smcproject/ml-wiki-sentences huggingface dataset:
കൊറോണയിലെ ഈ താപനിലയെ വിശദീകരിക്കുന്ന സിദ്ധാന്തങ്ങളൊന്നും രൂപപ്പെടുത്തുവാൻ ഇതു വരെ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല, കാന്തിക പുനർബന്ധനവുമായി ബന്ധപ്പെട്ടു വരുന്നതാണ്‌ ഈ താപത്തിൽ കുറച്ചുഭാഗമെന്ന് അറിയാമെന്ന് മാത്രം.
സൂര്യനു ചുറ്റും സൗരകാറ്റിന്റെ പ്ലാസ്മയാൽ നിറഞ്ഞു നിൽക്കുന്ന ആവരണമാണ്‌ ഹീലിയോസ്ഫിയർ, 20 സൗര ആരം (0.1 AU) 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 (turbulence) 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.
കാന്തികക്ഷേത്രം സൂര്യന്റെ പ്ലാസ്മയിൽ രൂപപ്പെടുന്ന കാന്തികക്ഷേത്രം ഭ്രമണം ചെയ്ത് ഗ്രഹാന്തരമാധ്യമത്തിൽ വ്യാപിക്കുന്നതുവഴി സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്ന ഹീലിയോസ്ഫെറിക്ക് കറന്റ് ഷീറ്റ് സൗരയൂഥത്തിന്റെ അതിർത്തിവരെ എത്തുന്നു.
കാന്തികമായി സജീവമായ ഒരു നക്ഷത്രമാണ്‌ സൂര്യൻ.
വർഷാവർഷങ്ങളിൽ മാറികൊണ്ടിരിക്കുന്നതും ഒരോ സോളാർ മാക്സിമത്തിനോടുത്തും (ഏതാണ്ട് 11 വർഷങ്ങൾ കൂടുമ്പോൾ) 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.
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.
സൂര്യനിൽ നിന്നും വളരെയകന്നും സൗരകാന്തികക്ഷേത്രം വ്യാപിക്കുന്നുണ്ട്.
കാന്തീകരിക്കപ്പെട്ട സൗര പ്ലാസ്മ സൂര്യന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തെ ബഹിരാകശത്തേക്ക് വഹിച്ചുകൊണ്ടു പോകുന്നു, ഇത് ഗ്രഹാന്തര കാന്തികക്ഷേത്രത്തിന്റെ രൂപവത്കരണത്തിനു കാരണമാകുന്നു.
കാന്തികക്ഷേത്ര രേഖകൾക്കനുസരിച്ചു മാത്രമേ പ്ലാസ്മയ്ക്ക് സഞ്ചരിക്കാനാവൂ എന്നതിനാൽ ഗ്രഹാന്തര കാന്തികക്ഷേത്രം ആരംഭത്തിൽ അതിനനുസരിച്ച്  സൂര്യനിൽ നിന്നും അകന്നുപോകുന്നു.
സൗരമധ്യരേഖയ്ക്ക് മീതേയും കീഴെയുമുള്ള കാന്തികക്ഷേത്രങ്ങൾ സൂര്യനു നേരെയായും സൂര്യനിൽ നിന്നും പുറമേക്കുമായും വ്യത്യസ്ത പൊളാരിറ്റി ആയതിനാൽ സൗര മധ്യരേഖയുടെ തലത്തിൽ ഹീലിയോസ്ഫെറിക്ക് കറന്റ് ഷീറ്റ് എന്ന ഒരു നേർത്ത തലം രൂപപ്പെടുന്നു.
സൂര്യന്റെ ഭ്രമണം വഴി വലിയ ദൂരത്തേക്ക് കാന്തികക്ഷേത്രത്തേയും കറന്റ് ഷീറ്റിനേയും പിണച്ച് പാർക്കർ സർപ്പിളം എന്ന ആർക്കിമീഡിയൻ സർപ്പിളാകാരം സൃഷ്ടിക്കുന്നു.
