়ডাল ক্ষেত্রে স্থানান্তরিত করে, কিন্তু এবার মেরুত্ব পূর্ববর্তী চক্রের বিপরীত হয়। এই প্রক্রিয়াটি নিরবচ্ছিন্নভাবে চলতে থাকে এবং একটি আদর্শায়িত, সরলীকৃত দৃশ্যকল্পে, প্রতিটি ১১-বছরের সৌরকলঙ্ক চক্র সূর্যের বৃহৎ-স্কেলের চৌম্বক ক্ষেত্রের সামগ্রিক মেরুত্বের একটি পরিবর্তনের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ।

### সৌর সক্রিয়তা

বিগত ৩০ বছরের সৌর চক্রের পরিবর্তনের ২০০৫ সালের পরিমাপ
সূর্যর চৌম্বক ক্ষেত্র এমন অনেক প্রভাব বিস্তার করে যেগুলিকে সমষ্টিগতভাবে সৌর সক্রিয়তা বলা হয়। সৌর শিখা এবং করোনাল ভরের নির্গমন প্রধানত সৌর কলঙ্ক বা সানস্পট গোষ্ঠীগুলিতে ঘটতে দেখা যায়। আলোকমণ্ডলের পৃষ্ঠে অবস্থিত করোনাল বিবর থেকে ধীরে পরিবর্তনশীল উচ্চ-গতির সৌর বায়ুর প্রবাহ নির্গত হয়। করোনাল ভরের নির্গমন এবং উচ্চ-গতির সৌর বায়ু উভয়ই প্লাজমা এবং আন্তঃগ্রহীয় চৌম্বক ক্ষেত্রকে সৌরজগতের বাইরের দিকে বহন করে নিয়ে যায়। পৃথিবীতে সৌর সক্রিয়তার প্রভাবের মধ্যে রয়েছে মধ্য থেকে উচ্চ অক্ষাংশে মেরুপ্রভা দর্শন এবং বেতার যোগাযোগ ও বৈদ্যুতিক শক্তির বিঘ্নতা। ধারণা করা হয় যে, সৌরজগতের গঠন ও বিবর্তনে সৌর সক্রিয়তা একটি বিশাল ভূমিকা পালন করেছে।

১১ বছরের সৌর চক্রে সৌর দীপ্তির পরিবর্তন সৌর কলঙ্কের সংখ্যার পরিবর্তনের সাথে সম্পর্কযুক্ত। সৌর চক্র মহাকাশের আবহাওয়া পরিস্থিতিকে প্রভাবিত করে, যার মধ্যে পৃথিবীর পারিপার্শ্বিক অবস্থাও অন্তর্ভুক্ত। উদাহরণস্বরূপ, সপ্তদশ শতাব্দীতে, সৌর চক্র বেশ কয়েক দশকের জন্য সম্পূর্ণভাবে স্তব্ধ হয়ে গিয়েছিল বলে প্রতীয়মান হয়; মন্ডার লঘিষ্ঠকাল নামে পরিচিত একটি সময়ে অতি স্বল্প সংখ্যক সৌর কলঙ্ক পরিলক্ষিত হয়েছিল। এই সময়টি ক্ষুদ্র তুষারযুগের সমসাময়িক ছিল, যখন ইউরোপে অস্বাভাবিক শীতল তাপমাত্রা অনুভূত হয়েছিল। বৃক্ষ-বলয় বিশ্লেষণের মাধ্যমে পূর্ববর্তী দীর্ঘায়িত লঘিষ্ঠকালগুলি আবিষ্কৃত হয়েছে এবং সেগুলিও গড় বৈশ্বিক তাপমাত্রার নিম্নগামিতার সাথে কাকতালীয়ভাবে মিলে যায়।

### করোনাল তাপন

আলোকমণ্ডলের তাপমাত্রা প্রায় ৬,০০০ কেলভিন, যেখানে করোনার তাপমাত্রা ১০,০০,০০০–২০,০০,০০০ K পর্যন্ত পৌঁছায়। করোনার এই উচ্চ তাপমাত্রা নির্দেশ করে যে, এটি আলোকমণ্ডল থেকে সরাসরি তাপ পরিবহনের পরিবর্তে অন্য কোনো প্রক্রিয়ায় উত্তপ্ত হয়।

ধারণা করা হয়, করোনাকে উত্তপ্ত করার জন্য প্রয়োজনীয় শক্তি আলোকমণ্ডলের নিচের পরিচলন অঞ্চলের উত্তাল গতি বা টার্বুলেন্স থেকে আসে এবং করোনাল তাপন বা 'করোনাল হিটিং' ব্যাখ্যা করার জন্য প্রধানত দুটি প্রক্রিয়া প্রস্তাব করা হয়েছে। প্রথমটি হলো তরঙ্গ তাপন, যেখানে পরিচলন অঞ্চলের টার্বুলেন্স থেকে শব্দ, মহাকর্ষীয় বা ম্যাগনেটো-হাইড্রোডায়নামিক তরঙ্গ উৎপন্ন হয়। এই তরঙ্গগুলি উপরের দিকে প্রবাহিত হয় এবং করোনাতে গিয়ে বিলীন হয়, যার ফলে তাদের শক্তি তাপ আকারে পারিপার্শ্বিক পদার্থে সঞ্চিত হয়। অন্যটি হলো চৌম্বকীয় তাপন, যেখানে আলোকমণ্ডলীয় গতির দ্বারা চৌম্বক শক্তি ক্রমাগত সঞ্চিত হয় এবং বিশালাকার সৌর শিখা ও অসংখ্য ছোটো ছোটো ঘটনা—ন্যানোফ্লেয়ার-এর আকারে চৌম্বকীয় পুনর্সংযোগের মাধ্যমে মুক্তি পায়।

বর্তমানে, তরঙ্গ একটি দক্ষ তাপন প্রক্রিয়া কি না তা অস্পষ্ট। আলফভেন তরঙ্গ ব্যতীত অন্য সকল তরঙ্গ করোনাতে পৌঁছানোর আগেই বিলীন বা প্রতিসৃত হয়ে যায় বলে দেখা গেছে। উপরন্তু, আলফভেন তরঙ্গগুলি করোনাতে সহজে বিলীন হয় না। তাই বর্তমান গবেষণার কেন্দ্রবিন্দু ফ্লেয়ার হিটিং বা শিখা তাপন প্রক্রিয়ার দিকে স্থানান্তরিত হয়েছে।

## জীবন পর্যায়

সূর্যের মতো একটি নক্ষত্রের বিবর্তনের সংক্ষিপ্ত চিত্র, বামে ধসে পড়া আদিতারা বা প্রোটোস্টার থেকে ডানে লোহিত দানব পর্যায় পর্যন্ত প্রদর্শিত
বর্তমানে সূর্য তার জীবনচক্রের মুখ্য ক্রম পর্যায়ের প্রায় অর্ধেক পথ অতিক্রম করেছে। গত চারশ কোটি বছরে এর বিশেষ কোনো পরিবর্তন হয়নি এবং আরও প্রায় পাঁচশ কোটি বছর এটি মোটামুটি স্থিতিশীল থাকবে। তবে, কেন্দ্রে হাইড্রোজেন সংযোজন বা ফিউশন বন্ধ হয়ে যাওয়ার পর, সূর্যের অভ্যন্তরীণ ও বাহ্যিক উভয় ক্ষেত্রেই নাটকীয় পরিবর্তন ঘটবে।

### উৎপত্তি

প্রায় ৪.৬ বিলিয়ন বছর পূর্বে একটি অতিকায় আণবিক মেঘের অংশের পতনের ফলে সূর্যের উৎপত্তি হয়েছিল। এই মেঘটি মূলত হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম দ্বারা গঠিত ছিল এবং সম্ভবত এটি আরও অনেক নক্ষত্রের জন্ম দিয়েছিল। এই বয়সটি নাক্ষত্রিক বিবর্তনের কম্পিউটার মডেল এবং নিউক্লিওকসমোক্রোনোলজির মাধ্যমে নির্ণয় করা হয়েছে। এই ফলাফলটি সৌরজগতের প্রাচীনতম পদার্থের রেডিওমেট্রিক তারিখের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ, যা ৪.৫৬৭ বিলিয়ন বছর আগের। প্রাচীন উল্কাপিণ্ডের গবেষণায় স্বল্পস্থায়ী আইসোটোপের, যেমন আয়রন-৬০, স্থায়ী দুহিতা নিউক্লিয়াসের সন্ধান পাওয়া গেছে, যা শুধুমাত্র বিস্ফোরিত স্বল্পস্থায়ী নক্ষত্রেই গঠিত হয়। এটি নির্দেশ করে যে, সূর্যের উৎপত্তিস্থলের নিকটে এক বা একাধিক সুপারনোভা বা অতিনবতারার বিস্ফোরণ ঘটেছিল। নিকটবর্তী কোনো সুপারনোভা থেকে আসা অভিঘাত তরঙ্গ আণবিক মেঘের ভেতরের পদার্থকে সংকুচিত করে এবং নির্দিষ্ট কিছু অঞ্চলকে নিজস্ব অভিকর্ষের প্রভাবে ধসে পড়তে বাধ্য করে সূর্যের গঠন প্রক্রিয়াকে ত্বরান্বিত করেছিল। মেঘের একটি অংশ ধসে পড়ার সাথে সাথে কৌণিক ভরবেগের সংরক্ষণশীলতার কারণে এটি ঘুরতে শুরু করে এবং ক্রমবর্ধমান চাপের সাথে উত্তপ্ত হতে থাকে। ভরের অধিকাংশ অংশই কেন্দ্রে ঘনীভূত হয়, এবং অবশিষ্টাংশ চ্যাপ্টা হয়ে একটি চাকতিতে পরিণত হয় যা পরবর্তীতে গ্রহ এবং সৌরজগতের অন্যান্য বস্তুতে রূপান্তরিত হয়। মেঘের কেন্দ্রের অভ্যন্তরে অভিকর্ষ এবং চাপ প্রচুর তাপ উৎপন্ন করে এবং আশেপাশের চাকতি থেকে আরও পদার্থ সঞ্চয় করতে থাকে, যা অবশেষে নিউক্লীয় ফিউশন বা সংযোজন প্রক্রিয়ার সূত্রপাত ঘটায়।

