stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
François Jacob
Sự nghiệp nghiên cứu

Năm 1961 Jacob và Jacques Monod nảy ra ý tưởng cho rằng việc kiểm soát các mức enzyme biểu hiện gen trong các tế bào là kết quả của việc điều chỉnh phiên mã của các chuỗi DNA. Các ý tưởng và thí nghiệm của họ đã tạo động lực cho việc xuất hiện lãnh vực sinh học phát triển của phân tử, và nhất là của sự điều chỉnh phiên mã (transcriptional regulation).
Trong nhiều năm người ta đã biết rằng tế bào vi khuẩn và những tế bào khác có thể đáp ứng với các điều kiện bên ngoài bằng việc điều chỉnh các mức enzyme chuyển hóa (metabolic enzyme) chủ yếu của chúng, và hoạt động của những enzyme này. Chẳng hạn như, nếu một vi khuẩn ở trong một broth (tương đương món súp) chứa lactoza, thay cho glucose đường đơn giản hơn, nó sẽ tự thích nghi với nhu cầu để:
Nhập lactoza
Chẻ lactoza thành những thành phần glucose và galactose
Biến galactose thành glucose.
Người ta cũng biết rằng chính việc các tế bào gia tăng sản xuất các enzyme đã làm những bước này khi hướng về lactoza, thay vì lúc nào cũng sản xuất lãng phí những enzyme này. Các nghiên cứu về việc kiểm soát hoạt động của enzyme được tiến hành nhờ các lý thuyết về tác động dị lập thể (allosteric) của các phân tử nhỏ lên chính phân tử enzyme (mở hoặc tắt nó), tuy nhiên thời đó đã không biết rõ phương pháp kiểm soát việc sản xuất enzyme.
Với việc xác định sớm cấu trúc và tầm quan trọng chủ yếu của DNA, đã trở nên rõ ràng là mọi protein đều được sản xuất theo một cách từ mã gen của chúng, và rằng bước này có thể tạo ra một điểm kiểm soát then chốt. Jacob và Monod đã có những phát hiện về lý thuyết và thí nghiệm quan trọng chỉ ra rằng trong trường hợp hệ thống lactoza nêu trên (trong vi khuẩn E. coli), có những protein đặc thù để ức chế việc phiên mã DNA sang sản phẩm của nó (RNA, mà lần lượt được giải mã thành protein).
Protein ức chế này được tạo ra trong mọi tế bào, kết nối trực tiếp với DNA ở gen mà nó kiểm soát, và ngăn ngừa trên thực tế bộ máy phiên mã không cho tiếp cận DNA. Trong sự hiện diện của lactoza, protein này trói buộc lactoza, làm cho lactoza không còn khả năng liên kết với DNA, và việc ức chế phiên mã được nâng lên. Bằng cách này, một vòng thông tin phản hồi mạnh được xây dựng cho phép bộ sản phẩm protein lactoza tiêu hóa chỉ được thực hiện khi cần thiết.
Việc điều chỉnh hoạt động của gen đã được mở rộng trong rất nhiều phân ngành sinh học phân tử. Các nhà nghiên cứu hiện nay tìm thấy các sự kiện điều chỉnh ở mọi mức độ có thể nhận thức được trong các quá trình thể hiện thông tin di truyền. Trong bộ gen tương đối đơn giản của men bánh mì, (saccharomyces cerevisiae), có 405 trong số 6.419 gen mã hóa protein tham gia trực tiếp vào việc kiểm soát phiên mã, so với 1.938 là enzyme.
Đời tư

Jacob kết hôn với Lise Bloch. Họ có bốn người con.
Năm 1999 Jacob tái hôn với Geneviève Barrier.
Giải thưởng và vinh dự

Giải Charles Léopold Mayer của Viện Hàn lâm Khoa học Pháp (1962)
Giải Nobel Sinh lý và Y khoa chung với André Lwoff và Jacques Monod (1965)
Viện sĩ Viện Hàn lâm Khoa học Pháp (1977)
Bắc Đẩu Bội tinh hạng nhất (1982)
Giải Lewis Thomas (1996)
Viện sĩ Viện Hàn lâm Pháp Ghế số 38 (1996)
Viện sĩ Viện hàn lâm châu Âu
Huân chương giải phóng
Mặt Trời
Đặc điểm