ഇരട്ട ധ്രുവങ്ങളോട് കൂടിയ സൗരകാന്തികക്ഷേത്രത്തേക്കാൾ ശക്തമാണ്‌ ഗ്രഹാന്തര കാന്തികക്ഷേത്രം.
പ്രഭാമണ്ഡലത്തിൽ 50–400 μT ഉള്ള ഇരട്ടധ്രുവ കാന്തികക്ഷേത്രം ദൂരത്തിന്റെ ഘനനിരക്കിൽ കുറയുന്നു, ഭൂമിയുടെ അത്ര അകലെത്തെത്തുമ്പോൾ 0.1 nT ആണ്‌ അതിന്റെ ശക്തി.
പക്ഷേ ഭൂമിയുടെ സമീപമുള്ള ഗ്രഹാന്തര കാന്തികക്ഷേത്രം 5 nT ആണ്‌.
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 (സൂര്യന്റെ ഏതാണ്ട് 1 ശതമാനം), കാർബൺ (0.3%), നിയോൺ (0.2%), ഇരുമ്പ് (0.2%) എന്നിവയാണ്‌.
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 (മറ്റ് മൂലകങ്ങൾ) എന്ന നിലയിലായിരുന്നു പ്രാഗ്നക്ഷത്രമായിരുന്ന സൂര്യന്റെ രാസഘടകങ്ങൾ.
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.
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.
ഇരുമ്പിന്റെ ഗ്രൂപ്പിൽപ്പെട്ട മൂലകങ്ങളുടെ ഏക അയോണുകൾ
1970 കളിൽ സൂര്യനിൽ ഇരുമ്പിന്റെ ഗ്രൂപ്പിൽപ്പെട്ട മൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യമറിയുവാനായി കുറേ ഗവേഷണങ്ങൾ നടന്നു.
എങ്കിലും ഇരുമ്പ് ഗ്രൂപ്പിലെ മൂലകങ്ങൾ സ്വഭാവവിശേഷണങ്ങളിൽ നേർത്ത വ്യത്യാസം മാത്രം പ്രദർശിപ്പിക്കുന്നതിനാൽ (Hyperfine structure) 1978 വരെ വലിയ പുരോഗതിയുണ്ടായില്ല.
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.
സൗരചക്രങ്ങൾ സൗരകളങ്കങ്ങളും സൗരകളങ്ക ചക്രവും കഴിഞ്ഞ 30 വർഷക്കാലത്തിൽ സൗരചക്രങ്ങളിൽ വന്ന മാറ്റങ്ങൾ
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 (coronal mass ejections) കാരണമാകുന്നു.
ഏറ്റവും വലിയ സൗരകളങ്കങ്ങൾ ആയിരക്കണക്കിന്‌ കിലോമീറ്ററുകൾ വരെ വിസ്താരമുള്ളവയായിരിക്കും.
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.
സൗരചക്രത്തിൽ മുന്നോട്ട് പോകുന്തോറും സൗരകളങ്കങ്ങളുടെ എണ്ണം വർദ്ധിക്കുകയും അവ മധ്യരേഖയോട് അടുക്കുകയും ചെയ്യുന്നു, ഈ പ്രതിഭാസം സ്പ്യൂറേർസ് നിയമം (Spörer's law) 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.
കഴിഞ്ഞ 250 വർഷക്കാലത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ട സൗരകളങ്കളുടെ വിവരങ്ങൾ, പതിനൊന്നു വർഷത്തോളം ദൈഘ്യമുള്ള സൗരചക്രങ്ങൾ ഇതിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു.
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.
