تفاوت میان نسخه‌های «خورشید»

۲٬۲۱۶ بایت اضافه‌شده ،  ۱ سال پیش
نجات ۱۳ منبع و علامت‌زدن ۰ به‌عنوان مرده.) #IABot (v2.0
(− {{تغییرمسیر|آفتاب}} تمام لینک‌های مرتبط اصلاح شدند)
(نجات ۱۳ منبع و علامت‌زدن ۰ به‌عنوان مرده.) #IABot (v2.0)
|accessdate=۲۰۰۹-۱۰-۳۱
}}</ref><ref>{{Cite journal
|last=Wilk |first=S. R.
|first=S. R.
|year=۲۰۰۹
|title=The Yellow Sun Paradox
|pages=۱۲–۱۳
|ref=harv
|access-date=۱۹ مه ۲۰۱۲
}}</ref> همچنین در برچسب رده‌بندی طیفی، ''G2''، گفته شده که [[دمای موثر|دمای سطح]] خورشید نزدیک به ۵۷۷۸ کلوین (۵۵۰۵ سانتیگراد) است و در ''V'' گفته شده‌است که خورشید مانند بیشتر ستارگان، یک ستارهٔ [[رشته اصلی|رشتهٔ اصلی]] است و در نتیجه انرژی خود را از راه [[همجوشی هسته‌ای]] [[هسته اتم|هسته]] هیدروژن به هلیم فراهم می‌کند و در هر ثانیه، در هستهٔ خود، ۶۲۰ میلیون [[تن (یکای جرم)|تُن]] هیدروژن را دچار همجوشی می‌کند. در دوره‌ای کیهان شناسان می‌گفتند که خورشید نسبت به دیگر ستارگان، ستاره‌ای کوچک و ناچیز است ولی امروزه بر این باور اند که خورشید از ۸۵٪ ستارگان [[کهکشان راه شیری]] درخشان تر است. چون بیشتر آن‌ها [[کوتوله سرخ|کوتوله‌های سرخ]]‌اند.<ref>{{Cite news
|archive-url=https://web.archive.org/web/20120618183229/http://www.osa-opn.org/Content/ViewFile.aspx?id=11147
|archive-date=۱۸ ژوئن ۲۰۱۲
|dead-url=yes
}}</ref> همچنین در برچسب رده‌بندی طیفی، ''G2''، گفته شده که [[دمای موثر|دمای سطح]] خورشید نزدیک به ۵۷۷۸ کلوین (۵۵۰۵ سانتیگراد) است و در ''V'' گفته شده‌است که خورشید مانند بیشتر ستارگان، یک ستارهٔ [[رشته اصلی|رشتهٔ اصلی]] است و در نتیجه انرژی خود را از راه [[همجوشی هسته‌ای]] [[هسته اتم|هسته]] هیدروژن به هلیم فراهم می‌کند و در هر ثانیه، در هستهٔ خود، ۶۲۰ میلیون [[تن (یکای جرم)|تُن]] هیدروژن را دچار همجوشی می‌کند. در دوره‌ای کیهان شناسان می‌گفتند که خورشید نسبت به دیگر ستارگان، ستاره‌ای کوچک و ناچیز است ولی امروزه بر این باور اند که خورشید از ۸۵٪ ستارگان [[کهکشان راه شیری]] درخشان تر است. چون بیشتر آن‌ها [[کوتوله سرخ|کوتوله‌های سرخ]]‌اند.<ref>{{Cite news
|last=Than |first=K.
|year=۲۰۰۶
|publisher=[[ناسا|NASA]]
}}</ref><ref>{{cite journal
|last=Riley |first=P.
|first=P.
|last2=Linker |first2=J. A.
|last3=Mikić |first3=Z.
|first2=J. A.
|last3=Mikić |first3=Z.
|first3=Z.
