خورشید: تفاوت میان نسخه‌ها

}}</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

}}</ref>

در هنگامهٔ [[پگانیسم|پیش از مسیحیت]] [[اقوام ژرمن]] به خورشید شخصیت داده می‌شد و به عنوان خدا پرستش می‌شد نام آن در آن هنگامه ''Sól'' یا ''Sunna'' (به معنی خورشید در نروژی باستان) بود.<ref name="MALLORY129" /> پژوهشگران گمان می‌کنند که خورشید، [[ایزدبانو|ایزدبانوی]] ژرمنی ریشه‌ای هندو-اروپایی در خورشیدخدایی کهن تر در [[زبان‌های هندواروپایی]] دارد و میان واژهٔ ''Sól'' در نروژی باستان، ''[[سوریا (ایزد)|سوریا]]'' در [[زبان سانسکریت]]، ''Sulis'' در [[زبان گالیش]]، ''Saulė'' در [[زبان لیتوانیایی|لیتوانیایی]] و ''Solnitse'' در [[زبان‌های اسلاوی]] ارتباط است.<ref name="MALLORY129" />

خورشید ستاره‌ای با [[فلزیگی|جمعیت (۱)]] است به عبارت دیگر ستاره‌ای سرشار از عنصرهای سنگین است.<ref name="zeilik" /> گمان آن می‌رود که آغاز پدیداری خورشید به [[امواج شوک|موج‌های شوک]] تابیده شده از یک یا چند [[ابرنواختر]] آن همسایگی بازگردد.<ref name="Falk">{{Cite journal

|bibcode = 1977Natur.270..700F}}</ref> این تصور به دلیل انباشتگی [[فلز سنگین|عنصرهای سنگین]] مانند [[طلا]] و [[اورانیم]] در منظومهٔ خورشیدی نسبت به کمبود آن‌ها در ستاره‌های با جمعیت نوع (۲) یا فقیر در عنصرهای سنگین، پدید آمده‌است. پذیرفتنی است اگر بگوییم این عنصرها در اثر انرژی بسیار بالای پدید آمده هنگام واکنش‌های هسته‌ای ابرنواختر یا هنگام جذب نوترون و تبدیل یک عنصر به عنصر دیگر درون یک ستارهٔ نسل دومی بزرگ به وجود آمده‌است.<ref name="zeilik" />

}}</ref><ref name="NASA1">{{cite web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |title=NASA/Marshall Solar Physics |publisher=Solarscience.msfc.nasa.gov |date=۲۰۰۷-۰۱-۱۸ |accessdate=۲۰۰۹-۰۷-۱۱}}</ref> و دمای آن هم نزدیک به ۱۵٫۷ میلیون [[کلوین]] بدست آمده‌است. در مقابل دمای سطح خورشید نزدیک به ۵٬۸۰۰ کلوین است. تازه‌ترین پژوهش‌ها نشان داده‌است که گردش هستهٔ خورشید به دور خودش از دیگر جاهای شعاعی آن تندتر است.<ref name="Garcia2007" /> در بیشتر عمر خورشید، [[همجوشی هسته‌ای]] از راه زنجیره گام‌های p-p (پروتون-پروتون) و در نتیجه دگرگونی [[هیدروژن]] به [[هلیوم]] فراهم‌کنندهٔ انرژی خورشید بوده‌است.<ref>{{Cite journal|last=Broggini|first=Carlo|date=26–28 June 2003|page=۲۱|journal=Physics in Collision|title=Nuclear Processes at Solar Energy|bibcode=2003phco.conf...21B|arxiv=astro-ph/0308537|ref=harv}}</ref> تنها ۰٫۸٪ از انرژی پدید آمده در خورشید وارد [[چرخه سی‌ان‌او|چرخهٔ سی‌ان‌او]] می‌شود.<ref name="jpcs271_1_012031">{{Cite journal | last1=Goupil | first1=M. J. | last2=Lebreton | first2=Y. | last3=Marques | first3=J. P. | last4=Samadi | first4=R. | last5=Baudin | first5=F. | title=Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns | journal=Journal of Physics: Conference Series | volume=۲۷۱ | issue=۱ | page=۰۱۲۰۳۱ | month=January | year=۲۰۱۱ | doi=10.1088/1742-6596/271/1/012031 | bibcode=2011JPhCS.271a2031G | display-authors=۱ | postscript=<!-- Bot inserted parameter. Either remove it; or change its value to "." for the cite to end in a ".", as necessary. -->{{inconsistent citations}}}}</ref>