এইচডি ১৬২৮২৬ এবং এইচডি ১৮৬৩০২ নক্ষত্র দুটির সাথে সূর্যের গাঠনিক সাদৃশ্য রয়েছে এবং এদের সূর্যের 'নাক্ষত্রিক সহোদর' হিসেবে অনুমান করা হয়, যারা একই আণবিক মেঘ থেকে গঠিত হয়েছিল।

সূর্যের মতো নক্ষত্রদের অশান্ত বা উত্তাল কৈশোর
### মুখ্য ক্রম

সূর্য-সদৃশ নক্ষত্রের বিবর্তন। হার্টজস্প্রং–রাসেল চিত্রে এক সৌর ভরের নক্ষত্রের গতিপথ মুখ্য ক্রম থেকে শ্বেত বামন পর্যায় পর্যন্ত প্রদর্শিত হয়েছে।
সূর্য বর্তমানে তার মুখ্য ক্রম পর্যায়ের প্রায় অর্ধেক সময়ে অবস্থান করছে। এই পর্যায়ে এর কেন্দ্রে নিউক্লীয় সংযোজন বিক্রিয়ার মাধ্যমে হাইড্রোজেন হিলিয়ামে রূপান্তরিত হয়। প্রতি সেকেন্ডে, সূর্যের অভ্যন্তরে চারশো কোটি কিলোগ্রামেরও বেশি পদার্থ শক্তিতে রূপান্তরিত হচ্ছে, যা নিউট্রিনো এবং সৌর বিকিরণ উৎপন্ন করে। এই হারে, সূর্য এখন পর্যন্ত পৃথিবীর ভরের প্রায় ১০০ গুণ সমপরিমাণ ভর শক্তিতে রূপান্তরিত করেছে, যা সূর্যের মোট ভরের প্রায় ০.০৩%। লোহিত দানব পর্যায়ে পৌঁছানোর পূর্বে সূর্য মুখ্য ক্রমের নক্ষত্র হিসেবে মোট প্রায় ১০ থেকে ১১ বিলিয়ন বছর ব্যয় করবে। ২০২২ সালে ইউরোপিয়ান স্পেস এজেন্সির (ESA) *গাইয়া* মহাকাশ মানমন্দির মিশনের তথ্য অনুযায়ী, ৮০০ কোটি বা ৮ বিলিয়ন বছর বয়সে সূর্য তার সর্বোচ্চ তাপমাত্রায় পৌঁছাবে।

মুখ্য ক্রম পর্যায়ে থাকার সময় সূর্য তার কেন্দ্রে ক্রমশ আরও উষ্ণ, পৃষ্ঠে আরও উত্তপ্ত, ব্যাসার্ধে বৃহৎ এবং আরও দীপ্তিময় হয়ে উঠছে: মুখ্য ক্রম জীবনের শুরু থেকে এর ব্যাসার্ধ ১৫% প্রসারিত হয়েছে এবং পৃষ্ঠের তাপমাত্রা ৫,৬২০ kelvin (৯,৬৬০ ডিগ্রি ফারেনহাইট) থেকে বৃদ্ধি পেয়ে ৫,৭৭২ kelvin (৯,৯৩০ ডিগ্রি ফারেনহাইট) হয়েছে, যার ফলে এর উজ্জ্বলতা বা লুমিনোসিটি ০.৬৭৭ সৌর উজ্জ্বলতা থেকে ৪৮% বৃদ্ধি পেয়ে বর্তমান ১.০ সৌর উজ্জ্বলতায় পৌঁছেছে। এটি ঘটে কারণ কেন্দ্রে থাকা হিলিয়াম পরমাণুর গড় আণবিক ওজন ফিউজ হওয়া হাইড্রোজেন পরমাণুর চেয়ে বেশি, যার ফলে তাপীয় চাপ বা থার্মাল প্রেশার কমে যায়। তাই কেন্দ্রটি সংকুচিত হচ্ছে, এবং সূর্যের বাইরের স্তরগুলিকে কেন্দ্রের কাছাকাছি চলে আসতে দিচ্ছে, যা মহাকর্ষীয় বিভব শক্তি মুক্ত করে। ভাইরাল উপপাদ্য অনুসারে, এই মুক্ত মহাকর্ষীয় শক্তির অর্ধেক তাপে রূপান্তরিত হয়, যা ফিউশনের হারকে ধীরে ধীরে বৃদ্ধি করে এবং ফলস্বরূপ উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি পায়। কেন্দ্রটি ক্রমশ ঘন হওয়ার সাথে সাথে এই প্রক্রিয়াটি ত্বরান্বিত হয়। বর্তমানে, প্রতি ১০ কোটি (১০০ মিলিয়ন) বছরে এর উজ্জ্বলতা প্রায় ১% বৃদ্ধি পাচ্ছে। এই বৃদ্ধির ফলে পৃথিবী থেকে তরল জল নিঃশেষ হতে এখন থেকে কমপক্ষে ১০০ কোটি (১ বিলিয়ন) বছর সময় লাগবে। এরপর, পৃথিবী আর জটিল, বহুকোষী প্রাণের অস্তিত্ব ধারণ করতে সক্ষম হবে না এবং গ্রহের শেষ অবশিষ্ট বহুকোষী জীবগুলি একটি চূড়ান্ত ও পূর্ণাঙ্গ গণবিলুপ্তির শিকার হবে।

### কেন্দ্রের হাইড্রোজেন নিঃশেষ হওয়ার পর

বর্তমান সূর্যের আকার (বর্তমানে মুখ্য ক্রমে অবস্থিত) এবং ভবিষ্যতে লোহিত দানব পর্যায় চলাকালীন এর প্রাক্কলিত আকারের তুলনা
সূর্যের ভর এত বেশি নয় যে এটি একটি সুপারনোভা হিসেবে বিস্ফোরিত হতে পারে। পরিবর্তে, প্রায় ৫ বিলিয়ন বা ৫০০ কোটি বছরে যখন এর কেন্দ্রের হাইড্রোজেনের সম্ভার নিঃশেষ হয়ে যাবে, তখন কেন্দ্রে হাইড্রোজেন সংযোজন বা ফিউশন বন্ধ হয়ে যাবে এবং কেন্দ্রটিকে সংকুচিত হওয়া থেকে রোধ করার মতো আর কিছুই থাকবে না। মহাকর্ষীয় বিভব শক্তির নির্গমন সূর্যের ঔজ্জ্বল্য বা লুমিনোসিটি বৃদ্ধি করবে, যার ফলে মুখ্য ক্রম পর্যায়ের সমাপ্তি ঘটবে এবং পরবর্তী ১০০ কোটি বছর ধরে সূর্য প্রসারিত হতে থাকবে: প্রথমে একটি উপ-দানব এবং পরবর্তীতে একটি লোহিত দানবে পরিণত হবে। মহাকর্ষীয় সংকোচনের ফলে সৃষ্ট তাপ সূর্যকে প্রসারিত করবে এবং কেন্দ্রের ঠিক বাইরের একটি খোলস বা শেলে—যেখানে অসংযোজিত হাইড্রোজেন অবশিষ্ট রয়েছে—সেখানে হাইড্রোজেন সংযোজন ঘটাবে; এটি দীপ্তি বৃদ্ধিতে সহায়তা করবে, যা শেষ পর্যন্ত বর্তমান উজ্জ্বলতার ১,০০০ গুণেরও বেশি পৌঁছাবে। যখন সূর্য তার লোহিত দানব শাখা (RGB) পর্যায়ে প্রবেশ করবে, তখন এটি বুধ এবং শুক্র গ্রহকে গ্রাস (এবং ধ্বংস) করবে। ২০০৮ সালের একটি নিবন্ধ অনুসারে, সূর্যের ভর হ্রাসের কারণে পৃথিবীর কক্ষপথ প্রাথমিকভাবে সর্বাধিক ১.৫ AU (২২০ নিযুত কিমি; ১৪০ নিযুত মা) পর্যন্ত প্রসারিত হবে। তবে, পরবর্তীতে জোয়ারের বল (এবং পরিশেষে নিম্ন বর্ণমণ্ডল বা ক্রোমোস্ফিয়ারের ঘর্ষণ) এর কারণে পৃথিবীর কক্ষপথ সংকুচিত হতে শুরু করবে। এর ফলে আজ থেকে ৭.৫৯ বিলিয়ন বছর পরে, বুধ ও শুক্র গ্রহের একই পরিণতি ভোগ করার যথাক্রমে ৩.৮ এবং ১ মিলিয়ন বছর পর, লোহিত দানব শাখার অগ্রভাগ বা 'টিপ অফ দ্য রেড-জায়ান্ট ব্রাঞ্চ' পর্যায়ে সূর্য পৃথিবীকে গ্রাস করে নেবে।

সূর্য যখন লোহিত দানব শাখার অগ্রভাগে পৌঁছাবে, তখন এটি বর্তমানের তুলনায় প্রায় ২৫৬ গুণ বড় হবে এবং এর ব্যাসার্ধ হবে ১.১৯ AU (১৭৮ নিযুত কিমি; ১১১ নিযুত মা)। সূর্য এই লোহিত দানব শাখায় প্রায় ১০০ কোটি বছর অতিবাহিত করবে এবং তার ভরের প্রায় এক-তৃতীয়াংশ হারাবে।

