ಸೂರ್ಯ: ಪರಿಷ್ಕರಣೆಗಳ ನಡುವಿನ ವ್ಯತ್ಯಾಸ

[[ಚಿತ್ರ:The sun1.jpg|thumb|left|ಭೂಮಿಯ ಮೇಲಿನ ಕ್ಯಾಮೆರ [[:en:Photographic lens|ಮಸೂರ]]ಕ್ಕೆ ಕಂಡಂತೆ ಸೂರ್ಯ.]]

ಸೂರ್ಯನ ೭೪% ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು [[ಜಲಜನಕ|ಜಲಜನಕದಿಂದ]], ೨೫% [[ಹೀಲಿಯಂ|ಹೀಲಿಯಂನಿಂದ]] ಮತ್ತು ಉಳಿದ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ಅಲ್ಪ-ಸ್ವಲ್ಪ ಭಾರಿ ವಸ್ತುಗಳಿಂದ ಕೂಡಿದೆ. ಸೂರ್ಯನ [[:en:Stellar classification|ವರ್ಣಪಟಲ ವಿಂಗಡಣೆ]]ಯು G2V. ಸೂರ್ಯನ ಮೇಲ್ಮೈ ತಾಪಮಾನವು ಸುಮಾರು ೫,೦೦೦-ಕೆ. ಗಳಿರುವುದನ್ನು "G2" ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಈ ತಾಪಮಾನವು ಮೇಲ್ಮೈಗೆ ಬಿಳಿ ಬಣ್ಣವನ್ನು ಕೊಟ್ಟರೂ, ವಾಯುಮಂಡಲವು ಬೆಳಕನ್ನು ಚದುರಿಸುವುದರಿಂದ, ಹಳದಿಯಾಗಿ ಕಾಣುತ್ತದೆ. ಇದರ ವರ್ಣಪಟಲವು ಅಯಾನುಗೊಳಿತ ಮತ್ತು ತಟಸ್ಥ ಲೋಹಗಳ ಮತ್ತು ಬಹಳ ದುರ್ಬಲವಾದ ಜಲಜನಕದ [[:en:spectral lines|ವರ್ಣರೇಖೆ]]ಗಳನ್ನು ತೋರಿಸುತ್ತದೆ. ಸೂರ್ಯನು ಬಹುತೇಕ ಇತರೆ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಂತೆ [[:en:main sequence|ಪ್ರಮುಖಾನುಕ್ರಮ]] ನಕ್ಷತ್ರವೆಂದು "V" ಪ್ರತ್ಯಯವು ಸೂಚಿಸುತ್ತದೆ. ಇದರರ್ಥ, ಸೂರ್ಯವು [[ಪರಮಾಣು ಬೆಸುಗೆ|ಪರಮಾಣು ಬೆಸುಗೆಯಿಂದ]] [[ಜಲಜನಕ|ಜಲಜನಕವನ್ನು]] [[ಹೀಲಿಯಂ]] ಆಗಿ ಪರಿವರ್ತಿಸಿ ಶಕ್ತಿಯನ್ನು ಉತ್ಪಾದಿಸುತ್ತದೆ, ಮತ್ತು ಇದು ಸಮತೋಲನ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿದ್ದು, ಅದರ ಗಾತ್ರವು ಬದಲಾಗುವುದಿಲ್ಲ ಎಂದು. ನಮ್ಮ ತಾರಾಗಣದಲ್ಲಿ ೧೦ ಕೋಟಿಗಿಂತ ಹೆಚ್ಚು G2 ವರ್ಗದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿವೆ. ತಾರಾಗಣದಲ್ಲಿರುವ ೮೫% ನಕ್ಷತ್ರಗಳಿಗಿಂತ ಸೂರ್ಯವು ಹೆಚ್ಚು ಪ್ರಕಾಶಮಾನವಾಗಿದೆ. ಈ ೮೫% ನಕ್ಷತ್ರಗಳು [[ಕೆಂಪು ಕುಬ್ಜ]] ರೂಪದಲ್ಲಿವೆ.<ref> http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html</ref>

 