|year=۲۰۰۲
|title=Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations
|url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/monthly_highlights/2002-July-2001JA000299.pdf
|journal=[[Journal of Geophysical Research]]
|volume=۱۰۷ |issue=A7 |pages=SSH 8–1
|issue=A7
|pages=SSH 8–1
|bibcode=2002JGRA.107g.SSH8R
|doi=10.1029/2001JA000299
|id=CiteID 1136
|access-date=۱۶ ژوئن ۲۰۱۲
}}</ref>
|archive-url=https://web.archive.org/web/20090814052347/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/monthly_highlights/2002-July-2001JA000299.pdf
|archive-date=۱۴ اوت ۲۰۰۹
|dead-url=yes
}}</ref>
 
هم‌اکنون خورشید در حال سفر از میان [[ابر میان‌ستاره‌ای محلی]] در ناحیهٔ [[حباب محلی]] در لبهٔ [[بازوی شکارچی]] از کهکشان راه شیری است. از میان [[فهرست ستارگان نزدیک|۵۰ ستاره‌ای]] که تا شعاع ۱۷ سال نوری، در همسایگی زمین قرار دارند، (نزدیک‌ترین آن‌ها یک [[کوتوله سرخ|کوتولهٔ سرخ]] به نام [[پروکسیما قنطورس]] است که ۴٫۲ سال نوری فاصله دارد) از دیدگاه جرم، خورشید رتبهٔ چهارم را در میان آن‌ها دارد.<ref>{{Cite journal
|last = Adams|first = F. C.
|last2first = Graves|first2F. = GC.
|last2 = Graves
|last3 = Laughlin|first3 = G. J. M.
|first2 = G.
|last3 = Laughlin
|last3 = Laughlin|first3 = G. J. M.
|year = ۲۰۰۴
|title = Red Dwarfs and the End of the Main Sequence
|url = http://redalyc.uaemex.mx/pdf/571/57102211.pdf
|journal = [[Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica]]
|volume = ۲۲|pages = ۴۶–۴۹
|pages = ۴۶–۴۹
|bibcode = 2004RMxAC..22...46A
|doi =
|ref = harv
|access-date = ۱۸ ژوئن ۲۰۱۲
|archive-url = https://web.archive.org/web/20110726103734/http://redalyc.uaemex.mx/pdf/571/57102211.pdf
|archive-date = ۲۶ ژوئیه ۲۰۱۱
|dead-url = yes
}}</ref> اگر از [[مختصات کهکشانی|قطب شمالی کهکشان]] نگاه کنیم، خورشید به صورت ساعت‌گرد به گرداگرد [[مرکز کهکشانی]] راه شیری در گردش است و از آن نقطه نزدیک به ۲۴٬۰۰۰ تا ۲۶٬۰۰۰ [[سال نوری]] فاصله دارد، امید آن می‌رود که این گردش را ۲۲۵ تا ۲۵۰ میلیون سال دیگر به پایان برساند و دور خود را کامل کند. از آنجایی که کهکشان ما نسبت به [[تابش زمینه کیهانی|تابش زمینهٔ کیهانی]] (CMB) در راستای [[مار باریک (صورت فلکی)|صورت فلکی مار باریک]] با سرعت ۵۵۰ [[کیلومتر بر ثانیه]] در حرکت است، در نتیجه سرعت بدست آمده برای خورشید نسبت به [[تابش زمینه کیهانی|CMB]] در راستای [[پیاله (صورت فلکی)|صورت‌های فلکی پیاله]] یا [[شیر (صورت فلکی)|شیر]]، ۳۷۰ کیلومتر بر ثانیه می‌شود.<ref>{{cite journal
|last=Kogut |first=A.