লোহিত দানব শাখার পর, সূর্যের সক্রিয় জীবনকাল প্রায় ১২০ মিলিয়ন বা ১২ কোটি বছর অবশিষ্ট থাকবে, তবে এই সময়ে অনেক ঘটনা ঘটবে। প্রথমত, কেন্দ্রটি (ডিজেনারেট বা অপজাত হিলিয়ামে পূর্ণ) হিলিয়াম ঝলক বা ফ্ল্যাশের মাধ্যমে প্রচণ্ডভাবে প্রজ্বলিত হবে; অনুমান করা হয় যে, কেন্দ্রের ৬%—যা সূর্যের মোট ভরের ৪০%—মাত্র কয়েক মিনিটের মধ্যে ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়ার মাধ্যমে কার্বনে রূপান্তরিত হবে। এরপর সূর্য সংকুচিত হয়ে তার বর্তমান আকারের প্রায় ১০ গুণ এবং বর্তমান উজ্জ্বলতার ৫০ গুণ অবস্থায় ফিরে আসবে, এবং তাপমাত্রা বর্তমানের চেয়ে সামান্য কম হবে। তখন এটি লোহিত স্তূপ বা অনুভূমিক শাখায় পৌঁছাবে, কিন্তু সূর্যের মতো ধাতবতা বা মেটালিাসিটি সম্পন্ন নক্ষত্র অনুভূমিক বরাবর নীলের দিকে (blueward) বিবর্তিত হয় না। পরিবর্তে, কেন্দ্রে হিলিয়াম বিক্রিয়া চলতে থাকায় পরবর্তী প্রায় ১০ কোটি বছরে এটি মাঝারিভাবে বড় এবং আরও উজ্জ্বল হয়ে ওঠে।

হিলিয়াম নিঃশেষ হয়ে গেলে, সূর্য পুনরায় সেই প্রসারণ প্রক্রিয়ার পুনরাবৃত্তি ঘটাবে যা কেন্দ্রে হাইড্রোজেন নিঃশেষ হওয়ার সময় ঘটেছিল। তবে এবার সবকিছু দ্রুত ঘটবে এবং সূর্য আরও বড় ও উজ্জ্বল হবে। এটি হলো অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ বা উপ-অনন্তমুখী দানব শাখা পর্যায়, এবং এই সময়ে সূর্য পর্যায়ক্রমে একটি খোলসে হাইড্রোজেন বা গভীরতর খোলসে হিলিয়ামের বিক্রিয়া ঘটায়। অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চের প্রারম্ভিক পর্যায়ের প্রায় ২০ মিলিয়ন বা ২ কোটি বছর পর, সূর্য ক্রমশ অস্থির হয়ে ওঠে; এই সময়ে দ্রুত ভর হ্রাস ঘটে এবং তাপীয় স্পন্দন বা থার্মাল পালস দেখা দেয় যা প্রতি ১,০০,০০০ বছরে কয়েকশ বছরের জন্য আকার ও উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি করে। প্রতিটি স্পন্দনের সাথে সাথে এগুলি আরও শক্তিশালী হয় এবং পরবর্তী স্পন্দনগুলি উজ্জ্বলতাকে বর্তমান স্তরের ৫,০০০ গুণ পর্যন্ত বাড়িয়ে দেয়। এতদসত্ত্বেও, সূর্যের সর্বোচ্চ এজিবি (AGB) ব্যাসার্ধ তার লোহিত দানব শাখার সর্বোচ্চ ব্যাসার্ধের মতো বড় হবে না: এটি হবে ১৭৯ *R*☉, বা প্রায় ০.৮৩২ AU (১২৪.৫ নিযুত কিমি; ৭৭.৩ নিযুত মা)।

ভর হ্রাসের হার এবং সময়ের উপর নির্ভর করে বিভিন্ন মডেলে ভিন্নতা দেখা যায়। যেসব মডেলে লোহিত দানব শাখায় অধিক ভর হ্রাসের কথা বলা হয়, সেগুলিতে অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চের অগ্রভাগে ছোট এবং কম উজ্জ্বল নক্ষত্রের পূর্বাভাস দেওয়া হয়—সম্ভবত উজ্জ্বলতা মাত্র ২,০০০ গুণ এবং ব্যাসার্ধ ২০০ গুণেরও কম। সূর্যের ক্ষেত্রে, বহিরাবরণ সম্পূর্ণভাবে হারিয়ে গ্রহীয় নীহারিকা বা প্ল্যানেটারি নেবুলা তৈরি শুরু করার পূর্বে চারটি তাপীয় স্পন্দনের পূর্বাভাস দেওয়া হয়েছে।

অ্যাসিম্পটোটিক-জায়ান্ট-ব্রাঞ্চ পরবর্তী বিবর্তন আরও দ্রুত ঘটে। তাপমাত্রা বৃদ্ধির সাথে সাথে উজ্জ্বলতা প্রায় ধ্রুবক থাকে। উন্মুক্ত কেন্দ্রটি ৩০,০০০ kelvin (৫৩,৫০০ ডিগ্রি ফারেনহাইট) তাপমাত্রায় পৌঁছালে সূর্যের ভরের যে অর্ধেক অংশ নিক্ষিপ্ত হয়েছিল, তা আয়নিত হয়ে একটি গ্রহীয় নীহারিকা গঠন করে; যেন এটি এক ধরণের নীল লুপের মধ্যে রয়েছে। সর্বশেষ অনাবৃত কেন্দ্রটি একটি শ্বেত বামনে পরিণত হবে, যার তাপমাত্রা হবে ১,০০,০০০ kelvin (১,৮০,০০০ ডিগ্রি ফারেনহাইট)-এর বেশি এবং এতে সূর্যের বর্তমান ভরের আনুমানিক ৫৪.০৫% অবশিষ্ট থাকবে। সিমুলেশন বা কৃত্রিমরপায়ণ ইঙ্গিত দেয় যে, সূর্য সম্ভবত সেইসব নক্ষত্রের মধ্যে অন্যতম কম ভরের নক্ষত্র যা গ্রহীয় নীহারিকা গঠন করতে সক্ষম। গ্রহীয় নীহারিকাটি প্রায় ১০,০০০ বছরের মধ্যে বিলীন হয়ে যাবে, কিন্তু শ্বেত বামনটি ট্রিলিয়ন বছর ধরে টিকে থাকবে এবং কালক্রমে ম্লান হয়ে একটি তাত্ত্বিক অতি-ঘন কৃষ্ণ বামনে পরিণত হবে। এই অবস্থায় এটি আর কোনো শক্তি নির্গত করবে না।

## অবস্থান

### সৌরজগৎ

সৌরজগতের মধ্যে সূর্যের অবস্থান, যা ওর্ট মেঘের প্রান্ত পর্যন্ত বিস্তৃত; ১,২৫,০০০ AU থেকে ২,৩০,০০০ AU দূরত্বে, যা বেশ কয়েক আলোকবর্ষের সমান, সেখানে সূর্যের মহাকর্ষীয় প্রভাব বলয় শেষ হয়।
সূর্যকে কেন্দ্র করে আটটি পরিচিত গ্রহ আবর্তন করছে। এর মধ্যে রয়েছে চারটি পার্থিব গ্রহ (বুধ, শুক্র, পৃথিবী এবং মঙ্গল), দুটি গ্যাসীয় দানব (বৃহস্পতি এবং শনি) এবং দুটি বরফ দানব (ইউরেনাস এবং নেপচুন)। সৌরজগতে আরও রয়েছে নয়টি বস্তু যেগুলিকে সাধারণভাবে বামন গ্রহ হিসেবে বিবেচনা করা হয় এবং আরও বেশ কিছু সম্ভাব্য প্রার্থী, একটি গ্রহাণু বেষ্টনী, অসংখ্য ধূমকেতু এবং প্রচুর সংখ্যক বরফাবৃত বস্তু যা নেপচুনের কক্ষপথের বাইরে অবস্থিত। ছয়টি গ্রহ এবং অনেক ক্ষুদ্রতর বস্তুর নিজস্ব প্রাকৃতিক উপগ্রহ রয়েছে: বিশেষ করে বৃহস্পতি, শনি এবং ইউরেনাসের উপগ্রহ ব্যবস্থাগুলি অনেক দিক দিয়ে সূর্যের নিজস্ব ব্যবস্থার ক্ষুদ্র সংস্করণ।

সূর্যের সাপেক্ষে সৌরজগতের ভরকেন্দ্রের দৃশ্যমান গতি
গ্রহগুলির মহাকর্ষীয় টানের প্রভাবে সূর্যও স্থানচ্যুত হয়। সূর্যের কেন্দ্রটি সৌরজগতের ভরকেন্দ্রের চারদিকে ০.১ থেকে ২.২ সৌর ব্যাসার্ধের সীমার মধ্যে ঘোরাফেরা করে। ভরকেন্দ্রের চারদিকে সূর্যের এই গতি মোটামুটি প্রতি ১৭৯ বছরে পুনরাবৃত্ত হয়, যা মূলত বৃহস্পতি ও শনির সাইনোডিক কালের কারণে প্রায় ৩০° আবর্তিত হয়। এই গতির প্রধান কারণ হলো বৃহস্পতি, শনি, ইউরেনাস এবং নেপচুন। কয়েক দশকের কিছু সময়ের জন্য (যখন নেপচুন এবং ইউরেনাস প্রতিযুতিতে থাকে) এই গতি বেশ নিয়মিত হয় এবং একটি ট্রেফয়েল বা ত্রিপত্রাকার বিন্যাস তৈরি করে, অথচ এই সময়কালগুলির মধ্যবর্তী সময়ে এটি বেশ বিশৃঙ্খল দেখায়। ১৭৯ বছর পর (যা বৃহস্পতি ও শনির সাইনোডিক কালের নয় গুণ), এই বিন্যাসটি মোটামুটি পুনরাবৃত্ত হয়, তবে প্রায় ২৪° ঘুরে যায়। পৃথিবীসহ অভ্যন্তরীণ গ্রহগুলির কক্ষপথও একইভাবে একই মহাকর্ষীয় শক্তির দ্বারা সরে যায়, তাই পৃথিবী এবং সূর্যের আপেক্ষিক অবস্থান বা সময়ের সাথে পৃথিবীর উপর সৌর দীপ্তির বা ইরেডিয়েন্সের উপর সূর্যের এই গতির খুব কমই প্রভাব পড়ে।

