Matahari

**Matahari** adalah bintang di pusat Tata Surya. Bintang ini merupakan bola raksasa yang nyaris sempurna dari plasma panas, yang dipanaskan hingga mencapai keadaan pijar oleh reaksi fusi nuklir di intinya, dan memancarkan energinya dari permukaan terutama sebagai cahaya tampak dan radiasi inframerah dengan 10% pada tingkat energi ultraviolet. Matahari adalah sumber energi utama bagi kehidupan di Bumi. Matahari telah menjadi objek pemujaan di berbagai budaya dan subjek sentral dalam penelitian astronomi sejak zaman kuno.

Matahari mengorbit Pusat Galaksi pada jarak 24.000 hingga 28.000 tahun cahaya. Jarak rata-ratanya dari Bumi adalah sekitar  atau sekitar 8 menit cahaya. Jarak antara Matahari dan Bumi digunakan untuk mendefinisikan satuan panjang yang disebut satuan astronomi (sa), yang kini didefinisikan secara presisi sebesar . Diameternya sekitar  (), 109 kali lipat dari diameter Bumi. Massa Matahari sekitar 330.000 kali lipat massa Bumi, yang mencakup sekitar 99,86% dari total massa Tata Surya. Massa lapisan permukaan Matahari, yakni fotosfernya, sebagian besar terdiri dari hidrogen (~73%) dan helium (~25%), beserta elemen yang lebih berat dalam jumlah yang jauh lebih kecil, termasuk oksigen, karbon, neon, dan besi.

Matahari terbentuk sekitar 4,6&nbsp;miliar tahun yang lalu dari peristiwa keruntuhan gravitasi materi di dalam suatu wilayah dari awan molekuler yang besar. Sebagian besar materi ini terkumpul di pusatnya; sementara sisanya memipih menjadi piringan yang mengorbit dan menjadi Tata Surya. Massa di bagian pusat tersebut menjadi begitu panas dan padat sehingga pada akhirnya memicu fusi nuklir di bagian intinya. Matahari saat ini diklasifikasikan sebagai bintang deret utama tipe-G (G2V). Setiap detiknya, inti Matahari memfusikan sekitar 600&nbsp;miliar kilogram (kg) hidrogen menjadi helium dan mengubah 4 miliar kilogram materi menjadi energi.

Sekitar 4 hingga 7 miliar tahun dari sekarang, ketika fusi hidrogen di inti Matahari menyusut hingga ke titik di mana Matahari tidak lagi berada dalam keadaan kesetimbangan hidrostatik, intinya akan mengalami peningkatan kepadatan dan suhu yang signifikan yang akan menyebabkan lapisan luarnya mengembang, dan pada akhirnya mengubah Matahari menjadi raksasa merah. Setelah fase raksasa merah, pemodelan menunjukkan bahwa Matahari akan melepaskan lapisan luarnya dan menjadi jenis bintang pendingin yang padat (sebuah katai putih), dan tidak lagi menghasilkan energi melalui fusi, melainkan akan tetap bersinar dan memancarkan panas dari proses fusi sebelumnya selama mungkin triliunan tahun. Setelah itu, secara teoretis ia akan berubah menjadi katai hitam yang sangat padat, dan memancarkan energi dalam jumlah yang dapat diabaikan.

## Etimologi
Dalam bahasa Indonesia, kata *matahari* diturunkan dari bahasa Melayu, yang terbentuk dari gabungan kata *mata* dan *hari*, secara harfiah bermakna "mata dari hari". Pembentukan kata dengan metafora serupa juga dapat ditemukan berkerabat dalam berbagai bahasa Austronesia lainnya. Selain itu, terdapat pula istilah *surya* yang merupakan kata serapan dari bahasa Sanskerta  (). Kata ini secara historis merujuk pada matahari sekaligus nama dewa Matahari dalam tradisi agama Hindu, dan pada masa kini umumnya digunakan dalam konteks sastra, puitis, atau istilah teknis keilmuan (seperti dalam istilah *[[tata surya]]*).

Kata bahasa Inggris *sun* berkembang dari Bahasa Inggris Kuno . Kata kerabatnya muncul dalam bahasa-bahasa Jermanik lainnya, termasuk Frisia Barat , Belanda , Jerman Hilir , Jerman Baku , Bayern , Nordik Kuno , dan Gotik . Semua kata ini berasal dari Proto-Jermanik . Pada akhirnya, kata ini berkaitan dengan kata untuk *matahari* di cabang-cabang lain dari rumpun bahasa Indo-Eropa, meskipun pada sebagian besar kasus yang ditemukan adalah akar kata nominatif dengan huruf *l*, alih-alih akar kata genitif dengan huruf *n*, seperti misalnya dalam Latin , Yunani Kuno  (), Wales  dan Ceko , serta (dengan *l > *r*) bahasa Sanskerta  () dan Persia  (). Faktanya, akar kata *l* tersebut juga bertahan dalam bahasa Proto-Jermanik, sebagai , yang melahirkan kata bahasa Gotik  (bersamaan dengan ) dan prosa Nordik Kuno  (bersamaan dengan bentuk puitisnya ), dan melaluinya melahirkan kata-kata untuk *matahari* dalam bahasa-bahasa Skandinavia modern: Swedia dan Denmark , Islandia , dll.

Kata sifat utama yang berkaitan dengan Matahari dalam bahasa Inggris adalah *sunny* untuk hal yang diterangi sinar matahari dan, dalam konteks teknis, *solar* (surya) (), dari bahasa Latin . Dari bahasa Yunani  muncul kata sifat yang jarang digunakan yakni *heliac* (heliak) (). Dalam bahasa Inggris, kata-kata Yunani dan Latin ini muncul dalam puisi sebagai personifikasi Matahari, yakni Helios () dan Sol (), sementara dalam fiksi ilmiah *Sol* dapat digunakan untuk membedakan Matahari kita dari bintang-bintang lainnya. Istilah *[[Sol (hari di Mars)|sol]]* dengan huruf kecil *s* digunakan oleh para astronom keplanetan untuk menyebut durasi sebuah hari matahari di planet lain seperti Mars.

Simbol astronomi untuk Matahari adalah lingkaran dengan titik di tengah: ☉. Simbol ini digunakan untuk satuan-satuan seperti *M*☉ (Massa matahari), *R*☉ (Jari-jari matahari) dan *L*☉ (Luminositas matahari). Studi ilmiah mengenai Matahari disebut *heliologi*.

## Karakteristik umum

Matahari adalah bintang deret utama tipe-G yang mencakup sekitar 99,86% dari total massa Tata Surya.Bintang ini memiliki magnitudo mutlak sebesar +4,83, yang diperkirakan lebih terang dibandingkan dengan sekitar 85% bintang di Bima Sakti, yang sebagian besarnya merupakan katai merah. Matahari juga lebih masif daripada 95% bintang dalam jarak lintasan sejauh .

Matahari adalah bintang Populasi I, atau bintang yang kaya akan elemen berat. Pembentukannya sekitar 4,6&nbsp;miliar tahun yang lalu kemungkinan dipicu oleh gelombang kejut dari satu atau lebih supernova di sekitarnya. Hipotesis ini ditunjukkan oleh tingginya tingkat kelimpahan elemen berat di Tata Surya, seperti emas dan uranium, bila dibandingkan dengan kelimpahan elemen-elemen tersebut pada apa yang disebut sebagai bintang Populasi II, yakni bintang yang miskin elemen berat. Elemen-elemen berat ini kemungkinan besar dihasilkan melalui reaksi nuklir endotermik saat peristiwa supernova terjadi, atau oleh transmutasi lewat proses tangkapan neutron di dalam bintang generasi kedua yang masif.

Matahari sejauh ini merupakan objek paling terang di langit Bumi, dengan magnitudo semu sebesar −26,74. Nilai ini hanya sedikit di bawah 13&nbsp;miliar kali lebih terang dibandingkan dengan bintang paling terang berikutnya, yakni Sirius, yang memiliki magnitudo semu sebesar −1,46.

 (sa) pada awalnya didefinisikan sebagai jarak rata-rata antara pusat Matahari dan pusat Bumi. Jarak sesaatnya bervariasi sekitar  seiring pergerakan Bumi dari perihelion pada sekitar tanggal 3 Januari menuju aphelion pada sekitar tanggal 4 Juli. Pada jarak rata-ratanya, cahaya merambat dari ufuk Matahari ke ufuk Bumi dalam waktu sekitar 8 menit dan 20 detik. Pada tahun 2012, satuan astronomi (sa) ditetapkan secara pasti menjadi 149.597.870.700 m.

Energi dari cahaya matahari ini menopang hampir seluruh bentuk kehidupan di Bumi melalui proses fotosintesis, serta menggerakkan iklim Bumi dan cuaca.

Matahari tidak memiliki batas tepi yang pasti, melainkan kepadatannya akan menurun secara eksponensial seiring dengan bertambahnya ketinggian di atas fotosfer. Untuk keperluan pengukuran, jari-jari Matahari dianggap sebagai jarak dari pusatnya hingga ke tepi luar fotosfer, yakni permukaan Matahari yang tampak secara visual.
Bentuk kebulatan Matahari ditentukan dari perbedaan relatif antara ukuran jari-jarinya di garis ekuator, R_\textrm{eq}, dan di kutubnya, R_\textrm{pol}, yang disebut sebagai kepepatan,

\Delta_\odot = (R_\textrm{eq} -R_\textrm{pol})/R_\textrm{pol}.

Nilai kepepatan ini sangat sulit untuk diukur. Adanya distorsi atmosfer berarti pengukurannya harus dilakukan dari satelit; nilainya sangat kecil sehingga membutuhkan teknik pengukuran yang sangat presisi.

Kepepatan tersebut pernah diusulkan sebagai faktor yang cukup memadai untuk menjelaskan presesi perihelion Merkurius, namun Einstein mengemukakan bahwa teori relativitas umum dapat menjelaskan presesi tersebut menggunakan model Matahari yang bulat sempurna. Ketika pengukuran kepepatan berpresisi tinggi berhasil diperoleh melalui satelit Solar Dynamics Observatory dan Picard, nilai yang terukur ternyata masih lebih kecil dari yang diperkirakan, yakni sebesar , atau 8 bagian per juta. Pengukuran ini menyimpulkan bahwa Matahari merupakan objek alami dengan bentuk yang paling mendekati bulat sempurna yang pernah diamati oleh manusia. Nilai kepepatan ini juga tetap konstan terlepas dari adanya perubahan iradiasi matahari. Efek pasang surut dari planet-planet di sekitarnya tergolong lemah dan tidak memengaruhi bentuk Matahari secara signifikan.

