ดวงอาทิตย์

ดวงอาทิตย์ที่มองเห็นผ่านแผ่นกรองแสงอาทิตย์ ใส
ชื่อ	ซัน, โซล , [ 1 ]โซล , เฮลิออส[ 2 ]
คำคุณศัพท์	แสงอาทิตย์[ 3 ]
เครื่องหมาย
ข้อมูลการสังเกต
ระยะทางเฉลี่ยจากโลก	1  au 149,600,000 กม. 8 นาที 19 วินาทีความเร็วแสง[ 4 ]
ความสว่างทางสายตา	−26.74 ( V ) [ 5 ]
ขนาดสัมบูรณ์	4.83 [ 5 ]
การจำแนกสเปกตรัม	G2V [ 6 ]
ความเป็นโลหะ	Z = 0.0122 [ 7 ]
ขนาดเชิงมุม	0.527°–0.545° [ 8 ]
ลักษณะเฉพาะของวงโคจร
ระยะทางเฉลี่ยจากแกนกลาง ของ กาแล็กซีทางช้างเผือก	24,000 ถึง 28,000 ปีแสง[ 9 ]
ช่วงเวลากาแล็กซี	225–250 ล้านปี
ความเร็ว	โคจรรอบศูนย์กลางกาแล็กซี ด้วย ความเร็ว 251 กม./วินาที 20 กม./วินาทีไปยังย่านดาวฤกษ์ 370 กม./วินาทีถึงพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล[ 10 ]
ความเอียง	7.25° ( สุริยวิถี ) [ 5 ] 67.23° ( ระนาบกาแล็กซี )
ไรต์แอสเซนชันขั้วโลกเหนือ	286.13° (286° 7′ 48″) [ 5 ]
การเอียงของขั้วโลกเหนือ	+63.87° (63° 52′ 12"N) [ 5 ]
ระยะเวลาการหมุนรอบดวงดาว	25.05 วัน (เส้นศูนย์สูตร) 34.4 วัน (เสา) [ 5 ]
ความเร็วการหมุนรอบเส้นศูนย์สูตร	1.997 กม./วินาที[ 11 ]
ลักษณะทางกายภาพ
รัศมีเส้นศูนย์สูตร	695,700 กม. [ 12 ]109 × รัศมีโลก[ 11 ]
การทำให้แบนราบ	0.00005 [ 5 ]
พื้นที่ผิว	6.09 × 10 12  กม. 212,000 × พื้นที่ผิวโลก[ 11 ]
ปริมาณ	1.412 × 10 18  กม. 3 1,300,000 × ปริมาตรโลก
มวล	(1.988 475 ± 0.000 092 ) × 10 30  กก . [ 13 ] 332,950 × มวลโลก[ 5 ]
ความหนาแน่นเฉลี่ย	1.408 กรัม/ซม³0.255 × ความหนาแน่นของโลก[ 5 ] [ 11 ]
อายุ	4.6 พันล้านปี[ 14 ] [ 15 ]
แรงโน้มถ่วงพื้นผิวบริเวณเส้นศูนย์สูตร	274 ม./วินาที2 [ 5 ] 27.9  กรัม0 [ 11 ]
ปัจจัยโมเมนต์ความเฉื่อย	~0.059 [ 5 ]
ความเร็วหลุดพ้นจากพื้นผิว	617.7 กม./วินาที 55 เท่าของความเร็วหลุดพ้นจากโลก[ 11 ]
อุณหภูมิ	15,700,000  K (ศูนย์กลาง) [ 5 ] 5,772 K ( โฟโตสเฟียร์ ) [ 12 ] 5,000,000 K ( โคโรนา )
ความสว่าง	3.828 × 10 26  W [ 5 ] 3.75 × 10 28  lm ประสิทธิภาพ98 ลูเมน/วัตต์ 2.99 × 10 27  ซีดี 6.17 × 10⁹ lm  /m²
สี (BV)	0.656 [ 16 ]
ความสว่างเฉลี่ย	2.009 × 10 7  W·m −2 ·sr −1
องค์ประกอบของ โฟโตสเฟียร์ตามมวล	ไฮโดรเจน 73.46% ฮีเลียม 24.85% ออกซิเจน 0.77% คาร์บอน 0.29% ธาตุเหล็ก 0.16% นีออน 0.12% ไนโตรเจน 0.09% ซิลิคอน 0.07% แมกนีเซียม 0.05% ซัลเฟอร์ 0.04% [ 17 ]

ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่ตั้งอยู่ใจกลางระบบสุริยะมันเป็นทรงกลมขนาดใหญ่ของพลาสมา ที่ร้อนจัด ซึ่งได้รับความร้อนจนเปล่งแสงเนื่องจาก ปฏิกิริยา ฟิวชั่นนิวเคลียร์ในแกนกลาง และแผ่พลังงานจากพื้นผิวออกมาส่วนใหญ่เป็นแสงที่มองเห็นได้และรังสีอินฟราเรด โดยมีรังสี อัลตราไวโอเลต 10% ^{[ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] [ 21 ]}มันเป็นแหล่งพลังงานหลักสำหรับสิ่งมีชีวิตบนโลกดวงอาทิตย์ได้รับการเคารพนับถือในหลายวัฒนธรรมและเป็นหัวข้อหลักของการวิจัยทางดาราศาสตร์มาตั้งแต่สมัย โบราณ

ดวงอาทิตย์โคจรรอบศูนย์กลางกาแล็กซีที่ระยะห่าง 24,000 ถึง 28,000 ปีแสง ระยะ ห่างเฉลี่ยจากโลกประมาณ1.496 × 10⁸  กิโลเมตรหรือประมาณ 8 ^นาทีแสงระยะทางระหว่างดวงอาทิตย์กับโลกถูกนำมาใช้กำหนดหน่วยวัดความยาวที่เรียกว่าหน่วยดาราศาสตร์ (au) ซึ่งปัจจุบันกำหนดไว้ดังนี้149.597 8707 × 10⁶ ^{กิโลเมตร}มันเป็น วัตถุที่  ใหญ่ที่สุดและมีมวลมากที่สุดในระบบสุริยะเส้นผ่านศูนย์กลางของมันอยู่ที่ประมาณ1,391,400 กม . (มวลของดวงอาทิตย์ อยู่ที่ประมาณ 864,600 ไมล์ ทะเล ซึ่ง มากกว่ามวลของโลกประมาณ 109 เท่า มวลของดวงอาทิตย์นั้นมากกว่ามวลของโลกประมาณ 330,000 เท่า คิดเป็นประมาณ 99.86% ของมวลทั้งหมดของระบบสุริยะ มวลของชั้นผิวของดวงอาทิตย์ หรือโฟโตสเฟียร์ประกอบด้วยไฮโดรเจน (~73% ) และฮีเลียม (~25%) เป็นส่วนใหญ่ โดยมีธาตุหนักอื่น ๆ ในปริมาณ ที่ น้อยกว่ามาก ได้แก่ออกซิเจนคาร์บอนนีออนและเหล็ก

ดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้นเมื่อประมาณ 4.6 พันล้าน^{ปีก่อนจาก}การ ยุบตัว ของสสาร เนื่องจาก แรงโน้มถ่วง ภายในบริเวณหนึ่งของ เมฆโมเลกุล ขนาดใหญ่ สสารส่วนใหญ่ รวมตัวกันอยู่ที่ใจกลาง ส่วนที่เหลือแผ่ขยายออกเป็นแผ่นดิสก์โคจรซึ่งต่อมากลายเป็นระบบสุริยะ มวลใจกลางร้อนและหนาแน่นมากจนในที่สุดก็เริ่มปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์ในแกนกลางปัจจุบันดวงอาทิตย์ถูกจัดอยู่ในประเภทดาวฤกษ์ลำดับหลักแบบ G (G2V) ทุกวินาที แกนกลางของดวงอาทิตย์จะหลอมรวม ไฮโดรเจนประมาณ 600 พันล้านกิโลกรัม (กก.) ให้กลายเป็นฮีเลียม และเปลี่ยน สสาร 4 พันล้านกิโลกรัมให้เป็นพลังงาน

อีกประมาณ 4 ถึง 7 พันล้านปีข้างหน้า เมื่อปฏิกิริยาฟิวชันของไฮโดรเจนในแกนกลางของดวงอาทิตย์ลดลงจนถึงจุดที่ดวงอาทิตย์ไม่อยู่ในสภาวะสมดุลอุทก สถิตอีกต่อ ไป แกนกลางของดวงอาทิตย์จะมีความหนาแน่นและอุณหภูมิเพิ่มขึ้นอย่างมาก ซึ่งจะทำให้ชั้นนอกของดวงอาทิตย์ขยายตัว และในที่สุดจะเปลี่ยนดวงอาทิตย์ให้กลายเป็นดาวยักษ์แดงหลังจากช่วงดาวยักษ์แดงแล้ว แบบจำลองต่างๆ ชี้ว่าดวงอาทิตย์จะสลัดชั้นนอกทิ้งและกลายเป็นดาวฤกษ์ที่มีความหนาแน่นสูงและกำลังเย็นตัวลง (ดาวแคระขาว ) และจะไม่ผลิตพลังงานจากปฏิกิริยาฟิวชันอีกต่อไป แต่จะยังคงเปล่งแสงและปล่อยความร้อนจากปฏิกิริยาฟิวชันก่อนหน้านี้เป็นเวลาหลายล้านล้านปี หลังจากนั้น มีทฤษฎีว่ามันจะกลายเป็นดาวแคระดำที่ มีความหนาแน่นสูงมาก และปล่อยพลังงานออกมาน้อยมาก

คำภาษาอังกฤษsunพัฒนามาจาก คำ ภาษาอังกฤษโบราณsunneคำที่มีรากศัพท์เดียวกันปรากฏในภาษาเยอรมัน อื่นๆ รวมถึง ภาษา เวสต์ฟรี เซียน sinne , ภาษา ดัตช์zon , ภาษาเยอรมันต่ำSünn , ภาษา เยอรมันมาตรฐานSonne , ภาษา บาวาเรียSunna , ภาษานอร์สโบราณsunnaและภาษาโกธิกsunnōคำเหล่านี้ทั้งหมดมีรากศัพท์มาจาก ภาษา โปรโตเยอรมัน* sunnōn ^{[ 22 ] [ 23 ]}ซึ่งในที่สุดก็เกี่ยวข้องกับคำว่าดวงอาทิตย์ในสาขาอื่นๆ ของ ตระกูล ภาษาอินโด-ยุโรปแม้ว่าในกรณีส่วนใหญ่ จะพบรากศัพท์ นามที่มีlมากกว่า รากศัพท์ กรรมในnเช่นในภาษาละตินsōl , ภาษากรีกโบราณἥλιος ( hēlios ), ภาษาเวลส์haulและภาษาเช็กslunceรวมถึง (ด้วย *l > r ) ภาษาสันสกฤตस्वर् ( svár ) และภาษาเปอร์เซียخور ( xvar ) อันที่จริง รากศัพท์ lยังคงอยู่รอดในภาษาโปรโตเยอรมันเช่นกัน เช่น* sōwelanซึ่งก่อให้เกิดsauil ในภาษาโกธิก (ควบคู่ไปกับsunnō ) และsól ในภาษานอร์สโบราณ (ควบคู่ไปกับsunna ในภาษากวี ) และผ่านทางนี้จึงเกิดคำที่หมายถึงดวงอาทิตย์ในภาษาสแกนดิเนเวียสมัยใหม่ ได้แก่solในภาษาสวีเดนและเดนมาร์กsólในภาษาไอซ์แลนด์เป็นต้น^{[ 23 ]}

คำคุณศัพท์หลักสำหรับดวงอาทิตย์ในภาษาอังกฤษคือsunnyสำหรับแสงแดด และในบริบททางเทคนิคคือsolar ( / ˈ s oʊ l ər / ) ^{[ 3 ]} มาจาก ภาษาละตินsol ^{[ 24 ]}จากภาษากรีกheliosมาเป็นคำคุณศัพท์ที่หายากคือheliac ( / ˈ h iː l i æ k / ) ^{[ 25 ]}ในภาษาอังกฤษ คำภาษากรีกและละตินปรากฏในบทกวีในฐานะบุคลาธิษฐานของดวงอาทิตย์Helios ( / ˈ h iː l i ə s / ) และSol ( / ˈ s ɒ l / ) ^{[ 2 ] [ 1 ]}ในขณะที่ในนิยายวิทยาศาสตร์Solอาจใช้เพื่อแยกแยะดวงอาทิตย์จากดาวฤกษ์ดวงอื่น คำว่าsolที่ขึ้นต้นด้วยตัวพิมพ์เล็กsถูกใช้โดยนักดาราศาสตร์ดาวเคราะห์สำหรับระยะเวลาของวันสุริยะบนดาวเคราะห์ดวงอื่น เช่นดาวอังคาร^{[ 26 ]}

สัญลักษณ์ทางดาราศาสตร์ของดวงอาทิตย์คือวงกลมที่มีจุดตรงกลาง: ☉ ^{[ 27 ]}ใช้สำหรับหน่วยต่างๆ เช่นM _☉ ( มวลของดวงอาทิตย์ ), R _☉ ( รัศมีของดวงอาทิตย์ ) และL _☉ ( ความสว่างของดวงอาทิตย์ ) ^{[ 28 ] [ 29 ]}การศึกษาทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับดวงอาทิตย์เรียกว่าเฮลิโอโลยี^{[ 30 ]}

ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ลำดับหลักประเภท Gซึ่งประกอบด้วยมวลประมาณ 99.86% ของระบบสุริยะ^{[ 31 ]}ดวงอาทิตย์ถูกจัดอยู่ในประเภทดาวฤกษ์ G2 ^{[ 32 ]}หมายความว่าเป็นดาวฤกษ์ประเภท Gโดยที่ 2 บ่งชี้ว่าอุณหภูมิพื้นผิวอยู่ในช่วงที่สองของคลาส G มีความสว่างสัมบูรณ์ +4.83 ซึ่งคาดว่าสว่างกว่าดาวฤกษ์ประมาณ 85% ในทางช้างเผือกซึ่งส่วนใหญ่เป็นดาวแคระแดง [ ^{33 ] [ 34 ] มี}มวลมากกว่าดาวฤกษ์ 95% ภายในระยะ 7 pc (23 ปีแสง) ^{[ 35 ]} ดวงอาทิตย์เป็น ดาวฤกษ์ ประเภท Population I หรือ ดาวฤกษ์ที่อุดมไปด้วยธาตุหนัก^{[ b ] [ 36 ]} การก่อตัวของมันเมื่อประมาณ 4.6 พันล้านปีก่อนอาจถูกกระตุ้นโดยคลื่นกระแทกจากซูเปอร์ โนวาที่อยู่ใกล้เคียงหนึ่งดวงหรือมากกว่า^{[ 37 ] [ 38 ]}สิ่งนี้ได้รับการแนะนำโดยความอุดม สมบูรณ์ ของธาตุหนักในระบบสุริยะ เช่นทองคำและยูเรเนียมเมื่อเทียบกับความอุดมสมบูรณ์ของธาตุเหล่านี้ในดาวฤกษ์ที่เรียกว่าPopulation IIซึ่งมีธาตุหนักน้อย ธาตุหนักเหล่านี้น่าจะถูกสร้างขึ้นโดย ปฏิกิริยานิวเคลียร์ แบบดูด ความร้อน ระหว่างซูเปอร์โนวา หรือโดยการเปลี่ยนแปลงผ่านการดูดซับนิวตรอนภายในดาวฤกษ์รุ่นที่สองขนาดใหญ่^{[ 36 ]}

ดวงอาทิตย์ไม่มีขอบเขตที่แน่นอน แต่ความหนาแน่นของมันลดลงแบบเอกซ์โพเนนเชียลเมื่อความสูงเหนือโฟโตสเฟียร์เพิ่มขึ้น[ 39 ^{]เพื่อวัตถุประสงค์}ในการวัด รัศมีของดวงอาทิตย์ถือเป็นระยะทางจากศูนย์กลางถึงขอบของโฟโตสเฟียร์ ซึ่งเป็นพื้นผิวที่มองเห็นได้ของดวงอาทิตย์^{[ 40 ] ความ} กลมของดวงอาทิตย์คือความแตกต่างสัมพัทธ์ระหว่างรัศมีที่เส้นศูนย์สูตรและที่ขั้วเรียกว่าความแบน [ ^{41 ]}${\displaystyle R_{\textrm {eq}}}$${\displaystyle R_{\textrm {pol}}}$

$${\displaystyle \Delta _{\odot }=(R_{\textrm {eq}}-R_{\textrm {pol}})/R_{\textrm {pol}}.}$$

ค่านี้วัดได้ยาก การบิดเบือนของบรรยากาศหมายความว่าการวัดจะต้องทำบนดาวเทียม ค่าที่ได้มีขนาดเล็กมาก หมายความว่าต้องใช้เทคนิคที่แม่นยำมาก^{[ 42 ]}