অনুমান করা হয় যে, সূর্যের মহাকর্ষীয় ক্ষেত্র প্রায় দুই আলোকবর্ষ (১,২৫,০০০ AU) পর্যন্ত পারিপার্শ্বিক নক্ষত্রসমূহের মহাকর্ষীয় বলের উপর আধিপত্য বিস্তার করে। এর বিপরীতে, ওর্ট মেঘের ব্যাসার্ধের নিম্ন প্রাক্কলনগুলি এটিকে ৫০,০০০ AU-এর বেশি দূরে স্থাপন করে না। এর ভরের অধিকাংশ অংশ ৩,০০০ এবং ১,০০,০০০ AU-এর মধ্যবর্তী অঞ্চলে প্রদক্ষিণ করছে। সবচেয়ে দূরবর্তী পরিচিত বস্তুগুলির, যেমন ওয়েস্ট ধূমকেতু, অপসূর বা অ্যাপহিলিয়া সূর্য থেকে প্রায় ৭০,০০০ AU দূরে অবস্থিত। গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস বা ছায়াপথ কেন্দ্রের সাপেক্ষে সূর্যের হিল গোলক বা মহাকর্ষীয় প্রভাবের কার্যকর পরিসীমা জি. এ. চেবোতারেভ কর্তৃক ২,৩০,০০০ এইউ (AU) হিসেবে গণনা করা হয়েছে।

### মহাজাগতিক প্রতিবেশ

'মহাজাগতিক প্রতিবেশী' অনুচ্ছেদটি পাওয়া যায়নি
## গতি

সূর্য, এবং এর সৌরজাগতিক উপগ্রহ হিসেবে পৃথিবী ও চন্দ্রের সাধারণ গতি ও অভিমুখ
সূর্য সমগ্র সৌরজগৎকে সঙ্গে নিয়ে গড় ২৩০ কিমি/সেকেন্ড (৮,২৮,০০০ কিমি/ঘণ্টা) দ্রুতিতে ছায়াপথের ভরকেন্দ্রকে প্রদক্ষিণ করে। একটি পূর্ণ আবর্তন সম্পন্ন করতে এর প্রায় ২২০–২৫০ মিলিয়ন পার্থিব বছর সময় লাগে (যাকে একটি ছায়াপথীয় বর্ষ বলা হয়); সূর্যের উৎপত্তিকাল থেকে এপর্যন্ত এটি প্রায় ২০ বার এই আবর্তন সম্পন্ন করেছে। সূর্যের গতির অভিমুখ বা সৌর শীর্ষবিন্দু মোটামুটি অভিজিৎ নক্ষত্রের অভিমুখে অবস্থিত। অতীতে সূর্য সম্ভবত স্থানীয় বুদবুদ বা লোকাল বাবলে প্রবেশের পূর্বে কালপুরুষ-এরিডানাস মহাবুদবুদের মধ্য দিয়ে গমন করেছিল।

আকাশগঙ্গা ছায়াপথের বর্তমান বিন্যাসের ওপর ভিত্তি করে শিল্পীর কল্পনায় ছায়াপথ কেন্দ্রকে ঘিরে সূর্যের আদর্শায়িত কক্ষপথের উপর থেকে দৃশ্য
সূর্য যখন ছায়াপথকে প্রদক্ষিণ করে, তখন এটি তার পারিপার্শ্বিক অন্যান্য নক্ষত্রের গড় গতির সাপেক্ষেও সরে যায়। একটি সরল মডেল এই পূর্বাভাস দেয় যে, ছায়াপথের সাথে ঘূর্ণায়মান একটি প্রসঙ্গ কাঠামোতে, সূর্য একটি উপবৃত্তাকার পথে চলে এবং এমন একটি বিন্দুকে কেন্দ্র করে আবর্তিত হয় যা নিজেই ছায়াপথকে প্রদক্ষিণ করছে। ওই বিন্দুর চারদিকে সূর্যের আবর্তনকাল প্রায় ১৬৬ মিলিয়ন বছর, যা ওই বিন্দুর ছায়াপথকে একবার প্রদক্ষিণ করতে যে সময় লাগে তার চেয়ে কম। উপবৃত্তটির দৈর্ঘ্য প্রায় ১৭৬০ পারসেক এবং এর প্রস্থ প্রায় ১১৭০ পারসেক। (ছায়াপথের কেন্দ্র থেকে সূর্যের দূরত্বের সাথে এর তুলনা করলে দেখা যায়, ওই দূরত্ব প্রায় ৭ বা ৮ কিলোপারসেক।) একই সময়ে, সূর্য ছায়াপথীয় সমতলের "উত্তরে" এবং "দক্ষিণে" একটি ভিন্ন পর্যায়কালে (প্রায় ৮৩ মিলিয়ন বছর) দুলতে থাকে এবং সমতল থেকে প্রায় ৯৯ পারসেক দূরে সরে যায়। যে বিন্দুটির চারদিকে সূর্য আবর্তিত হয়, সেটি ছায়াপথকে একবার প্রদক্ষিণ করতে প্রায় ২৪০ মিলিয়ন বছর সময় নেয়। (বিস্তারিত তথ্যের জন্য নাক্ষত্রিক সৃতিবিদ্যা দেখুন।)

আকাশগঙ্গা ছায়াপথে, বিশেষত ছায়াপথীয় সর্পিলাকার বাহুগুলির ভেতরে ও মধ্যবর্তী স্থানে অসম ভর বণ্টনের কারণে আকাশগঙ্গাকে ঘিরে সূর্যের কক্ষপথ বিচলিত হয়। যুক্তি দেওয়া হয়েছে যে, উচ্চ ঘনত্বের সর্পিলাকার বাহুগুলির মধ্য দিয়ে সূর্যের গমন প্রায়শই পৃথিবীতে গণবিলুপ্তির সাথে সমাপতিত হয়, সম্ভবত বর্ধিত সংঘর্ষজনিত ঘটনার কারণে। আকাশগঙ্গার মধ্য দিয়ে একটি কক্ষপথ পূর্ণ করতে সৌরজগতের প্রায় ২২৫–২৫০ মিলিয়ন বছর সময় লাগে (একটি *ছায়াপথীয় বর্ষ*), তাই ধারণা করা হয় যে সূর্যের জীবদ্দশায় এটি ২০–২৫ বার প্রদক্ষিণ সম্পন্ন করেছে। আকাশগঙ্গার কেন্দ্রের সাপেক্ষে সৌরজগতের কক্ষীয় দ্রুতি প্রায় ২৫১ কিমি/সেকেন্ড (১৫৬ মাইল/সেকেন্ড)। এই গতিতে, সৌরজগতকে ১ আলোকবর্ষ দূরত্ব অতিক্রম করতে প্রায় ১,১৯০ বছর, বা ১ AU দূরত্ব অতিক্রম করতে ৭ দিন সময় লাগে।

আকাশগঙ্গা ছায়াপথ মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণের (CMB) সাপেক্ষে হাইড্রা তারামণ্ডলের দিকে ৫৫০ কিমি/সেকেন্ড গতিতে ধাবমান। কিন্তু যেহেতু সূর্য ছায়াপথ কেন্দ্রের সাপেক্ষে সিগনাস বা বক মণ্ডলের দিকে (ছায়াপথীয় দ্রাঘিমা ৯০°; অক্ষাংশ ০°) ২০০ কিমি/সেকেন্ডেরও বেশি গতিতে চলমান, তাই সিএমবি-এর সাপেক্ষে এর লব্ধি বেগ ক্র্যাটার বা সিংহ তারামণ্ডলের দিকে (ছায়াপথীয় অক্ষাংশ ২৬৪°, অক্ষাংশ ৪৮°) প্রায় ৩৭০ কিমি/সেকেন্ড। এটি সিগনাস থেকে ১৩২° দূরে অবস্থিত।

## পর্যবেক্ষণলব্ধ ইতিহাস

### প্রাথমিক ধারণাসমূহ

একটি অশ্ব দ্বারা চালিত ট্রান্ডহোম সৌর রথ বা সান চ্যারিয়ট হলো একটি ভাস্কর্য, যা নর্ডীয় ব্রোঞ্জ যুগের পৌরাণিক কাহিনীর একটি গুরুত্বপূর্ণ অংশকে চিত্রিত করছে বলে বিশ্বাস করা হয়।
অনেক প্রাগৈতিহাসিক এবং প্রাচীন সংস্কৃতিতে, সূর্যকে একটি সৌর দেবতা বা অন্য কোনো অতিপ্রাকৃত সত্তা বলে মনে করা হতো। খ্রিস্টপূর্ব প্রথম সহস্রাব্দের গোড়ার দিকে, ব্যাবিলনীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা পর্যবেক্ষণ করেছিলেন যে ক্রান্তিবৃত্ত বরাবর সূর্যের গতি সমষম বা সুষম নয়, যদিও তারা এর কারণ জানতেন না; বর্তমানে এটি জানা গেছে যে, একটি উপবৃত্তাকার কক্ষপথে পৃথিবীর গতির কারণেই এমনটি ঘটে; পৃথিবী যখন অনুসূর অবস্থানে সূর্যের কাছাকাছি থাকে তখন দ্রুত চলে এবং যখন অপসূর অবস্থানে দূরে থাকে তখন ধীরে চলে।