در هستهٔ خورشید در هر ثانیه، زنجیرهٔ پروتون-پروتون {{عبارت چپچین|۹٫۲×۱۰^۳۷}} بار روی می‌دهد. از آنجایی که در این فرایند چهار پروتون آزاد (هستهٔ هیدروژن) هم‌زمان درگیر است پس در هر ثانیه {{عبارت چپچین|۳٫۷×۱۰^۳۸}} پروتون به [[ذرات آلفا|ذرهٔ آلفا]] (هستهٔ هلیوم) دگرگون می‌شود به زبان دیگر {{عبارت چپچین|۶٫۲×۱۰^۱۱}} کیلو در ثانیه. در مجموع می‌توان گفت در سراسر خورشید نزدیک به {{عبارت چپچین|۸٫۹×۱۰^۵۶}} پروتون آزاد دگرگون می‌شود.<ref name=Phillips1995-47 /> می‌دانیم که در هر همجوشی و دگرگونی هیدروژن به هلیوم نزدیک به ۰٫۷٪ از حرم به انرژی دگرگون می‌شود.<ref>p. 102, ''The physical universe: an introduction to astronomy'', Frank H. Shu, University Science Books, 1982, {{ISBN|0-935702-05-9|en}}.</ref> پس خورشید در هر ثانیه ۴٫۲۶ میلیون تن جرم را در دگرگونی ماده-انرژی درگیر می‌کند. یا می‌توان گفت ۳۸۴٫۶ [[یوتا (پیشوند)|یوتا]] [[وات]]<ref name="nssdc" /> ({{عبارت چپچین|۳٫۸۴۶×۱۰^۲۶}}) یا {{عبارت چپچین|۹٫۱۹۲×۱۰^۱۰}} مگاتن [[تری‌نیتروتولوئن|TNT]] در هر ثانیه. این مقدار جرم از میان نمی‌رود بلکه بر پایهٔ [[هم‌ارزی جرم و انرژی]] به صورت انرژی تابشی در می‌آید.

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^۳}} 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.llnl.gov/cpep/chart_pages/5%2Eplasmas.plasmas/sunlayers%2Ehtml.html |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.

در ناحیهٔ نزدیک به ۰٫۷ شعاع خورشید یا پایین‌تر، مواد خورشیدی بسیار گرم و چگال اند آنقدر که بتوانند گرمای زیاد هسته را از راه [[تابش گرمایی]] به بیرون بتابانند.<ref name="autogenerated1" /> در این ناحیه رفتار [[همرفت|همرفتی]] دیده نمی‌شود. با اینکه دمای ماده از ۷ میلیون کلوین به ۲ میلیون کلوین می‌رسد اما همچنان این مقدار کمتر از مقدار پیش‌بینی شده برای کاهش دما نسبت به افزایش ارتفاع است. پس این کاهش دما نمی‌تواند از راه همرفت صورت گیرد.<ref name="NASA1" /> در این بازه انرژی از راه [[پرتو|تابش]] [[فوتون]] توسط [[یون]]‌های [[هیدروژن]] و [[هلیم]] روی می‌دهد؛ که البته این فوتون‌ها هم مسافت بسیار کوتاهی را پیش می‌روند و خیلی زود توسط یون‌های دیگر دوباره جذب می‌شوند.<ref name="autogenerated1" /> چگالی هم از ۰٫۲۵ چگالی خورشید تا بالای بازهٔ تابشی نزدیک به ۱۰۰ برابر افت می‌کند و از {{عبارت چپچین|۲۰ g/cm^۳}} به {{عبارت چپچین|۰٫۲ g/cm^۳}} می‌رسد.<ref name="autogenerated1" />

میان ناحیهٔ تابشی درونی و [[گردش اختلافی]] بیرونی ناحیهٔ همرفتی یک لایهٔ‌گذار به نام Tachocline پدید می‌آید، این ناحیه در یک سوم بیرونی شعاع خورشید جای دارد. در این ناحیه میان ناحیهٔ تابشی با گردش یکنواخت و [[گردش اختلافی]] در ناحیهٔ همرفتی یک شکاف بزرگ (دگرگونی ناگهانی در رفتار) پدید می‌آید. شرایطی که در آن لایه‌های افقی پی در پی بر روی یکدیگر لیز می‌خورند.<ref>{{Cite book| url = http://books.google.com/?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193|isbn = ۹۷۸-۰-۸۴۹۳-۳۳۵۵-۲|pages = ۱۹۳–۲۳۵|chapter = The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo|author = ed. by Andrew M. Soward...|year = ۲۰۰۵|publisher = CRC Press|location = Boca Raton|title = Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002}}</ref> [[جریان سیال]] در [[ناحیهٔ همرفتی]] در بالا، از بالا تا پایین لایه به آرامی کم می‌شود تا در پایین‌ترین نقطه ناپدید شود. تا به این ترتیب با ویژگی‌های آرام [[ناحیهٔ تابشی]] در پایین، هماهنگ شود. امروزه چنین گمان می‌شود که یک پویایی مغناطیسی در میانهٔ این لایه باعث پدید آمدن [[میدان مغناطیسی]] خورشید شده‌است.<ref name="NASA1" />