Mặt Trời là một ngôi sao thuộc dãy chính màu vàng chiếm khoảng 99,8% tổng khối lượng Hệ Mặt Trời. Nó là một hình cầu gần hoàn hảo, chỉ hơi dẹt khoảng chín phần triệu, có nghĩa đường kính cực của nó khác biệt so với đường kính xích đạo chỉ 10 km (6 dặm), bởi Mặt Trời tồn tại ở dạng trạng thái plasma và không rắn chắc do đó tốc độ quay (vận tốc góc) tại xích đạo nhanh hơn ở hai cực. Điều này được gọi là chuyển động không đồng tốc. Chu kỳ của chuyển động thực này xấp xỉ 25,6 ngày ở xích đạo và 33,5 ngày ở cực. Tuy nhiên, vì điểm quan sát thuận lợi luôn thay đổi khi Trái Đất quay quanh Mặt Trời nên chuyển động biểu kiến của ngôi sao này tại xích đạo là khoảng 28 ngày. Hiệu ứng ly tâm của chuyển động chậm này yếu hơn 18 triệu lần so với lực hấp dẫn tại xích đạo Mặt Trời. Hiệu ứng thủy triều của các hành tinh thậm chí còn yếu hơn, và không ảnh hưởng lớn tới hình dạng Mặt Trời.
Mặt Trời là một sao nhóm I, nhóm sao có nhiều nguyên tố nặng. Sự hình thành Mặt Trời có thể đã được bắt đầu từ các sóng xung kích từ một hay nhiều siêu tân tinh bên cạnh. Lý thuyết này được đưa ra do sự phong phú của nguyên tố nặng trong Hệ Mặt Trời, như vàng và uranium, khi so sánh với những sao có ít nguyên tố này thì gọi là Sao nhóm II (ít nguyên tố nặng). Các nguyên tố này theo khả năng có thể nhất đã được tạo ra bởi các phản ứng hạt nhân thu năng lượng trong một quá trình hình thành sao siêu mới, hay bởi sự biến đổi thông qua hấp thụ neutron bên trong một ngôi sao lớn thế hệ hai.
Cấu trúc của Mặt Trời không có ranh giới cụ thể như những hành tinh đá: ở phần phía ngoài của nó, mật độ các khí giảm gần như theo hàm mũ theo khoảng cách từ tâm. Tuy nhiên, cấu trúc bên trong của nó được xác định rõ ràng, như được miêu tả bên dưới. Bán kính Mặt Trời được đo từ tâm tới cạnh ngoài quang quyển. Đây đơn giản là lớp mà bên trên nó các khí quá lạnh hay quá mỏng để bức xạ một lượng ánh sáng đáng kể, và vì thế là bề mặt dễ quan sát nhất bằng mắt thường.
Phía trong Mặt Trời không thể được quan sát trực tiếp và chính Mặt Trời là vật chắn bức xạ điện từ. Tuy nhiên, tương tự như trong địa chất học sử dụng sóng do các trận động đất tạo ra để xác định cấu trúc bên trong của Trái Đất, ngành nhật chấn học (helioseismology) sử dụng các sóng ngoại âm (infrasound) đi xuyên qua phần trong Mặt Trời để đo và hình dung cấu trúc bên trong của ngôi sao. Mô hình máy tính về Mặt Trời cũng sử dụng một công cụ lý thuyết để xác định các lớp bên trong của nó.
Đặc điểm > Lõi mặt trời