সূর্য সম্পর্কে বৈজ্ঞানিক বা দার্শনিক ব্যাখ্যা প্রদানকারী প্রথম ব্যক্তিদের মধ্যে অন্যতম ছিলেন গ্রিক দার্শনিক অ্যানাক্সাগোরাস। তিনি যুক্তি দিয়েছিলেন যে, এটি পেলোপনিসাস ভূখণ্ডের চেয়েও বড় একটি বিশাল জ্বলন্ত ধাতব গোলক এবং চন্দ্র সূর্যের আলোকেই প্রতিফলিত করে। খ্রিস্টপূর্ব তৃতীয় শতাব্দীতে ইরাটোস্থেনিস পৃথিবী ও সূর্যের মধ্যবর্তী দূরত্ব হিসেবে "৪০,০০০ এবং ৮,০০,০০০ স্টাডিয়া"-র হিসাব দিয়েছিলেন। এই অনুবাদের অর্থ অস্পষ্ট; এটি দ্বারা হয় ৪,০৮০,০০০ স্টাডিয়া (৭,৫৫,০০০ কিমি) অথবা ৮০৪,০০০,০০০ স্টাডিয়া (১৪৮ থেকে ১৫৩ মিলিয়ন কিলোমিটার বা ০.৯৯ থেকে ১.০২ এইউ) বোঝায়; শেষের মানটি সঠিক মানের কয়েক শতাংশের মধ্যে রয়েছে। খ্রিস্টীয় প্রথম শতাব্দীতে, টলেমি এই দূরত্বটিকে পৃথিবীর ব্যাসার্ধের ১,২১০ গুণ হিসেবে অনুমান করেছিলেন, যা প্রায় ৭.৭১ নিযুত কিলোমিটার (০.০৫১৫ জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক একক)।

সূর্য হলো সেই কেন্দ্র যাকে ঘিরে গ্রহগুলি আবর্তিত হয়—এই তত্ত্বটি সর্বপ্রথম খ্রিস্টপূর্ব তৃতীয় শতাব্দীতে প্রাচীন গ্রিক পণ্ডিত অ্যারিস্টার্কাস প্রস্তাব করেছিলেন, এবং পরবর্তীতে সেলুকাস এটি গ্রহণ করেছিলেন (দেখুন সৌরকেন্দ্রিক মতবাদ বা হেলিওসেন্ট্রিজম)। ষোড়শ শতাব্দীতে নিকোলাস কোপার্নিকাস একটি সৌরকেন্দ্রিক ব্যবস্থার বিস্তারিত গাণিতিক মডেলে এই মতবাদটি বিকশিত করেন।

### বৈজ্ঞানিক উপলব্ধির ক্রমবিকাশ

গুইডো বোনাত্তির ১৫৫০ সালের সংস্করণ Liber astronomiae (লাইবার অ্যাস্ট্রোনমিয়া) থেকে গৃহীত সূর্যের প্রতিমূর্তি বা 'সল'
হান রাজবংশের (২০২ খ্রিস্টপূর্বাব্দ – ২২০ খ্রিস্টাব্দ) শাসনামলে চীনা জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সৌর কলঙ্ক বা সানস্পট পর্যবেক্ষণের নথি প্রস্তুত করেছিলেন এবং শতাব্দীকাল ধরে এই পর্যবেক্ষণের নথিপত্র সংরক্ষণ করা হয়েছিল। দ্বাদশ শতাব্দীতে অ্যাভেরোজ সৌর কলঙ্কের একটি বিবরণ প্রদান করেছিলেন। সপ্তদশ শতাব্দীর প্রারম্ভে দূরবীক্ষণ যন্ত্র বা টেলিস্কোপের আবিষ্কার টমাস হ্যারিয়ট, গ্যালিলিও গ্যালিলি এবং অন্যান্য জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের দ্বারা সৌর কলঙ্কের বিশদ পর্যবেক্ষণের পথ প্রশস্ত করে। গ্যালিলিও মতপোষণ করেন যে, সৌর কলঙ্কগুলি পৃথিবী ও সূর্যের মধ্যবর্তী কোনো ক্ষুদ্র চলমান বস্তু নয়, বরং এগুলি সূর্যের পৃষ্ঠেই অবস্থিত।

মধ্যযুগীয় ইসলামি জ্যোতির্বৈজ্ঞানিক অবদানের মধ্যে অন্যতম হলো আল-বাত্তানির আবিষ্কার, যিনি লক্ষ্য করেছিলেন যে সূর্যের অপভূ বা অ্যাপোজির (স্থির নক্ষত্রের সাপেক্ষে সূর্যের কক্ষপথের যে স্থানে সূর্যকে সবচেয়ে ধীরগতিতে চলতে দেখা যায়) দিক পরিবর্তিত হচ্ছে। আধুনিক সৌরকেন্দ্রিক পরিভাষায়, এটি পৃথিবীর কক্ষপথের অপসূর বা অ্যাপহিলিয়নের ধীর গতির কারণে ঘটে। ইবনে ইউনুস একটি বিশালাকার অ্যাস্ট্রোলেব ব্যবহার করে বহু বছর ধরে সূর্যের অবস্থানের ১০,০০০-এরও বেশি প্রবিষ্টি বা এন্ট্রি পর্যবেক্ষণ করেছিলেন।

১৬৮৪ সালে জিওভানি ডমেনিকো ক্যাসিনি প্রথমবারের মতো সূর্যের যুক্তিসঙ্গত সঠিক দূরত্ব নির্ণয় করেন। তিনি জানতেন যে সৌর লম্বন বা প্যারাল্যাক্সের প্রত্যক্ষ পরিমাপ অত্যন্ত দুরূহ, তাই তিনি মঙ্গলের লম্বন পরিমাপ করার সিদ্ধান্ত নেন। যুগপৎ পরিমাপের জন্য তিনি জঁ রিচারকে ফরাসি গায়ানার কায়েন অঞ্চলে প্রেরণ করেন এবং নিজে প্যারিসে অবস্থান করে ১৬৭২ সালে মঙ্গলের লম্বন নির্ণয় করেন, যখন মঙ্গল পৃথিবীর সবচেয়ে নিকটে ছিল। দুটি পর্যবেক্ষণ স্থানের মধ্যবর্তী পরিধী দূরত্ব ব্যবহার করে ক্যাসিনি পৃথিবী ও মঙ্গলের দূরত্ব গণনা করেন এবং এরপর কেপলারের সূত্র প্রয়োগ করে পৃথিবী ও সূর্যের দূরত্ব নির্ণয় করেন। তাঁর নির্ণীত মান আধুনিক মানের তুলনায় প্রায় ১০% কম হলেও পূর্ববর্তী সকল অনুমানের চেয়ে অনেক বেশি ছিল।

১০৩২ সালে শুক্রের সরণ বা ট্রানজিট পর্যবেক্ষণ করে পারসিক জ্যোতির্বিজ্ঞানী ও বহুবিদ্যাবিশারদ ইবনে সিনা সিদ্ধান্ত গ্রহণ করেন যে, শুক্র সূর্যের চেয়ে পৃথিবীর অধিক নিকটে অবস্থিত। ১৬৭৭ সালে, এডমন্ড হ্যালি সূর্যের ওপর দিয়ে বুধের সরণ পর্যবেক্ষণ করেন এবং অনুধাবন করেন যে কোনো গ্রহের সৌর লম্বনের পর্যবেক্ষণ (আদর্শগতভাবে শুক্রের সরণ ব্যবহার করে) পৃথিবী, শুক্র এবং সূর্যের মধ্যবর্তী দূরত্ব ত্রিকোণমিতিকভাবে নির্ণয় করতে ব্যবহার করা যেতে পারে। ১৭৬৯ সালের শুক্রের সরণ সতর্কতার সাথে পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা পৃথিবী ও সূর্যের গড় দূরত্ব ৯,৩৭,২৬,৯০০ মাইল (১৫,০৮,৩৮,৮০০ কিলোমিটার) হিসেবে গণনা করতে সক্ষম হন, যা আধুনিক মানের চেয়ে মাত্র ০.৮% বেশি।

হাইড্রোজেন-আলফা আলোতে দৃশ্যমান সূর্য
১৬৬৬ সালে আইজ্যাক নিউটন একটি প্রিজম ব্যবহার করে সূর্যের আলো পর্যবেক্ষণ করেন এবং প্রদর্শন করেন যে এটি বহু রঙের আলোর সমন্বয়ে গঠিত। ১৮০০ সালে উইলিয়াম হার্শেল সৌর বর্ণালির লাল অংশের বাইরে অবলোহিত বা ইনফ্রারেড বিকিরণ আবিষ্কার করেন। ঊনবিংশ শতাব্দীতে সূর্যের বর্ণালিবীক্ষণ বা স্পেকট্রোস্কোপিক গবেষণায় অভূতপূর্ব অগ্রগতি সাধিত হয়; জোসেফ ভন ফ্রাউনহোফার বর্ণালিতে ৬০০-এরও বেশি শোষণ রেখা বা অ্যাবজরপশন লাইন নথিবদ্ধ করেন, যার মধ্যে সবচেয়ে শক্তিশালী রেখাগুলিকে আজও প্রায়শই *ফ্রাউনহোফার রেখা* হিসেবে অভিহিত করা হয়। বিংশ শতাব্দীতে সূর্য পর্যবেক্ষণের জন্য বেশ কিছু বিশেষায়িত ব্যবস্থা প্রবর্তিত হয়, বিশেষ করে বিভিন্ন ন্যারোব্যান্ড বা সংকীর্ণ তরঙ্গদৈর্ঘ্যে, যেমন ক্যালসিয়াম-এইচ (৩৯৬.৯ ন্যানোমিটার), ক্যালসিয়াম-কে (৩৯৩.৩৭ ন্যানোমিটার) এবং হাইড্রোজেন-আলফা (৬৫৬.৪৬ ন্যানোমিটার) ফিল্টারিং ব্যবহার করে।