### Rotasi

Matahari berotasi lebih cepat di bagian ekuatornya dibandingkan di bagian kutubnya. Rotasi diferensial ini disebabkan oleh gerakan konvektif akibat perpindahan panas dan efek gaya Coriolis yang ditimbulkan oleh rotasi Matahari. Dalam kerangka acuan yang ditentukan oleh bintang-bintang, periode rotasinya adalah sekitar 25,6 hari di ekuator dan 33,5 hari di kutub. Dilihat dari Bumi saat mengorbit Matahari, periode rotasi semu Matahari di ekuatornya adalah sekitar 28 hari. Jika dilihat dari titik pandang di atas kutub utaranya, Matahari berotasi berlawanan arah jarum jam mengelilingi sumbu putarnya.

Sebuah survei terhadap bintang analog matahari menunjukkan bahwa Matahari purba berotasi hingga sepuluh kali lebih cepat daripada saat ini. Hal ini tentu membuat permukaannya jauh lebih aktif, dengan emisi sinar-X dan UV yang lebih besar. Bintik matahari mungkin menutupi sekitar  dari total permukaannya. Laju rotasi ini secara bertahap melambat akibat pengereman magnetik, seiring berinteraksinya medan magnet Matahari dengan hembusan angin surya yang keluar. Sisa-sisa rotasi purba yang cepat ini masih bertahan di bagian inti Matahari, yang berotasi dengan laju sekali seminggu; empat kali lebih cepat dari rata-rata laju rotasi permukaannya.

## Komposisi

Matahari sebagian besar terdiri dari unsur hidrogen dan helium. Pada fase kehidupan Matahari saat ini, masing-masing unsur tersebut secara berurutan mencakup sekitar 74,9% dan 23,8% dari total massa Matahari di bagian fotosfer. Semua unsur yang lebih berat, yang dalam astronomi disebut *[[metalisitas|logam]]*, menyumbang kurang dari 2% dari keseluruhan massa, dengan unsur oksigen (kira-kira 1% dari massa Matahari), karbon (0,3%), neon (0,2%), dan besi (0,2%) sebagai unsur berat yang paling melimpah.

Komposisi kimiawi asli Matahari diwarisi dari medium antarbintang tempat bintang ini terbentuk. Pada awalnya, Matahari diperkirakan mengandung sekitar 71,1% hidrogen, 27,4% helium, dan 1,5% unsur yang lebih berat. Hidrogen dan sebagian besar helium di Matahari diperkirakan terbentuk melalui nukleosintesis Ledakan Dahsyat pada 20 menit pertama terbentuknya alam semesta, sementara unsur-unsur yang lebih berat dihasilkan oleh bintang-bintang generasi sebelumnya sebelum Matahari terbentuk, dan tersebar ke medium antarbintang selama tahap akhir kehidupan bintang dan melalui peristiwa seperti supernova.

Sejak Matahari terbentuk, proses fusi utama yang terjadi melibatkan penggabungan hidrogen menjadi helium. Selama 4,6 miliar tahun terakhir, jumlah helium beserta lokasinya di dalam Matahari telah mengalami perubahan secara bertahap. Proporsi helium di dalam intinya telah meningkat dari sekitar 24% menjadi sekitar 60% akibat proses fusi, dan sebagian helium serta unsur-unsur berat telah mengendap dari bagian fotosfer menuju pusat Matahari akibat pengaruh gravitasi. Proporsi unsur-unsur yang lebih berat tidak mengalami perubahan. Panas dipindahkan ke luar dari inti Matahari melalui radiasi alih-alih melalui konveksi (lihat Zona radiatif di bawah), sehingga produk fusi tersebut tidak terangkat ke luar oleh panas; melainkan tetap berada di dalam inti, dan secara bertahap inti dalam helium mulai terbentuk yang tidak dapat mengalami fusi lebih lanjut karena saat ini inti Matahari belum cukup panas maupun cukup padat untuk memfusikan helium. Pada fotosfer saat ini, fraksi helium telah berkurang, dan metalisitasnya hanya tersisa 84% dari keadaan sebelumnya saat fase protobintang (sebelum fusi nuklir di inti dimulai). Di masa depan, helium akan terus terakumulasi di inti, dan dalam waktu sekitar 5 miliar tahun penumpukan bertahap ini pada akhirnya akan menyebabkan Matahari keluar dari tahap deret utama dan menjadi raksasa merah.

Komposisi kimia fotosfer pada umumnya dianggap mewakili komposisi Tata Surya purba. Biasanya, kelimpahan unsur berat matahari yang dijelaskan di atas diukur baik menggunakan spektroskopi pada fotosfer Matahari maupun dengan mengukur kelimpahan unsur pada meteorit yang belum pernah dipanaskan hingga mencapai suhu leburnya. Meteorit-meteorit ini diyakini masih mempertahankan komposisi Matahari protobintang dan dengan demikian tidak terpengaruh oleh proses pengendapan unsur-unsur berat. Hasil dari kedua metode tersebut secara umum saling bersesuaian dengan baik.

## Struktur

### Inti

Inti Matahari membentang dari pusatnya hingga sekitar 20–25% dari jari-jari matahari. Inti ini memiliki kepadatan hingga  (sekitar 150 kali lipat kepadatan air) dan suhu yang mendekati 15,7&nbsp;juta kelvin (K). Sebagai perbandingan, suhu permukaan Matahari adalah sekitar . Analisis terbaru dari data misi SOHO mendukung gagasan bahwa intinya berotasi lebih cepat daripada zona radiatif di luarnya. Sepanjang sebagian besar masa hidup Matahari, energinya telah dihasilkan oleh fusi nuklir di wilayah inti melalui rantai proton–proton; proses ini mengubah hidrogen menjadi helium. Saat ini, 0,8% energi yang dihasilkan di Matahari berasal dari rangkaian reaksi fusi lain yang disebut siklus CNO; proporsi yang berasal dari siklus CNO ini diperkirakan akan terus meningkat seiring bertambahnya usia Matahari dan saat ia menjadi lebih terang.

Inti adalah satu-satunya wilayah di Matahari yang menghasilkan energi termal dalam jumlah yang signifikan melalui proses fusi; 99% tenaga Matahari dihasilkan di dalam 24% jari-jari terdalamnya, dan hampir tidak ada fusi yang terjadi di luar batas 30% dari jari-jari tersebut. Sisa bagian Matahari lainnya dipanaskan oleh energi ini seiring perpindahannya ke luar melalui banyak lapisan yang berurutan, hingga akhirnya mencapai fotosfer surya dan terlepas ke luar angkasa melalui radiasi (foton) atau adveksi (partikel masif).

Rantai proton-proton terjadi sekitar  kali setiap detiknya di dalam inti, mengubah sekitar 3.7 proton menjadi partikel alfa (inti helium) setiap detik (dari total ~ proton bebas di Matahari), atau sekitar . Namun, setiap proton (secara rata-rata) membutuhkan waktu sekitar 9 miliar tahun untuk berfusi dengan proton lainnya menggunakan rantai PP ini. Penggabungan empat proton bebas (inti hidrogen) menjadi satu partikel alfa (inti helium) akan melepaskan sekitar 0,7% dari massa yang difusikan tersebut sebagai energi, sehingga Matahari melepaskan energi dengan laju konversi massa-energi sebesar 4,26&nbsp;miliar kg/s (yang membutuhkan 600 miliar kg hidrogen), yang menghasilkan daya sebesar 384,6&nbsp;yotawatt (), atau setara dengan 9.192&nbsp;megaton TNT per detik. Besarnya daya yang dikeluarkan oleh Matahari ini terutama disebabkan oleh ukuran dan kepadatan intinya yang sangat besar (dibandingkan dengan Bumi dan objek-objek di Bumi), dengan jumlah daya yang cukup kecil yang dihasilkan per meter kubiknya. Pemodelan teoretis dari bagian dalam Matahari menunjukkan nilai kepadatan daya maksimum, atau produksi energi, sekitar 276,5 watt per meter kubik di bagian tengah intinya, yang mana, menurut Karl Kruszelnicki, merupakan kepadatan daya yang kira-kira setara dengan kepadatan daya di dalam sebuah tumpukan kompos.

Laju fusi di dalam inti berada pada keseimbangan yang stabil: laju fusi yang sedikit lebih tinggi akan menyebabkan inti menjadi lebih panas dan memuai sedikit menahan beban lapisan luarnya, sehingga menurunkan kepadatan dan selanjutnya menurunkan laju fusi dan mengoreksi gangguan tersebut; sedangkan laju yang sedikit lebih rendah akan menyebabkan inti sedikit mendingin dan menyusut, sehingga meningkatkan kepadatan dan laju fusi lalu pada akhirnya mengembalikannya ke laju fusi saat ini.

### Zona radiatif

Zona radiatif adalah lapisan paling tebal pada Matahari. Zona ini dimulai tepat di atas intinya pada jarak sekitar 0,25 jari-jari matahari hingga sekitar 0,7 jari-jari matahari. Zona ini dinamakan demikian karena radiasi termal adalah sarana utama perpindahan energinya: foton tersebar dari gas padat dengan sangat sering sehingga membutuhkan waktu sekitar satu juta tahun untuk dapat melintasi zona ini. Suhunya menurun dari sekitar 7&nbsp;juta menjadi 2&nbsp;juta kelvin seiring dengan bertambahnya jarak dari bagian intinya. Gradien suhu ini lebih kecil dari nilai tingkat selang adiabatik sehingga tidak dapat mendorong terjadinya konveksi, yang menjelaskan mengapa perpindahan energi melalui zona ini dilakukan dengan cara radiasi alih-alih melalui konveksi termal. Kepadatannya turun seratus kali lipat (dari 20.000&nbsp;kg/m3 menjadi 200&nbsp;kg/m3) di antara jarak 0,25 jari-jari matahari dan 0,7 jari-jari, yakni bagian puncak dari zona radiatif tersebut.

### Takoklin

Zona radiatif dan zona konvektif dipisahkan oleh sebuah lapisan transisi, yakni takoklin. Ini adalah sebuah wilayah di mana perubahan rezim yang tajam antara rotasi seragam pada zona radiatif dan rotasi diferensial pada zona konveksi menghasilkan gaya geser yang besar di antara keduanya—suatu kondisi di mana lapisan horizontal yang berurutan saling bergesekan satu sama lain. Saat ini, dihipotesiskan bahwa sebuah dinamo magnetik, atau dinamo surya, di dalam lapisan ini adalah apa yang menghasilkan medan magnetik Matahari.

