نام و ریشه:

خورشید در فارسی درگذشته با نام‌های دیگری چون خور، هور، مهر، روز خوانده می‌شد.

در زبان انگلیسی واژهٔ Sun برای خورشید از واژهٔ sunne در انگلیسی باستان گرفته شده‌است

 (نزدیک به سال ۷۲۵ در بئوولف). گمان آن می‌رود که این واژه با واژهٔ south به معنی جنوب

ارتباط داشته باشد. واژه‌های هم ریشه با Sun در زبان‌های دیگر، مانند زبان‌های ژرمنی و

به صورت sunne و sonne در به صورت sunna، در

  به صورت sonne، در هلندی امروزی به صورت zon در آلمانی Sonne، در

 نروژی باستان sunna و در زبان گوتیک sunnō است تمام عبارت‌های آلمانی برای Sun از

 sunnōn در نیازبان‌های ژرمنی آمده‌است.

در هنگامهٔ بی خدایی ژرمنی 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.

 پژوهشگران گمان می‌کنند که خورشید، ایزدبانوی ژرمنی ریشه‌ای هندو-اروپایی در

خورشیدخدایی کهن تر در زبان‌های هندواروپایی دارد و میان واژهٔ Sól در نروژی باستان،

 سوریا در زبان سانسکریت، Sulis در زبان گالیش، Saulė در لیتوانیایی و Solnitse در

 زبان‌های اسلاوی ارتباط است.

واژهٔ Sunday یا روز یکشنبه در انگلیسی امروزی، ریشه در انگلیسی باستان دارد

 (Sunnandæg به معنی «روز خورشید» پیش از سال ۷۰۰) و این به دلیل ترجمهٔ

 ژرمنی از عبارت لاتین dies solis است، خود این عبارت لاتین هم ترجمهٔ عبارت یونانی

 heméra helíou است.

در زبان لاتین واژهٔ Sol برای اشاره به ستاره بکار می‌رود این واژه به صورت اسم در انگلیسی

 کاربرد ندارد اما صفت آن solar بسیار پرکاربرد است. واژهٔ Sol برای اشاره به زمان خورشیدی

 در دیگر سیاره‌ها مانند بهرام کاربرد دارد. یک روز خورشیدی در زمین، میانگین ۲۴ ساعت

است در حالی که روی بهرام ۲۴ ساعت و ۳۹ دقیقه و ۳۵٫۲۴۴ ثانیه‌است.

ویژگی ها:

خورشید ستاره‌ای از گونهٔ است که ۹۹٫۸۶٪ از مجموع جرم سامانهٔ خورشیدی

 کوچکی برابر با ۹×۱۰^-۶ در هندسهٔ آن وجود دارد[۳۳] در نتیجه میان قطر خورشید در دو سوی

 قطب‌ها نسبت به قطر آن در مدار استوایی ۱۰ کیلومتر اختلاف وجود دارد. از آنجایی که خورشید

جامد نیست و از پلاسما ساخته شده‌است، در مدار استوایی نسبت به دو قطب، تُندتر می‌گردد.

 این رفتار که نام دارد، به دلیل وجود پدیدهٔ همرفت در خورشید و جابجایی ماده

 در اثر اختلاف دما است. آنچنان که از قطب شمال دایرةالبروج دیده می‌شود، این جرم

به بخشی از جرم خورشید تکانهٔ زاویه‌ای پادساعتگرد می‌دهد درنتیجه در سراسر خورشید

یک سرعت زاویه را توزیع می‌کند. دورهٔ این گردش واقعی نزدیک به ۲۵٫۶ روز در مدار استوایی

 و ۳۳٫۵ روز در دو قطب است. از آنجایی که جایگاه زمین نسبت به خورشید همیشه در

حال دگرگونی است و همیشه یک نقطه از زمین بهترین دید را نسبت به خورشید ندارد،

گویا گردش این ستاره در مدار استوایی اش نزدیک به ۲۸ روز است.اثر جانب مرکز

 (گریز از مرکز) این گردش آرام، ۱۸ میلیون بار ضعیف تر از جاذبهٔ سطح خورشید در مدار

استوایی آن است. اثر کشند سیاره‌ها هم بسیار ضعیف است و نمی‌تواند تاثیر آشکاری

 بر شکل ظاهری خورشید بگذارد.