ദൈർഘ്യമുള്ള ചക്രങ്ങളുടെ സാധ്യത
അടുത്ത് കാലത്ത് രൂപപ്പെടുത്തിയ സിദ്ധാന്തപ്രകാരം, 41,000 അല്ലെങ്കിൽ 1,00,000 വർഷങ്ങൾ വരെ ദൈർഘ്യത്തോടെ സൂര്യന്റെ കാമ്പിൽ കാന്തികപരമായ ഏറ്റക്കുറച്ചിലുകൾ സംഭവിക്കാറുണ്ട്.
മിലങ്കോവിച്ച് ചക്രങ്ങളേക്കാൾ (Milankovitch cycles) ഹിമയുഗങ്ങൾക്ക് വിശദീകരണം ഇതിനു നൽകാൻ കഴിയുമെന്ന് കരുതുന്നു.
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.
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.
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 (Asymptotic giant branch) എന്ന ഗണത്തിൽ പ്രവേശിക്കും.
സൂര്യന്റെ ജീവിതചക്രം; വലിപ്പങ്ങൾ ആനുപാതികമല്ല.
ആ അവസരത്തിൽ ഭൂമിയുടെ അവസ്ഥ വളരെ മോശമായിരിക്കും, ഭീമൻ രൂപത്തിലാകുന്നതോടെ സൂര്യന്റെ  വ്യാസാർദ്ധം 250 മടങ്ങ് വർദ്ധിച്ച് ഭൂമിയുടെ പരിക്രമണപഥം കടക്കും.
അസിം‌പ്റ്റോട്ടിക്ക് ജയന്റ് ബ്രാഞ്ച് നക്ഷത്രം ആകുന്നതോടെ സൗരക്കാറ്റുകൾ വഴി പിണ്ഡത്തിന്റെ 30 ശതമാനം നഷ്ടപ്പെട്ടിരിക്കും, അതു കാരണം ഗ്രഹങ്ങളുടെ പരിക്രമണപഥങ്ങൾ പുറത്തേക്ക് വികസിക്കും.
അങ്ങനെയാണെങ്കിൽ ഭൂമി പൂർണ്ണമായി നശിക്കില്ല, പക്ഷേ വലിവു പ്രവർത്തനങ്ങൾക്ക് വിധേയമായി സൂര്യൻ ഭൂമിയെ വിഴുങ്ങുമെന്നാണ്‌ പുതിയ ഗവേഷണങ്ങൾ കാണിക്കുന്നത്.
പൂർണ്ണമായി കത്തിയെരിയുന്നതിൽ നിന്നും രക്ഷപ്പെടുകയാണെങ്കിലും അത്യധികമായ താപം വഴി ഭൂമിയിലെ ജലം മുഴുവനും ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെട്ട് നഷ്ടപ്പെടും, അന്തരീക്ഷത്തിന്റെ സിംഹഭാഗവും ബഹിരാകാശത്തേക്ക് രക്ഷപ്പെടും.
സത്യത്തിൽ നിലവിലെ മുഖ്യശ്രേണിയിലെ അവസ്ഥയിലും ഒരോ നൂറ് കോടി വർഷത്തിലും 10% എന്ന നിരക്കിൽ സൂര്യന്റെ തിളക്കം വർദ്ധിക്കുന്നുണ്ട്.
ഉപരിതല താപനിലയും പതുക്കെ ഉയരുന്നുണ്ട്.
മുൻപ് സൂര്യന്റെ തിളക്കം ഇന്നുള്ളതിലും കുറവായിരുന്നു, അതായിരിക്കാം നൂറ് കോടി വർഷത്തിനുള്ളിൽ മാത്രമായി ഭൂമിയിൽ ജീവൻ ആരംഭിച്ചതിനുള്ള കാരണം.
അടുത്ത് നൂറ് കോടി വർഷത്തിനുള്ളിൽതന്നെ സൗരതാപനിലയിൽ വലിയ വർദ്ധനവുണ്ടാകും, ഇത് ഭൂമിയിൽ ജലം ദ്രാവകരൂപത്തിൽ നിലകൊള്ളുന്നതിനെ പ്രതികൂലമായി ബാധിക്കുകയും എല്ലാ ജീവകണികകളുടേയും നാശത്തിലേക്ക് നയിക്കുകയും ചെയ്തേക്കാം.