### Zona konvektif

Zona konveksi Matahari membentang dari 0,7 jari-jari matahari (500.000&nbsp;km) hingga mendekati permukaannya. Pada lapisan ini, plasma surya tidak cukup padat atau cukup panas untuk dapat memindahkan energi panas dari bagian dalam ke luar melalui radiasi. Sebaliknya, kepadatan plasma di sini cukup rendah untuk memungkinkan timbulnya arus konveksi yang bergerak memindahkan energi Matahari keluar menuju permukaannya. Materi yang dipanaskan di takoklin akan menyerap panas lalu memuai, sehingga mengurangi kepadatannya dan memungkinkannya untuk naik. Sebagai akibatnya, pergerakan massa yang teratur berkembang menjadi sel-sel termal yang membawa sebagian besar panas ke arah luar menuju fotosfer Matahari di atasnya. Setelah materi tersebut mendingin secara difusif dan radiatif tepat di bawah permukaan fotosfer, kepadatannya akan kembali meningkat, lalu tenggelam kembali ke dasar zona konveksi, di mana ia akan kembali menyerap panas dari puncak zona radiatif dan siklus konveksi ini akan terus berlanjut. Sesampainya di fotosfer, suhu telah turun hingga 350 kali lipat menjadi  dengan kepadatannya hanya tersisa 0,2&nbsp;g/m3 (sekitar 1/10.000 kepadatan udara di permukaan laut Bumi, dan 1 per sejuta dari lapisan bagian dalam zona konvektif).

Kolom termal dari zona konveksi ini membentuk pola pada permukaan Matahari yang memberinya tampilan berbutir yang disebut sebagai granulasi matahari pada skala terkecil dan supergranulasi pada skala yang lebih besar. Konveksi turbulen di bagian luar interior matahari ini menopang aksi dinamo "skala kecil" di atas volume dekat permukaan Matahari. Kolom termal Matahari ini merupakan sel Bénard (Sel Bénard) dan bentuknya kurang lebih menyerupai prisma heksagonal.

### Atmosfer

Atmosfer surya adalah wilayah pada Matahari yang membentang dari batas atas zona konveksi hingga bagian batas dalam heliosfer. Wilayah ini sering kali dibagi ke dalam tiga lapisan utama: fotosfer, kromosfer, dan korona. Kromosfer dan korona dipisahkan oleh wilayah transisi tipis yang sering kali dianggap sebagai lapisan berbeda secara terpisah. Beberapa sumber ada yang menganggap heliosfer sebagai lapisan *terluar* atau *perpanjangan atmosfer surya*.

#### Fotosfer

Permukaan Matahari yang tampak jelas, yakni fotosfer, adalah lapisan di bawah mana Matahari menjadi buram terhadap cahaya tampak. Foton yang dihasilkan di lapisan ini dapat melepaskan diri dari Matahari dengan melewati atmosfer surya yang transparan di atasnya untuk menjadi radiasi matahari, atau cahaya matahari. Perubahan opasitas tersebut disebabkan oleh berkurangnya jumlah ion H<sup>−</sup>, yang mudah menyerap cahaya tampak. Sebaliknya, cahaya tampak yang terlihat justru dihasilkan ketika elektron bereaksi dengan atom hidrogen untuk menghasilkan ion H−.

Fotosfer memiliki ketebalan puluhan hingga ratusan kilometer, dan sedikit kurang buram jika dibandingkan dengan udara di Bumi. Karena bagian atas fotosfer suhunya lebih dingin dari bagian bawahnya, penampakan visual Matahari tampak lebih terang di bagian tengahnya daripada di tepian, atau *ekstremitas* piringan matahari, dalam fenomena yang dikenal sebagai *[[peredupan tepi]]*. Spektrum cahaya matahari memiliki perkiraan spektrum layaknya sebuah pancaran benda hitam pada suhu , diselingi oleh garis-garis absorpsi atom dari lapisan tipis di atas fotosfer. Fotosfer memiliki kepadatan partikel ~1023&nbsp;m−3 (sekitar 0,37% dari jumlah partikel per volume atmosfer Bumi di permukaan laut). Fotosfer tidak terionisasi secara penuh, tingkat ionisasinya hanya sekitar 3%, yang menyisakan sebagian besar hidrogen dalam bentuk atom.

Lapisan terdingin di Matahari adalah daerah suhu minimum yang membentang hingga sekitar  di atas fotosfer, dan memiliki suhu sekitar . Bagian Matahari ini cukup dingin untuk memungkinkan terbentuknya molekul sederhana seperti karbon monoksida dan air.

#### Kromosfer

Di atas lapisan suhu minimum terdapat lapisan setebal sekitar 2.000 km, yang didominasi oleh spektrum garis emisi dan absorpsi. Lapisan ini disebut *kromosfer* dari akar kata bahasa Yunani *chroma*, yang berarti warna, karena kromosfer terlihat sebagai kilatan berwarna pada awal dan akhir gerhana matahari total. Suhu kromosfer meningkat secara bertahap seiring dengan bertambahnya ketinggian, mencapai sekitar 20.000 K di dekat bagian puncaknya. Pada bagian atas kromosfer, helium menjadi terionisasi sebagian.

Kromosfer dan korona yang berada di atasnya dipisahkan oleh wilayah transisi tipis (sekitar ) di mana suhu meningkat pesat dari sekitar  di kromosfer atas ke suhu korona yang mendekati . Peningkatan suhu tersebut difasilitasi oleh ionisasi penuh helium di wilayah transisi, yang secara signifikan mengurangi pendinginan radiatif plasma. Wilayah transisi ini tidak terjadi pada ketinggian yang pasti, melainkan membentuk semacam nimbus di sekitar fitur-fitur kromosfer seperti spikula dan filamen, serta berada dalam gerakan kaotis yang konstan. Wilayah transisi tidak mudah terlihat dari permukaan Bumi, tetapi mudah diamati dari luar angkasa menggunakan instrumen yang sensitif terhadap pancaran ultraviolet ekstrem.

#### Korona

Korona adalah lapisan Matahari berikutnya. Korona bawah, yang berada di dekat permukaan Matahari, memiliki kepadatan partikel sekitar 1015&nbsp;m−3 hingga 1016&nbsp;m−3. Suhu rata-rata korona dan angin surya adalah sekitar 1.000.000–2.000.000&nbsp;K; namun, di daerah terpanasnya suhu tersebut dapat mencapai 8.000.000–20.000.000 K. Meskipun belum ada teori lengkap yang dapat menjelaskan suhu korona tersebut, setidaknya sebagian dari panasnya diketahui berasal dari rekoneksi magnetik.

Batas luar korona terletak di mana kecepatan angin surya berskala besar yang meningkat secara radial setara dengan kecepatan fase gelombang Alfvén yang menurun secara radial. Hal ini mendefinisikan sebuah permukaan tertutup yang tidak bulat, yang disebut sebagai *[[Permukaan kritis Alfvén]]*, di mana di bawahnya aliran korona bersifat sub-Alfvénik dan di atasnya angin surya bersifat super-Alfvénik. Ketinggian di mana transisi ini terjadi bervariasi melintasi ruang angkasa dan seiring dengan aktivitas matahari, mencapai titik terendahnya di dekat waktu minimum matahari dan titik tertingginya di dekat waktu maksimum matahari. Pada bulan April 2021, permukaan ini dilintasi untuk pertama kalinya pada jarak heliosentris yang berkisar antara 16 hingga 20&nbsp;jari-jari matahari oleh wahana Parker Solar Probe. Prediksi mengenai bentangan penuhnya yang memungkinkan telah menempatkan kisaran penuh permukaan ini berada dalam jarak 8 hingga 30&nbsp;jari-jari matahari.

### Heliosfer

Heliosfer didefinisikan sebagai wilayah ruang angkasa di mana angin surya mendominasi medium antarbintang. Turbulensi dan gaya dinamis di dalam heliosfer tidak dapat memengaruhi bentuk korona matahari di dalamnya, karena informasi tersebut hanya dapat bergerak secepat kecepatan gelombang Alfvén. Angin surya bergerak ke luar secara terus-menerus melintasi heliosfer, membentuk medan magnet matahari menjadi bentuk spiral, hingga menabrak heliopause pada jarak lebih dari  dari Matahari. Pada bulan Desember 2004, wahana *[[Voyager 1]]* melewati sebuah garis kejut yang diperkirakan sebagai bagian dari heliopause. Pada akhir tahun 2012, *Voyager 1* mencatat peningkatan tajam dalam jumlah tumbukan sinar kosmik serta penurunan drastis partikel berenergi lebih rendah dari angin surya, yang menunjukkan bahwa wahana tersebut telah melewati heliopause dan memasuki medium antarbintang, dan hal itu memang benar terjadi pada tanggal 25 Agustus 2012, pada jarak sekitar  dari Matahari. Heliosfer memiliki sebuah ekor surya yang membentang di belakangnya akibat gerak khusus Matahari melintasi galaksi.

## Radiasi matahari

Matahari memancarkan cahaya melintasi spektrum kasatmata. Warnanya adalah putih, dengan indeks ruang warna CIE mendekati (0.3, 0.3), jika dilihat dari luar angkasa atau saat Matahari berada tinggi di langit. Radiansi surya per panjang gelombang mencapai puncaknya pada bagian hijau dari spektrum tersebut saat dilihat dari luar angkasa. Ketika posisi Matahari sangat rendah di langit, hamburan atmosfer membuat Matahari tampak berwarna kuning, merah, jingga, atau magenta, dan pada kejadian langka bahkan tampak hijau atau biru. Beberapa budaya membayangkan Matahari berwarna kuning dan beberapa bahkan menganggapnya merah; alasan kultural dari hal ini masih diperdebatkan. Matahari diklasifikasikan sebagai bintang G2, yang berarti ia adalah bintang tipe-G, dengan angka 2 yang menunjukkan bahwa suhu permukaannya berada pada rentang kedua dalam kelas G tersebut.

Konstanta surya adalah jumlah daya yang disetorkan oleh Matahari per satuan luas yang terpapar langsung oleh cahaya matahari. Konstanta surya nilainya kira-kira sebesar  (watt per meter persegi) pada jarak satu satuan astronomi (sa) dari Matahari (yakni, pada atau di dekat orbit Bumi). Cahaya matahari di permukaan Bumi diatenuasi (dilemahkan) oleh atmosfer Bumi, sehingga daya yang tiba di permukaan menjadi lebih sedikit (mendekati ) dalam kondisi cuaca cerah ketika Matahari berada di dekat zenit. Cahaya matahari di bagian puncak atmosfer Bumi (berdasarkan total energinya) terdiri dari sekitar 50% cahaya inframerah, 40% cahaya tampak, dan 10% cahaya ultraviolet. Atmosfer menyaring lebih dari 70% ultraviolet surya, terutama pada panjang gelombang yang lebih pendek. Radiasi ultraviolet surya mengionisasi atmosfer atas Bumi di sisi siang hari, yang menciptakan ionosfer yang dapat menghantarkan listrik.

