polyglot-tagger/wikipedia-language-snippets-filtered huggingface dataset:
സൗര ആരത്തിന്റെ 0.25 ഭാഗം മുതൽ 0.7 ഭാഗം വരെയുള്ള മേഖലയാണ്‌ വികിരണമേഖല. ഈ മേഖലയിലുള്ള സൗരപദാർത്ഥങ്ങൾ ഉയർന്ന താപനിലയിലുള്ളതും സാന്ദ്രവുമാണ്‌. അതിനാൽ കാമ്പിൽ ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഉയർന്ന താപം പുറത്തേക്ക് പ്രവഹിക്കുന്നതിന്‌ താപ വികിരണം കൊണ്ടുമാത്രം സാധ്യമാണ്‌. ഈ മേഖലയിൽ താപ സം‌വഹനം സംഭവിക്കുന്നില്ല; പുറത്തോട്ട് വരുംതോറും പദാർത്ഥങ്ങളുടെ താപനില കുറഞ്ഞുവരുന്നുവെങ്കിലും ഈ താപനില വ്യത്യാസം അഡയബാറ്റിക്ക് ലാപ്സ് നിരക്കിനേക്കാൾ കുറവായതിനാൽ താപസം‌വഹനം നടക്കുന്നില്ല. ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം അയോണുകൾ ഉൽസർജ്ജിക്കുന്ന ഫോട്ടോണുകളുടെ രൂപത്തിൽ താപം വികിരണം വഴി സഞ്ചരിക്കുന്നു, ഇങ്ങനെ അയോണുകൾ ഉൽസർജ്ജിക്കുന്ന ഫോട്ടോണുകൾ മറ്റ് അയോണുകളാൽ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നതിന്‌ മുൻപായി വളരെ ചെറിയ ദൂരം മാത്രമേ സഞ്ചരിക്കുകയുള്ളൂ. ഫോട്ടോൺ സാന്ദ്രത വികിരണമേഖലയുടെ ആരംഭത്തിൽ നിന്നും അവസാനത്തിലേക്ക് നീങ്ങുമ്പോൾ നൂറിലൊന്നായി ചുരുങ്ങുന്നു .
സൈദ്ധാന്തികമായി തയ്യാറാക്കിയ സൂര്യന്റെ മാതൃകകൾ പ്രകാരം 380 കോടി വർഷം മുൻപ് മുതൽ 250 കോടി വർഷം മുൻപ് വരെ, അതായത് ആർക്കീയൻ കാലഘട്ടത്തിൽ , സൂര്യന്‌ ഇന്നുള്ളതിന്റെ 75 ശതമാനം മാത്രമേ തിളക്കമുണ്ടായിരുന്നുള്ളൂ. അത്തരത്തിൽ ശേഷി കുറഞ്ഞ സൂര്യന്‌ ഭൗമോപരിതലത്തിൽ ജലത്തെ ദ്രാവക രൂപത്തിൽ നിലനിർത്താനാവുകയില്ല. പക്ഷേ ഭൗമശാസ്ത്രപരമായ നിരീക്ഷണങ്ങൾ വെളിവാക്കുന്നത് ഭൂമിയിൽ ആ കാലയളവിലെല്ലാം ഏതാണ്ട് ഒരേ താപനിലയായിരുന്നു എന്നാണ്‌, കൂടാതെ ഭൂമി പ്രായം കുറഞ്ഞ അവസ്ഥയിൽ ഇന്നത്തേക്കാളും ചൂടുള്ളതുമായിരുന്നു. ഇതിനു പരിഹാരമായി ശാസ്ത്രജ്ഞർ എത്തിയിരിക്കുന്ന നിഗമനം ഇതാണ്‌, അന്നത്തെ അവസ്ഥയിൽ ഭൂമിയുടെ അന്തരീക്ഷത്തിൽ ഇന്നത്തേതിനേക്കാളും വലിയ അളവിൽ കാർബൺ ഡയോക്സൈഡ്, മീഥെയ്ൻ, അമോണിയ പോലെയുള്ള ഹരിതഗൃഹവാതകങ്ങൾ ഉണ്ടായിരുന്നു, അത്തരം വാതകങ്ങൾ സൗരോർജ്ജത്തിൽ നിന്നുമുള്ള താപത്തെ പിടിച്ചു നിർത്തിയിരുന്നതുവഴി താപത്തിന്റെ അഭാവം പരിഹരിക്കപ്പെട്ടു.
സൂര്യൻ അത് ജന്മം കൊണ്ട നക്ഷത്രന്തരമാധ്യമത്തിൽ നിന്നാണ്‌ അതിന്റെ രാസഘടകങ്ങൾ സ്വീകരിച്ചിരിക്കുന്നത്: ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ടിരിക്കാവുന്നത് ബിഗ് ബാങ്ങ് ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് വഴിയായിരിക്കണം. വ്യത്യസ്ത നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ പരിണാമദിശകളിൽ സ്റ്റെല്ലാർ ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് വഴി ഉല്പാദിപ്പിച്ച പദാർത്ഥങ്ങൾ അവയുടെ അന്ത്യത്തോടെ നക്ഷത്രന്തരയിടങ്ങളിൽ അവശേഷിപ്പിക്കുന്നതു വഴിയായിരിക്കണം ലോഹങ്ങൾ സൂര്യന്‌ ലഭിച്ചിരിക്കുന്നത്. പ്രഭാമണ്ഡലത്തിന്റെ രാസഘടന ആരംഭത്തിലെ സൗരയൂഥത്തിന്റേതായിരിക്കും, അങ്ങനെയാണെങ്കിലും സൂര്യന്റെ രൂപവത്കരണത്തിനു ശേഷം ഹീലിയവും മറ്റ് ഘനമൂലകങ്ങളും പ്രഭാമണ്ഡലത്തിനു പുറത്തുകടന്നു. അതുവഴി സൂര്യൻ പ്രാഗ് നക്ഷത്രമായിരുന്ന അവസ്ഥയിലുണ്ടായിരുന്നതിനേക്കാൾ കുറഞ്ഞ അളവിൽ ഹീലിയവും അന്നുണ്ടായിരുന്നതിന്റെ 84% ഘനമൂലകങ്ങളും മാത്രം അവശേഷിച്ചു; 71.1% ഹൈഡ്രജൻ, 27.4% ഹീലിയം, 1.5% ലോഹങ്ങൾ എന്ന നിലയിലായിരുന്നു പ്രാഗ്നക്ഷത്രമായിരുന്ന സൂര്യന്റെ രാസഘടകങ്ങൾ.
സൂര്യനു ചുറ്റും സൗരകാറ്റിന്റെ പ്ലാസ്മയാൽ നിറഞ്ഞു നിൽക്കുന്ന ആവരണമാണ്‌ ഹീലിയോസ്ഫിയർ, 20 സൗര ആരം മുതൽ സൗരയൂഥത്തിന്റെ അതിർത്തിവരെ ഇത് വ്യാപിച്ച് കിടക്കുന്നു. ആൽഫ്‌വെൻ തരംഗങ്ങളുടെ വേഗതയേക്കാൾ സൗരക്കാറ്റുകൾ വേഗത കൈവരിക്കുന്ന മേഖലയായാണ്‌ ഇതിന്റെ ആന്തര അതിർത്തി നിജപ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്നത്, . ആൽഫ്‌വെൻ തരംഗങ്ങളുടെ വേഗതയിൽ മാത്രമേ വിവരത്തിന്‌ സഞ്ചരിക്കാൻ കഴിയൂ എന്നതിനാൽ പുറത്തുള്ള പ്രക്ഷുബ്ധതയും ചലനാത്മകബലങ്ങളും കോറോണയ്ക്കകത്തുള്ള ആകാരത്തെ സ്വാധീനിക്കുന്നില്ല. 50 ആസ്ട്രോണമിക്കൽ യൂണിറ്റ് അകലെയുള്ള ഹീലിയോപോസ് എത്തുന്നതുവരെ സർപ്പിളാകൃതിയിൽ കാന്തികക്ഷേത്രം രൂപപ്പെടുത്തിക്കൊണ്ട് ഹീലിയോസ്ഫിയറിനകത്തു നിന്നും തുടർച്ചയായി സൗരക്കാറ്റുകൾ പുറത്തേക്ക് ഒഴുകിക്കൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്‌. ഹീലിയോസ്ഫിയറിന്റെ അതിർത്തിയിലെത്താറായ രണ്ട് വോയേജർ പേടകങ്ങളും ഉയർന്ന ചാർജ്ജുള്ള കണികകളുടെ സാന്നിദ്ധ്യം രേഖപ്പെടുത്തിയിട്ടുണ്ട്.