 
[[پرونده:Sun parts big.jpg|بندانگشتی|چپ|300px|مقطع عرضی یک ستاره مانند خورشید ([[ناسا]])]]
توان تولید انرژی در هسته با کمک همجوشی، بسته به فاصله از مرکز خورشید تفاوت می‌کند. برپایهٔ شبیه‌سازی‌ها چنین برآورد شده که توان در مرکز خورشید {{عبارت چپچین|۲۷۶٫۵ watts/m<sup>۳</sup>}} است.<ref>[http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun] {{Webarchive|url=http://webarchive.loc.gov/all/20011129122524/http%3A//fusedweb%2Ellnl%2Egov/cpep/chart_pages/5%2Eplasmas/sunlayers%2Ehtml |date=۲۹ نوامبر ۲۰۰۱ }}. Fusedweb.llnl.gov (1998-11-09). Retrieved on 2011-08-30.</ref> چگالی توان تولیدی خورشید بیشتر نزدیک به [[سوخت و ساز]] بدن یک خزنده‌است تا یک بمب اتم. قلّهٔ توان تولیدی خورشید با انرژی گرمایی تولید شده در یک فرایند فعال [[کمپوست]] مقایسه می‌شود. انرژی بسیار بالای بیرون آمده از خورشید نه به این دلیل که خورشید در یکای حجم توان بسیار بالایی تولید می‌کند بلکه به این دلیل است که حجم بسیار بزرگی دارد.
 
نرخ فرایند همجوشی هسته که در هستهٔ خورشید رخ می‌دهد در تعادل بسیار ظریفی است که پیوسته خود را اصلاح می‌کند تا در تعادل بماند: اگر میزان همجوشی اندکی بیش از اندازه‌ای باشد که اکنون است، آنگاه هسته به شدت گرم می‌شود، در برابر نیروی [[وزن]] لایه‌های بیرونی از هر سو [[ضریب انبساط گرمایی|گسترش می‌یابد]]، با این کار نرخ همجوشی کاهش می‌یابد و آشفتگی اصلاح می‌شود. اگر همجوشی اندکی کمتر از مقدار همیشگی آن باشد، هسته سرد و دچار جمع شدگی می‌شود، با این کار نرخ همجوشی افزایش می‌یابد و به تعادل بازمی‌گردد.<ref>{{Cite journal|last1=Haubold |first1=H.J.|last2=Mathai|first2=A.M.|date= May 18, 1994|page=۱۰۲|volume=۳۲۰|journal=Basic space science. AIP Conference Proceedings |title=Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment|doi=10.1063/1.47009|arxiv=astro-ph/9405040|bibcode=1995AIPC..320..102H|ref=harv}}</ref><ref>{{cite web|last=Myers|first=Steven T.|title=Lecture 11&nbsp;– Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium|date=۱۹۹۹-۰۲-۱۸|accessdate=15 July 2009|url=http://www.aoc.nrao.edu/~smyers/courses/astro12/L11.html}}</ref>
|year=۱۹۹۱
|isbn=۰-۹۳۵۷۰۲-۶۴-۴
}}</ref> شیدسپهر ده‌ها تا صدها کیلومتر ضخامت دارد و گاهی کدری آن اندکی از [[جو زمین|هوای زمین]] هم کمتر می‌شود. چون بخش بالایی شیدسپهر از بخش‌های پایینی خنک تر است، در یک تصویر خورشید می‌بینیم که مرکز خورشید روشن‌تر از لبه‌های آن است. به این پدیده [[تیرگی مرکز-لبه]] می‌گویند.<ref name="Abhyankar1977" /> نور سفید خورشید یک ناحیهٔ طیفی مربوط به [[جسم سیاه]] دارد که نشان می‌دهد دمای آن نزدیک به ۶۰۰۰ [[کلوین]] است و البته همراه با آن خط‌های جذبی اتمی پراکنده دارد که به لایه‌های نازک روی شیدسپهر مربوط است. چگالی ذره‌ها در شیدسپهر نزدیک به {{عبارت چپچین|۱۰<sup>۲۳</sup> m<sup>−۳</sup>}} است. این مقدار ۰٫۳۷٪ شمار ذره‌ها در یکای حجم [[جو زمین]] در تراز دریاها است. ذره‌های شیدسپهر را الکترون‌ها و پروتون‌ها تشکیل می‌دهد که میانگین ذره‌های هوا ۵۸ برابر از آن سنگین تر است.<ref name="autogenerated1">{{cite web |url=http://www.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html |title=Nasa&nbsp;– Sun |publisher=Nasa.gov |date=۲۰۰۷-۱۱-۲۹ |accessdate=۲۰۰۹-۰۷-۱۱}}{{dead link|datearchiveurl=https://www.webcitation.org/5mYZC9LeB?url=http://www.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html |archivedate=۵ ژانویه ۲۰۱۰ |dead-url=Mayyes 2012}}</ref>
 