[[ಕ್ಷೀರ ಪಥ]] [[:en:galactic center|ತಾರಾಗಣ ಕೇಂದ್ರ]]ದಿಂದ ಸುಮಾರು ೨೫,೦೦೦-೨೮೦೦೦ [[ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷ|ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷಗಳ]] ದೂರದಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯವು ಪರಿಭ್ರಮಿಸುತ್ತದೆ. ಇದರ ಒಂದು ಪರಿಭ್ರಮಣಕ್ಕೆ ಸುಮಾರು ೨೨೫೨೫ ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳು ಬೇಕಾಗುತ್ತವೆ. ಇದರ ೨೧೭&nbsp;ಕಿ.ಮೀ./ಕ್ಷಣದ [[ಪರಿಭ್ರಮಣ ವೇಗ|ಪರಿಭ್ರಮಣ ವೇಗವು]], ಪ್ರತಿ ೧,೪೦೦ ವರ್ಷಗಳಿಗೊಂದು ಜ್ಯೋತಿರ್ವರ್ಷ, ಮತ್ತು ಪ್ರತಿ ೮ ದಿನಗಳಿಗೊಮ್ಮೆ ಒಂದು [[ಖಗೋಳ ಮಾನ|ಖಗೋಳ ಮಾನದ]] ಪ್ರಮಾಣಗಳಿಗೆ ಸಮಾನವಾಗಿದೆ.<ref name="Kerr">{{cite journal |last=Kerr |first=F. J. |coauthors=Lynden-Bell D. |year=1986 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf |title=Review of galactic constants |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=221 |pages=1023-1038}}</ref>

 

== ಜೀವನ ಚಕ್ರ ==

[[:en:stellar evolution|ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಕಸನ]] ಮತ್ತು [[:en:nucleocosmochronology|ಪರಮಾಣು-ಬ್ರಹ್ಮಾಂಡ-ಕಾಲ-ಶಾಸ್ತ್ರ]]ಗಳ [[:en:computer simulation|ಗಣಕೀಕೃತ ಮಾದರಿ]]ಗಳ ಆಧಾರದ ಮೇಲೆ, ಸೂರ್ಯನಿಗೆ ೪೫೭ ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳಾಗಿವೆ ಎಂದು ಅಂದಾಜು ಮಾಡಲಾಗಿದೆ.

[[ಚಿತ್ರ:Sun_Life.png|thumb|200px|right|ಸೂರ್ಯನ ಜೀವನ ಚಕ್ರ]]

[[:en:Stellar nucleosynthesis|ಪರಮಾಣು ಬೆಸುಗೆಯಿಂದ]] ಜಲಜನಕವು ಹೀಲಿಯಂ ಆಗಿ ಪರಿವರ್ತಿತವಾಗುವ ಸೂರ್ಯನ [[:en:main sequence|ಪ್ರಮುಖಾನುಕ್ರಮ]] [[:en:stellar evolution|ವಿಕಸನ]] ಕಾಲದಲ್ಲಿ ಅರ್ಧ ಕಾಲವು ಈಗಾಗಲೇ ಮುಗಿದಿದೆ. ಸೂರ್ಯನ ಒಳಭಾಗದಲ್ಲಿ ಪ್ರತಿ ಕ್ಷಣವೂ ಸುಮಾರು ೪೦ ಲಕ್ಷ [[:en:tonne|ಟನ್ನು]]ಗಳಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯು ಶಕ್ತಿಯಾಗಿ ಪರಿವರ್ತಿತವಾಗಿ, [[:en:neutrino|ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ]] ಮತ್ತು [[:en:solar radiation|ಸೌರ ವಿಕಿರಣ]]ಗಳು ಉದ್ಭವವಾಗುತ್ತವೆ. ತನ್ನ ಜೀವಾವಧಿಯಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯವು ಸುಮಾರು ಒಟ್ಟಾರೆ ೧೦೦೦ ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಕಾಲ ಪ್ರಮುಖಾನುಕ್ರಮ ನಕ್ಷತ್ರವಾಗಿರುತ್ತದೆ.