എണ്ണം ഒരേ അളവിലല്ല സൗരകളങ്കൾ ദൃശ്യമാകുന്നത്, ചാക്രികമായി 11 വർഷം കൂടുമ്പോൾ അവ വ്യത്യാസപ്പെടുന്നു, ഈ കാലയളവിനെ സൗരചക്രം എന്നു വിളിക്കുന്നു. സൗരചക്രത്തിന്റെ തുടക്കത്തിൽ ഏറ്റവും കുറച്ച് സൗരകളങ്കൾ മാത്രമേ ഉണ്ടാകുകയുള്ളൂ, ചിലപ്പോൾ ഒന്നും ഉണ്ടായില്ലെന്നും വരാം. അവ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുക ഉയർന്ന അക്ഷാംശങ്ങളിലുമായിരിക്കും. സൗരചക്രത്തിൽ മുന്നോട്ട് പോകുന്തോറും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണം വർദ്ധിക്കുകയും അവ മധ്യരേഖയോട് അടുക്കുകയും ചെയ്യുന്നു, ഈ പ്രതിഭാസം സ്പ്യൂറേർസ് നിയമം വഴി വിശദീകരിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. വിപരീത കാന്തികധ്രുവങ്ങളോടുകൂടിയ ജോഡികളായിട്ടാണ്‌ സൗരകളങ്കങ്ങൾ സാധാരണ പ്രത്യക്ഷപ്പെടാറ്. തുടക്കത്തിൽ പ്രത്യക്ഷമാകുന്ന സൗരകളങ്കത്തിന്റെ പൊളാരിറ്റിയും ഒരോ ചക്രത്തിലും മാറിവരുന്നു, അതുവഴി ഉത്തര കാന്തികധ്രുവത്തിലാണ്‌ നിലവിൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടതെങ്കിൽ അടുത്ത തവണ അത് ദക്ഷിണ കാന്തികധ്രുവത്തിൽ പ്രത്യക്ഷമാകുന്നു.
ഗ്രഹങ്ങൾ സൂര്യനുമേൽ ചെലുത്തുന്ന സ്വാധീനങ്ങൾ സൗരയൂഥത്തിന്റെ പിണ്ഡകേന്ദ്രത്തെച്ചുറ്റിയുള്ള സൂര്യന്റെ സഞ്ചാരത്തെ സങ്കീർണ്ണമാക്കുന്നുണ്ട്. ഏതാനും നൂറ് വർഷങ്ങൾ കൂടുമ്പോൾ ഈ ചലനം പുരോഗതിയായും പശ്ചാത്ഗതിയായും മാറിവരുന്നു. ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ അകത്തേ വളയത്തിലെ ഓറിയോൺ ഭുജത്തോട് ചേർന്നുള്ള ലോക്കൽ ഫ്ലഫ് എന്ന നക്ഷത്രാന്തര മേഘത്തിലാണ്‌ സൂര്യൻ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്. താരാപഥ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നും 7.5-8.5 കിലോ പാർസെക് ദൂരത്തിലാണ്‌ ഈ സ്ഥാനം. ജെമിംഗ എന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ സൂപ്പർനോവ സൃഷ്ടിച്ചിരിക്കാൻ സാധ്യതയുള്ള ലോക്കൽ ബബിൾ എന്ന വാതക കുമിളയ്ക്കകത്താണ്‌ സൂര്യൻ ഉള്ളത്. ക്ഷീരപഥത്തിൽ ഇതിനു പുറത്തുള്ള ഭുജത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം 6,500 പ്രകാശവർഷങ്ങളാണ്‌. ക്ഷീരപഥത്തിൽ സൗരയൂഥം നിലകൊള്ളുന്ന മേഖലയെ ശാസ്ത്രജ്ഞർ ആവാസയോഗ്യ മേഖല എന്നു വിളിക്കുന്നു.
വർണ്ണമണ്ഡലത്തിന്‌ മുകളിലുള്ള കനം കുറഞ്ഞ പാളിയാണ്‌ സംക്രമണ മേഖല . താപനില വർണ്ണമണ്ഡലത്തിന്റെ മുകൾഭാഗത്തുള്ള 20,000 കെൽവിൻ എന്നതിൽ നിന്നും പെട്ടെന്നു വർദ്ധിച്ചു മുകളിലെത്തുമ്പോൾ ഒരു ദശലക്ഷം കെൽവിൻ വരെയായിത്തീരുന്നു. ഈ താപനില വർദ്ധന ഹീലിയത്തിന്റെ പൂർണ്ണ അയോണീകരണത്തിനു കാരണമാകുകയും പ്ലാസ്മയുടെ വികിരണം വഴിയുള്ള തണുക്കലിനെ കുറയ്ക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഒരു കൃത്യമായ ഉയരത്തിലല്ല സംക്രമണ മണ്ഡലം നിലനിൽക്കുന്നത്, മറിച്ച് വർണ്ണമണ്ഡലത്തിലെ സവിശേഷതകളായ പ്രകാശവലയങ്ങൾ, ഇഴരൂപങ്ങൾ തുടങ്ങിയവയുടെ ചുറ്റിലായി രൂപപ്പെടുകയാണ്‌. ഭൗമോപരിതലത്തിൽ നിന്നും എളുപ്പത്തിൽ നിരീക്ഷണ വിധേയമാക്കാവുന്നതല്ല സംക്രമണ മണ്ഡലം, ബഹിരാകാശത്തു നിന്നും അൾട്രാവയലറ്റ് തരംഗങ്ങളിലെ ഉയർന്ന ഭാഗത്തെ ഉപയോഗപ്പെടുത്താവുന്ന ഉപകരണങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ച് ഈ മേഖലയെ വീക്ഷണവിധേമാക്കുവാൻ കഴിയും.
സൂര്യന്റെ പുറം പാളിയിൽ ഉപരിതലത്തിൽ നിന്നും ഏകദേശം 2,00,000 കി.മീറ്റർ വരെയുള്ള പ്ലാസ്മ താപത്തെ അകത്തുനിന്നും പുറത്തേക്ക് വികിരണം വഴി കൈമാറ്റം നടത്തുന്നതിനാവശ്യമായത്ര താപനിലയുള്ളതോ സാന്ദ്രമോ അല്ല . ഇതിന്റെ ഫലമായി താപ സ്തംഭങ്ങൾ തപ്തമാക്കപ്പെട്ട പദാർത്ഥങ്ങളെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് വഹിച്ചു കൊണ്ടുവരുന്നു. ഉപരിതലത്തിലെത്തുന്ന അത്തരം പദാർത്ഥങ്ങൾ താപനില കുറയുന്നതോടെ വികിരണമേഖലയിൽ നിന്നും കൂടുതൽ താപം സ്വീകരിക്കുന്നതിനായി സം‌വഹന മേഖലയുടെ അടിത്തട്ടിലേക്ക് ആഴ്ന്നു പോകുന്നു. സൂര്യന്റെ ദൃശ്യമാകുന്ന ഉപരിതലത്തിൽ താപനില 5,700 ലേക്ക് താഴ്ന്നിരിക്കും. സാന്ദ്രതയും ഏതാണ്ട് 0.2 /3 (അതായത് ഭൂമിയിലെ സമുദ്രനിരപ്പിലെ അന്തരീക്ഷസാന്ദ്രതയുടെ പതിനായിരത്തിലൊരു ഭാഗം) മാത്രമേ ഉണ്ടാകൂ.
