সূর্য

From LTRC

cs1

তথ্যছক
headerstyle background: #FFFFC0
title সূর্য
labelstyle background: inherit;
label1 নাম
data1 সূর্য, সোল,[1] সোল, হেলিওস[2]
label2 বিশেষণ
data2 সৌর (Solar)[3]
label3 প্রতীক
data3
header4 পর্যবেক্ষণের তথ্য
label5 পৃথিবী থেকে গড় দূরত্ব
data5 1 au
১৪৯,৬০০,০০০ কিমি
৮ মিনিট ১৯ সেকেন্ড, আলোর গতি[4]
label6 দৃশ্যমান উজ্জ্বলতা
data6 −২৬.৭৪ (V)[5]
label7 পরম উজ্জ্বলতা
data7 ৪.৮৩[5]
label8 বর্ণালীবীক্ষণ শ্রেণি
data8 G2V[6]
label9 ধাতবতা
data9 Z = 0.0165 ± 0.0010[7]
label10 কৌণিক আকার
data10 0.527 ± – °[8]
header11 কক্ষপথের বৈশিষ্ট্য
label12 আকাশগঙ্গা কেন্দ্র থেকে গড় দূরত্ব
data12 ২৪,০০০ থেকে ২৮,০০০ আলোকবর্ষ[9]
label13 গ্যালাকটিক পর্যায়কাল
data13 ২২৫–২৫০ মিলিয়ন বছর
label14 গতিবেগ
data14 *২৫১ কিমি/সেকেন্ড
গ্যালাকটিক কেন্দ্রকে কেন্দ্র করে কক্ষপথ
label15 অক্ষীয় নতি
data15 ৬৭.২৩° (গ্যালাকটিক সমতল)
label16 উত্তর মেরুর বিষুবাংশ
data16 ২৮৬.১৩° (২৮৬° ৭′ ৪৮″)[5]
label17 উত্তর মেরুর বিষুবলম্ব
data17 +৬৩.৮৭° (৬৩° ৫২′ ১২″ উত্তর)[5]
label18 নাক্ষত্রিক আবর্তনকাল
data18 ৩৪.৪ দিন (মেরু অঞ্চল)[5]
label19 নিরক্ষীয় আবর্তন গতিবেগ
data19 1.997 কিমি/সেকেন্ড[11]
header20 ভৌত বৈশিষ্ট্য
label21 নিরক্ষীয় ব্যাসার্ধ
data21 695500 কিমি[11]
109 × পৃথিবীর ব্যাসার্ধ[11]
label23 চ্যাপ্টা ভাব
data23 ০.০০০৫[5]
label24 পৃষ্ঠতলের ক্ষেত্রফল
data24 6.09×10^12 কিমি²
12000 × পৃথিবীর পৃষ্ঠতলের ক্ষেত্রফল[11]
label25 আয়তন
data25 1300000 × পৃথিবীর আয়তন
label26 ভর
data26 332950 × পৃথিবীর ভর[5]
label27 গড় ঘনত্ব
data27 Density1.408 গ্রাম/সেমি³
0.255 × পৃথিবীর ঘনত্ব[5][11]
label28 বয়স
data28 ৪.৬ বিলিয়ন বছর[12][13]
label29 নিরক্ষীয় পৃষ্ঠ অভিকর্ষ
data29 274 মি/সে²[5]
274 m/s2[11]
label30 জড়তার ভ্রামক গুণক
data30 ~ 0.059[5]
label31 পৃষ্ঠের মুক্তিবেগ
data31 617.7 কিমি/সেকেন্ড
৫৫ × পৃথিবীর মুক্তিবেগ[11]
label32 তাপমাত্রা
data32 5000000 K (করোনা)
label33 উজ্জ্বলতা
data33 6.17×10^9 লুমেন/মি²
label34 রঙ (B-V)
data34 0.656 ± 0.005[14]
label35 গড় উজ্জ্বলতা (রেডিয়েন্স)
data35 2.009×10^7 ওয়াট·মি⁻²·sr⁻¹
label37 আলোক মণ্ডলের ভর অনুযায়ী গঠন
data37 ০.০৪% সালফার[15]

সূর্য হলো সৌরজগতের কেন্দ্রে অবস্থিত নক্ষত্র। এটি উত্তপ্ত প্লাজমার একটি বিশাল গোলক, যা এর কেন্দ্রে সংঘটিত নিউক্লীয় সংযোজন বিক্রিয়ার মাধ্যমে প্রদীপ্ত হয়ে ওঠে এবং এর পৃষ্ঠতল থেকে প্রধানত দৃশ্যমান আলো ও অবলোহিত বিকিরণ হিসেবে শক্তি বিকিরণ করে, যার ১০% অতিবেগুনী শক্তিতে থাকে। এটি পৃথিবীতে জীবনের শক্তির প্রধান উৎস। সূর্য অনেক সংস্কৃতিতে শ্রদ্ধার বস্তু এবং প্রাচীনকাল থেকে জ্যোতির্বিজ্ঞান গবেষণার একটি কেন্দ্রীয় বিষয়।

সূর্য গ্যালাকটিক কেন্দ্র থেকে ২৪,০০০ থেকে ২৮,০০০ আলোকবর্ষ দূরত্বে প্রদক্ষিণ করে। পৃথিবী থেকে এর গড় দূরত্ব প্রায় 1.496×10^8 কিলোমিটার বা প্রায় ৮ আলোক-মিনিট। সূর্য ও পৃথিবীর মধ্যবর্তী দূরত্বকে একটি দৈর্ঘ্যের একক হিসেবে সংজ্ঞায়িত করা হয়েছে, যাকে জ্যোতির্বিজ্ঞান একক (au) বলা হয়, যা বর্তমানে 149.5978707×10^6 কিলোমিটার হিসেবে সংজ্ঞায়িত। এটি সৌরজগতের বৃহত্তম এবং সবচেয়ে ভরযুক্ত বস্তু; এর ব্যাস প্রায় 1391400 কিমি (864600 মাইল), যা পৃথিবীর প্রায় ১০৯ গুণ। সূর্যের ভর পৃথিবীর ভরের প্রায় ৩,৩০,০০০ গুণ, যা সৌরজগতের মোট ভরের প্রায় ৯৯.৮৬%। সূর্যের পৃষ্ঠতলের স্তর, অর্থাৎ এর আলোক মণ্ডলের ভর মূলত হাইড্রোজেন (~৭৩%) এবং হিলিয়াম (~২৫%) দিয়ে গঠিত, সাথে অক্সিজেন, কার্বন, নিয়ন এবং লোহার মতো ভারী মৌলগুলোর অতি সামান্য পরিমাণ রয়েছে।

সূর্য প্রায় ৪.৬ বিলিয়ন[lower-alpha 1] বছর আগে একটি বিশাল আণবিক মেঘ-এর কোনো অঞ্চলের পদার্থের মহাকর্ষীয় পতন থেকে গঠিত হয়েছিল। এই পদার্থের বেশিরভাগ অংশ কেন্দ্রে জমা হয়েছিল; বাকি অংশ একটি ঘূর্ণায়মান চাকতিতে চ্যাপ্টা হয়ে গিয়েছিল যা সৌরজগতে পরিণত হয়। কেন্দ্রীয় ভরটি এত উত্তপ্ত এবং ঘন হয়ে ওঠে যে এটি শেষ পর্যন্ত এর কেন্দ্রে নিউক্লীয় সংযোজন শুরু করে। বর্তমানে এটিকে একটি জি-টাইপ প্রধান-অনুক্রম নক্ষত্র (G2V) হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়। প্রতি সেকেন্ডে, সূর্যের কেন্দ্র প্রায় ৬০০ বিলিয়ন কিলোগ্রাম (কেজি) হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তরিত করে এবং চার বিলিয়ন কিলোগ্রাম পদার্থকে শক্তিতে রূপান্তর করে।

আজ থেকে প্রায় চার থেকে সাত বিলিয়ন বছর পর, যখন সূর্যের কেন্দ্রে হাইড্রোজেন সংযোজন এমন পর্যায়ে কমে যাবে যে সূর্য আর হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্যে থাকবে না, তখন এর কেন্দ্রটি ঘনত্ব ও তাপমাত্রায় উল্লেখযোগ্য বৃদ্ধির সম্মুখীন হবে, যার ফলে এর বাইরের স্তরগুলো প্রসারিত হবে এবং শেষ পর্যন্ত সূর্য একটি লোহিত দানব নক্ষত্রে পরিণত হবে। লোহিত দানব পর্যায়ের পর, মডেলগুলো নির্দেশ করে যে সূর্য তার বাইরের স্তরগুলো ত্যাগ করবে এবং একটি শীতল হতে থাকা ঘন নক্ষত্রে (একটি শ্বেত বামন) পরিণত হবে। তখন এটি আর সংযোজনের মাধ্যমে শক্তি উৎপাদন করবে না, তবে সম্ভবত ট্রিলিয়ন বছর ধরে তার পূর্বের সংযোজন থেকে প্রাপ্ত তাপ ও আলো বিকিরণ করবে। এরপর, তাত্ত্বিকভাবে এটি একটি অত্যন্ত ঘন কৃষ্ণ বামন নক্ষত্রে পরিণত হবে, যা নগণ্য পরিমাণ শক্তি নির্গত করবে।

ব্যুৎপত্তি

ইংরেজি শব্দ sun এসেছে পুরাতন ইংরেজি sunne থেকে। এর সমজাতীয় শব্দ অন্যান্য জার্মানীয় ভাষায় পাওয়া যায়, যার মধ্যে রয়েছে পশ্চিম ফ্রিসীয় sinne, ওলন্দাজ zon, নিম্ন জার্মান Sünn, মানক জার্মান Sonne, বাভারীয় Sunna, পুরাতন নর্স sunna এবং গথিক sunnō। এই সকল শব্দই আদি-জার্মানীয় *sunnōn থেকে উদ্ভূত।[16][17] এটি মূলত ইন্দো-ইউরোপীয় ভাষা পরিবারের অন্যান্য শাখায় 'সূর্য' শব্দের সাথে সম্পর্কিত, যদিও বেশিরভাগ ক্ষেত্রে 'n'-এর পরিবর্তে 'l' যুক্ত একটি কর্তৃকারক মূল পাওয়া যায়, যেমন লাতিন sōl, প্রাচীন গ্রিক ἥλιος (hēlios), ওয়েলশ haul এবং চেক slunce, পাশাপাশি (*l > 'r' সহ) সংস্কৃত स्वर् (svár) এবং ফার্সি خور (xvar)। প্রকৃতপক্ষে, 'l'-মূলটি আদি-জার্মানীয় ভাষাতেও টিকে ছিল, যেমন *sōwelan, যা থেকে গথিক sauil (sunnō-এর পাশাপাশি) এবং পুরাতন নর্স গদ্য sól (কাব্যিক sunna-এর পাশাপাশি) উদ্ভূত হয়েছে, এবং এর মাধ্যমেই আধুনিক স্ক্যান্ডিনেভীয় ভাষায় 'সূর্য' শব্দের উৎপত্তি হয়েছে: সুইডীয় এবং ডেনীয় sol, আইসল্যান্ডীয় sól ইত্যাদি।[17]

ইংরেজিতে সূর্যের প্রধান বিশেষণ হলো সূর্যের আলোর জন্য sunny এবং প্রযুক্তিগত প্রেক্ষাপটে solar (IPA: /ˈsoʊlər/),[3] যা লাতিন sol থেকে এসেছে।[18] গ্রিক helios থেকে এসেছে বিরল বিশেষণ heliac (IPA: /ˈhiːliæk/)।[19] ইংরেজিতে, গ্রিক এবং লাতিন শব্দগুলো কবিতায় সূর্যের রূপক হিসেবে ব্যবহৃত হয়, যেমন হেলিওস (IPA: /ˈhiːliəs/) এবং সোল (IPA: /'sɒl/),[2][1] অন্যদিকে বিজ্ঞান কল্পকাহিনীতে সূর্যকে অন্যান্য নক্ষত্র থেকে আলাদা করতে Sol ব্যবহৃত হতে পারে। গ্রহীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা অন্য গ্রহে (যেমন মঙ্গলে) সৌর দিনের সময়কাল বোঝাতে ছোট হাতের 's' দিয়ে sol শব্দটি ব্যবহার করেন।[20]

সূর্যের জ্যোতির্বিজ্ঞান প্রতীক হলো একটি বৃত্ত যার কেন্দ্রে একটি বিন্দু: ☉।[21] এটি M☉ (সৌর ভর), R☉ (সৌর ব্যাসার্ধ) এবং L☉ (সৌর উজ্জ্বলতা)-এর মতো এককের জন্য ব্যবহৃত হয়।[22][23] সূর্যের বৈজ্ঞানিক অধ্যয়নকে বলা হয় হেলিওলজি।[24]

সাধারণ বৈশিষ্ট্য

সূর্য একটি জি-টাইপ প্রধান-অনুক্রম নক্ষত্র যা সৌরজগতের ভরের প্রায় ৯৯.৮৬% গঠন করে।[25] সূর্যকে একটি G2 নক্ষত্র হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করা হয়,[26] যার অর্থ এটি একটি জি-টাইপ নক্ষত্র, এবং ২ নির্দেশ করে যে এর পৃষ্ঠের তাপমাত্রা জি শ্রেণির দ্বিতীয় সীমার মধ্যে রয়েছে। এর পরম উজ্জ্বলতা +৪.৮৩, যা আকাশগঙ্গার প্রায় ৮৫% নক্ষত্রের চেয়ে উজ্জ্বল বলে অনুমান করা হয়, যার বেশিরভাগই লোহিত বামন।[27][28] এটি 7 pc দূরত্বের মধ্যে থাকা ৯৫% নক্ষত্রের চেয়ে বেশি ভরযুক্ত।[29] সূর্য একটি পপুলেশন ১ বা ভারী-মৌল সমৃদ্ধ নক্ষত্র।[30] প্রায় ৪.৬ বিলিয়ন বছর আগে এর গঠন সম্ভবত কাছাকাছি কোনো সুপারনোভা থেকে আসা শকওয়েভ দ্বারা শুরু হয়েছিল।[31][32] সৌরজগতে সোনা এবং ইউরেনিয়াম-এর মতো ভারী মৌলগুলোর উচ্চ প্রাচুর্য থেকে এটি বোঝা যায়, যা তথাকথিত পপুলেশন ২ বা ভারী-মৌল দরিদ্র নক্ষত্রের তুলনায় অনেক বেশি। এই ভারী মৌলগুলো সম্ভবত সুপারনোভা চলাকালীন তাপহারী নিউক্লীয় বিক্রিয়া দ্বারা অথবা একটি বিশাল দ্বিতীয়-প্রজন্মের নক্ষত্রের ভেতরে নিউট্রন শোষণ-এর মাধ্যমে রূপান্তরের ফলে তৈরি হয়েছিল।[30]

আকৃতি

সূর্যের কোনো নির্দিষ্ট সীমানা নেই, তবে আলোক মণ্ডলের উপরে উচ্চতা বৃদ্ধির সাথে সাথে এর ঘনত্ব সূচকীয় হারে হ্রাস পায়।[33] পরিমাপের উদ্দেশ্যে, সূর্যের ব্যাসার্ধকে এর কেন্দ্র থেকে আলোক মণ্ডলের প্রান্ত পর্যন্ত দূরত্ব হিসেবে ধরা হয়, যা সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠতল।[34] সূর্যের গোলাকার আকৃতি হলো এর নিরক্ষীয় ব্যাসার্ধ Req এবং মেরু ব্যাসার্ধ Rpol-এর মধ্যে আপেক্ষিক পার্থক্য, যাকে অব্ল্যাটনেস বলা হয়,[35]

Δ⊙=(Req−Rpol)/Rpol.

এই মানটি পরিমাপ করা কঠিন। বায়ুমণ্ডলীয় বিকৃতির কারণে পরিমাপটি উপগ্রহের মাধ্যমে করতে হয়; মানটি অত্যন্ত ছোট হওয়ায় এর জন্য অত্যন্ত নির্ভুল কৌশলের প্রয়োজন হয়।[36]

একসময় ধারণা করা হতো যে, সূর্যের বিষুবীয় স্ফীতি (oblateness) বুধ গ্রহের অনুসূর বিন্দুর অগ্রগমন (perihelion precession) ব্যাখ্যা করার জন্য যথেষ্ট, কিন্তু আইনস্টাইন প্রস্তাব করেন যে, একটি গোলকাকার সূর্যকে বিবেচনা করেও সাধারণ আপেক্ষিকতা তত্ত্বের মাধ্যমে এই অগ্রগমন ব্যাখ্যা করা সম্ভব।[36] যখন সোলার ডাইনামিক্স অবজারভেটরি[37] এবং পিকার্ড স্যাটেলাইটের[35] মাধ্যমে উচ্চ-নির্ভুল পরিমাপ পাওয়া গেল, তখন দেখা গেল যে পরিমাপকৃত মান প্রত্যাশার চেয়েও কম,[36] যা 8.2e-6 বা ১০ লক্ষে ৮ ভাগ। এই পরিমাপগুলো নিশ্চিত করে যে, সূর্য প্রকৃতিতে পর্যবেক্ষণ করা নিখুঁত গোলকের সবচেয়ে কাছাকাছি একটি বস্তু।[38] সৌর বিকিরণের পরিবর্তনের সাথে সূর্যের এই স্ফীতির মানের কোনো পরিবর্তন হয় না।[35] গ্রহগুলোর জোয়ার-ভাটা জনিত প্রভাব খুবই দুর্বল এবং তা সূর্যের আকৃতিকে উল্লেখযোগ্যভাবে প্রভাবিত করে না।[39]

ঘূর্ণন

মূল নিবন্ধ: Solar rotation

সূর্য তার মেরু অঞ্চলের তুলনায় বিষুবরেখায় দ্রুত ঘোরে। এই ব্যবকলিত ঘূর্ণন (differential rotation) তাপ পরিবহনের কারণে সৃষ্ট পরিচলন গতি এবং সূর্যের ঘূর্ণনের ফলে উৎপন্ন কোরিওলিস বল-এর কারণে ঘটে। নক্ষত্রদের সাপেক্ষে একটি প্রসঙ্গ কাঠামোতে, ঘূর্ণনকাল বিষুবরেখায় প্রায় ২৫.৬ দিন এবং মেরু অঞ্চলে ৩৩.৫ দিন। পৃথিবী থেকে সূর্যকে প্রদক্ষিণ করার সময় দেখলে, বিষুবরেখায় সূর্যের আপাত ঘূর্ণনকাল প্রায় ২৮ দিন।[40] উত্তর মেরুর ওপর থেকে দেখলে, সূর্য তার ঘূর্ণন অক্ষের চারপাশে ঘড়ির কাঁটার বিপরীত দিকে ঘোরে।[note 1][41]

সৌর সদৃশ নক্ষত্রগুলোর একটি জরিপ থেকে ধারণা পাওয়া যায় যে, আদি সূর্য বর্তমানের তুলনায় দশ গুণ দ্রুত ঘুরত। এটি পৃষ্ঠতলকে অনেক বেশি সক্রিয় করে তুলত, যার ফলে আরও বেশি এক্স-রে এবং অতিবেগুনি রশ্মি নির্গত হতো। সৌরকলঙ্ক (Sunspots) তখন পৃষ্ঠতলের 5 ± – % অংশ জুড়ে থাকত।[42] সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্র বহির্মুখী সৌর বায়ু-র সাথে মিথস্ক্রিয়া করার ফলে চৌম্বক ব্রেকিং (magnetic braking)-এর মাধ্যমে ঘূর্ণন গতি ধীরে ধীরে হ্রাস পেয়েছে।[43] এই আদি দ্রুত ঘূর্ণনের একটি অবশিষ্টাংশ এখনও সূর্যের কেন্দ্রে টিকে আছে, যা প্রতি সপ্তাহে একবার ঘোরে; এটি পৃষ্ঠতলের গড় ঘূর্ণন হারের চার গুণ।[44][45]

গঠন

আরও দেখুন: Molecules in stars সূর্যের আলোক মণ্ডল (photosphere) মূলত হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম উপাদান দিয়ে গঠিত। সূর্যের বর্তমান জীবনকালে, আলোক মণ্ডলের ভরের যথাক্রমে ৭৪.৯% এবং ২৩.৮% এই দুটি উপাদান দখল করে আছে।[46] জ্যোতির্বিজ্ঞানে ধাতু (metals) হিসেবে পরিচিত সমস্ত ভারী উপাদান সূর্যের ভরের ২%-এরও কম অংশ জুড়ে রয়েছে, যার মধ্যে অক্সিজেন (সূর্যের ভরের প্রায় ১%), কার্বন (০.৩%), নিয়ন (০.২%) এবং লোহা (০.২%) সবচেয়ে বেশি পরিমাণে বিদ্যমান।[47] আলোক মণ্ডলের রাসায়নিক গঠনকে সাধারণত আদি সৌরজগতের গঠনের প্রতিনিধিত্বকারী হিসেবে বিবেচনা করা হয়।[48] সাধারণত, উপরের বর্ণিত সৌর ভারী-উপাদানের প্রাচুর্য সূর্যের আলোক মণ্ডলের বর্ণালীবীক্ষণ এবং এমন উল্কাপিণ্ড-এর প্রাচুর্য পরিমাপের মাধ্যমে নির্ণয় করা হয়, যা কখনোই গলনাঙ্কে উত্তপ্ত হয়নি। মনে করা হয় যে, এই উল্কাপিণ্ডগুলো আদি নক্ষত্রীয় সূর্যের গঠন ধরে রেখেছে এবং সূর্যের অভ্যন্তরে ভারী উপাদানের থিতিয়ে পড়ার দ্বারা প্রভাবিত হয়নি। এই দুটি পদ্ধতি সাধারণত একে অপরের সাথে বেশ সামঞ্জস্যপূর্ণ।[49]