আলোকমণ্ডলের আলোকীয় বর্ণালির প্রাথমিক গবেষণার সময় এমন কিছু শোষণ রেখা পাওয়া গিয়েছিল যা পৃথিবীতে তৎকালে পরিচিত কোনো মৌলিক পদার্থের সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ ছিল না। ১৮৬৮ সালে নরম্যান লকিয়ার অনুমান করেন যে এই শোষণ রেখাগুলি একটি নতুন মৌল দ্বারা সৃষ্ট, যার নাম তিনি গ্রিক সূর্য দেবতা হেলিওসের নামানুসারে *হিলিয়াম* রাখেন। পঁচিশ বছর পর পৃথিবীতে হিলিয়াম পৃথক করা সম্ভব হয়।

আধুনিক বৈজ্ঞানিক যুগের প্রথম দিকে, সূর্যের শক্তির উৎস একটি উল্লেখযোগ্য ধাঁধা ছিল। লর্ড কেলভিন মত প্রকাশ করেছিলেন যে, সূর্য একটি ধীরে ধীরে শীতল হতে থাকা তরল পিণ্ড যা তার অভ্যন্তরীণ তাপ ভাণ্ডার থেকে বিকিরণ করছে। কেলভিন এবং হারম্যান ভন হেলমহোল্টজ তখন শক্তি নির্গমনের ব্যাখ্যার জন্য একটি মহাকর্ষীয় সংকোচন প্রক্রিয়ার প্রস্তাব করেন, কিন্তু এর ফলে প্রাপ্ত বয়সের অনুমান ছিল মাত্র ২ কোটি বছর, যা তৎকালীন কিছু ভূতাত্ত্বিক আবিষ্কার দ্বারা নির্দেশিত অন্তত ৩০ কোটি বছরের সময়কালের তুলনায় নিতান্তই কম ছিল।১৮৯০ সালে লকিয়ার সূর্যের গঠন ও বিবর্তনের জন্য উল্কাপাত জনিত একটি অনুকল্প প্রস্তাব করেন।

১৯০৪ সালের পূর্বে এর কোনো নথিভুক্ত সমাধান পাওয়া যায়নি। আর্নেস্ট রাদারফোর্ড প্রস্তাব করেন যে সূর্যের শক্তি নির্গমন তাপের একটি অভ্যন্তরীণ উৎস দ্বারা রক্ষণাবেক্ষণ করা সম্ভব এবং তিনি তেজস্ক্রিয় ক্ষয়কে সেই উৎস হিসেবে নির্দেশ করেন। তবে, আলবার্ট আইনস্টাইনই তাঁর ভর-শক্তি সমতা সম্পর্ক *E* = *mc*2-এর মাধ্যমে সূর্যের শক্তির উৎসের অপরিহার্য সূত্রটি প্রদান করেন। ১৯২০ সালে, স্যার আর্থার এডিংটন প্রস্তাব করেন যে সূর্যের কেন্দ্রের চাপ এবং তাপমাত্রা এমন একটি নিউক্লীয় সংযোজন বা ফিউশন বিক্রিয়া ঘটাতে সক্ষম যেখানে হাইড্রোজেন (প্রোটন) হিলিয়াম নিউক্লিয়াসে একীভূত হয়, এবং ভরের নিট পরিবর্তনের ফলে শক্তি উৎপন্ন হয়। ১৯২৫ সালে মেঘনাদ সাহার উদ্ভাবিত আয়নীয়করণ তত্ত্ব ব্যবহার করে সিসিলিয়া পেইন সূর্যে হাইড্রোজেনের প্রাচুর্য নিশ্চিত করেন। ১৯৩০-এর দশকে জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানী সুব্রহ্মণ্যন চন্দ্রশেখর এবং হ্যান্স বেথে ফিউশনের তাত্ত্বিক ধারণাটি বিকশিত করেন। বেথে সূর্যকে শক্তিশালি করে এমন দুটি প্রধান শক্তি-উৎপাদনকারী নিউক্লীয় বিক্রিয়ার বিস্তারিত গণনা করেন। ১৯৫৭ সালে, মার্গারেট বার্বিজ, জেফ্রি বার্বিজ, উইলিয়াম ফাউলার এবং ফ্রেড হয়ল প্রদর্শন করেন যে মহাবিশ্বের অধিকাংশ মৌল নক্ষত্রের অভ্যন্তরে নিউক্লীয় বিক্রিয়ার মাধ্যমে সংশ্লেষিত হয়েছে, যার মধ্যে সূর্যের মতো নক্ষত্রও অন্তর্ভুক্ত।

### সৌর মহাকাশ অভিযান

*পাইওনিয়ার ৬*, *৭*, *৮*, এবং *৯*
আন্তঃগ্রহীয় মহাকাশ থেকে সূর্যকে দীর্ঘমেয়াদী পর্যবেক্ষণের জন্য নকশাকৃত প্রথম কৃত্রিম উপগ্রহগুলি ছিল *পাইওনিয়ার ৬*, *৭*, *৮*, এবং *৯*, যা নাসা কর্তৃক ১৯৫৯ থেকে ১৯৬৮ সালের মধ্যে উৎক্ষেপণ করা হয়েছিল। এই প্রোব বা সন্ধানী যানগুলি পৃথিবীর দূরত্বের অনুরূপ দূরত্বে থেকে সূর্যকে প্রদক্ষিণ করত এবং সৌর বায়ু ও সৌর চৌম্বক ক্ষেত্রের প্রথম বিশদ পরিমাপ গ্রহণ করেছিল। *পাইওনিয়ার ৯* বিশেষভাবে দীর্ঘ সময় ধরে সচল ছিল এবং ১৯৮৩ সালের মে মাস পর্যন্ত তথ্য প্রেরণ করেছিল।

১৯৭০-এর দশকে, দুটি *হেলিওস* মহাকাশযান এবং স্কাইল্যাব অ্যাপোলো টেলিস্কোপ মাউন্ট বিজ্ঞানীদের সৌর বায়ু এবং সৌর করোনা সম্পর্কে গুরুত্বপূর্ণ নতুন তথ্য প্রদান করে। *হেলিওস ১* এবং *২* প্রোব ছিল মার্কিন-জার্মান যৌথ উদ্যোগ, যা অনুসূর বা পেরিহিলিয়ন অবস্থানে বুধের কক্ষপথের ভেতর থেকে মহাকাশযান বহনকারী কক্ষপথ থেকে সৌর বায়ু অধ্যয়ন করেছিল। ১৯৭৩ সালে নাসা কর্তৃক উৎক্ষেপিত স্কাইল্যাব মহাকাশ স্টেশনে অ্যাপোলো টেলিস্কোপ মাউন্ট নামক একটি সৌর মানমন্দির মডিউল অন্তর্ভুক্ত ছিল, যা স্টেশনে অবস্থানরত নভোচারীদের দ্বারা পরিচালিত হতো। স্কাইল্যাব সৌর সংক্রমণ অঞ্চল বা ট্রানজিশন রিজিয়ন এবং সৌর করোনার অতিবেগুনি বিকিরণের প্রথম সময়-বিশ্লিষ্ট বা টাইম-রিজলভড পর্যবেক্ষণ সম্পন্ন করে। আবিষ্কারগুলির মধ্যে করোনাল ভর নিক্ষেপণ বা করোনাল মাস ইজেকশন (তৎকালীন নাম "করোনাল ট্রানজিয়েন্টস") এবং করোনাল বিবর বা ছিদ্রের প্রথম পর্যবেক্ষণ অন্তর্ভুক্ত ছিল; বর্তমানে জানা গেছে যে এই করোনাল হোলগুলি সৌর বায়ুর সাথে নিবিড়ভাবে সম্পর্কিত।

একটি সোলার ম্যাক্সিমাম মিশন প্রোবের অঙ্কন
১৯৮০ সালে নাসা কর্তৃক সোলার ম্যাক্সিমাম মিশন প্রোব উৎক্ষেপণ করা হয়। এই মহাকাশযানটি উচ্চ সৌর সক্রিয়তা এবং সৌর উজ্জ্বলতার সময়কালে সৌর শিখা থেকে গামা রশ্মি, এক্স-রশ্মি এবং অতিবেগুনি বিকিরণ পর্যবেক্ষণের জন্য নকশা করা হয়েছিল। তবে উৎক্ষেপণের মাত্র কয়েক মাস পর, ইলেকট্রনিক্স ত্রুটির কারণে প্রোবটি 'স্ট্যান্ডবাই' মোডে চলে যায় এবং পরবর্তী তিন বছর এই নিষ্ক্রিয় অবস্থায় অতিবাহিত করে। ১৯৮৪ সালে, স্পেস শাটল *চ্যালেঞ্জার* মিশন এসটিএস-৪১-সি (STS-41-C) উপগ্রহটি উদ্ধার করে এবং পুনরায় কক্ষপথে স্থাপন করার আগে এর ইলেকট্রনিক্স মেরামত করে। সোলার ম্যাক্সিমাম মিশন ১৯৮৯ সালের জুন মাসে পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলে পুনঃপ্রবেশের পূর্বে সৌর করোনার হাজার হাজার ছবি সংগ্রহ করেছিল।