Bài chi tiết: Lõi Mặt Trời
Lõi của Mặt Trời được coi là chiếm khoảng 0,2 tới 0,25 bán kính Mặt Trời. Nó có mật độ lên tới 150g/cm³ (150 lần mật độ nước trên Trái Đất) và có nhiệt độ gần 13.600.000 độ K (so với nhiệt độ bề mặt Mặt Trời khoảng 5.800 K). Những phân tích gần đây của phi vụ SOHO cho thấy tốc độ tự quay của lõi cao hơn vùng bức xạ. Trong hầu hết vòng đời của Mặt Trời, năng lượng được tạo ra bởi phản ứng tổng hợp hạt nhân thông qua một loạt bước được gọi là dãy p–p (proton–proton) (xem hình bên phải) để biến hydro thành heli. Chưa tới 2% heli được tạo ra trong Mặt Trời có từ chu trình CNO (Cacbon-Nitơ-Oxy). Lõi là vùng duy nhất trong Mặt Trời tạo ra một lượng đáng kể nhiệt thông qua phản ứng tổng hợp: phần còn lại của ngôi sao được đốt nóng bởi năng lượng truyền ra ngoài từ lõi. Tất cả năng lượng được tạo ra từ phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lõi phải đi qua nhiều lớp để tới quang quyển trước khi đi vào không gian dưới dạng ánh sáng Mặt Trời hay động năng của các hạt.
Tốc độ phản ứng tổng hợp hạt nhân phụ thuộc nhiều vào mật độ và nhiệt độ, vì tốc độ phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra ở lõi trong trạng thái cân bằng tự điều chỉnh: nếu tốc độ phản ứng hơi lớn hơn sẽ khiến lõi nóng lên nhiều và hơi mở rộng chống lại trọng lượng của các lớp bên ngoài, làm giảm tốc độ phản ứng và điều chỉnh sự nhiễu loạn; và nếu tốc độ hơi nhỏ hơn sẽ khiến lõi lạnh đi và hơi co lại, làm tăng tốc độ phản ứng và một lần nữa lại đưa nó về mức cũ. Các photon (tia gamma) nhiều năng lượng phát ra trong các phản ứng tổng hợp hạt nhân bị hấp thụ trong một plasma mặt trời chỉ vài millimét, và sau đó tái phát xạ theo hướng ngẫu nhiên (và ở mức năng lượng khá thấp)—vì thế cần một thời gian dài các bức xạ mới lên tới bề mặt Mặt Trời. Những ước tính về "thời gian di chuyển của photon" trong khoảng từ 10.000 tới 170.000 năm.
Sau chuyến du hành cuối cùng qua lớp đối lưu bên ngoài để tới "bề mặt" trong suốt của quang quyển, các photon thoát ra như ánh sáng khả kiến. Mỗi tia gamma trong lõi Mặt Trời được chuyển thành hàng triệu photon ánh sáng nhìn thấy được trước khi đi vào không gian. Các neutrino cũng được phát sinh từ các phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lõi, nhưng không giống như photon, chúng hiếm khi tương tác với vật chất, vì thế hầu như toàn bộ chúng thoát khỏi Mặt Trời ngay lập tức. Trong nhiều năm những đo đạc về số lượng neutrino do Mặt Trời tạo ra cho kết quả thấp hơn các dự đoán lý thuyết khoảng 3 lần. Sự không nhất quán này gần đây đã được giải quyết thông qua sự khám phá các hiệu ứng dao động neutrino. Vì trên thực tế Mặt Trời toả ra số lượng neutrino như các lý thuyết dự đoán, nhưng các máy dò tìm neutrino để lọt mất 2/3 trong số chúng bởi vì các neutrino đã thay đổi hương.
Đặc điểm > Vùng bức xạ

Bài chi tiết: Vùng bức xạ
Trong vùng từ 0,25 tới khoảng 0,7 bán kính Mặt Trời, vật liệu Mặt Trời đủ nóng và đặc đủ để bức xạ nhiệt chuyển được nhiệt độ từ trong lõi ra ngoài. Trong vùng này không có đối lưu nhiệt; tuy các vật liệu lạnh đi khi độ cao tăng lên (từ 7.000.000 °C tới khoảng 2.000.000 °C) làm gradient nhiệt độ này nhỏ hơn giá trị tỷ lệ khoảng đoạn nhiệt (adiabatic lapse rate) và vì thế không thể gây ra sự đối lưu. Nhiệt được truyền bởi sự bức xạ—ion của hydro và heli phát ra các photon, nó chỉ di chuyển một khoảng cách ngắn trước khi bị tái hấp thụ bởi các ion khác. Các photon thực tế bật lên rất nhiều lần xuyên qua vật chất đặc này tới mức một photon riêng lẻ mất khoảng một triệu năm để tới được lớp bề mặt, và vì thế, năng lượng chuyển ra ngoài rất chậm. Mật độ giảm sút hàng trăm lần (từ 20 g/cm³ xuống chỉ 0,2 g/cm³) từ đáy lên đỉnh vùng bức xạ.
Giữa vùng bức xạ và vùng đối lưu là một lớp chuyển tiếp được gọi là tachocline. Đây là vùng nơi có sự thay đổi mạnh giữa chuyển động xoay đồng tốc của vùng bức xạ và chuyển động chênh lệch của vùng đối lưu dẫn tới một sự trượt mạnh—một điều kiện nơi các lớp ngang giáp nhau trượt trên nhau. Các dạng chuyển động giống chất lỏng trong vùng đối lưu bên trên, dần biến mất từ đỉnh của lớp này xuống đáy của nó, phù hợp với các đặc điểm yên tĩnh của vùng bức xạ trên đáy. Hiện tại, có giả thuyết cho rằng một nguồn phát điện từ bên trong lớp này tạo ra từ trường của Mặt Trời.
Đặc điểm > Vùng đối lưu