সূর্যের আদি রাসায়নিক গঠন সেই আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম থেকে উত্তরাধিকারসূত্রে প্রাপ্ত, যা থেকে এটি গঠিত হয়েছিল। মূলত এতে প্রায় ৭১.১% হাইড্রোজেন, ২৭.৪% হিলিয়াম এবং ১.৫% ভারী উপাদান ছিল।[46]

সূর্যের অভ্যন্তরীণ গঠন সম্পর্কে নিশ্চিতভাবে জানা যায়নি। নাক্ষত্রিক পারমাণবিক বিক্রিয়ার মডেলের ওপর ভিত্তি করে করা অনুমানগুলো সৌর ভূকম্পনবিদ্যা পর্যবেক্ষণের ওপর ভিত্তি করে করা অনুমান থেকে ভিন্ন মান প্রদান করে।[50]

সূর্য গঠিত হওয়ার পর থেকে, এর প্রধান ফিউশন প্রক্রিয়ায় হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তর করা হয়েছে। গত ৪.৬ বিলিয়ন বছরে, সূর্যের অভ্যন্তরে হিলিয়ামের পরিমাণ এবং এর অবস্থান ধীরে ধীরে পরিবর্তিত হয়েছে। ফিউশনের কারণে কেন্দ্রের হিলিয়ামের অনুপাত প্রায় ২৪% থেকে বেড়ে প্রায় ৬০% হয়েছে এবং কিছু হিলিয়াম ও ভারী উপাদান মহাকর্ষ-এর কারণে আলোক মণ্ডল থেকে সূর্যের কেন্দ্রের দিকে থিতিয়ে পড়েছে। ভারী উপাদানের অনুপাত অপরিবর্তিত রয়েছে। সূর্যের কেন্দ্র থেকে তাপ বিকিরণের মাধ্যমে বাইরের দিকে পরিবাহিত হয়, পরিচলনের মাধ্যমে নয় (নিচে বিকিরণ অঞ্চল দেখুন), তাই ফিউশন পণ্যগুলো তাপের দ্বারা বাইরের দিকে উঠে আসে না; সেগুলো কেন্দ্রেই থেকে যায়,[51] এবং ধীরে ধীরে হিলিয়ামের একটি অভ্যন্তরীণ কেন্দ্র গঠিত হতে শুরু করেছে যা ফিউশন করতে পারে না, কারণ বর্তমানে সূর্যের কেন্দ্র হিলিয়াম ফিউশন করার মতো যথেষ্ট উত্তপ্ত বা ঘন নয়। বর্তমান আলোক মণ্ডলে হিলিয়ামের ভগ্নাংশ হ্রাস পেয়েছে এবং ধাতবতা প্রাক-নাক্ষত্রিক পর্যায়ের (কেন্দ্রে পারমাণবিক ফিউশন শুরু হওয়ার আগে) তুলনায় মাত্র ৮৪%। ভবিষ্যতে, কেন্দ্রে হিলিয়াম জমা হতে থাকবে এবং প্রায় ৫ বিলিয়ন বছর পর এই ধীরে ধীরে জমা হওয়া হিলিয়াম সূর্যকে প্রধান ক্রম (main sequence) থেকে বেরিয়ে আসতে এবং একটি লোহিত দানব (red giant) নক্ষত্রে পরিণত হতে বাধ্য করবে।[52]

গঠন

Standard solar model

কেন্দ্র

মূল নিবন্ধ: Solar core

সূর্যের কেন্দ্র কেন্দ্রবিন্দু থেকে সৌর ব্যাসার্ধের প্রায় ২০–২৫% পর্যন্ত বিস্তৃত।[53] এর ঘনত্ব 150 g পর্যন্ত হতে পারে[54][55] (তরল পানির ঘনত্বের প্রায় ১৫০ গুণ) এবং তাপমাত্রা ১৫.৭ মিলিয়ন কেলভিন (K)-এর কাছাকাছি।[55] এর বিপরীতে, সূর্যের পৃষ্ঠের তাপমাত্রা প্রায় 5,800 K। SOHO মিশনের তথ্যের সাম্প্রতিক বিশ্লেষণ এই ধারণাকে সমর্থন করে যে, সূর্যের কেন্দ্র তার বাইরের বিকিরণ অঞ্চলের তুলনায় দ্রুত ঘুরছে।[53] সূর্যের অধিকাংশ জীবনকালে, শক্তি কেন্দ্রের অঞ্চলে প্রোটন-প্রোটন চেইন-এর মাধ্যমে পারমাণবিক ফিউশন দ্বারা উৎপাদিত হয়েছে; এই প্রক্রিয়া হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে রূপান্তর করে।[56] বর্তমানে, সূর্যের উৎপাদিত শক্তির ০.৮% CNO চক্র নামক আরেকটি ফিউশন বিক্রিয়া থেকে আসে; সূর্য যত বয়স্ক এবং উজ্জ্বল হবে, CNO চক্র থেকে আসা শক্তির অনুপাত তত বৃদ্ধি পাবে বলে আশা করা হচ্ছে।[57][58]

সূর্যের কেন্দ্রই একমাত্র অঞ্চল যা ফিউশনের মাধ্যমে উল্লেখযোগ্য পরিমাণ তাপ শক্তি উৎপাদন করে; সূর্যের শক্তির ৯৯% তার ব্যাসার্ধের অভ্যন্তরীণ ২৪% অংশে উৎপন্ন হয় এবং ব্যাসার্ধের ৩০%-এর বাইরে প্রায় কোনো ফিউশন ঘটে না। সূর্যের বাকি অংশ এই শক্তির দ্বারা উত্তপ্ত হয়, যা অনেকগুলো ধারাবাহিক স্তরের মধ্য দিয়ে বাইরের দিকে পরিবাহিত হয় এবং অবশেষে সৌর আলোক মণ্ডলে পৌঁছায়, যেখান থেকে এটি বিকিরণ (ফোটন) বা পরিচলন (ভারী কণা) হিসেবে মহাকাশে ছড়িয়ে পড়ে।[26][59]

প্রোটন-প্রোটন চেইন কেন্দ্রে প্রতি সেকেন্ডে 9.2×10^37 বার ঘটে, যা প্রতি সেকেন্ডে প্রায় ৩.৭38 প্রোটনকে আলফা কণা-য় (হিলিয়াম নিউক্লিয়াস) রূপান্তর করে (সূর্যের মোট ~8.9×10^56 মুক্ত প্রোটনের মধ্যে), বা প্রায় 6.2×10^11 kg। তবে, প্রতিটি প্রোটনের (গড়ে) PP চেইন ব্যবহার করে অন্যটির সাথে ফিউশন করতে প্রায় ৯ বিলিয়ন বছর সময় লাগে।[26] চারটি মুক্ত প্রোটন (হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস) একত্রিত হয়ে একটি আলফা কণা (হিলিয়াম নিউক্লিয়াস) গঠন করলে ফিউশনকৃত ভরের প্রায় ০.৭% শক্তি হিসেবে নির্গত হয়,[60] তাই সূর্য ৩৮৪.৬ ইয়োটা-ওয়াট (3.846×10^26 W),[5] বা প্রতি সেকেন্ডে ৯.১৯২10 মেগাটন টিএনটি ভরের সমতুল্য শক্তি নির্গত করে। সূর্যের বিশাল শক্তি উৎপাদনের কারণ মূলত এর কেন্দ্রের বিশাল আকার এবং ঘনত্ব (পৃথিবী এবং পৃথিবীর বস্তুর তুলনায়), যেখানে প্রতি ঘন মিটার-এ তুলনামূলকভাবে খুব কম শক্তি উৎপাদিত হয়। সূর্যের অভ্যন্তরের তাত্ত্বিক মডেলগুলো নির্দেশ করে যে, কেন্দ্রের সর্বোচ্চ শক্তির ঘনত্ব বা শক্তি উৎপাদন প্রতি ঘন মিটারে প্রায় ২৭৬.৫ ওয়াট,[61] যা কার্ল ক্রুজেলনিকি-র মতে, একটি কম্পোস্ট স্তূপ-এর ভেতরের শক্তির ঘনত্বের সমান।[62]

কেন্দ্রে ফিউশনের হার একটি স্থিতিশীল সাম্যাবস্থায় থাকে: ফিউশনের হার সামান্য বৃদ্ধি পেলে কেন্দ্রটি আরও উত্তপ্ত হয়ে বাইরের স্তরের ওজনের বিপরীতে সামান্য প্রসারিত হবে, যা ঘনত্ব কমিয়ে দেবে এবং ফলে ফিউশনের হার কমে গিয়ে এই বিচ্যুতি সংশোধন করবে; একইভাবে ফিউশনের হার সামান্য কমে গেলে কেন্দ্রটি শীতল হয়ে সামান্য সংকুচিত হবে, যা ঘনত্ব বাড়িয়ে ফিউশনের হার বৃদ্ধি করবে এবং পুনরায় বর্তমান হারে ফিরিয়ে আনবে।[63]

বিকিরণ অঞ্চল

মূল নিবন্ধ: Radiative zone

বিকিরণ অঞ্চলটি সূর্যের সবচেয়ে পুরু স্তর। এটি কেন্দ্রের উপরে ০.২৫ সৌর ব্যাসার্ধ থেকে প্রায় ০.৭ সৌর ব্যাসার্ধ পর্যন্ত বিস্তৃত। এই অঞ্চলটির এমন নামকরণের কারণ হলো, তাপীয় বিকিরণ এখানে শক্তি পরিবহনের প্রধান মাধ্যম: ফোটনগুলো ঘন গ্যাসের সাথে এত ঘন ঘন সংঘর্ষে লিপ্ত হয় যে, এই অঞ্চলটি অতিক্রম করতে তাদের দশ লক্ষ বছর সময় লাগে।[64] কেন্দ্র থেকে দূরত্ব বাড়ার সাথে সাথে তাপমাত্রা প্রায় ৭ মিলিয়ন থেকে ২ মিলিয়ন কেলভিনে নেমে আসে।[55] এই তাপমাত্রার নতিমাত্রা (temperature gradient) অ্যাডিয়াব্যাটিক ল্যাপস রেট-এর মানের চেয়ে কম, তাই এটি পরিচলন ঘটাতে পারে না, যা ব্যাখ্যা করে কেন এই অঞ্চলের মধ্য দিয়ে শক্তি পরিবহন তাপীয় পরিচলনের পরিবর্তে বিকিরণ দ্বারা ঘটে।[55] ০.২৫ সৌর ব্যাসার্ধ এবং ০.৭ ব্যাসার্ধের (বিকিরণ অঞ্চলের শীর্ষ) মধ্যে ঘনত্ব শতগুণ হ্রাস পায় (২০,০০০ কেজি/মি৩ থেকে ২০০ কেজি/মি৩)।[64]

ট্যাকোক্লাইন

মূল নিবন্ধ: Tachocline

বিকিরণ অঞ্চল এবং পরিচলন অঞ্চল একটি ট্রানজিশন স্তর দ্বারা পৃথক থাকে, যাকে ট্যাকোক্লাইন বলা হয়। এটি এমন একটি অঞ্চল যেখানে বিকিরণ অঞ্চলের অভিন্ন ঘূর্ণন এবং পরিচলন অঞ্চল-এর ব্যবকলিত ঘূর্ণনের মধ্যে তীব্র শাসন পরিবর্তনের ফলে দুটির মধ্যে বড় ধরনের শিয়ার তৈরি হয়—এমন একটি অবস্থা যেখানে পরপর অনুভূমিক স্তরগুলো একে অপরের পাশ দিয়ে পিছলে যায়।[65] বর্তমানে ধারণা করা হয় যে, এই স্তরের মধ্যে একটি চৌম্বক ডায়নামো বা সৌর ডায়নামো সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্র তৈরি করে।[55]

পরিচলন অঞ্চল

মূল নিবন্ধ: Convection zone

সূর্যের পরিচলন অঞ্চল ০.৭ সৌর ব্যাসার্ধ (৫০০,০০০ কিমি) থেকে পৃষ্ঠের কাছাকাছি পর্যন্ত বিস্তৃত। এই স্তরে, সৌর প্লাজমা অভ্যন্তরের তাপ শক্তিকে বিকিরণের মাধ্যমে বাইরের দিকে পাঠানোর জন্য যথেষ্ট ঘন বা উত্তপ্ত নয়। পরিবর্তে, প্লাজমার ঘনত্ব পরিচলন স্রোত তৈরি করার এবং সূর্যের শক্তিকে পৃষ্ঠের দিকে বাইরের দিকে নিয়ে যাওয়ার জন্য যথেষ্ট কম। ট্যাকোক্লাইন-এ উত্তপ্ত হওয়া পদার্থ তাপ গ্রহণ করে এবং প্রসারিত হয়, যার ফলে এর ঘনত্ব কমে যায় এবং এটি উপরে উঠতে পারে। ফলস্বরূপ, ভরের একটি সুশৃঙ্খল গতি তাপীয় কোষে পরিণত হয়, যা অধিকাংশ তাপকে উপরের সৌর আলোক মণ্ডলে বহন করে। একবার পদার্থটি আলোক মণ্ডলের পৃষ্ঠের ঠিক নিচে ব্যাপন এবং বিকিরণের মাধ্যমে শীতল হয়ে গেলে, এর ঘনত্ব বেড়ে যায় এবং এটি পরিচলন অঞ্চলের গোড়ায় ডুবে যায়, যেখানে এটি পুনরায় বিকিরণ অঞ্চলের শীর্ষ থেকে তাপ গ্রহণ করে এবং পরিচলন চক্র চলতে থাকে। আলোক মণ্ডলে, তাপমাত্রা ৩৫০ গুণ কমে 5,700 K হয় এবং ঘনত্ব মাত্র ০.২ গ্রাম/মি৩-এ নেমে আসে (সমুদ্রপৃষ্ঠে বাতাসের ঘনত্বের প্রায় ১/১০,০০০ এবং পরিচলন অঞ্চলের অভ্যন্তরীণ স্তরের ঘনত্বের ১০ লক্ষ ভাগের ১ ভাগ)।[55]

পরিচলন অঞ্চলের তাপীয় স্তম্ভগুলো সূর্যের পৃষ্ঠে একটি ছাপ তৈরি করে, যা ক্ষুদ্রতম স্কেলে সৌর দানা (solar granulation) এবং বৃহত্তর স্কেলে সুপারগ্রানুলেশন নামক দানাদার রূপ দেয়। সৌর অভ্যন্তরের এই বাইরের অংশে অশান্ত পরিচলন সূর্যের পৃষ্ঠের কাছাকাছি আয়তন জুড়ে "ক্ষুদ্র-স্কেল" ডায়নামো ক্রিয়া বজায় রাখে।[55] সূর্যের তাপীয় স্তম্ভগুলো বেনার্ড কোষ (Bénard cells) এবং এগুলো প্রায় ষড়ভুজাকার প্রিজমের আকৃতি ধারণ করে।[66]

বায়ুমণ্ডল

মূল নিবন্ধ: Stellar atmosphere

সৌর বায়ুমণ্ডল হলো সূর্যের সেই অঞ্চল যা পরিচলন অঞ্চলের শীর্ষ থেকে হেলিওস্ফিয়ার-এর অভ্যন্তরীণ সীমানা পর্যন্ত বিস্তৃত। এটি সাধারণত তিনটি প্রাথমিক স্তরে বিভক্ত: আলোক মণ্ডল (photosphere), ক্রোমোস্ফিয়ার, এবং করোনা।[67] ক্রোমোস্ফিয়ার এবং করোনা একটি পাতলা সৌর ট্রানজিশন অঞ্চল দ্বারা পৃথক থাকে, যাকে প্রায়শই একটি অতিরিক্ত স্বতন্ত্র স্তর হিসেবে বিবেচনা করা হয়।[68]173–174 কিছু উৎস হেলিওস্ফিয়ারকে 'বহিঃস্থ' বা 'বিস্তৃত সৌর বায়ুমণ্ডল' হিসেবে বিবেচনা করে।[69][70]

আলোক মণ্ডল

মূল নিবন্ধ: Photosphere

সূর্যের দৃশ্যমান পৃষ্ঠ, আলোক মণ্ডল, হলো সেই স্তর যার নিচে সূর্য দৃশ্যমান আলোর জন্য অস্বচ্ছ হয়ে যায়।[71] এই স্তরে উৎপাদিত ফোটনগুলো তার উপরের স্বচ্ছ সৌর বায়ুমণ্ডলের মধ্য দিয়ে সূর্য থেকে বেরিয়ে আসে এবং সৌর বিকিরণ বা সূর্যালোক হিসেবে পরিচিত হয়। অস্বচ্ছতার এই পরিবর্তন H− আয়ন-এর পরিমাণের হ্রাসের কারণে ঘটে, যা দৃশ্যমান আলোকে সহজেই শোষণ করে।[71] বিপরীতভাবে, দৃশ্যমান আলো অনুভূত হয় যখন ইলেকট্রনগুলো হাইড্রোজেন পরমাণুর সাথে বিক্রিয়া করে H− আয়ন তৈরি করে।[72][73]

আলোক মণ্ডল কয়েক দশ থেকে কয়েকশ কিলোমিটার পুরু এবং পৃথিবীর বাতাসের চেয়ে সামান্য কম অস্বচ্ছ। যেহেতু আলোক মণ্ডলের উপরের অংশ নিচের অংশের চেয়ে শীতল, তাই সূর্যের একটি ছবিতে সৌর চাকতির প্রান্ত বা 'লিম্ব'-এর তুলনায় কেন্দ্রকে উজ্জ্বল দেখায়, যা লিম্ব ডার্কেনিং (limb darkening) নামে পরিচিত একটি ঘটনা।[71] সূর্যালোকের বর্ণালী প্রায় 5,777 K তাপমাত্রায় বিকিরণকারী একটি কৃষ্ণবস্তু-র বর্ণালীর মতো, যার মধ্যে আলোক মণ্ডলের উপরের পাতলা স্তরগুলো থেকে পারমাণবিক শোষণ রেখা (absorption lines) বিদ্যমান। আলোক মণ্ডলের কণা ঘনত্ব ~১০২৩ মি−৩ (সমুদ্রপৃষ্ঠে পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল-এর প্রতি আয়তনে কণা সংখ্যার প্রায় ০.৩৭%)। আলোক মণ্ডল পুরোপুরি আয়নিত নয়—আয়ননের মাত্রা প্রায় ৩%, যার ফলে অধিকাংশ হাইড্রোজেন পারমাণবিক অবস্থায় থেকে যায়।[74]

সূর্যের শীতলতম স্তরটি হলো একটি তাপমাত্রা সর্বনিম্ন অঞ্চল, যা আলোক মণ্ডলের (photosphere) উপরে প্রায় 500 km পর্যন্ত বিস্তৃত এবং এর তাপমাত্রা প্রায় 4100 K।[71] সূর্যের এই অংশটি যথেষ্ট শীতল হওয়ায় এখানে কার্বন মনোক্সাইড এবং জলের মতো সরল অণুর অস্তিত্ব বজায় থাকতে পারে।[75]

ক্রোমোস্ফিয়ার

মূল নিবন্ধ: Chromosphere

তাপমাত্রা সর্বনিম্ন স্তরের উপরে প্রায় ২,০০০ কিমি পুরু একটি স্তর রয়েছে, যা নিঃসরণ এবং শোষণ রেখার বর্ণালী দ্বারা প্রভাবিত।[71] একে ক্রোমোস্ফিয়ার বলা হয়, যা গ্রিক শব্দ 'ক্রোমা' (chroma) থেকে এসেছে, যার অর্থ রঙ। কারণ পূর্ণ সূর্যগ্রহণের শুরুতে এবং শেষে ক্রোমোস্ফিয়ারকে একটি রঙিন ঝলক হিসেবে দেখা যায়।[64] ক্রোমোস্ফিয়ারের তাপমাত্রা উচ্চতার সাথে ধীরে ধীরে বৃদ্ধি পায় এবং উপরের দিকে প্রায় ২০,০০০ কেলভিন পর্যন্ত পৌঁছায়।[71] ক্রোমোস্ফিয়ারের উপরের অংশে হিলিয়াম আংশিকভাবে আয়নিত (ionised) হয়ে যায়।[76]