১৯৯১ সালে উৎক্ষেপিত জাপানের ইয়োহকোহ (*সূর্যরশ্মি*) উপগ্রহটি এক্স-রশ্মি তরঙ্গদৈর্ঘ্যে সৌর শিখা পর্যবেক্ষণ করে। মিশনের তথ্য বিজ্ঞানীদের বিভিন্ন ধরণের শিখা সনাক্ত করতে সহায়তা করে এবং প্রদর্শন করে যে সর্বোচ্চ সক্রিয়তার অঞ্চলগুলি থেকে দূরে অবস্থিত করোনা পূর্বে যতটা মনে করা হতো তার চেয়ে অনেক বেশি গতিশীল এবং সক্রিয়। ইয়োহকোহ একটি সম্পূর্ণ সৌর চক্র পর্যবেক্ষণ করেছিল, কিন্তু ২০০১ সালে একটি বলয়গ্রাস গ্রহণের সময় সূর্যের ওপর থেকে এর লক বা সংযোগ বিচ্ছিন্ন হয়ে যাওয়ায় এটি স্ট্যান্ডবাই মোডে চলে যায়। ২০০৫ সালে বায়ুমণ্ডলীয় পুনঃপ্রবেশের মাধ্যমে এটি ধ্বংসপ্রাপ্ত হয়।

ইউরোপিয়ান স্পেস এজেন্সি এবং নাসার যৌথ উদ্যোগে নির্মিত সোলার অ্যান্ড হেলিওস্ফিয়ারিক অবজারভেটরি (SOHO), ১৯৯৫ সালের ২ ডিসেম্বর উৎক্ষেপণ করা হয়। মূলত দুই বছরের মিশনের উদ্দেশ্যে তৈরি হলেও, ২০২৪ সাল পর্যন্ত SOHO সচল রয়েছে। পৃথিবী এবং সূর্যের মধ্যবর্তী ল্যাগ্রাঞ্জ বিন্দুতে (যেখানে উভয়ের মহাকর্ষীয় টান সমান) অবস্থিত হওয়ায়, SOHO উৎক্ষেপণের পর থেকে বহু তরঙ্গদৈর্ঘ্যে সূর্যের একটি নিরবচ্ছিন্ন দৃশ্য প্রদান করে আসছে। প্রত্যক্ষ সৌর পর্যবেক্ষণের পাশাপাশি, SOHO বিপুল সংখ্যক ধূমকেতু আবিষ্কারে সহায়তা করেছে, যার অধিকাংশই ক্ষুদ্র সানগ্রেজিং ধূমকেতু যা সূর্যের পাশ দিয়ে যাওয়ার সময় ভস্মীভূত হয়ে যায়।

ভ্যাকুয়াম স্পিন-ব্যালেন্সিং ফ্যাসিলিটিতে *ইউলিসিস* মহাকাশযানের পরীক্ষণ
এই সমস্ত উপগ্রহ ক্রান্তিবৃত্ত বা ইক্লিপ্টিকের সমতল থেকে সূর্যকে পর্যবেক্ষণ করেছে এবং তাই শুধুমাত্র এর নিরক্ষীয় অঞ্চলগুলি বিশদভাবে পর্যবেক্ষণ করতে সক্ষম হয়েছে। সূর্যের মেরু অঞ্চলগুলি অধ্যয়নের জন্য ১৯৯০ সালে *ইউলিসিস* প্রোব উৎক্ষেপণ করা হয়েছিল। এটি প্রথমে বৃহস্পতির দিকে যাত্রা করে যাতে "স্লিংশট" বা মহাকর্ষীয় সহায়তার মাধ্যমে এমন একটি কক্ষপথে প্রবেশ করতে পারে যা এটিকে ক্রান্তিবৃত্তের সমতলের অনেক উঁচুতে নিয়ে যাবে। একবার *ইউলিসিস* তার নির্ধারিত কক্ষপথে পৌঁছানোর পর, এটি উচ্চ সৌর অক্ষাংশে সৌর বায়ু এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের শক্তি পর্যবেক্ষণ শুরু করে। এটি আবিষ্কার করে যে উচ্চ অক্ষাংশ থেকে আগত সৌর বায়ু প্রায় ৭৫০ কিমি/সেকেন্ড গতিতে চলছে, যা প্রত্যাশার চেয়ে কম ছিল এবং উচ্চ অক্ষাংশ থেকে নির্গত বিশাল চৌম্বকীয় তরঙ্গগুলি গ্যালাকটিক মহাজাগতিক রশ্মি বা কসমিক রে-কে বিক্ষিপ্ত করে দিচ্ছে।

বর্ণালিবীক্ষণিক গবেষণার মাধ্যমে আলোকমণ্ডলে মৌলসমূহের প্রাচুর্য সম্পর্কে বিশদ জানা গেছে, কিন্তু সূর্যের অভ্যন্তরের গঠন সম্পর্কে ধারণা তুলনামূলকভাবে কম। সৌর পদার্থ বা সৌর বায়ুর নমুনা পৃথিবীতে ফিরিয়ে আনার জন্য একটি মিশন, *জেনেসিস*, নকশা করা হয়েছিল যাতে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সরাসরি সৌর পদার্থের গঠন পরিমাপ করতে পারেন।

## চাক্ষুষ পর্যবেক্ষণ

### চোখের ওপর প্রভাব

পৃথিবী থেকে দৃশ্যমান সূর্য, লেন্সে ঝলকানি বা গ্লেয়ার সহ। সরাসরি সূর্যের দিকে তাকালে চোখেও এই ঝলকানি অনুভূত হয়।
সূর্যের উজ্জ্বলতার কারণে খালি চোখে এর দিকে তাকালে ব্যথা অনুভূত হতে পারে; তবে, স্বাভাবিক অ-বিস্ফারিত চোখের জন্য অল্প সময়ের জন্য তাকানো ক্ষতিকারক নয়। সরাসরি সূর্যের দিকে তাকানো, যা সূর্যদর্শন বা সানগেজিং নামে পরিচিত, চোখে ফসফেন নামক দৃষ্টিবিভ্রম এবং সাময়িক আংশিক অন্ধত্বের কারণ হতে পারে। এটি অক্ষিপট বা রেটিনায় প্রায় ৪ মিলিওয়াট সূর্যালোক পৌঁছে দেয়, যা এটিকে সামান্য উত্তপ্ত করে এবং উজ্জ্বলতার প্রতি সঠিকভাবে সাড়া দিতে অক্ষম চোখের ক্ষতি করতে পারে। খালি চোখে সরাসরি সূর্যের দিকে তাকালে প্রায় ১০০ সেকেন্ড পরে রেটিনায় অতিবেগুনি রশ্মিজনিত রৌদ্রদগ্ধ বা সানবার্ন-সদৃশ ক্ষত সৃষ্টি হতে পারে, বিশেষ করে এমন পরিস্থিতিতে যখন সূর্যের অতিবেগুনি আলো তীব্র এবং সুfকেন্দ্রীভূত থাকে।

উপযুক্ত ফিল্টার ব্যতীত আলোক-কেন্দ্রীভূতকারী আলোকীয় যন্ত্র বা অপটিক্স, যেমন বাইনোকুলার, দিয়ে সূর্যের দিকে তাকালে রেটিনার স্থায়ী ক্ষতি হতে পারে; এই ফিল্টারগুলি অতিবেগুনি রশ্মি রোধ করে এবং সূর্যালোককে যথেষ্ট ম্লান করে দেয়। সূর্য দেখার জন্য অ্যাটেনুয়েটিং বা হ্রাসকারী ফিল্টার ব্যবহার করার সময়, দর্শকদের সতর্ক করা হয় যেন তারা শুধুমাত্র এই উদ্দেশ্যে বিশেষভাবে নকশাকৃত ফিল্টারই ব্যবহার করেন। কিছু অপরীক্ষিত ফিল্টার যা অতিবেগুনি বা আইআর (IR) রশ্মি প্রবেশ করতে দেয়, উচ্চ উজ্জ্বলতার স্তরে চোখের প্রকৃত ক্ষতি করতে পারে। ফিল্টারবিহীন টেলিস্কোপের মাধ্যমে মধ্যদিনের সূর্যের দিকে ক্ষণিকের দৃষ্টিপাতও স্থায়ী ক্ষতির কারণ হতে পারে।

সূর্যোদয় এবং সূর্যাস্তের সময়, পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের মধ্য দিয়ে দীর্ঘ পথ অতিক্রম করার কারণে রেলে বিচ্ছুরণ এবং মি বিচ্ছুরণের ফলে সূর্যালোক হ্রাসপ্রাপ্ত হয়, এবং কখনও কখনও সূর্য এতটাই ম্লান হয় যে খালি চোখে বা অপটিক্সের সাহায্যে নিরাপদে দেখা যায় (যদি মেঘের ফাঁক দিয়ে হঠাৎ উজ্জ্বল সূর্যালোক বেরিয়ে আসার ঝুঁকি না থাকে)। কুয়াশাচ্ছন্ন অবস্থা, বায়ুমণ্ডলীয় ধূলিকণা এবং উচ্চ আর্দ্রতা এই বায়ুমণ্ডলীয় ক্ষয় বা অ্যাটেনুয়েশনে অবদান রাখে।

### প্রপঞ্চসমূহ

কখনও কখনও সূর্যাস্তের ঠিক পরে বা সূর্যোদয়ের আগে সবুজ ঝলক বা গ্রিন ফ্ল্যাশ নামক একটি আলোকীয় প্রপঞ্চ দেখা যায়। দিগন্তের ঠিক নিচে থাকা সূর্যের আলো দর্শকের দিকে বেঁকে আসার কারণে (সাধারণত তাপমাত্রার বৈপরীত্যের মধ্য দিয়ে) এই ঝলকানির সৃষ্টি হয়। ক্ষুদ্র তরঙ্গদৈর্ঘ্যের আলো (বেগুনি, নীল, সবুজ) দীর্ঘ তরঙ্গদৈর্ঘ্যের আলোর (হলুদ, কমলা, লাল) চেয়ে বেশি বাঁকে, কিন্তু বেগুনি ও নীল আলো বেশি বিক্ষিপ্ত হয়, ফলে অবশিষ্ট আলো সবুজ হিসেবে প্রতীয়মান হয়।