[[ತಾರಾಸ್ಫೋಟ|ತಾರಾಸ್ಫೋಟದಂತೆ]] ಕೊನೆಗಾಣಲು ಸಾಕಷ್ಟು ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಸೂರ್ಯವು ಹೊಂದಿಲ್ಲ. ಬದಲಿಗೆ, ಇನ್ನು ಸುಮಾರು ೪-೫ ಶತಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಸೂರ್ಯವು [[ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯ|ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯದ]] ಹಂತವನ್ನು ತಲುಪುತ್ತದೆ. ಅದರ ಒಳಭಾಗದಲ್ಲಿರುವ ಜಲಜನಕ ಇಂಧನವು ಬಳಸಲಾಗಿ, ಒಳಭಾಗವು ಸಂಕುಚಿಸಿ ಬಿಸಿಯಾಗಿ, ಹೊರಪದರಗಳು ಹಿಗ್ಗುತ್ತವೆ. ಒಳಭಾಗದ ತಾಪಮಾನವು ೧೦ ಕೋಟಿ ಕೆ. ತಲುಪಿದಾಗ ಹೀಲಿಯಂ ಬೆಸುಗೆಯು ಶುರುವಾಗಿ, ಇಂಗಾಲ ಮತ್ತು ಆಮ್ಲಜನಕಗಳು ಸೃಷ್ಟಿಯಾಗುತ್ತವೆ. ಭೂಮಿಯು ಪ್ರಸ್ತುತದಲ್ಲಿರುವ ದೂರದವರೆಗೂ ಸೂರ್ಯನ ಹೊರಪದರಾಗಳು ಹಿಗ್ಗಿದರೂ, ಸೂರ್ಯನು ತನ್ನ ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯ ಹಂತದಲ್ಲಿ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಳ್ಳುವುದರಿಂದ, ಭೂಮಿಯ ಕಕ್ಷೆಯು ಇನ್ನೂ ದೂರವಾಗುತ್ತದೆ ಎಂದು ಇತ್ತೀಚೆಗಿನ ಸಂಶೋಧನೆಗಳು ತೋರಿಸುತ್ತವೆ. ಆದರೆ, ಭೂಮಿಯ ಮೇಲಿನ ನೀರು ಮತ್ತು ಬಹುತೇಕ ವಾಯುಮಂಡಲವು ಅಪಾರ ಶಾಖದಿಂದ ಇಂಗಿ ಹೋಗುತ್ತವೆ.

ಕೆಂಪು ದೈತ್ಯ ಹಂತದ ನಂತರ, ಉಷ್ಣತೆಯ ತೀವ್ರವಾದ ಮಿಡಿತಗಳಿಂದ, ಸೂರ್ಯವು ತನ್ನ ಹೊರ ಪದರಗಳನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಂದು [[:en:planetary nebula|ಗ್ರಹ ಜ್ಯೋತಿಪಟಲ]]ವಾಗಿ ಮಾರ್ಪಡುತ್ತದೆ. ಹೊರ ಪದರಗಳನ್ನು ಕಳೆದುಕೊಂಡ ಮೇಲೆ ಉಳಿದ ಅತ್ಯಂತ ಬಿಸಿಯಾದ ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ಒಳಭಾಗವು ನೂರಾರು ಕೋಟಿ ವರ್ಷಗಳ ಕಾಲಾವಧಿಯಲ್ಲಿ ನಿಧಾನವಾಗಿ ತಣ್ಣಗಾಗಿ [[:en:white dwarf|ಶ್ವೇತ ಕುಬ್ಜ]]ದಂತೆ ನಂದಿಹೋಗುತ್ತದೆ. [[:en:stellar evolution|ನಾಕ್ಷತ್ರಿಕ ವಿಕಸನ]]ದಲ್ಲಿ ಈ ರೀತಿಯ ಘಟನಾವಳಿಗಳು ಸಣ್ಣ ಮತ್ತು ಮಧ್ಯ ಪ್ರಮಾಣದ ನಕ್ಷತ್ರಗಳಲ್ಲಿ ಸಾಮಾನ್ಯವಾಗಿ ನಡೆಯುತ್ತವೆ.<ref name="future-sun">[http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html The Once & Future Sun</ref><ref name="Sackmann">[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ%2E%2E%2E418%2E%2E457S&db_key=AST&high=24809&nosetcookie=1 Our Sun. III. Present and Future]</re

 