در آغاز [[طیف مرئی|طیف‌سنجی]] شیدسپهر، خط‌های جذبی پیدا شده بود که با هیچ‌یک از [[عنصر (شیمی)|عنصرهای شیمیایی]] شناخته شده همخوانی نداشت. در ۱۸۶۸ [[نورمن لاکیر]] حدس زد که این خط‌های جذبی مربوط به یک عنصر تازه‌است. او این عنصر تازه را [[هلیم]] نامید، این نام، یادآور خورشیدخدای یونان، [[هلیوس]] بود. پس از ۲۵ سال، دانشمندان برای نخستین بار توانستند هلیم را در زمین درون ظرفی جمع‌آوری کنند و از دیگر عنصرها جدا کنند.<ref name="Lockyer">{{cite web
خورشید ستاره‌ای فعال از دیدگاه مغناطیسی است. یک [[میدان مغناطیسی]] توانا دارد که سال به سال اندکی سویش تغییر می‌کند تا اینکه هر یازده سال وارون می‌شود.<ref name=Zirker2002-119>{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=۲۰۰۲|publisher=[[انتشارات دانشگاه پرینستون|Princeton University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۶۹۱-۰۵۷۸۱-۱|pages=۱۱۹–۱۲۰}}</ref> میدان مغناطیسی خورشید دارای اثرهای بسیاری است که به مجموعهٔ آن‌ها فعالیت خورشیدی گفته می‌شود. از جملهٔ آن‌ها، [[لکه خورشیدی|لکه‌های خورشیدی]] بر سطح آن، [[شراره خورشیدی|شرارهٔ خورشیدی]] و دگرگونی‌ها در [[باد خورشیدی|بادهای خورشیدی]] است که باعث جابجایی ماده درون سامانهٔ خورشید است.<ref name="Zirker2002">{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=۲۰۰۲|publisher=[[انتشارات دانشگاه پرینستون|Princeton University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۶۹۱-۰۵۷۸۱-۱|pages=۱۲۰–۱۲۷}}</ref> فعالیت‌های خورشید بر زمین هم اثر می‌گذارد. برای نمونه می‌توان به [[شفق قطبی]] که در ناحیه‌های نزدیک به قطب دیده می‌شود یا دیدن شکست یا خرابی در [[موج‌های رادیویی]] و [[توان الکتریکی]] اشاره کرد. گمان آن می‌رود که میدان مغناطیسی خورشید نقش مهمی در [[تشکیل و تکامل منظومه شمسی|ساخت و کامل شدن سامانهٔ خورشیدی]] داشته باشد. همچنین این فعالیت‌های خورشیدی، ساختار بخش [[یون‌کره|بیرونی هواکرهٔ زمین]] را هم تغییر می‌دهد.<ref name="Phillips1995">{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=۱۹۹۵|publisher=[[انتشارات دانشگاه کمبریج|Cambridge University Press]]|isbn=۹۷۸-۰-۵۲۱-۳۹۷۸۸-۹|pages=۱۴–۱۵, ۳۴–۳۸}}</ref>
 
به دلیل دمای بسیار بالای خورشید، تمام مادهٔ موجود در آن در حالت [[گاز|گازی]] و [[پلاسما (فیزیک)|پلاسما]] است. این ویژگی به خورشید این توان را می‌دهد تا در مدار استوایی اش تندتر (نزدیک ۲۵ روز) از عرض‌های جغرافیایی بالاتر (نزدیک به ۳۵ روز در ناحیهٔ قطبی) بگرد خود بچرخد.<ref name=autogenerated3>{{Cite news|url=http://archives.