ബഹിരാകാശ കാലാവസ്ഥയിൽ വലിയ സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്നതാണ്‌ സൗരചക്രം, സൂര്യന്റെ പ്രകാശതീവ്രതയുമായി നേരിട്ട് ബന്ധമുള്ളതിനാൽ ഇത് ഭൂമിയിലെ കാലാവസ്ഥയിലും വലിയ സ്വാധീനം ചെലുത്തുന്നു. സൗരപ്രവർത്തനങ്ങൾ കുറഞ്ഞ അവസരങ്ങളിൽ താപനില കുറഞ്ഞ അവസ്ഥയും സൗരചക്രത്തിന്റെ പകുതി കടന്നതിനു ശേഷം താപനില കൂടുതലുമാകുന്നു. പതിനേഴാം നൂറ്റാണ്ടിൽ ഏതാനും ദശകങ്ങളോളം സൗരചക്രങ്ങൾ പൂർണ്ണമായി നിലക്കുകയുണ്ടായി; ആ കാലയളവിൽ വളരെ കുറച്ച് സൗരകളങ്കങ്ങൾ മാത്രമാണ്‌ ഉണ്ടായത്. യൂറോപ്പിൽ വളരെ തണുത്ത കാലാവസ്ഥ അനുഭവപ്പെടുകയും അത് ചെറുഹിമയുഗം എന്നറിപ്പെടുകയുമുണ്ടായി. വൃക്ഷത്തടികളിലെ വളയങ്ങൾ വിശകലനം ചെയ്യുകവഴി അതിനു മുമ്പ് സംഭവിച്ച കുറഞ്ഞ സൗരകളങ്കങ്ങളുള്ള അവസ്ഥ കണ്ടുപിടിക്കാൻ കഴിഞ്ഞു, ശരാശരി ആഗോള താപനിലയേക്കാൾ കുറഞ്ഞ അവസ്ഥയാണ്‌ അത്തരം ഘട്ടങ്ങളിൽ ഉണ്ടായിരുന്നതെന്ന് കാണപ്പെടുകയും ചെയ്തു.
പുരാതന ഗ്രീക്ക്, ഇന്ത്യൻ ബാബിലോണിയൻ, മധ്യകാല അറേബ്യൻ കാലഘട്ടങ്ങളിൽ ജീവിച്ചിരുന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞരിൽ ചിലർ സൂര്യനെ കേന്ദ്രമാക്കി ഗ്രഹങ്ങൾ കറങ്ങുന്ന ഒരു വ്യവസ്ഥ മുന്നോട്ടുവച്ചിരുന്നു. പതിനാറാം നൂറ്റാണ്ടിൽ കോപ്പർനിക്കസ്സാണ്‌ ഈ കഴ്ചപ്പാടിന്‌ വീണ്ടും ഒരു ജീവൻ നൽകിയത്. പതിനേഴാം നൂറ്റാണ്ടിൽ ആദ്യകാലത്ത് ദൂരദർശിനി കണ്ടുപിടിച്ചതോടെ തോമസ് ഹാരിയറ്റ്, ഗലീലിയോ ഗലീലി തുടങ്ങിയവർ സൗരകളങ്കങ്ങൾ നിരീക്ഷിക്കുകയുണ്ടായി. ഗലീലിയോ ആണ്‌ പാശ്ചാത്യരിൽ ആദ്യമായി സൗരകളങ്കം നിരീക്ഷിച്ചു രേഖപ്പെടുത്തിയത്, അവ സൂര്യന്റെ ഉപരിതലത്തിലുള്ളതാണെന്നും അല്ലാതെ ഭൂമിക്കും സൂര്യനും ഇടയിലായി നീങ്ങുന്ന വസ്തുക്കളല്ലെന്നും അദ്ദേഹം സമർത്ഥിച്ചു. ഹാൻ ഭരണകാലത്തെ ചൈനീസ് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ, ഇബ്നു റുഷ്ദ് തുടങ്ങിയവർ ഇതിനു മുൻപ് സൗരകളങ്കങ്ങളെ നിരീക്ഷിച്ച് വിശദീകരണങ്ങൾ നൽകിയിരുന്നു.
ഉയർന്ന താപനിലയിൽ പ്ലാസ്മയുടേയും വാതകങ്ങളുടെയും രൂപത്തിലാണ്‌ സൂര്യനിലെ ദ്രവ്യം സ്ഥിതിചെയ്യുന്നത്. ഇതുവഴി മധ്യ രേഖാഭാഗങ്ങൾക്ക് ഉയർന്ന അക്ഷങ്ങളേക്കാൾ വേഗത്തിൽ ഭ്രമണ ചെയ്യാൻ സാധിക്കുന്നു (മധ്യരേഖാഭാഗത്ത് ഭ്രമണദൈർഘ്യം 25 ദിവസവും ധ്രുവങ്ങളിൽ അത് 35 ദിവസവുമാണ്‌). ഇങ്ങനെയുള്ള വ്യത്യസ്ത ഭ്രമണങ്ങൾ സമയം ചെല്ലുംതോറും കാന്തികക്ഷേത്ര രേഖകൾ പിണയുവാൻ കാരണമാകുന്നു, ഇത് സൗരോപരിതലത്തിലെ കാന്തികക്ഷേത്ര ലൂപ്പുകളിൽ പ്രതിബന്ധം സൃഷ്ടിക്കുവാൻ കാരണമാകുകയും കാന്തിക പുനർബന്ധനങ്ങളെത്തുടർന്ന് സൗരകളങ്കങ്ങൾ പോലെയുള്ള പ്രതിഭാസങ്ങൾക്ക് കാരണമാകുകയും ചെയ്യുന്നു. കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങളുടെ ഈ പിണച്ചിലുകൾ സൗര ഡൈനാമോക്കും 11 വർഷങ്ങൾ കൂടുമ്പോൾ സൗര കാന്തികക്ഷേത്രം വിപരീത ദിശയിലാകുന്നതിനു കാരണമാകുന്ന 11 വർഷത്തെ ഇടവേളയുള്ള സൗചക്രത്തിനും കാരണമാകുന്നു.
ആധുനിക ശാസ്ത്രത്തിന്റെ ആദ്യകാലത്ത് സൂര്യന്റെ ഊർജ്ജത്തിന്റെ ഉറവിടമെന്തെന്നത് ഒരു വലിയ ചോദ്യമായിരുന്നു. ദ്രാവക രൂപത്തിലുള്ള സൂര്യൻ അതിന്റെ ആന്തരിക താപം വികിരണം ചെയ്തുകൊണ്ട് തണുക്കുകയാണെന്നായിരുന്നു കെൽവിൻ പ്രഭുവിന്റെ അനുമാനം. ശേഷം ഈ ഊർജ്ജോല്പാദന നിരക്കിനെ വിശദീകരിക്കാൻ കെൽവിൻ, ഹെർമെൻ വോൺ ഹെൽമോൾട്ട്സ് എന്നിവർ ചേർന്ന് കെൽവിൻ-ഹെൽമോൾട്ട്സ് മെക്കാനിസം മുന്നോട്ടുവച്ചു. നിർഭാഗ്യവശാൽ അതുവഴി ലഭിക്കുന്ന ഫലമനുസരിച്ച് സൂര്യൻ വെറും രണ്ട് കോടി വർഷം മാത്രമേ താപം വികിരണം ചെയ്യുകയുള്ളൂ, അക്കാലത്ത് നടത്തപ്പെട്ട ഭൗമശാസ്ത്ര പഠനപ്രകാരം അത് കുറഞ്ഞത് 30 കോടി വർഷമെങ്കിലും എന്നതായിരുന്നു. 1890 ൽ സൗരവർണ്ണരാജിയിൽ ഹീലിയത്തെ കണ്ടെത്തിയ ജോസഫ് ലോക്കെയ്‌ർ ഉൽക്കകൾ വഴിയുള്ള സൂര്യന്റെ രൂപവത്കരണവും പരിണാമവും എന്ന ആശയം മുന്നോട്ടുവച്ചു.