Cahaya ultraviolet dari Matahari memiliki sifat antiseptik dan dapat digunakan untuk mensterilkan peralatan serta air. Radiasi ini dapat menyebabkan luka bakar matahari, dan memiliki efek biologis lainnya seperti produksi vitamin D dan pencokelatan kulit. Radiasi ini juga merupakan penyebab utama kanker kulit. Cahaya ultraviolet sangat diatenuasi oleh lapisan ozon Bumi, sehingga jumlah UV sangat bervariasi bergantung pada garis lintang dan sebagian menjadi faktor yang bertanggung jawab atas berbagai adaptasi biologis, termasuk variasi warna kulit manusia.

Foton sinar gama berenergi tinggi yang awalnya dilepaskan melalui reaksi fusi di dalam inti hampir seketika diserap oleh plasma surya di zona radiatif, biasanya setelah menempuh jarak hanya beberapa milimeter. Pemancaran ulang terjadi ke arah yang acak dan biasanya dengan tingkat energi yang sedikit lebih rendah. Dengan adanya serangkaian emisi dan absorpsi ini, dibutuhkan waktu yang sangat lama bagi radiasi tersebut untuk mencapai permukaan Matahari. Perkiraan waktu tempuh foton ini berkisar antara 10.000 hingga 170.000&nbsp;tahun. Sebaliknya, hanya dibutuhkan waktu 2,3&nbsp;detik bagi neutrino, yang menyumbang sekitar 2% dari total produksi energi Matahari, untuk mencapai permukaannya. Karena transportasi energi di dalam Matahari adalah suatu proses yang melibatkan foton dalam kesetimbangan termodinamika dengan materi, skala waktu transportasi energi di Matahari menjadi lebih lama, yakni pada kisaran 30.000.000&nbsp;tahun. Ini adalah waktu yang dibutuhkan Matahari untuk kembali ke keadaan stabilnya seandainya laju pembentukan energi di dalam intinya tiba-tiba berubah.

Neutrino elektron dilepaskan oleh reaksi fusi di intinya, tetapi, tidak seperti foton, neutrino jarang berinteraksi dengan materi, sehingga hampir semuanya mampu melepaskan diri dari Matahari seketika itu juga. Akan tetapi, pengukuran terhadap jumlah neutrino yang dihasilkan di Matahari ternyata lebih rendah daripada yang diprediksi oleh teori dengan faktor selisih sebesar 3. Pada tahun 2001, penemuan osilasi neutrino berhasil memecahkan ketidaksesuaian ini: Matahari memancarkan jumlah neutrino elektron seperti yang diprediksi oleh teori, tetapi detektor neutrino kehilangan  di antaranya karena neutrino tersebut telah berubah rasa pada saat dideteksi.

## Aktivitas magnetik
Matahari memiliki medan magnet bintang yang bervariasi di seluruh permukaannya. Medan di bagian kutubnya berkisar antara , sedangkan medannya biasanya mencapai  pada fitur-fitur di Matahari yang disebut *bintik matahari* dan  pada prominensa matahari. Medan magnet ini bervariasi terhadap waktu dan lokasi. Siklus matahari 11 tahunan yang kuasi-periodik merupakan variasi yang paling menonjol, di mana jumlah dan ukuran bintik matahari akan terus bertambah dan berkurang.

Medan magnet surya membentang jauh melampaui Matahari itu sendiri. Plasma angin surya yang menghantarkan listrik membawa medan magnet Matahari ini ke luar angkasa, membentuk apa yang disebut sebagai medan magnet antarplanet. Dalam sebuah pendekatan yang dikenal sebagai *[[magnetohidrodinamika ideal]]*, plasma hanya bergerak mengikuti garis-garis medan magnet tersebut. Sebagai akibatnya, angin surya yang mengalir ke luar merentangkan medan magnet antarplanet ke arah luar, memaksanya membentuk struktur yang kira-kira radial. Untuk medan magnet surya dipolar yang sederhana, dengan polaritas hemisferis yang berlawanan di kedua sisi ekuator magnetik surya, sebuah lembaran arus yang tipis terbentuk di dalam angin surya. Pada jarak yang sangat jauh, rotasi Matahari akan memuntir medan magnet dipolar tersebut beserta lembaran arus yang bersesuaian ke dalam struktur spiral Archimedes yang disebut *[[spiral Parker]]*.

### Bintik matahari

Bintik matahari tampak sebagai bercak gelap pada fotosfer Matahari dan berkaitan dengan konsentrasi medan magnet di mana perpindahan panas secara konvektif dari bagian dalam matahari ke permukaannya terhambat. Akibatnya, bintik matahari sedikit lebih dingin dibandingkan dengan wilayah fotosfer di sekitarnya, sehingga tampak gelap. Pada saat minimum matahari yang khas, hanya sedikit bintik matahari yang terlihat, dan terkadang tidak ada yang terlihat sama sekali. Bintik-bintik yang muncul biasanya berada pada garis lintang matahari yang tinggi. Seiring berjalannya siklus matahari menuju titik maksimumnya, bintik matahari cenderung terbentuk lebih dekat ke ekuator matahari, sebuah fenomena yang dikenal sebagai *[[Hukum Spörer]]*. Bintik matahari terbesar dapat mencapai ukuran puluhan ribu kilometer.

Siklus bintik matahari 11 tahunan merupakan separuh dari siklus dinamo Babcock-Leighton yang berdurasi 22 tahun, yang berkaitan dengan pertukaran energi osilatori antara medan magnet surya toroidal dan poloidal. Pada saat siklus matahari maksimum, medan magnet dipolar poloidal eksternal berada di dekat kekuatan minimum siklus dinamonya; namun medan kuadrupolar toroidal internal, yang dihasilkan melalui rotasi diferensial di dalam takoklin, berada di dekat kekuatan maksimumnya. Pada titik ini dalam siklus dinamo, semburan gaya apung di dalam zona konvektif memaksa munculnya medan magnet toroidal menembus fotosfer, sehingga memunculkan pasangan-pasangan bintik matahari, yang secara kasar sejajar arah timur-barat dan memiliki jejak dengan polaritas magnetik yang berlawanan. Polaritas magnetik dari pasangan bintik matahari ini berganti-ganti di setiap siklus matahari, sebuah fenomena yang dijelaskan oleh Hukum Hale.

Selama fase penurunan siklus matahari, energi bergeser dari medan magnet toroidal internal ke medan poloidal eksternal, dan bintik matahari pun menyusut baik dalam jumlah maupun ukurannya. Sejalan dengan itu, pada saat siklus matahari mencapai minimum, medan toroidal berada pada kekuatan minimum, bintik matahari relatif langka, dan medan poloidal berada pada kekuatan maksimumnya. Dengan dimulainya siklus bintik matahari 11 tahunan berikutnya, rotasi diferensial menggeser energi magnetik kembali dari medan poloidal ke medan toroidal, namun dengan polaritas yang berlawanan dengan siklus sebelumnya. Proses ini terus berlangsung secara berkelanjutan, dan dalam skenario yang disederhanakan dan diidealkan, setiap siklus bintik matahari 11 tahunan berkaitan dengan perubahan polaritas secara keseluruhan pada medan magnet surya berskala besar.

### Aktivitas surya

Medan magnet Matahari memicu banyak efek yang secara kolektif disebut sebagai aktivitas surya. Suar matahari dan lontaran massa korona cenderung terjadi pada kelompok bintik matahari. Aliran angin surya berkecepatan tinggi yang berubah perlahan dipancarkan dari lubang korona di permukaan fotosfer. Baik lontaran massa korona maupun aliran angin surya berkecepatan tinggi membawa plasma serta medan magnet antarplanet ke arah luar menuju Tata Surya. Efek dari aktivitas surya di Bumi meliputi fenomena aurora pada garis lintang menengah hingga tinggi serta gangguan pada komunikasi radio dan tenaga listrik. Aktivitas surya diperkirakan telah memainkan peran besar dalam pembentukan dan evolusi Tata Surya.

Perubahan iradiansi surya selama siklus matahari 11 tahunan telah berkorelasi dengan perubahan jumlah bintik matahari. Siklus matahari memengaruhi kondisi cuaca antariksa, termasuk di sekitar Bumi. Sebagai contoh, pada abad ke-17, siklus matahari tampaknya terhenti sepenuhnya selama beberapa dekade; hanya sedikit bintik matahari yang teramati selama periode yang dikenal sebagai Minimum Maunder. Hal ini bertepatan dengan era Zaman Es Kecil, di mana Eropa mengalami suhu yang sangat dingin tak seperti biasanya. Periode minimum berkepanjangan pada masa sebelumnya juga telah ditemukan melalui analisis cincin pohon dan tampaknya bertepatan dengan suhu global yang lebih rendah dari rata-rata.

### Pemanasan korona

Suhu fotosfer kira-kira sebesar 6.000&nbsp;K, sedangkan suhu korona dapat mencapai . Tingginya suhu korona ini menunjukkan bahwa lapisan tersebut dipanaskan oleh sesuatu yang lain, dan bukan akibat konduksi panas langsung dari fotosfer.

Mekanisme yang memanaskan korona hingga mencapai suhu tersebut diperkirakan berasal dari pergerakan turbulen di dalam zona konveksi yang berada di bawah fotosfer, dan dua mekanisme utama telah diusulkan untuk menjelaskan fenomena pemanasan korona ini. Mekanisme pertama adalah pemanasan gelombang, di mana gelombang suara, gravitasi, atau magnetohidrodinamika dihasilkan oleh adanya turbulensi di dalam zona konveksi. Gelombang-gelombang ini kemudian merambat ke atas dan menghilang di korona, menyetorkan energinya ke materi di sekitarnya dalam bentuk panas. Mekanisme kedua adalah pemanasan magnetik, di mana energi magnetik secara terus-menerus dibangun oleh pergerakan di fotosfer dan dilepaskan melalui proses rekoneksi magnetik dalam bentuk suar matahari berskala besar serta segudang peristiwa serupa namun berskala lebih kecil—yakni nanosuar.