خورشید ستاره‌ای با جمعیت (۱) است به عبارت دیگر ستاره‌ای سرشار از عنصرهای سنگین

 است.گمان آن می‌رود که آغاز پدیداری خورشید به موج‌های شوک تابیده شده از یک یا

چند ابرنواختر آن همسایگی باز گردد.این تصور به دلیل انباشتگی

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 بوجود آمده‌است.

خورشید مانند یک سیارهٔ خاکی دارای مرز روشنی نیست. تنها در لایه‌های

 بیرونی، چگالی گازها به صورت نمایی با افزایش فاصله از مرکز خورشید کاهش می‌یابد.

 شعاع خورشید برابر است با فاصلهٔ مرکز خورشید تا لبهٔ شیدسپهر. این لایه، بیرونی

 ترین لایه‌ای است که پس از آن گازها یا بسیار سرد اند یا لایه‌ای بسیار نازک را می‌سازند

 که نمی‌توانند به اندازهٔ درخور توجه نور تولید کنند. در نتیجه لایهٔ آخر لایه‌ای است که

چشم غیرمسلح بتواند به خوبی آن را ببیند.

هسته:

از مرکز خورشید تا فاصله‌ای نزدیک به ۲۰ تا ۲۵ درصد شعاع خورشید به عنوان

شده‌است. و دمای آن هم نزدیک به ۱۵٫۷ میلیون کلوین بدست آمده‌است. در مقابل دمای

 سطح خورشید نزدیک به ۵٬۸۰۰ کلوین است. تازه ترین پژوهش‌ها نشان داده‌است که

 گردش هستهٔ خورشید به دور خودش از دیگر جاهای شعاعی آن تندتر است.

در بیشتر عمر خورشید، همجوشی هسته‌ای از راه زنجیره گام‌های p-p (پروتون-پروتون)

و درنتیجه دگرگونی هیدروژن به هلیوم فراهم کنندهٔ انرژی خورشید بوده‌است.

تنها ۰٫۸٪ از انرژی پدید آمده در خورشید وارد چرخهٔ سی‌ان‌او می‌شود.

هسته تنها ناحیه در خورشید است که بخش بزرگی از انرژی گرمایی آن را از راه همجوشی

 هسته‌ای فراهم می‌کند. به این ترتیب در ناحیه‌ای درونی از مرکز تا ۲۴٪ شعاع، کارمایهٔ ۹۹٪

 خورشید فراهم می‌شود و تا ۳۰٪ از شعاع، فرایند همجوشی هسته‌ای به تمامی

می‌ایستد و دیگر ادامه نمی‌یابد. دیگر جاهای ستاره از راه جابجایی انرژی از مرکز به

 لایه‌های بیرونی گرم می‌شود. کارمایهٔ پدید آمده در هسته پس از گذر از لایه‌های

 پی در پی وارد نورکُره می‌شود و از آنجا به صورت نور یا انرژی جنبشی ذرات به فضا می‌گریزد.

در هستهٔ خورشید در هر ثانیه، زنجیرهٔ پروتون-پروتون ۹٫۲×۱۰۳۷ بار روی می‌دهد. از آنجایی که

 در این فرایند چهار پروتون آزاد (هستهٔ هیدروژن) هم زمان درگیر است پس در هر ثانیه ۳٫۷×۱۰۳۸

پروتون به ذرهٔ آلفا (هستهٔ هلیوم) دگرگون می‌شود به زبان دیگر ۶٫۲×۱۰۱۱ کیلو در ثانیه. در

 مجموع می توان گفت در سراسر خورشید نزدیک به ۸٫۹×۱۰۵۶ پروتون آزاد دگرگون می‌شود.

 می دانیم که در هر همجوشی و دگرگونی هیدروژن به هلیوم نزدیک به ۰٫۷٪ از حرم

 به انرژی دگرگون می‌شود. پس خورشید در هر ثانیه ۴٫۲۶ میلیون تن جرم را در

دگرگونی ماده-انرژی درگیر می‌کند. یا می توان گفت ۳۸۴٫۶ یوتا وات[۱] (۳٫۸۴۶×۱۰۲۶)

 یا ۹٫۱۹۲×۱۰۱۰ مگاتن 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 شبیه سازی‌ها چنین براورد شده که توان در مرکز خورشید ۲۷۶٫۵ watts/m۳ است.

 چگالی توان تولیدی خورشید بیشتر نزدیک به سوخت و ساز بدن یک خزنده‌است تا یک بمب

.[lower-alpha ۱] 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 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 باز می‌گردد.