അനുയോജ്യമായ ഫിൽട്ടറുകളുപയോഗിച്ച് സൂര്യനെ നിരീക്ഷിക്കുമ്പോൾ ഏറ്റവും പെട്ടെന്ന് ശ്രദ്ധയിൽപ്പെടുന്ന സവിശേഷതകൾ സൗരകളങ്കങ്ങളാണ്‌, സൗരോപരിതലത്തിലെ മറ്റു ഭാഗങ്ങളേക്കാൾ താപനില കുറഞ്ഞതായതിനാൽ ഇരുണ്ട് കാണപ്പെടുന്ന ഭാഗങ്ങളാണിവ. ശക്തമായ കാന്തിക പ്രവർത്തനങ്ങളുള്ള മേഖലകളാണ്‌ സൗരകളങ്കങ്ങൾ, ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾ സം‌‌വഹനത്തെ തടസ്സപ്പെടുത്തുന്നതുവഴി അന്തർഭാഗത്ത് നിന്നുള്ള ഊർജ്ജം ഉപരിതലത്തിലെ അത്തരം ഭാഗങ്ങളിൽ എത്തുന്നത് കുറയുന്നു. കാന്തിക്ഷേത്രങ്ങൾ കൊറോണയെ ശക്തമായി ചൂടാക്കുകയും ചെയ്യും, ഇത് സൗരജ്വാലകൾക്ക് സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്ന സജീവമേഖലകൾക്കും കൊറോണയിൽ നിന്നുമുള്ള പിണ്ഡ പ്രവാഹങ്ങൾക്കും കാരണമാകുന്നു. ഏറ്റവും വലിയ സൗരകളങ്കങ്ങൾ ആയിരക്കണക്കിന്‌ കിലോമീറ്ററുകൾ വരെ വിസ്താരമുള്ളവയായിരിക്കും.
ചുവപ്പ് ഭീമൻ എന്ന അവസ്ഥയെ തുടർന്നുണ്ടാകുന്ന സ്പന്ദനങ്ങൾ കാരണം സൂര്യന്റെ പുറം പാളികൾ അകന്ന് പോവുകയും ഒരു ഗ്രഹനീഹാരിക രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യും. ബാഹ്യപാളികൾ ഊരിത്തെറിച്ചു പോയതിനു ശേഷം അവശേഷിക്കുക വളരെയധികം താപനിലയുള്ള കാമ്പ് മാത്രമായിരിക്കും, കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ പതുക്കെ മങ്ങിക്കൊണ്ട് വെള്ളക്കുള്ളൻ എന്നറിയപ്പെടുന്ന ഈ അവസ്ഥയിൽ സൂര്യൻ തുടരും. ഇതുതന്നെയാണ്‌ ചെറുതും ഇടത്തരവുമായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിത പരിണാമം. വെള്ളക്കുള്ളൻ എന്ന അവസ്ഥ വളരെക്കാലം തുടർന്നാൽ താപം പൂർണ്ണമായി നഷ്ടപ്പെട്ട് കറുത്ത കുള്ളൻ എന്ന അവസ്ഥയിലെത്തുമെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു, പക്ഷേ അതിനെടുക്കുന്ന സമയം നിലവിലെ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ പ്രായത്തേക്കാൾ നീണ്ടതായിരിക്കുമെന്നാണ്‌ അനുമാനം, ഇതുവരെ കറുത്ത കുള്ളൻ നക്ഷത്രങ്ങളെ കണ്ടെത്താൻ കഴിഞ്ഞിട്ടുമില്ല.
പോപ്പുലേഷൻ ഗണത്തിൽപ്പെട്ട ഘനമൂലകസമ്പന്നമായ നക്ഷത്രമാണ്‌ സൂര്യൻ. സമീപത്തു സംഭവിച്ച ഒന്നോ അതിലധികമോ സൂപ്പർനോവകളുടെ ഫലമായുണ്ടായ ആഘാതതരംഗങ്ങളാകാം സൂര്യന്റെ ജനനത്തിന്‌ വഴിതെളിച്ചതെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെടുന്നു. ഘനമൂലകങ്ങളുടെ ദാരിദ്ര്യമുള്ള പോപ്പുലേഷൻ നക്ഷത്രങ്ങളെ അപേക്ഷിച്ച് സൗരയൂഥത്തിൽ കാണപ്പെടുന്ന സ്വർണ്ണം, യുറേനിയം മുതലായ ഘനമൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യത്തിന്‌ കാരണമായി ഇതാണ്‌ വിശദീകരിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. ഇത്തരം ഘനമൂലക സൃഷ്ടി സംഭവിക്കുന്ന ഊർജ്ജാഗിരണപ്രക്രിയകൾ സൂപ്പർനോവ പ്രതിഭാസത്തോടൊപ്പം സംഭവിക്കുന്നവയാണ്‌. ഘനമൂലകങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കപ്പെടാനുള്ള മറ്റൊരു വഴി രണ്ടാം തലമുറയിൽപ്പെട്ട ഭാര നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉള്ളിൽ ന്യൂട്രോൺ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുന്നതുവഴിയുള്ള ട്രാൻസ്മ്യൂട്ടേഷനാണ്‌.
കാന്തികമായി സജീവമായ ഒരു നക്ഷത്രമാണ്‌ സൂര്യൻ. വർഷാവർഷങ്ങളിൽ മാറികൊണ്ടിരിക്കുന്നതും ഒരോ സോളാർ മാക്സിമത്തിനോടുത്തും ദിശമാറുന്നതുമായ ശക്തമായ കാന്തികക്ഷേത്രം ഇതിനുണ്ട്. സൗരകളങ്കം, സൗരജ്വാല തുടങ്ങിയവയുൾപ്പെടുന്ന സൗരപ്രവർത്തനങ്ങൾക്കും സൗരക്കാറ്റിലെ വ്യതിയാനങ്ങൾക്കും കാരണമാകുന്നത് ഈ കാന്തികക്ഷേത്രമാണ്‌. സൗരപ്രവർത്തനങ്ങൾ കാരണമായി അറോറ, റേഡിയോ വാർത്താവിനിമയങ്ങളിലും ഊർജ്ജവിതരണ സം‌വിധാനങ്ങളിലും തടസ്സങ്ങളുളവാകുക തുടങ്ങിയ വിവിധ പ്രതിഭാസങ്ങൾ ഭൂമിയിൽ അരങ്ങേറാറുണ്ട്. സൗരയൂഥ രൂപവത്കരണത്തിലും പരിണാമത്തിലും സൗരപ്രവർത്തങ്ങൾ വലിയ പങ്കുവഹിച്ചിട്ടുണ്ടാകുമെന്ന് കരുതുന്നു. ഭൂമിയുടെ ബാഹ്യാന്തരീക്ഷത്തിന്റെ ഘടനയിൽ വ്യത്യാസം വരാനും സൗരപ്രവർത്തനങ്ങൾ കാരണമാകാറുണ്ട്.