Bài chi tiết: Vùng đối lưu
Trong lớp ngoài của Mặt Trời, từ bề mặt nó xuống xấp xỉ 200.000 km (hay 70% bán kính Mặt Trời), plasma Mặt Trời không đủ đặc hay đủ nóng để chuyển năng lượng nhiệt từ bên trong ra ngoài bằng bức xạ. Vì thế, đối lưu nhiệt diễn ra khi các cột nhiệt mang vật liệu nóng ra bề mặt (quyển sáng) của Mặt Trời. Khi vật liệu lạnh đi ở bề mặt, nó đi xuống dưới đáy vùng đối lưu, để nhận thêm nhiệt từ đỉnh vùng bức xạ. Ở bề mặt nhìn thấy được của Mặt Trời, nhiệt độ đã giảm xuống 5.700 K và mật độ chỉ còn 0,2 g/m³ (khoảng 1/10.000 mật độ không khí ở mực nước biển).
Các cột nhiệt trong vùng đối lưu tạo nên một dấu vết trên Mặt Trời, dưới hình thức hạt mặt trời (solar granulation) và siêu hột. Sự hỗn loạn đối lưu của bộ phận phía ngoài này của phần bên trong lòng Mặt Trời hình thành một máy phát điện "tỷ lệ nhỏ" xuất hiện tạo ra từ trường bắc và nam cực trên toàn bộ bề mặt Mặt Trời. Các cột nhiệt của Mặt Trời là các pin Bénard và vì thế thường có hình lăng trụ năm cạnh.
Đặc điểm > Quang quyển

Bài chi tiết: Quang cầu
Bề mặt nhìn thấy được của Mặt Trời hay quang quyển là lớp mà ở bên dưới nó, Mặt Trời trở nên mờ đục với ánh sáng nhìn thấy được. Trên quang quyển ánh sáng khả kiến của Mặt Trời tự do đi vào không gian, và năng lượng của nó thoát hoàn toàn khỏi Mặt Trời. Sự thay đổi trong độ mờ đục xảy ra vì sự giảm số lượng ion H−, mà chúng dễ dàng hấp thụ ánh sáng. Trái lại, ánh sáng khả kiến mà chúng ta nhìn thấy được tạo ra khi các electron phản ứng với các nguyên tử hydro để tạo ra các ion H−.
Quang quyển thực tế dày từ hàng chục tới hàng trăm kilômét, mờ hơn chút ít so với không khí trên Trái Đất. Bởi vì phần phía trên của quang quyển lạnh hơn phần phía dưới, hình ảnh Mặt Trời hiện lên sáng hơn ở trung tâm so với ở cạnh hay rìa của đĩa Mặt Trời, trong một hiện tượng được gọi là rìa tối (limb darkening). Ánh sáng Mặt Trời có phổ gần giống với quang phổ vật đen cho thấy một nhiệt độ khoảng 6.000 K (các vùng sâu có nhiệt độ tới 6.400 K trong khi những vùng nông hơn là 4.400 K), rải rác với các vạch hấp thụ nguyên tử từ các lớp loãng trên quang quyển. Quang quyển có mật độ hạt ~1023/m³ (khoảng 1% mật độ hạt của khí quyển Trái Đất ở mực nước biển).
Những nghiên cứu ban đầu về phổ quang học của quang quyển, một số vạch hấp thụ được tìm ra không tương ứng với bất kỳ một nguyên tố hoá học nào từng biết trên Trái Đất khi ấy. Năm 1868, Norman Lockyer đưa ra giả thuyết rằng các vạch hấp thụ đó là bởi một nguyên tố mới mà ông gọi là "heli", theo tên thần Mặt Trời Hy Lạp Helios. Mãi 25 năm sau, heli mới được phân lập trên Trái Đất.
Đặc điểm > Khí quyển