Saat ini, masih belum jelas apakah gelombang merupakan mekanisme pemanasan yang efisien. Semua gelombang kecuali gelombang Alfvén telah ditemukan menghilang atau membias sebelum dapat mencapai korona. Selain itu, gelombang Alfvén juga tidak mudah menyebar di korona. Oleh karena itu, fokus penelitian saat ini telah bergeser ke arah mekanisme pemanasan oleh suar.

## Fase kehidupan

Matahari saat ini berada kira-kira di pertengahan fase deret utama dalam masa kehidupannya. Bintang ini tidak banyak mengalami perubahan secara dramatis selama lebih dari empat miliar tahun dan akan tetap berada dalam kondisi yang cukup stabil selama sekitar lima miliar tahun ke depan. Namun, setelah proses fusi hidrogen di intinya berhenti, Matahari akan mengalami perubahan dramatis, baik secara internal maupun eksternal.

### Pembentukan

Matahari terbentuk sekitar 4,6&nbsp;miliar tahun yang lalu dari runtuhnya sebagian awan molekuler raksasa yang sebagian besar terdiri dari hidrogen dan helium yang kemungkinan juga melahirkan banyak bintang lainnya. Usia ini diperkirakan menggunakan model komputer dari evolusi bintang dan melalui metode nukleokosmokronologi. Hasil ini sejalan dengan penanggalan radiometrik materi tertua di Tata Surya, yakni pada 4,567&nbsp;miliar tahun yang lalu. Penelitian terhadap meteorit kuno mengungkapkan adanya jejak inti anak stabil dari isotop berumur pendek, seperti besi-60, yang hanya terbentuk di bintang-bintang berumur pendek yang meledak. Hal ini mengindikasikan bahwa satu atau lebih supernova pasti telah terjadi di dekat lokasi terbentuknya Matahari. Gelombang kejut dari supernova terdekat mungkin telah memicu pembentukan Matahari dengan cara memampatkan materi di dalam awan molekuler, yang menyebabkan wilayah-wilayah tertentu runtuh akibat gaya gravitasinya sendiri. Saat salah satu fragmen dari awan tersebut runtuh, ia juga mulai berputar akibat kekekalan momentum sudut dan memanas seiring dengan meningkatnya tekanan. Gas dan debu yang memiliki momentum sudut terlalu besar untuk jatuh ke dalam bintang baru tersebut kemudian bersirkulasi, membentuk sebuah cakram protoplanet yang pada akhirnya akan menjadi planet beserta benda-benda Tata Surya lainnya. Gravitasi dan tekanan di dalam inti awan tersebut menghasilkan panas dalam jumlah besar seiring dengan semakin banyaknya materi yang terkumpul dari cakram di sekitarnya, yang pada akhirnya memicu terjadinya fusi nuklir.

Bintang HD 162826 dan HD 186302 memiliki kemiripan dengan Matahari dan dihipotesiskan sebagai saudara kandung bintangnya, yang terbentuk di awan molekuler yang sama.

### Deret utama

Matahari berada kira-kira di pertengahan tahapan deret utamanya, di mana reaksi fusi nuklir di intinya menggabungkan hidrogen menjadi helium. Setiap detik, lebih dari empat miliar kilogram materi diubah menjadi energi di dalam inti Matahari, yang menghasilkan neutrino dan radiasi matahari. Pada laju ini, Matahari sejauh ini telah mengubah sekitar 100 kali lipat massa Bumi menjadi energi, yakni sekitar 0,03% dari total massa Matahari. Matahari akan menghabiskan total waktu sekitar 10 hingga 11&nbsp;miliar tahun sebagai bintang deret utama sebelum memasuki fase raksasa merah. Pada angka 8 miliar tahun, Matahari akan berada pada titik terpanasnya menurut misi observatorium ruang angkasa *[[Gaia (wahana antariksa)|Gaia]]* milik ESA pada tahun 2022.

Matahari secara perlahan menjadi semakin panas di intinya, lebih panas di permukaannya, bertambah besar jari-jarinya, dan semakin terang seiring bertambahnya waktu di fase deret utamanya: sejak awal kehidupannya di fase deret utama, jari-jarinya telah meluas sebesar 15% dan suhu permukaannya telah meningkat dari  menjadi , yang mengakibatkan peningkatan luminositas sebesar 48% dari 0,677 luminositas matahari menjadi 1,0 luminositas matahari seperti saat ini. Hal ini terjadi karena atom-atom helium di intinya memiliki rata-rata berat molekul yang lebih tinggi daripada atom-atom hidrogen yang difusikan, yang mengakibatkan berkurangnya tekanan termal. Intinya dengan demikian menyusut, yang memungkinkan lapisan luar Matahari untuk bergerak lebih dekat ke arah pusat, serta melepaskan energi potensial gravitasi. Berdasarkan teorema virial, separuh dari energi gravitasi yang dilepaskan ini diubah menjadi pemanasan, yang mengarah pada peningkatan secara bertahap dalam hal laju terjadinya fusi dan pada gilirannya akan meningkatkan luminositas. Proses ini akan terus bertambah cepat seiring dengan semakin padatnya bagian inti tersebut secara perlahan. Saat ini, tingkat kecerahannya meningkat sekitar 1% setiap 100&nbsp;juta tahun. Diperlukan waktu setidaknya 1&nbsp;miliar tahun dari sekarang untuk menguras habis air cair dari Bumi akibat peningkatan tersebut. Setelah itu, Bumi tidak akan lagi mampu menopang kehidupan multiseluler yang kompleks dan organisme multiseluler terakhir yang tersisa di planet ini pada akhirnya akan mengalami kepunahan massal secara menyeluruh dan permanen.

### Setelah kehabisan hidrogen di inti

Matahari tidak memiliki massa yang cukup untuk meledak sebagai supernova. Sebaliknya, ketika ia kehabisan hidrogen di intinya dalam waktu sekitar 5&nbsp;miliar tahun, fusi hidrogen di inti akan berhenti, dan tidak ada yang mampu mencegah inti tersebut dari penyusutan. Pelepasan energi potensial gravitasi akan menyebabkan luminositas Matahari meningkat, mengakhiri fase deret utama dan membuat Matahari mengembang selama satu miliar tahun berikutnya: pertama menjadi sebuah subraksasa, dan kemudian menjadi raksasa merah. Pemanasan akibat kontraksi gravitasi juga akan memicu pengembangan Matahari dan fusi hidrogen di cangkang tepat di luar intinya, tempat di mana hidrogen yang belum berfusi tersisa, yang berkontribusi pada peningkatan luminositas, yang pada akhirnya akan mencapai lebih dari 1.000 kali luminositasnya saat ini. Ketika Matahari memasuki fase cabang raksasa merah (RGB), ia akan menelan (dan menghancurkan) Merkurius dan Venus. Menurut sebuah artikel tahun 2008, orbit Bumi pada awalnya akan meluas hingga paling jauh  karena berkurangnya massa Matahari. Namun, orbit Bumi kemudian akan mulai menyusut akibat gaya pasang surut (dan, pada akhirnya, tarikan dari kromosfer bawah) sehingga ia akan ikut tertelan oleh Matahari selama fase puncak cabang raksasa merah sekitar 7,59&nbsp;miliar tahun dari sekarang, 3,8 dan 1&nbsp;juta tahun setelah Merkurius dan Venus masing-masing mengalami nasib serupa.

Pada saat Matahari mencapai puncak cabang raksasa merah, ukurannya akan menjadi sekitar 256 kali lebih besar dari saat ini, dengan jari-jari sebesar . Matahari akan menghabiskan waktu sekitar satu miliar tahun di fase RGB ini dan kehilangan sekitar sepertiga dari massanya.

Setelah melewati cabang raksasa merah, Matahari diperkirakan masih memiliki sisa kehidupan aktif sekitar 120&nbsp;juta tahun, tetapi banyak peristiwa yang akan terjadi. Pertama, intinya (yang penuh dengan helium terdegenerasi) akan menyala secara dahsyat dalam peristiwa kilatan helium; diperkirakan bahwa 6% dari inti tersebut—yang dengan sendirinya mencakup 40% dari massa Matahari—akan diubah menjadi karbon dalam hitungan menit melalui proses tripel-alfa. Matahari kemudian akan menyusut hingga sekitar 10 kali ukurannya saat ini dan 50 kali luminositasnya, dengan suhu yang sedikit lebih rendah dari sekarang. Matahari kemudian akan mencapai fase gumpalan merah atau cabang horizontal, tetapi sebuah bintang dengan metalisitas seperti Matahari tidak berevolusi ke arah biru di sepanjang cabang horizontal. Sebaliknya, ia hanya akan menjadi sedikit lebih besar dan lebih bercahaya selama sekitar 100&nbsp;juta tahun sembari terus mereaksikan helium di dalam intinya.

Ketika heliumnya habis, Matahari akan mengulangi perluasan yang sama seperti saat ia kehabisan hidrogen di intinya. Namun kali ini, semuanya terjadi lebih cepat, dan Matahari menjadi lebih besar serta lebih bercahaya. Ini adalah fase cabang raksasa asimtotik, dan Matahari secara bergantian akan mereaksikan hidrogen pada sebuah cangkang atau mereaksikan helium pada cangkang yang lebih dalam. Setelah sekitar 20&nbsp;juta tahun berada di awal cabang raksasa asimtotik, Matahari menjadi semakin tidak stabil, dengan kehilangan massa yang cepat serta terjadinya denyut termal yang meningkatkan ukuran dan luminositasnya selama beberapa ratus tahun pada setiap siklus kira-kira 100.000&nbsp;tahun sekali. Denyut termal ini menjadi semakin besar setiap kalinya, dengan denyut-denyut terakhir mendorong luminositasnya hingga mencapai 5.000 kali lipat tingkat saat ini. Meskipun demikian, jari-jari maksimum Matahari di tahap AGB ini tidak akan sebesar jari-jari maksimumnya saat ia berada di puncak RGB: 179 , atau sekitar .

Pemodelannya bervariasi tergantung pada laju dan waktu hilangnya massa. Model yang memiliki tingkat kehilangan massa lebih tinggi pada cabang raksasa merah akan menghasilkan bintang yang lebih kecil dan kurang bercahaya di puncak cabang raksasa asimtotik, mungkin hanya 2.000 kali luminositas dan kurang dari 200 kali jari-jarinya. Untuk Matahari, empat denyut termal diprediksi akan terjadi sebelum ia benar-benar melepaskan selubung luarnya dan mulai membentuk sebuah nebula planet.