در لایهٔ بیرونی خورشید، یعنی از سطح آن تا عمق نزدیک به ۲۰۰٬۰۰۰ کیلومتری (یا ۷۰٪ شعاع خورشید) پلاسمای خورشید به اندازهٔ کافی چگال یا داغ نیست تا بتواند انرژی گرمایی لایه‌های درونی را از راه تابش به بیرون برساند. به عبارت دیگر به جای ناحیه‌ای تابنده، ناحیه‌ای مات است. در نتیجه انرژی گرمایی از راه همرفت و ستون‌های داغ جابجا می‌شود و به سطح خورشید می‌رسد. هنگامی که مواد در سطح خورشید کمی خنک می‌شود به عمق خورشید جایی که رفت و برگشت‌های همرفتی آغاز شده بود، فروبرده می‌شود تا دوباره از بالای ناحیهٔ تابشی گرما دریافت کند. در لایه‌ای از خورشید که با چشم می‌توان آن را دید، دما تا ۵٬۷۰۰ کلوین افت می‌کند و چگالی تنها {{عبارت چپچین|0.2 g/m^۳}} است (نزدیک به ۱/۶۰۰۰۰ چگالی هوا در سطح دریاها).<ref name="NASA1" />

ستون‌های داغ همرفتی بر روی سطح خورشید جا می‌اندازند این ستون‌ها از دور به صورت [[جودانه (خورشید)|جودانه]] یا یک سری نقطه دیده می‌شود. آشفتگی پدید آمده در اثر رفت و برگشت‌های همرفتی در بیرونی‌ترین لایهٔ بخش درونی خورشید، باعث ایجاد یک پویایی در «اندازهٔ کوچک» می‌شود که در نتیجهٔ آن یک شمال و جنوب مغناطیسی در سراسر سطح خورشید پدید می‌آید.<ref name="NASA1" /> ستون‌های داغ خورشید به شکل [[سلول بنارد|سلول‌های بنارد]] است در نتیجه هندسهٔ منشوری شش ضلعی به خود می‌گیرد.<ref>{{Cite book

سطح دیدنی خورشید یا شیدسپهر، لایه‌ای است که در زیر آن خورشید در برابر نور دیدنی، [[کدری|کدر]] می‌شود.<ref name=Abhyankar1977>{{Cite journal|last=Abhyankar|first=K.D.|title=A Survey of the Solar Atmospheric Models|year=1977|journal=Bull. Astr. Soc. India|volume=5|bibcode=1977BASI....5...40A|pages=40–44|url=http://prints.iiap.res.in/handle/2248/510|ref=harv}}</ref> بالای شیدسپهر، [[نور سفید خورشید]] است که آزادانه در فضا تابیده می‌شود و همهٔ انرژی اش را از خورشید بیرون می‌برد. تغییر اندازهٔ کدری خورشید به کاهش مقدار یون‌های {{عبارت چپچین|H⁻}} بستگی دارد چون این یون است که [[نور مرئی]] را به آسانی جذب می‌کند.<ref name="Abhyankar1977" /> در مقابل نوری که ما می‌بینیم در اثر واکنش الکترون‌ها با اتم [[هیدروژن]] برای تولید یون {{عبارت چپچین|H⁻}} تولید شده‌است.<ref name="Gibson">{{Cite book

}}</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|۱۰^۲۳ m^−۳}} 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 |archiveurl=https://www.webcitation.org/5mYZC9LeB?url=http://www.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html |archivedate=۵ ژانویه ۲۰۱۰ |dead-url=yes }}</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>

}}</ref> البته از هنگامی که خورشید ساخته شده، بخشی از هلیم و عنصرهای سنگین از شیدسپهر گریخته‌اند برای همین هم‌اکنون شیدسپهر دارای هلیم کمتری نسبت به گذشته دارد و عنصرهای سنگین هم نسبت به [[پیش‌ستاره|پیش‌ستارهٔ]] خورشید ۸۴٪ اندازهٔ گذشته را دارند. ۷۱٪ پیش‌ستارهٔ خورشید از هیدروژن، ۲۷٫۴٪ از هلیم و ۱٫۵٪ از فلزها ساخته شده بود.<ref name="lodders" />

فراوانی عنصرهای سنگین خورشیدی که در بالا توضیح داده شد را با کمک [[طیف‌سنجی نجومی]] شیدسپهر خورشید و [[اندازه‌گیری]] فراوانی‌ها در [[شهاب‌سنگ|شهاب‌سنگ‌هایی]] که هرگز آن قدر داغ نشده‌اند که به [[دمای ذوب]] برسند، بدست می‌آوریم. گمان آن می‌رود که این شهاب‌سنگ‌ها ساختار پیش‌ستارهٔ خورشید را نگه داشته باشند و عنصرهای سنگین بر آن‌ها اثر نگذاشته باشند. نتیجهٔ هر دوی این روش‌ها با هم همخوانی دارد.<ref name="basu2008" />