ครั้งหนึ่งเคยมีการเสนอว่าความแบนของดวงอาทิตย์เพียงพอที่จะอธิบายการเคลื่อนที่ของจุดใกล้ดวงอาทิตย์ ที่สุดของดาวพุธ แต่ไอน์สไตน์เสนอว่าทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปสามารถอธิบายการเคลื่อนที่ดังกล่าวได้โดยใช้ดวงอาทิตย์ทรงกลม^{[ 42 ]}เมื่อมีการวัดความแบนของดวงอาทิตย์ด้วยความแม่นยำสูงผ่านทางหอดูดาว Solar Dynamics Observatory ^{[ 43 ]}และ ดาวเทียมPicard ^{[ 41 ]}ค่าที่วัดได้กลับน้อยกว่าที่คาดไว้เสียอีก^{[ 42 ]}8.2 × 10 ⁻⁶หรือ 8 ส่วนต่อล้าน การวัดเหล่านี้ระบุว่าดวงอาทิตย์เป็นวัตถุธรรมชาติที่ใกล้เคียงกับทรงกลมที่สมบูรณ์แบบที่สุดเท่าที่เคยสังเกตมา^{[ 44 ]}ค่าความแบนยังคงคงที่โดยไม่ขึ้นอยู่กับการเปลี่ยนแปลงของการแผ่รังสีจากดวงอาทิตย์^{[ 41 ]}ผลกระทบจากกระแสน้ำขึ้นลงของดาวเคราะห์นั้นอ่อนแอและไม่ส่งผลกระทบต่อรูปร่างของดวงอาทิตย์อย่างมีนัยสำคัญ^{[ 45 ]}

ดวงอาทิตย์หมุนเร็วขึ้นที่เส้นศูนย์สูตรมากกว่าที่ขั้วโลกการหมุนที่แตกต่างกันนี้เกิดจากการเคลื่อนที่แบบพาความร้อนเนื่องจากการถ่ายเทความร้อนและแรงโคริโอลิสเนื่องจากการหมุนของดวงอาทิตย์ ในกรอบอ้างอิงที่กำหนดโดยดวงดาว ระยะเวลาการหมุนโดยประมาณคือ 25.6 วันที่เส้นศูนย์สูตรและ 33.5 วันที่ขั้วโลก เมื่อมองจากโลกขณะที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ ระยะเวลาการหมุนที่ปรากฏของดวงอาทิตย์ที่เส้นศูนย์สูตรคือประมาณ 28 วัน^{[ 46 ]}เมื่อมองจากจุดสังเกตเหนือขั้วโลกเหนือ ดวงอาทิตย์จะหมุนทวนเข็มนาฬิการอบแกนหมุนของมัน^{[ c ] [ 47 ]}

จากการสำรวจระบบสุริยะที่คล้ายคลึงกันพบว่าดวงอาทิตย์ในยุคแรกหมุนเร็วกว่าปัจจุบันถึงสิบเท่า ซึ่งจะทำให้พื้นผิวของดวงอาทิตย์มีความเคลื่อนไหวมากขึ้น ปล่อยรังสีเอ็กซ์และรังสีอัลตราไวโอเลตออกมามากขึ้น และ จะมี จุดดวงอาทิตย์ปกคลุมไปทั่ว5%–30%ของพื้นผิว^{[ 48 ]}อัตราการหมุนค่อยๆ ช้าลงเนื่องจากการเบรกด้วยสนามแม่เหล็กเมื่อสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์มีปฏิสัมพันธ์กับลมสุริยะที่ ไหลออก ^{[ 49 ]}ร่องรอยของการหมุนดั้งเดิมที่รวดเร็วนี้ยังคงหลงเหลืออยู่ที่แกนกลางของดวงอาทิตย์ ซึ่งหมุนด้วยอัตราหนึ่งครั้งต่อสัปดาห์ สี่เท่าของอัตราการหมุนเฉลี่ยของพื้นผิว^{[ 50 ] [ 51 ]}

ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยธาตุไฮโดรเจนและฮีเลียม เป็นหลัก ในช่วงเวลานี้ของอายุขัยของดวงอาทิตย์ ธาตุทั้งสองนี้คิดเป็น 74.9% และ 23.8% ตามลำดับของมวลของดวงอาทิตย์ในชั้นโฟโตสเฟียร์^{[ 52 ]}ธาตุหนักทั้งหมดที่เรียกว่าโลหะในทางดาราศาสตร์คิดเป็นมวลน้อยกว่า 2% โดยออกซิเจน (ประมาณ 1% ของมวลของดวงอาทิตย์) คาร์บอน (0.3%) นีออน (0.2%) และเหล็ก (0.2%) เป็นธาตุที่มีมากที่สุด^{[ 53 ]}

องค์ประกอบทางเคมีดั้งเดิมของดวงอาทิตย์ได้รับสืบทอดมาจากตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ที่มันก่อตัวขึ้น เดิมทีมันจะมีไฮโดรเจนประมาณ 71.1% ฮีเลียม 27.4% และธาตุหนัก 1.5% ^{[ 52 ]}ไฮโดรเจนและฮีเลียมส่วนใหญ่ในดวงอาทิตย์น่าจะถูกสร้างขึ้นโดยกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสบิ๊กแบงในช่วง 20 นาทีแรกของจักรวาล และธาตุหนักถูกสร้างขึ้นโดยดาวฤกษ์รุ่นก่อนๆก่อนที่ดวงอาทิตย์จะก่อตัวขึ้น และแพร่กระจายไปยังตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ในช่วงสุดท้ายของชีวิตดาวฤกษ์และโดยเหตุการณ์ต่างๆ เช่นซูเปอร์โนวา^{[ 54 ]}

นับตั้งแต่ดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้น กระบวนการฟิวชันหลักเกี่ยวข้องกับการหลอมรวมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม ตลอดระยะเวลา 4.6 พันล้านปีที่ผ่านมา ปริมาณฮีเลียมและตำแหน่งของมันภายในดวงอาทิตย์ได้เปลี่ยนแปลงไปทีละน้อย สัดส่วนของฮีเลียมภายในแกนกลางเพิ่มขึ้นจากประมาณ 24% เป็นประมาณ 60% เนื่องจากการฟิวชัน และฮีเลียมและธาตุหนักบางส่วนได้ตกตะกอนจากชั้นโฟโตสเฟียร์ไปยังใจกลางดวงอาทิตย์เนื่องจากแรงโน้มถ่วง สัดส่วนของธาตุหนักยังคงไม่เปลี่ยนแปลงความร้อนถูกถ่ายเทออกไปจากแกนกลางของดวงอาทิตย์โดยการแผ่รังสีมากกว่าการพาความร้อน (ดูโซนการแผ่รังสีด้านล่าง) ดังนั้นผลิตภัณฑ์ฟิวชันจึงไม่ถูกยกออกไปด้านนอกด้วยความร้อน พวกมันยังคงอยู่ในแกนกลาง^{[ 55 ]}และค่อยๆ เกิดแกนกลางภายในของฮีเลียมขึ้น ซึ่งไม่สามารถหลอมรวมได้เนื่องจากปัจจุบันแกนกลางของดวงอาทิตย์ไม่ร้อนหรือหนาแน่นเพียงพอที่จะหลอมรวมฮีเลียมได้ ในชั้นโฟโตสเฟียร์ปัจจุบัน สัดส่วนของฮีเลียมลดลง และความเป็นโลหะมีเพียง 84% ของที่เคยเป็นใน ระยะ โปรโตสเตลลาร์ (ก่อนที่ปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์ในแกนกลางจะเริ่มต้นขึ้น) ในอนาคต ฮีเลียมจะยังคงสะสมอยู่ในแกนกลาง และในอีกประมาณ 5 พันล้านปีข้างหน้า การสะสมอย่างค่อยเป็นค่อยไปนี้จะทำให้ดวงอาทิตย์ออกจากลำดับหลักและกลายเป็น ดาว ยักษ์แดง ในที่สุด ^{[ 56 ]}

องค์ประกอบทางเคมีของโฟโตสเฟียร์โดยทั่วไปถือว่าเป็นตัวแทนขององค์ประกอบของระบบสุริยะดั้งเดิม^{[ 57 ]}โดยทั่วไป ปริมาณธาตุหนักของดวงอาทิตย์ที่อธิบายไว้ข้างต้นจะวัดได้ทั้งโดยใช้สเปกโทรสโกปีของโฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์และโดยการวัดปริมาณในอุกกาบาตที่ไม่เคยถูกทำให้ร้อนจนถึงอุณหภูมิหลอมเหลว อุกกาบาตเหล่านี้เชื่อกันว่ายังคงรักษาองค์ประกอบของดวงอาทิตย์ในยุคก่อนดาวฤกษ์ไว้ได้ ดังนั้นจึงไม่ได้รับผลกระทบจากการตกตะกอนของธาตุหนัก วิธีการทั้งสองโดยทั่วไปมีความสอดคล้องกันเป็นอย่างดี^{[ 58 ]}

แกนกลางของดวงอาทิตย์ขยายจากศูนย์กลางไปจนถึงประมาณ 20–25% ของรัศมีดวงอาทิตย์^{[ 59 ]}มีความหนาแน่นสูงถึง150 กรัม/ซม^{³ [ 60 ] [ 61 ]} (ประมาณ 150 เท่าของความหนาแน่นของน้ำเหลว) และอุณหภูมิใกล้เคียง 15.7 ล้านเคลวิน (K) ^{[ 61 ]}ในทางตรงกันข้าม อุณหภูมิพื้นผิวของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ5800 K การวิเคราะห์ข้อมูลภารกิจ SOHOล่าสุดสนับสนุนแนวคิดที่ว่าแกนกลางหมุนเร็วกว่าโซนการแผ่รังสีภายนอก^{[ 59 ]}ตลอดช่วงชีวิตส่วนใหญ่ของดวงอาทิตย์ พลังงานถูกผลิตขึ้นโดยปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์ในบริเวณแกนกลางผ่านห่วงโซ่โปรตอน-โปรตอนกระบวนการนี้เปลี่ยนไฮโดรเจนให้เป็นฮีเลียม^{[ 62 ]}ปัจจุบัน 0.8% ของพลังงานที่สร้างขึ้นในดวงอาทิตย์มาจากลำดับปฏิกิริยาฟิวชั่นอีกชุดหนึ่งที่เรียกว่าวัฏจักร CNOสัดส่วนที่มาจากวัฏจักร CNO คาดว่าจะเพิ่มขึ้นเมื่อดวงอาทิตย์มีอายุมากขึ้นและสว่างขึ้น^{[ 63 ] [ 64 ]}

แกนกลางเป็นเพียงบริเวณเดียวของดวงอาทิตย์ที่สร้างพลังงานความร้อน ได้มากพอสมควร ผ่านปฏิกิริยาฟิวชัน พลังงาน 99% ของดวงอาทิตย์ถูกสร้างขึ้นในรัศมี 24% ด้านในสุด และแทบไม่มีปฏิกิริยาฟิวชันเกิดขึ้นเกิน 30% ของรัศมี ส่วนที่เหลือของดวงอาทิตย์ได้รับความร้อนจากพลังงานนี้ในขณะที่มันถูกถ่ายโอนออกไปด้านนอกผ่านชั้นต่างๆ มากมาย จนกระทั่งถึงชั้นโฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ ซึ่งมันจะหลุดออกไปสู่อวกาศผ่านการแผ่รังสี (โฟตอน) หรือการพาความร้อน (อนุภาคขนาดใหญ่) ^{[ 32 ] [ 65 ]}

ปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน-โปรตอนเกิดขึ้นประมาณ9.2 × 10 ³⁷ครั้งต่อวินาทีในแกนกลาง โดยแปลงประมาณ 3.7 × 10^{โปรตอน 38}ตัวเปลี่ยนเป็นอนุภาคอัลฟา (นิวเคลียสของฮีเลียม) ทุกวินาที (จากทั้งหมด ~(โปรตอนอิสระในดวงอาทิตย์ 8.9 × 10⁵⁶ ^ตัว ) หรือประมาณ6.2 × 10 ¹¹  กก./วินาทีอย่างไรก็ตาม โปรตอนแต่ละตัว (โดยเฉลี่ย) ใช้เวลาประมาณ 9 พันล้านปีในการหลอมรวมกับอีกตัวหนึ่งโดยใช้โซ่ PP ^{[ 32 ]} การหลอมรวม โปรตอนอิสระสี่ตัว(นิวเคลียสไฮโดรเจน) เข้ากับอนุภาคอัลฟาเดี่ยว (นิวเคลียสฮีเลียม) จะปล่อยพลังงานออกมาประมาณ 0.7% ของมวลที่หลอมรวม^{[ 66 ]}ดังนั้นดวงอาทิตย์จึงปล่อยพลังงานออกมาในอัตราการแปลงมวลเป็นพลังงานที่ 4.26 พันล้านกิโลกรัม/วินาที (ซึ่งต้องใช้ไฮโดรเจน 600 พันล้านกิโลกรัม^{[ 67 ]} ) คิดเป็นพลังงาน 384.6  ยอตตะวัตต์ (3.846 × 10 ²⁶  W ), ^{[ 5 ]}หรือ 9.192 × 10¹⁰ เมกะตันของ TNTต่อวินาที พลังงานมหาศาลที่ดวงอาทิตย์ปล่อยออกมาส่วนใหญ่เกิดจากขนาดและความหนาแน่นมหาศาลของแกนกลาง (เมื่อเทียบกับโลกและวัตถุบนโลก) โดยมีพลังงานที่ผลิตได้เพียงปริมาณเล็กน้อยต่อลูกบาศก์เมตร เท่านั้น แบบจำลองทางทฤษฎีของภายในดวงอาทิตย์บ่งชี้ถึงความหนาแน่นของพลังงานสูงสุด หรือการผลิตพลังงาน ประมาณ 276.5วัตต์ต่อลูกบาศก์เมตรที่ใจกลางแกนกลาง ^{[ 68 ]}ซึ่งตามที่ Karl Kruszelnicki กล่าวไว้ มีความหนาแน่นของพลังงานประมาณเท่ากับภายในปุ๋ยหมัก^{[ 69 ]}

อัตราการหลอมรวมในแกนกลางอยู่ในภาวะสมดุลที่เสถียร: อัตราการหลอมรวมที่สูงขึ้นเล็กน้อยจะทำให้แกนกลางร้อนขึ้นและขยายตัวเล็กน้อยต้านน้ำหนักของชั้นนอก ลดความหนาแน่นและอัตราการหลอมรวมลง และแก้ไขการรบกวนและอัตราที่ต่ำลงเล็กน้อยจะทำให้แกนกลางเย็นลงและหดตัวเล็กน้อย เพิ่มความหนาแน่นและเพิ่มอัตราการหลอมรวม และกลับคืนสู่อัตราปัจจุบันอีกครั้ง^{[ 70 ]}

เขตการแผ่รังสีเป็นชั้นที่หนาที่สุดของดวงอาทิตย์ เริ่มต้นเหนือแกนกลางที่ระยะประมาณ 0.25 รัศมีดวงอาทิตย์ และขยายออกไปถึงประมาณ 0.7 รัศมีดวงอาทิตย์เขตนี้ได้รับการตั้งชื่อเช่นนี้เนื่องจากการแผ่รังสีความร้อนเป็นวิธีการถ่ายโอนพลังงานหลัก โฟตอนกระเจิงจากก๊าซหนาแน่นบ่อยมากจนต้องใช้เวลาถึงหนึ่งล้านปีในการเดินทางผ่านเขตนี้^{[ 71 ]}อุณหภูมิลดลงจากประมาณ 7 ล้านเคลวินเหลือ 2 ล้านเคลวินเมื่อระยะห่างจากแกนกลางเพิ่มขึ้น^{[ 61 ]}การไล่ระดับอุณหภูมินี้มีค่าน้อยกว่าอัตราการลดลงของอุณหภูมิแบบอะเดียแบติกดังนั้นจึงไม่สามารถขับเคลื่อนการพาความร้อนได้ ซึ่งอธิบายได้ว่าทำไมการถ่ายโอนพลังงานผ่านเขตนี้จึงเป็นการแผ่รังสี แทนที่จะ เป็นการพาความร้อน^{[ 61 ]}ความหนาแน่นลดลงหนึ่งร้อยเท่า (จาก 20,000 กก./ลบ.ม. ^{เหลือ} 200 กก./ลบ.ม. ⁾ระหว่างระยะ 0.25 รัศมีดวงอาทิตย์และ 0.7 รัศมี ซึ่งเป็นจุดสูงสุดของเขตการแผ่รังสี^{[ 71 ]}