Evolusi pasca-cabang raksasa asimtotik berlangsung lebih cepat lagi. Luminositasnya tetap hampir konstan seiring dengan peningkatan suhu, sementara setengah massa Matahari yang terlempar akan terionisasi menjadi nebula planet ketika bagian intinya yang terekspos mencapai suhu , seolah-olah ia berada dalam semacam gelung biru. Inti telanjang terakhirnya, yakni sebuah katai putih, akan memiliki suhu lebih dari  dan diperkirakan mengandung 54,05% dari massa Matahari saat ini. Simulasi menunjukkan bahwa Matahari mungkin termasuk di antara bintang bermassa paling rendah yang mampu membentuk nebula planet. Nebula planet tersebut akan menyebar dan menghilang dalam waktu sekitar 10.000&nbsp;tahun, tetapi sang katai putih akan terus bertahan selama triliunan tahun sebelum memudar menjadi katai hitam yang sangat padat secara hipotetis. Pada fase tersebut, ia tidak akan lagi memancarkan energi apa pun.

## Lokasi
### Tata Surya

Matahari diketahui memiliki delapan planet yang mengorbitnya. Ini mencakup empat planet kebumian (Merkurius, Venus, Bumi, dan Mars), dua raksasa gas (Yupiter dan Saturnus), serta dua raksasa es (Uranus dan Neptunus). Tata Surya juga memiliki sembilan benda langit yang secara umum dianggap sebagai planet katai beserta beberapa kandidat lainnya, sebuah sabuk asteroid, banyak komet, dan sejumlah besar objek es yang terletak di luar orbit Neptunus. Enam planet dan banyak benda langit yang lebih kecil di antaranya juga memiliki satelit alaminya masing-masing: secara khusus, sistem satelit pada Yupiter, Saturnus, dan Uranus dalam beberapa hal menyerupai versi miniatur dari sistem Matahari itu sendiri.

Matahari digerakkan oleh tarikan gravitasi planet-planetnya. Pusat Matahari bergerak mengelilingi barycenter Tata Surya, dalam jarak yang berkisar dari 0,1 hingga 2,2 jari-jari matahari. Pergerakan Matahari mengelilingi barycenter tersebut kurang lebih berulang setiap 179&nbsp;tahun, dan berotasi sekitar 30° yang terutama disebabkan oleh periode sinodis Yupiter dan Saturnus. Pergerakan ini utamanya dipengaruhi oleh Yupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus. Pada beberapa periode yang berlangsung selama beberapa dekade (ketika Neptunus dan Uranus berada pada posisi oposisi) pergerakannya berlangsung cukup teratur, yang membentuk pola trefoil (tiga daun), sedangkan di antara periode-periode ini pergerakannya tampak lebih kacau. Setelah berlalu selama 179 tahun (sembilan kali periode sinodis Yupiter dan Saturnus), polanya kurang lebih akan kembali berulang, tetapi dengan posisi yang berotasi sekitar 24°. Orbit planet-planet bagian dalam, termasuk Bumi, secara serupa juga ikut bergeser oleh gaya gravitasi yang sama, sehingga pergerakan Matahari memberikan dampak yang kecil terhadap posisi relatif antara Bumi dan Matahari maupun pada iradiansi surya di Bumi sebagai fungsi dari waktu.

Medan gravitasi Matahari diperkirakan dapat mendominasi gaya gravitasi dari bintang-bintang di sekitarnya hingga jarak sekitar dua tahun cahaya (125.000 sa). Sebaliknya, perkiraan terendah untuk batas jari-jari Awan Oort menempatkannya tidak lebih jauh dari 50.000 sa. Sebagian besar massanya mengorbit di wilayah yang berada pada jarak antara 3.000 dan 100.000 sa. Objek terjauh yang diketahui saat ini, seperti Komet West, memiliki titik aphelion pada jarak sekitar 70.000 sa dari Matahari. Bola Hill Matahari sehubungan dengan inti galaksi, yang merupakan jangkauan efektif dari pengaruh gravitasinya, dihitung oleh G. A. Chebotarev membentang hingga 230.000&nbsp;sa.

### Lingkungan antariksa sekitar

## Pergerakan

Matahari, yang juga turut membawa serta seluruh benda di Tata Surya, mengorbit pusat massa galaksi dengan kecepatan rata-rata 230&nbsp;km/s (828.000&nbsp;km/jam), membutuhkan waktu sekitar 220–250&nbsp;juta tahun Bumi untuk menyelesaikan satu putaran penuh (sebuah tahun galaksi), dan telah melakukannya sekitar 20 kali sejak Matahari terbentuk. Arah pergerakan Matahari, yang dikenal sebagai apeks matahari, secara kasar mengarah ke lokasi bintang Vega. Pada masa lalu, Matahari kemungkinan besar bergerak melintasi Gelembung Super Orion-Eridanus, sebelum akhirnya memasuki Gelembung Lokal.

Saat Matahari mengitari galaksi, ia juga ikut bergerak terhadap pergerakan rata-rata bintang-bintang lain di sekitarnya. Sebuah pemodelan sederhana memprediksi bahwa dalam suatu kerangka acuan yang berotasi bersama galaksi, Matahari bergerak membentuk lintasan elips, mengitari sebuah titik yang titik itu sendiri sedang mengelilingi galaksi. Periode perputaran Matahari mengelilingi titik tersebut membutuhkan waktu sekitar 166&nbsp;juta tahun, yang lebih singkat dari waktu yang dibutuhkan titik tersebut untuk mengelilingi galaksi. Panjang lintasan elips tersebut membentang sejauh kira-kira 1760&nbsp;parsek dengan lebar sekitar 1170&nbsp;parsek. (Bandingkan ukuran ini dengan jarak Matahari ke pusat galaksi, yang berkisar pada angka 7 atau 8 kiloparsek). Pada saat yang sama, Matahari juga bergerak ke "utara" dan "selatan" dari bidang galaksi tersebut dalam periode yang berbeda, yakni sekitar 83 juta tahun, dan bergerak menjauh sekitar 99&nbsp;parsek dari bidang tersebut. Titik di mana Matahari berputar mengelilinginya itu membutuhkan waktu sekitar 240&nbsp;juta tahun untuk menyelesaikan satu putaran penuh mengelilingi galaksi. 

Orbit Matahari di sekitar Bima Sakti sering kali terganggu akibat distribusi massa yang tidak seragam di dalam galaksi tersebut, seperti yang terjadi di dalam maupun di antara lengan spiral galaksinya. Beberapa pihak berpendapat bahwa lintasan Matahari yang melewati lengan spiral berkerapatan massa lebih tinggi ini sering kali bertepatan dengan terjadinya peristiwa kepunahan massal di Bumi, yang kemungkinan disebabkan oleh peningkatan peristiwa tumbukan asteroid atau komet. Tata Surya membutuhkan waktu sekitar 225–250&nbsp;juta tahun untuk dapat menyelesaikan satu orbit mengitari Bima Sakti (sebuah *[[tahun galaksi]]*), sehingga ia diperkirakan telah menyelesaikan sekitar 20–25 putaran orbit selama masa hidup Matahari. Kecepatan orbit Tata Surya mengelilingi pusat Bima Sakti adalah sekitar 251&nbsp;km/s (156&nbsp;mi/s). Pada kecepatan ini, dibutuhkan waktu sekitar 1.190 tahun bagi Tata Surya untuk menempuh jarak sejauh 1 tahun cahaya, atau 7 hari untuk menempuh jarak 1 sa.

Bima Sakti bergerak terhadap radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik (CMB) ke arah rasi bintang Hydra dengan kecepatan 550&nbsp;km/s, tetapi karena Matahari juga ikut bergerak terhadap Pusat Galaksi ke arah rasi bintang Cygnus (dengan bujur galaksi 90°; dan lintang 0°) pada kecepatan lebih dari 200km/detik, maka hasil penjumlahan arah dan kecepatannya terhadap gelombang CMB adalah sekitar 370&nbsp;km/s ke arah rasi bintang Crater atau Leo (bujur galaksi 264°, lintang 48°). Posisi ini terpaut sejauh 132° dari konstelasi Cygnus.

## Sejarah pengamatan

### Pemahaman awal

Dalam banyak budaya prasejarah dan kuno, Matahari dianggap sebagai dewa matahari atau entitas supranatural lainnya. 

Pada awal milenium ke-1 SM, para astronom Babilonia mengamati bahwa pergerakan Matahari di sepanjang ekliptika tidaklah seragam, meskipun mereka tidak mengetahui alasannya; saat ini diketahui bahwa hal tersebut disebabkan oleh pergerakan Bumi dalam orbit elips, yang bergerak lebih cepat saat berada lebih dekat ke Matahari di titik perihelion dan bergerak lebih lambat saat berada lebih jauh di titik aphelion.

Salah satu orang pertama yang menawarkan penjelasan ilmiah atau filosofis mengenai Matahari adalah filsuf Yunani Anaxagoras. Ia berpendapat bahwa Matahari adalah bola logam raksasa yang menyala dan bahkan lebih besar dari daratan Peloponnesos dan bahwa Bulan memantulkan cahaya dari Matahari. Eratosthenes memperkirakan jarak antara Bumi dan Matahari pada abad ke-3 SM sebagai "dari stadia miriad 400 dan 80000", yang terjemahannya bersifat ambigu, menyiratkan 4.080.000 stadia (755.000&nbsp;km) atau 804.000.000 stadia (148 hingga 153&nbsp;juta kilometer atau 0,99 hingga 1,02 SA); nilai yang terakhir disebutkan tepat dengan selisih hanya beberapa persen. Pada abad ke-1 M, Ptolemaeus memperkirakan jaraknya sebesar 1.210 kali jari-jari Bumi, atau kira-kira .

Teori yang menyatakan bahwa Matahari adalah pusat tempat planet-planet mengorbit pertama kali diusulkan oleh filsuf Yunani kuno Aristarkhos dari Samos pada abad ke-3 SM, dan kemudian diadopsi oleh Seleukos dari Seleukia . Pandangan ini dikembangkan ke dalam model matematika sistem heliosentris yang lebih terperinci pada abad ke-16 oleh Nicolaus Copernicus.

### Perkembangan pemahaman ilmiah

Pengamatan bintik matahari pernah dicatat oleh astronom Tiongkok pada masa Dinasti Han (202&nbsp;SM220&nbsp;M), dengan catatan pengamatan mereka yang terus dipelihara selama berabad-abad. Ibnu Rusyd juga pernah memberikan deskripsi mengenai bintik matahari pada abad ke-12. Penemuan teleskop pada awal abad ke-17 telah memungkinkan pengamatan bintik matahari secara lebih rinci oleh Thomas Harriot, Galileo Galilei, dan para astronom lainnya. Galileo mengemukakan bahwa bintik matahari sebenarnya berada di permukaan Matahari dan bukannya benda-benda kecil yang melintas di antara Bumi dan Matahari.