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.
സൂര്യപ്രകാശം സൗരജ്വാല
ഭൂമിയിലെ ഊർജ്ജത്തിന്റെ പ്രാഥമിക സ്രോതസ്സ് സൂര്യനിൽ നിന്നും വരുന്ന പ്രകാശമാണ്‌.
ഭൂമിയിലെ ഒരു യൂണിറ്റ് സ്ഥലത്ത് സൂര്യൻ നേരിട്ട് നിക്ഷേപിക്കുന്ന പവർ ആണ്‌ സൗരസ്ഥിരാങ്കം (solar constant).
ഒരു സൗരസ്ഥിരാങ്കം 1,368 W/m 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 W/m 2 ആണ്‌.
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.
സൗരോർജ്ജം
സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള പ്രകാശവും ചൂടുമാണ് സൗരോർജ്ജം സൗരോർജ്ജം ഉപയോഗിച്ച് നമുക്ക് വൈദ്യുതി ഉല്പാദനം സാധ്യമാണ്.
സൗരവികിരണവും അതിന്റെ അതിന്റെ ഫലമായുള്ള കാറ്റ്, തിരമാല, ജലവൈദ്യുതി, ജൈവാവശിഷ്ടം തുടങ്ങിയവയെല്ലാം പുനരുപയോഗ ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സുകളിൽപ്പെടുന്നു.
സൗരോർജ വിമാനം വികസിപ്പിക്കാനുള്ള യൂറോപ്യൻ പദ്ധതിയാണ് സോളാർ ഇംപൾസ് പദ്ധതി താരാപഥത്തിനുള്ളിലെ സ്ഥാനവും ചലനവും സൗരയൂഥത്തിന്റെ ബാരിസെന്ററിന്റെ സൂര്യന്‌ ആപേക്ഷികമായുള്ള ചലനം.
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 (25,000–28,000 പ്രകാശവർഷങ്ങൾ) ദൂരത്തിലാണ്‌ ഈ സ്ഥാനം.
ജെമിംഗ (Geminga) എന്ന നക്ഷത്രത്തിന്റെ സൂപ്പർനോവ സൃഷ്ടിച്ചിരിക്കാൻ സാധ്യതയുള്ള ലോക്കൽ ബബിൾ (Local Bubble) എന്ന വാതക കുമിളയ്ക്കകത്താണ്‌ സൂര്യൻ ഉള്ളത്.
ക്ഷീരപഥത്തിൽ ഇതിനു പുറത്തുള്ള ഭുജത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം 6,500 പ്രകാശവർഷങ്ങളാണ്‌.
ക്ഷീരപഥത്തിൽ സൗരയൂഥം നിലകൊള്ളുന്ന മേഖലയെ ശാസ്ത്രജ്ഞർ ആവാസയോഗ്യ മേഖല (habitable zone) എന്നു വിളിക്കുന്നു.
ക്ഷീരപഥത്തിനകത്ത് സഞ്ചരിക്കുന്ന ദിശയുടെ മുനമ്പ് സോളാർ ഏയ്പെക്സ് (solar apex) 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.
താരാപഥകേന്ദ്രത്തിനു ചുറ്റുമുള്ള സൂര്യന്റെ പരിക്രമണം ഏതാണ്‌ ദീർഘവൃത്തപാതയിലൂടെയായിരിക്കുമെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു, താരാപഥ ഭുജങ്ങൾ, ദ്രവ്യത്തിന്റെ അനിയത വിതരണങ്ങൾ എന്നിവ കാരണമായി പാതയിൽ അല്പസ്വല്പം ചാഞ്ചാട്ടം ഉണ്ടായേക്കാം.