เขตการแผ่รังสีและเขตการพาความร้อนถูกคั่นด้วยชั้นเปลี่ยนผ่านที่เรียกว่าทาโคไคลน์ บริเวณนี้เป็นบริเวณที่การเปลี่ยนแปลงระบอบอย่างฉับพลันระหว่างการหมุนสม่ำเสมอของเขตการแผ่รังสีและการหมุนที่แตกต่างกันของเขตการพาความร้อน ส่งผลให้เกิด แรงเฉือนขนาดใหญ่ระหว่างทั้งสอง ซึ่งเป็นสภาวะที่ชั้นแนวนอนที่ต่อเนื่องกันเลื่อนผ่านกัน^{[ 72 ]}ปัจจุบัน มีการตั้งสมมติฐานว่าไดนาโมแม่เหล็กหรือไดนาโมสุริยะ ภายในชั้นนี้สร้าง สนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์^{[ 61 ]}

เขตการพาความร้อนของดวงอาทิตย์แผ่ขยายจากระยะ 0.7 เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ (500,000 กิโลเมตร) ไปจนถึงใกล้พื้นผิว ในชั้นนี้ พลาสมาของดวงอาทิตย์มีความหนาแน่นหรือความร้อนไม่เพียงพอที่จะถ่ายเทพลังงานความร้อนจากภายในออกไปภายนอกผ่านการแผ่รังสี แต่ความหนาแน่นของพลาสมาต่ำพอที่จะทำให้เกิดกระแสการพาความร้อนและเคลื่อนย้ายพลังงานของดวงอาทิตย์ออกไปสู่พื้นผิว วัสดุที่ได้รับความร้อนที่บริเวณทาโคไคลน์จะดูดซับความร้อนและขยายตัว ทำให้ความหนาแน่นลดลงและลอยขึ้น ส่งผลให้เกิดการเคลื่อนที่อย่างเป็นระเบียบของมวลกลายเป็นเซลล์ความร้อนที่นำพาความร้อนส่วนใหญ่ออกไปสู่ชั้นโฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ด้านบน เมื่อวัสดุเย็นลงด้วยการแพร่และการแผ่รังสีใต้พื้นผิวโฟโตสเฟียร์ ความหนาแน่นของมันจะเพิ่มขึ้นและจมลงสู่ฐานของเขตการพาความร้อน ซึ่งมันจะดูดซับความร้อนจากด้านบนของเขตการแผ่รังสีอีกครั้ง และวัฏจักรการพาความร้อนก็ดำเนินต่อไป ที่โฟโตสเฟียร์ อุณหภูมิลดลง 350 เท่า เหลือ 5,700 K (9,800 °F) และความหนาแน่นเหลือเพียง 0.2 g/m³ ⁽ประมาณ 1/10,000 ของความหนาแน่นของอากาศที่ระดับน้ำทะเล และ 1 ล้านเท่าของชั้นในของโซนการพาความร้อน) ^{[ 61 ]}

คอลัมน์ความร้อนของโซนการพาความร้อนก่อให้เกิดรอยประทับบนพื้นผิวของดวงอาทิตย์ ทำให้มีลักษณะเป็นเม็ดเล็กๆ เรียกว่าการเกิดเม็ดบนดวงอาทิตย์ในระดับที่เล็กที่สุด และการเกิดเม็ดขนาดใหญ่ในระดับที่ใหญ่กว่า การพาความร้อนแบบปั่นป่วนในส่วนนอกของภายในดวงอาทิตย์นี้ช่วยรักษาการทำงานของไดนาโมในระดับ "เล็ก" เหนือปริมาตรใกล้พื้นผิวของดวงอาทิตย์^{[ 61 ]}คอลัมน์ความร้อนของดวงอาทิตย์คือเซลล์เบนาร์ดและมีรูปร่างคล้ายปริซึมหกเหลี่ยมโดยประมาณ^{[ 73 ]}

บรรยากาศของดวงอาทิตย์คือบริเวณของดวงอาทิตย์ที่ขยายจากด้านบนของเขตการพาความร้อนไปจนถึงขอบด้านในของเฮลิโอสเฟียร์มักจะแบ่งออกเป็นสามชั้นหลัก ได้แก่ โฟโตสเฟียร์ โค รโมสเฟียร์และโคโรนา^{[ 74 ]}โครโมสเฟียร์และโคโรนาถูกคั่นด้วยบริเวณเปลี่ยนผ่าน บาง ๆ ซึ่งมักถูกพิจารณาว่าเป็นชั้นที่แตกต่างกันเพิ่มเติม^{[ 75 ] : 173–174} บางแหล่งข้อมูลถือว่าเฮลิโอสเฟียร์เป็นบรรยากาศภายนอกหรือ ส่วนขยายของดวง อาทิตย์^{[ 76 ] [ 77 ]}

พื้นผิวที่มองเห็นได้ของดวงอาทิตย์ หรือโฟโตสเฟียร์ คือชั้นที่อยู่ต่ำกว่าดวงอาทิตย์ จน ทึบแสงต่อแสงที่มองเห็นได้^{[ 78 ]}โฟตอนที่เกิดขึ้นในชั้นนี้จะหลุดออกจากดวงอาทิตย์ผ่านชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ที่โปร่งใสด้านบน และกลายเป็นรังสีจากดวงอาทิตย์ หรือแสงอาทิตย์ การเปลี่ยนแปลงความทึบแสงเกิดจากปริมาณไอออนH ^{− ที่} ลดลง ซึ่งดูดซับแสงที่มองเห็นได้ง่าย^{[ 78 ]}ในทางกลับกัน แสงที่มองเห็นได้นั้นเกิดจากการที่อิเล็กตรอนทำปฏิกิริยากับอะตอมของไฮโดรเจนเพื่อสร้างไอออน H ^{− [ 79 ] [ 80 ]}

ชั้นโฟโตสเฟียร์มีความหนาหลายสิบถึงหลายร้อยกิโลเมตร และมีความทึบแสงน้อยกว่าอากาศบนโลกเล็กน้อย เนื่องจากส่วนบนของชั้นโฟโตสเฟียร์เย็นกว่าส่วนล่าง ภาพของดวงอาทิตย์จึงปรากฏสว่างกว่าตรงกลางมากกว่าที่ขอบหรือขอบนอกของดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นปรากฏการณ์ที่เรียกว่าการมืดลงที่ขอบ^{[ 78 ]}สเปกตรัมของแสงอาทิตย์มีลักษณะโดยประมาณเป็นสเปกตรัมของวัตถุดำที่แผ่รังสีที่อุณหภูมิ 5,772 K (9,930 °F) ^{[ 12 ]}สลับกับเส้นดูดกลืน อะตอม จากชั้นบางๆ เหนือชั้นโฟโตสเฟียร์ ชั้นโฟโตสเฟียร์มีความหนาแน่นของอนุภาคประมาณ ~10 ²³  m ⁻³ (ประมาณ 0.37% ของจำนวนอนุภาคต่อปริมาตรของชั้นบรรยากาศโลกที่ระดับน้ำทะเล) ชั้นโฟโตสเฟียร์ไม่ได้แตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ โดยมีระดับการแตกตัวเป็นไอออนประมาณ 3% ทำให้ไฮโดรเจนส่วนใหญ่อยู่ในรูปอะตอม^{[ 81 ]}

ชั้นที่เย็นที่สุดของดวงอาทิตย์เป็นบริเวณที่มีอุณหภูมิต่ำสุด ซึ่งทอดยาวไปถึงประมาณอยู่สูงจากชั้นโฟโตสเฟียร์ ประมาณ 500 กิโลเมตรและมีอุณหภูมิประมาณ4,100 K [ ^{78 ] บริเวณ}นี้ของดวงอาทิตย์เย็นพอที่จะทำให้โมเลกุลอย่างง่าย เช่นคาร์บอนมอนอกไซด์และน้ำ สามารถดำรงอยู่ได้ ^{[ 82 ]}

เหนือชั้นอุณหภูมิต่ำสุดเป็นชั้นที่มีความหนาประมาณ 2,000 กิโลเมตร ซึ่งมีลักษณะเด่นคือสเปกตรัมของเส้นการปล่อยและการดูดกลืน^{[ 78 ]}ชั้นนี้เรียกว่าโครโมสเฟียร์มาจากรากศัพท์ภาษากรีกchromaซึ่งหมายถึงสี เนื่องจากโครโมสเฟียร์สามารถมองเห็นได้เป็นแสงวาบสีในช่วงเริ่มต้นและสิ้นสุดของสุริยุปราคาเต็มดวง^{[ 71 ]}อุณหภูมิของโครโมสเฟียร์จะค่อยๆ เพิ่มขึ้นตามระดับความสูง โดยมีค่าสูงถึงประมาณ 20,000 K ใกล้กับส่วนบนสุด^{[ 78 ]}ในส่วนบนของโครโมสเฟียร์ ฮีเลียมจะแตก ตัว เป็นไอออน บางส่วน ^{[ 83 ]}

ชั้นโครโมสเฟียร์และชั้นโคโรนาที่อยู่เหนือขึ้นไปนั้นถูกคั่นด้วยเยื่อบางๆ (ประมาณ(200 กม. ) เขตเปลี่ยนผ่านที่อุณหภูมิสูงขึ้นอย่างรวดเร็วจากประมาณอุณหภูมิ 20,000 เคลวินในชั้นโครโมสเฟียร์ตอนบน ไปจนถึงอุณหภูมิที่ใกล้เคียงในชั้นโคโรนา1,000,000 K [ ^{84 ] การ}เพิ่มขึ้นของอุณหภูมิเกิดขึ้นได้จากการแตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ของฮีเลียมในบริเวณเปลี่ยนผ่าน ซึ่งช่วยลดการระบายความร้อนของพลาสมาจากการแผ่รังสีอย่างมีนัยสำคัญ^{[ 83 ]}บริเวณเปลี่ยนผ่านไม่ได้เกิดขึ้นที่ระดับความสูงที่กำหนดไว้อย่างชัดเจน แต่ก่อตัวเป็นรัศมีรอบ ๆ ลักษณะของชั้นโครโมสเฟียร์ เช่นสปิคุลและฟิลาเมนต์และอยู่ในการเคลื่อนที่อย่างต่อเนื่องและวุ่นวาย^{[ 71 ]}บริเวณเปลี่ยนผ่านนั้นมองเห็นได้ยากจากพื้นผิวโลก แต่สามารถสังเกตได้ง่ายจากอวกาศโดยเครื่องมือที่ไวต่อรังสีอัลตราไวโอเลตแบบสุดขั้ว^{[ 85 ]}

โคโรนาเป็นชั้นถัดไปของดวงอาทิตย์ โคโรนาชั้นล่างซึ่งอยู่ใกล้พื้นผิวของดวงอาทิตย์มีความหนาแน่นของอนุภาคประมาณ 10 ¹⁵  m ⁻³ถึง 10 ¹⁶  m ^{−3 [ 83 ] [ d ]}อุณหภูมิเฉลี่ยของโคโรนาและลมสุริยะอยู่ที่ประมาณ 1,000,000–2,000,000 K อย่างไรก็ตาม ในบริเวณที่ร้อนที่สุดจะมีอุณหภูมิ 8,000,000–20,000,000 K ^{[ 84 ]} แม้ว่าจะยังไม่มีทฤษฎีที่สมบูรณ์ เพื่ออธิบายอุณหภูมิของโคโรนา แต่เป็นที่ทราบกันดีว่าความร้อนบางส่วนมาจาก การเชื่อมต่อ สนามแม่เหล็ก^{[ 84 ] [ 86 ]}

ขอบนอกของโคโรนาตั้งอยู่ ณ ตำแหน่งที่ ความเร็ว ลมสุริยะ ขนาดใหญ่ที่เพิ่มขึ้นตามแนว รัศมีเท่ากับความเร็วเฟสของคลื่นอัลฟ์เวน ที่ลดลงตามแนวรัศมี ซึ่งกำหนดพื้นผิวปิดที่ไม่เป็นทรงกลม เรียกว่าพื้นผิววิกฤตอัลฟ์เวนด้านล่างของพื้นผิวนี้ การไหลของโคโรนาจะต่ำกว่าความเร็วอัลฟ์เวนและด้านบนนั้น ลมสุริยะจะสูงกว่าความเร็วอัลฟ์เวน^{[ 87 ]}ความสูงที่เกิดการเปลี่ยนแปลงนี้แตกต่างกันไปตามพื้นที่และกิจกรรมของดวงอาทิตย์ โดยจะต่ำที่สุดในช่วงใกล้จุดต่ำสุดของดวงอาทิตย์และสูงที่สุดในช่วงใกล้จุดสูงสุดของดวงอาทิตย์ ในเดือนเมษายน 2021 ยานสำรวจ Parker Solar Probe ได้สำรวจพื้นผิวนี้เป็นครั้งแรกที่ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ตั้งแต่ 16 ถึง 20 รัศมีดวงอาทิตย์^{[ 88 ] [ 89 ]}การคาดการณ์ขอบเขตที่เป็นไปได้ทั้งหมดระบุว่าขอบเขตทั้งหมดอยู่ระหว่าง 8 ถึง 30 รัศมีดวงอาทิตย์^{[ 90 ] [ 91 ] [ 92 ]}

เฮลิโอสเฟียร์ถูกกำหนดให้เป็นบริเวณในอวกาศที่ลมสุริยะมีอิทธิพลเหนือตัวกลางระหว่างดาว^{[ 93 ]}ความปั่นป่วนและแรงไดนามิกในเฮลิโอสเฟียร์ไม่สามารถส่งผลต่อรูปร่างของโคโรนาสุริยะภายในได้ เนื่องจากข้อมูลสามารถเดินทางได้ด้วยความเร็วของคลื่นอัลฟ์เวนเท่านั้น ลมสุริยะเคลื่อนที่ออกไปอย่างต่อเนื่องผ่านเฮลิโอสเฟียร์^{[ 94 ] [ 95 ]}ก่อตัวเป็นสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ในรูปทรงเกลียว^{[ 86 ]}จนกระทั่งกระทบกับเฮลิโอพอสซึ่ง อยู่ห่าง จากดวงอาทิตย์มากกว่า 50 au (7.5 พันล้านกิโลเมตร) ในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2547 ยานสำรวจ วอยเอเจอร์ 1ได้ผ่านแนวปะทะคลื่นกระแทกซึ่งเชื่อว่าเป็นส่วนหนึ่งของเฮลิโอพอส^{[ 96 ]}ในช่วงปลายปี 2012 ยานวอยเอเจอร์ 1บันทึก การชน ของรังสีคอสมิก ที่เพิ่มขึ้นอย่างเห็นได้ชัด และการลดลงอย่างรวดเร็วของอนุภาคพลังงานต่ำจากลมสุริยะ ซึ่งบ่งชี้ว่ายานสำรวจได้ผ่านเฮลิโอพอสและเข้าสู่ตัวกลางระหว่างดาว [ ^{97 ] และก็เป็นเช่นนั้นจริง ๆ ในวันที่ 25 สิงหาคม 2012 ที่ระยะ ห่าง}ประมาณ 122 au (18.3 พันล้านกิโลเมตร) จากดวงอาทิตย์^{[ 98 ]}เฮลิโอสเฟียร์มีเฮลิโอเทลซึ่งทอดยาวออกไปด้านหลังเนื่องจากการเคลื่อนที่ที่แปลกประหลาด ของดวงอาทิตย์ ผ่านกาแล็กซี^{[ 99 ]}

พลังงานจากดวงอาทิตย์ช่วยหล่อเลี้ยงชีวิตบนโลกด้วยกระบวนการสังเคราะห์แสงทำให้สัตว์มองเห็นได้ และขับเคลื่อน สภาพภูมิอากาศ และสภาพอากาศของโลก^{[ 100 ] [ 101 ]}ดวงอาทิตย์เป็นวัตถุที่สว่างที่สุดในท้องฟ้าของโลก อย่างเห็นได้ชัด โดยมีค่าความสว่างปรากฏ −26.74 ^{[ 102 ] [ 103 ]}ซึ่งสว่างกว่าดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดรองลงมาอย่างดาวซิริอุสเกือบ 13 พันล้านเท่า โดยดาวซิริอุสมีค่าความสว่างปรากฏ −1.46 ^{[ 104 ]}