ক্রোমোস্ফিয়ার এবং এর উপরের করোনা একটি পাতলা (প্রায় 200 km) ট্রানজিশন অঞ্চল দ্বারা পৃথক থাকে, যেখানে তাপমাত্রা ক্রোমোস্ফিয়ারের উপরের অংশের প্রায় 20000 K থেকে দ্রুত বৃদ্ধি পেয়ে করোনার তাপমাত্রা 1000000 K-এর কাছাকাছি পৌঁছায়।[77] ট্রানজিশন অঞ্চলে হিলিয়ামের পূর্ণ আয়নীকরণের ফলে এই তাপমাত্রা বৃদ্ধি সহজতর হয়, যা প্লাজমার বিকিরণজনিত শীতলতাকে উল্লেখযোগ্যভাবে হ্রাস করে।[76] ট্রানজিশন অঞ্চলটি কোনো সুনির্দিষ্ট উচ্চতায় ঘটে না, বরং এটি স্পিকিউল এবং ফিলামেন্ট-এর মতো ক্রোমোস্ফিয়ারিক বৈশিষ্ট্যের চারপাশে এক ধরনের আভা তৈরি করে এবং এটি সর্বদা বিশৃঙ্খল গতিতে থাকে।[64] ট্রানজিশন অঞ্চলটি পৃথিবী থেকে সহজে দেখা যায় না, তবে মহাকাশ থেকে চরম অতিবেগুনী (extreme ultraviolet) রশ্মির প্রতি সংবেদনশীল যন্ত্রের মাধ্যমে এটি সহজেই পর্যবেক্ষণ করা যায়।[78]

করোনা

মূল নিবন্ধ: Solar corona

করোনা হলো সূর্যের পরবর্তী স্তর। সূর্যের পৃষ্ঠের কাছাকাছি নিম্ন করোনার কণা ঘনত্ব প্রায় ১০১৫ মি−৩ থেকে ১০১৬ মি−৩।[76][note 2] করোনা এবং সৌর বায়ুর গড় তাপমাত্রা প্রায় ১,০০০,০০০–২,০০০,০০০ কেলভিন; তবে সবচেয়ে উত্তপ্ত অঞ্চলে এটি ৮,০০০,০০০–২০,০০০,০০০ কেলভিন পর্যন্ত হয়।[77] যদিও করোনার তাপমাত্রার কারণ ব্যাখ্যা করার জন্য এখনো কোনো পূর্ণাঙ্গ তত্ত্ব নেই, তবে এটি জানা গেছে যে এর তাপের অন্তত কিছু অংশ চৌম্বকীয় পুনর্সংযোগ (magnetic reconnection) থেকে আসে।[77][79]

করোনার বাইরের সীমানা সেখানে অবস্থিত যেখানে ব্যাসার্ধ বরাবর বর্ধনশীল বৃহৎ-স্কেলের সৌর বায়ু (solar wind)-এর গতি ব্যাসার্ধ বরাবর হ্রাসমান আলফভেন তরঙ্গের দশা গতির সমান হয়। এটি একটি বদ্ধ, অ-গোলাকার পৃষ্ঠকে সংজ্ঞায়িত করে, যাকে আলফভেন ক্রিটিক্যাল সারফেস বলা হয়, যার নিচে করোনার প্রবাহ সাব-আলফভেনিক এবং যার উপরে সৌর বায়ু সুপার-আলফভেনিক।[80] এই রূপান্তর যে উচ্চতায় ঘটে তা স্থানভেদে এবং সৌর কার্যকলাপের সাথে পরিবর্তিত হয়, যা সৌর সর্বনিম্ন পর্যায়ে সর্বনিম্ন এবং সৌর সর্বোচ্চ পর্যায়ে সর্বোচ্চ উচ্চতায় পৌঁছায়। ২০২১ সালের এপ্রিলে পার্কার সোলার প্রোব প্রথমবারের মতো ১৬ থেকে ২০ সৌর ব্যাসার্ধের হেলিওসেন্ট্রিক দূরত্বে এই পৃষ্ঠটি অতিক্রম করে।[81][82] এর সম্ভাব্য পূর্ণ বিস্তৃতির পূর্বাভাস অনুযায়ী এটি ৮ থেকে ৩০ সৌর ব্যাসার্ধের মধ্যে অবস্থিত।[83][84][85]

হেলিওস্ফিয়ার

মূল নিবন্ধ: Heliosphere

হেলিওস্ফিয়ারকে মহাকাশের সেই অঞ্চল হিসেবে সংজ্ঞায়িত করা হয় যেখানে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যমের (interstellar medium) চেয়ে সৌর বায়ু বেশি প্রভাবশালী।[86] হেলিওস্ফিয়ারের অস্থিরতা এবং গতিশীল শক্তি এর ভেতরের সৌর করোনার আকৃতিকে প্রভাবিত করতে পারে না, কারণ তথ্য কেবল আলফভেন তরঙ্গের গতিতে ভ্রমণ করতে পারে। সৌর বায়ু হেলিওস্ফিয়ারের মধ্য দিয়ে ক্রমাগত বাইরের দিকে প্রবাহিত হয়,[87][88] এবং সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্রকে একটি সর্পিল আকৃতি প্রদান করে,[79] যতক্ষণ না এটি সূর্য থেকে ৫০ au-এর বেশি দূরে হেলিওপজ (heliopause)-এ আঘাত করে। ২০০৪ সালের ডিসেম্বরে, ভয়েজার ১ প্রোব একটি শক ফ্রন্ট অতিক্রম করে, যা হেলিওপজের অংশ বলে মনে করা হয়।[89] ২০১২ সালের শেষের দিকে, ভয়েজার ১ মহাজাগতিক রশ্মির সংঘর্ষে উল্লেখযোগ্য বৃদ্ধি এবং সৌর বায়ু থেকে আসা নিম্ন শক্তির কণার তীব্র হ্রাস রেকর্ড করে, যা ইঙ্গিত দেয় যে প্রোবটি হেলিওপজ অতিক্রম করে আন্তঃনাক্ষত্রিক মাধ্যম-এ প্রবেশ করেছে,[90] এবং প্রকৃতপক্ষে এটি ২০১২ সালের ২৫ আগস্ট সূর্য থেকে প্রায় ১২২ au দূরত্বে তা সম্পন্ন করে।[91] গ্যালাক্সির মধ্য দিয়ে সূর্যের স্বকীয় গতি (peculiar motion)-এর কারণে হেলিওস্ফিয়ারের পেছনে একটি হেলিওটেইল (heliotail) বিস্তৃত রয়েছে।[92]

আলো, বিকিরণ এবং পর্যবেক্ষণ

মূল নিবন্ধ: Sunlight, Solar irradiance

সূর্য থেকে প্রাপ্ত শক্তি সালোকসংশ্লেষণ-এর মাধ্যমে পৃথিবীতে জীবনকে টিকিয়ে রাখে, প্রাণীদের দৃষ্টিশক্তি প্রদান করে এবং পৃথিবীর জলবায়ু ও আবহাওয়া নিয়ন্ত্রণ করে।[93][94] সূর্য পৃথিবীর আকাশে এখন পর্যন্ত সবচেয়ে উজ্জ্বল বস্তু, যার আপাত মান (apparent magnitude) −২৬.৭৪।[95][96] এটি পরবর্তী উজ্জ্বলতম নক্ষত্র লুব্ধক (Sirius)-এর চেয়ে ১৩ বিলিয়ন গুণেরও কম উজ্জ্বল, যার আপাত মান −১.৪৬।[97]

সৌর ধ্রুবক (solar constant) হলো সূর্যের সেই শক্তির পরিমাণ যা সরাসরি সূর্যালোকের সংস্পর্শে থাকা প্রতি একক ক্ষেত্রফলে পতিত হয়। সূর্য থেকে এক জ্যোতির্বিজ্ঞান একক (au) দূরত্বে (অর্থাৎ পৃথিবীর কক্ষপথের কাছে বা সেখানে) সৌর ধ্রুবক প্রায় 1368 W/m2 (ওয়াট প্রতি বর্গমিটার)-এর সমান।[98] পৃথিবীর পৃষ্ঠে সূর্যালোক পৃথিবীর বায়ুমণ্ডল দ্বারা ক্ষয়প্রাপ্ত (attenuated) হয়, তাই পৃষ্ঠে পৌঁছানো শক্তির পরিমাণ কম, প্রায় 1000 W/m2 (পরিষ্কার আবহাওয়ায় যখন সূর্য জেনিথ-এর কাছাকাছি থাকে)।[99] পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের উপরের অংশে সূর্যালোক (মোট শক্তির হিসেবে) প্রায় ৫০% অবলোহিত আলো, ৪০% দৃশ্যমান আলো এবং ১০% অতিবেগুনী আলো নিয়ে গঠিত।[100] বায়ুমণ্ডল সৌর অতিবেগুনী রশ্মির ৭০%-এর বেশি ফিল্টার করে ফেলে, বিশেষ করে ছোট তরঙ্গদৈর্ঘ্যের ক্ষেত্রে।[101]

দৃশ্যমান আলো এবং পর্যবেক্ষণ

মহাকাশ থেকে বা যখন সূর্য আকাশে উঁচুতে থাকে, তখন সূর্যের রঙ সাদা দেখায়, যার CIE কালার-স্পেস ইনডেক্স (০.৩, ০.৩)-এর কাছাকাছি। মহাকাশ থেকে দেখার সময় তরঙ্গদৈর্ঘ্য প্রতি সৌর বিকিরণ বর্ণালীর সবুজ অংশে সর্বোচ্চ হয়।[102][103] যখন সূর্য আকাশে খুব নিচে থাকে, তখন বায়ুমণ্ডলীয় বিচ্ছুরণ (atmospheric scattering)-এর কারণে সূর্যকে হলুদ, লাল, কমলা বা ম্যাজেন্টা রঙের দেখায় এবং বিরল ক্ষেত্রে সবুজ বা নীল রঙেরও দেখায়। কিছু সংস্কৃতিতে সূর্যকে মানসিকভাবে হলুদ এবং কিছু ক্ষেত্রে লাল হিসেবে কল্পনা করা হয়; এর সাংস্কৃতিক কারণগুলো নিয়ে বিতর্ক রয়েছে।[104]

সূর্যাস্তের ঠিক পরে বা সূর্যোদয়ের ঠিক আগে একটি দৃশ্যমান ঘটনা, যা সবুজ ঝলক (green flash) নামে পরিচিত, তা মাঝে মাঝে দেখা যায়। এই ঝলকটি দিগন্তের ঠিক নিচের সূর্যের আলোকে পর্যবেক্ষকের দিকে (সাধারণত একটি তাপমাত্রা বিপরীতমুখী বা temperature inversion-এর মাধ্যমে) বাঁকিয়ে দেওয়ার ফলে ঘটে। ছোট তরঙ্গদৈর্ঘ্যের আলো (বেগুনি, নীল, সবুজ) বড় তরঙ্গদৈর্ঘ্যের (হলুদ, কমলা, লাল) আলোর চেয়ে বেশি বাঁকে, কিন্তু বেগুনি এবং নীল আলো রেলে বিচ্ছুরণ (Rayleigh scattering)-এর কারণে বেশি ছড়িয়ে পড়ে, ফলে যে আলো অবশিষ্ট থাকে তা সবুজ হিসেবে অনুভূত হয়।[105]

চোখের উপর প্রভাব

সূর্যের উজ্জ্বলতা খালি চোখে তাকানোর সময় ব্যথা সৃষ্টি করতে পারে; তবে, স্বাভাবিক অ-প্রসারিত চোখের জন্য অল্প সময়ের জন্য তাকানো বিপজ্জনক নয়।[106][107] সরাসরি সূর্যের দিকে তাকানো, যা সানগেজিং (sungazing) নামে পরিচিত, তা ফসফেন (phosphene) দৃশ্যমান শিল্পকর্ম এবং সাময়িক আংশিক অন্ধত্বের কারণ হতে পারে। এটি রেটিনাতে প্রায় ৪ মিলিওয়াট সূর্যালোক প্রদান করে, যা রেটিনাকে সামান্য উত্তপ্ত করে এবং এমন চোখে ক্ষতির কারণ হতে পারে যা উজ্জ্বলতার প্রতি সঠিকভাবে সাড়া দিতে পারে না।[108][109] খালি চোখে সরাসরি সূর্যের দিকে তাকালে প্রায় ১০০ সেকেন্ডের পর রেটিনাতে অতিবেগুনী রশ্মিজনিত সানবার্নের মতো ক্ষত সৃষ্টি হতে পারে, বিশেষ করে যখন অতিবেগুনী আলো তীব্র এবং কেন্দ্রীভূত থাকে।[110][111]

দূরবীন-এর মতো আলো-কেন্দ্রীভূত অপটিক্স-এর মাধ্যমে সূর্যের দিকে তাকালে উপযুক্ত ফিল্টার ছাড়া রেটিনার স্থায়ী ক্ষতি হতে পারে। কিছু ইমপ্রোভাইজড ফিল্টার যা অতিবেগুনী বা আইআর (IR) রশ্মি যেতে দেয়, তা উচ্চ উজ্জ্বলতায় চোখের ক্ষতি করতে পারে।[112] ফিল্টারবিহীন টেলিস্কোপের মাধ্যমে দুপুরের সূর্যের দিকে এক মুহূর্তের জন্য তাকালেও স্থায়ী ক্ষতি হতে পারে।[113]

সূর্যোদয় এবং সূর্যাস্তের সময়, পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের মধ্য দিয়ে দীর্ঘ যাত্রার কারণে রেলে বিচ্ছুরণ এবং মি বিচ্ছুরণ (Mie scattering)-এর ফলে সূর্যালোক ক্ষয়প্রাপ্ত হয়,[114] এবং সূর্য মাঝে মাঝে এতই ক্ষীণ থাকে যে খালি চোখে আরামদায়কভাবে বা অপটিক্স দিয়ে নিরাপদে দেখা যায় (যদি মেঘের ফাঁক দিয়ে হঠাৎ উজ্জ্বল সূর্যালোক আসার ঝুঁকি না থাকে)। কুয়াশাচ্ছন্ন অবস্থা, বায়ুমণ্ডলীয় ধূলিকণা এবং উচ্চ আর্দ্রতা এই বায়ুমণ্ডলীয় ক্ষয়প্রাপ্তিতে অবদান রাখে।[115]

অন্যান্য বিকিরণ

সৌর অতিবেগুনী বিকিরণ পৃথিবীর দিনের দিকের উপরের বায়ুমণ্ডলকে আয়নিত করে, যা এর বিদ্যুৎ পরিবাহী আয়নোস্ফিয়ার তৈরি করে।[116] এই বিকিরণ সানবার্ন সৃষ্টি করে এবং এর অন্যান্য জৈবিক প্রভাব রয়েছে যেমন ভিটামিন ডি উৎপাদন এবং সান ট্যানিং। এটি ত্বকের ক্যান্সার-এর প্রধান কারণ। অতিবেগুনী আলো পৃথিবীর ওজোন স্তর দ্বারা প্রবলভাবে ক্ষয়প্রাপ্ত হয়, তাই অতিবেগুনীর পরিমাণ অক্ষাংশ অনুযায়ী ব্যাপকভাবে পরিবর্তিত হয় এবং এটি মানুষের ত্বকের রঙ-এর বৈচিত্র্যসহ অনেক জৈবিক অভিযোজনের জন্য আংশিকভাবে দায়ী।[117] সূর্য থেকে আসা অতিবেগুনী আলোর জীবাণুনাশক বৈশিষ্ট্য রয়েছে এবং এটি সরঞ্জাম ও জল জীবাণুমুক্ত করতে ব্যবহার করা যেতে পারে।

কেন্দ্রে ফিউশন বিক্রিয়ার সাথে প্রাথমিকভাবে নির্গত উচ্চ-শক্তির গামা রশ্মি ফোটন সাধারণত মাত্র কয়েক মিলিমিটার ভ্রমণের পরেই রেডিয়েটিভ জোনের সৌর প্লাজমা দ্বারা প্রায় তাৎক্ষণিকভাবে শোষিত হয়। পুনর্নিঃসরণ একটি এলোমেলো দিকে এবং সাধারণত কিছুটা কম শক্তিতে ঘটে। নিঃসরণ এবং শোষণের এই ক্রমের সাথে, বিকিরণের সূর্যের পৃষ্ঠে পৌঁছাতে দীর্ঘ সময় লাগে। ফোটনের ভ্রমণের সময়ের অনুমান ১০,০০০ থেকে ১৭০,০০০ বছরের মধ্যে।[118] বিপরীতে, নিউট্রিনো-এর জন্য পৃষ্ঠে পৌঁছাতে মাত্র ২.৩ সেকেন্ড সময় লাগে, যা সূর্যের মোট শক্তি উৎপাদনের প্রায় ২%। যেহেতু সূর্যের শক্তি পরিবহন একটি প্রক্রিয়া যা পদার্থ-এর সাথে তাপগতিবিদ্যার ভারসাম্যে থাকা ফোটন জড়িত, তাই সূর্যের শক্তি পরিবহনের সময়কাল দীর্ঘ, প্রায় ৩০,০০০,০০০ বছর। এটি সেই সময় যা সূর্যের কেন্দ্রে শক্তি উৎপাদনের হার হঠাৎ পরিবর্তিত হলে সূর্যকে স্থিতিশীল অবস্থায় ফিরে আসতে লাগত।[119]

ইলেকট্রন নিউট্রিনোগুলি কোরের ফিউশন বিক্রিয়া দ্বারা নির্গত হয়, কিন্তু ফোটনের বিপরীতে, এগুলি পদার্থের সাথে খুব কমই মিথস্ক্রিয়া করে, তাই প্রায় সবগুলিই তাৎক্ষণিকভাবে সূর্য থেকে বেরিয়ে যেতে সক্ষম। যাইহোক, সূর্যের মধ্যে উৎপন্ন এই নিউট্রিনোগুলির সংখ্যার পরিমাপ তত্ত্বের পূর্বাভাসের চেয়ে ৩ গুণ কম। ২০০১ সালে, নিউট্রিনো অসিলেশন বা নিউট্রিনো দোলনের আবিষ্কার এই অসঙ্গতি সমাধান করে: সূর্য তত্ত্ব দ্বারা পূর্বাভাসিত সংখ্যক ইলেকট্রন নিউট্রিনোই নির্গত করে, কিন্তু নিউট্রিনো ডিটেক্টরগুলি তাদের ২/৩ অংশ ধরতে ব্যর্থ হচ্ছিল কারণ নিউট্রিনোগুলি শনাক্ত হওয়ার সময় তাদের ফ্লেভার পরিবর্তন করে ফেলেছিল।[120]

চৌম্বকীয় কার্যকলাপ

সূর্যের একটি নাক্ষত্রিক চৌম্বক ক্ষেত্র রয়েছে যা এর পৃষ্ঠজুড়ে পরিবর্তিত হয়। এর মেরু ক্ষেত্রটি ১-২ গাউস (G) হয়ে থাকে, যেখানে সূর্যের 'সানস্পট' বা সৌরকলঙ্ক নামক বৈশিষ্ট্যগুলিতে ক্ষেত্রটি সাধারণত ৩০০০ গাউস এবং সৌর প্রমিনেন্স-এ ১০-১০০ গাউস হয়ে থাকে।[5] চৌম্বক ক্ষেত্রটি সময় এবং অবস্থানের সাথে পরিবর্তিত হয়। ১১-বছরের আধা-পর্যায়বৃত্ত সৌর চক্র হলো সবচেয়ে উল্লেখযোগ্য পরিবর্তন, যার মধ্যে সানস্পটের সংখ্যা এবং আকার হ্রাস-বৃদ্ধি পায়।[121][122][123]

সৌর চৌম্বক ক্ষেত্রটি সূর্যের বাইরেও অনেক দূর পর্যন্ত বিস্তৃত। বৈদ্যুতিকভাবে পরিবাহী সৌর বায়ু প্লাজমা সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্রকে মহাকাশে বহন করে নিয়ে যায়, যা আন্তঃগ্রহ চৌম্বক ক্ষেত্র গঠন করে।[79] আইডিয়াল ম্যাগনেটো-হাইড্রোডাইনামিক্স নামক একটি আসন্ন মানে, প্লাজমা শুধুমাত্র চৌম্বক ক্ষেত্রের রেখা বরাবর চলাচল করে। ফলস্বরূপ, বাইরের দিকে প্রবাহিত সৌর বায়ু আন্তঃগ্রহ চৌম্বক ক্ষেত্রকে বাইরের দিকে প্রসারিত করে, এটিকে মোটামুটি একটি রেডিয়াল বা ব্যাসার্ধীয় কাঠামোতে বাধ্য করে। সৌর চৌম্বক বিষুবরেখার উভয় পাশে বিপরীত গোলার্ধীয় মেরুতা সহ একটি সাধারণ দ্বিমেরু সৌর চৌম্বক ক্ষেত্রের জন্য, সৌর বায়ুতে একটি পাতলা হেলিওস্ফিয়ারিক কারেন্ট শিট গঠিত হয়। অনেক দূরত্বে, সূর্যের ঘূর্ণন দ্বিমেরু চৌম্বক ক্ষেত্র এবং সংশ্লিষ্ট কারেন্ট শিটকে একটি আর্কিমিডিয়ান সর্পিল কাঠামোতে মোচড় দেয়, যাকে পার্কার স্পাইরাল বলা হয়।[79]