കൂടാതെ താരാപഥ തലത്തിൽ സൂര്യൻ ആന്ദോളനം ചെയ്യുന്നുണ്ട് ഇത് ഒരു പരിക്രമണത്തിന്‌ ഏതാണ്ട് 2.7 തവണ എന്ന നിരക്കിലാണിത്.
ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയുള്ള താരാപഥ ഭുജങ്ങളിലൂടെ കടന്നു പോകുമ്പോൾ ഉൽക്കാവർഷവും കൂട്ടിയിടിയും കൂടുതലായിരിക്കാമെന്നതിനാൽ അത്തരം കാലഘട്ടങ്ങളിൽ ഭൂമിയിൽ വലിയ ജീവനാശം സംഭവിക്കാൻ കാരണമാകും എന്ന വാദമുണ്ട്.
സൗരയൂഥം ക്ഷീരപഥത്തിനു ചുറ്റും ഒരു പരിക്രമണം പൂർത്തിയാക്കാൻ 22.5-25 കോടി വർഷങ്ങൾ എടുക്കും.
ഇതുപ്രകാരം സൂര്യൻ ഇതുവരെ 20 മുതൽ 25 വരെ തവണ മാത്രമേ പരിക്രമണം നടത്തിയിട്ടുണ്ടാകൂ.
സെക്കന്റിൽ 251 km എന്ന വേഗതയിലാണ്‌ സൗരയൂഥം താരാപഥകേന്ദ്രത്തെ വലം വയ്ക്കുന്നത്.
ഈ വേഗതയിൽ ഒരു പ്രകാശവർഷം സഞ്ചരിക്കുവാൻ 1,400 വർഷങ്ങൾ എടുക്കും, ഒരു ആസ്ട്രോണമിക്കൽ യൂണിറ്റ് സഞ്ചരിക്കുവാൻ എട്ട് ദിവസവും.
സൈദ്ധാന്തികമായ പ്രശ്നങ്ങൾ സൗര ന്യൂട്രിനോ പ്രശ്നം
സൂര്യനിൽ നിന്നും വരുന്ന ഇലക്ട്രോൺ ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം കുറേ വർഷങ്ങളോളം ഭൂമിയിലെ ഡിറ്റക്റ്ററുകളുപയോഗിച്ച് കണക്കാക്കിയപ്പോൾ ലഭിച്ചിരുന്നത് സ്റ്റാൻഡേർഡ് സോളാർ മോഡൽ ഉപയോഗിച്ച് കണക്കുകൂട്ടിയതിന്റെ മൂന്നിലൊന്നു മുതൽ പകുതിവരെ മാത്രമായിരുന്നു.
ഈ വിചിത്രമായ ഫലമാണ്‌ സൗര ന്യൂട്രിനോ പ്രശ്നം എന്ന പേരിൽ അറിയപ്പെട്ടത്.
സിദ്ധാന്തങ്ങൾ പ്രധാനമായും രണ്ടുവിധത്തിലാണ്‌ ഈ പ്രശ്നത്തെ പരിഹരിക്കാൻ ശ്രമിച്ചത്, കുറഞ്ഞ ന്യൂട്രിനോ ബലരേഖകൾക്ക് കാരണം സൗരാന്തർഭാഗത്തെ കുറഞ്ഞ താപനിലയാണെന്നതായിരുന്നു അതിലൊന്ന്, ഇലക്ട്രോൺ ന്യൂട്രിനോകൾക്ക് ആന്ദോളനം ചെയ്യാനാവും അതുവഴി അവ സൂര്യനിൽ നിന്നും ഭൂമിയിലേക്കുള്ള സഞ്ചാരമധ്യേ ടൗ, മ്യുഓൺ ന്യൂട്രിനോകളായി മാറുന്നു എന്നതായിരുന്നു മറ്റൊന്ന്.