സൂര്യന്റെ ഏറ്റവും ഉപരിതലത്തിലുള്ള സൗരാന്തരീക്ഷമാണ്‌ കൊറോണ, വ്യാപ്തത്തിൽ സൂര്യനേക്കാളും വരും ഈ മേഖല. ബഹിരാകാശത്തേക്ക് വ്യാപിച്ചു കിടക്കുന്നതാണ്‌ കോറോണ, ഈ മേഖല അവസാനം സൗരയൂഥം മുഴുവൻ വ്യാപിക്കുന്ന സൗരക്കാറ്റുകളായി രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. കൊറോണയുടെ ഏറ്റവും താഴെഭാഗത്ത് പദാർത്ഥ സാന്ദ്രത ഏതാണ്ട് 1015–1016 3 ആണ്‌. കൊറോണയുടേയും സൗരക്കാറ്റുകളുടേയും ശരാശരി താപനില 10-20 ശലക്ഷം കെൽ‌വിനാണ്‌, പക്ഷേ ഏറ്റവും താപനില കൂടിയ ഭാഗത്ത് 80 ലക്ഷം മുതൽ 2 കോടി കെൽവിൻ വരെയാകാം. കൊറോണയിലെ ഈ താപനിലയെ വിശദീകരിക്കുന്ന സിദ്ധാന്തങ്ങളൊന്നും രൂപപ്പെടുത്തുവാൻ ഇതു വരെ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല, കാന്തിക പുനർബന്ധനവുമായി ബന്ധപ്പെട്ടു വരുന്നതാണ്‌ ഈ താപത്തിൽ കുറച്ചുഭാഗമെന്ന് അറിയാമെന്ന് മാത്രം.
ഭൂമി ഉൾപ്പെടുന്ന ഗ്രഹതാരസഞ്ചയമായ സൗരയൂഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രമാണ്‌ സൂര്യൻ എന്ന നക്ഷത്രം. ഏതാണ്ട് 13,92,684 കിലോമീറ്ററാണു് സൂര്യന്റെ വ്യാസം. ഇത് ഏതാണ്ട് ഭൂമിയുടെ വ്യാസത്തിന്റെ 109 മടങ്ങ് വലിപ്പം വരും. സൗരയൂഥത്തിന്റെ ആകെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 99.86 ശതമാനവും സൂര്യനിലാണ്‌. ഇത് ഏതാണ്ട് 1.98910കി.ഗ്രാം വരും. ഇത് ഭൂമിയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ 330,000 മടങ്ങ് വരും. പിണ്ഡത്തിന്റെ ബാക്കിവരുന്ന ഭാഗം ഗ്രഹങ്ങൾ, ഛിന്നഗ്രഹങ്ങൾ, ഉൽക്കകൾ, ധൂമകേതുക്കൾ ധൂളികൾ എന്നിവയിലാണ്‌‌‌. സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ നാലിൽ മൂന്നുഭാഗവും ഹൈഡ്രജനാണ്‌, ബാക്കിയുള്ളതിൽ ഭൂരിഭാഗവും ഹീലിയവുമാണ്‌. രണ്ട് ശതമാനത്തിൽ താഴെയേ ഇരുമ്പ്, ഓക്സിജൻ, കാർബൺ, നിയോൺ എന്നിവയടക്കമുള്ള മറ്റ് മൂലകങ്ങൾ വരുന്നുള്ളൂ.
1672 ൽ ഗിയോവനി കാസ്സിനി, ജീൻ റിച്ചർ എന്നിവർക്ക് ബുധനിലേക്കുള്ള ദൂരം കണ്ടുപിടിക്കാൻ സാധിക്കുകയുണ്ടായി ഇത് സൂര്യനിലേക്കുള്ള ദൂരം കണ്ടുപിടിക്കുന്നതിലേക്കും നയിച്ചു. ഐസക് ന്യൂട്ടൺ പ്രിസമുപയോഗിച്ച് സൂര്യപ്രകാശത്തെ നിരീക്ഷണ വിധേയമാക്കുകയും അത് പല വർണ്ണങ്ങൾ അടങ്ങിയതാണെന്ന് കാണിച്ചു തരികയും ചെയ്തു. 1800 ൽ വില്ല്യം ഹേർഷെൽ സൗര വർണ്ണരാജിയിൽ ചുവപ്പിനപ്പുറമുള്ള ഇൻഫ്രാറെഡ് വികിരണത്തെ കണ്ടെത്തി. 1800 കളിൽ സൂര്യന്റെ സ്പെക്രോസ്കോപ്പി പഠനങ്ങളിൽ വലിയ മുന്നേറ്റമുണ്ടായി, ജോസഫ് വോൺ ഫ്രൗൺഹോഫർ സൂര്യന്റെ അവശോഷണരേഖകളിൽ ആദ്യത്തെ നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്തുകയുണ്ടായി, സൂര്യന്റെ അവശോഷണ രേഖകളിൽ ഏറ്റവും പ്രബലമായതിനെ ഫ്രൗൺഹോഫർ രേഖകൾ എന്ന് വിളിക്കാറുണ്ട്.
ഒരു ഹൈഡ്രജൻ വാതക മേഘം സാന്ദ്രീകരിച്ചാണ്‌ 457 കോടി വർഷങ്ങൾക്കുമുൻപ് സൂര്യൻ രൂപപ്പെട്ടത്. സൂര്യന്റെ രൂപവത്കരണ കാലഘട്ടം രണ്ട് വിധത്തിലാണ്‌ കണക്കാക്കിയിരിക്കുന്നത്: നക്ഷത്രപരിണാമങ്ങളുടെ കമ്പ്യൂട്ടർ മാതൃകകൾ, ന്യൂക്ലിയോകോസ്മോക്രൊണോളജി എന്നിവയുടെ സഹായത്താൽ മുഖ്യശ്രേണിയിലെ സൂര്യന്റെ സ്ഥാനം കണക്കാക്കിയാണ്‌ ഒന്നാമത്, ഇത് പ്രകാരം 457 കോടി വർഷങ്ങൾ എന്നത് ലഭിക്കുന്നു. ഇതേ ഫലത്തോട് ചേർന്നുതന്നെയാണ്‌ ഏറ്റവും പഴക്കം ചെന്ന സൗരയൂഥപദാർത്ഥങ്ങളുടെ റേഡിയോമെട്രിക്ക് ഡേറ്റിങ്ങ് അനുസരിച്ചുള്ള ഫലവും, ഇതുപ്രകാരം 456.7 കോടി വർഷം പഴക്കം എന്നാണ്‌ ലഭിക്കുന്നത്.
സൂര്യന്‌ ശാസ്ത്രീയവിവരണങ്ങൾ നൽകുവാൻ ശ്രമിച്ച ആദ്യകാല വ്യക്തികളിലൊരാളാണ്‌ ഗ്രീക്ക് തത്ത്വചിന്തകനായ അനെക്സാഗൊറസ്. സൂര്യൻ ഹീലിയോസിന്റെ രഥമല്ലെന്നും പീലോപൊണ്ണെസസിനേക്കാൾ (അക്കാലത്തെ അറിയപ്പെട്ട ഗ്രീക്ക് പ്രദേശങ്ങളെ മൊത്തത്തിൽ വിളിക്കുന്ന പേര്) വലുതുപോലുമാകാവുന്ന ജ്വലിക്കുന്ന ഒരു ലോഹ ഗോളമാണെന്നുമാണ്‌ അദ്ദേഹം വിശദീകരിച്ചത്. അദ്ദേഹത്തിന്റെ വാദങ്ങൾ മറ്റുള്ളവരെ പഠിപ്പിച്ചതിന്‌ ഭരണാധികാരികൾ അദ്ദേഹത്തെ തടവിലാക്കുകയും വധശിക്ഷ വിധിക്കുകയും ചെയ്തു. പിന്നീട് പെരിക്കിൾസിന്റെ ഇടപെടലിനെ തുടർന്ന് സ്വതന്ത്രമാക്കപ്പെടുകയായിരുന്നു.