সানস্পট

মূল নিবন্ধ: Sunspot

সানস্পট বা সৌরকলঙ্ক সূর্যের ফটোস্ফিয়ারে অন্ধকার দাগ হিসেবে দৃশ্যমান হয় এবং এগুলি চৌম্বক ক্ষেত্রের ঘনত্বের সাথে সম্পর্কিত, যেখানে সূর্যের অভ্যন্তর থেকে পৃষ্ঠ পর্যন্ত তাপের পরিচলন পরিবহন বাধাগ্রস্ত হয়। ফলস্বরূপ, সানস্পটগুলি আশেপাশের ফটোস্ফিয়ারের চেয়ে কিছুটা শীতল হয়, তাই এগুলি অন্ধকার দেখায়। একটি সাধারণ সৌর ন্যূনতম পর্যায়ে, খুব কম সানস্পট দৃশ্যমান হয় এবং মাঝে মাঝে কোনোটিই দেখা যায় না। যেগুলি দেখা যায়, সেগুলি উচ্চ সৌর অক্ষাংশে থাকে। সৌর চক্র যখন তার সৌর সর্বোচ্চ বা ম্যাক্সিমামের দিকে অগ্রসর হয়, তখন সানস্পটগুলি সৌর বিষুবরেখার কাছাকাছি তৈরি হতে থাকে, এই ঘটনাটি স্পোরার'স ল বা স্পোরারের সূত্র নামে পরিচিত। বৃহত্তম সানস্পটগুলি হাজার হাজার কিলোমিটার জুড়ে বিস্তৃত হতে পারে।[124]

একটি ১১-বছরের সানস্পট চক্র হলো ২২-বছরের ব্যাবকক–লেইটন সৌর ডায়নামো চক্রের অর্ধেক, যা টোরয়েডাল এবং পোলোয়েডাল সৌর চৌম্বক ক্ষেত্রের মধ্যে শক্তির একটি দোদুল্যমান বিনিময়ের সাথে সম্পর্কিত। সৌর-চক্রের সর্বোচ্চ পর্যায়ে, বাহ্যিক পোলোয়েডাল দ্বিমেরু চৌম্বক ক্ষেত্রটি তার ডায়নামো-চক্রের সর্বনিম্ন শক্তির কাছাকাছি থাকে; কিন্তু অভ্যন্তরীণ টোরয়েডাল চতুর্মেরু ক্ষেত্র, যা ট্যাকোক্লাইনের মধ্যে ডিফারেনশিয়াল ঘূর্ণনের মাধ্যমে উৎপন্ন হয়, তা তার সর্বোচ্চ শক্তির কাছাকাছি থাকে। ডায়নামো চক্রের এই বিন্দুতে, পরিচলন অঞ্চলের মধ্যে প্লবতা-চালিত ঊর্ধ্বমুখী প্রবাহ টোরয়েডাল চৌম্বক ক্ষেত্রকে ফটোস্ফিয়ারের মধ্য দিয়ে বেরিয়ে আসতে বাধ্য করে, যার ফলে সানস্পটের জোড়া তৈরি হয়, যা মোটামুটি পূর্ব-পশ্চিম বরাবর সারিবদ্ধ থাকে এবং বিপরীত চৌম্বক মেরুতা বিশিষ্ট ফুটপ্রিন্ট ধারণ করে। সানস্পট জোড়ার চৌম্বক মেরুতা প্রতি সৌর চক্রে পরিবর্তিত হয়, এই ঘটনাটি হেল'স ল বা হেলের সূত্র দ্বারা বর্ণিত।[125][126]

সৌর চক্রের হ্রাসমান পর্যায়ে, শক্তি অভ্যন্তরীণ টোরয়েডাল চৌম্বক ক্ষেত্র থেকে বাহ্যিক পোলোয়েডাল ক্ষেত্রে স্থানান্তরিত হয় এবং সানস্পটের সংখ্যা ও আকার হ্রাস পায়। সৌর-চক্রের সর্বনিম্ন পর্যায়ে, টোরয়েডাল ক্ষেত্রটি সেই অনুযায়ী সর্বনিম্ন শক্তিতে থাকে, সানস্পটগুলি তুলনামূলকভাবে বিরল হয় এবং পোলোয়েডাল ক্ষেত্রটি তার সর্বোচ্চ শক্তিতে থাকে। পরবর্তী ১১-বছরের সানস্পট চক্রের উত্থানের সাথে সাথে, ডিফারেনশিয়াল ঘূর্ণন চৌম্বক শক্তিকে পোলোয়েডাল থেকে টোরয়েডাল ক্ষেত্রে ফিরিয়ে আনে, কিন্তু এমন একটি মেরুতা সহ যা পূর্ববর্তী চক্রের বিপরীত। প্রক্রিয়াটি অবিরাম চলতে থাকে এবং একটি আদর্শ, সরলীকৃত পরিস্থিতিতে, প্রতিটি ১১-বছরের সানস্পট চক্র সূর্যের বৃহৎ-স্কেল চৌম্বক ক্ষেত্রের সামগ্রিক মেরুতার পরিবর্তনের সাথে সম্পর্কিত।[127][128]

সৌর কার্যকলাপ

মূল নিবন্ধ: Solar cycle

সূর্যের চৌম্বক ক্ষেত্র অনেক প্রভাব সৃষ্টি করে যা সম্মিলিতভাবে সৌর কার্যকলাপ নামে পরিচিত। সৌর শিখা (Solar flares) এবং করোনাল মাস ইজেকশন সাধারণত সানস্পট গ্রুপগুলিতে ঘটে। সৌর বায়ুর ধীরে ধীরে পরিবর্তনশীল উচ্চ-গতির প্রবাহ ফটোস্ফিয়ারিক পৃষ্ঠের করোনাল হোল বা করোনাল গহ্বর থেকে নির্গত হয়। করোনাল মাস ইজেকশন এবং সৌর বায়ুর উচ্চ-গতির প্রবাহ উভয়ই প্লাজমা এবং আন্তঃগ্রহ চৌম্বক ক্ষেত্রকে সৌরজগতের বাইরের দিকে বহন করে।[129] পৃথিবীতে সৌর কার্যকলাপের প্রভাবের মধ্যে রয়েছে মাঝারি থেকে উচ্চ অক্ষাংশে অরোরা এবং রেডিও যোগাযোগ ও বৈদ্যুতিক শক্তি ব্যবস্থার ব্যাঘাত। মনে করা হয় যে সৌর কার্যকলাপ সৌরজগতের গঠন এবং বিবর্তন-এ একটি বড় ভূমিকা পালন করেছে।[130]

১১-বছরের সৌর চক্রে সৌর বিকিরণের পরিবর্তন সানস্পটের সংখ্যার পরিবর্তনের সাথে সম্পর্কযুক্ত।[131] সৌর চক্র পৃথিবীর চারপাশের অবস্থাসহ মহাকাশের আবহাওয়াকে প্রভাবিত করে। উদাহরণস্বরূপ, ১৭শ শতাব্দীতে, সৌর চক্র কয়েক দশকের জন্য পুরোপুরি বন্ধ হয়ে গিয়েছিল বলে মনে হয়; মাউন্ডার মিনিমাম নামে পরিচিত একটি সময়কালে খুব কম সানস্পট দেখা গিয়েছিল। এটি লিটল আইস এজ বা ক্ষুদ্র বরফ যুগের যুগের সাথে মিলে যায়, যখন ইউরোপ অস্বাভাবিকভাবে ঠান্ডা তাপমাত্রার সম্মুখীন হয়েছিল।[132][133] বৃক্ষ বলয় (tree rings) বিশ্লেষণের মাধ্যমে আরও আগের দীর্ঘস্থায়ী ন্যূনতম পর্যায়গুলি আবিষ্কৃত হয়েছে এবং মনে হয় যে সেগুলি গড়ের চেয়ে কম বৈশ্বিক তাপমাত্রার সাথে মিলে যায়।[134]

করোনাল হিটিং

মূল নিবন্ধ: Coronal heating problem

সূর্যের করোনা কেন সূর্যের পৃষ্ঠের চেয়ে এত বেশি উত্তপ্ত?

ফটোস্ফিয়ারের তাপমাত্রা প্রায় ৬,০০০ কেলভিন, যেখানে করোনার তাপমাত্রা ১০,০০,০০০ থেকে ২০,০০,০০০ কেলভিনে পৌঁছায়।[77] করোনার উচ্চ তাপমাত্রা দেখায় যে এটি ফটোস্ফিয়ার থেকে সরাসরি তাপ পরিবাহিতা ছাড়া অন্য কিছু দ্বারা উত্তপ্ত হয়।[79]

মনে করা হয় যে করোনাকে উত্তপ্ত করার জন্য প্রয়োজনীয় শক্তি ফটোস্ফিয়ারের নিচের পরিচলন অঞ্চলে অশান্ত গতির দ্বারা সরবরাহ করা হয় এবং করোনাল হিটিং ব্যাখ্যা করার জন্য দুটি প্রধান প্রক্রিয়া প্রস্তাব করা হয়েছে।[77] প্রথমটি হলো তরঙ্গ হিটিং, যেখানে পরিচলন অঞ্চলে অশান্তির দ্বারা শব্দ, মহাকর্ষীয় বা ম্যাগনেটো-হাইড্রোডাইনামিক তরঙ্গ উৎপন্ন হয়।[77] এই তরঙ্গগুলি উপরের দিকে ভ্রমণ করে এবং করোনায় বিলীন হয়ে যায়, তাদের শক্তি তাপ আকারে আশেপাশের পদার্থে জমা করে।[135] অন্যটি হলো চৌম্বকীয় হিটিং, যেখানে চৌম্বক শক্তি ক্রমাগত ফটোস্ফিয়ারিক গতির দ্বারা তৈরি হয় এবং চৌম্বক পুনর্সংযোগ-এর মাধ্যমে বড় সৌর শিখা এবং অসংখ্য অনুরূপ কিন্তু ছোট ঘটনা—ন্যানোফ্লেয়ার—আকারে নির্গত হয়।[136]

বর্তমানে, তরঙ্গ একটি কার্যকর হিটিং প্রক্রিয়া কিনা তা অস্পষ্ট। আলফভেন তরঙ্গ ছাড়া অন্য সব তরঙ্গ করোনায় পৌঁছানোর আগেই বিলীন বা প্রতিসৃত হয়ে যায় বলে দেখা গেছে।[137] উপরন্তু, আলফভেন তরঙ্গ করোনায় সহজে বিলীন হয় না। তাই বর্তমান গবেষণার কেন্দ্রবিন্দু শিখা হিটিং প্রক্রিয়ার দিকে সরে গেছে।[77]

জীবনের পর্যায়সমূহ

মূল নিবন্ধ: Formation and evolution of the Solar System, Stellar evolution

সূর্য আজ তার প্রধান ধারার (main-sequence) জীবনের প্রায় অর্ধেক পথে রয়েছে। এটি চার বিলিয়নেরও বেশি[lower-alpha 1] বছর ধরে নাটকীয়ভাবে পরিবর্তিত হয়নি এবং আরও প্রায় পাঁচ বিলিয়ন বছর মোটামুটি স্থিতিশীল থাকবে। যাইহোক, এর কোরে হাইড্রোজেন ফিউশন বন্ধ হয়ে যাওয়ার পর, সূর্য অভ্যন্তরীণ এবং বাহ্যিকভাবে নাটকীয় পরিবর্তনের মধ্য দিয়ে যাবে।

গঠন

আরও দেখুন: Formation and evolution of the Solar System সূর্য প্রায় ৪.৬ বিলিয়ন বছর আগে একটি বিশাল আণবিক মেঘ-এর একটি অংশের ধসের ফলে গঠিত হয়েছিল, যা মূলত হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম নিয়ে গঠিত ছিল এবং সম্ভবত আরও অনেক তারার জন্ম দিয়েছিল।[138] এই বয়সটি নাক্ষত্রিক বিবর্তন-এর কম্পিউটার মডেল এবং নিউক্লিওকসমোক্রোনোলজি-এর মাধ্যমে অনুমান করা হয়।[12] ফলাফলটি সৌরজগতের প্রাচীনতম উপাদানের ৪.৫৬৭ বিলিয়ন বছর আগের রেডিওমেট্রিক তারিখ-এর সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ।[139][140] প্রাচীন উল্কা-র অধ্যয়ন স্বল্পস্থায়ী আইসোটোপের স্থিতিশীল কন্যা নিউক্লিয়াসের চিহ্ন প্রকাশ করে, যেমন আয়রন-৬০, যা শুধুমাত্র বিস্ফোরিত, স্বল্পস্থায়ী তারায় গঠিত হয়। এটি নির্দেশ করে যে সূর্য যেখানে গঠিত হয়েছিল তার কাছাকাছি এক বা একাধিক সুপারনোভা ঘটেছিল। কাছাকাছি একটি সুপারনোভা থেকে একটি শক ওয়েভ আণবিক মেঘের মধ্যে পদার্থকে সংকুচিত করে এবং নির্দিষ্ট অঞ্চলগুলিকে তাদের নিজস্ব মাধ্যাকর্ষণের অধীনে ধসে পড়তে বাধ্য করে সূর্যের গঠনকে ত্বরান্বিত করেছিল।[141] মেঘের একটি অংশ ধসে পড়ার সাথে সাথে এটি কৌণিক ভরবেগের সংরক্ষণ-এর কারণে ঘুরতে শুরু করে এবং ক্রমবর্ধমান চাপের সাথে উত্তপ্ত হতে থাকে।[142] নতুন তারায় পড়ার জন্য খুব বেশি কৌণিক ভরবেগ থাকা গ্যাস এবং ধূলিকণা সঞ্চালিত হয়, যা একটি প্রোটোপ্ল্যানেটারি ডিস্ক গঠন করে যা গ্রহ এবং অন্যান্য সৌরজগতের দেহ হয়ে উঠবে।[143] মেঘের কোরের মধ্যে মাধ্যাকর্ষণ এবং চাপ প্রচুর তাপ উৎপন্ন করে কারণ এটি আশেপাশের ডিস্ক থেকে আরও পদার্থ সংগ্রহ করে, শেষ পর্যন্ত নিউক্লীয় ফিউশন ট্রিগার করে।[144]

প্রধান ধারা

আরও দেখুন: Main sequence

সূর্য তার প্রধান ধারার পর্যায়ের প্রায় অর্ধেক পথে রয়েছে, যার সময় এর কোরের নিউক্লীয় ফিউশন বিক্রিয়া হাইড্রোজেনকে হিলিয়ামে ফিউজ করে। প্রতি সেকেন্ডে, সূর্যের কোরের মধ্যে চার বিলিয়নেরও বেশি কিলোগ্রাম পদার্থ শক্তিতে রূপান্তরিত হয়, যা নিউট্রিনো এবং সৌর বিকিরণ উৎপন্ন করে। এই হারে, সূর্য এখন পর্যন্ত পৃথিবীর ভরের প্রায় ১০০ গুণ শক্তিতে রূপান্তরিত করেছে, যা সূর্যের মোট ভরের প্রায় ০.০৩%। সূর্য রেড জায়ান্ট বা লোহিত দানব পর্যায়ের আগে একটি প্রধান ধারার তারা হিসেবে মোট প্রায় ১০ থেকে ১১ বিলিয়ন বছর ব্যয় করবে।[145] ৮ বিলিয়ন বছর বয়সে, ২০২২ সালে ইএসএ-এর গাইয়া মহাকাশ মানমন্দির মিশনের তথ্য অনুযায়ী সূর্য তার সবচেয়ে উত্তপ্ত বিন্দুতে থাকবে।[146]

সূর্য প্রধান ধারায় থাকার সময় ধীরে ধীরে তার কোরে আরও উত্তপ্ত, পৃষ্ঠে আরও উত্তপ্ত, ব্যাসার্ধে আরও বড় এবং আরও উজ্জ্বল হয়ে উঠছে: তার প্রধান ধারার জীবনের শুরু থেকে, এটি ব্যাসার্ধে ১৫% প্রসারিত হয়েছে এবং পৃষ্ঠের তাপমাত্রা ৫,৬২০ কেলভিন থেকে ৫,৭৭২ কেলভিনে বৃদ্ধি পেয়েছে, যার ফলে উজ্জ্বলতা ০.৬৭৭ সৌর উজ্জ্বলতা থেকে বর্তমানের ১.০ সৌর উজ্জ্বলতায় ৪৮% বৃদ্ধি পেয়েছে। এটি ঘটে কারণ কোরের হিলিয়াম পরমাণুগুলির ফিউজ হওয়া হাইড্রোজেন পরমাণু-র চেয়ে উচ্চতর গড় আণবিক ওজন থাকে, যার ফলে তাপীয় চাপ কম হয়। তাই কোর সংকুচিত হচ্ছে, যা সূর্যের বাইরের স্তরগুলিকে কেন্দ্রের কাছাকাছি যেতে দেয়, মহাকর্ষীয় বিভব শক্তি মুক্ত করে। ভিরিয়াল উপপাদ্য অনুসারে, এই মুক্ত মহাকর্ষীয় শক্তির অর্ধেক উত্তাপে যায়, যা ফিউশন ঘটার হারে ধীরে ধীরে বৃদ্ধি ঘটায় এবং এইভাবে উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি পায়। কোর ধীরে ধীরে ঘন হওয়ার সাথে সাথে এই প্রক্রিয়াটি ত্বরান্বিত হয়।[147] বর্তমানে, এটি প্রতি ১০০ মিলিয়ন বছরে প্রায় ১% উজ্জ্বলতা বৃদ্ধি পাচ্ছে। এই বৃদ্ধির কারণে পৃথিবী থেকে তরল জল নিঃশেষ হতে এখন থেকে অন্তত ১ বিলিয়ন বছর সময় লাগবে।[148] এরপর, পৃথিবী জটিল, বহুকোষী জীবন সমর্থন করতে সক্ষম থাকবে না এবং গ্রহের শেষ অবশিষ্ট বহুকোষী জীবগুলি একটি চূড়ান্ত, সম্পূর্ণ গণ বিলুপ্তি-র সম্মুখীন হবে।[149]

কোর হাইড্রোজেন নিঃশেষ হওয়ার পর

সূর্যের সুপারনোভা হিসেবে বিস্ফোরিত হওয়ার মতো পর্যাপ্ত ভর নেই। পরিবর্তে, যখন এটি প্রায় ৫ বিলিয়ন বছরে কোরে হাইড্রোজেন ফিউশন শেষ করে ফেলবে, তখন কোর হাইড্রোজেন ফিউশন বন্ধ হয়ে যাবে এবং কোরকে সংকুচিত হওয়া থেকে আটকানোর মতো কিছুই থাকবে না। মহাকর্ষীয় বিভব শক্তি মুক্ত হওয়ার ফলে সূর্য আরও উজ্জ্বল হবে এবং তার প্রধান ধারার পর্যায় শেষ করবে, যার ফলে সূর্য পরবর্তী ২ বিলিয়ন বছর ধরে প্রসারিত হবে: প্রথমে এক বিলিয়ন বছর ধরে একটি সাবজায়ান্ট হিসেবে, এবং তারপর একটি রেড জায়ান্ট বা লোহিত দানব হিসেবে।[147][150][151] মহাকর্ষীয় সংকোচনের কারণে উত্তাপ সূর্যের প্রসারণকে আরও বাড়িয়ে তুলবে এবং এর কোরের ঠিক বাইরে একটি স্তরে হাইড্রোজেন ফিউশনের দিকে নিয়ে যাবে, যেখানে অফিউজড হাইড্রোজেন অবশিষ্ট থাকে, যা বর্ধিত উজ্জ্বলতায় অবদান রাখবে, যা শেষ পর্যন্ত তার বর্তমান মানের ১,০০০ গুণেরও বেশি হবে।[147] যখন সূর্য তার রেড-জায়ান্ট ব্রাঞ্চ (RGB) পর্যায়ে প্রবেশ করবে, তখন এটি বুধ এবং শুক্র-কে গ্রাস (এবং ধ্বংস) করবে। সূর্যের ভর হ্রাসের কারণে পৃথিবীর কক্ষপথ প্রাথমিকভাবে সর্বোচ্চ ১.৫ এইউ (au) পর্যন্ত প্রসারিত হতে পারে। যাইহোক, পৃথিবীর কক্ষপথ তখন জোয়ারের শক্তি-র (এবং শেষ পর্যন্ত, সূর্যের নিম্ন ক্রোমোস্ফিয়ার থেকে ড্র্যাগ-এর) কারণে সংকুচিত হতে শুরু করতে পারে, যাতে এটি এখন থেকে ৭.৫৯ বিলিয়ন বছর পর রেড-জায়ান্ট ব্রাঞ্চের শীর্ষ পর্যায়ে সূর্যের দ্বারা গ্রাস হয়, যা বুধ এবং শুক্রের একই ভাগ্য বরণ করার ৩.৮ এবং ১ মিলিয়ন বছর পরে।[151] যাইহোক, এই ফলাফলটি অনিশ্চিত কারণ সূর্যের মোট ভর হ্রাস অনিশ্চিত। পৃথিবী গ্রাস হওয়া থেকে বেঁচে যেতে পারে।[152]