=== ಸಂವಹನ ವಲಯ ===

ಸುಮಾರು ೦.೭ ಸೌರ ತ್ರಿಜ್ಯಗಳಿಂದ ಸೂರ್ಯನ ಗೋಚರ ಮೇಲ್ಮೈವರೆಗಿರುವ ಅನಿಲಗಳು, ಒಳ ಶಾಖವನ್ನು ವಿಕಿರಣದಿಂದ ಹೊರ ಸಾಗಿಸುವಷ್ಟು ಸಾಂದ್ರತೆಯನ್ನು ಹೊಂದಿಲ್ಲ. ಈ ಕಾರಣದಿಂದ, ಸಂವಹನೆಯುಂಟಾಗಿ, ಉಷ್ಣ ಪ್ರವಾಹಗಳು ಬಿಸಿಯಾದ ಪದಾರ್ಥಗಳನ್ನು ಸೂರ್ಯನ ಹೊರಭಾಗಕ್ಕೆ ಸಾಗಿಸುತ್ತವೆ. ಈ ಪದಾರ್ಥಗಳು ಹೊರಭಾಗದಲ್ಲಿ ಸ್ವಲ್ಪ ತಣ್ಣಗಾಗಿ, ಮತ್ತೆ ಸಂವಹನ ವಲಯದ ಕೆಳಭಾಗವನ್ನು ತಲುಪುತ್ತವೆ. ಇಲ್ಲಿ ಇವು ವಿಕಿರಣ ವಲಯದ ಮೇಲ್ಭಾಗದಿಂದ ಮತ್ತಷ್ಟು ಶಾಖವನ್ನು ಹೀರಿಕೊಂಡು ಪುನಃ ಹೊರಗೆ ಸಾಗಿಸುತ್ತವೆ.

 

== ಸೌರ ಚಟುವಟಿಕೆಗಳು ==

=== ಸೌರಕಲೆಗಳು ಮತ್ತು ಸೌರಾವರ್ತ ===

ಸೂಕ್ತವಾದ ಸೋಸಕಗಳಿಂದ ಸೂರ್ಯನನ್ನು ಅವಲೋಕಿಸಿದಾಗ ತಕ್ಷಣ ಕಂಡುಬರುವ ವೈಶಿಷ್ಟ್ಯತೆಗಳಲ್ಲಿ [[:en:sunspot|ಸೌರಕಲೆ]]ಗಳು ಒಂದು. ಇವು ಸುತ್ತುಮುತ್ತಲಿಗಿಂತ ಕಡಿಮೆ ತಾಪಮಾನದಲ್ಲಿದ್ದು, ಸ್ವಲ್ಪ ಗಾಢವಾಗಿ ಕಾಣುತ್ತವೆ. ಸೌರಕಲೆಗಳಲ್ಲಿ ತೀವ್ರವಾದ ಕಾಂತೀಯ ಚಟುವಟಿಕೆಗಳು ನಡೆಯುತ್ತಿದ್ದು, ಕಾಂತಕ್ಷೇತ್ರವು [[:en:convection|ಸಂವಹನೆ]]ಗೆ ತಡೆಯೊಡ್ಡಿ, ಬಿಸಿಯಾದ ಒಳಭಾಗದಿಂದ ಮೇಲ್ಮೈಗೆ ಶಾಖದ ಸಾರಿಗೆಯನ್ನು ಕಡಿಮೆ ಮಾಡುತ್ತದೆ. ಈ ಕಾಂತಕ್ಷೇತ್ರವು ಪ್ರಭಾವಲಯವನ್ನು ಚೆನ್ನಾಗಿ ಬಿಸಿಮಾಡಿ, [[:en:solar flare|ಸೌರ ಜ್ವಾಲೆ]] ಮತ್ತು [[:en:coronal mass ejection|ಪ್ರಭಾವಲಯದ ಪದಾರ್ಥದ ವಿಸರ್ಜನೆ]]ಗಳ ಮೂಲವಾದ [[:en:active region|ಸಕ್ರಿಯ ವಲಯ]]ಗಳನ್ನು ಉಂಟುಮಾಡುತ್ತದೆ. ದೊಡ್ಡ ಸೌರಕಲೆಗಳು ಸಾವಿರಾರು ಕಿ.ಮೀ. ಗಳಷ್ಟು ಅಗಲ ಇರುತ್ತವೆ.