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/index.html |title= Sci-Tech&nbsp;– Space&nbsp;– Sun flips magnetic field |date= ۲۰۰۱-۰۲-۱۶|accessdate=۲۰۰۹-۰۷-۱۱|work=CNN}}</ref><ref name=autogenerated2>{{cite web |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |title=The Sun Does a Flip |publisher=Science.nasa.gov |date=۲۰۰۱-۰۲-۱۵ |accessdate=۲۰۰۹-۰۷-۱۱ |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090512121817/http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |archivedate=۱۲ مه ۲۰۰۹ |dead-url=yes }}</ref> گردش اختلافی خورشید در عرض‌های جغرافیایی گوناگون آن باعث می‌شود تا با گذر زمان خط‌های [[میدان مغناطیسی]] خورشید در هم پیچیده شود، حلقه‌های میدان مغناطیسی در سطح خورشید فوران کند و در نتیجه [[لکه خورشیدی|لکه]] و [[زبانه خورشیدی|زبانهٔ خورشیدی]] پدید آید. در اثر همین پیچش است که [[پویایی خورشیدی]] و چرخهٔ یازده سالهٔ وارونه شدن میدان مغناطیسی خورشید پدیدار می‌شود.<ref name=autogenerated3 /><ref name=autogenerated2 />
 
میدان مغناطیسی خورشید بسیار فراتر از خود خورشید را هم دربر می‌گیرد. بادهای خورشیدی مغناطیسی پلاسمایی، میدان مغناطیسی خورشید را به بیرون از خورشید می‌برد، پدیده‌ای که امروزه به آن [[میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای]] گفته می‌شود.<ref name=Russell2001>{{Cite book|last=Russell|first=C.T.|title=Space Weather (Geophysical Monograph)|year=2001|publisher=[[اتحادیه ژئوفیزیک آمریکا|American Geophysical Union]]|chapter=Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial|editors=Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L.|isbn=978-0-87590-984-4|pages=73–88|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf|format=PDF}}</ref> پلاسما تنها می‌تواند در راستای خط‌های میدان مغناطیسی جابجا شود برای همین میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای به صورت شعاعی گسترش یافته‌است. چون میدان مغناطیسی بالا و پایین مدار استوایی خورشید قطبش‌های متفاوت از یا به سوی خورشید دارند، یک لایهٔ نازک جریان در صفحهٔ استوایی خورشید پدید می‌آید که به آن [[صفحه جریان نورکره|صفحهٔ جریان نورکره]] گفته می‌شود.<ref name="Russell2001" /> در فاصله‌های دور، چرخش خورشید باعث پیچیده شدن میدان مغناطیسی و صفحهٔ جریان به شکل [[حلزونی ارشمیدس]] می‌شود؛ مانند سازهٔ [[مارپیچ پارکر]].<ref name="Russell2001" /> میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای بسیار قوی تر از اجزای میدان مغناطیسی دوقطبی خورشید است. میدان مغناطیسی دوقطبی ۵۰ تا ۴۰۰ [[تسلا (یکا)|میکروتسلایی]] خورشید (در [[شیدسپهر]]) با توان سهٔ فاصله کاهش می‌یابد و در نزدیکی‌های زمین به ۰٫۱ نانوتسلا می‌رسد. اما داده‌های بدست آمده توسط فضاپیماها نشان می‌دهد میدان مغناطیسی میان‌سیاره‌ای در نزدیکی زمین ۱۰۰ برابر قوی تر است.<ref name="Wang2003">{{Cite journal|last=Wang|first=Y. -M.|coauthors=Sheeley, N.R.|title=Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum|year=۲۰۰۳|journal=The Astrophysical Journal|volume=۵۹۱|issue=۲|pages=۱۲۴۸–۵۶|doi=10.1086/375449|bibcode=2003ApJ...591.1248W|ref=harv|last2=Sheeley}}</ref>
|publisher=[[مرکز پرواز فضایی گادرد|Goddard Space Flight Center]]
|accessdate=۲۰۰۹-۰۷-۱۰
|archiveurl = httphttps://web.archive.org/web/20070823050403/http://www.gsfc.nasa.gov/gsfc/spacesci/solarexp/sunspot.htm
|archivedate =۲۳ August 23,اوت 2007۲۰۰۷
|dead-url=yes
}}</ref>
 