സൗര ന്യൂട്രിനോ ബലരേഖകൾ കൃത്യമായി അളക്കുന്നതിന്‌ 1980 കളിൽ സഡ്ബറി ന്യൂട്രിനോ ഒബ്സെർവേറ്ററി, കമിയോകാൻഡെ തുടങ്ങി നിരവധി ഡിറ്റക്റ്ററുകൾ തയ്യാറാക്കപ്പെട്ടിരുന്നു.
അവയിൽ നിന്നുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങൾ  ന്യൂട്രിനോകൾക്ക് വളരെ ചെറിയ ഒരു നിശ്ചലപിണ്ഡമുണ്ടെന്നും അവ ആന്ദോളനം ചെയ്യുന്നുണ്ടെന്നുമുള്ള വസ്തുതകളിലേക്ക് വിരൽ ചൂണ്ടുന്നവയായിരുന്നു.
2001 ൽ സഡ്ബറി ന്യൂട്രിനോ ഒബ്സെർവേറ്ററി ഉപയോഗിച്ച് മൂന്നു തരത്തിലുമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളെ നേരിട്ട് ഡിറ്റക്റ്റ് ചെയ്യുവാൻ സാധിക്കുകയുണ്ടായി, ആ നിരീക്ഷണപ്രകാരം സൂര്യനിൽ നിന്നും വരുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ അളവ് സ്റ്റാൻഡാർഡ് സോളാർ മോഡൽ പ്രകാരമുള്ളത് തന്നെയാണെന്ന് കണ്ടെത്തുകയും ചെയ്തു, ഡിറ്റക്റ്റ് ചെയ്ത ന്യൂട്രിനോകളുടെ മൂന്നിലൊരു ഭാഗം ഇലക്ട്രോൺ ന്യൂട്രിനോകളുമായിരുന്നു.
ഇതെല്ലാം ദ്രവ്യങ്ങളിൽ ന്യൂട്രിനോകളുടെ ആന്ദോളനം വിശദീകരിക്കുന്ന മിഖിയേവ്-സിമിമോവ്-വോൾഫെൻസ്റ്റീൻ പ്രഭാവം പ്രകാരം യോജിക്കുന്ന തരത്തിലുമായിരുന്നു.
അതോടെ സൗര ന്യൂട്രിനോ പ്രശ്നം പരിഹരിക്കപ്പെട്ടതായി കണക്കാക്കപ്പെട്ടു.
കൊറോണ തപീകരണ പ്രശ്നം
സൂര്യന്റെ പ്രകാശം പുറപ്പെടുന്ന ഉപരിതലമായ പ്രഭാമണ്ഡലത്തിലെ താപനില ഏതാണ്ട് 6,000 കെൽ‌വിനാണ്.
ഇതിനു മുകളിലാണ് സൂര്യന്റെ കൊറോണ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്, കോറോണയിലെ താപനില 10-20 ലക്ഷം കെൽവിൻ വരെയായി ഉയരുന്നുണ്ട്.
പ്രഭാമണ്ഡലത്തിൽ നിന്നും നേരിട്ടുള്ള സം‌വഹനം വഴിയല്ലാതെ എന്തോ ഒന്ന് കൊറോണയെ ചൂടുപിടിപ്പിക്കുന്നുണ്ടെന്നാണ് അവിടെയുള്ള ഉയർന്ന താപനില സൂചിപ്പിക്കുന്നത്.
പ്രഭാമണ്ഡലത്തിനടിയിലുള്ള സം‌വഹനമേഖലയിലെ പ്രക്ഷുബ്ധ ചലനങ്ങളാണ് കൊറോണയിലെ താപം വർദ്ധിപ്പിക്കുവാനാവശ്യമായ ഊർജ്ജം നൽകുന്നതെന്നാണ് കരുതപ്പെടുന്നത്, പ്രധാനമായും രണ്ട് പ്രവർത്തനങ്ങളെയാണ്‌ കൊറോണ തപീകരണത്തെ വിശദീകരിക്കാൻ മുന്നോട്ട് വയ്ക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്നത്.