[[ಚಿತ್ರ:Solar-cycle-data.png|thumb|right|250px|ಕಳೆದ ೩೦ ವರ್ಷಗಳಲ್ಲಿ ಸೌರಾವರ್ತದಲ್ಲಿ ಆದ ಬದಲಾವಣೆಗಳ ಮಾಪನ]]

== ಸೈದ್ಧಾಂತಿಕ ಸಮಸ್ಯೆಗಳು ==

=== ಸೌರ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಸಮಸ್ಯೆ ===

ಹಲವು ವರ್ಷಗಳವರೆಗೆ, ಭೂಮಿಯಿಂದ ಪತ್ತೆ ಹಚ್ಚಲಾದ ಸೌರ [[:en:electron neutrino|ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ]]ಗಳ ಪ್ರಮಾಣವು, ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳು ಸೂಚಿಸಿದ ಪ್ರಮಾಣದ ೩ನೇ ೧ಭಾಗದಷ್ಟು ಮಾತ್ರ ಇದ್ದಿತು. ಅಸಮಂಜಸವೆನಿಸುವ ಈ ಪರಿಣಾಮವನ್ನು [[:en:solar neutrino problem|ಸೌರ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಸಮಸ್ಯೆ]] ಎಂದು ಕರೆಯಲಾಯಿತು. ಈ ಸಮಸ್ಯೆಯನ್ನು ಬಗೆಹರಿಸಲೆತ್ನಿಸಿದ ವಾದಗಳು, ಸೂರ್ಯನ ಒಳ ತಾಪಮಾನವು ಕಡಿಮೆಯಿದೆ ಮತ್ತು ಇದರಿಂದ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು ಕಡಿಮೆಯಾಗುತ್ತಿವೆಯೆಂದೋ, ಅಥವಾ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು [[:en:neutrino oscillation|ಓಲಾಡಿ]], ಕಂಡುಹಿಡಿಯಲಾಗದಂತಹ [[:en:tau neutrino|ಟೌ]] ಮತ್ತು [[:en:muon neutrino|ಮ್ಯುಆನ್]] ರೂಪಗಳಿಗೆ ಮಾರ್ಪಡುತ್ತಿವೆಯೆಂದೋ ಸೂಚಿಸಿದವು.<ref name="Haxton">{{cite journal |last=Haxton |first=W. C. |year=1995 |url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1995ARA%26A..33..459H&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf |title=The Solar Neutrino Problem |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volume=33 |pages=459-504}}</ref> ಸೌರ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ಪ್ರಮಾಣವನ್ನು ನಿಖರವಾಗಿ ಮಾಪಿಸಲು [[:en:Sudbury Neutrino Observatory|ಸಡ್ಬರಿ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯ]] ಮತ್ತು [[:en:Kamiokande|ಕಮಿಯೋಕಂಡೆ]] ಸೇರಿದಂತೆ, ೮೦ರ ದಶಕದಲ್ಲಿ ಹಲವು ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯಗಳನ್ನು ನಿರ್ಮಿಸಲಾಯಿತು. ಕಡೆಗೆ, ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು ಜಡ ಸ್ಥಿತಿಯಲ್ಲಿದ್ದಾಗ ಬಹಳ ಕಡಿಮೆ ದ್ರವ್ಯರಾಶಿಯನ್ನು ಹೊಂದಿದ್ದು ನಿಜವಾಗಿಯೂ ಓಲಾಡುತ್ತವೆ ಎಂದು ಈ ವೀಕ್ಷಣಾಲಯಗಳಲ್ಲಿ ನಡೆದ ಅಧ್ಯಯನಗಳಿಂದ ಕಂಡುಬಂದಿತು.<ref name="Schlattl">{{cite journal |last=Schlattl |first=H. |year=2001 |title=Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem |journal=Physical Review D |volume=64 |issue=1}}</ref>. ಇದಲ್ಲದೆ, ಈ ೩ ವಿಧದ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳನ್ನು ಸಡ್ಬರಿ ವೀಕ್ಷಕನಾಲಯವು ಪ್ರತ್ಯಕ್ಷವಾಗಿ ಪತ್ತೆ ಹಚ್ಚಿ, ಇವುಗಳ ಒಟ್ಟು ಪ್ರಮಾಣವು ಸೌರ ಮಾದರಿಯ ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳೊಂದಿಗೆ ಸಮಂಜಸವಾಗಿದೆ ಎಂದು ಸಾಬೀತು ಮಾಡಿತು. ಆದರೆ, ಇವುಗಳಲ್ಲಿ ೩ನೇ ೧ಭಾಗ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳು ಮಾತ್ರ ಎಲೆಕ್ಟ್ರಾನ್ ಬಗೆಯ ನ್ಯೂಟ್ರಿನೊಗಳಾಗಿದ್ದವು. ಈ ೩ನೇ ೧ ಅನುಪಾತವು ಕೂಡ ಸಿದ್ಧಾಂತಗಳೊಂದಿಗೆ ಸಮಂಜಸವಾಗಿದೆ.