شمار لکه‌های خورشیدی قابل دید ثابت نیست و هر ۱۱ سال همراه با [[چرخه خورشیدی|چرخهٔ خورشیدی]] تغییر می‌کند. معمولاً اندکی از لکه‌های خورشیدی قابل دیدند و حتی گاهی هیچ‌کدام دیده نمی‌شوند. لکه‌هایی که دیده می‌شوند در عرض‌های بالای خورشید قرار دارند. هرچه که چرخهٔ خورشید بیشتر پیش رود شمار لکه‌ها بیشتر و به مدار استوایی خورشید نزدیکتر می‌شوند. این پدیده را [[قانون اشپورر]] توضیح می‌دهد. لکه‌های خورشیدی بیشتر به صورت جفت با قطب‌های مخالف مغناطیسی‌اند. قطب‌های مغناطیسی لکه‌های مهم خورشید به صورت یک در میان در هر چرخهٔ خورشیدی تغییر می‌کند به این ترتیب یک لکه می‌تواند در یک دوره [[قطب مغناطیسی شمال]] و در دورهٔ آینده قطب مغناطیسی جنوب باشد.<ref name="solarcycle">{{cite web
|ref=harv |bibcode=2008MNRAS.386..155S
}} See also {{Cite news
|last=Palmer |first=J.
|first=J.
|title=Hope dims that Earth will survive Sun's death
|url=http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20
|year=۲۰۰۸
|accessdate=۲۰۰۸-۰۳-۲۴
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080317001540/http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20
}}</ref>
|archivedate=۱۷ مارس ۲۰۰۸
|dead-url=yes
}}</ref>
 
اگر زمین از دست رس خورشید دور بماند نیز همهٔ آبش بخار خواهد شد و بیشتر هواکرهٔ آن به بیرون فرار خواهد کرد. در گذشته [[نور خورشید]] بسیار ضعیف بود، شاید به همین دلیل در زمان‌های دورتر از یک میلیارد سال پیش، هنوز زندگی در خشکی پدید نیامده بود. از گذشته تا امروز خورشید درخشان تر شده‌است (هر یک میلیارد سال، ۱۰٪ درخشان تر) و این روند در آینده هم ادامه خواهد داشت و سطح آن کم‌کم گرمتر خواهد شد تا آنجا که تا یک میلیارد سال دیگر سطح زمین آنقدر گرم می‌شود که دیگر به سختی بتوان آب را در حالت مایع در آن پیدا کرد و این به معنی پایان زندگی در زمین است.
{{نوشتار اصلی|نور سفید}}
[[پرونده:Comparison sun seen from planets.svg|بندانگشتی|راست|310px|مقایسهٔ بزرگی ظاهری خورشید از چشم بیننده‌ای که بر روی سطح سیاره‌های [[تیر (سیاره)|تیر]]، [[زهره (سیاره)|زهره]]، [[زمین]]، [[مریخ|بهرام]]، [[مشتری (سیاره)|هرمز]]، [[زحل|کیوان]]، [[اورانوس|آهوره]]، [[نپتون]] و [[پلوتو]] ایستاده است]]
همواره نخستین منبع انرژی در زمین، نور خورشید بوده‌است. [[ثابت خورشید]] مقدار توانی است که خورشید در یکای سطح، در زمین آزاد می‌کند که ارتباط مستقیم با نور سفید دریافتی از خورشید دارد. ثابت خورشید در فاصلهٔ یک [[واحد نجومی]] از خورشید (برابر با فاصله‌ای که زمین یا نزدیکی آن تا خورشید دارد) تقریباً برابر با {{عبارت چپچین|۱٬۳۶۸ [[وات|W]]/[[متر|m]]<sup>۲</sup>}} است.<ref name="TSI">{{cite web |title=Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present |url=http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant |accessdate = ۲۰۰۵-۱۰-۰۵ |archiveurl=https://www.webcitation.org/618JfjgmL?url=http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi%2Fcomposite%2FSolarConstant |archivedate=۲۲ اوت ۲۰۱۱ |dead-url=yes }}</ref> نور خورشید با گذر از جو زمین ضعیف تر می‌شود و توان کمتری را به سطح می‌رساند. در شرایطی که آسمان شفاف، و خورشید نزدیک [[سرسو]] باشد، توانی نزدیک به ۱۰۰۰ وات بر مترمربع بدست خواهد آمد.<ref name=El-Sharkawi2005>{{Cite book|last=El-Sharkawi|first=Mohamed A.|title=Electric energy|year=۲۰۰۵|publisher=CRC Press|isbn=۹۷۸-۰-۸۴۹۳-۳۰۷۸-۰|pages=۸۷–۸۸}}</ref>
 
[[پرونده:Actual Sunset.jpg|بندانگشتی|چپ|نور خورشید در [[غروب|شامگاه]].]]