ค่าคงที่พลังงานแสงอาทิตย์คือปริมาณพลังงานที่ดวงอาทิตย์ส่งมอบต่อหน่วยพื้นที่ที่ได้รับแสงแดดโดยตรง ค่าคงที่พลังงานแสงอาทิตย์มีค่าประมาณเท่ากับ1,368 วัตต์ต่อตารางเมตร (W/m² ⁾ที่ระยะห่างหนึ่งหน่วยดาราศาสตร์ (au) จากดวงอาทิตย์ (นั่นคือ ที่หรือใกล้กับวงโคจรของโลก) ^{[ 105 ]}แสงแดดบนพื้นผิวโลกถูกลดทอนลงโดยชั้นบรรยากาศของโลกทำให้พลังงานที่มาถึงพื้นผิวโลกน้อยลงเมื่ออยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากขึ้น1,000 W/m² ⁽ในสภาพท้องฟ้าแจ่มใสเมื่อดวงอาทิตย์อยู่ใกล้จุดสูงสุด ) ^{[ 106 ]}แสงแดดที่ระดับบนสุดของชั้นบรรยากาศโลกประกอบด้วย (พลังงานทั้งหมด) แสงอินฟราเรดประมาณ 50% แสงที่มองเห็นได้ 40% และแสงอัลตราไวโอเลต 10% ^{[ 107 ]}ชั้นบรรยากาศกรองแสงอัลตราไวโอเลตจากดวงอาทิตย์ได้มากกว่า 70% โดยเฉพาะที่ความยาวคลื่นสั้นกว่า^{[ 108 ]}

ดวงอาทิตย์มีสีขาวโดยมีดัชนีสีCIE ใกล้เคียง (0.3, 0.3) เมื่อมองจากอวกาศหรือเมื่อดวงอาทิตย์อยู่สูงบนท้องฟ้า ความสว่างของดวงอาทิตย์ต่อความยาวคลื่นจะสูงสุดในช่วงสีเขียวของสเปกตรัมเมื่อมองจากอวกาศ ^{[ 109 ] [ 110 ]}เมื่อดวงอาทิตย์อยู่ต่ำมากบนท้องฟ้าการกระเจิงของบรรยากาศทำให้ดวงอาทิตย์มีสีเหลือง แดง ส้ม หรือม่วงแดง และในบางครั้งอาจเป็นสีเขียวหรือสีน้ำเงินบางวัฒนธรรมนึกภาพดวงอาทิตย์เป็นสีเหลือง และบางวัฒนธรรมนึกภาพเป็นสีแดง เหตุผลทางวัฒนธรรมสำหรับเรื่องนี้ยังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่^{[ 111 ]}

ปรากฏการณ์ทางแสงที่เรียกว่าแสงวาบสีเขียวบางครั้งสามารถมองเห็นได้ไม่นานหลังจากพระอาทิตย์ตกหรือก่อนพระอาทิตย์ขึ้น แสงวาบนี้เกิดจากแสงจากดวงอาทิตย์ที่อยู่ต่ำกว่าขอบฟ้าถูกหักเห (โดยปกติเกิดจากการผกผันของอุณหภูมิ ) ไปทางผู้สังเกต แสงที่มีความยาวคลื่นสั้นกว่า (สีม่วง สีน้ำเงิน สีเขียว) จะถูกหักเหมากกว่าแสงที่มีความยาวคลื่นยาวกว่า (สีเหลือง สีส้ม สีแดง) แต่แสงสีม่วงและสีน้ำเงินจะกระเจิงมากกว่า ทำให้แสงที่มองเห็นเป็นสีเขียว^{[ 112 ]}

ความสว่างของดวงอาทิตย์อาจทำให้เกิดอาการปวดเมื่อมองด้วยตาเปล่าอย่างไรก็ตาม การมองในระยะเวลาสั้นๆ นั้นไม่เป็นอันตรายสำหรับดวงตา ปกติที่ไม่ ขยายรูม่านตา^{[ 113 ] [ 114 ]}การมองดวงอาทิตย์โดยตรง หรือที่เรียกว่าการจ้อง มอง ดวงอาทิตย์ทำให้เกิด ภาพลวงตา และอาการตาบอดบางส่วนชั่วคราว นอกจากนี้ยังส่งแสงอาทิตย์ประมาณ 4 มิลลิวัตต์ไปยังเรตินา ทำให้เรตินาร้อนขึ้นเล็กน้อยและอาจทำให้เกิดความเสียหายในดวงตาที่ไม่สามารถตอบสนองต่อความสว่างได้อย่างเหมาะสม^{[ 115 ] [ 116 ]}การมองดวงอาทิตย์โดยตรงด้วยตาเปล่าอาจทำให้เกิดรอยโรคคล้ายผิวไหม้จากรังสียูวีบนเรตินา เริ่มต้นหลังจากประมาณ 100 วินาที โดยเฉพาะอย่างยิ่งในสภาวะที่แสงยูวีมีความเข้มและโฟกัส^{[ 117 ] [ 118 ]}

การมองดวงอาทิตย์ผ่านเลนส์ รวมแสง เช่นกล้องส่องทางไกลอาจทำให้เกิดความเสียหายถาวรต่อจอประสาทตาได้หากไม่มีตัวกรองที่เหมาะสม ตัวกรองแบบทำเองบางชนิดที่ยอมให้รังสี UV หรือIR ผ่านได้ อาจเป็นอันตรายต่อดวงตาได้ในระดับความสว่างสูง^{[ 119 ]}การมองดวงอาทิตย์ตอนเที่ยงวันผ่านกล้องโทรทรรศน์ที่ไม่มีตัวกรองเพียงชั่วครู่ก็อาจทำให้เกิดความเสียหายถาวรได้^{[ 120 ]}

ในช่วงพระอาทิตย์ขึ้นและตก แสงอาทิตย์จะลดทอนลงเนื่องจากการกระเจิงของเรย์ลีและการกระเจิงของมีจากการเดินทางผ่านชั้นบรรยากาศของโลกเป็นเวลานานเป็นพิเศษ^{[ 121 ]}และบางครั้งดวงอาทิตย์ก็จางจนสามารถมองเห็นได้อย่างสบายตาด้วยตาเปล่าหรืออย่างปลอดภัยด้วยอุปกรณ์ทางแสง (หากไม่มีความเสี่ยงที่แสงแดดจ้าจะปรากฏขึ้นอย่างกะทันหันผ่านช่องว่างระหว่างเมฆ) สภาพอากาศที่มีหมอก ฝุ่นละอองในบรรยากาศ และความชื้นสูงมีส่วนทำให้เกิดการลดทอนของบรรยากาศนี้^{[ 122 ]}

รังสี อัลตราไวโอเลตจากดวงอาทิตย์ทำให้ชั้นบรรยากาศด้านบนของโลกด้านกลางวันแตกตัวเป็นไอออน ทำให้เกิดชั้นไอโอโนสเฟียร์ ที่เป็นตัวนำไฟฟ้า ^{[ 123 ]}รังสีนี้ทำให้ เกิดอาการ ผิวไหม้ แดด และมีผลกระทบทางชีวภาพอื่นๆ เช่น การผลิตวิตามินดีและการอาบแดดเป็นสาเหตุหลักของมะเร็งผิวหนังแสงอัลตราไวโอเลตถูกลดทอนอย่างมากโดยชั้นโอโซน ของโลก ดังนั้นปริมาณ UV จึงแตกต่างกันอย่างมากตามละติจูดและมีส่วนรับผิดชอบต่อการปรับตัวทางชีวภาพหลายอย่าง รวมถึงการเปลี่ยนแปลงสีผิวของมนุษย์^{[ 124 ]}แสงอัลตราไวโอเลตจากดวงอาทิตย์มี คุณสมบัติใน การฆ่าเชื้อโรคและสามารถใช้ฆ่าเชื้อเครื่องมือและน้ำ ได้

โฟตอนรังสีแกมมา พลังงานสูงที่ปล่อยออกมาครั้งแรกจากปฏิกิริยาฟิวชันในแกนกลางจะถูกดูดซับโดยพลาสมาของดวงอาทิตย์ในเขตการแผ่รังสีเกือบจะทันที โดยปกติหลังจากเดินทางเพียงไม่กี่มิลลิเมตร การปล่อยซ้ำเกิดขึ้นในทิศทางสุ่มและโดยปกติจะมีพลังงานต่ำกว่าเล็กน้อย ด้วยลำดับการปล่อยและการดูดซับนี้ ทำให้ต้องใช้เวลานานในการแผ่รังสีไปถึงพื้นผิวของดวงอาทิตย์ การประมาณเวลาในการเดินทางของโฟตอนมีตั้งแต่ 10,000 ถึง 170,000 ปี^{[ 125 ]}ในทางตรงกันข้ามนิวตริโนซึ่งคิดเป็นประมาณ 2% ของการผลิตพลังงานทั้งหมดของดวงอาทิตย์ ใช้เวลาเพียง 2.3 วินาทีในการไปถึงพื้นผิว เนื่องจากกระบวนการขนส่งพลังงานในดวงอาทิตย์เกี่ยวข้องกับโฟตอนที่อยู่ใน สมดุลทางเทอร์ โมไดนามิกกับสสารดังนั้นช่วงเวลาของการขนส่งพลังงานในดวงอาทิตย์จึงยาวนานกว่า ประมาณ 30,000,000 ปี นี่คือระยะเวลาที่ดวงอาทิตย์จะกลับสู่สภาวะคงที่หากอัตราการสร้างพลังงานในแกนกลางเปลี่ยนแปลงอย่างกะทันหัน^{[ 126 ]}

นิวตริโนอิเล็กตรอนถูกปล่อยออกมาจากปฏิกิริยาฟิวชันในแกนกลาง แต่ต่างจากโฟตอนตรงที่พวกมันแทบจะไม่ทำปฏิกิริยากับสสาร ดังนั้นเกือบทั้งหมดจึงสามารถหลุดออกจากดวงอาทิตย์ได้ทันที อย่างไรก็ตาม การวัดจำนวนนิวตริโนที่ผลิตในดวงอาทิตย์นั้นต่ำกว่าที่ทฤษฎีคาดการณ์ไว้ถึง 3 เท่า ในปี 2001 การค้นพบการแกว่งตัวของนิวตริโนได้แก้ไขความคลาดเคลื่อนนี้: ดวงอาทิตย์ปล่อยนิวตริโนอิเล็กตรอนออกมาในจำนวนที่ทฤษฎีคาดการณ์ไว้ แต่เครื่องตรวจจับนิวตริโนตรวจไม่พบ2ใน3ของจำนวนดังกล่าว เนื่องจากนิวตริโนได้เปลี่ยนชนิดไป แล้ว เมื่อถึงเวลาที่ตรวจพบ^{[ 127 ]}

ดวงอาทิตย์มีสนามแม่เหล็กดาวฤกษ์ที่แปรผันไปตามพื้นผิว สนามแม่เหล็กบริเวณขั้วมีค่า 1–2 เกาส์ (0.0001–0.0002  เทสลา ) ในขณะที่สนามแม่เหล็กโดยทั่วไปจะมีค่า 3,000 เกาส์ (0.3 เทสลา) ในบริเวณที่เรียกว่าจุดดวง อาทิตย์ และ 10–100 เกาส์ (0.001–0.01 เทสลา) ในบริเวณที่เกิดการปะทุของดวงอาทิตย์ [ ^{5 ] สนาม}แม่เหล็กแปรผันไปตามเวลาและตำแหน่งวัฏจักรสุริยะ กึ่งคาบ 11 ปี เป็นการแปรผันที่โดดเด่นที่สุด ซึ่งจำนวนและขนาดของจุดดวงอาทิตย์จะเพิ่มขึ้นและลดลง^{[ 128 ] [ 129 ] [ 130 ]}

สนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์แผ่ขยายออกไปไกลเกินกว่าดวงอาทิตย์เอง พลาสมาลมสุริยะที่เป็นตัวนำไฟฟ้าจะนำสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ออกไปในอวกาศ ก่อให้เกิดสิ่งที่เรียกว่า^สนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ [ ^{86 ]}ในการประมาณที่เรียกว่าพลศาสตร์แม่เหล็กไฟฟ้าในอุดมคติพลาสมาจะเคลื่อนที่ไปตามเส้นสนามแม่เหล็กเท่านั้น ผลก็คือ ลมสุริยะที่ไหลออกไปจะยืดสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ออกไป บังคับให้มันมีโครงสร้างแบบรัศมีโดยประมาณ สำหรับสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์แบบไดโพลอย่างง่าย โดยมีขั้วซีกโลกตรงข้ามกันที่ด้านใดด้านหนึ่งของเส้นศูนย์สูตรแม่เหล็กของดวงอาทิตย์ จะเกิด แผ่นกระแสไฟฟ้า บางๆ ขึ้นในลมสุริยะ ที่ระยะทางไกล การหมุนของดวงอาทิตย์จะบิดสนามแม่เหล็กแบบไดโพลและแผ่นกระแสไฟฟ้าที่สอดคล้องกันให้กลายเป็นโครงสร้างเกลียวอาร์คิมีดีส ที่เรียกว่า เกลียวพาร์เกอร์^{[ 86 ]}

จุดดวงอาทิตย์ปรากฏให้เห็นเป็นจุดมืดบนโฟโตสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ และสอดคล้องกับความเข้มข้นของสนามแม่เหล็กที่การถ่ายเทความร้อนแบบพาความร้อนถูกยับยั้งจากภายในดวงอาทิตย์ไปยังพื้นผิว ส่งผลให้จุดดวงอาทิตย์เย็นกว่าโฟโตสเฟียร์โดยรอบเล็กน้อย จึงปรากฏเป็นสีดำ ในช่วงที่ดวงอาทิตย์มีกิจกรรมต่ำสุด โดยทั่วไป จะมองเห็นจุดดวงอาทิตย์ได้น้อย และบางครั้งก็อาจมองไม่เห็นเลย จุดที่ปรากฏให้เห็นนั้นมักจะอยู่ที่ละติจูดสูงของดวงอาทิตย์ เมื่อวัฏจักรของดวงอาทิตย์ดำเนินไปสู่จุดสูงสุดจุดดวงอาทิตย์มักจะก่อตัวใกล้กับเส้นศูนย์สูตรของดวงอาทิตย์มากขึ้น ซึ่งเป็นปรากฏการณ์ที่เรียกว่ากฎของสเพอเรอร์จุดดวงอาทิตย์ที่ใหญ่ที่สุดอาจมีขนาดหลายหมื่นกิโลเมตร^{[ 131 ]}

วัฏจักรจุดดวงอาทิตย์ 11 ปี เป็นครึ่งหนึ่งของ วัฏจักร ไดนาโมBabcock –Leighton 22 ปี ซึ่งสอดคล้องกับการแลกเปลี่ยนพลังงานแบบสั่นระหว่าง สนามแม่เหล็กดวงอาทิตย์ แบบทอรอยดัลและโพลอยดัลในช่วงจุดสูงสุดของวัฏจักรดวงอาทิตย์ สนามแม่เหล็กแบบไดโพลโพลอยดัลภายนอกจะอยู่ใกล้ค่าความแรงต่ำสุดของวัฏจักรไดนาโม แต่สนามแม่เหล็กแบบควอดรูโพลทอรอยดัลภายใน ซึ่งเกิดขึ้นจากการหมุนที่แตกต่างกันภายในทาโคไคลน์ จะอยู่ใกล้ค่าความแรงสูงสุด ณ จุดนี้ในวัฏจักรไดนาโม การยกตัวขึ้นของอากาศภายในเขตการพาความร้อนบังคับให้สนามแม่เหล็กแบบทอรอยดัลปรากฏผ่านโฟโตสเฟียร์ ทำให้เกิดจุดดวงอาทิตย์เป็นคู่ๆ ซึ่งเรียงตัวกันในแนวตะวันออก-ตะวันตกโดยประมาณ และมีรอยเท้าที่มีขั้วแม่เหล็กตรงข้ามกัน ขั้วแม่เหล็กของจุดดวงอาทิตย์เป็นคู่ๆ จะสลับกันทุกวัฏจักรดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นปรากฏการณ์ที่อธิบายโดยกฎของเฮล^{[ 132 ] [ 133 ]}

ในช่วงที่วัฏจักรสุริยะกำลังลดลง พลังงานจะเปลี่ยนจากสนามแม่เหล็กทอรอยดัลภายในไปสู่สนามโพลอยดัลภายนอก และจุดดวงอาทิตย์จะลดลงทั้งจำนวนและขนาด เมื่อถึงจุดต่ำสุดของวัฏจักรสุริยะ สนามทอรอยดัลจะมีค่าความแรงต่ำสุด จุดดวงอาทิตย์จึงค่อนข้างหายาก และสนามโพลอยดัลจะมีค่าความแรงสูงสุด เมื่อวัฏจักรจุดดวงอาทิตย์ 11 ปีถัดไปเริ่มต้นขึ้น การหมุนที่แตกต่างกันจะทำให้พลังงานแม่เหล็กเปลี่ยนจากสนามโพลอยดัลกลับไปยังสนามทอรอยดัล แต่มีขั้วตรงข้ามกับวัฏจักรก่อนหน้า กระบวนการนี้ดำเนินต่อไปอย่างต่อเนื่อง และในสถานการณ์จำลองที่เรียบง่าย วัฏจักรจุดดวงอาทิตย์ 11 ปีแต่ละรอบจะสอดคล้องกับการเปลี่ยนแปลงขั้วโดยรวมของสนามแม่เหล็กขนาดใหญ่ของดวงอาทิตย์^{[ 134 ] [ 135 ]}

สนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์นำไปสู่ผลกระทบหลายอย่างซึ่งเรียกรวมกันว่ากิจกรรมของดวงอาทิตย์เปลวสุริยะและการปล่อยมวลโคโรนามีแนวโน้มที่จะเกิดขึ้นที่กลุ่มจุดดวงอาทิตย์ กระแสลมสุริยะความเร็วสูงที่เปลี่ยนแปลงช้าจะถูกปล่อยออกมาจากรูโคโรนาที่พื้นผิวโฟโตสเฟียร์ ทั้งการปล่อยมวลโคโรนาและกระแสลมสุริยะความเร็วสูงจะพาพลาสมาและสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ออกไปสู่ระบบสุริยะ^{[ 136 ]}ผลกระทบของกิจกรรมของดวงอาทิตย์บนโลก ได้แก่แสงออโรราในละติจูดปานกลางถึงสูง และการหยุดชะงักของการสื่อสารทางวิทยุและพลังงานไฟฟ้าเชื่อกันว่ากิจกรรมของดวงอาทิตย์มีบทบาทสำคัญใน การก่อ ตัวและวิวัฒนาการของระบบสุริยะ^{[ 137 ]}

การเปลี่ยนแปลงของความเข้มของแสงอาทิตย์ตลอดวัฏจักรสุริยะ 11 ปีมีความสัมพันธ์กับการเปลี่ยนแปลงของจำนวนจุดบนดวงอาทิตย์^{[ 138 ]}วัฏจักรสุริยะมีอิทธิพลต่อ สภาพ อากาศในอวกาศรวมถึงสภาพอากาศรอบโลก ตัวอย่างเช่น ในศตวรรษที่ 17 วัฏจักรสุริยะดูเหมือนจะหยุดลงโดยสิ้นเชิงเป็นเวลาหลายทศวรรษ มีการสังเกตจุดบนดวงอาทิตย์น้อยมากในช่วงเวลาที่เรียกว่าMaunder minimumซึ่งตรงกับยุค น้ำแข็งน้อย ( Little Ice Age ) เมื่อยุโรปประสบกับอุณหภูมิที่หนาวเย็นผิดปกติ^{[ 139 ] [ 140 ]}มีการค้นพบค่าต่ำสุดที่ยาวนานกว่าในอดีตผ่านการวิเคราะห์วงปีของต้นไม้และดูเหมือนว่าจะตรงกับอุณหภูมิโลกที่ต่ำกว่าค่าเฉลี่ย^{[ 141 ]}

อุณหภูมิของชั้นโฟโตสเฟียร์อยู่ที่ประมาณ 6,000 เคลวิน ในขณะที่อุณหภูมิของชั้นโคโรนาสูงถึง...1,000,000–2,000,000 K [ ^{84 ] อุณหภูมิ}สูงของโคโรนาแสดงให้เห็นว่ามันถูกทำให้ร้อนโดยสิ่งอื่นนอกเหนือจากการนำความร้อน โดยตรง จากโฟโตสเฟียร์^{[ 86 ]}

เชื่อกันว่าพลังงานที่จำเป็นในการให้ความร้อนแก่โคโรนามาจากการเคลื่อนที่แบบปั่นป่วนในเขตการพาความร้อนใต้โฟโตสเฟียร์ และมีการเสนอสองกลไกหลักเพื่ออธิบายการให้ความร้อนแก่โคโรนา^{[ 84 ]}กลไกแรกคือการให้ความร้อนด้วยคลื่น ซึ่งคลื่นเสียง แรงโน้มถ่วง หรือคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าถูกสร้างขึ้นโดยความปั่นป่วนในเขตการพาความร้อน^{[ 84 ]}คลื่นเหล่านี้เดินทางขึ้นไปและสลายไปในโคโรนา โดยถ่ายเทพลังงานไปยังสสารโดยรอบในรูปของความร้อน^{[ 142 ]}อีกกลไกหนึ่งคือการให้ความร้อนด้วยสนามแม่เหล็ก ซึ่งพลังงานแม่เหล็กถูกสร้างขึ้นอย่างต่อเนื่องโดยการเคลื่อนที่ของโฟโตสเฟียร์และถูกปล่อยออกมาผ่านการเชื่อมต่อสนามแม่เหล็กในรูปแบบของเปลวสุริยะขนาดใหญ่และเหตุการณ์ที่คล้ายกันแต่เล็กกว่าจำนวนมาก— นาโนแฟลร์^{[ 143 ]}

ปัจจุบันยังไม่ชัดเจนว่าคลื่นเป็นกลไกการให้ความร้อนที่มีประสิทธิภาพหรือไม่ พบว่าคลื่นทั้งหมด ยกเว้นคลื่นอัลฟ์เวน จะสลายตัวหรือหักเหก่อนที่จะถึงโคโรนา^{[ 144 ]}นอกจากนี้ คลื่นอัลฟ์เวนยังไม่สลายตัวได้ง่ายในโคโรนา ดังนั้น การวิจัยในปัจจุบันจึงมุ่งเน้นไปที่กลไกการให้ความร้อนจากเปลวสุริยะ^{[ 84 ]}

ดวงอาทิตย์ในปัจจุบันอยู่ในช่วงครึ่งทางของลำดับหลักในชีวิตของมันแล้ว มันไม่ได้เปลี่ยนแปลงอย่างมากมานานกว่าสี่พันล้าน^{ปีและ จะยังคงมีเสถียรภาพค่อนข้างดีไปอีกประมาณห้าพันล้าน ปี}อย่างไรก็ตาม หลังจากปฏิกิริยาฟิวชันของไฮโดรเจนในแกนกลางหยุดลง ดวงอาทิตย์จะเกิดการเปลี่ยนแปลงอย่างมากทั้งภายในและภายนอก

ดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้นเมื่อประมาณ 4.6 พันล้านปีก่อนจากการยุบตัวของส่วนหนึ่งของเมฆโมเลกุล ขนาดยักษ์ ซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียม และน่าจะให้กำเนิดดาวฤกษ์อื่นๆ อีกมากมาย^{[ 145 ]}อายุนี้ประมาณการโดยใช้แบบจำลองคอมพิวเตอร์ของวิวัฒนาการของดาวฤกษ์และผ่าน นิ วคลีโอคอสโมโครโนโลยี [ ^{14 ] ผลลัพธ์}สอดคล้องกับวันที่ทางรังสีของวัสดุระบบสุริยะที่เก่าแก่ที่สุด ซึ่งอยู่ที่ 4.567 พันล้านปีก่อน^{[ 146 ] [ 147 ]}การศึกษาอุกกาบาต โบราณ เผยให้เห็นร่องรอยของนิวเคลียสลูกสาวที่เสถียรของไอโซโทปที่มีอายุสั้น เช่นเหล็ก-60ซึ่งก่อตัวขึ้นเฉพาะในดาวฤกษ์ที่ระเบิดและมีอายุสั้นเท่านั้น สิ่งนี้บ่งชี้ว่า ต้องมี ซูเปอร์โนวา อย่างน้อยหนึ่ง ดวงเกิดขึ้นใกล้กับตำแหน่งที่ดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้นคลื่นกระแทกจากซูเปอร์โนวาที่อยู่ใกล้เคียงจะกระตุ้นการก่อตัวของดวงอาทิตย์โดยการบีบอัดสสารภายในเมฆโมเลกุลและทำให้บางบริเวณยุบตัวลงภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเอง^{[ 148 ]}เมื่อส่วนหนึ่งของเมฆยุบตัวลง มันก็เริ่มหมุนเนื่องจากการอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุมและร้อนขึ้นด้วยแรงดันที่เพิ่มขึ้น^{[ 149 ]}ก๊าซและฝุ่นที่มีโมเมนตัมเชิงมุมมากเกินไปที่จะตกลงไปในดาวฤกษ์ดวงใหม่จะหมุนเวียน ก่อตัวเป็นจานโปรโตแพลเนตารีซึ่งจะกลายเป็นดาวเคราะห์และวัตถุอื่นๆ ในระบบสุริยะ^{[ 150 ]}แรงโน้มถ่วงและแรงดันภายในแกนกลางของเมฆสร้างความร้อนจำนวนมากเมื่อมันสะสมสสารมากขึ้นจากจานรอบๆ จนในที่สุดก็กระตุ้นให้เกิดปฏิกิริยาฟิว ชั่น นิวเคลียร์^{[ 151 ]}

ดาวHD 162826และHD 186302มีความคล้ายคลึงกับดวงอาทิตย์ และสันนิษฐานว่าเป็นดาวพี่น้องของดวงอาทิตย์ ซึ่งก่อตัวขึ้นในเมฆโมเลกุลเดียวกัน^{[ 152 ] [ 153 ]}

ดวงอาทิตย์อยู่ในช่วงครึ่งทางของลำดับหลัก ซึ่งในระหว่างนั้นปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์ในแกนกลางจะหลอมรวมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม ทุกวินาที สสารมากกว่า 4 พันล้านกิโลกรัมจะถูกเปลี่ยนเป็นพลังงานภายในแกนกลางของดวงอาทิตย์ ทำให้เกิดนิวตริโนและรังสีจากดวงอาทิตย์ด้วยอัตรานี้ ดวงอาทิตย์ได้เปลี่ยนมวลประมาณ 100 เท่าของมวลโลกให้เป็นพลังงานแล้ว ซึ่งคิดเป็นประมาณ 0.03% ของมวลทั้งหมดของดวงอาทิตย์ ดวงอาทิตย์จะใช้เวลาทั้งหมดประมาณ 10 ถึง 11 พันล้านปีในฐานะดาวฤกษ์ลำดับหลักก่อนที่จะเข้าสู่ระยะยักษ์แดง^{[ 154 ]}เมื่อถึง 8 พันล้านปี ดวงอาทิตย์จะร้อนที่สุดตาม ภารกิจหอดูดาวอวกาศ ไกอา ของ ESA ในปี 2022 ^{[ 155 ]}

ดวงอาทิตย์ค่อยๆ ร้อนขึ้นที่แกนกลาง ร้อนขึ้นที่พื้นผิว รัศมีใหญ่ขึ้น และสว่างขึ้นเรื่อยๆ ในช่วงที่อยู่ในลำดับหลัก: นับตั้งแต่เริ่มต้นช่วงที่อยู่ในลำดับหลัก รัศมีของดวงอาทิตย์ขยายตัวขึ้น 15% และอุณหภูมิพื้นผิวเพิ่มขึ้นจาก 5,620 เคลวิน (9,660 องศาฟาเรนไฮต์) เป็น 5,772 เคลวิน (9,930 องศาฟาเรนไฮต์) ส่งผลให้ความสว่างเพิ่มขึ้น 48% จาก 0.677 เท่าของความสว่างของดวงอาทิตย์เป็น 1.0 เท่าของความสว่างของดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน ปรากฏการณ์นี้เกิดขึ้นเนื่องจากอะตอมของฮีเลียมในแกนกลางมีน้ำหนักโมเลกุล เฉลี่ยสูง กว่าอะตอมของไฮโดรเจนที่หลอมรวมกัน ส่งผลให้ความดันความร้อนลดลง ดังนั้นแกนกลางจึงหดตัวลง ทำให้ชั้นนอกของดวงอาทิตย์เคลื่อนเข้าใกล้ศูนย์กลางมากขึ้น ปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วง ออก มา ตามทฤษฎีวิเรียลพลังงานโน้มถ่วงที่ปล่อยออกมาครึ่งหนึ่งจะเปลี่ยนเป็นความร้อน ซึ่งนำไปสู่การเพิ่มขึ้นอย่างค่อยเป็นค่อยไปของอัตราการเกิดปฏิกิริยาฟิวชัน และส่งผลให้ความสว่างเพิ่มขึ้น กระบวนการนี้จะเร็วขึ้นเมื่อแกนกลางมีความหนาแน่นมากขึ้นเรื่อยๆ^{[ 156 ]}ในปัจจุบัน ความสว่างเพิ่มขึ้นประมาณ 1% ทุกๆ 100 ล้านปี จะต้องใช้เวลาอย่างน้อย 1 พันล้านปีนับจากนี้ไปจึงจะทำให้น้ำเหลวบนโลกหมดไปจากการเพิ่มขึ้นดังกล่าว^{[ 157 ]}หลังจากนั้น โลกจะไม่สามารถรองรับสิ่งมีชีวิตหลายเซลล์ที่ซับซ้อนได้อีกต่อไป และสิ่งมีชีวิตหลายเซลล์ที่เหลืออยู่บนโลกจะประสบกับการสูญพันธุ์ครั้งใหญ่ครั้งสุดท้ายอย่างสมบูรณ์^{[ 158 ]}

ดวงอาทิตย์ไม่มีมวลมากพอที่จะระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาแต่เมื่อไฮโดรเจนในแกนกลางหมดลงในอีกประมาณ 5 พันล้านปีข้างหน้า ปฏิกิริยาฟิวชันของไฮโดรเจนในแกนกลางจะหยุดลง และจะไม่มีอะไรมาป้องกันไม่ให้แกนกลางหดตัว การปลดปล่อยพลังงานศักย์โน้มถ่วงจะทำให้ดวงอาทิตย์สว่างขึ้นและสิ้นสุดช่วงลำดับหลัก ทำให้ดวงอาทิตย์ขยายตัวในอีก 2 พันล้านปีข้างหน้า โดยเริ่มจากเป็นดาวกึ่งยักษ์ เป็นเวลาหนึ่ง พันล้านปี แล้วจึงกลายเป็นดาวยักษ์แดง^{[ 156 ] [ 159 ] [ 160 ]}ความร้อนที่เกิดจากการหดตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงจะทำให้ดวงอาทิตย์ขยายตัวต่อไปและนำไปสู่การเกิดฟิวชันของไฮโดรเจนในชั้นนอกแกนกลาง ซึ่งไฮโดรเจนที่ยังไม่เกิดฟิวชันยังคงอยู่ ส่งผลให้ความสว่างเพิ่มขึ้น ซึ่งในที่สุดจะมากกว่า 1,000 เท่าของค่าปัจจุบัน^{[ 156 ]}เมื่อดวงอาทิตย์เข้าสู่ ช่วง ดาวยักษ์แดง (RGB) มันจะกลืนกิน (และทำลาย) ดาวพุธและดาวศุกร์วงโคจรของโลกอาจขยายตัวในตอนแรกได้มากที่สุดเพียง 1.5 au (220 ล้านกิโลเมตร; 140 ล้านไมล์) เนื่องจากการสูญเสียมวลของดวงอาทิตย์ อย่างไรก็ตาม วงโคจรของโลกอาจเริ่มหดตัวลงเนื่องจากแรงดึงดูด (และในที่สุดก็เกิดจากแรงดึงจากชั้นโครโมสเฟียร์ด้านล่างของดวงอาทิตย์) จนกระทั่งถูกดวงอาทิตย์กลืนกินในช่วงปลายกิ่งของดาวยักษ์แดงในอีก 7.59 พันล้านปีข้างหน้า ซึ่ง 3.8 และ 1 ล้านปีหลังจากที่ดาวพุธและดาวศุกร์ประสบชะตากรรมเดียวกันตามลำดับ^{[ 160 ]}อย่างไรก็ตาม ผลลัพธ์นี้ยังคงไม่แน่นอนเนื่องจากการสูญเสียมวลทั้งหมดของดวงอาทิตย์ยังไม่แน่นอน โลกอาจรอดพ้นจากการถูกกลืนกินได้^{[ 161 ]}

เมื่อดวงอาทิตย์ไปถึงปลายกิ่งดาวยักษ์แดง มันจะมีขนาดใหญ่กว่าปัจจุบันประมาณ 256 เท่า โดยมีรัศมี 1.19 au (178 ล้านกิโลเมตร; 111 ล้านไมล์) ^{[ 160 ] [ 162 ]}ดวงอาทิตย์จะใช้เวลาประมาณหนึ่งพันล้านปีในกิ่งดาวยักษ์แดงและสูญเสียมวลไปประมาณหนึ่งในสาม^{[ 160 ]}