## ধর্মীয় দৃষ্টিভঙ্গি

বিশ্বের বহু ধর্ম ও পুরাণে সৌর দেবদেবীরা একটি প্রধান ভূমিকা পালন করে। প্রাচীন মিশরীয়, দক্ষিণ আমেরিকার ইনকা এবং বর্তমান মেক্সিকোর আজতেক সভ্যতায় সূর্যের আরাধনা ছিল অত্যন্ত গুরুত্বপূর্ণ। সনাতন ধর্মে বা হিন্দুধর্মে সূর্যকে এখনও একজন জীবন্ত দেবতা হিসেবে গণ্য করা হয়, যিনি সূর্যদেব নামে পূজিত হন। বহু প্রাচীন স্থাপত্য সৌধ সৌর প্রপঞ্চের কথা মাথায় রেখে নির্মাণ করা হয়েছিল; উদাহরণস্বরূপ, পাথরের মেগালিথগুলি নির্ভুলভাবে গ্রীষ্ণকালীন বা শীতকালীন অয়নান্তকে চিহ্নিত করে (যেমন মিশরের নাবতা প্লায়া, মাল্টার নজাইড্রা এবং ইংল্যান্ডের স্টোনহেঞ্জ); আয়ারল্যান্ডের প্রাগৈতিহাসিক মানব-নির্মিত ঢিপি নিউগ্রঞ্জ শীতকালীন অয়নান্ত সনাক্ত করার জন্য নকশা করা হয়েছিল; মেক্সিকোর চিচেন ইৎজায় অবস্থিত এল কাস্তিলো পিরামিডটি এমনভাবে নির্মিত হয়েছে যাতে শারদীয় ও বসন্তকালীন বিষুবের সময় পিরামিডের গাত্রে আরহণরত সর্পের আকারে ছায়া পড়ে।

প্রাচীন সুমেরীয়রা বিশ্বাস করত যে সূর্য হলেন উতু, যিনি ন্যায়বিচারের দেবতা এবং স্বর্গের রাণী দেবী ইনান্নার যমজ ভ্রাতা। পরবর্তীতে, উতুকে পূর্ব সেমেটিক দেবতা শামাশের সাথে একীভূত করা হয়। উতুকে একজন সহায়ক দেবতা হিসেবে গণ্য করা হতো, যিনি বিপদগ্রস্তদের সহায়তা করতেন।

নেফারতানির সমাধি থেকে প্রাপ্ত রা-এর চিত্র, খ্রিস্টপূর্ব ত্রয়োদশ শতাব্দী
প্রাচীন মিশরের অন্তত চতুর্থ রাজবংশ থেকে সূর্যকে দেবতা রা হিসেবে পূজা করা হতো, যাকে সৌর চাকতি বা 'সোলার ডিস্ক' দ্বারা শোভিত বাজপাখির মস্তকবিশিষ্ট এক দেবসত্তা হিসেবে চিত্রিত করা হয়েছে। নব্য সাম্রাজ্য যুগে, সূর্যকে গুবরে পোকা বা স্কারাব বিটলের সাথে চিহ্নিত করা হতো। সৌর চাকতি আতেন রূপে সূর্যের একটি সংক্ষিপ্ত পুনরুত্থান ঘটেছিল আমারনা যুগে, যখন ফারাও আখেনাতেনের জন্য এটি একমাত্র না হলেও, প্রধান দেবতায় পরিণত হয়। মিশরীয়রা দেবতা রা-কে সৌর তরণীতে করে আকাশ পাড়ি দিতে দেখত, যার সঙ্গী হতেন অন্যান্য গৌণ দেবতারা; এবং গ্রিকদের কাছে তিনি ছিলেন হেলিওস, যাকে অগ্নিময় অশ্বচালিত রথ বহন করত। অন্তিম রোমান সাম্রাজ্যে এলাগাবালাসের রাজত্বকাল থেকে শীতকালীন অয়নান্তের অব্যবহিত পরেই সূর্যের জন্মদিনকে সল ইনভিক্টাস (আক্ষরিক অর্থে 'অপরাজিত সূর্য') নামক ছুটির দিন হিসেবে উদযাপন করা হতো। পৃথিবী থেকে সূর্যকে বছরে একবার রাশিচক্রের মধ্য দিয়ে ক্রান্তিবৃত্ত বরাবর আবর্তিত হতে দেখা যায়, তাই গ্রিক জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা এটিকে সাতটি ধ্রুপদী গ্রহের একটি হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করেছিলেন (গ্রিক *planetes* থেকে, যার অর্থ 'ভবঘুরে' বা 'পরিব্রাজক'); সাতটি গ্রহের নামানুসারে সপ্তাহের দিনগুলির নামকরণ রোমান যুগে শুরু হয়েছিল।

আদি-ইন্দো-ইউরোপীয় ধর্মে, সূর্যকে দেবী Seh2ul রূপে মূর্ত করা হয়েছিল। ইন্দো-ইউরোপীয় ভাষায় এই দেবীর উদ্ভূত রূপগুলির মধ্যে রয়েছে প্রাচীন নর্স *Sól*, সংস্কৃত *সূর্য*, গলীয় *Sulis*, লিথুয়ানীয় Saulė এবং স্লাভীয় *Solntse*। প্রাচীন গ্রিক ধর্মে, সৌর দেবতা ছিলেন পুরুষ দেবতা হেলিওস, যাকে পরবর্তীকালে অ্যাপোলোর সাথে সমন্বিত করা হয়েছিল।

প্রাচীন রোমান সংস্কৃতিতে, রবিবার ছিল সূর্য দেবতার দিন। পেগানবাদ বা পৌত্তলিকতায় সূর্য ছিল প্রাণের উৎস। রোমানদের মধ্যে এটি একটি জনপ্রিয় উপাসনা পদ্ধতির কেন্দ্রবিন্দু ছিল, যারা ভোরের প্রথম সূর্যরশ্মি স্পর্শ করার জন্য প্রত্যুষে দণ্ডায়মান হয়ে প্রার্থনা করত। শীতকালীন অয়নান্তের উদযাপন (যা ক্রিসমাস বা বড়দিনকে প্রভাবিত করেছিল) ছিল রোমান 'সল ইনভিক্টাস' উপাসনার অংশ। খ্রিস্টানরা এটিকে বিশ্রামবার বা সাব্বাথ দিবস হিসেবে গ্রহণ করে। আলোর প্রতীক ছিল একটি পেগান প্রথা যা খ্রিস্টানরা গ্রহণ করেছিল, এবং সম্ভবত এটিই সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ প্রতীক যা ইহুদি ঐতিহ্য থেকে আসেনি। খ্রিস্টান গির্জাগুলি এমনভাবে নির্মাণ করা হতো যাতে সমবেত উপাসকরা সূর্যোদয়ের দিকে মুখ করে বসতে পারেন। বাইবেলে, মালাখির পুস্তকে "ন্যায়পরায়ণতার সূর্যের" (Sun of Righteousness) উল্লেখ রয়েছে, যা কিছু খ্রিস্টান ত্রাণকর্তা বা মেসায়াহর (খ্রিস্ট) উল্লেখ হিসেবে ব্যাখ্যা করেছেন।

আজতেক সূর্য দেবতা টোনাটিউহ, নরবলি প্রথার সাথে ঘনিষ্ঠভাবে যুক্ত ছিলেন। সৌর দেবী আমাতেরাসু হলেন শিন্তো ধর্মের সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ দেবী, এবং তাঁকে সমস্ত জাপানি সম্রাটের প্রত্যক্ষ পূর্বপুরুষ বলে বিশ্বাস করা হয়।

## আরও দেখুন

*
*
*
*
*
*
*
* জ্যোতিষশাস্ত্রে গ্রহ § সূর্য
*
*
*
* কথাসাহিত্যে সূর্য
*

## টীকা

## তথ্যসূত্র

## আরও পড়ুন

* Cohen, Richard (২০১০)। *Chasing the sun: the epic story of the star that gives us life*। New York, NY: Random House। আইএসবিএন ৯৭৮-১-৪০০০-৬৮৭৫-৩।
* Hudson, Hugh (২০০৮)। "Solar activity"। *Scholarpedia*। খণ্ড ৩। পৃ. ৩৯৬৭। বিবকোড:2008SchpJ...3.3967H। ডিওআই:10.4249/scholarpedia.3967। আইএসএসএন 1941-6016। ৩ অক্টোবর ২০১৫ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভকৃত। সংগ্রহের তারিখ ২৭ সেপ্টেম্বর ২০১৫।
* Thompson, Michael J (আগস্ট ২০০৪)। "Helioseismology and the Sun's interior"। *Astronomy & Geophysics*। **৪৫** (4): ৪.২১ – ৪.২৫। বিবকোড:2004A&G....45d..21T। ডিওআই:10.1046/j.1468-4004.2003.45421.x। আইএসএসএন 1366-8781।

## বহিঃসংযোগ

* Astronomy Cast: The Sun  ওয়েব্যাক মেশিনে আর্কাইভকৃত ১২ মে ২০১১ তারিখে
* Satellite observations of solar luminosity  ওয়েব্যাক মেশিনে আর্কাইভকৃত ১১ জুন ২০১৭ তারিখে
* অ্যানিমেশন – সূর্যের ভবিষ্যৎ
* "থার্মোনিউক্লীয় শিল্পকলা – আল্ট্রা-এইচডি'তে সূর্য"  ওয়েব্যাক মেশিনে আর্কাইভকৃত ৪ নভেম্বর ২০১৫ তারিখে | গডার্ড স্পেস ফ্লাইট সেন্টার
* "সূর্যের এক দশক"  ওয়েব্যাক মেশিনে আর্কাইভকৃত ৩ ডিসেম্বর ২০২১ তারিখে | গডার্ড স্পেস ফ্লাইট সেন্টার