ടെമ്പറേച്ചർ മിനിമം പാളിക്കു മുകളിൽ ഏതാണ്ട് 2,000 കി.മീ കനമുള്ള പാളിയാണ്‌ വർണ്ണമണ്ഡലം , ഉൽസർജ്ജന, അവശോഷണ രേഖകൾ കൂടുതലുള്ള ഭാഗമാണിത്. വർണ്ണം എന്നർത്ഥം വരുന്ന ക്രോമ എന്ന ഗ്രീക്ക് പദത്തിൽ നിന്നാണ്‌ ഈ പാളിയുടെ ഇംഗ്ലീഷ് നാമമായ രൂപപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്. പൂർണ്ണ സൂര്യഗ്രഹണ സമയത്ത് വർണ്ണപ്രഭയോടെ കാണപ്പെടുന്നതിനാലാണ് ഈ പേര്. വർണ്ണമണ്ഡലത്തിലെ താപനില മുകളിലേക്ക് വരുന്തോറും വർദ്ധിച്ചുവരുന്നു, ഏറ്റവും മുകളിൽ 20,000 കെൽവിൻ വരെ താപനില എത്തുന്നു. വർണ്ണമണ്ഡലത്തിന്റെ മുകൾ ഭാഗത്ത് ഹീലിയം ഭാഗികമായി അയോണികരിക്കപ്പെടുന്നു.
വികിരണ മേഖലയ്ക്കും സം‌വഹന മേഖലയ്ക്കും ഇടയിലുള്ള പാളി ടാക്കോലൈൻ എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഏകതാനമായി ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന വികിരണ മേഖലയുടെ പാളിയും വിഭിന്ന രീതിയിൽ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന സം‌വഹന മേഖലയുടെ പാളിയും ഒത്തുചേരുന്ന ഭാഗമാണിത്, ഇവിടെ ഒരു പാളി മറ്റൊരു പാളിയുടെ മീതെ തെന്നി നീങ്ങുന്നു. സം‌വഹന മേഖലയിൽ കാണപ്പെടുന്ന വാതകചലനങ്ങൾ ഈ പാളിയുടെ മുകളിൽ നിന്നും അടിത്തട്ടിലെത്തുന്നതോടെ അപ്രത്യക്ഷമാകുകയും വികിരണ മേഖലയുടെ ശാന്തത കൈവരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. സൂര്യന്റെ കാന്തിക ക്ഷേത്രത്തിനു കാരണമായ കാന്തിക ഡൈനാമോ ഈ പാളിയിലാണെന്നാണ്‌ കരുതപ്പെടുന്നത്.
സമീപ ബബിൾ സോണിലെ നക്ഷത്രാന്തരീയ മേഘങ്ങളിലൂടെ സഞ്ചരിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്‌ സൂര്യൻ, ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ ഓറിയോൺ ഭുജത്തിലാണ്‌ ഈ ബബിൾ സോണുള്ളത്. ഏറ്റവും അടുത്തുള്ള 5 നക്ഷത്രവ്യവസ്ഥകളിൽ പിണ്ഡം കൊണ്ട് സൂര്യൻ നാലാം സ്ഥാനത്താണ്‌. ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നും 24,000 നും 26,000 നും ഇടയിൽ പ്രകാശവർഷങ്ങൾ ദൂരെയായി അതിനെ പരിക്രമണം ചെയ്തുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്‌ സൂര്യൻ. ഇത്തരത്തിൽ താരാപഥ ഉത്തരധ്രുവത്തിൽ നിന്നും വീക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന അവസ്ഥയിൽ ഘടികാര ദിശയിലുള്ള ഒരു പരിക്രമണം പൂർത്തിയാക്കാൻ 22.5 മുതൽ 25 വരെ കോടി വർഷങ്ങൾ എടുക്കും.
പ്രകൃതിദത്തമോ കൃത്രിമമോ ആയ മാർഗ്ഗങ്ങൾ വഴി സൂര്യപ്രകാശം ഉപയോഗപ്പെടുത്താൻ കഴിയും. സസ്യങ്ങൾ പ്രകാശസംശ്ലേഷണം വഴി സൂര്യപ്രകാശത്തിലെ ഊർജ്ജം ആഗിരണം ചെയ്യുകയും രാസസം‌യുക്തങ്ങൾ സൃഷ്ടിച്ച് ഊർജ്ജം രാസോർജ്ജമായി മാറ്റുകയും ചെയ്യുന്നു. സൗരോർജ്ജം സ്വീകരിച്ച് പ്രവർത്തിചെയ്യുവാനുതകുന്ന വൈദ്യുതോർജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കുന്നതിന്‌ നേരിട്ടുള്ള താപം സ്വീകരിക്കുകയോ സോളാർ പാനലുകൾ ഉപയോഗിക്കുകയോ ചെയ്യുന്നു. പൗരാണിക കാലത്തെ സസ്യങ്ങൾ പ്രകാശസംശ്ലേഷണം വഴി ശേഖരിച്ച ഊർജ്ജമാണ്‌ പെട്രോളിയം പോലെയുള്ള ഖനിജ ഇന്ധനങ്ങളിൽ സംഭരിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്.
പ്രഭാമണ്ഡലത്തിന്റെ ഒപ്റ്റിക്കൽ സ്പെക്ട്രത്തെ കുറിച്ചുള്ള ആദ്യകാല പഠനങ്ങൾ നടത്തിയ സമയത്ത് അതുവരെ ഭൂമിയിലുള്ളതായി അറിയപ്പെടാത്ത രാസമൂലകത്തിന്റേതായ അവശോഷണരേഖകൾ കണ്ടെത്തുകയുണ്ടായി. 1868 ൽ നോർമൻ ലോക്കയർ എന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞൻ അത് ഒരു അതുവരെ മനസ്സിലാകാത്ത ഒരു പുതിയ മൂലകത്തിന്റേതാണെന്ന നിഗമനത്തിലെത്തുകയും ഗ്രീക്ക് സൂര്യദേവനായ ഹീലിയോസിന്റെ നാമത്തോട് ചേരുന്ന ഹീലിയം എന്ന പേര് നൽകുകയും ചെയ്തു. അതിനു 25 വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം മാത്രമാണ്‌ ഭൂമിയിൽ ഹീലിയം വേർതിരിച്ച് മനസ്സിലാക്കപ്പെട്ടത്.
സൂര്യന്റെ ആന്തരീക ഭാഗം നേരിട്ട് നിരീക്ഷിക്കാൻ സാധ്യമല്ല, സൂര്യൻ വിദ്യുത്കാന്തികവികിരണങ്ങൾക്ക് അതാര്യവുമാണ്‌. ഭൂകമ്പങ്ങൾ സംഭവിക്കുമ്പോഴുണ്ടാകുന്ന തരംഗങ്ങൾ ഉപയോഗിച്ച് സീസ്മോളജിയിൽ ഭൂമിയുടെ ഘടന മനസ്സിലാക്കുന്നതുപോലെ സൂര്യന്റെ ആന്തരഭാഗത്തുകൂടി സഞ്ചരിക്കുന്ന മർദ്ദതരംഗങ്ങളെ പ്രയോജനപ്പെടുത്തി ഹീലിയോസീസ്മോളജിയിൽ സൂര്യന്റെ ആന്തരീക ഘടന അനാവൃതമാക്കുവാൻ ശ്രമിക്കുന്നു. സൈദ്ധാന്തിക തലത്തിൽ ആന്തര പാളികളെ കുറിച്ച് കൂടുതൽ പഠിക്കുവാൻ കമ്പ്യൂട്ടർ സഹായത്തോടെ തയ്യാറാക്കുന്ന മാതൃകകൾ ഉപയോഗപ്പെടുത്തുകയാണ്‌ ചെയ്യുന്നത്.
ജീവിതാന്ത്യത്തിൽ ഒരു സൂപ്പർനോവയായി പൊട്ടിത്തെറിക്കുവാനാവശ്യമായ പിണ്ഡം സൂര്യനില്ല. കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജൻ ഇന്ധനം ഉപയോഗിച്ചുതീരുമ്പോൾ കാമ്പ് ചുരുങ്ങുകയും ചൂടുപിടിക്കുകയും തൽഫലമായി പുറംപാളികൾ വികസിച്ച് ചുവപ്പുഭീമൻ എന്ന ഘട്ടത്തിൽ പ്രവേശിക്കുകയും ചെയ്യും. കാമ്പിലെ താപനില 10 കോടി കെൽവിനായി വർദ്ധിക്കുമ്പോൾ ഹീലിയം അണുസം‌യോജനവും അതുവഴി കാർബൺ ഉല്പാദനവും ആരംഭിക്കും, ഇതോടെ സൂര്യൻ ചെറുതും ഇടത്തരവുമായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വികസിച്ചുള്ള അസിം‌പ്റ്റോടിക്ക് ജയന്റ് ബ്രാഞ്ച് എന്ന ഗണത്തിൽ പ്രവേശിക്കും.