|ref=harv
|arxiv = astro-ph/0306220}}</ref><ref name="distance3">{{Cite journal
|last=Horrobin |first=M.
|first=M.
|coauthors=et al.
|title=First results from SPIFFI. I: The Galactic Center
|url=http://www.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf
|format=PDF|journal=[[Astronomische Nachrichten]]
|journal=[[Astronomische Nachrichten]]
|volume=۳۲۵ |issue=۲ |pages=۱۲۰–۱۲۳
|volume=۳۲۵
|issue=۲
|volume=۳۲۵ |issue=۲ |pages=۱۲۰–۱۲۳
|year=۲۰۰۴
|doi=10.1002/asna.200310181
|ref=harv |bibcode=2004AN....325...88H
|bibcode=2004AN....325...88H
}}</ref><ref name="eisenhaueretal2005">{{Cite journal
|access-date=۲۷ سپتامبر ۲۰۱۲
|archive-url=https://web.archive.org/web/20070621072120/http://www.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf
|archive-date=۲۱ ژوئن ۲۰۰۷
|dead-url=yes
}}</ref><ref name="eisenhaueretal2005">{{Cite journal
|last=Eisenhauer |first=F.
|coauthors=et al.
|accessdate=۲۰۰۷-۰۵-۱۰
}}</ref> پس باید انتظار داشت تا خورشید در طول زندگی اش، بتواند ۲۰ تا ۲۵ بار پیرامون کهکشان بگردد. سرعت حرکت سامانهٔ خورشیدی پیرامون مرکز کهکشانی نزدیک به {{عبارت چپچین| 251 km/s}} است.<ref name="space.newscientist.com">{{Cite journal
|last=Croswell |first=K.
|first=K.
|title=Milky Way keeps tight grip on its neighbor
|url=http://space.newscientist.com/article/mg19926693.900-milky-way-keeps-tight-grip-on-its-neighbour.html
|journal=[[نیو ساینتیست|New Scientist]]
|issue=۲۶۶۹ |page=۸
|page=۸
|year=۲۰۰۸
|ref=harv
|access-date=۴ اکتبر ۲۰۱۲
}}</ref> با این سرعت ۱٬۱۹۰ سال طول می‌کشد تا سامانهٔ خورشیدی بتواند در مسافتی به درازی یک سال نوری سفر کند. همچنین ۷ روز طول می‌کشد تا به اندازهٔ یک [[واحد نجومی]] جابجا شود.<ref>{{Cite book
|archive-url=https://web.archive.org/web/20080917045833/http://space.newscientist.com/article/mg19926693.900-milky-way-keeps-tight-grip-on-its-neighbour.html
|archive-date=۱۷ سپتامبر ۲۰۰۸
|dead-url=yes
}}</ref> با این سرعت ۱٬۱۹۰ سال طول می‌کشد تا سامانهٔ خورشیدی بتواند در مسافتی به درازی یک سال نوری سفر کند. همچنین ۷ روز طول می‌کشد تا به اندازهٔ یک [[واحد نجومی]] جابجا شود.<ref>{{Cite book
|last=Garlick |first=M.A.
|title=The Story of the Solar System
|archiveurl=https://archive.is/F2Jd|archivedate=2012-07-16}}</ref> این گونه آسیب‌ها به ویژه برای افراد بی‌تجربه و کودکان کمی پنهان است و فرد بی‌درنگ پس از نگاه کردن متوجه آن نمی‌شود.