Các phần bên trên quang quyển của Mặt Trời được gọi chung là khí quyển Mặt Trời. Chúng có thể được quan sát bằng kính viễn vọng trên toàn bộ dãy phổ điện từ, từ sóng radio qua ánh sáng nhìn thấy được tới tia gamma, và gồm năm vùng chính: nhiệt độ tối thiểu, sắc quyển, vùng chuyển tiếp, vành nhật hoa, và nhật quyển. 
Nhật quyển, có thể được coi là khí quyển liên tục phía ngoài của Mặt Trời, mở rộng ra bên ngoài vượt quá cả quỹ đạo Sao Diêm Vương tới nhật mãn (heliopause), nơi nó hình thành một biên giới đường chấn động rõ rệt với không gian liên sao. Sắc quyển, vùng chuyển tiếp và vành nhật hoa nóng hơn nhiều so với bề mặt Mặt Trời. Lý do giải thích việc này vẫn chưa rõ ràng, bằng chứng cho thấy rằng các sóng Alfvén có thể có đủ năng lượng để làm nóng vành nhật hoa.
Đặc điểm > Khí quyển > Hàn quyển

Lớp lạnh nhất của Mặt Trời là vùng nhiệt độ tối thiểu nằm cách khoảng 500 km bên trên quanq quyển, với nhiệt độ cỡ 4.100 K. Phần này của Mặt Trời đủ lạnh để tồn tại các phân tử như carbon monoxit và nước, có thể được phát hiện bởi quang phổ hấp thụ của chúng.
Đặc điểm > Khí quyển > Sắc quyển (chromosphere)

Bên trên lớp nhiệt độ tối thiểu là một lớp dày khoảng 2.000 km, chủ yếu là quang phổ của các vạch hấp thụ và phát xạ. Nó được gọi là sắc quyển bắt nguồn từ từ chroma của Hy Lạp, có nghĩa màu sắc, bởi sắc quyển nhìn thấy được như một ánh sáng có màu ở đầu và cuối của các lần nhật thực toàn phần. Nhiệt độ của sắc quyển tăng dần cùng với độ cao, lên khoảng 20.000 K ở gần đỉnh. Ở phần phía trên của sắc quyển heli bị ion hoá một phần.
Đặc điểm > Khí quyển > Vùng chuyển tiếp

Bên trên sắc quyển có một vùng chuyển tiếp mỏng (khoảng 200  km ) trong đó nhiệt độ tăng nhanh từ khoảng 20.000 K ở thượng tầng sắc quyển lên tới nhiệt độ gần một triệu K tại miện. Nhiệt độ gia tăng dễ dàng bởi sự ion hoá toàn bộ heli trong vùng chuyển tiếp, làm giảm mạnh sự bức xạ làm nguội của plasma. Vùng chuyển tiếp không xảy ra ở một độ cao được xác định chính xác. Thực vậy, nó hình thành một kiểu quầng với các đặc tính kiểu sắc quyển như gai và sợi, và luôn chuyển động hỗn loạn. Vùng chuyển tiếp không dễ được quan sát thấy từ bề mặt Trái Đất, mà thực tế chỉ có thể được quan sát thấy từ vũ trụ bằng các dụng cụ nhạy cảm với thành phần tử ngoại của quang phổ.
Đặc điểm > Khí quyển > Vành nhật hoa

Vành nhật hoa kéo dài ra lớp khí quyển bên ngoài của Mặt Trời, nó có thể tích lớn hơn cả Mặt Trời. Vành nhật hoa liên tục mở rộng vào vũ trụ hình thành nên gió Mặt Trời, lấp đầy toàn bộ Hệ Mặt Trời. Vành nhật hoa hạ, rất gần bề mặt Mặt Trời, có mật độ phân tử khoảng 1015–1016/m³. Nhiệt độ trung bình của vành nhật hoa và gió Mặt Trời khoảng 1–2 triệu kelvin, tuy nhiên, trong những vùng nóng nhất nó khoảng 8–20 triệu kelvin. Tuy chưa tồn tại 1 lý thuyết đầy đủ để tính nhiệt độ vành nhật hoa, ít nhất một số lượng nhiệt của nó được biết có từ sự tái liên thông từ trường.
Đặc điểm > Khí quyển > Nhật quyển