ഭൂമിയിലെ ഊർജ്ജത്തിന്റെ പ്രാഥമിക സ്രോതസ്സ് സൂര്യനിൽ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശമാണ്‌. ഭൂമിയിലെ ഒരു യൂണിറ്റ് സ്ഥലത്ത് സൂര്യൻ നേരിട്ട് നിക്ഷേപിക്കുന്ന പവർ ആണ്‌ സൗരസ്ഥിരാങ്കം . ഒരു സൗരസ്ഥിരാങ്കം 1,368 /2 നു തുല്യമാണ്‌, ഒരു ആസ്ട്രോണമിക്കൽ യൂണിറ്റ് അകലത്ത് നിന്നും സൂര്യനിൽ നിന്നും വരുന്ന പവർ ആണിത്. ഭൗമാന്തരീക്ഷത്തിൽക്കൂടി വരുന്നതുവഴി ഈ അളവിൽ കുറവ് വരുന്നുണ്ട്, ഭൗമോപരിതലത്തിൽ തെളിഞ്ഞ അന്തരീക്ഷത്തിൽ സൂര്യൻ മൂർദ്ധന്യസ്ഥാനത്തായിരിക്കുമ്പോൾ ഇത് ഏകദേശം 1,000 /2 ആണ്‌.
ഗ്രഹങ്ങൾക്കുള്ളതുപോലെ സൂര്യന്റെ ശരീരത്തിന്‌ വ്യക്തമായ അതിർത്തിയില്ല, കേന്ദ്രത്തിൽ നിന്നും പുറത്തേക്ക് പോകുംതോറും സാന്ദ്രതയിൽ വലിയ കുറവു സംഭവിക്കുന്നു. വ്യക്തമായ ആന്തരീക ഘടന സൂര്യനുണ്ടെങ്കിലും, സൂര്യന്റെ ആരം അളക്കുന്നത് അതിന്റെ പ്രഭാമണലത്തിന്റെ അതിർത്തി മുതലാണ്‌. താരതമ്യേന താപനില കുറഞ്ഞതും പ്രകാശത്തെ വലിയ തോതിൽ ആഗിരണം ചെയ്യാത്തതുമായ വാതക മണ്ഡലമാണ്‌ ഈ പാളിക്ക് മുകളിലുള്ളത്, അതിനാൽ തന്നെ നഗ്നനേത്രങ്ങൾക്കൊണ്ട് വീക്ഷിക്കുമ്പോൾ സൂര്യന്റെ ഉപരിതലം ഇതിലൂടെ കാണപ്പെടുന്നു.
അണുസം‌യോജന പ്രക്രിയഫലമായി പുറത്തുവരുന്ന ഉന്നതോർജ്ജ ഫോട്ടോണുകൾ ഏതാനും മില്ലിമീറ്റർ മാത്രമുള്ള പ്ലാസ്മയാൽ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടുകയും വീണ്ടും ഏതെങ്കിലും വശത്തേക്ക് ഉൽസർജ്ജിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രക്രിയ തുടരുന്നതുവഴി വികിരണം സൗരോപരിതലത്തിലെത്താൻ വലിയ കാലദൈർഘ്യം വേണ്ടിവരുന്നു. ഇങ്ങനെയുള്ള ഫോട്ടോണിന്റെ സഞ്ചാര കാലദൈർഘ്യം 10,000 വർഷങ്ങൾ മുതൽ 1,70,000 വർഷങ്ങൾ വരെയാകാമെന്ന് കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു.
കാമ്പിൽ നടക്കുന്ന അണുസം‌യോജനം വഴി ഹൈഡ്രജൻ അണുക്കൾ ഹീലിയമാക്കി മാറ്റുന്ന മുഖ്യശ്രേണിയിൽ പകുതികാലം പിന്നിട്ടതാണ്‌ സൂര്യൻ. സൂര്യന്റെ കാമ്പിൽ ഓരോ സെക്കന്റിലും 4 ദശലക്ഷം ടണ്ണിലധികം ദ്രവ്യം ഊജ്ജമായി മാറ്റപ്പെടുന്നു, ഇത് ന്യൂട്രിനോകളും സൗരവികിരണവും സൃഷ്ടിക്കുന്നു; ഈ നിരക്കനുസരിച്ച് സൂര്യൻ ഇതുവരെ 100 ഭൗമപിണ്ഡത്തിനു തുല്യമായ ദ്രവ്യത്തെ ഊർജ്ജമാക്കി മാറ്റിയിരിക്കണം. സൂര്യൻ മുഖ്യശ്രേണിയിലെ നക്ഷത്രമായി ചെലവഴിക്കുന്ന മൊത്തം കാലയളവ് 1000 കോടി വർഷമാണ്‌.
സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശവും ചൂടുമാണ് സൗരോർജ്ജം സൗരോർജ്ജം ഉപയോഗിച്ച് നമുക്ക് വൈദ്യുതി ഉല്പാദനം സാധ്യമാണ്. സൗരവികിരണവും അതിന്റെ അതിന്റെ ഫലമായുള്ള കാറ്റ്, തിരമാല, ജലവൈദ്യുതി, ജൈവാവശിഷ്ടം തുടങ്ങിയവയെല്ലാം പുനരുപയോഗ ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സുകളിൽപ്പെടുന്നു. സൂര്യനിൽ നിന്നും വരുന്ന ഊർജ്ജത്തിന്റെ വളരെ ചെറിയ ഭാഗം മാത്രമേ ഉപയോഗിക്കപ്പെടുന്നുള്ളൂ.സൗരോർജ വിമാനം വികസിപ്പിക്കാനുള്ള യൂറോപ്യൻ പദ്ധതിയാണ് സോളാർ ഇംപൾസ് പദ്ധതി
ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം എന്നിവയാണ്‌ സൂര്യനിലടങ്ങിയിരിക്കുന്ന പ്രധാന മൂലകങ്ങൾ; പ്രഭാമണ്ഡലത്തിൽ അവയുടെ അളവ് യഥാക്രമം 74.9 ശതമാനവും 23.8 ശതമാനവുമാണ്‌. ഇവയേക്കാൾ ഉയർന്ന മൂലകങ്ങളെ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ ലോഹങ്ങൾ എന്നു വിളിക്കുന്നു, അത്തരം മൂലകങ്ങളുടെ അളവ് രണ്ട് ശതമാനത്തിൽ താഴെയാണ്‌. അവയിൽ ഏറ്റവും കൂടുതൽ കാണപ്പെടുന്നത് ഓക്സിജൻ , കാർബൺ , നിയോൺ , ഇരുമ്പ് എന്നിവയാണ്‌.
സൂര്യനിൽ ഘനമൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യം അളക്കുന്നതിന്‌ സ്വീകാര്യമായ രണ്ട് വഴികളിൽ ഒന്ന് പ്രഭാമണ്ഡലത്തെ സ്പെക്ട്രോസ്കോപ്പി ഉപയോഗിച്ച് മാപനം നടത്തുന്നതും മറ്റൊന്ന് ഇതുവരെ ദ്രാവകാവസ്ഥയിലെത്തുന്നതിനാവശ്യമായ താപനിലയിലേക്ക് ഉയർത്തപ്പെടാത്ത അവസ്ഥയിലുള്ള ഉൽക്കാഖണ്ഡങ്ങൾ വഴിയുമാണ്‌. ഘനമൂലകങ്ങൾക്ക് വ്യതിചലനം സംഭവിക്കാത്തതിനാൽ ഈ ഉൽക്കാഖണ്ഡങ്ങൾ പ്രാഗ്നക്ഷത്രമായ സൂര്യന്റെ ഘടകാവസ്ഥ നിർലർത്തുവന്നവയായിരിക്കും.