Sumbangsih astronomi Islam pada abad pertengahan di antaranya termasuk penemuan al-Battani yang menyatakan bahwa arah apogee Matahari (tempat di orbit Matahari terhadap bintang-bintang tetap di mana ia tampak bergerak paling lambat) terus mengalami perubahan. Dalam istilah heliosentris modern, hal ini disebabkan oleh pergerakan aphelion yang terjadi secara bertahap pada orbit Bumi. Ibnu Yunus mengamati lebih dari 10.000 entri untuk posisi Matahari selama bertahun-tahun menggunakan astrolab berukuran besar.

Perkiraan jarak yang cukup akurat dari Bumi ke Matahari untuk pertama kalinya ditentukan pada tahun 1684 oleh Giovanni Domenico Cassini. Karena menyadari bahwa pengukuran paralaks matahari secara langsung adalah hal yang sulit, ia memutuskan untuk mengukur paralaks Mars. Setelah mengirim Jean Richer ke Cayenne, bagian dari Guyana Prancis, untuk melakukan pengukuran secara bersamaan, Cassini yang berada di Paris akhirnya berhasil menentukan paralaks Mars saat planet tersebut berada pada jarak terdekatnya dengan Bumi pada tahun 1672. Dengan menggunakan jarak keliling antara kedua lokasi pengamatan tersebut, Cassini menghitung jarak dari Bumi ke Mars, lalu menggunakan Hukum Kepler untuk menentukan jarak dari Bumi ke Matahari. Nilai yang diperolehnya ini, meskipun sekitar 10% lebih kecil dari nilai modern, ternyata jauh lebih besar dari semua perkiraan sebelumnya.

Melalui pengamatan terhadap transit Venus pada tahun 1032, Ibnu Sina menyimpulkan bahwa Venus berada lebih dekat ke Bumi dibandingkan ke Matahari. Pada tahun 1677, Edmond Halley mengamati peristiwa transit Merkurius yang melintasi Matahari, yang membawanya pada pemahaman bahwa pengamatan paralaks matahari pada sebuah planet (idealnya dengan menggunakan transit Venus) dapat dimanfaatkan untuk menentukan jarak antara Bumi, Venus, dan Matahari secara trigonometris. Pengamatan pada transit Venus tahun 1769 telah memungkinkan para astronom untuk menghitung jarak rata-rata dari Bumi ke Matahari sebesar , yang hanya berselisih 0,8% lebih besar dari nilai modern.

Pada tahun 1666, Isaac Newton mengamati cahaya Matahari menggunakan sebuah prisma, dan berhasil menunjukkan bahwa cahaya tersebut terdiri dari cahaya dengan berbagai macam warna. Pada tahun 1800, William Herschel menemukan radiasi inframerah di luar bagian spektrum matahari yang berwarna merah. Abad ke-19 menyaksikan kemajuan pesat dalam studi spektroskopi Matahari; Joseph von Fraunhofer mencatat lebih dari 600 garis absorpsi dalam spektrum, yang mana garis yang paling kuat masih sering disebut sebagai *[[Garis Fraunhofer]]*. Abad ke-20 membawa beberapa sistem khusus untuk mengamati Matahari, terutama pada panjang gelombang pita sempit yang berbeda-beda, seperti instrumen yang menggunakan penyaringan Kalsium-H (396,9&nbsp;nm), Kalsium-K (393,37&nbsp;nm), dan Hidrogen-alfa (656,46&nbsp;nm).

Selama studi awal mengenai spektrum optik pada fotosfer, ditemukan sejumlah garis absorpsi yang tidak sesuai dengan unsur kimia mana pun yang diketahui di Bumi pada saat itu. Pada tahun 1868, Norman Lockyer membuat hipotesis bahwa garis-garis absorpsi ini disebabkan oleh sebuah elemen baru yang ia juluki *helium*, mengambil nama dari dewa Matahari Yunani Helios. Dua puluh lima tahun berselang, helium berhasil diisolasi di Bumi.

Pada era ilmiah modern awal, sumber energi Matahari menjadi teka-teki yang cukup mengemuka. Lord Kelvin mengemukakan pendapat bahwa Matahari adalah sebuah benda cair yang perlahan mendingin dan sedang memancarkan simpanan panas internalnya. Kelvin bersama dengan Hermann von Helmholtz mengusulkan mekanisme kontraksi gravitasi untuk menjelaskan keluaran energinya, namun perkiraan usia yang dihasilkan hanyalah 20&nbsp;juta tahun, jauh lebih singkat dari rentang waktu setidaknya 300&nbsp;juta tahun seperti yang disarankan oleh sejumlah penemuan geologis pada saat itu.Pada tahun 1890, Lockyer kembali mengusulkan hipotesis meteoritik untuk menjelaskan proses pembentukan dan evolusi Matahari.

Teka-teki ini tidak kunjung terjawab sampai pada tahun 1904 ketika sebuah solusi yang terdokumentasi diajukan. Ernest Rutherford mengusulkan bahwa pancaran Matahari dapat dipertahankan oleh adanya sumber panas internal, dan mengemukakan peluruhan radioaktif sebagai sumbernya. Albert Einstein kemudian memberikan petunjuk yang krusial terhadap sumber keluaran energi Matahari melalui hubungan kesetaraan massa–energi-nya, yaitu . Pada tahun 1920, Sir Arthur Eddington mengusulkan bahwa tingkat tekanan dan suhu di inti Matahari dapat memicu reaksi fusi nuklir yang menggabungkan inti hidrogen (proton) menjadi helium, yang menghasilkan energi dari perubahan bersih pada massanya. Keberadaan hidrogen yang melimpah ruah di Matahari dikonfirmasi pada tahun 1925 oleh Cecilia Payne dengan menggunakan teori ionisasi yang dikembangkan oleh Meghnad Saha. Konsep teoretis fusi nuklir kemudian dikembangkan pada tahun 1930-an oleh astrofisikawan Subrahmanyan Chandrasekhar dan Hans Bethe. Bethe selanjutnya menghitung secara terperinci terkait dua reaksi nuklir utama penghasil energi yang menjadi sumber tenaga bagi Matahari. Pada tahun 1957, Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler dan Fred Hoyle menunjukkan bahwa sebagian besar elemen di alam semesta telah disintesis melalui reaksi nuklir di dalam bintang-bintang, beberapa di antaranya seperti Matahari.

### Misi luar angkasa surya

Satelit-satelit pertama yang dirancang untuk melakukan pengamatan jangka panjang terhadap Matahari dari ruang antarplanet adalah ''Pioneer 6'', ''7'', ''8'', dan ''9'', yang diluncurkan oleh NASA pada kisaran tahun 1959 hingga 1968. Wahana-wahana penjelajah ini mengorbit Matahari pada jarak yang kurang lebih sama dengan jarak Bumi, dan berhasil melakukan pengukuran terperinci pertama mengenai angin surya maupun medan magnet matahari. *Pioneer 9* beroperasi dalam waktu yang tergolong lama, terus mentransmisikan data hingga bulan Mei 1983.

Pada dasawarsa 1970-an, dua wahana antariksa ''Helios'' dan stasiun luar angkasa Skylab beserta Apollo Telescope Mount miliknya memberi para ilmuwan data-data baru yang signifikan mengenai angin surya dan korona matahari. Wahana *Helios 1* dan *2* merupakan hasil kolaborasi antara Amerika Serikat dan Jerman yang meneliti angin surya dari orbit yang membawa wahana tersebut hingga ke dalam orbit Merkurius pada titik perihelionnya. Stasiun luar angkasa Skylab, yang diluncurkan oleh NASA pada tahun 1973, menyertakan modul observatorium surya bernama Apollo Telescope Mount yang dioperasikan oleh para astronaut yang menetap di stasiun tersebut. Skylab berhasil membuat pengamatan resolusi waktu pertama pada wilayah transisi surya dan emisi ultraviolet dari korona matahari. Penemuan-penemuan ini mencakup pengamatan pertama terkait lontaran massa korona, yang pada saat itu disebut "transien korona", dan lubang korona, yang kini diketahui memiliki kaitan erat dengan hembusan angin surya.

Pada tahun 1980, wahana Misi Maksimum Matahari diluncurkan oleh NASA. Wahana antariksa ini dirancang untuk mengamati sinar gama, sinar-X, dan radiasi ultraviolet dari suar matahari selama masa aktivitas surya dan luminositas matahari tinggi. Namun, hanya beberapa bulan setelah diluncurkan, kegagalan pada perangkat elektroniknya menyebabkan wahana tersebut masuk ke dalam mode siaga, dan menghabiskan waktu tiga tahun dalam keadaan tidak aktif ini. Pada tahun 1984, pesawat ulang alik ''Challenger'' melalui misi STS-41-C berhasil mengambil satelit tersebut dan memperbaiki perangkat elektroniknya sebelum melepaskannya kembali ke orbit. Misi Maksimum Matahari tersebut selanjutnya berhasil mengumpulkan ribuan gambar korona matahari sebelum akhirnya masuk kembali ke atmosfer Bumi dan terbakar pada bulan Juni 1989.

Diluncurkan pada tahun 1991, satelit Yohkoh (*Sinar Matahari*) milik Jepang mengamati berbagai suar matahari pada panjang gelombang sinar-X. Data yang diperoleh dari misi ini memungkinkan para ilmuwan untuk dapat mengidentifikasi beberapa jenis suar yang berbeda dan menunjukkan bahwa korona yang berada jauh dari wilayah puncak aktivitas ternyata jauh lebih dinamis dan aktif daripada yang diperkirakan sebelumnya. Yohkoh mengamati keseluruhan siklus matahari namun masuk ke dalam mode siaga ketika gerhana cincin pada tahun 2001 menyebabkannya kehilangan kunci pengamatan pada Matahari. Satelit ini hancur saat masuk kembali ke atmosfer pada tahun 2005.

Solar and Heliospheric Observatory, yang dibangun secara bersama oleh Badan Antariksa Eropa dan NASA, diluncurkan pada tanggal 2 Desember 1995. Pada awalnya SOHO dimaksudkan untuk menjalani misi selama dua tahun saja, namun ternyata wahana ini masih terus beroperasi hingga tahun 2024. Berada di titik Lagrange antara Bumi dan Matahari (di mana tarikan gravitasi dari keduanya bernilai seimbang), SOHO telah memberikan pandangan yang konstan terhadap Matahari pada berbagai panjang gelombang sejak awal peluncurannya. Di samping pengamatan langsungnya pada matahari, SOHO telah memfasilitasi penemuan sejumlah besar komet, yang sebagian besar berupa komet sungrazer kecil yang hangus saat melintas sangat dekat dengan Matahari.