সূর্য যখন রেড-জায়ান্ট ব্রাঞ্চের শীর্ষে পৌঁছাবে, তখন এটি আজকের তুলনায় প্রায় ২৫৬ গুণ বড় হবে, যার ব্যাসার্ধ হবে ১.১৯ এইউ।[151][153] সূর্য আরজিবি-তে প্রায় এক বিলিয়ন বছর ব্যয় করবে এবং তার ভরের প্রায় এক-তৃতীয়াংশ হারাবে।[151]

রেড-জায়ান্ট ব্রাঞ্চের পর, সূর্যের প্রায় ১২০ মিলিয়ন বছরের সক্রিয় জীবন অবশিষ্ট থাকে, কিন্তু সেই তুলনামূলকভাবে সংক্ষিপ্ত সময়ে অনেক কিছু ঘটে। প্রথমে, কোর (ডিজেনারেট হিলিয়ামে পূর্ণ) হিলিয়াম ফ্ল্যাশ-এ হিংস্রভাবে জ্বলে ওঠে; অনুমান করা হয় যে কোরের ৬%—যা তখন সূর্যের ভরের ৪০%—ট্রিপল-আলফা প্রক্রিয়া-র মাধ্যমে কয়েক মিনিটের মধ্যে কার্বনে রূপান্তরিত হবে।[154] সূর্য তখন তার বর্তমান আকারের প্রায় ১০ গুণ এবং বর্তমান উজ্জ্বলতার ৫০ গুণ সংকুচিত হয়, যার তাপমাত্রা আজকের চেয়ে কিছুটা কম। এটি শেষ পর্যন্ত রেড ক্লাম্প বা অনুভূমিক শাখা-তে পৌঁছাবে, কিন্তু সূর্যের মেটালিটি বিশিষ্ট একটি তারা অনুভূমিক শাখা বরাবর নীল দিকে বিবর্তিত হয় না। পরিবর্তে, এটি প্রায় ১০০ মিলিয়ন বছর ধরে মাঝারিভাবে বড় এবং আরও উজ্জ্বল হয়ে ওঠে কারণ এটি তার কোরে হিলিয়াম ফিউজ করতে শুরু করে।[151]

হিলিয়াম নিঃশেষ হয়ে গেলে, সূর্যের কেন্দ্রে হাইড্রোজেন নিঃশেষ হওয়ার সময় যে প্রসারণ ঘটেছিল, সূর্য আবার সেই একই প্রক্রিয়ার পুনরাবৃত্তি করবে। তবে এবার সবকিছু দ্রুত ঘটবে এবং সূর্য আরও বড় ও উজ্জ্বল হয়ে উঠবে। এটি হলো অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ (asymptotic-giant-branch) পর্যায়, যখন সূর্য পর্যায়ক্রমে একটি বাইরের আবরণে হাইড্রোজেন অথবা আরও গভীরে হিলিয়াম বিক্রিয়া ঘটাতে থাকে। প্রাথমিক অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চে প্রায় ২ কোটি বছর থাকার পর, সূর্য ক্রমশ অস্থির হয়ে ওঠে। তখন দ্রুত ভর হ্রাস পেতে থাকে এবং প্রতি ১,০০,০০০ বছর অন্তর কয়েকশ বছরের জন্য থার্মাল পালস (thermal pulse) বা তাপীয় স্পন্দনের সৃষ্টি হয়, যা এর আকার ও উজ্জ্বলতা বাড়িয়ে দেয়। প্রতিটি থার্মাল পালস আগের চেয়ে শক্তিশালী হয় এবং পরবর্তী পালসগুলো উজ্জ্বলতাকে বর্তমানের তুলনায় ৫,০০০ গুণ পর্যন্ত বাড়িয়ে দিতে পারে। তা সত্ত্বেও, সূর্যের সর্বোচ্চ এজিবি (AGB) ব্যাসার্ধ এর টিপ-আরজিবি (tip-RGB) সর্বোচ্চ ব্যাসার্ধের চেয়ে কম হবে, যা ১৭৯ yes বা প্রায় 0.832 au।[151][155]

ভর হ্রাসের হার ও সময়ের ওপর ভিত্তি করে মডেলগুলো ভিন্ন হয়। রেড-জায়ান্ট ব্রাঞ্চে উচ্চ হারে ভর হারানো মডেলগুলো অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চের শীর্ষে ছোট ও কম উজ্জ্বল নক্ষত্র তৈরি করে, যা হয়তো বর্তমানের তুলনায় মাত্র ২,০০০ গুণ উজ্জ্বল এবং ২০০ গুণের কম ব্যাসার্ধের হয়।[151] সূর্যের ক্ষেত্রে, এর বাইরের আবরণ সম্পূর্ণ হারিয়ে একটি প্ল্যানেটারি নেবুলা (planetary nebula) তৈরি করার আগে চারটি থার্মাল পালসের পূর্বাভাস দেওয়া হয়েছে।[156]

পোস্ট-অ্যাসিম্পটোটিক-জায়ান্ট-ব্রাঞ্চ বিবর্তন আরও দ্রুত ঘটে। তাপমাত্রা বৃদ্ধির সাথে সাথে উজ্জ্বলতা প্রায় স্থির থাকে এবং সূর্যের ভরের অর্ধেক অংশ নিক্ষিপ্ত হয়ে একটি প্ল্যানেটারি নেবুলা হিসেবে আয়নিত হয়, যখন উন্মুক্ত কেন্দ্রটি 30,000 K তাপমাত্রায় পৌঁছায়, যেন এটি এক ধরণের ব্লু লুপ (blue loop)-এ রয়েছে। চূড়ান্ত নগ্ন কেন্দ্র, একটি হোয়াইট ডয়ার্ফ (white dwarf), এর তাপমাত্রা 100,000 K-এর বেশি হবে এবং এতে সূর্যের বর্তমান ভরের আনুমানিক ৫৪.০৫% থাকবে।[151] সিমুলেশন নির্দেশ করে যে, সূর্য সম্ভবত সেইসব নক্ষত্রের মধ্যে অন্যতম, যাদের ভর সবচেয়ে কম হওয়া সত্ত্বেও প্ল্যানেটারি নেবুলা গঠনের ক্ষমতা রয়েছে।[157] এই নেবুলা প্রায় ১০,০০০ বছরের মধ্যে ছড়িয়ে পড়বে, কিন্তু হোয়াইট ডয়ার্ফটি ট্রিলিয়ন বছর ধরে টিকে থাকবে এবং ধীরে ধীরে ম্লান হয়ে একটি কাল্পনিক অতি-ঘন ব্ল্যাক ডয়ার্ফ (black dwarf)-এ পরিণত হবে।[158][159][160] এর ফলে, এটি আর কোনো শক্তি নির্গত করবে না।[161]

মহাকর্ষীয় ক্ষেত্র এবং প্রভাব

মূল নিবন্ধ: Solar System

সূর্যকে কেন্দ্র করে আটটি পরিচিত গ্রহ আবর্তিত হচ্ছে। এর মধ্যে রয়েছে চারটি টেরেস্ট্রিয়াল গ্রহ (বুধ, শুক্র, পৃথিবী, এবং মঙ্গল), দুটি গ্যাস দানব (বৃহস্পতি এবং শনি), এবং দুটি বরফ দানব (ইউরেনাস এবং নেপচুন)। সৌরজগতে সাধারণত নয়টি বস্তুকে বামন গ্রহ (dwarf planet) হিসেবে বিবেচনা করা হয় এবং আরও কিছু প্রার্থী রয়েছে, একটি গ্রহাণু বেল্ট, অসংখ্য ধূমকেতু, এবং নেপচুনের কক্ষপথের বাইরে প্রচুর বরফময় বস্তু রয়েছে। ছয়টি গ্রহ এবং অনেক ছোট বস্তুর নিজস্ব প্রাকৃতিক উপগ্রহ রয়েছে: বিশেষ করে, বৃহস্পতি, শনি এবং ইউরেনাসের উপগ্রহ ব্যবস্থাগুলো কিছু দিক থেকে সূর্যের সৌরজগতের ক্ষুদ্র সংস্করণ।[162]

1 au (au) মূলত সূর্য এবং পৃথিবীর কেন্দ্রের মধ্যবর্তী গড় দূরত্ব হিসেবে সংজ্ঞায়িত হয়েছিল। পৃথিবী ৩ জানুয়ারির কাছাকাছি অনুসূর (perihelion) থেকে ৪ জুলাইয়ের কাছাকাছি অপসূর (aphelion)-এ যাওয়ার সময় এই তাৎক্ষণিক দূরত্ব প্রায় 2.5 e6km পরিবর্তিত হয়।[163] গড় দূরত্বে, আলো সূর্যের দিগন্ত থেকে পৃথিবীর দিগন্তে পৌঁছাতে প্রায় ৮ মিনিট ২০ সেকেন্ড সময় নেয়।[164] ২০১২ সালে এই জ্যোতির্বিজ্ঞান একক (au)-কে ১৪৯,৫৯৭,৮৭০,৭০০ মিটার হিসেবে সংজ্ঞায়িত করা হয়।[165]

গ্রহগুলোর মহাকর্ষীয় টানে সূর্য স্থানচ্যুত হয়। সূর্যের কেন্দ্র সৌরজগতের ভরের কেন্দ্র (barycentre)-কে ঘিরে ০.১ থেকে ২.২ সৌর ব্যাসার্ধের মধ্যে আবর্তিত হয়। ভরের কেন্দ্রকে ঘিরে সূর্যের এই গতি প্রায় ১৭৯ বছর অন্তর পুনরাবৃত্তি হয়, যা মূলত বৃহস্পতি ও শনির সিনোডিক পর্যায় (synodic period)-এর কারণে প্রায় ৩০° কোণে আবর্তিত হয়।[166] এই গতির প্রধান কারণ হলো বৃহস্পতি, শনি, ইউরেনাস এবং নেপচুন। কয়েক দশকের কিছু সময়ের জন্য (যখন নেপচুন এবং ইউরেনাস প্রতিযোগিতা বা অপজিশনে থাকে) এই গতি বেশ নিয়মিত থাকে এবং একটি ট্রিফয়েল (trefoil) প্যাটার্ন তৈরি করে, অন্যদিকে এই সময়গুলোর মধ্যবর্তী সময়ে একে আরও বিশৃঙ্খল মনে হয়।[167] ১৭৯ বছর পর (বৃহস্পতি ও শনির সিনোডিক পর্যায়ের নয় গুণ), প্যাটার্নটি কম-বেশি পুনরাবৃত্তি হয়, তবে প্রায় ২৪° কোণে আবর্তিত হয়।[168] পৃথিবীর কক্ষপথসহ অভ্যন্তরীণ গ্রহগুলোর কক্ষপথও একই মহাকর্ষীয় শক্তির কারণে একইভাবে স্থানচ্যুত হয়, তাই সূর্যের এই নড়াচড়ার ফলে পৃথিবী ও সূর্যের আপেক্ষিক অবস্থানে বা সময়ের সাথে পৃথিবীতে সৌর বিকিরণের ওপর খুব সামান্যই প্রভাব পড়ে।[169]

সূর্যের মহাকর্ষীয় ক্ষেত্র প্রায় দুই আলোকবর্ষ (১২৫,০০০ au) পর্যন্ত আশেপাশের নক্ষত্রগুলোর মহাকর্ষীয় শক্তিকে নিয়ন্ত্রণ করে বলে অনুমান করা হয়। বিপরীতে, ওর্ট ক্লাউড-এর ব্যাসার্ধের নিম্নতর অনুমানগুলো একে ৫০,০০০ au-এর বেশি দূরে রাখে না।[170] বেশিরভাগ ভর ৩,০০০ থেকে ১০০,০০০ au-এর মধ্যবর্তী অঞ্চলে আবর্তিত হচ্ছে।[171] দূরতম পরিচিত বস্তুগুলো, যেমন ধূমকেতু ওয়েস্ট, সূর্য থেকে প্রায় ৭০,০০০ au দূরত্বে অপসূর (aphelia) অবস্থানে থাকে।[172] গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াসের সাপেক্ষে সূর্যের হিল স্ফিয়ার (Hill sphere), অর্থাৎ এর মহাকর্ষীয় প্রভাবের কার্যকর পরিসীমা, জি. এ. চেবোতারেভ দ্বারা ২৩০,০০০ au হিসেবে গণনা করা হয়েছিল।[173]

সামগ্রিক অবস্থান Location

মহাজাগতিক প্রতিবেশী

Celestial neighborhood

গ্যালাকটিক গতি

মূল নিবন্ধ: Galactic year

আরও দেখুন: Stellar kinematics

সূর্য, পুরো সৌরজগৎকে সাথে নিয়ে, গড়ে ২৩০ কিমি/সেকেন্ড (৮২৮,০০০ কিমি/ঘণ্টা) গতিতে গ্যালাক্সির ভরের কেন্দ্রকে প্রদক্ষিণ করে।[174] একটি পূর্ণ আবর্তন (একটি গ্যালাকটিক বছর) সম্পন্ন করতে প্রায় ২২-২৫ কোটি পৃথিবী বছর সময় লাগে এবং সূর্যের জন্মের পর থেকে এটি প্রায় ২০ বার এই আবর্তন সম্পন্ন করেছে।[175][176] সূর্যের গতির দিক, সোলার অ্যাপেক্স (Solar apex), মোটামুটি ভেগা (Vega) নক্ষত্রের দিকে।[177] অতীতে সূর্য সম্ভবত লোকাল বাবল (Local Bubble)-এ প্রবেশের আগে ওরিয়ন-এরিডানাস সুপারবাবল (Orion–Eridanus Superbubble)-এর মধ্য দিয়ে ভ্রমণ করেছে।[178]

সূর্য যখন গ্যালাক্সিকে প্রদক্ষিণ করে, তখন এটি তার আশেপাশের অন্যান্য নক্ষত্রের গড় গতির সাপেক্ষেও চলাচল করে। একটি সাধারণ মডেল ভবিষ্যদ্বাণী করে যে, গ্যালাক্সির সাথে আবর্তনশীল একটি রেফারেন্স ফ্রেমে, সূর্য একটি উপবৃত্তাকার পথে চলে, যা এমন একটি বিন্দুকে ঘিরে আবর্তিত হয় যা নিজেও গ্যালাক্সিকে প্রদক্ষিণ করছে।[179] বিন্দুটিকে ঘিরে সূর্যের আবর্তনের সময়কাল প্রায় ১৬৬ মিলিয়ন বছর, যা বিন্দুটির গ্যালাক্সি প্রদক্ষিণের সময়ের চেয়ে কম। উপবৃত্তের দৈর্ঘ্য প্রায় ১৭৬০ পারসেক (parsecs) এবং প্রস্থ প্রায় ১১৭০ পারসেক। (গ্যালাক্সির কেন্দ্র থেকে সূর্যের দূরত্ব, যা প্রায় ৭ বা ৮ কিলোপারসেক, তার সাথে এটি তুলনা করুন।) একই সময়ে, সূর্য গ্যালাকটিক সমতলের "উত্তর" এবং "দক্ষিণ" দিকে ভিন্ন পর্যায়কালে, প্রায় ৮৩ মিলিয়ন বছর ধরে, সমতল থেকে প্রায় ৯৯ পারসেক দূরে সরে যায়।[180] সূর্য যে বিন্দুটিকে ঘিরে আবর্তিত হয়, তা গ্যালাক্সিকে একবার প্রদক্ষিণ করতে প্রায় ২৪০ মিলিয়ন বছর সময় নেয়। (আরও বিস্তারিত জানার জন্য নাক্ষত্রিক গতিবিদ্যা দেখুন।)

মিল্কি ওয়ের অ-অভিন্ন ভর বণ্টনের কারণে, যেমন গ্যালাকটিক সর্পিল বাহুর মধ্যে এবং তার আশেপাশে, সূর্যের কক্ষপথ বিঘ্নিত হয়। তবে, এটি পরিসংখ্যানগতভাবে অসম্ভাব্য যে সূর্য গ্যালাক্সির মধ্যে তার জন্মের ব্যাসার্ধ থেকে খুব বেশি দূরে সরে গেছে।[181] যুক্তি দেওয়া হয়েছে যে, উচ্চ ঘনত্বের সর্পিল বাহুগুলোর মধ্য দিয়ে সূর্যের গমন প্রায়শই পৃথিবীতে গণ বিলুপ্তি (mass extinction)-এর সাথে মিলে যায়, সম্ভবত বর্ধিত সংঘর্ষ ঘটনা (impact events)-এর কারণে।[182] সৌরজগতের মিল্কি ওয়ের চারপাশে একটি কক্ষপথ সম্পন্ন করতে প্রায় ২২৫-২৫০ মিলিয়ন বছর (একটি গ্যালাকটিক বছর) সময় লাগে,[176] তাই মনে করা হয় যে সূর্যের জীবদ্দশায় এটি ২০-২৫ বার কক্ষপথ সম্পন্ন করেছে। মিল্কি ওয়ের কেন্দ্রের চারপাশে সৌরজগতের কক্ষপথের গতি প্রায় ২৫১ কিমি/সেকেন্ড (১৫৬ মাইল/সেকেন্ড)।[183] এই গতিতে, সৌরজগতের ১ আলোকবর্ষ দূরত্ব অতিক্রম করতে প্রায় ১,১৯০ বছর বা ১ AU অতিক্রম করতে ৭ দিন সময় লাগে।[184]

মিল্কি ওয়ে মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ (CMB)-এর সাপেক্ষে হাইড্রা নক্ষত্রমণ্ডলীর দিকে ৫৫০ কিমি/সেকেন্ড গতিতে চলছে, কিন্তু যেহেতু সূর্য গ্যালাকটিক সেন্টারের সাপেক্ষে সিগনাস (গ্যালাকটিক দ্রাঘিমাংশ ৯০°; অক্ষাংশ ০°) নক্ষত্রমণ্ডলীর দিকে ২০০ কিমি/সেকেন্ডের বেশি গতিতে চলছে, তাই সিএমবি (CMB)-এর সাপেক্ষে এর লব্ধি বেগ প্রায় ৩৭০ কিমি/সেকেন্ড, যা ক্রেটার (Crater) বা লিও (Leo) নক্ষত্রমণ্ডলীর দিকে (গ্যালাকটিক অক্ষাংশ ২৬৪°, অক্ষাংশ ৪৮°)।[185] এটি সিগনাস থেকে ১৩২° দূরে।

পর্যবেক্ষণমূলক ইতিহাস

প্রাথমিক ধারণা

আরও দেখুন: The Sun in culture

অনেক প্রাগৈতিহাসিক এবং প্রাচীন সংস্কৃতিতে, সূর্যকে একটি সৌর দেবতা বা অন্য কোনো অতিপ্রাকৃত সত্তা বলে মনে করা হতো।[186][187] খ্রিস্টপূর্ব প্রথম সহস্রাব্দের শুরুতে, ব্যাবিলনীয় জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা পর্যবেক্ষণ করেছিলেন যে এক্লিপটিক (ecliptic) বরাবর সূর্যের গতি অভিন্ন নয়, যদিও তারা এর কারণ জানতেন না; আজ এটি জানা গেছে যে এটি উপবৃত্তাকার কক্ষপথ-এ পৃথিবীর গতির কারণে ঘটে, যেখানে পৃথিবী সূর্যের কাছাকাছি অনুসূর অবস্থানে দ্রুত এবং দূরে অপসূর অবস্থানে ধীর গতিতে চলে।[188]

সূর্যের জন্য বৈজ্ঞানিক বা দার্শনিক ব্যাখ্যা প্রদানকারী প্রথম ব্যক্তিদের মধ্যে একজন ছিলেন গ্রিক দার্শনিক অ্যানাক্সাগোরাস। তিনি যুক্তি দিয়েছিলেন যে এটি পেলোপোনিস (Peloponnesus)-এর ভূমির চেয়েও বড় একটি বিশাল জ্বলন্ত ধাতব বল এবং চাঁদ সূর্যের আলোকে প্রতিফলিত করে।[189] এরাটোস্থেনিস খ্রিস্টপূর্ব তৃতীয় শতাব্দীতে পৃথিবী ও সূর্যের মধ্যবর্তী দূরত্বকে "stadia myriads 400 and 80000" হিসেবে অনুমান করেছিলেন, যার অনুবাদ অস্পষ্ট, যা হয় ৪,০৮০,০০০ স্টাডিয়া (৭৫৫,০০০ কিমি) অথবা ৮০৪,০০০,০০০ স্টাডিয়া (১৪৮ থেকে ১৫৩ মিলিয়ন কিলোমিটার বা ০.৯৯ থেকে ১.০২ AU) নির্দেশ করে; পরবর্তী মানটি কয়েক শতাংশের মধ্যে সঠিক। প্রথম শতাব্দীতে, টলেমি এই দূরত্বকে পৃথিবীর ব্যাসার্ধ-এর ১,২১০ গুণ হিসেবে অনুমান করেছিলেন, যা প্রায় 7.71।[190]