Nhật quyển là khoảng trống xung quanh Mặt Trời, được lấp đầy bằng gió plasma Mặt Trời và kéo dài xấp xỉ khoảng 20 lần bán kính Mặt Trời (0,1 AU) ra các mép phía ngoài của Hệ Mặt Trời. Biên giới phía trong của nó được xác định là lớp mà tại đó luồng gió Mặt Trời trở thành siêu Alfvén — có nghĩa là nơi tốc độ luồng gió mặt trời trở nên nhanh hơn tốc độ của sóng Alfvén. Sự nhiễu loạn và các lực động lực học bên ngoài biên giới này không thể ảnh hưởng tới hình dạng của quầng Mặt Trời bên trong, bởi thông tin chỉ có thể di chuyển với tốc độ của các sóng Alfvén. Gió Mặt Trời đi ra bên ngoài liên tục xuyên qua nhật quyển, hình thành nên trường điện từ Mặt Trời trong hình dạng xoắn ốc Parker, cho tới khi nó va chạm với nhật mãn với khoảng cách hơn 50 AU từ Mặt Trời. Tháng 12 năm 2004, tàu vũ trụ Voyager 1 đã vượt qua một dải chấn được cho là một phần của nhật mãn. Cả hai tàu Voyager đều ghi nhận mức độ hạt năng lượng cao khi chúng tiếp cận biên giới.
Đặc điểm > Từ trường

Mặt Trời là một sao có hoạt động của từ trường. Nó có từ trường biến đổi mạnh mẽ hàng năm và đổi hướng sau mỗi 11 năm. Từ trường của Mặt Trời tăng lên gây ra một số hiệu ứng gọi chung là hoạt động của Mặt Trời bao gồm vết đen trên bề mặt của Mặt Trời, vết sáng Mặt Trời, và các bức xạ trong gió Mặt Trời, chúng mang vật chất vào trong hệ Mặt Trời. Các ảnh hưởng của hoạt động bức xạ này lên Trái Đất như cực quang ở các vĩ độ trung bình đến cao, và sự gián đoạn việc truyền sóng radio và điện năng. Hoạt động của Mặt Trời được cho là có vai trò quan rất lớn trong sự hình thành và tiến hóa của hệ Mặt Trời và làm thay đổi cấu trúc tầng điện ly của Trái Đất.
Tất cả vật chất trong Mặt Trời đều ở thể khí và plasma do có nhiệt độ cao. Điều này có thể làm cho vận tốc quay ở vùng xích đạo (khoảng 25 ngày) nhanh hơn ở các vùng có vĩ độ cao hơn (khoảng 35 ngày ở gần các cực). Vận tốc quay khác nhau ở các vĩ độ của Mặt Trời tạo ra các đường sức từ xoắn vào nhau theo thời gian, tạo ra các vòng hoa từ tường phun ra từ bề mặt của Mặt Trời và tạo ra các vết đen Mặt Trời và các tai lửa Mặt Trời (xem sự nối lại từ trường). Sự xoắn vào nhau này làm tăng quá trình phát sinh từ trường của Mặt Trời và gây ra sự đảo từ của Mặt Trời theo chu kỳ 11 năm.
Từ trường của Mặt Trời mở rộng ra ngoài ranh giới của nó. Plasma trong gió Mặt Trời bị từ hóa mang từ trường của Mặt Trời vào không gian tạo ra từ trường giữa các hành tinh. Vì plasma chỉ có thể chuyển động trên các đường sức từ, từ trường giữa các hành tinh được mở rộng xuyên tâm từ Mặt Trời ra ngoài không gian. Do trường từ ở trên và dưới xích đạo khác nhau về cực hướng vào và hướng ra khỏi Mặt Trời, nên tồn tại một lớp dòng điện mỏng trên mặt phẳng xích đạo được gọi là dải dòng điện nhật quyển (heliospheric current sheet). Ở khoảng cách lớn, sự quay của Mặt Trời xoắn từ trường và dải dòng này thành cấu trúc giống xoắn ốc Archimedes gọi là xoắn ốc Parker. Từ trường giữa các hành tinh mạnh hơn từ trường ở hai cực của Mặt Trời. Từ trường ở hai cực của Mặt Trời 50–400 μT (trong Quang quyển) giảm theo hàm mũ bậc ba của khoảng cách và đạt 0,1 nT ở Trái Đất. Tuy nhiên, theo các thăm dò từ tàu không gian cho thấy từ trường giữa các hành tinh ở vị trí của Trái Đất cao hơn khoảng 100 lần so với con số trên, vào khoảng 5 nT.
Thành phần hóa học