หลังจากผ่านช่วงดาวยักษ์แดงแล้ว ดวงอาทิตย์ยังมีอายุการใช้งานที่เหลืออยู่ประมาณ 120 ล้านปี แต่ในช่วงเวลาอันสั้นนั้นมีหลายสิ่งเกิดขึ้น ประการแรก แกนกลาง (ที่เต็มไปด้วย ฮีเลียม ที่เสื่อมสภาพ ) จะลุกไหม้อย่างรุนแรงในปรากฏการณ์ฮีเลียมแฟลชมีการประมาณการว่า 6% ของแกนกลาง ซึ่งในขณะนั้นคิดเป็น 40% ของมวลของดวงอาทิตย์ จะถูกเปลี่ยนเป็นคาร์บอนภายในเวลาไม่กี่นาทีผ่านกระบวนการทริปเปิลอัลฟา [ ^{163 ] จาก}นั้นดวงอาทิตย์จะหดตัวลงเหลือขนาดประมาณ 10 เท่าของขนาดปัจจุบันและมีความสว่างประมาณ 50 เท่าของความสว่างในปัจจุบัน โดยมีอุณหภูมิต่ำกว่าปัจจุบันเล็กน้อย ในที่สุดมันจะไปถึงกลุ่มสีแดงหรือกิ่งแนวนอนแต่ดาวฤกษ์ที่มีความเป็นโลหะในระดับเดียวกับดวงอาทิตย์จะไม่วิวัฒนาการไปในทิศทางสีน้ำเงินตามกิ่งแนวนอน แต่กลับมีขนาดใหญ่ขึ้นและสว่างขึ้นเล็กน้อยในช่วงประมาณ 100 ล้านปี เมื่อมันเริ่มหลอมรวมฮีเลียมในแกนกลาง^{[ 160 ]}

เมื่อฮีเลียมหมดลง ดวงอาทิตย์จะขยายตัวอีกครั้งเหมือนตอนที่ไฮโดรเจนในแกนกลางหมดลง แต่คราวนี้ทุกอย่างจะเกิดขึ้นเร็วกว่าเดิม และดวงอาทิตย์จะใหญ่ขึ้นและสว่างขึ้น นี่คือ ช่วงของ กิ่งยักษ์เชิงเส้นกำกับ (Asymptotic Giant Branch หรือ AGB) ซึ่งดวงอาทิตย์จะทำปฏิกิริยากับไฮโดรเจนในชั้นนอกหรือฮีเลียมในชั้นในที่ลึกกว่าสลับกันไป หลังจากอยู่ในช่วงกิ่งยักษ์เชิงเส้นกำกับตอนต้นประมาณ 20 ล้านปี ดวงอาทิตย์จะเริ่มไม่เสถียรมากขึ้น มีการสูญเสียมวลอย่างรวดเร็วและเกิดพัลส์ความร้อนที่เพิ่มขนาดและความสว่างเป็นเวลาหลายร้อยปีทุกๆ 100,000 ปีโดยประมาณ พัลส์ความร้อนจะใหญ่ขึ้นทุกครั้ง โดยพัลส์ในครั้งหลังๆ จะทำให้ความสว่างเพิ่มขึ้นถึง 5,000 เท่าของระดับปัจจุบัน ถึงกระนั้น รัศมีสูงสุดของ AGB ของดวงอาทิตย์จะน้อยกว่ารัศมีสูงสุดของปลายกิ่ง RGB หรือ 179 _R☉ หรือประมาณ 0.832 au (124.5 ล้านกิโลเมตร; 77.3 ล้านไมล์) ^{[ 160 ] [ 164 ]}

แบบจำลองจะแตกต่างกันไปตามอัตราและช่วงเวลาของการสูญเสียมวล แบบจำลองที่มีการสูญเสียมวลมากขึ้นบนกิ่งดาวยักษ์แดงจะสร้างดาวที่มีขนาดเล็กกว่าและสว่างน้อยกว่าที่ปลายกิ่งดาวยักษ์อสิมโทติก อาจมีความสว่างเพียง 2,000 เท่าและรัศมีน้อยกว่า 200 เท่า^{[ 160 ]}สำหรับดวงอาทิตย์ มีการคาดการณ์ว่าจะมีพัลส์ความร้อนสี่ครั้งก่อนที่มันจะสูญเสียเปลือกนอกไปอย่างสมบูรณ์และเริ่มสร้างเนบิวลาดาวเคราะห์^{[ 165 ]}

วิวัฒนาการหลังกิ่งยักษ์แบบอะซิมโทติกนั้นเร็วกว่ามาก ความสว่างจะคงที่โดยประมาณเมื่ออุณหภูมิเพิ่มขึ้น โดยมวลครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์ที่ถูกขับออกมาจะกลายเป็นไอออนไนซ์กลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์เมื่อแกนกลางที่เปิดเผยถึง 30,000 K (53,500 °F) ราวกับว่ามันอยู่ในลูปสีน้ำเงินแกนกลางเปลือยสุดท้ายซึ่งเป็นดาวแคระขาวจะมีอุณหภูมิมากกว่า 100,000 K (180,000 °F) และมีมวลประมาณ 54.05% ของมวลดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน^{[ 160 ]}การจำลองแสดงให้เห็นว่าดวงอาทิตย์อาจเป็นหนึ่งในดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยที่สุดที่สามารถก่อตัวเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ได้^{[ 166 ]}เนบิวลานี้จะสลายไปในเวลาประมาณ 10,000 ปี แต่ดาวแคระขาวจะคงอยู่ต่อไปอีกหลายล้านล้านปีในขณะที่มันค่อยๆ จางหายไปจนกลายเป็นดาวแคระดำที่มีความหนาแน่นสูงมากตามสมมติฐาน[ 167 ^{] [ 168 ] [ 169 ]ด้วยเหตุ}นี้ มันจึงจะไม่ปล่อยพลังงานออกมาอีก^{[ 170 ]}

ดวงอาทิตย์มีดาวเคราะห์ที่รู้จักกัน 8 ดวงโคจรรอบ ซึ่งรวมถึงดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน 4 ดวง ( ดาวพุธดาวศุกร์โลกและดาวอังคาร ) ดาวเคราะห์แก๊สยักษ์ 2 ดวง ( ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ ) และดาวเคราะห์น้ำแข็งยักษ์ 2 ดวง ( ดาวยูเรนัสและดาวเนปจูน ) ระบบสุริยะยังมีวัตถุที่โดยทั่วไปถือว่าเป็นดาวเคราะห์แคระอีก 9 ดวง และวัตถุ อื่นๆ อีกหลายดวงที่เข้าข่าย นอกจากนี้ยังมี แถบ ดาวเคราะห์ น้อยดาวหางจำนวนมากและวัตถุที่เป็นน้ำแข็งจำนวนมากที่อยู่นอกวงโคจรของดาวเนปจูน ดาวเคราะห์ 6 ดวงและวัตถุขนาดเล็กอีกหลายดวงยังมีดาวบริวาร ของตัวเอง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ระบบดาวบริวารของดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์ และดาวยูเรนัส ในบางแง่ก็เหมือนกับระบบดาวบริวารของดวงอาทิตย์ในขนาดย่อม^{[ 171 ]}

หนึ่งหน่วยดาราศาสตร์ (ประมาณ 150 ล้านกิโลเมตร; 93 ล้านไมล์) (au) เดิมทีถูกกำหนดให้เป็นระยะทางเฉลี่ยระหว่างศูนย์กลางของดวงอาทิตย์และโลก ระยะทางทันทีจะแปรผันประมาณ± 2.5 ล้านกิโลเมตร (1.6 ล้านไมล์) เมื่อโลกเคลื่อนที่จากจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดประมาณวันที่ 3 มกราคม ไปยังจุดไกล ดวงอาทิตย์ ที่สุดประมาณวันที่ 4 กรกฎาคม^{[ 172 ]}ที่ระยะทางเฉลี่ย แสงจะเดินทางจากขอบฟ้าของดวงอาทิตย์ไปยังขอบฟ้าของโลกในเวลาประมาณ 8 นาที 20 วินาที^{[ 173 ]}ในปี 2012 หน่วยดาราศาสตร์ถูกกำหนดให้มีค่าเท่ากับ 149,597,870,700 เมตร^{[ 174 ]}

ดวงอาทิตย์เคลื่อนที่เนื่องจากแรงดึงดูดของดาวเคราะห์ ศูนย์กลางของดวงอาทิตย์เคลื่อนที่รอบจุดศูนย์กลาง มวลของระบบสุริยะ ภายในระยะ 0.1 ถึง 2.2 รัศมีดวงอาทิตย์ การเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์รอบจุดศูนย์กลางมวลจะเกิดขึ้นซ้ำประมาณทุกๆ 179 ปี โดยหมุนไปประมาณ 30° ซึ่งส่วนใหญ่เกิดจากคาบซินโนดิกของดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์^{[ 175 ]}การเคลื่อนที่นี้ส่วนใหญ่เกิดจากดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์ ดาวยูเรนัส และดาวเนปจูน ในช่วงเวลาหลายทศวรรษ (เมื่อดาวเนปจูนและดาวยูเรนัสอยู่ในตำแหน่งตรงข้าม ) การเคลื่อนที่ค่อนข้างสม่ำเสมอ ก่อตัวเป็น รูป แบบสามแฉกในขณะที่ระหว่างช่วงเวลาเหล่านี้ การเคลื่อนที่ดูเหมือนจะวุ่นวายมากขึ้น^{[ 176 ]}หลังจาก 179 ปี (เก้าเท่าของคาบซินโนดิกของดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์) รูปแบบจะเกิดขึ้นซ้ำโดยประมาณ แต่หมุนไปประมาณ 24° ^{[ 177 ]}วงโคจรของดาวเคราะห์ชั้นใน รวมทั้งโลก จะถูกเบี่ยงเบนไปในลักษณะเดียวกันด้วยแรงโน้มถ่วงเดียวกัน ดังนั้นการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์จึงมีผลเพียงเล็กน้อยต่อตำแหน่งสัมพัทธ์ของโลกและดวงอาทิตย์ หรือต่อการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์บนโลกตามฟังก์ชันของเวลา^{[ 178 ]}

สนามโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์คาดว่าจะมีอิทธิพลเหนือแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์โดยรอบไปจนถึงระยะประมาณสองปีแสง (125,000 au) ในทางตรงกันข้าม การประมาณค่ารัศมีของเมฆออร์ต ที่ต่ำกว่านั้น ระบุว่ามันอยู่ไม่ไกลเกิน 50,000 au ^{[ 179 ]}มวลส่วนใหญ่โคจรอยู่ในบริเวณระหว่าง 3,000 ถึง 100,000 au ^{[ 180 ]}วัตถุที่อยู่ไกลที่สุดเท่าที่ทราบ เช่นดาวหางเวสต์มีจุดไกลสุดจากดวงอาทิตย์ประมาณ 70,000 au ^{[ 181 ]}ทรงกลมฮิลล์ของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับนิวเคลียสกาแล็กซี ซึ่งเป็นช่วงที่มีประสิทธิภาพของอิทธิพลโน้มถ่วงของมัน ได้รับการคำนวณโดยGA Chebotarevว่าอยู่ที่ 230,000 au ^{[ 182 ]}

^{ภายใน ระยะ} 10 ปีแสงจากดวงอาทิตย์มีดาวฤกษ์อยู่ค่อนข้างน้อย โดยดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุดคือระบบดาวสามดวงอัลฟาเซนทอรีซึ่งอยู่ห่างออกไปประมาณ 4.4 ปีแสง และอาจอยู่ในเมฆ G ของฟองอากาศท้องถิ่น [ ^{184 ]}อัลฟาเซนทอรี A และ B เป็นดาวฤกษ์คู่หนึ่งที่มีลักษณะคล้ายดวงอาทิตย์ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด คือดาวแคระแดงขนาด เล็ก พร็อกซิมาเซนทอรีโคจรรอบดาวฤกษ์คู่นี้ในระยะห่าง 0.2 ปีแสง ในปี 2016 มีการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบ ที่อาจมีสิ่งมีชีวิตอาศัยอยู่ได้ โคจรรอบพร็อกซิมาเซนทอรี เรียกว่า พร็อกซิมาเซนทอรี บีซึ่งเป็นดาวเคราะห์นอกระบบที่ได้รับการยืนยันแล้วว่าอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด^{[ 185 ]}

ระบบสุริยะถูกล้อมรอบด้วยเมฆระหว่างดาวฤกษ์ในท้องถิ่นแม้ว่าจะไม่ชัดเจนว่าระบบสุริยะนั้นฝังตัวอยู่ในเมฆระหว่างดาวฤกษ์ในท้องถิ่นหรือไม่ หรือว่ามันอยู่นอกขอบของเมฆ^{[ 186 ]}มีเมฆระหว่างดาวฤกษ์อื่นๆ อีกหลายกลุ่มอยู่ในบริเวณที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ไม่เกิน 300 ปีแสง ซึ่งรู้จักกันในชื่อ ฟอง อากาศในท้องถิ่น^{[ 186 ]}ลักษณะดังกล่าวเป็นโพรงรูปทรงนาฬิกาทรายหรือฟองอากาศขนาดใหญ่ในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ที่มีขนาดประมาณ 300 ปีแสง ฟองอากาศนี้เต็มไปด้วยพลาสมาที่มีอุณหภูมิสูง ซึ่งบ่งชี้ว่าอาจเป็นผลผลิตจากซูเปอร์โนวาหลายครั้งเมื่อไม่นานมานี้^{[ 187 ]}

ฟองอากาศท้องถิ่นเป็นฟองอากาศขนาดใหญ่เมื่อเทียบกับคลื่นแรดคลิฟฟ์และโครงสร้างเชิงเส้นแยกส่วน ที่อยู่ใกล้เคียงซึ่งกว้างกว่า (เดิมคือ เข็มขัดกูลด์ ) ซึ่งแต่ละแห่งมีความยาวหลายพันปีแสง^{[ 188 ]}โครงสร้างเหล่านี้ทั้งหมดเป็นส่วนหนึ่งของแขนโอไรออนซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ในทางช้างเผือกที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่า^{[ 189 ]}

กลุ่มดาวจะรวมตัวกันเป็นกระจุกดาวก่อนที่จะสลายตัวกลายเป็นกลุ่มดาวเคลื่อนที่ กลุ่มดาวที่โดดเด่นและมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าคือกลุ่มดาวเคลื่อนที่ Ursa Majorซึ่งอยู่ห่างออกไปประมาณ 80 ปีแสงภายใน Local Bubble กระจุกดาวที่อยู่ใกล้ที่สุดคือHyadesซึ่งอยู่บริเวณขอบของ Local Bubble บริเวณที่เกิดดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุดคือเมฆโมเลกุล Corona Australis กลุ่มเมฆ Rho Ophiuchiและเมฆโมเลกุล Taurusซึ่งกลุ่มเมฆหลังนี้อยู่เลย Local Bubble ไปเล็กน้อยและเป็นส่วนหนึ่งของคลื่น Radcliffe ^{[ 190 ]}

การโคจรเฉียดดวงอาทิตย์ของดาวฤกษ์ในระยะไม่เกิน 0.8 ปีแสง เกิดขึ้นโดยประมาณทุกๆ 100,000 ปีการโคจรเฉียดดวงอาทิตย์ที่วัดระยะได้อย่างแม่นยำที่สุดคือดาวฤกษ์ของชอลซ์ซึ่งโคจรเข้ามาใกล้ประมาณ ~50,000 AUของดวงอาทิตย์เมื่อราว 70,000 ปีก่อน น่าจะผ่านเมฆออร์ตชั้นนอก^{[ 191 ]}มีโอกาส 1% ทุกๆ พันล้านปีที่ดาวฤกษ์จะผ่านเข้ามาภายใน100 AUของดวงอาทิตย์ ซึ่งอาจรบกวนระบบสุริยะได้^{[ 192 ]}

ดวงอาทิตย์พร้อมกับระบบสุริยะทั้งหมดโคจรรอบศูนย์กลางมวลของกาแล็กซีด้วยความเร็วเฉลี่ย 230 กม./วินาที (828,000 กม./ชม.) ^{[ 193 ]}ใช้เวลาประมาณ 220–250 ล้านปีโลกในการโคจรครบรอบ ( ปีกาแล็กซี ) โดยโคจรครบรอบประมาณ 20 ครั้งนับตั้งแต่การกำเนิดของดวงอาทิตย์^{[ 194 ] [ 195 ]}ทิศทางการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์ หรือจุดสูงสุดของดวงอาทิตย์อยู่ในทิศทางของดาวเวกาโดย ประมาณ ^{[ 196 ]}ในอดีต ดวงอาทิตย์น่าจะเคลื่อนที่ผ่านซูเปอร์บับเบิลโอไรออน-อีริดานัสก่อนที่จะเข้าสู่บับเบิลท้องถิ่น^{[ 197 ]}