ഒന്നാമത്തേത് തരംഗ താപീകരണമാണ്‌, സം‌വഹന മേഖലയിലെ പ്രക്ഷുബ്ധ ചലനങ്ങൾ ഉല്പാദിപ്പിക്കുന്ന ഗുരുത്വം അല്ലെങ്കിൽ മാഗ്നെറ്റോഹൈഡ്രോഡൈനാമിക്ക് തരംഗങ്ങൾ വഴി.
ഈ തരംഗങ്ങൾ മുകൾഭാഗത്തേക്ക് സഞ്ചരിക്കുകയും കൊറോണയിൽ വ്യാപിച്ച് അവിടെയുള്ള വാതകങ്ങളിൽ ഊർജ്ജം താപത്തിന്റെ രൂപത്തിൽ നിക്ഷേപിക്കുന്നു.
മറ്റൊന്ന് കാന്തിക താപീകരണമാണ്‌, ഫോട്ടോസ്ഫെറിക്ക് ചലനങ്ങളാലും കാന്തിക പുനർബന്ധനം വഴി സൃഷ്ടിക്കപ്പെടുന്ന പലവലിപ്പത്തിലുള്ള സൗരജ്വാലകൾ വഴിയും സ്വതന്ത്രമാക്കപ്പെടുന്ന ഊർജ്ജം വഴിയുള്ള താപീകരണം.
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.
പ്രായം കുറഞ്ഞ സൂര്യന്റെ തിളക്കമില്ലായ്മ പ്രശ്നം
സൈദ്ധാന്തികമായി തയ്യാറാക്കിയ സൂര്യന്റെ മാതൃകകൾ പ്രകാരം 380 കോടി വർഷം മുൻപ് മുതൽ 250 കോടി വർഷം മുൻപ് വരെ, അതായത് ആർക്കീയൻ കാലഘട്ടത്തിൽ (Archean period), 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.
നിലവിലെ ക്രമരാഹിത്യങ്ങൾ
ഇപ്പോഴും ചില കാര്യങ്ങളിൽ സൂര്യൻ പ്രതീക്ഷിക്കുന്നതിൽ നിന്ന് വിഭിന്നമായി പെരുമാറാറുണ്ട്.
കഴിഞ്ഞ രണ്ട് ദശകങ്ങളായി സൗരക്കാറ്റിന്റെ വേഗതയിൽ മൂന്ന് ശതമാനവും, താപനിലയിൽ 13 ശതമാനവും സാന്ദ്രതയിൽ 20 ശതമാനവും കുറവുവന്നിട്ടുണ്ട്.
സൂര്യന്റെ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിലും വലിയ കുറവ് നിലവിലുണ്ട്.
ഇതു കാരണം സൗരയൂഥത്തെ പൊതിഞ്ഞു നിൽക്കുന്ന ഹീലിയോസ്ഫിയർ ചുരുങ്ങിയിരിക്കുന്നു.
തൽഫലമായി ഭൂമിയിലും ഭൗമാന്തരീക്ഷത്തിലും എത്തിച്ചേരുന്ന കോസ്മിക് കിരണങ്ങളുടെ അളവ് വർദ്ധിച്ചിട്ടുണ്ട്.
നിരീക്ഷണ ചരിത്രം മുൻകാല ധാരണകൾ
ചക്രവാളത്തിലെ ഏറ്റവും പ്രകാശമേറിയ വസ്തു എന്ന നിലക്ക് മനുഷ്യൻ വളരെയധികം സൂര്യനെ ശ്രദ്ധിച്ചു.
അതിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യം പകലും അസാന്നിദ്ധ്യം രാവും സൃഷ്ടിക്കുന്നതും അവൻ നിരീക്ഷിച്ചു.