پرتوهای گامای (فوتون‌های بسیار پرانرژی) آزاد شده از واکنش همجوشی پس از چند میلیمتر

 پلاسمای خورشیدی جذب می‌شوند و دوباره با اندکی انرژی کمتر در جهت‌های تصادفی

تابیده می‌شوند. بنابراین برای یک فوتون زمان بسیار زیادی می‌کشد تا به سطح خورشید

 برسد. برآوردها نشان می‌دهد که برای یک فوتون ۱۰،۰۰۰ تا ۱۷۰،۰۰۰ سال طول می‌کشد

تا در خورشید جابجا شود.[۵۱] ما برای نوترینو تنها ۲٫۳ ثانیه زمان برده می‌شود تا به سطح

خورشید برسد. نزدیک به ۲ درصد از انرژی کل تولیدی خورشید مربوط به این ذره‌است.

در پایان سفر از لایهٔ همرفتی بیرونی و رسیدن به سطح شفاف نورکره، فوتون‌ها به صورت

 نور دیدنی در فضا تابیده می‌شوند. پیش از گریز از سطح خورشید، هر یک پرتوی گاما در

 هستهٔ خورشید به چندین میلیون فوتون نور دیدنی دگرگون می‌شود. در اثر واکنش‌های

همجوشی در هسته ذره‌های دیگری به نام نوترینو هم آزاد می‌شوند. این ذره‌ها برخلاف

فوتون‌ها کمتر با ماده وارد واکنش می‌شوند بنابراین تقریبا همهٔ آن‌ها می‌توانند بی درنگ

از خورشید بگریزند. برای سالیان دراز شمار نوترینوهای آزاد شده از خورشید یا نوترینوهای

 شمرده شده با ابزارها یک-سوم شماری بود که نظریه‌های علمی پیشبینی می‌کرد. تا

سال ۲۰۰۱ که دانشمندان دریافتند، دلیل این ناهماهنگی به ویژگی باز

شده از سوی نظریه با هم برابر بوده‌اند اما ابزارهای شمارش تنها ۱⁄_۳ آن‌ها را شمرده بودند

و باقی مانده را از دست داده بودند و این به دلیل تغییر

(به معنی: عدد کوانتومی ذرهٔ بنیادی) در هنگام تشخیص با ابزار بود.

 آنقدر که بتوانند گرمای زیاد هسته را از راه تابش گرمایی به بیرون بتابانند.

 در این ناحیه رفتار همرفتی دیده نمی‌شود. با اینکه دمای ماده از ۷ میلیون کلوین به ۲

میلیون کلوین می‌رسد اما همچنان این مقدار کمتر از مقدار پیش بینی شده برای کاهش

 دما نسبت به افزایش ارتفاع است. پس این کاهش دما نمی‌تواند از راه همرفت صورت گیرد.

 در این بازه انرژی از راه تابش فوتون توسط یون‌های 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. چگالی هم از ۰٫۲۵ شعاع خورشید تا بالای بازهٔ تابشی نزدیک

به ۱۰۰ برابر افت می‌کند و از ۲۰ g/cm^۳ به ۰٫۲ g/cm^۳ می‌رسد.

میان ناحیهٔ تابشی درونی و بیرونی ناحیهٔ همرفتی یک لایهٔ گذار به نام

 ناحیه میان ناحیهٔ تابشی با گردش یکنواخت و در ناحیهٔ همرفتی یک

 یک پویایی مغناطیسی در میانهٔ این لایه باعث پدید آمدن میدان مغناطیسی

خورشید شده‌است.

ناحیهٔ همرفتی

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 بجای ناحیه‌ای تابنده، ناحیه‌ای مات است. درنتیجه 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 می توان آن را دید، دما تا ۵٬۷۰۰ کلوین افت

می‌کند و چگالی تنها 0.2 g/m^۳ است (نزدیک به ۱/۶۰۰۰۰ چگالی هوا در سطح دریاها).

ستون‌های داغ همرفتی بر روی سطح خورشید جا می‌اندازند این ستون‌ها از دور به صورت

 همرفتی در بیرونی ترین لایهٔ بخش درونی خورشید، باعث ایجاد یک پویایی در «اندازهٔ کوچک»

 ستون‌های داغ خورشید به شکل است درنتیجه هندسهٔ منشوری شش

۲- جرم خورشید ۳۳۳٬۰۰۰ برابر جرم زمین است (جرم زمین ۱۰۲۷×۶) و مقدار جرمی که خورشید از دست می‌دهد درحدود ۴/۲ میلیون تن در ثانیه‌است.