ขณะที่ดวงอาทิตย์โคจรรอบกาแล็กซี มันก็เคลื่อนที่โดยสัมพันธ์กับการเคลื่อนที่เฉลี่ยของดาวฤกษ์ดวงอื่น ๆ รอบ ๆ มันด้วย แบบจำลองอย่างง่ายทำนายว่าในกรอบอ้างอิงที่หมุนไปพร้อมกับกาแล็กซี ดวงอาทิตย์จะเคลื่อนที่เป็นรูปวงรี หมุนรอบจุดหนึ่งซึ่งตัวมันเองก็กำลังโคจรรอบกาแล็กซี^{[ 198 ]}ระยะเวลาการโคจรของดวงอาทิตย์รอบจุดนั้นประมาณ 166 ล้านปี ซึ่งสั้นกว่าเวลาที่จุดนั้นโคจรรอบกาแล็กซี ความยาวของวงรีประมาณ 1760  พาร์เซกและความกว้างประมาณ 1170 พาร์เซก (เปรียบเทียบกับระยะห่างของดวงอาทิตย์จากศูนย์กลางของกาแล็กซี ซึ่งประมาณ 7 หรือ 8 กิโลพาร์เซก) ในขณะเดียวกัน ดวงอาทิตย์ก็เคลื่อนที่ไปทาง "เหนือ" และ "ใต้" ของระนาบกาแล็กซีด้วยระยะเวลาที่ต่างกัน ประมาณ 83 ล้านปี โดยเคลื่อนที่ห่างจากระนาบประมาณ 99 พาร์เซก^{[ 199 ]}จุดที่ดวงอาทิตย์โคจรรอบนั้นใช้เวลาประมาณ 240 ล้านปีในการโคจรรอบกาแล็กซีหนึ่งรอบ

วงโคจรของดวงอาทิตย์รอบกาแล็กซีทางช้างเผือกถูกรบกวนเนื่องจากการกระจายมวลที่ไม่สม่ำเสมอในกาแล็กซีทางช้างเผือก เช่น ในและระหว่างแขนกังวลของกาแล็กซี มีการโต้แย้งว่าการที่ดวงอาทิตย์โคจรผ่านแขนกังวลที่มีความหนาแน่นสูงมักจะเกิดขึ้นพร้อมกับการสูญพันธุ์ครั้ง ใหญ่ บนโลก อาจเนื่องมาจากเหตุการณ์การชนที่ เพิ่มขึ้น ^{[ 200 ]}ระบบสุริยะใช้เวลาประมาณ 225–250 ล้านปีในการโคจรรอบกาแล็กซีทางช้างเผือกหนึ่งรอบ (หนึ่งปีของกาแล็กซี ) ^{[ 195 ]}ดังนั้นจึงเชื่อกันว่าระบบสุริยะโคจรรอบกาแล็กซีทางช้างเผือกประมาณ 20–25 รอบในช่วงอายุขัยของดวงอาทิตย์ความเร็วในการโคจรของระบบสุริยะรอบศูนย์กลางของกาแล็กซีทางช้างเผือกอยู่ที่ประมาณ 251 กม./วินาที (156 ไมล์/วินาที) ^{[ 201 ]}ด้วยความเร็วนี้ ระบบสุริยะใช้เวลาประมาณ 1,190 ปีในการเดินทางเป็นระยะทาง 1 ปีแสง หรือ 7 วันในการเดินทาง 1 AU ^{[ 202 ]}

ทางช้างเผือกกำลังเคลื่อนที่สัมพันธ์กับรังสีพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล (CMB) ไปในทิศทางของกลุ่มดาวไฮดราด้วยความเร็ว 550 กม./วินาที แต่เนื่องจากดวงอาทิตย์กำลังเคลื่อนที่สัมพันธ์กับศูนย์กลางกาแล็กซีไปในทิศทางของกลุ่มดาวหงส์ (ลองจิจูดกาแล็กซี 90°; ละติจูด 0°) ด้วยความเร็วมากกว่า 200  กม./วินาที ความเร็วที่ได้เมื่อเทียบกับ CMB จึงอยู่ที่ประมาณ 370 กม./วินาที ในทิศทางของกลุ่มดาวปูราหรือกลุ่มดาวสิงโต (ละติจูดกาแล็กซี 264°, ละติจูด 48°) ^{[ 203 ]}ซึ่งอยู่ห่างจากกลุ่มดาวหงส์ 132°

ในวัฒนธรรมยุคก่อนประวัติศาสตร์และยุคโบราณหลายแห่ง เชื่อกันว่าดวงอาทิตย์เป็นเทพเจ้าแห่งดวงอาทิตย์หรือสิ่งเหนือธรรมชาติ อื่นๆ ^{[ 204 ] [ 205 ]}ในช่วงต้นสหัสวรรษที่ 1 ก่อนคริสต์ศักราชนักดาราศาสตร์ชาวบาบิโลนสังเกตว่าการเคลื่อนที่ของดวงอาทิตย์ตามสุริยวิถีไม่สม่ำเสมอ แม้ว่าพวกเขาจะไม่ทราบสาเหตุ ปัจจุบันเป็นที่ทราบกันดีว่าเป็นเพราะการเคลื่อนที่ของโลกในวงโคจรวงรีโดยเคลื่อนที่เร็วขึ้นเมื่ออยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ที่จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด (perihelion) และเคลื่อนที่ช้าลงเมื่ออยู่ไกลจากดวงอาทิตย์ที่สุด (aphelion) ^{[ 206 ]}

หนึ่งในบุคคลแรกๆ ที่เสนอคำอธิบายทางวิทยาศาสตร์หรือปรัชญาเกี่ยวกับดวงอาทิตย์คือนักปรัชญากรีกชื่ออนาซาโกรา ส เขาให้เหตุผลว่ามันเป็นลูกบอลโลหะขนาดยักษ์ที่ลุกเป็นไฟ ใหญ่กว่าแผ่นดินเพโลปอนเนซ และดวงจันทร์สะท้อนแสงของดวงอาทิตย์^{[ 207 ]}เอราโตสเธเนสประมาณระยะห่างระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ในศตวรรษที่ 3 ก่อนคริสต์ศักราชว่า "เป็นสตาเดียหมื่น 400 ถึง 80000" ซึ่งการแปลนั้นกำกวม อาจหมายถึง 4,080,000 สตาเดีย (755,000 กม.) หรือ 804,000,000 สตาเดีย (148 ถึง 153 ล้านกิโลเมตร หรือ 0.99 ถึง 1.02 AU) ค่าหลังนี้ถูกต้องภายในไม่กี่เปอร์เซ็นต์ ในศตวรรษที่ 1 หลังคริสต์ศักราชปโตเลมีได้ประมาณระยะทางไว้ที่ 1,210 เท่าของรัศมีโลกหรือประมาณ 7.71 ล้านกิโลเมตร (0.0515 AU) ^{[ 208 ]}

ทฤษฎีที่ว่าดวงอาทิตย์เป็นศูนย์กลางที่ดาวเคราะห์โคจรรอบนั้นได้รับการเสนอครั้งแรกโดยอริสตาร์คัสแห่งซามอส ชาวกรีกโบราณ ในศตวรรษที่ 3 ก่อนคริสต์ศักราช^{[ 209 ]}และต่อมาได้รับการยอมรับโดยเซเลอุคัสแห่งเซเลเซีย [ ^{210 ] มุม}มองนี้ได้รับการพัฒนาเป็นแบบจำลองทางคณิตศาสตร์ที่ละเอียดกว่าของระบบสุริยจักรวาลในศตวรรษที่ 16 โดยนิโคลัส โคเปอร์นิคัส^{[ 211 ]}

นักดาราศาสตร์ชาวจีนได้บันทึกการสังเกตจุดบนดวงอาทิตย์ในช่วงราชวงศ์ฮั่น (202 ปีก่อนคริสต์ศักราช – ค.ศ. 220) โดยมีการเก็บรักษาบันทึกการสังเกตเหล่านี้ไว้เป็นเวลาหลายศตวรรษ นอกจากนี้ Averroesยังได้ให้คำอธิบายเกี่ยวกับจุดบนดวงอาทิตย์ในศตวรรษที่ 12 อีกด้วย^{[ 212 ]}การประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์ในช่วงต้นศตวรรษที่ 17 ทำให้Thomas Harriot , Galileo Galileiและนักดาราศาสตร์คนอื่นๆ สามารถสังเกตจุดบนดวงอาทิตย์ได้อย่างละเอียด Galileo ตั้งสมมติฐานว่าจุดบนดวงอาทิตย์อยู่บนพื้นผิวของดวงอาทิตย์ ไม่ใช่วัตถุขนาดเล็กที่เคลื่อนผ่านระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์^{[ 213 ]}

ผลงานทางดาราศาสตร์อิสลามในยุคกลางได้แก่ การค้นพบของ อัล-บัตตานีที่ว่าทิศทางของจุดอะโพจี ของดวงอาทิตย์ (ตำแหน่งในวงโคจรของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์คงที่ซึ่งดูเหมือนว่าจะเคลื่อนที่ช้าที่สุด) กำลังเปลี่ยนแปลง^{[ 214 ]}ในแง่ของระบบสุริยะแบบเฮลิโอเซนทริกในปัจจุบัน สิ่งนี้เกิดจากการเคลื่อนที่อย่างค่อยเป็นค่อยไปของจุดอะเฟเลียนของวงโคจรของโลกอิบนุ ยูนุสสังเกตตำแหน่งของดวงอาทิตย์มากกว่า 10,000 ครั้งเป็นเวลาหลายปีโดยใช้แอสโทรลาบ ขนาดใหญ่ ^{[ 215 ]}

ระยะทางที่แม่นยำพอสมควรไปยังดวงอาทิตย์ครั้งแรกถูกกำหนดในปี ค.ศ. 1684 โดยGiovanni Domenico Cassiniเนื่องจากทราบว่าการวัดพารัลแลกซ์ของดวงอาทิตย์โดยตรงนั้นทำได้ยาก เขาจึงเลือกที่จะวัดพารัลแลกซ์ของดาวอังคารแทน หลังจากส่งJean RicherไปยังCayenneซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของเฟรนช์เกียนาเพื่อทำการวัดพร้อมกัน Cassini ในปารีสได้กำหนดพารัลแลกซ์ของดาวอังคารเมื่อดาวอังคารอยู่ใกล้โลกมากที่สุดในปี ค.ศ. 1672 โดยใช้ระยะทางเส้นรอบวงระหว่างการสังเกตทั้งสอง Cassini คำนวณระยะทางระหว่างโลกกับดาวอังคาร จากนั้นใช้กฎของ Keplerเพื่อกำหนดระยะทางระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ ค่าของเขาซึ่งน้อยกว่าค่าในปัจจุบันประมาณ 10% นั้นมากกว่าค่าประมาณก่อนหน้านี้ทั้งหมดมาก^{[ 216 ]}

จากการสังเกตการณ์การเคลื่อนผ่านของดาวศุกร์ในปี ค.ศ. 1032 อิบนุ ซินาสรุปได้ว่าดาวศุกร์อยู่ใกล้โลกมากกว่าดวงอาทิตย์^{[ 217 ]}ในปี ค.ศ. 1677 เอ็ดมอนด์ ฮัลลีย์สังเกตการณ์การเคลื่อนผ่านของดาวพุธบนดวงอาทิตย์ ทำให้เขาตระหนักว่าการสังเกตการณ์พารัลแลกซ์ของดวงอาทิตย์ของดาวเคราะห์ (โดยเฉพาะอย่างยิ่งการใช้การเคลื่อนผ่านของดาวศุกร์) สามารถนำมาใช้ในการคำนวณระยะทางระหว่างโลกดาวศุกร์และดวงอาทิตย์ โดยใช้ ตรีโกณมิติ ได้ ^{[ 218 ]}การสังเกตการณ์การเคลื่อนผ่านของดาวศุกร์ในปี ค.ศ. 1769ทำให้นักดาราศาสตร์สามารถคำนวณระยะทางเฉลี่ยระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ได้เป็น 93,726,900 ไมล์ (150,838,800 กิโลเมตร) ซึ่งมากกว่าค่าปัจจุบันเพียง 0.8% ^{[ 219 ]}

ในปี ค.ศ. 1666 ไอแซค นิวตันสังเกตแสงอาทิตย์โดยใช้ปริซึมและแสดงให้เห็นว่าแสงอาทิตย์ประกอบด้วยแสงหลายสี^{[ 220 ]}ในปี ค.ศ. 1800 วิลเลียม เฮอร์เชลค้นพบ รังสี อินฟราเรดที่อยู่นอกเหนือส่วนสีแดงของสเปกตรัมแสงอาทิตย์^{[ 221 ]}ศตวรรษที่ 19 มีความก้าวหน้าในการศึกษาทางสเปกโทรสโกปีของดวงอาทิตย์โจเซฟ ฟอน ฟราวน์โฮเฟอร์ บันทึก เส้นดูดกลืนมากกว่า 600 เส้น ในสเปกตรัม ซึ่งเส้นที่แรงที่สุดยังคงถูกเรียกกันบ่อยครั้งว่าเส้นฟราวน์โฮเฟอร์ ศตวรรษที่ 20 นำมาซึ่งระบบเฉพาะทางหลายระบบสำหรับการสังเกตดวงอาทิตย์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งที่ความยาวคลื่นแคบๆ ที่แตกต่างกัน เช่น ระบบที่ใช้ การกรองแคลเซียม-H (396.9 นาโนเมตร) แคลเซียม-K (393.37 นาโนเมตร) และไฮโดรเจน-อัลฟา ( 656.46 นาโนเมตร) ^{[ 222 ]}

ในระหว่างการศึกษาสเปกตรัมแสงของโฟโตสเฟียร์ในช่วงแรก พบว่ามีเส้นดูดกลืนแสงบางเส้นที่ไม่สอดคล้องกับธาตุเคมี ใดๆ ที่รู้จักบนโลกในขณะนั้น ในปี พ.ศ. 2411 นอร์แมน ล็อกเยอร์ได้ตั้งสมมติฐานว่าเส้นดูดกลืนแสงเหล่านี้เกิดจากธาตุใหม่ที่เขาตั้งชื่อว่าฮีเลียมตามชื่อเทพเจ้าแห่งดวงอาทิตย์ของกรีกเฮลิออสยี่สิบห้าปีต่อมา ฮีเลียมก็ถูกแยกได้บนโลก^{[ 223 ]}

ในยุควิทยาศาสตร์สมัยใหม่ตอนต้น แหล่งพลังงานของดวงอาทิตย์เป็นปริศนาสำคัญลอร์ดเคลวินเสนอว่าดวงอาทิตย์เป็นวัตถุเหลวที่ค่อยๆ เย็นตัวลงและแผ่ความร้อนที่สะสมอยู่ภายใน^{[ 224 ]}เคลวินและเฮอร์มันน์ ฟอน เฮล์มโฮลทซ์เสนอ กลไก การหดตัวจากแรงโน้มถ่วงเพื่ออธิบายการปล่อยพลังงาน แต่การประมาณอายุที่ได้นั้นมีเพียง 20 ล้านปี ซึ่งสั้นกว่าช่วงเวลาอย่างน้อย 300 ล้านปีที่ได้จากการค้นพบทางธรณีวิทยาบางอย่างในเวลานั้น^{[ 224 ] [ 225 ]}ในปี 1890 ล็อกเยอร์เสนอสมมติฐานเกี่ยวกับอุกกาบาตสำหรับการก่อตัวและวิวัฒนาการของดวงอาทิตย์^{[ 226 ]}

จนกระทั่งปี 1904 จึงมีการเสนอวิธีแก้ปัญหาที่มีการบันทึกไว้เออร์เนสต์ รัทเทอร์ฟอร์ดเสนอว่าผลผลิตของดวงอาทิตย์สามารถคงอยู่ได้ด้วยแหล่งความร้อนภายใน และเสนอว่า^การสลายตัวของกัมมันตรังสีเป็นแหล่งที่มา^{[ 227 ]}อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ได้ให้เบาะแสสำคัญเกี่ยวกับแหล่งที่มาของพลังงานที่ปล่อยออกมาจากดวงอาทิตย์ด้วยความสัมพันธ์สมดุลระหว่างมวลและพลังงานE = mc² ^{[ 228} ] ในปี 1920 เซอร์^อาร์เธอร์ เอ็ดดิงตันเสนอว่าความดันและอุณหภูมิที่แกนกลางของดวงอาทิตย์สามารถก่อให้เกิดปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์ที่รวมไฮโดรเจน (โปรตอน) เข้ากับนิวเคลียสของฮีเลียม ส่งผลให้เกิดการผลิตพลังงานจากการเปลี่ยนแปลงมวลสุทธิ^{[ 229 ]}การมีไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ในดวงอาทิตย์ได้รับการยืนยันในปี 1925 โดยเซซิเลีย เพย์นโดยใช้ทฤษฎีการแตกตัวเป็นไอออนที่พัฒนาโดยเมกห์นาด ซาฮา แนวคิดเชิงทฤษฎีของปฏิกิริยาฟิวชั่นได้รับการพัฒนาในช่วงทศวรรษ 1930 โดยนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์Subrahmanyan ChandrasekharและHans Bethe Bethe คำนวณรายละเอียดของปฏิกิริยานิวเคลียร์หลักสองปฏิกิริยาที่สร้างพลังงานให้กับดวงอาทิตย์^{[ 230 ] [ 231 ]}ในปี 1957 Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William FowlerและFred Hoyleแสดงให้เห็นว่าธาตุส่วนใหญ่ในจักรวาลถูกสังเคราะห์ขึ้นโดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ภายในดาวฤกษ์ บางดวงก็เหมือนกับดวงอาทิตย์^{[ 232 ]}