Satelit-satelit ini semuanya mengamati Matahari dari bidang ekliptika, sehingga hanya dapat mengamati wilayah ekuatornya saja secara rinci. Wahana *[[Ulysses (wahana antariksa)|Ulysses]]* lalu diluncurkan pada tahun 1990 untuk meneliti bagian kutub Matahari. Wahana ini pada mulanya melakukan perjalanan menuju Yupiter, untuk kemudian melakukan manuver "ketapel" ke lintasan orbit yang akan membawanya jauh melampaui bidang ekliptika. Begitu *Ulysses* berada pada lintasan orbit yang direncanakan, ia mulai mengamati kekuatan angin surya dan medan magnet di lintang matahari yang tinggi, dan menemukan bahwa angin surya dari lintang tinggi tersebut bergerak dengan kecepatan sekitar 750&nbsp;km/s (lebih lambat dari perkiraan) dan bahwa terdapat gelombang magnetik besar yang muncul dari lintang tinggi yang menyebarkan sinar kosmik galaksi.

Tingkat kelimpahan unsur di fotosfer saat ini telah diketahui dengan baik melalui penelitian spektroskopi, namun komposisi di bagian dalam Matahari itu sendiri masih kurang dipahami. Sebuah misi pengembalian sampel angin surya, yakni *[[Genesis (wahana antariksa)|Genesis]]*, kemudian dirancang untuk memungkinkan para astronom mengukur komposisi materi matahari secara langsung.

## Pengamatan dengan mata

### Paparan terhadap mata

Tingkat kecerahan Matahari dapat menyebabkan rasa sakit jika menatapnya dengan mata telanjang; meskipun demikian, melakukannya dalam waktu yang sangat singkat tidaklah berbahaya untuk mata normal yang tidak mengalami pelebaran pupil. Menatap langsung ke arah Matahari, yang dikenal sebagai *[[sungazing]]*, dapat memicu kemunculan artefak visual fosfen dan kebutaan parsial sementara. Tindakan ini juga menyalurkan sekitar 4&nbsp;miliwatt cahaya matahari ke retina, yang sedikit memanaskannya dan berpotensi menyebabkan kerusakan pada mata yang tidak mampu merespons tingkat kecerahan tersebut dengan baik. Melihat langsung ke arah Matahari dengan mata telanjang dapat menyebabkan lesi pada retina seperti halnya luka bakar akibat sinar UV yang mulai terjadi setelah paparan sekitar 100&nbsp;detik, terutama pada kondisi ketika cahaya UV sangat intens dan terfokus.

Mengamati Matahari melalui alat optik pemusat cahaya seperti teropong tanpa dilengkapi penyaring yang memadai dapat menyebabkan kerusakan permanen pada retina. Beberapa jenis penyaring rakitan yang masih dapat melewatkan sinar UV atau IR berpotensi merusak mata pada tingkat kecerahan yang tinggi. Sekilas pandangan sesaat ke arah Matahari tengah hari melalui teleskop tanpa penyaring dapat menyebabkan kerusakan permanen.

Pada saat terbit maupun terbenam, cahaya matahari mengalami pelemahan (atenuasi) akibat proses hamburan Rayleigh dan hamburan Mie selama menempuh lintasan yang sangat panjang melintasi atmosfer Bumi, dan terkadang Matahari terlihat cukup redup sehingga dapat dipandang dengan nyaman dengan mata telanjang atau secara aman menggunakan alat optik (dengan catatan tidak ada risiko cahaya matahari yang terang menyilaukan tiba-tiba muncul dari balik celah awan). Kondisi berkabut, debu di atmosfer, dan kelembapan yang tinggi turut berkontribusi pada atenuasi atmosferik ini.

### Fenomena

Sebuah fenomena optik, yang dikenal sebagai kilas hijau, terkadang dapat terlihat sesaat setelah Matahari terbenam atau tepat sebelum fajar menyingsing. Kilasan cahaya ini terjadi ketika cahaya Matahari yang berada tepat di bawah garis cakrawala dibelokkan (biasanya akibat adanya inversi suhu) menuju ke arah pengamat. Cahaya dengan panjang gelombang yang lebih pendek (violet, biru, hijau) dibelokkan lebih kuat dibandingkan dengan cahaya berpanjang gelombang lebih panjang (kuning, jingga, merah), namun cahaya violet dan biru lebih banyak dihamburkan, sehingga hanya menyisakan cahaya yang ditangkap mata sebagai warna hijau.

## Aspek keagamaan

Dewa matahari memainkan peran yang sangat besar di banyak agama maupun mitologi. Pemujaan terhadap Matahari pernah menjadi pusat peribadatan dari sejumlah peradaban, seperti di Mesir kuno, suku Inka di Amerika Selatan, dan suku Aztek di wilayah yang kini menjadi negara Meksiko. Dalam agama Hindu, Matahari hingga kini masih dianggap sebagai sesosok dewa, yang dikenal sebagai Surya. Banyak monumen bersejarah kuno yang dibangun dengan memperhatikan fenomena matahari; sebagai contoh, megalitikum batu yang menandai titik balik matahari musim panas atau musim dingin (contohnya di Nabta Playa, Mesir; Mnajdra, Malta; dan Stonehenge, Inggris); Newgrange, sebuah gundukan bersejarah buatan manusia prasejarah di wilayah Irlandia, yang dirancang untuk dapat mendeteksi titik balik matahari musim dingin; serta piramida El Castillo di Chichén Itzá, Meksiko, yang dirancang sedemikian rupa untuk menampilkan bayangan berbentuk ular yang seakan sedang memanjat piramida tersebut pada saat hari ekuinoks vernal maupun ekuinoks musim gugur.

Bangsa Sumeria kuno meyakini bahwa Matahari adalah penjelmaan dari dewa Utu, sang dewa keadilan dan dewa penolong. Kemudian, Utu juga diidentifikasikan dengan dewa Semit Timur yang bernama Syamas. 

Setidaknya sejak masa Dinasti Keempat Mesir Kuno, Matahari dipuja sebagai dewa Ra, yang digambarkan sebagai sesosok dewa berkepala falkon (burung alap-alap) yang di atas kepalanya terdapat piringan matahari. Pada periode Kerajaan Baru, Matahari diidentifikasikan dengan kumbang tinja. Dalam bentuk piringan matahari Aten, pamor Matahari sempat mengalami kebangkitan singkat selama Periode Amarna ketika Aten menjadi dewa yang paling agung, bahkan mungkin menjadi satu-satunya dewa, bagi Firaun Akhenaten. Bangsa Mesir menggambarkan dewa Ra dibawa melintasi langit dalam sebuah perahu surya, dengan diiringi oleh dewa-dewa lain yang berkedudukan lebih rendah. Bagi bangsa Yunani, ia adalah Helios, yang dibawa menggunakan kereta perang yang ditarik oleh kuda-kuda api. Sejak masa pemerintahan Elagabalus di masa Kekaisaran Romawi akhir, hari ulang tahun Matahari ditetapkan sebagai hari libur yang dirayakan sebagai Sol Invictus (secara harfiah bermakna 'Matahari Tak Tertaklukkan') tepat setelah perayaan titik balik matahari musim dingin. Jika dilihat dari Bumi, Matahari tampak mengelilingi Bumi satu kali dalam setahun di sepanjang garis ekliptika melintasi rasi-rasi bintang zodiak, sehingga para astronom Yunani mengategorikannya sebagai salah satu dari tujuh planet klasik (dari bahasa Yunani , 'pengembara'); penamaan hari-hari dalam seminggu berdasarkan ketujuh planet tersebut bermula sejak masa Romawi.

Dalam agama Proto-Indo-Eropa, Matahari dipersonifikasikan sebagai sesosok dewi bernama . Sosok turunan dari dewi ini dalam bahasa-bahasa Indo-Eropa antara lain mencakup  dalam Nordik Kuno,  dalam bahasa Sanskerta,  dalam bahasa Galia,  dalam bahasa Lituania, dan  dalam bahasa Slavia. Dalam agama Yunani kuno, dewa matahari adalah dewa berjenis kelamin laki-laki, yakni Helios, yang pada masa-masa berikutnya disinkretiskan dengan dewa Apollo.

Di Romawi kuno, hari Minggu didedikasikan sebagai hari bagi dewa matahari. Dalam sistem kepercayaan paganisme, Matahari dipandang sebagai sumber dari segala bentuk kehidupan. Matahari menjadi pusat dari kultus pemujaan yang populer di kalangan penduduk Romawi, yang mana mereka biasanya akan berdiri di waktu fajar untuk menyambut pancaran sinar matahari pertama sembari memanjatkan doa. Perayaan titik balik matahari musim dingin (yang kemudian turut memengaruhi perayaan hari Natal) pada mulanya merupakan bagian dari kultus Romawi pemujaan terhadap dewa Sol Invictus. Hari tersebut kemudian diadopsi sebagai hari Sabat oleh umat Kristiani. Simbolisme yang mengaitkan cahaya merupakan perangkat yang sebelumnya berasal dari kepercayaan pagan yang lalu diadopsi oleh umat Kristiani, yang mungkin menjadi salah satu simbol terpenting yang tidak bersumber dari tradisi agama Yahudi. Gereja-gereja Kristen dibangun sedemikian rupa sehingga jemaat di dalamnya akan selalu menghadap ke arah matahari terbit. Di dalam Alkitab, Kitab Maleakhi menyebutkan istilah "Surya Kebenaran", yang diinterpretasikan oleh sebagian penganut agama Kristen sebagai sebuah rujukan yang mengarah kepada sang Mesias (Kristus).

Tonatiuh, sang dewa matahari menurut kepercayaan bangsa Aztek, diyakini memiliki kaitan yang sangat erat dengan ritual pengorbanan manusia. Sang dewi matahari Amaterasu adalah sosok dewa yang paling dihormati dan dipuja dalam agama Shinto, dan ia diyakini sebagai leluhur moyang dari seluruh kaisar Jepang.

## Lihat pula

* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* Matahari dalam fiksi
* 

## Catatan

## Referensi

## Bacaan lanjutan

* 
* 
* 

## Pranala luar

* Astronomy Cast: The Sun 
* Satellite observations of solar luminosity 
* Animation – The Future of the Sun
* "Thermonuclear Art – The Sun In Ultra-HD"  | Goddard Space Flight Center
* "A Decade of Sun"  | Goddard Space Flight Center