മുകളിൽ സൂചിപ്പിച്ച താപസ്തംഭങ്ങളാണ്‌ സൗരോപരിതലത്തിൽ കാണുന്ന സോളാർ ഗ്രാനുലേഷനും സൂപ്പർഗ്രാനുലേഷനും സൃഷ്ടിക്കുന്നത്. സൂര്യാന്തർഭാഗത്തെ ഏറ്റവും പുറമേയുള്ള ഈ മേഖലയിൽ നടക്കുന്ന പ്രക്ഷുബ്ധമായ സം‌വഹനങ്ങൾ സൗരോപരിതലം മുഴുവനും ചെറുവലിപ്പത്തിലുള്ള കാന്തിക ഉത്തര ദക്ഷിണ ധ്രുവജോഡികൾ സൃഷ്ടിക്കുന്നതിന്‌ കാരണമാകുന്നു. സൗരസ്തംഭങ്ങൾ ബെർണാഡ് സെല്ലുകളാണ് - അതിനാൽ അവ ഷഡ്‌ഭുജ സ്തംഭങ്ങളെപ്പോലെയാണ്.
ക്ഷീരപഥത്തിനകത്ത് സഞ്ചരിക്കുന്ന ദിശയുടെ മുനമ്പ് സോളാർ ഏയ്പെക്സ് എന്നറിയപ്പെടുന്നു. അയംഗിതി രാശിയിലുള്ള വേഗ നക്ഷത്രത്തിന്റെ നേരെയായാണ്‌ സൂര്യന്റെ ചലനം, ഈ ചലനത്തിന്‌ താരാപഥ കേന്ദ്രവുമായി 60 ഡിഗ്രി കോണളവാണുള്ളത്. സൂര്യനോട് ഏറ്റവും സമീപത്തുള്ള നക്ഷത്ര വ്യൂഹമായ ആൽഫാ സെന്റൗറിയിൽ നിന്നും വീക്ഷിക്കുകയാണെങ്കിൽ സൂര്യൻ കാശ്യപി നക്ഷത്രരാശിയിലായാണ്‌ കാണപ്പെടുക.
സൂര്യന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിലും വലിയ കുറവ് നിലവിലുണ്ട്. ഇതു കാരണം സൗരയൂഥത്തെ പൊതിഞ്ഞു നിൽക്കുന്ന ഹീലിയോസ്ഫിയർ ചുരുങ്ങിയിരിക്കുന്നു. തൽഫലമായി ഭൂമിയിലും ഭൗമാന്തരീക്ഷത്തിലും എത്തിച്ചേരുന്ന കോസ്മിക് കിരണങ്ങളുടെ അളവ് വർദ്ധിച്ചിട്ടുണ്ട്.
ടെമ്പറേച്ചർ മിനിമം എന്നു വിളിക്കപ്പെടുന്ന പാളിയാണ്‌ സൂര്യനിലെ ഏറ്റവും താപനില കുറഞ്ഞ പാളി, പ്രഭാമണ്ഡലത്തിന്‌ ഏകദേശം 500 കി.മീ മുകളിലുള്ള മേഖലയാണിത്, ഏതാണ്ട് 4,100 കെൽവിനാണ്‌ ഈ മേഖലയിലെ താപനില. കാർബൺ മോണോക്സൈഡ്, ജലം തുടങ്ങിയ ലളിത തന്മാത്രകൾ ഉണ്ടായിരിക്കാവുന്നത്ര താപനില കുറവാണ്‌ ഈ മേഖലയ്ക്ക്, ഇത്തരം തന്മാത്രകളെ അവയുടെ അവശോഷണ വർണ്ണരാജി വഴി തിരിച്ചറിയാവുന്നതാണ്‌.
തരംഗങ്ങൾ വഴിയുള്ള താപീകരണം ഫലപ്രദമാണോ എന്ന കാര്യത്തിൽ നിലവിൽ വ്യക്തതയില്ല. ആൽഫ്‌വെൻ തരംഗങ്ങൾ ഒഴികെയുള്ള തരംഗങ്ങളെല്ലാം തന്നെ കൊറോണയിലെത്തുന്നതിനു മുൻപായി ക്ഷയിക്കുന്നതായാണ്‌ കണ്ടെത്തുന്നത്. മാത്രവുമല്ല ആൽഫ്‌വെൻ തരംഗങ്ങൾ കൊറോണയിൽ പെട്ടെന്ന് വ്യാപിക്കുന്നുമില്ല. ഇക്കാരണങ്ങളാൽ നിലവിലെ ഗവേഷണങ്ങൾ സൗരജ്വാലകൾ വഴിയുള്ള താപീകരണത്തെ ഉദ്ദേശിച്ചാണ്‌ നടത്തപ്പെടുന്നത്.
സൂര്യന്റെ ഏറ്റവും ആന്തരഭാഗത്തുള്ള ഘടകങ്ങളുടെ അളവ് അണുസം‌യോജനം വഴി ഹൈഡ്രജൻ ഹീലിയം ആകുന്നതുവഴി മാറിയിട്ടുണ്ട്, അതിനാൽ തന്നെ നിലവിൽ സൂര്യന്റെ ഏറ്റവും ആന്തര ഭാഗത്ത് നിലവിൽ 60% ഹീലിയമുണ്ട്, ലോഹങ്ങളുടെ അളവിൽ മാറ്റം സംഭവിച്ചിട്ടില്ല. ആ ഭാഗങ്ങളിൽ വികിരണമാണ്‌ നടക്കുന്നത്, സം‌വഹനമല്ല. ആയതിനാൽ അണുസം‌യോജനത്തിന്റെ ഉല്പന്നങ്ങൾ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിലെത്തിച്ചേർന്നിട്ടില്ല.
1970 കളിൽ സൂര്യനിൽ ഇരുമ്പിന്റെ ഗ്രൂപ്പിൽപ്പെട്ട മൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യമറിയുവാനായി കുറേ ഗവേഷണങ്ങൾ നടന്നു. എങ്കിലും ഇരുമ്പ് ഗ്രൂപ്പിലെ മൂലകങ്ങൾ സ്വഭാവവിശേഷണങ്ങളിൽ നേർത്ത വ്യത്യാസം മാത്രം പ്രദർശിപ്പിക്കുന്നതിനാൽ 1978 വരെ വലിയ പുരോഗതിയുണ്ടായില്ല.
അടുത്ത് കാലത്ത് രൂപപ്പെടുത്തിയ സിദ്ധാന്തപ്രകാരം, 41,000 അല്ലെങ്കിൽ 1,00,000 വർഷങ്ങൾ വരെ ദൈർഘ്യത്തോടെ സൂര്യന്റെ കാമ്പിൽ കാന്തികപരമായ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകൾ സംഭവിക്കാറുണ്ട്. മിലങ്കോവിച്ച് ചക്രങ്ങളേക്കാൾ ഹിമയുഗങ്ങൾക്ക് വിശദീകരണം ഇതിനു നൽകാൻ കഴിയുമെന്ന് കരുതുന്നു.
1960 കളിലാണ്‌ ആദ്യമായി വലിയ തോതിൽ ഇരുമ്പ് ഗ്രൂപ്പ് മൂലകങ്ങളുടെ ഓസിലേറ്റർ സ്ട്രെങ്തിന്റ പട്ടിക തയ്യാറായത്, കുറച്ചു കൂടി മെച്ചപ്പെട്ട രീതിയിലുള്ള പട്ടിക 1976 ൽ തയ്യാറാക്കി. ഇരുമ്പിന്റെ ഗ്രൂപ്പിൽപ്പെട്ട മൂലകങ്ങളുടെ ഏക അയോണുകളുടെ സാന്നിദ്ധ്യം 1978 ൽ മനസ്സിലാകുകയും ചെയ്തു.