ดาวเทียมดวงแรกที่ออกแบบมาเพื่อสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ในระยะยาวจากอวกาศระหว่างดาวเคราะห์คือPioneer 6 , 7 , 8และ9ซึ่งนาซาปล่อยขึ้นสู่อวกาศระหว่างปี 1959 ถึง 1968 ยานสำรวจเหล่านี้โคจรรอบดวงอาทิตย์ในระยะทางที่ใกล้เคียงกับระยะทางของโลก และทำการวัดลมสุริยะและสนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์อย่างละเอียดเป็นครั้งแรกPioneer 9ปฏิบัติงานเป็นเวลานานเป็นพิเศษ โดยส่งข้อมูลจนถึงเดือนพฤษภาคม 1983 ^{[ 233 ] [ 234 ]}

ในช่วงทศวรรษ 1970 ยานอวกาศHelios สองลำ และ Skylab Apollo Telescope Mountได้มอบข้อมูลใหม่ที่สำคัญเกี่ยวกับลมสุริยะและโคโรนาของดวงอาทิตย์ให้กับนักวิทยาศาสตร์ ยานสำรวจ Helios 1และ2เป็นความร่วมมือระหว่างสหรัฐอเมริกาและเยอรมนีที่ศึกษาลมสุริยะจากวงโคจรที่นำยานอวกาศเข้าไปภายในวงโคจรของดาวพุธ ณ จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด^{[ 235 ]}สถานีอวกาศ Skylab ซึ่งนาซาปล่อยขึ้นสู่อวกาศในปี 1973 ประกอบด้วยโมดูลสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ที่เรียกว่า Apollo Telescope Mount ซึ่งดำเนินการโดยนักบินอวกาศที่อาศัยอยู่ในสถานี^{[ 85 ]} Skylab ได้ทำการสังเกตการณ์แบบเวลาจริงครั้งแรกของบริเวณเปลี่ยนผ่านของดวงอาทิตย์และการปล่อยรังสีอัลตราไวโอเลตจากโคโรนาของดวงอาทิตย์^{[ 85 ]}การค้นพบรวมถึงการสังเกตการณ์ครั้งแรกของการพุ่งของมวลโคโรนา ซึ่งในขณะนั้นเรียกว่า "การเปลี่ยนแปลงของโคโรนา" และของรูโคโรนาซึ่งปัจจุบันทราบกันดีว่ามีความเกี่ยวข้องอย่างใกล้ชิดกับลมสุริยะ^{[ 235 ]}

ในปี พ.ศ. 2523 นาซาได้ปล่อยยานสำรวจSolar Maximum Mission ขึ้นสู่อวกาศ ยานอวกาศลำนี้ได้รับการออกแบบมาเพื่อสังเกตการณ์รังสีแกมมา รังสีเอ็กซ์และ รังสี อัลตราไวโอเลตจากเปลวสุริยะในช่วงเวลาที่มีกิจกรรมและความสว่างของดวงอาทิตย์สูง อย่างไรก็ตาม เพียงไม่กี่เดือนหลังจากการปล่อย ยานสำรวจเกิดความผิดพลาดทางอิเล็กทรอนิกส์ ทำให้ยานเข้าสู่โหมดสแตนด์บาย และอยู่ในสถานะที่ไม่ทำงานนี้เป็นเวลาสามปี ในปี พ.ศ. 2527 ภารกิจSTS-41-C ของ กระสวยอวกาศชาเลนเจอร์ได้กู้คืนดาวเทียมและซ่อมแซมอุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ก่อนที่จะปล่อยกลับเข้าสู่วงโคจรอีกครั้ง ต่อมา Solar Maximum Mission ได้บันทึกภาพโคโรนาของดวงอาทิตย์หลายพันภาพก่อนที่จะกลับเข้าสู่ชั้นบรรยากาศของโลกในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2532 ^{[ 236 ]}

ดาวเทียม โยโค ( ซันบีม ) ของญี่ปุ่นซึ่งเปิดตัวในปี 1991 ได้สังเกตการณ์เปลวสุริยะที่ความยาวคลื่นรังสีเอ็กซ์ ข้อมูลจากภารกิจทำให้นักวิทยาศาสตร์สามารถระบุเปลวสุริยะได้หลายประเภท และแสดงให้เห็นว่าโคโรนาที่อยู่ห่างจากบริเวณที่มีกิจกรรมสูงสุดนั้นมีพลวัตและมีกิจกรรมมากกว่าที่เคยคาดการณ์ไว้ก่อนหน้านี้ โยโคสังเกตการณ์วัฏจักรสุริยะทั้งหมด แต่เข้าสู่โหมดสแตนด์บายเมื่อเกิดสุริยุปราคาแบบวงแหวนในปี 2001 ทำให้มันสูญเสียการล็อกตำแหน่งบนดวงอาทิตย์ มันถูกทำลายจากการกลับเข้าสู่ชั้นบรรยากาศในปี 2005 ^{[ 237 ]}

หอดูดาวสุริยะและเฮลิโอสเฟียร์ ( SOHO ) ซึ่งสร้างร่วมกันโดยองค์การอวกาศยุโรปและนาซา ถูกปล่อยขึ้นสู่อวกาศเมื่อวันที่ 2 ธันวาคม พ.ศ. 2538 ^{[ 85 ]}เดิมทีตั้งใจจะปฏิบัติภารกิจเป็นเวลาสองปี^{[ 238 ]} SOHO ยังคงใช้งานอยู่จนถึงปี พ.ศ. 2567 ^{[ 239 ]} SOHO ตั้งอยู่ที่จุดลากรางจ์ระหว่างโลกและดวงอาทิตย์ (ซึ่งแรงดึงดูดจากทั้งสองเท่ากัน) ทำให้สามารถมองเห็นดวงอาทิตย์ได้อย่างต่อเนื่องในหลายช่วงคลื่นนับตั้งแต่ปล่อยขึ้นสู่อวกาศ^{[ 85 ]} นอกจากการสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์โดยตรงแล้ว SOHO ยังช่วยให้ค้นพบ ดาวหางจำนวนมาก ส่วนใหญ่ เป็นดาวหางขนาดเล็กที่โคจรเฉียดดวงอาทิตย์และเผาไหม้เมื่อผ่านดวงอาทิตย์^{[ 240 ]}

ดาวเทียมเหล่านี้ทั้งหมดได้สังเกตการณ์ดวงอาทิตย์จากระนาบสุริยวิถี ดังนั้นจึงได้สังเกตการณ์เฉพาะบริเวณเส้นศูนย์สูตรของดวงอาทิตย์โดยละเอียดเท่านั้นยานสำรวจยูลิสซีสถูกปล่อยขึ้นในปี 1990 เพื่อศึกษาบริเวณขั้วโลกของดวงอาทิตย์ โดยเดินทางไปยังดาวพฤหัสบดีก่อน เพื่อ "เหวี่ยง" เข้าสู่วงโคจรที่จะพามันไปไกลเหนือระนาบสุริยวิถี เมื่อยูลิสซีสอยู่ในวงโคจรตามกำหนดแล้ว ก็เริ่มสังเกตการณ์ลมสุริยะและความแรงของสนามแม่เหล็กที่ละติจูดสูงของดวงอาทิตย์ พบว่าลมสุริยะจากละติจูดสูงเคลื่อนที่ด้วยความเร็วประมาณ 750 กม./วินาที (ช้ากว่าที่คาดไว้) และมีคลื่นแม่เหล็กขนาดใหญ่เกิดขึ้นจากละติจูดสูงที่กระจายรังสีคอสมิกกาแล็กซี^{[ 241 ]}

ความอุดมสมบูรณ์ของธาตุในโฟโตสเฟียร์เป็นที่ทราบกันดีจาก การศึกษา ทางสเปกโทรสโกปีแต่องค์ประกอบของภายในดวงอาทิตย์ยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างถ่องแท้ ภารกิจนำตัวอย่างลมสุริยะกลับมาGenesisได้รับการออกแบบมาเพื่อให้นักดาราศาสตร์สามารถวัดองค์ประกอบของวัสดุดวงอาทิตย์ได้โดยตรง^{[ 242 ]}

เทพเจ้าแห่งดวงอาทิตย์มีบทบาทสำคัญในศาสนาและตำนานหลายเรื่อง^{[ 243 ]}การบูชาดวงอาทิตย์เป็นศูนย์กลางของอารยธรรมต่างๆ เช่นชาวอียิปต์โบราณชาวอินคาในอเมริกาใต้ และชาวแอซเท็กในดินแดนที่ปัจจุบันคือเม็กซิโก ในศาสนาฮินดูดวงอาทิตย์ยังคงถือเป็นเทพเจ้า เรียกว่าสุริยะ ( สันสกฤต : सूर्य ) อนุสาวรีย์โบราณหลายแห่งถูกสร้างขึ้นโดยคำนึงถึงปรากฏการณ์ทางสุริยะ ตัวอย่างเช่น แท่งหินขนาดใหญ่ ใช้เป็นเครื่องหมายแสดง จุดครึ่งปี(เช่น ในNabta Playaประเทศอียิปต์; Mnajdraประเทศมอลตา; และStonehengeประเทศอังกฤษ); Newgrangeซึ่งเป็นภูเขาที่มนุษย์สร้างขึ้นในยุคก่อนประวัติศาสตร์ในไอร์แลนด์ ถูกออกแบบมาเพื่อตรวจจับจุดครึ่งปี; พีระมิดEl Castilloที่Chichén Itzáในเม็กซิโก ถูกออกแบบมาเพื่อสร้างเงาเป็นรูปงูเลื้อยขึ้นไปบนพีระมิด ใน ^ช่วงวันวสันตวิษุวัตและวันศารทวิษุวัต^[ 244 ^]

ชาว สุเมเรียนโบราณเชื่อว่าดวงอาทิตย์คืออูตู [ ^{245 ] [ 246 ] เทพเจ้า}แห่งความยุติธรรมและเทพผู้ช่วยเหลือ^{[ 245 ]}ต่อมา อูตูถูกระบุว่าเป็นเทพเจ้าชามัชของชาวเซมิติกตะวันออก^{[ 245 ] [ 246 ]}

อย่างน้อยตั้งแต่ราชวงศ์ที่สี่ของอียิปต์โบราณ ดวงอาทิตย์ได้รับการบูชาในฐานะเทพราซึ่งพรรณนาว่าเป็นเทพเจ้าหัวเหยี่ยวที่มีแผ่นดิสก์สุริยะอยู่ด้านบน ใน ยุค จักรวรรดิใหม่ดวงอาทิตย์ถูกระบุว่าเป็นด้วงมูลสัตว์ในรูปของแผ่นดิสก์สุริยะอาเต็นดวงอาทิตย์ได้กลับมาเฟื่องฟูอีกครั้งใน ช่วงสั้นๆ ใน ยุคอามาร์นาเมื่อมันกลายเป็นเทพเจ้าที่โดดเด่นที่สุด หากไม่ใช่เทพเจ้าเพียงองค์เดียว สำหรับฟาโรห์อัคเคนาเต็น [ ^{247 ] [ 248 ] ชาว}อียิปต์พรรณนาถึงราว่าถูกแบกข้ามท้องฟ้าในเรือสุริยะ โดยมีเทพเจ้าชั้นรองลงมาติดตามไปด้วย สำหรับชาวกรีก เขาคือเฮลิออส ถูกแบกโดยรถม้าที่ลากโดยม้าไฟ ตั้งแต่รัชสมัยของเอลาบาบัสในปลายจักรวรรดิโรมันวันเกิดของดวงอาทิตย์เป็นวันหยุดที่เฉลิมฉลองในชื่อSol Invictus (แปลว่า 'ดวงอาทิตย์ผู้ไม่พ่ายแพ้') ไม่นานหลังจากวันเหมายัน ดวงอาทิตย์ปรากฏจากโลกโคจรรอบดวงอาทิตย์ปีละครั้งตามเส้นสุริยวิถีผ่านจักรราศีดังนั้นนักดาราศาสตร์ชาวกรีกจึงจัดให้ดวงอาทิตย์เป็นหนึ่งในเจ็ดดาวเคราะห์ (จากภาษากรีกplanetesแปลว่า 'ผู้พเนจร') การตั้งชื่อวันในสัปดาห์ตามชื่อดาวเคราะห์ทั้งเจ็ดมีมาตั้งแต่สมัยโรมัน^{[ 249 ] [ 250 ] [ 251 ]}

ในศาสนาโปรโตอินโด-ยุโรปดวงอาทิตย์ถูกทำให้เป็นบุคคลในฐานะเทพี* Seh ₂ ul ^{[ 252 ] [ 253 ]}คำที่มาจากเทพีองค์นี้ในภาษาอินโด-ยุโรปได้แก่Sól ในภาษา นอร์ส โบราณ , Suryaในภาษาสันสกฤต , Sulis ใน ^ภาษาแกลลิช , Saulė ในภาษาลิทัวเนียและSolntseในภาษาสลาฟ [ ^{253 ] ใน}ศาสนากรีกโบราณเทพเจ้าแห่งดวงอาทิตย์คือเทพเจ้าเพศชาย Helios ^{[ 254 ]}ซึ่งต่อมาได้ถูกผสมผสานเข้ากับApollo [ ^{255 ]}

ในสมัยโรมันโบราณวันอาทิตย์เป็นวันของเทพเจ้าแห่งดวงอาทิตย์ ในศาสนาเพแกน ดวงอาทิตย์เป็นแหล่งกำเนิดชีวิต เป็นศูนย์กลางของลัทธิบูชาที่เป็นที่นิยมในหมู่ชาวโรมัน ซึ่งจะยืนตั้งแต่รุ่งอรุณเพื่อรับแสงแรกของดวงอาทิตย์ขณะที่พวกเขาสวดภาวนา การเฉลิมฉลองเหมายัน (ซึ่งมีอิทธิพลต่อวันคริสต์มาส) เป็นส่วนหนึ่งของลัทธิบูชา Sol Invictus ของชาวโรมัน และคริสเตียนได้นำมาใช้เป็น วัน สะบาโตสัญลักษณ์แห่งแสงสว่างเป็นสัญลักษณ์จากศาสนาเพแกนที่คริสเตียนนำมาใช้ ซึ่งอาจเป็นสิ่งสำคัญที่สุดที่ไม่ได้มาจากประเพณีของชาวยิว โบสถ์คริสเตียนถูกสร้างขึ้นเพื่อให้ผู้คนหันหน้าไปทางทิศตะวันออก^{[ 256 ]}ในพระคัมภีร์ ไบเบิล หนังสือมาลาคีกล่าวถึง "ดวงอาทิตย์แห่งความชอบธรรม" ซึ่งคริสเตียนบางคนตีความว่าหมายถึงพระเมสสิยาห์ ( พระคริสต์ ) ^{[ 257 ]}

โทนาติอุห์เทพเจ้าแห่งดวงอาทิตย์ของชาวแอซเท็ก มีความเกี่ยวข้องอย่างใกล้ชิดกับ^การบูชายัญมนุษย์^{[ 258 ]}เทพีแห่งดวงอาทิตย์อะมาเทราสุเป็นเทพเจ้าที่สำคัญที่สุดในศาสนาชินโต [ ^{259 ] [ 260 ]}และเชื่อกันว่าเป็นบรรพบุรุษของจักรพรรดิญี่ปุ่นทั้งหมด^{[ 259 ]}

• Cohen, Richard (2010). Chasing the sun: the epic story of the star that gives us life. New York, NY: Random House. ISBN 978-1-4000-6875-3.
• Hudson, Hugh (2008). "Solar activity". Scholarpedia. Vol. 3. p. 3967. Bibcode:2008SchpJ...3.3967H. doi:10.4249/scholarpedia.3967. ISSN 1941-6016. Archived from the original on 3 October 2015. Retrieved 27 September 2015.
• Thompson, Michael J (August 2004). "Helioseismology and the Sun's interior". Astronomy & Geophysics. 45 (4): 4.21 –4.25. Bibcode:2004A&G....45d..21T. doi:10.1046/j.1468-4004.2003.45421.x. ISSN 1366-8781.

• Astronomy Cast: The SunArchived 12 May 2011 at the Wayback Machine
• Satellite observations of solar luminosityArchived 11 June 2017 at the Wayback Machine
• Animation – The Future of the Sun
• "Thermonuclear Art – The Sun In Ultra-HD"Archived 4 November 2015 at the Wayback Machine | Goddard Space Flight Center
• "A Decade of Sun"Archived 3 December 2021 at the Wayback Machine | Goddard Space Flight Center