Mặt Trời được cấu tạo chủ yếu bởi các nguyên tố hydro và heli, các nguyên tố này chiếm tương ứng 74,9% và 23,8% khối lượng của Mặt Trời trong quang quyển. Các nguyên tố nặng hơn được gọi là kim loại trong thiên văn học, chiếm ít hơn 2% khối lượng Mặt Trời. Trong đó phổ biến nhất là oxy (chiếm gần 1% khối lượng Mặt Trời), cacbon (0,3%), neon (0,2%), và sắt (0,2%).
Thành phần hóa học của Mặt Trời thừa hưởng các nguyên tố từ vật chất giữa các sao khi nó hình thành: hydro và heli trong Mặt Trời được tạo ra từ tổng hợp hạt nhân Big Bang. Các kim loại này được tạo ra bởi tổng hợp hạt nhân sao khi kết thúc quá trình tiến hóa sao và trả các vật liệu của chúng về khoảng không giữa các sao trước khi Mặt Trời hình thành. Thành phần hóa học của quang quyển thường được xem là đại diện cho các thành phần của hệ Mặt Trời nguyên thủy. Tuy nhiên, khi Mặt Trời hình thành, heli và các nguyên tố nặng tích tụ trong quang quyển. Do đó, quang quyển ngày nay chứa ít heli và chỉ có khoảng 84% các nguyên tố nặng so với sao tổ tiên; sao tổ tiên có 71,1% hydro, 27,4% heli, và 1,5% kim loại.
Bên trong Mặt Trời, các phản ứng tổng hợp hạt nhân làm biến đổi thành phần của nó do hydro biến thành heli trong phản ứng nhiệt hạch, vì vậy phần trong cùng nhất của Mặt Trời hiện tại chỉ có khoảng 60% heli, còn hàm lượng kim loại phổ biến thì không đổi. Do phần bên trong Mặt Trời có hoạt động phóng xạ, chứ không phải đối lưu (xem cấu trúc ở trên), nên không có sản phẩm tổng hợp hạt nhân nào từ lõi đi vào quang quyển.
Các nguyên tố nặng phổ biến trong Mặt Trời mô tả bên trên được đo đạc đồng thời bằng quang phổ trong quang quyển và bằng các vật chất trong thiên thạch không bị nung chảy. Các thiên thạch này được cho là có chứa thành phần của ngôi sao tiền Mặt Trời và không bị ảnh hưởng bởi sự tích tụ các nguyên tố nặng. Đó là hai cách đo đạc được nhiều người đồng ý nhất.
Thành phần hóa học > Các nguyên tố nhóm sắt bị ion hóa

Trong thập niên 1970, nhiều nghiên cứu tập trung vào sự phong phú của các nguyên tố nhóm sắt trong Mặt Trời. Mặc dù các nghiên cứu này mang lại nhiều ý nghĩa, nhưng việc xác định sự phong phú của các nguyên tố nhóm sắt (như coban và mangan) vẫn còn là khó khăn vào thời điểm đó do các cấu trúc siêu mịn của chúng.
Một bộ hoàn chỉnh về độ mạnh dao động đầu tiên của các nguyên tố nhóm sắt bị ion hóa riêng lẻ được thực hiện thành công vào thập niên 1960, và được nâng cấp vào năm 1976. Năm 1978, sự phong phú về các nguyên tố thuộc nhóm sắt bị ion hóa đã được nhận dạng.
Thành phần hóa học > Quan hệ sự phân tầng khối lượng giữa hành tinh và Mặt Trời