সূর্যকে কেন্দ্র করে গ্রহগুলো আবর্তিত হয়—এই তত্ত্বটি প্রথম খ্রিস্টপূর্ব তৃতীয় শতাব্দীতে প্রাচীন গ্রিক অ্যারিস্টারকাস অফ সামোস প্রস্তাব করেছিলেন,[191] এবং পরবর্তীতে সেলিউকাস অফ সেলিউসিয়া এটি গ্রহণ করেছিলেন (দেখুন সূর্যকেন্দ্রিকতাবাদ)।[192] এই দৃষ্টিভঙ্গিটি ১৬শ শতাব্দীতে নিকোলাস কোপার্নিকাস দ্বারা সূর্যকেন্দ্রিক ব্যবস্থার একটি আরও বিস্তারিত গাণিতিক মডেলে বিকশিত হয়েছিল।[193]

বৈজ্ঞানিক উপলব্ধির বিকাশ

হান রাজবংশ (২০২ খ্রিস্টপূর্ব–২২০ খ্রিস্টাব্দ)-এর সময় চীনা জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা সানস্পট (sunspots) পর্যবেক্ষণ করেছিলেন এবং তাদের পর্যবেক্ষণের রেকর্ড শতাব্দীর পর শতাব্দী ধরে সংরক্ষিত ছিল। ইবনে রুশদ (Averroes) ১২শ শতাব্দীতে সানস্পটের বর্ণনা দিয়েছিলেন।[194] ১৭শ শতাব্দীর শুরুতে টেলিস্কোপের উদ্ভাবন টমাস হ্যারিয়ট, গ্যালিলিও গ্যালিলি এবং অন্যান্য জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের সানস্পটগুলোর বিস্তারিত পর্যবেক্ষণের সুযোগ করে দেয়। গ্যালিলিও দাবি করেছিলেন যে সানস্পটগুলো পৃথিবী ও সূর্যের মধ্যবর্তী ছোট কোনো বস্তু নয়, বরং সূর্যের পৃষ্ঠেই অবস্থিত।[195]

মধ্যযুগীয় ইসলামী বিশ্বে জ্যোতির্বিজ্ঞান-এর অবদানের মধ্যে রয়েছে আল-বাত্তানি-এর আবিষ্কার যে সূর্যের অপসূর (apogee)-এর দিক (স্থির নক্ষত্রগুলোর বিপরীতে সূর্যের কক্ষপথের যে স্থানে এটিকে সবচেয়ে ধীর মনে হয়) পরিবর্তিত হচ্ছে।[196] আধুনিক সূর্যকেন্দ্রিক পরিভাষায়, এটি পৃথিবীর কক্ষপথের অপসূর (aphelion)-এর ধীরে ধীরে গতির কারণে ঘটে। ইবনে ইউনুস একটি বড় অ্যাস্ট্রোলেব (astrolabe) ব্যবহার করে বহু বছর ধরে সূর্যের অবস্থানের ১০,০০০-এরও বেশি এন্ট্রি পর্যবেক্ষণ করেছিলেন।[197]

সূর্যের প্রথম মোটামুটি সঠিক দূরত্ব ১৬৮৪ সালে জিওভানি ডোমেনিকো ক্যাসিনি নির্ধারণ করেছিলেন। তিনি জানতেন যে সৌর লম্বন (solar parallax) সরাসরি পরিমাপ করা কঠিন, তাই তিনি মঙ্গল গ্রহের লম্বন পরিমাপ করার সিদ্ধান্ত নেন। জঁ রিশে-কে সমসাময়িক পরিমাপের জন্য ফরাসি গায়ানা-র কায়েন-এ পাঠিয়ে, প্যারিসে ক্যাসিনি ১৬৭২ সালে মঙ্গল যখন পৃথিবীর সবচেয়ে কাছে ছিল, তখন তার লম্বন নির্ধারণ করেন। দুটি পর্যবেক্ষণের মধ্যবর্তী পরিধির দূরত্ব ব্যবহার করে, ক্যাসিনি পৃথিবী-মঙ্গল দূরত্ব গণনা করেন, তারপর পৃথিবী-সূর্য দূরত্ব নির্ধারণ করতে কেপলারের সূত্র ব্যবহার করেন। তার মান, আধুনিক মানের চেয়ে প্রায় ১০% ছোট হলেও, পূর্ববর্তী সমস্ত অনুমানের চেয়ে অনেক বেশি সঠিক ছিল।[198]

১০৩২ সালে শুক্রের অতিক্রম পর্যবেক্ষণের ভিত্তিতে ইবনে সিনা এই সিদ্ধান্তে উপনীত হন যে, শুক্র গ্রহ সূর্যের চেয়ে পৃথিবীর অনেক কাছে অবস্থিত।[199] ১৬৭৭ সালে এডমন্ড হ্যালি সূর্যের সামনে দিয়ে বুধ গ্রহের অতিক্রম পর্যবেক্ষণ করেন। এর ফলে তিনি বুঝতে পারেন যে, কোনো গ্রহের সৌর লম্বন (solar parallax) পর্যবেক্ষণ করে (বিশেষত শুক্রের অতিক্রম ব্যবহার করে) পৃথিবী, শুক্র এবং সূর্যের মধ্যবর্তী দূরত্ব ত্রিকোণমিতিক পদ্ধতিতে নির্ণয় করা সম্ভব।[200] ১৭৬৯ সালের শুক্রের অতিক্রম পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা পৃথিবী থেকে সূর্যের গড় দূরত্ব 93726900 mi হিসেবে গণনা করতে সক্ষম হন, যা আধুনিক মানের চেয়ে মাত্র ০.৮% বেশি।[201]

১৬৬৬ সালে আইজ্যাক নিউটন একটি প্রিজম ব্যবহার করে সূর্যের আলো পর্যবেক্ষণ করেন এবং দেখান যে, এটি বিভিন্ন রঙের আলোর সমন্বয়ে গঠিত।[202] ১৮০০ সালে উইলিয়াম হার্শেল সৌর বর্ণালীর লাল অংশের বাইরে অবলোহিত বিকিরণ আবিষ্কার করেন।[203] ঊনবিংশ শতাব্দীতে সূর্যের বর্ণালীবীক্ষণ সংক্রান্ত গবেষণায় ব্যাপক উন্নতি ঘটে; জোসেফ ফন ফ্রাউনহোফার বর্ণালীতে ৬০০টিরও বেশি শোষণ রেখা রেকর্ড করেন, যার মধ্যে শক্তিশালী রেখাগুলোকে আজও প্রায়শই ফ্রাউনহোফার রেখা হিসেবে অভিহিত করা হয়। বিংশ শতাব্দীতে সূর্য পর্যবেক্ষণের জন্য বেশ কিছু বিশেষায়িত ব্যবস্থা উদ্ভাবিত হয়, বিশেষ করে বিভিন্ন ন্যারোব্যান্ড তরঙ্গদৈর্ঘ্যে, যেমন ক্যালসিয়াম-এইচ (৩৯৬.৯ ন্যানোমিটার), ক্যালসিয়াম-কে (৩৯৩.৩৭ ন্যানোমিটার) এবং হাইড্রোজেন-আলফা (৬৫৬.৪৬ ন্যানোমিটার) ফিল্টারিং ব্যবহার করে।[204]

আলোক মণ্ডলের আলোকীয় বর্ণালী নিয়ে প্রাথমিক গবেষণার সময় কিছু শোষণ রেখা পাওয়া যায় যা পৃথিবীতে তখন পর্যন্ত জানা কোনো রাসায়নিক মৌল-এর সাথে মিলছিল না। ১৮৬৮ সালে নরম্যান লকিয়ার অনুমান করেন যে, এই শোষণ রেখাগুলো একটি নতুন মৌলের কারণে সৃষ্টি হয়েছে, যার নাম তিনি গ্রিক সূর্যদেব হেলিওস-এর নামানুসারে রাখেন হিলিয়াম। পঁচিশ বছর পর পৃথিবীতে হিলিয়াম পৃথক করা সম্ভব হয়।[205]

আধুনিক বিজ্ঞানের শুরুর দিকে সূর্যের শক্তির উৎস একটি বড় ধাঁধা ছিল। লর্ড কেলভিন প্রস্তাব করেন যে, সূর্য একটি ধীরে ধীরে শীতল হতে থাকা তরল বস্তু যা তার অভ্যন্তরীণ তাপের ভাণ্ডার থেকে বিকিরণ করছে।[206] কেলভিন এবং হারমান ফন হেলমহোল্টজ শক্তির নিঃসরণ ব্যাখ্যা করার জন্য একটি মহাকর্ষীয় সংকোচন প্রক্রিয়ার প্রস্তাব করেন, কিন্তু এর ফলে প্রাপ্ত বয়সের অনুমান ছিল মাত্র ২ কোটি বছর, যা তৎকালীন কিছু ভূতাত্ত্বিক আবিষ্কারের প্রস্তাবিত কমপক্ষে ৩০ কোটি বছরের তুলনায় অনেক কম।[206][207] ১৮৯০ সালে লকিয়ার সূর্যের গঠন ও বিবর্তনের জন্য একটি উল্কাপিন্ডীয় অনুকল্প প্রস্তাব করেন।[208]

১৯০৪ সালের আগে পর্যন্ত এর কোনো নথিভুক্ত সমাধান পাওয়া যায়নি। আর্নেস্ট রাদারফোর্ড প্রস্তাব করেন যে, সূর্যের শক্তি একটি অভ্যন্তরীণ তাপের উৎস দ্বারা বজায় থাকতে পারে এবং তিনি তেজস্ক্রিয় ক্ষয়-কে এর উৎস হিসেবে উল্লেখ করেন।[209] আলবার্ট আইনস্টাইন তার ভর-শক্তি সমতুল্যতা সম্পর্ক E = mc2-এর মাধ্যমে সূর্যের শক্তির উৎসের মূল সূত্রটি প্রদান করেন।[210] ১৯২০ সালে স্যার আর্থার এডিংটন প্রস্তাব করেন যে, সূর্যের কেন্দ্রে বিদ্যমান প্রচণ্ড চাপ ও তাপমাত্রা একটি পারমাণবিক ফিউশন বা সংযোজন বিক্রিয়া ঘটাতে পারে, যা হাইড্রোজেনকে (প্রোটন) হিলিয়াম নিউক্লিয়াসে রূপান্তরিত করে এবং ভরের নিট পরিবর্তনের ফলে শক্তির উৎপাদন ঘটায়।[211] ১৯২৫ সালে মেঘনাদ সাহা-র উদ্ভাবিত আয়নাইজেশন তত্ত্ব ব্যবহার করে সেসিলিয়া পেইন সূর্যের মধ্যে হাইড্রোজেনের আধিক্য নিশ্চিত করেন। ১৯৩০-এর দশকে জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞানী সুব্রহ্মণ্যন চন্দ্রশেখর এবং হ্যান্স বেথে ফিউশনের তাত্ত্বিক ধারণাটি বিকশিত করেন। বেথে সূর্যকে শক্তি প্রদানকারী দুটি প্রধান পারমাণবিক বিক্রিয়ার বিস্তারিত হিসাব করেন।[212][213] ১৯৫৭ সালে মার্গারেট বার্বিজ, জেফ্রি বার্বিজ, উইলিয়াম ফাউলার এবং ফ্রেড হয়েল দেখান যে, মহাবিশ্বের অধিকাংশ মৌলই সূর্যের মতো নক্ষত্রের অভ্যন্তরে পারমাণবিক বিক্রিয়ার মাধ্যমে সংশ্লেষিত হয়েছে।[214]

সৌর মহাকাশ মিশন

আরও দেখুন: Solar observatory, List of heliophysics missions

আন্তঃগ্রহ মহাকাশ থেকে সূর্যকে দীর্ঘমেয়াদে পর্যবেক্ষণের জন্য ডিজাইন করা প্রথম কৃত্রিম উপগ্রহ ছিল পায়োনিয়ার ৬, ৭, ৮, এবং ৯, যা ১৯৫৯ থেকে ১৯৬৮ সালের মধ্যে নাসা (NASA) উৎক্ষেপণ করে। এই প্রোবগুলো পৃথিবীর মতো দূরত্বে থেকে সূর্যকে প্রদক্ষিণ করত এবং সৌর বায়ু ও সৌর চৌম্বক ক্ষেত্রের প্রথম বিস্তারিত পরিমাপ গ্রহণ করে। পায়োনিয়ার ৯ দীর্ঘ সময় ধরে কাজ করেছিল এবং ১৯৮৩ সালের মে মাস পর্যন্ত তথ্য প্রেরণ করেছিল।[215][216]

১৯৭০-এর দশকে দুটি হেলিয়স মহাকাশযান এবং স্কাইল্যাব অ্যাপোলো টেলিস্কোপ মাউন্ট বিজ্ঞানীদের সৌর বায়ু এবং সৌর করোনা সম্পর্কে গুরুত্বপূর্ণ নতুন তথ্য প্রদান করে। হেলিয়স ১ এবং ২ প্রোবগুলো ছিল মার্কিন-জার্মান যৌথ উদ্যোগ, যা বুধের কক্ষপথের ভেতরে পেরিহেলিয়নে থেকে সৌর বায়ু পর্যবেক্ষণ করেছিল।[217] ১৯৭৩ সালে নাসা কর্তৃক উৎক্ষেপিত স্কাইল্যাব মহাকাশ স্টেশনে 'অ্যাপোলো টেলিস্কোপ মাউন্ট' নামক একটি সৌর মানমন্দির মডিউল ছিল, যা স্টেশনে অবস্থানরত নভোচারীরা পরিচালনা করতেন।[78] স্কাইল্যাব সৌর ট্রানজিশন অঞ্চল এবং সৌর করোনা থেকে অতিবেগুনি বিকিরণের প্রথম সময়-সমাধানকৃত (time-resolved) পর্যবেক্ষণ সম্পন্ন করে। এর আবিষ্কারের মধ্যে ছিল করোনাল মাস ইজেকশন (তখন একে "করোনাল ট্রানজিয়েন্ট" বলা হতো) এবং করোনাল হোল-এর প্রথম পর্যবেক্ষণ, যা বর্তমানে সৌর বায়ুর সাথে ঘনিষ্ঠভাবে সম্পর্কিত বলে জানা যায়।[217]

১৯৮০ সালে নাসা সোলার ম্যাক্সিমাম মিশন প্রোব উৎক্ষেপণ করে। এই মহাকাশযানটি উচ্চ সৌর কার্যকলাপ এবং সৌর উজ্জ্বলতার সময়ে সৌর শিখা থেকে গামা রশ্মি, এক্স-রে এবং অতিবেগুনি বিকিরণ পর্যবেক্ষণের জন্য ডিজাইন করা হয়েছিল। তবে উৎক্ষেপণের কয়েক মাস পরেই ইলেকট্রনিক ত্রুটির কারণে প্রোবটি স্ট্যান্ডবাই মোডে চলে যায় এবং তিন বছর নিষ্ক্রিয় অবস্থায় থাকে। ১৯৮৪ সালে স্পেস শাটল চ্যালেঞ্জার-এর এসটিএস-৪১-সি (STS-41-C) মিশনের মাধ্যমে স্যাটেলাইটটিকে উদ্ধার করা হয় এবং এর ইলেকট্রনিক্স মেরামত করে পুনরায় কক্ষপথে স্থাপন করা হয়। সোলার ম্যাক্সিমাম মিশন পরবর্তীতে ১৯৮৯ সালের জুন মাসে পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলে পুনঃপ্রবেশের আগে সৌর করোনার হাজার হাজার ছবি সংগ্রহ করে।[218]

১৯৯১ সালে উৎক্ষেপিত জাপানের ইয়োকোহ (সানবিম) স্যাটেলাইট এক্স-রে তরঙ্গদৈর্ঘ্যে সৌর শিখা পর্যবেক্ষণ করে। মিশনের তথ্য বিজ্ঞানীদের বিভিন্ন ধরনের শিখা শনাক্ত করতে সাহায্য করে এবং প্রমাণ করে যে, শিখার সর্বোচ্চ সক্রিয় অঞ্চলগুলোর বাইরের করোনা আগের ধারণার চেয়ে অনেক বেশি গতিশীল ও সক্রিয় ছিল। ইয়োকোহ একটি সম্পূর্ণ সৌর চক্র পর্যবেক্ষণ করেছিল, কিন্তু ২০০১ সালে একটি বলয়গ্রাস গ্রহণের সময় সূর্যের সাথে সংযোগ বিচ্ছিন্ন হয়ে গেলে এটি স্ট্যান্ডবাই মোডে চলে যায়। ২০০৫ সালে বায়ুমণ্ডলে পুনঃপ্রবেশের সময় এটি ধ্বংস হয়ে যায়।[219]

ইউরোপীয় মহাকাশ সংস্থা (ESA) এবং নাসা কর্তৃক যৌথভাবে নির্মিত সোলার অ্যান্ড হেলিওস্ফেরিক অবজারভেটরি (SOHO) ১৯৯৫ সালের ২ ডিসেম্বর উৎক্ষেপণ করা হয়।[78] মূলত দুই বছরের মিশনের জন্য পরিকল্পিত হলেও,[220] SOHO ২০২৪ সাল পর্যন্ত কার্যকর রয়েছে।[221] পৃথিবী ও সূর্যের মধ্যবর্তী ল্যাগ্রাঞ্জিয়ান পয়েন্ট-এ (যেখানে উভয়ের মহাকর্ষীয় টান সমান) অবস্থিত SOHO উৎক্ষেপণের পর থেকে অনেক তরঙ্গদৈর্ঘ্যে সূর্যের অবিচ্ছিন্ন দৃশ্য প্রদান করে আসছে।[78] সরাসরি সূর্য পর্যবেক্ষণ ছাড়াও, SOHO বিপুল সংখ্যক ধূমকেতু আবিষ্কারে সক্ষম হয়েছে, যার বেশিরভাগই ক্ষুদ্র সানগ্রেজিং ধূমকেতু, যা সূর্যের পাশ দিয়ে যাওয়ার সময় পুড়ে যায়।[222]

এই সমস্ত স্যাটেলাইট সূর্যকে গ্রহণরেখার (ecliptic) সমতল থেকে পর্যবেক্ষণ করেছে, তাই তারা কেবল এর নিরক্ষীয় অঞ্চলগুলো বিস্তারিতভাবে পর্যবেক্ষণ করতে পেরেছে। সূর্যের মেরু অঞ্চলগুলো অধ্যয়নের জন্য ১৯৯০ সালে ইউলাইসিস প্রোব উৎক্ষেপণ করা হয়। এটি প্রথমে বৃহস্পতির দিকে যাত্রা করে, যাতে একটি "স্লিং শট" কৌশলের মাধ্যমে এমন একটি কক্ষপথে প্রবেশ করা যায় যা গ্রহণরেখার সমতল থেকে অনেক উপরে নিয়ে যাবে। নির্ধারিত কক্ষপথে পৌঁছানোর পর ইউলাইসিস উচ্চ সৌর অক্ষাংশে সৌর বায়ু এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের শক্তি পর্যবেক্ষণ শুরু করে। এটি দেখতে পায় যে, উচ্চ অক্ষাংশ থেকে আসা সৌর বায়ু প্রায় ৭৫০ কিমি/সেকেন্ড গতিতে প্রবাহিত হচ্ছে (যা প্রত্যাশার চেয়ে ধীর) এবং উচ্চ অক্ষাংশ থেকে বিশাল চৌম্বক তরঙ্গ নির্গত হচ্ছে যা গ্যালাকটিক মহাজাগতিক রশ্মিকে বিচ্ছুরিত করে।[223]

আলোক মণ্ডলে মৌলের প্রাচুর্য বর্ণালীবীক্ষণ গবেষণার মাধ্যমে সুপরিচিত, কিন্তু সূর্যের অভ্যন্তরের গঠন সম্পর্কে জ্ঞান সীমিত। একটি সৌর বায়ু নমুনা সংগ্রহ মিশন, জেনেসিস, জ্যোতির্বিজ্ঞানীদের সৌর উপাদানের গঠন সরাসরি পরিমাপের সুযোগ দেওয়ার জন্য ডিজাইন করা হয়েছিল।[224]