}}</ref><ref>Ross and Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge and Engvold 1977, cited in Biemont 1978.</ref> با این‌که پژوهش‌های گسترده‌ای صورت گرفت اما فراوانی برخی از عنصرهای گروه آهن مانند [[کبالت]] و [[منگنز]] چندان روشن نشد دست کم تا سال ۱۹۷۸ چنین بود؛ و این به دلیل ساختار بسیار ریز این عنصرها بود (منظور تفاوت ناچیز در ترازهای انرژی است).<ref name="biemont1978" />

}}</ref>

|journal=[[مجله هواکره و فیزیک خورشید و زمین|Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics]]

در تغییر قطب‌های خورشید که به تدریج و در طی یازده سال صورت می‌گیرد؛ [[لکه‌های خورشیدی]] که فعالیت مغناطیسی شدیدی دارند متلاشی شده و به تدریج به سمت یکی از قطب‌های خورشید حرکت می‌کنند تا اینکه جایگزین قطب قبلی شوند. جابجایی قطبی خورشید تغییرات میان‌کهکشانی ایجاد می‌کند که به صورت توفان‌های مغناطیسی ظاهر می‌شود. این توفان‌ها ممکن است بر لایه [[یون‌کره]] جو زمین تأثیر بگذارند و در ارتباطات ماهواره‌ای و رادیویی اختلالاتی ایجاد کنند. یکی از تأثیرات این جابجایی قطبی که در زمین مشاهده خواهد شد، بیشتر شدن دفعات، گستردگی و پیدایی [[شفق قطبی|شفق‌های قطبی]] است.<ref name="bbc.com" />

اگر خورشید به یک غول سرخ دگرگون شود، ممکن است شعاعی بزرگتر از مدار گردش زمین به دور خورشید پیدا کند و شعاع آن {{عبارت چپچین|۱ [[واحد نجومی|AU]]}} یا {{عبارت چپچین|۱٫۵×۱۰^۱۱}} متر شود، این عدد ۲۵۰ برابر شعاع کنونی خورشید است.<ref name="Schroeder" />

}}</ref>

.<ref name="Schroeder" /><ref>{{Cite news

[[پرونده:Solar Life Cycle.svg|بندانگشتی|وسط|600px|چپ|{{ وسط‌چین}}چرخهٔ زندگی خورشید، اندازه‌های کشیده شده دقیق نیست.{{پایان}}]]

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]]^۲}} 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/composite/SolarConstant |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>

}}</ref><ref name="eisenhaueretal2005">{{Cite journal

}}</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

[[شیدسپهر]] یا همان سطح نورانی خورشید دارای دمایی نزدیک به ۶٬۰۰۰ [[کلوین]] است. بالای آن تاج خورشیدی جای دارد که دارای دمای ۱٬۰۰۰٬۰۰۰ تا ۲٬۰۰۰٬۰۰۰ کلوین است.<ref name="Erdelyi2007">{{Cite journal|last=Erdèlyi|first=R.|coauthors=Ballai, I.|title=Heating of the solar and stellar coronae: a review|year=۲۰۰۷|journal=Astron. Nachr.|volume=۳۲۸|issue=۸|pages=۷۲۶–۷۳۳|doi=10.1002/asna.200710803|ref=harv|bibcode=2007AN....328..726E}}</ref> ذمای بالای تاج خورشیدی نشان می‌دهد که این ناحیه به جز انتقال مستقیم گرما از شیدسپهر و از راه [[رسانش گرمایی|رسانایی گرمایی]]، [[منبع گرمایی]] دیگری هم دارد.<ref name="Russell2001" />

گمان آن می‌رود که انرژی لازم برای گرمایش بیشتر تاج خورشیدی از راه حرکت‌های آشفتهٔ ناحیه همرفتی در زیر شیدسپهر بدست آمده باشد. دو سازوکار اصلی برای توضیح داغی بیشتر تاج خورشیدی پیشنهاد شده‌است.<ref name="Erdelyi2007" /> نخست [[موج]]‌های گرم‌کننده‌است که در آن صوت، گرانش یا موج‌های magnetohydrodynamic از راه آشفتگی در ناحیهٔ همرفتی تولید می‌شود.<ref name="Erdelyi2007" /> این موج‌ها رو به بالا حرکت می‌کنند، در تاج خورشیدی پراکنده می‌شوند و انرژی خود را در محیط گازی به صورت گرما آزاد می‌کنند.<ref name="Alfven">{{Cite journal

}}</ref>