Nhiều tác giả khác nhau đề cập đến sự tồn tại của mối quan hệ phân tầng khối lượng giữa các thành phần đồng vị của Mặt Trời và khí trơ trên các hành tinh, ví dụ như sự tương quan giữa thành phần đồng vị của hành tinh và Mặt Trời là Ne và Xe. Tuy nhiên, người ta tin rằng toàn bộ Mặt Trời có cùng thành phần như nhau trong khi bầu khí quyển của Mặt Trời vẫn trải rộng và ít nhất là đến năm 1983. Năm 1983, người ta cho rằng có sự phân tầng trên Mặt Trời, chính vì vậy đã tạo ra mối quan hệ phân tầng giữa các thành phần đồng vị của hành tinh và gió Mặt Trời là các khí hiếm.
Các chu kỳ trên Mặt Trời > Các vết đen Mặt Trời

Bài chi tiết: Vết đen Mặt Trời
Khi quan sát Mặt Trời bằng các bộ lọc thích hợp, các đặc điểm dễ nhận ra ngay đó là các vết đen Mặt Trời, chúng là các khu vực bề mặt được xác định rõ ràng bởi vì chúng tối hơn các khu vực xung quanh do nhiệt độ của chúng thấp hơn. Các vết đen này là những vùng có hoạt động từ trường mạnh, ở đây sự đối lưu được điều khiển bởi các trường từ mạnh, nhằm giải phóng năng lượng từ bên trong Mặt Trời lên bề mặt của nó. Trường từ làm nóng phần lõi, tạo thành các vùng hoạt động đây chính là nguồn gây ra vết lóa Mặt Trời (solar flare) và phóng thích vật chất vành nhật hoa (CME). Các vết đen lớn nhất có thể vươn xa hàng chục ngàn km.
Số lượng các vết đen có thể thấy được trên Mặt Trời thì không cố định, nhưng chúng thay đổi theo chù kỳ 11 năm hay còn gọi là chu kỳ Mặt Trời. Trong điều kiện bình thường, chỉ có vài vết đen có thể quan sát được, và hiếm khi quan sát được hết tất cả. Một số xuất hiện ở các vĩ độ lớn hơn. Khi diễn ra chu kỳ Mặt Trời, số lượng các vết đen tăng và chúng di chuyển gần hơn về phía xích đạo của Mặt Trời, hiện tượng này được miêu tả trong quy luật Spörer. Các vết đen luôn tồn tại thành cặp có cực từ đối nhau. Cực từ của vết đen xen kẽ mỗi chu kỳ Mặt Trời, vì thế nó sẽ là cực bắc từ trong một chu kỳ và sẽ là cực nam trong chu kỳ tiếp theo.
Chu kỳ Mặt Trời có ảnh hưởng lớn đến thời tiết không gian, và cũng như khí hậu trên Trái Đất do độ sáng có mối quan hệ trực tiếp với hoạt động từ trường. Cực tiểu hoạt động của Mặt Trời có xu hướng tương quan với nhiệt độ lạnh hơn, và lâu hơn so với các chu kỳ mặt trời trung bình có xu hướng tương quan đến nhiệt độ nóng hơn. Trong thế kỷ XVII, chu kỳ mặt trời dường như đã ngưng hoàn toàn trong vài thập kỷ; có rất ít vết đen được quan sát trong giai đoạn này. Cũng trong giai đoạn này, hay còn gọi là cực tiểu Maunder hay thời kỳ băng hà nhỏ, châu Âu đã trải qua thời kỳ nhiệt độ rất lạnh. Hoạt động cực tiểu vào thời kỳ trước đây được phát hiện thông qua việc phân tích vòng sinh trưởng của cây đã sinh sống vào thời gian nhiệt độ toàn cầu thấp hơn nhiệt độ trung bình.
Các chu kỳ trên Mặt Trời > Chu kỳ dài

Một giả thuyết gần đây nêu rằng từ trường không ổn định trong lõi của Mặt Trời tạo ra sự dao động với chu kỳ 41.000 hoặc 100.000 năm. Điều này có thể cung cấp các dữ kiện để giải thích về thời kỳ băng hà hơn là chu kỳ Milankovitch.