۳- وزن مخصوص خورشید ۴۱/۱ گرم بر سانتی متر مکعب است.

۴- حجم خورشید ۱۰۳۳× ۴/۱ سانتی متر مکعب که حدودا معدل ۱٬۴۰۰٬۰۰۰ برابر حجم زمین است.

۵- دمای مرکز خورشید ۱۵٬۰۰۰٬۰۰۰درجه کلوین است.

۶- مدت چرخش وضعی: ۲۵ روزدر استوا که درحوالی قطب‌ها به ۳۴ روز می‌رسد.

۷- یک سال کیهانی زمانی است که خورشید یک بار به دور کهکشان می‌چرخد ودر حدود ۲۲۵ میلیون سال است.

۸- قطر زاویه‌ای خورشید درآسمان ۳۲ دقیقه‌است. قدر ظاهری خورشید ۷/۲۶- است.

۹-خورشید در زمان پیدایش زمین (زمانی که زمین کاملا به اعتدال رسیده بود و آب در زمین وجود داشت) ۵ برابر امروز قطر و بزرگی داشت.

در حدود ۹۹٪ وزن خورشید را گازهای هیدروژن(H2) و هلیوم (He) تشکیل داده‌اند، که از

 مقدار نیز حدود ۷۰٪ هیدروژن۲۹٪ هلیوم و یک درصد مابقی، شامل سایر گازها می‌شود.

 در خورشید هرثانیه ۵۰۰ میلیون تن هیدروژن طی فرآیند همجوشی هسته‌ای به هلیوم

 تبدیل می‌شود که فقط حدود ۵٪ آن به شکل انرژِی از خورشید خارج می‌گردد. ازآن جایی

 که هم جوشی یک عمل گرماده‌است همجوشی‌های بیشمار خورشیدو انرژی گرمایی

حاصل از آن به عنوان اشعه‌های خورشید در منظومهٔ شمسی پخش می‌شود که مقداری

از آن به زمین می‌رسد این عمل نیز باعث طوفان‌های داغ و تحریک ابرهای اسید سولفوریک

در زهره می‌گردد.

جو خورشیدی:

از تمام خورشید فقط جو آن قابل مشاهده‌است ناحیه‌ای که از لحاظ فعالیت نیز غنی است

پایه جو خورشیدی شید سپهر است لکه‌های خورشیدی بر روی شید سپهر ظاهر می‌شوند

 لایه خارجی بعدی رنگین سپهر است تاج آخرین لایه جوی خورشید می‌باشد.

شید سپهر یک لایه نازک گاز که بیشترین عمقی که می‌توانیم آن را مشاهده کنیم و

تابش قابل رویت از آن منتشر می‌شود وبر این سطح دانه‌های گذرا با عمر متوسط ۵

تا دهها دقیقه را مشاهده می‌کنیم شکل گیری‌های روشن نا منظم که بوسیله رگه‌های

 تاریک احاطه شده‌اند این دانه دار شدن خورشیدی لایه بالایی ناحیه جا به جایی خورشید

است لایه گازی به ضخامت حدود ۰/۲r زمینی که درست زیر پایه شید سپهر قرار می‌گیرد

در این منطقه انرژی گرمایی توسط جا به جایی منتقل می‌شود توده‌های گرم

گاز(سلول‌های جا به جایی) بالا می‌روند و به صورت دانه‌های روشن ظاهر می‌شوند

و انرژیشان را در شید سپهر تخلیه می‌کنند گازهای سرد تر پایین می‌آیند. طیف

پیوستار سرار قرص خورشیدی یک دمای موثر _استفان بولتزمن_ 5800k را برای

شید سپهر تعریف می‌کند از میان شید سپهر به سمت بیرون دما به شدت پایین

 می‌آید و سپس مجدداً در حوالی ۵۰۰km داخل رنگین سپهر شروع به بالا رفتن می‌کند

 تا این که به دماهای بسیاربالا درتاج می‌رسد. شید سپهریک طیف یوسته جسم سیاه

 گسیل می‌دارد لذا بایستی در طول موجهای مرئی کدر باشد اماچگالیها در اینجا بسیار

کمتر از مقداری است که گاز برای کدر بودن و تولید تابش پیوسته جسم سیاه لازم دارد.