ചരിത്രാതീത കാലത്തേയും പുരാതന കാലത്തേയും സംസ്കാരങ്ങൾ സൂര്യനെ ഒരു ദേവനായി കരുതിയിരുന്നു.
സൂര്യനെ ആരാധിക്കുക എന്നത് പല സമൂഹങ്ങളിലും നിലനിന്നിരുന്നു, ഭാരതീയർ, ഇൻകന്മാർ, ആസ്ടെക്കുകൾ എന്നിവർ ഇങ്ങനെ സൂര്യനെ ആരാധിച്ചിരുന്നവരാണ്‌.
പല പുരാതന നിർമ്മിതികളും സൗരപ്രതിഭാസങ്ങളെ ഉദ്ദേശിച്ച് നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്.
അയനാന്തങ്ങൾ കൃത്യമായി കാണിക്കുന്ന ശിലാനിർമ്മിതികളും ലോകത്തിന്റെ പലഭാഗത്തും നിർമ്മിക്കപ്പെട്ടു.
ഈജിപ്റ്റിലെ നബ്ത പ്ലായ (Nabta Playa) മാൾട്ടയിലെ നജ്ദ്ര (Mnajdra) ഇംഗ്ലണ്ടിലെ സ്റ്റോൺഹെഞ്ച് എന്നിവിടങ്ങളിലുള്ളത് ഇത്തരം ശിലാനിർമ്മിതികളാണ്‌.
ഭൂമിയിൽ നിന്ന് നിരീക്ഷിക്കുമ്പോൾ ഒരു വർഷം കൊണ്ട് രാശിചക്രത്തിലൂടെ സഞ്ചാരം ഒരു തവണ പുർത്തികരിക്കുന്നതായി കാണപ്പെടുന്നു, ഇതനുസരിച്ച് ഗ്രീക്കുകാർ സൂര്യനെ ഏഴ് ഗ്രഹങ്ങളിലൊന്നായി കണക്കാക്കി.
ആഴ്ചയിലെ ഒരോ ദിവസത്തിനും ഏഴ് ഗ്രഹങ്ങളുടെ പേരുകളാണ്‌ പിന്നീട് പല സംസ്കാരങ്ങളും നൽകിയത്.
ശാസ്ത്രീയ അറിവിലുള്ള മുന്നേറ്റം
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.
സൂര്യന്റെ വികേന്ദ്രത മാറുന്നുണ്ടെന്ന് അൽ ബതാനിയെ പോലെയുള്ള മധ്യകാല അറേബ്യൻ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ കണ്ടെത്തിയിരുന്നു, വലിയ ആസ്ട്രോലാബ് ഉപയോഗിച്ച് ഇബ്നു യൂനുസ് വർഷങ്ങളോളമെടുത്ത് സൂര്യനെ നിരീക്ഷിച്ച് പതിനായിരത്തിൽ കൂടുതൽ നിരീക്ഷണങ്ങൾ രേഖപ്പെടുത്തുകയും 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.
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.
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.
ശേഷം 1904 വരെ ഇക്കാര്യത്തിൽ വലിയ പുരോഗതിയൊന്നുമുണ്ടായില്ല.
സൂര്യൻ പുറത്തുവിടുന്ന വികിരണങ്ങൾ അതിന്റെ അന്തർഭാഗത്തുള്ള ഏതെങ്കിലും താപോർജ്ജ സ്രോതസ്സിൽ നിന്നായിരിക്കാമെന്ന് അക്കാലത്ത് ഏണസ്റ്റ് റൂഥർഫോർഡ് അനുമാനിക്കുകയും, ആ സ്രോതസ്സ് റേഡിയോ ആക്റ്റീവ് ക്ഷയം ആയിരിക്കമെന്നും അദ്ദേഹം അഭിപ്രായപ്പെടുകയും ചെയ്തു.