 
در هنگام [[طلوع]] و [[غروب]] خورشید به دلیل اثر [[پراکندگی رایلی]] و [[پراکندگی می]] در بخش زیادی از هواکرهٔ زمین نور خورشید ضعیف تر دیده می‌شود<ref name="Haber2005">{{Cite journal|last=Haber|first=Jorg|coauthors=Magnor, Marcus; Seidel, Hans-Peter|title=Physically based Simulation of Twilight Phenomena|year=۲۰۰۵|journal=ACM Transactions on Graphics (TOG)|volume=۲۴|issue=۴|pages=۱۳۵۳–۱۳۷۳|doi=10.1145/1095878.1095884|url=http://www.mpi-inf.mpg.de/~magnor/publications/tog05.pdf|format=PDF|ref=harv|access-date=۱۴ اکتبر ۲۰۱۲|archive-url=https://web.archive.org/web/20110517074053/http://www.mpi-inf.mpg.de/~magnor/publications/tog05.pdf|archive-date=۱۷ مه ۲۰۱۱|dead-url=yes}}</ref> و حتی گاهی درخشش آن قدر کم است که می‌توان به آسانی با چشم غیرمسلح یا ابزارهای نوری خورشید را تماشا کرد (به شرطی که مطمئن باشیم در شرایطی نیستیم که ناگهان درخشش خورشید زیاد شود و از پشت ابر بیرون آید) وجود [[گرد و غبار]] در هوا، رطوبت بالا و مه باعث می‌شود تا درخشش خورشید کمتر دیده شود.<ref>{{Cite journal|title=Diurnal asymmetries in global radiation|author=I.G. Piggin|journal=Springer|year=۱۹۷۲|volume=۲۰|issue=۱|doi=10.1007/BF02243313|pages=۴۱–۴۸|ref=harv|bibcode = 1972AMGBB..20...41P}}</ref>
 
[[درخش سبز|پرتوی سبز]]، پدیده‌ای است کمیاب که اندکی پس از غروب و اندکی پیش از طلوع آفتاب روی می‌دهد. این درخشش توسط نور خورشید که در زیر افق [[شکست نور|شکسته می‌شود]] و به سوی بیننده تابیده می‌شود پدید می‌آید (معمولاً در اثر [[وارونگی هوا]]). نور با طول [[موج کوتاه]] تر (بنفش، آبی و سبز) بیش از پرتوهای با طول موج بلندتر (زرد، نارنجی و قرمز) خمیده می‌شود. اما بنفش و آبی بیشتر دچار [[پراکنندگی رایلی|پراکنندگی]] می‌شود در نتیجه نوری که دیده می‌شود [[سبز]] رنگ است.<ref>{{cite web
|publisher=BBC
|accessdate=۲۰۰۸-۰۸-۱۰
|archiveurl=httphttps://web.archive.org/web/20081216135504/http://www.bbc.co.uk/weather/features/understanding/greenflash.shtml
|archivedate=۲۰۰۸-۱۲-۱۶ دسامبر ۲۰۰۸
|dead-url=no
}}</ref>
 
پرتوهای [[فرابنفش]] خورشید دارای ویژگی [[گندزدایی]] است و در پاکسازی آب کاربرد دارد. همچنین از دیدگاه پزشکی هم بر بدن اثر دارد، هم باعث تولید [[ویتامین د]] می‌شود و هم می‌تواند [[آفتاب‌سوختگی]] ایجاد کند. بخش بزرگی از پرتوهای فرابنفش توسط [[لایه اوزون|لایهٔ اوزون]] ضعیف می‌شود. به همین دلیل میزان فرابنفش دریافتی بسته به [[عرض جغرافیایی]] متفاوت است. این تفاوت باعث پدید آمدن گوناگونی‌های زیستی در عرض‌های جغرافیایی مختلف شده‌است برای نمونه می‌توان به تفاوت در [[رنگ پوست انسان]] در سراسر کرهٔ زمین اشاره کرد.<ref>{{Cite journal
۳۱۹٬۲۳۵

ویرایش