ধর্মীয় দিক

মূল নিবন্ধ: Solar deity

সৌর দেবতারা অনেক ধর্ম ও পুরাণে গুরুত্বপূর্ণ ভূমিকা পালন করেন।[225] সূর্যের উপাসনা প্রাচীন মিশরীয়, দক্ষিণ আমেরিকার ইনকা এবং বর্তমান মেক্সিকোর অ্যাজটেক সভ্যতার কেন্দ্রবিন্দুতে ছিল। হিন্দুধর্ম-এ সূর্যকে আজও দেবতা হিসেবে গণ্য করা হয়, যিনি সূর্য (सूर्य) নামে পরিচিত। অনেক প্রাচীন স্মৃতিস্তম্ভ সৌর ঘটনাগুলোকে মাথায় রেখে নির্মাণ করা হয়েছিল; উদাহরণস্বরূপ, পাথরের মেগালিথ গ্রীষ্মকালীন বা শীতকালীন সংক্রান্তি চিহ্নিত করে (যেমন মিশরের নাবতা প্লায়া; মাল্টার মনাজদ্রা; এবং ইংল্যান্ডের স্টোনহেঞ্জ); আয়ারল্যান্ডের প্রাগৈতিহাসিক মানব-নির্মিত ঢিবি নিউগ্রাঞ্জ শীতকালীন সংক্রান্তি শনাক্ত করার জন্য ডিজাইন করা হয়েছিল; মেক্সিকোর চিচেন ইৎজা-র এল কাস্তিলো পিরামিডটি বসন্তকালীন ও শরৎকালীন বিষুব-এর সময় পিরামিডের গায়ে সাপের আকৃতির ছায়া ফেলার জন্য তৈরি করা হয়েছে।[226]

প্রাচীন সুমেরীয়রা বিশ্বাস করত যে সূর্য হলো উতু,[227][228] যিনি ন্যায়বিচারের দেবতা এবং একজন সাহায্যকারী দেবতা।[227] পরবর্তীতে, উতুকে পূর্ব সেমিটিক দেবতা শামাশ-এর সাথে অভিন্ন মনে করা হতো।[227][228]

প্রাচীন মিশরের অন্তত চতুর্থ রাজবংশ থেকে সূর্যকে দেবতা রা হিসেবে পূজা করা হতো, যাকে সৌর চাকতি পরিহিত বাজপাখির মস্তকধারী দেবতা হিসেবে চিত্রিত করা হতো। নতুন সাম্রাজ্য যুগে সূর্যকে গোবর পোকা-র সাথে অভিন্ন মনে করা হতো। সূর্য চাকতি আতেন-এর রূপে, সূর্য আমারনা যুগ-এ সংক্ষিপ্ত সময়ের জন্য পুনরুত্থিত হয়, যখন এটি ফারাও আখেনাতেন-এর জন্য প্রধান, যদি একমাত্র না হয়, দেবতা হয়ে ওঠে।[229][230] মিশরীয়রা রা-কে সৌর নৌকায় করে আকাশে পরিভ্রমণরত হিসেবে চিত্রিত করত, যার সাথে থাকত অন্যান্য ছোট দেবতারা। গ্রিকদের কাছে তিনি ছিলেন হেলিওস, যিনি অগ্নি ঘোড়ায় টানা রথে চড়ে চলতেন। পরবর্তী রোমান সাম্রাজ্যে এলাগালাস-এর রাজত্বকাল থেকে সূর্যের জন্মদিন শীতকালীন সংক্রান্তির ঠিক পরে সোল ইনভিকটাস (আক্ষরিক অর্থে 'অজেয় সূর্য') হিসেবে পালিত হতো। পৃথিবী থেকে সূর্যকে বছরে একবার ক্রান্তিবৃত্ত বরাবর রাশিচক্র দিয়ে আবর্তিত হতে দেখা যায়, তাই গ্রিক জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা একে সাতটি গ্রহ-এর একটি হিসেবে শ্রেণীবদ্ধ করেছিলেন (গ্রিক planetes থেকে, যার অর্থ 'পথিক'); সাতটি গ্রহের নামানুসারে সপ্তাহের দিনের নাম রাখার প্রথা রোমান যুগ থেকে চলে আসছে।[231][232][233]

প্রোটো-ইন্দো-ইউরোপীয় ধর্ম-এ সূর্যকে দেবী Seh2ul হিসেবে ব্যক্ত করা হতো।[234][235] ইন্দো-ইউরোপীয় ভাষাগুলোতে এই দেবীর উদ্ভূত রূপগুলোর মধ্যে রয়েছে পুরানো নর্স Sól, সংস্কৃত সূর্য, গলিশ Sulis, লিথুয়ানীয় Saulė, এবং স্লাভিক Solntse।[235] প্রাচীন গ্রিক ধর্ম-এ সূর্য দেবতা ছিলেন পুরুষ দেবতা হেলিওস,[236] যাকে পরবর্তীতে অ্যাপোলো-র সাথে সমন্বিত করা হয়।[237]

প্রাচীন রোমে, রবিবার ছিল সূর্য দেবতার দিন। পৌত্তলিক ধর্মে সূর্য ছিল জীবনের উৎস। রোমানদের মধ্যে এটি একটি জনপ্রিয় উপাসনার কেন্দ্র ছিল, যারা ভোরের প্রথম সূর্যরশ্মি ধরার জন্য দাঁড়িয়ে প্রার্থনা করত। শীতকালীন সংক্রান্তির উদযাপন (যা ক্রিসমাসকে প্রভাবিত করেছিল) ছিল রোমান সোল ইনভিকটাস উপাসনার অংশ। এটি খ্রিস্টানদের দ্বারা সাবাত (Sabbath) দিন হিসেবে গৃহীত হয়। আলোর প্রতীক ছিল একটি পৌত্তলিক রীতি যা খ্রিস্টানরা গ্রহণ করেছিল, সম্ভবত এটিই ইহুদি ঐতিহ্য থেকে না আসা সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ প্রতীক। খ্রিস্টান গির্জাগুলো এমনভাবে নির্মিত হতো যাতে উপাসকরা সূর্যোদয়ের দিকে মুখ করে থাকতে পারে।[238] বাইবেল-এর মালাখি পুস্তক-এ "ধার্মিকতার সূর্য" (Sun of Righteousness)-এর উল্লেখ রয়েছে, যা কিছু খ্রিস্টান মসিহ (খ্রিস্ট)-এর প্রতি ইঙ্গিত হিসেবে ব্যাখ্যা করেছেন।[239]

তোনাতিউহ, অ্যাজটেক সূর্য দেবতা, মানব বলি-র সাথে ঘনিষ্ঠভাবে সম্পর্কিত ছিলেন।[240] সূর্য দেবী আমাতেরাসু শিন্তো ধর্মের সবচেয়ে গুরুত্বপূর্ণ দেবতা,[241][242] এবং তাকে সমস্ত জাপানি সম্রাট-এর পূর্বপুরুষ বলে বিশ্বাস করা হয়।[241]

আরও দেখুন

  • Advanced Composition Explorer
  • Analemma
  • Antisolar point
  • Faint young Sun paradox
  • List of brightest stars
  • List of nearest stars
  • Midnight sun
  • Sun
  • Solar telescope
  • Sun path
  • Sun-Earth Day
  • Sun in fiction
  • Timeline of the far future

নোট

  1. ↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named rotation
  2. ↑ Cite error: Invalid <ref> tag; no text was provided for refs named particle density

[note 1] [note 2] [note 3]

  1. ↑ জ্যোতির্বিজ্ঞান সংক্রান্ত বিজ্ঞানে, ভারী মৌল (বা ধাতু) শব্দটি হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম ছাড়া অন্য সব রাসায়নিক মৌলকে বোঝায়।
  2. ↑ সমুদ্রপৃষ্ঠের কাছাকাছি পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের কণা ঘনত্ব প্রায় ২25 m−3।
  3. ↑ ঘড়ির কাঁটার বিপরীত দিক হলো সৌরজগতের বস্তুগুলোর সূর্যের চারদিকে আবর্তনের দিক এবং অধিকাংশ বস্তুর অক্ষীয় ঘূর্ণনের দিক।

তথ্যসূত্র

DuplicateReferences script detected:

  1. ↑ 1.0 1.1 Sol
  2. ↑ 2.0 2.1 Helios
  3. ↑ 3.0 3.1 solar
  4. ↑ (2009). Proposals for the masses of the three largest asteroids, the Moon–Earth mass ratio and the Astronomical Unit. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy. 103 (4) 365–372. doi:10.1007/s10569-009-9203-8.
  5. ↑ 5.00 5.01 5.02 5.03 5.04 5.05 5.06 5.07 5.08 5.09 5.10 5.11 Williams, D. R.. (1 July 2013). Sun Fact Sheet. NASA Goddard Space Flight Center.
  6. ↑ Zombeck, Martin V.. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press.
  7. ↑ (May 2022). "Observational constraints on the origin of the elements: IV. Standard composition of the Sun". Astronomy & Astrophysics. 661 A140. doi:10.1051/0004-6361/202142971.
  8. ↑ Eclipse 99: Frequently Asked Questions. NASA.
  9. ↑ (June 2014). "Two estimates of the distance to the Galactic Centre". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 441 (2) 1105–1114. doi:10.1093/mnras/stu631.
  10. ↑ (2009). "Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results". The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (2) 225–245. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225.
  11. ↑ 11.0 11.1 11.2 11.3 11.4 11.5 11.6 Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures. NASA.
  12. ↑ 12.0 12.1 (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics. 390 (3) 1115–1118. doi:10.1051/0004-6361:20020749.
  13. ↑ (2 November 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107) 651–655. doi:10.1126/science.1226919.
  14. ↑ Gray, David F.. (November 1992). "The Inferred Color Index of the Sun". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 104 (681) 1035–1038. doi:10.1086/133086.
  15. ↑ The Sun's Vital Statistics. Stanford Solar Center. Citing Eddy, J.. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. 37. NASA.
  16. ↑ Barnhart, R. K.. (1995). "The Barnhart Concise Dictionary of Etymology". 776. HarperCollins. ISBN 978-0-06-270084-1.
  17. ↑ 17.0 17.1 Orel, Vladimir. (2003). A Handbook of Germanic Etymology. 41. Brill. ISBN 978-9-00-412875-0.
  18. ↑ Little
  19. ↑ heliac
  20. ↑ (15 November 2006). Opportunity's View, Sol 959 (Vertical). NASA.
  21. ↑ (2000). Allen's Astrophysical Quantities. 2. Springer. ISBN 978-0-38-798746-0.
  22. ↑ solar mass
  23. ↑ (18 September 1998). Encyclopedia of the Solar System. 349, 820. Academic Press. ISBN 978-0-08-057313-7.
  24. ↑ https://www.collinsdictionary.com/dictionary/english/heliology
  25. ↑ Woolfson, M.. (2000). The origin and evolution of the solar system. Astronomy & Geophysics. 41 (1) 12. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.
  26. ↑ 26.0 26.1 26.2 Phillips, K. J. H.. (1995). Guide to the Sun. 47–53. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-39788-9.
  27. ↑ Than, K.. (2006). Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single. Space.com.
  28. ↑ Lada, C. J.. (2006). "Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single". Astrophysical Journal Letters. 640 (1) L63–L66. doi:10.1086/503158.
  29. ↑ (September 2008). A Comprehensive Comparison of the Sun to Other Stars: Searching for Self-Selection Effects. The Astrophysical Journal. 684 (1) 691–706. doi:10.1086/589985.
  30. ↑ 30.0 30.1 (1998). "Introductory Astronomy & Astrophysics". 322. Saunders College Publishing. ISBN 978-0-03-006228-5.
  31. ↑ (2 November 2012). "The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk". Science. 338 (6107) 651–655. doi:10.1126/science.1226919.
  32. ↑ (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature. 270 (5639) 700–701. doi:10.1038/270700a0.
  33. ↑ (2012). Cosmogenic Radionuclides: Theory and Applications in the Terrestrial and Space Environments. 41. Springer. ISBN 978-3-642-14651-0.
  34. ↑ Phillips, K. J. H.. (1995). Guide to the Sun. 73. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-39788-9.
  35. ↑ 35.0 35.1 35.2 (March 2015). On the Determination and Constancy of the Solar Oblateness. Solar Physics. 290 (3) 673–687. doi:10.1007/s11207-015-0655-6.
  36. ↑ 36.0 36.1 36.2 Gough, Douglas. (28 September 2012). How Oblate Is the Sun?. Science. 337 (6102) 1611–1612. doi:10.1126/science.1226988.
  37. ↑ (28 September 2012). The Precise Solar Shape and Its Variability. Science. 337 (6102) 1638–1640. doi:10.1126/science.1223231.
  38. ↑ Jones, G.. (16 August 2012). Sun is the most perfect sphere ever observed in nature. The Guardian.
  39. ↑ Schutz, B. F.. (2003). Gravity from the ground up. 98–99. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-45506-0.
  40. ↑ Phillips, K. J. H.. (1995). Guide to the Sun. 78–79. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-39788-9.
  41. ↑ The Anticlockwise Solar System. Australian Space Academy.
  42. ↑ (June 2009). "The Sun in time: age, rotation, and magnetic activity of the Sun and solar-type stars and effects on hosted planets". 258 395–408. doi:10.1017/S1743921309032050.
  43. ↑ (November 2017). "Magnetic Braking of Sun-like and Low-mass Stars: Dependence on Coronal Temperature". The Astrophysical Journal. 849 (2). doi:10.3847/1538-4357/aa9061.
  44. ↑ (August 2017). "Asymptotic g modes: Evidence for a rapid rotation of the solar core". Astronomy & Astrophysics. 604. doi:10.1051/0004-6361/201730460.
  45. ↑ Darling, Susannah. (1 August 2017). ESA, NASA's SOHO Reveals Rapidly Rotating Solar Core. NASA.
  46. ↑ 46.0 46.1 Lodders, Katharina. (10 July 2003). Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements. The Astrophysical Journal. 591 (2) 1220–1247. doi:10.1086/375492.
    Lodders, K.. (2003). Abundances and Condensation Temperatures of the Elements. Meteoritics & Planetary Science. 38 (suppl) 5272.
  47. ↑ (2004). "Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution". 19–20. Springer. ISBN 978-0-387-20089-7.
  48. ↑ Aller, L. H.. (1968). "The chemical composition of the Sun and the solar system". Proceedings of the Astronomical Society of Australia. 1 (4) 133. doi:10.1017/S1323358000011048.
  49. ↑ (2008). "Helioseismology and Solar Abundances". Physics Reports. 457 (5–6) 217–283. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002.
  50. ↑ (1 September 2021). The chemical make-up of the Sun: A 2020 vision. Astronomy & Astrophysics. 653 A141. doi:10.1051/0004-6361/202140445.
  51. ↑ (2004). "Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution". § 9.2.3. Springer. ISBN 978-0-387-20089-7.
  52. ↑ Iben, Icko Jnr.. (November 1965). "Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M☉ Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning". The Astrophysical Journal. 142 1447. doi:10.1086/148429.
  53. ↑ 53.0 53.1 García, R.. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science. 316 (5831) 1591–1593. doi:10.1126/science.1140598.
  54. ↑ (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal. 699 (2) 1403–1417. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403.
  55. ↑ 55.0 55.1 55.2 55.3 55.4 55.5 55.6 (18 January 2007). NASA/Marshall Solar Physics. Marshall Space Flight Center.
  56. ↑ Broggini, C.. (2003). Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy. 21.
  57. ↑ (2011). "Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns". Journal of Physics: Conference Series. 271 (1). doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031.
  58. ↑ The Borexino Collaboration. (2020). Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun. Nature. 587 (?) 577–582. doi:10.1038/s41586-020-2934-0.
  59. ↑ Zirker, J. B.. (2002). Journey from the Center of the Sun. 15–34. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-05781-1.
  60. ↑ Shu, F. H.. (1982). The Physical Universe: An Introduction to Astronomy. 102. University Science Books. ISBN 978-0-935702-05-7.
  61. ↑ Cohen, H.. (9 November 1998). Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun. Contemporary Physics Education Project.
  62. ↑ (17 April 2012). Lazy Sun is less energetic than compost. Australian Broadcasting Corporation.
  63. ↑ (1994). "Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment". AIP Conference Proceedings. 320 (1994) 102–116. doi:10.1063/1.47009.
  64. ↑ 64.0 64.1 64.2 64.3 Sun. World Book at NASA.
  65. ↑ Tobias, S. M.. (2005). Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics. 193–235. CRC Press. ISBN 978-0-8493-3355-2.
  66. ↑ Mullan, D. J.. (2000). From the Sun to the Great Attractor. 22. Springer. ISBN 978-3-540-41064-5.
  67. ↑ (2007). Handbook of the Solar-Terrestrial Environment. 55–93. Springer Berlin Heidelberg. ISBN 978-3-540-46314-6. doi:10.1007/978-3-540-46315-3_3.
  68. ↑ (1997). "Physics of Solar System Plasmas". Cambridge University Press. ISBN 978-0-511-52946-7. doi:10.1017/CBO9780511529467.
  69. ↑ (25 January 2013). Components of the Heliosphere. NASA.
  70. ↑ (1 March 2006). "The Solar Magnetic Field". Reports on Progress in Physics. 69 (3) 563–668. doi:10.1088/0034-4885/69/3/R02.
  71. ↑ 71.0 71.1 71.2 71.3 71.4 71.5 Abhyankar, K. D.. (1977). A Survey of the Solar Atmospheric Models. Bulletin of the Astronomical Society of India. 5 40–44.
  72. ↑ Gibson, Edward G.. (1973). "The Quiet Sun (NASA SP-303)". NASA.
  73. ↑ Shu, F. H.. (1991). "The Physics of Astrophysics". 1. University Science Books. ISBN 978-0-935702-64-4.
  74. ↑ (1993). "Ionization Effects in Three-Dimensional Solar Granulation Simulations". The Astrophysical Journal Letters. 408 (1) L53–L56. doi:10.1086/186829.
  75. ↑ (1994). "New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere". Science. 263 (5143) 64–66. doi:10.1126/science.263.5143.64.
  76. ↑ 76.0 76.1 76.2 (1997). "The role of helium in the outer solar atmosphere". The Astrophysical Journal. 482 (1) 498–509. doi:10.1086/304111.
  77. ↑ 77.0 77.1 77.2 77.3 77.4 77.5 77.6 (2007). "Heating of the solar and stellar coronae: a review". Astron. Nachr.. 328 (8) 726–733. doi:10.1002/asna.200710803.
  78. ↑ 78.0 78.1 78.2 78.3 Dwivedi, B. N.. (2006). Our ultraviolet Sun. Current Science. 91 (5) 587–595.
  79. ↑ 79.0 79.1 79.2 79.3 79.4 Russell, C. T.. (2001). Space Weather (Geophysical Monograph). 73–88. American Geophysical Union. ISBN 978-0-87590-984-4.
  80. ↑ (November 2023). "The Sun's Alfvén Surface: Recent Insights and Prospects for the Polarimeter to Unify the Corona and Heliosphere (PUNCH)". Solar Physics. 298 (11) 126. doi:10.1007/s11207-023-02218-2.
  81. ↑ (14 December 2021). "Parker Solar Probe Enters the Magnetically Dominated Solar Corona". Physical Review Letters. 127 (25). doi:10.1103/PhysRevLett.127.255101.
  82. ↑ Hatfield, Miles. (13 December 2021). NASA Enters the Solar Atmosphere for the First Time. NASA.
  83. ↑ (1 February 2021). "Determination of Solar Wind Angular Momentum and Alfvén Radius from Parker Solar Probe Observations". The Astrophysical Journal Letters. 908 (2) L41. doi:10.3847/2041-8213/abe38e.
  84. ↑ (August 2010). "Study of the Solar Slow Sonic, Alfvén and Fast Magnetosonic Transition Surfaces". Advances in Space Research. 46 (4) 382–390. doi:10.1016/j.asr.2010.05.003.
  85. ↑ (1 October 2021). "Alfvén Speed Transition Zone in the Solar Corona". The Astrophysical Journal Letters. 919 (2) L33. doi:10.3847/2041-8213/ac25fa.
  86. ↑ (2007). Handbook of the Solar-Terrestrial Environment. Springer. ISBN 978-3-540-46315-3. doi:10.1007/978-3-540-46315-3.
  87. ↑ (22 April 2003). A Star with two North Poles. Science @ NASA.
  88. ↑ (2002). "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations". Journal of Geophysical Research. 107 (A7) SSH 8–1. doi:10.1029/2001JA000299.
  89. ↑ (2005). The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass. European Space Agency.
  90. ↑ Landau, Elizabeth. (29 October 2015). Voyager 1 Helps Solve Interstellar Medium Mystery. Jet Propulsion Laboratory.
  91. ↑ Interstellar Mission. Jet Propulsion Laboratory.
  92. ↑ (2 March 2015). Components of the Heliosphere. NASA.
  93. ↑ The Sun's Energy: An Essential Part of the Earth System. Center for Science Education.
  94. ↑ (23 June 2015). The Sun's Influence on Climate. Princeton University Press.
  95. ↑ Burton, W. B.. (1986). "Stellar parameters". Space Science Reviews. 43 (3–4) 244–250. doi:10.1007/BF00190626.
  96. ↑ (1998). "Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars". Astronomy and Astrophysics. 333 231–250.
  97. ↑ (1991). Bright Star Catalogue. CDS.
  98. ↑ (24 May 2006). Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present. pmodwrc.
  99. ↑ El-Sharkawi, Mohamed A.. (2005). Electric energy. 87–88. CRC Press. ISBN 978-0-8493-3078-0.
  100. ↑ Fu, Qiang. (2003). Radiation (SOLAR). Encyclopedia of Atmospheric Sciences. 1859–1863. ISBN 978-0-12-227090-1. doi:10.1016/B0-12-227090-8/00334-1.
  101. ↑ Reference Solar Spectral Irradiance: Air Mass 1.5. NREL.
  102. ↑ What Color is the Sun?. Universe Today.
  103. ↑ What Color is the Sun?. Stanford Solar Center.
  104. ↑ Wilk, S. R.. (2009). The Yellow Sun Paradox. Optics & Photonics News. 12–13.
  105. ↑ (16 December 2008). The Green Flash. BBC.
  106. ↑ (1971). "Chorioretinal temperature increases from solar observation". Bulletin of Mathematical Biophysics. 33 (1) 1–17. doi:10.1007/BF02476660.
  107. ↑ (1975). "The Human Fovea After Sungazing". Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology. 79 (6) OP788–95.
  108. ↑ (1993). "Ultrastructural findings in solar retinopathy". Eye. 7 (4) 29–33. doi:10.1038/eye.1993.7.
  109. ↑ (1973). "Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD". British Journal of Ophthalmology. 57 (4) 270–273. doi:10.1136/bjo.57.4.270.
  110. ↑ (1976). "Retinal sensitivity to damage from short wavelength light". Nature. 260 (5547) 153–155. doi:10.1038/260153a0.
  111. ↑ (1980). "The Effects of Constant Light on Visual Processes". 319–346. Plenum Press. ISBN 978-0-306-40328-6.
  112. ↑ Kardos, T.. (2003). Earth science. 87. J. W. Walch. ISBN 978-0-8251-4500-1.
  113. ↑ Macdonald, Lee. (2012). "How to Observe the Sun Safely". 17. Springer. ISBN 978-1-4614-3824-3. doi:10.1007/978-1-4614-3825-0_2.
  114. ↑ (2005). "Physically based Simulation of Twilight Phenomena". ACM Transactions on Graphics. 24 (4) 1353–1373. doi:10.1145/1095878.1095884.
  115. ↑ Piggin, I. G.. (1972). "Diurnal asymmetries in global radiation". Archiv für Meteorologie, Geophysik und Bioklimatologie, Serie B. 20 (1) 41–48. doi:10.1007/BF02243313.
  116. ↑ Phillips, K. J. H.. (1995). Guide to the Sun. 14–15, 34–38. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-39788-9.
  117. ↑ Barsh, G. S.. (2003). "What Controls Variation in Human Skin Color?". PLOS Biology. 1 (1). doi:10.1371/journal.pbio.0000027.
  118. ↑ (2007). Ancient sunlight. Technology Through Time. (50).
  119. ↑ Stix, M.. (2003). "On the time scale of energy transport in the sun". Solar Physics. 212 (1) 3–6. doi:10.1023/A:1022952621810.
  120. ↑ Schlattl, H.. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. 64 (1). doi:10.1103/PhysRevD.64.013009.
  121. ↑ (2014). "Solar Dynamo Theory". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 52 251–290. doi:10.1146/annurev-astro-081913-040012.
  122. ↑ Zirker, J. B.. (2002). Journey from the Center of the Sun. 119–120. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-05781-1.
  123. ↑ Lang, Kenneth R.. (2008). "The Sun from Space". 75. Springer-Verlag. ISBN 978-3-540-76952-1.
  124. ↑ (30 March 2001). The Largest Sunspot in Ten Years. Goddard Space Flight Center.
  125. ↑ (1919). "The Magnetic Polarity of Sun-Spots". The Astrophysical Journal. 49 153. doi:10.1086/142452.
  126. ↑ (4 January 2008). NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle. PhysOrg.
  127. ↑ (16 February 2001). Sun flips magnetic field. CNN.
  128. ↑ Phillips, T.. (15 February 2001). The Sun Does a Flip. NASA.
  129. ↑ Zirker, J. B.. (2002). Journey from the Center of the Sun. 120–127. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-05781-1.
  130. ↑ (5 July 2021). "Solar evolution and extrema: current state of understanding of long-term solar variability and its planetary impacts". Progress in Earth and Planetary Science. 8 (1) 40. doi:10.1186/s40645-021-00430-x.
  131. ↑ (1991). "The Sun's luminosity over a complete solar cycle". Nature. 351 (6321) 42–44. doi:10.1038/351042a0.
  132. ↑ Eddy, John A.. (June 1976). "The Maunder Minimum". Science. 192 (4245) 1189–1202. doi:10.1126/science.192.4245.1189.
  133. ↑ (1992). Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum. Geophysical Research Letters. 19 (15) 1591–1594. doi:10.1029/92GL01578.
  134. ↑ (2000). Trace Gas Emissions and Plants. 1–28. Springer. ISBN 978-0-7923-6545-7.
  135. ↑ Alfvén, H.. (1947). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 107 (2) 211–219. doi:10.1093/mnras/107.2.211.
  136. ↑ Parker, E. N.. (1988). "Nanoflares and the solar X-ray corona". The Astrophysical Journal. 330 (1) 474. doi:10.1086/166485.
  137. ↑ (1981). "Coronal heating by stochastic magnetic pumping". The Astrophysical Journal. 246 (1) 331. doi:10.1086/158926.
  138. ↑ Zirker, Jack B.. (2002). "Journey from the Center of the Sun". 7–8. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-05781-1.
  139. ↑ (2002). "Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions". Science. 297 (5587) 1678–1683. doi:10.1126/science.1073950.
  140. ↑ (2005). "Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites". Nature. 436 (7054) 1127–1131. doi:10.1038/nature03882.
  141. ↑ (2010). "The astrophysical environment of the solar birthplace". Contemporary Physics. 51 (5) 381–396. doi:10.1080/00107511003764725.
  142. ↑ Glozman, Igor. (2022). Formation of the Solar System. Highline College.
  143. ↑ Greaves, Jane S.. (7 January 2005). Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems. Science. 307 (5706) 68–71. doi:10.1126/science.1101979.
  144. ↑ Jones, Andrew Zimmerman. (30 May 2019). How Stars Make All of the Elements. ThoughtCo.
  145. ↑ (2001). The search for life in the universe. 96. University Science Books. ISBN 978-1-891389-16-0.
  146. ↑ (12 August 2022). ESA's Gaia Mission Sheds New Light on Past and Future of Our Sun. Sci.News: Breaking Science News.
  147. ↑ 147.0 147.1 147.2 (2017). "An introduction to modern astrophysics". 350, 447, 448, 457. Cambridge University Press. ISBN 978-1-108-42216-1.
  148. ↑ Kollipara, Puneet. (22 January 2014). Earth Won't Die as Soon as Thought. Science.
  149. ↑ (30 March 2022). "Catastrophe risk can accelerate unlikely evolutionary transitions". Proceedings of the Royal Society B. 289 (1971). doi:10.1098/rspb.2021.2711.
  150. ↑ Redd, Nola Taylor. Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun. space.com.
  151. ↑ 151.0 151.1 151.2 151.3 151.4 151.5 151.6 151.7 (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1) 155–163. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.
  152. ↑ (June 2026). "The fate of Earth during the Sun's giant phases – New constraints from ab initio tidal modelling and AGB mass loss". Astronomy & Astrophysics. 710 L26. doi:10.1051/0004-6361/202660576.
  153. ↑ (1 January 1999). The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge-up. The Astrophysical Journal. 510 (1) 232–250. doi:10.1086/306546.
  154. ↑ Taylor, David. The End of the Sun. Northwestern University.
  155. ↑ (1993). "Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss". The Astrophysical Journal. 413 641. doi:10.1086/173033.
  156. ↑ (1993). "Our Sun. III. Present and Future". The Astrophysical Journal. 418 457–468. doi:10.1086/173407.
  157. ↑ (2018). "The mysterious age invariance of the planetary nebula luminosity function bright cut-off". Nature Astronomy. 2 (7) 580–584. doi:10.1038/s41550-018-0453-9.
  158. ↑ Bloecker, T.. (1995). "Stellar evolution of low and intermediate-mass stars. I. Mass loss on the AGB and its consequences for stellar evolution". Astronomy and Astrophysics. 297 727.
  159. ↑ Bloecker, T.. (1995). "Stellar evolution of low- and intermediate-mass stars. II. Post-AGB evolution". Astronomy and Astrophysics. 299 755.
  160. ↑ Christensen-Dalsgaard, Jørgen. (2021). "Solar structure and evolution". Living Reviews in Solar Physics. 18 (2). doi:10.1007/s41116-020-00028-3.
  161. ↑ Johnson-Groh, Mara. (25 August 2020). The end of the universe may be marked by 'black dwarf supernova' explosions. Live Science.
  162. ↑ (2004). Physics and Chemistry of the Solar System. 265. Elsevier. ISBN 978-0-08-047012-2.
  163. ↑ (31 January 2008). Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020. US Naval Observatory.
  164. ↑ Cain, Fraser. (15 April 2013). How long does it take sunlight to reach the Earth?. phys.org.
  165. ↑ (31 August 2012). On the re-definition of the astronomical unit of length. International Astronomical Union.
  166. ↑ Jose, Paul D.. (Apr 1965). Sun's Motion and Sunspots. The Astronomical Journal. 70 (3) 193–200. doi:10.1086/109714.
  167. ↑ See Figure 2 in (2000). Can origin of the 2400-year cycle of solar activity be caused by solar inertial motion?. Annales Geophysicae. 18 (4) 399–405. doi:10.1007/s00585-000-0399-x.
  168. ↑ (Apr 1965). Sun's Motion and Sunspots. The Astronomical Journal. 70 193–200. doi:10.1086/109714. The value of 24° comes from (360)(15 J − 6 S)/(S − J), where S and J are the periods of Saturn and Jupiter respectively.
  169. ↑ (4 March 2020). "Retraction Note: Oscillations of the baseline of solar magnetic field and solar irradiance on a millennial timescale". Scientific Reports. 10 (1) 4336. doi:10.1038/s41598-020-61020-3.
  170. ↑ (2004). "The Solar System". 1. Springer.
  171. ↑ (September 2019). "Galactic tide and local stellar perturbations on the Oort cloud: creation of interstellar comets". Astronomy & Astrophysics. 629 13. doi:10.1051/0004-6361/201935330.
  172. ↑ Norman, Neil. (May 2020). 10 great comets of recent times. BBC Sky at Night Magazine.
  173. ↑ (1 January 1963). Gravitational Spheres of the Major Planets, Moon and Sun. Astronomicheskii Zhurnal. 40 812.
  174. ↑ (February 2000). StarChild Question of the Month – Does the Sun move around the Milky Way?. NASA.
  175. ↑ Currin, Grant. (30 August 2020). How long is a galactic year?. Live Science.
  176. ↑ 176.0 176.1 Leong, S.. (2002). Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year). The Physics Factbook.
  177. ↑ Raymo, Chet. (1990). Three Hundred and Sixty Five Starry Nights: An Introduction to Astronomy for Every Night of the Year. Touchstone. ISBN 978-0-671-76606-1.
  178. ↑ (1 December 2023). "Numerical studies on the link between radioisotopic signatures on Earth and the formation of the Local Bubble. II. Advanced modelling of interstellar 26Al, 53Mn, 60Fe, and 244Pu influxes as traces of past supernova activity in the solar neighbourhood". Astronomy and Astrophysics. 680 A39. doi:10.1051/0004-6361/202347532.
  179. ↑ (2006). "The search for the origin of the Local Bubble redivivus". MNRAS. 373 (3) 993–1003. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11044.x.
  180. ↑ (2014). "Patrick Moore's Data Book of Astronomy". Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-49522-6.
  181. ↑ (January 2015). "Radial migration of the Sun in the Milky Way: a statistical study". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 446 (1) 823–841. doi:10.1093/mnras/stu2094.
  182. ↑ (2008). The galactic cycle of extinction. International Journal of Astrobiology. 7 (1) 17–26. doi:10.1017/S1473550408004047.
  183. ↑ Croswell, Ken. (2008). Milky Way keeps tight grip on its neighbor. New Scientist. 199 (2669) 8. doi:10.1016/S0262-4079(08)62026-6.
  184. ↑ Garlick, M. A.. (2002). The Story of the Solar System. 46. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-80336-6.
  185. ↑ Table 3 of Kogut, A.. (1993). "Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps". The Astrophysical Journal. 419 (1993) 1. doi:10.1086/173453.
  186. ↑ Hawthorn, Hannah. (2022). "The Magick of Birthdays". 103. Penguin. ISBN 978-0-593-53854-8.
  187. ↑ Singh, Madanjeet. (1993). "The Sun". 305. ABRAMS. ISBN 978-0-8109-3838-0.
  188. ↑ Leverington, David. (2003). "Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy". 6–7. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-80840-8.
  189. ↑ Sider, D.. (1973). "Anaxagoras on the Size of the Sun". Classical Philology. 68 (2) 128–129. doi:10.1086/365951.
  190. ↑ Goldstein, B. R.. (1967). "The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses". Transactions of the American Philosophical Society. 57 (4) 9–12. doi:10.2307/1006040.
  191. ↑ Stahl, William Harris. (1945). "The Greek Heliocentric Theory and Its Abandonment". Transactions and Proceedings of the American Philological Association. 76 321–332. doi:10.2307/283344.
  192. ↑ Toomer, G. J.. (7 March 2016). Oxford Research Encyclopedia of Classics. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-938113-5. doi:10.1093/acrefore/9780199381135.013.5799.
  193. ↑ (9 March 2022). Astronomy 2e. OpenStax.
  194. ↑ Ead, Hamed A.. (1998). Averroes As A Physician. University of Cairo.
  195. ↑ Galileo Galilei (1564–1642). BBC.
  196. ↑ Singer, C.. (1959). "A short History of scientific ideas to 1900". 151. Oxford University Press.
  197. ↑ Ronan, C.. (1983). "The Cambridge Illustrated History of the World's Science". 201–244. Cambridge University Press. at pp. 213–214.
  198. ↑ Rossi, Elisabetta. (2024). Unveiling the Size of the Universe: The first Accurate Measurement of the Earth-Sun Distance by Giovanni Domenico Cassini. FedOA – Federico II University Press. doi:10.6093/978-88-6887-277-9.
  199. ↑ Goldstein, Bernard R.. (March 1972). "Theory and Observation in Medieval Astronomy". Isis. 63 (1) 39–47 [44]. doi:10.1086/350839.
  200. ↑ Chapman, Allan. (April 2005). "Jeremiah Horrocks, William Crabtree, and the Lancashire observations of the transit of Venus of 1639". Proceedings of the International Astronomical Union. 2004 3–26. doi:10.1017/S1743921305001225.
  201. ↑ Teets, Donald. (December 2003). Transits of Venus and the Astronomical Unit. Mathematics Magazine. 76 (5) 335–348. doi:10.1080/0025570X.2003.11953207.
  202. ↑ Sir Isaac Newton (1643–1727). BBC Teach.
  203. ↑ Herschel Discovers Infrared Light. Cool Cosmos.
  204. ↑ Wolfschmidt, Gudrun. (1998). Instruments of Science, An Historical Encyclopedia. 147–148. Science Museum, London, and National Museum of American History, Smithsonian Institution. ISBN 978-0-8153-1561-2.
  205. ↑ Parnel, C.. Discovery of Helium. University of St Andrews.
  206. ↑ 206.0 206.1 Thomson, W.. (1862). On the Age of the Sun's Heat. Macmillan's Magazine. 5 388–393.
  207. ↑ (2000). "Kelvin's age of the Earth paradox revisited". Journal of Geophysical Research. 105 (B6) 13155–13158. doi:10.1029/2000JB900028.
  208. ↑ Lockyer, J. N.. (1890). "The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems". London and New York.
  209. ↑ Darden, L.. (1998). The Nature of Scientific Inquiry.
  210. ↑ Hawking, S. W.. (2001). The Universe in a Nutshell. 12. Bantam. ISBN 978-0-553-80202-3.
  211. ↑ (2005). Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington. Space Science.
  212. ↑ (1938). "On the Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review. 54 (10) 862. doi:10.1103/PhysRev.54.862.2.
  213. ↑ Bethe, H.. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review. 55 (1) 434–456. doi:10.1103/PhysRev.55.434.
  214. ↑ (1957). Synthesis of the Elements in Stars. Reviews of Modern Physics. 29 (4) 547–650. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
  215. ↑ Wade, M.. (2008). Pioneer 6-7-8-9-E. Encyclopedia Astronautica.
  216. ↑ Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9. NASA.
  217. ↑ 217.0 217.1 Burlaga, L. F.. (2001). Magnetic Fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results. Planetary and Space Science. 49 (14–15) 1619–1627. doi:10.1016/S0032-0633(01)00098-8.
  218. ↑ Burkepile, C. J.. (1998). Solar Maximum Mission Overview.
  219. ↑ (13 September 2005). Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere. Japan Aerospace Exploration Agency.
  220. ↑ Gough, Evan. (26 February 2018). 22 Years of the Sun from SOHO. Universe Today.
  221. ↑ Atkinson, Nancy. (28 March 2024). Someone Just Found SOHO's 5,000th Comet. Universe Today.
  222. ↑ (13 March 2015). Sungrazing Comets. LASCO (US Naval Research Laboratory).
  223. ↑ JPL/CALTECH. (2005). Ulysses: Primary Mission Results. NASA.
  224. ↑ (2009). Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1. Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B. 267 (7) 1101–1108. doi:10.1016/j.nimb.2009.01.132.
  225. ↑ (2015). "The Dictionary of Mythology: An A–Z of Themes, Legends, and Heroes". 316. Arcturus. ISBN 978-1-78404-478-7.
  226. ↑ (21 March 2018). El Sol en Chichén Itza y Dzibilchaltún. La Supuesta Importancia de los Equinoccios en Mesoamérica. Arqueología Mexicana. XXV (149) 26–31.
  227. ↑ 227.0 227.1 227.2 (1992). Gods, Demons and Symbols of Ancient Mesopotamia: An Illustrated Dictionary. 182–184. The British Museum Press. ISBN 978-0-7141-1705-8.
  228. ↑ 228.0 228.1 Nemet-Nejat, Karen Rhea. (1998). Daily Life in Ancient Mesopotamia. 203. Greenwood. ISBN 978-0-313-29497-6.
  229. ↑ (2011). "Religion and Ritual in Ancient Egypt". Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84855-8.
  230. ↑ (2011). "Ancient Egyptian Religion: an Interpretation". Dover. ISBN 978-0-486-41138-5.
  231. ↑ Cresswell
  232. ↑ Goldstein, Bernard R.. (1997). "Saving the phenomena: the background to Ptolemy's planetary theory". Journal for the History of Astronomy. 28 (1) 1–12. doi:10.1177/002182869702800101.
  233. ↑ Ptolemy. (1998). "Ptolemy's Almagest". Princeton University Press. ISBN 978-0-691-00260-6.
  234. ↑ (1997). Encyclopedia of Indo-European Culture. Routledge. ISBN 978-1-884964-98-5.
  235. ↑ 235.0 235.1 Mallory, J. P.. (1989). In Search of the Indo-Europeans: Language, Archaeology and Myth. 129. Thames & Hudson. ISBN 978-0-500-27616-7.
  236. ↑ (15 September 2021). Hesiod, Theogony line 371. Perseus Digital Library.
  237. ↑ Burkert, Walter. (1985). "Greek Religion". 120. Harvard University Press. ISBN 978-0-674-36281-9.
  238. ↑ Chadwick, Owen. (1998). A History of Christianity. 22. St. Martin's. ISBN 978-0-312-18723-1.
  239. ↑ Spargo, Emma Jane Marie. (1953). The Category of the Aesthetic in the Philosophy of Saint Bonaventure. 86. The Franciscan Institute.
  240. ↑ Townsend, Richard. (1979). State and Cosmos in the Art of Tenochtitlan. 66. Dumbarton Oaks.
  241. ↑ 241.0 241.1 Roberts, Jeremy. (2010). "Japanese Mythology A To Z". 4–5. Chelsea House Publishers. ISBN 978-1-60413-435-3.
  242. ↑ Wheeler, Post. (1952). "The Sacred Scriptures of the Japanese". 393–395. Henry Schuman.

আরও পড়ুন

no

বহিঃসংযোগ

En-Sun.ogg Sun

uncollapsed

1

উৎস: ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “Sun” নিবন্ধের অনুবাদ।

মূল নিবন্ধ: https://en.wikipedia.org/wiki/Sun

এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।
Cite error: <ref> tags exist for a group named "lower-alpha", but no corresponding <references group="lower-alpha"/> tag was found

Retrieved from "https://ltrc.sciwiki.in/index.php?title=সূর্য&oldid=742"