Vizualizare sursă pentru „Soare”

{{pentru|numele omonim|Soare (nume de familie)}}
{{Infobox
| bodystyle   = border-collapse:collapse
|   title     = Soare [[File:Sun symbol (bold).svg|24px|☉]]
|   image     = [[File:The Sun in white light.jpg|frameless]]
| caption     = Imagine realizată în 2019 în [[lumină vizibilă]] cu filtru solar, cu [[pată solară|pete solare]].
|   image2    = [[File:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|frameless]]
| caption2    = Imagine realizată în 2010 în culori false,<ref>O imagine în culori false este o imagine care înfățișează un obiect în culori care diferă de cele pe care le-ar arăta o fotografie (o imagine în culori adevărate). </ref> văzută în [[ultraviolet|lumina ultravioletă]] (lungime de undă de 30,4 nm)
| headerstyle = background:#F6E5A8
|  labelstyle = padding:2px
|   datastyle = padding:2px
| header3  = Date observaționale
|  label4  = Dist. medie față de [[Terra]]
|   data4  = 1 [[unitate astronomică|au]] ≈ 149&nbsp;600&nbsp;000&nbsp;km <ref name="Pitjeva2009">{{Cite journal |last=Pitjeva |first=E. V. |last2=Standish |first2=E. M. |date=2009 |title=Proposals for the masses of the three largest asteroids, the Moon–Earth mass ratio and the Astronomical Unit |journal=Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy |language=en |volume=103 |issue=4 |pages=365–372 |doi=10.1007/s10569-009-9203-8 |issn=1572-9478 |url=https://zenodo.org/record/1000691}}</ref><br />8&nbsp;min 19&nbsp;s la [[viteza luminii]]
|  label5  = [[Magnitudine aparentă|Strălucire]] (''V'')
|   data5  = −26,74<ref name=nssdc>{{cite web |last=Williams |first=D.R. |date=1 July 2013 |title=Sun Fact Sheet |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |publisher=NASA Goddard Space Flight Center |accessdate=12 August 2013 |archive-url=https://web.archive.org/web/20100715200549/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |archive-date=15 July 2010 }}</ref>
|  label6  = [[Magnitudine absolută]]
|   data6  = 4,83 <ref name=nssdc />
|  label7  = [[Clasificare stelară]]
|   data7  = G2V <ref>{{cite book |last=Zombeck |first=Martin V. |date=1990 |title=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition |publisher=Cambridge University Press |url=http://ads.harvard.edu/books/hsaa/}}</ref>
|  label8  = [[Metalicitate]]
|   data8  = ''Z'' = 0,0122 <ref>{{cite journal |last1=Asplund |first1=M. |last2=Grevesse |first2=N. |last3=Sauval |first3=A.J. |date=2006 |title=The new solar abundances – Part I: the observations |journal=Communications in Asteroseismology |volume=147 |pages=76–79 |bibcode=2006CoAst.147...76A |doi=10.1553/cia147s76 |url=http://pdfs.semanticscholar.org/05ac/bc83e2e4e19318d3eca489fe60300eb0388b.pdf |access-date=2020-05-06 |archive-date=2020-04-12 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200412144446/http://pdfs.semanticscholar.org/05ac/bc83e2e4e19318d3eca489fe60300eb0388b.pdf |dead-url=yes  | issn=1021-2043 }}</ref>
|  label9  = [[Diametru unghiular]]
|   data9  = 31,6–32,7 <ref>{{cite web |title=Eclipse 99: Frequently Asked Questions |url=http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html |publisher=NASA |accessdate=24 October 2010  |archiveurl=https://web.archive.org/web/20100527142627/http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html |archivedate=27 May 2010 |df=}}</ref>

| header10 = Caracteristici orbitale
|  label11 = Dist.medie față de centrul [[Calea Lactee|Căii Lactee]]
|   data11 = ≈2,7×10<sup>17</sup> km<br /><small>27.200 ani-lumină</small>
|  label12 = [[An galactic|Per. galactică]]
|   data12 = (2,25–2,50)×10<sup>8</sup> [[An iulian|ani]]
|  label13 = [[Viteză]]
|   data13 = ≈ 220 km/s (orbită în jurul centrului Căii Lactee) <br />≈ 20 km/s (în raport cu viteza medie a altor stele din vecinătatea stelară) <br />≈ 370 km/s (relativ la radiația cosmică de fond)<ref>{{cite journal |last=Hinshaw |first=G. |display-authors=etal |year=2009 |title=Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series |volume=180 |issue=2 |pages=225–245 |arxiv=0803.0732 |bibcode=2009ApJS..180..225H |doi=10.1088/0067-0049/180/2/225}}</ref>
<!-- section break, rows 20–39 -->

| header20 = Caracteristici fizice
|  label21  = Raza ecuatorială
|   data21  = 695.700 &nbsp;km,<ref name=IAU2015resB3>{{cite arxiv |first1=E.E. |last1=Mamajek |first2=A. |last2=Prsa |first3=G. |last3=Torres |first4=al. |last4=et |title=IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties |eprint=1510.07674 |mode=cs2 |class=astro-ph.SR |year=2015}}</ref><br /> 696.342 km <ref name=arxiv1203_4898>{{citation |first1=Marcelo |last1=Emilio |first2=Jeff R. |last2=Kuhn |first3=Rock I. |last3=Bush |first4=Isabelle F. |last4=Scholl |title=Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits |arxiv=1203.4898 |bibcode=2012ApJ...750..135E |doi=10.1088/0004-637X/750/2/135 |volume=750 |issue=2 |journal=The Astrophysical Journal |page=135 |year=2012}}</ref><br />109×[[Raza Pământului|Terra]]<ref name=sse/>
|  label22  = Circumferința ecuatorială
|   data22  = 4,379×10<sup>6</sup> km <ref name=sse/><br />109 × Terra<ref name=sse>{{cite web |title=Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures |url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080102034758/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric |archivedate=2 January 2008 |publisher=NASA}}</ref>
|  label23  = [[Aplatizare]]
|   data23  = 9×10<sup>−6</sup>
|  label24  = Suprafață
|   data24  = 6,09×10<sup>12</sup> km<sup>2</sup> <ref name=sse/><br />12.000 × Terra<ref name=sse/>
|  label25  = Volum
|   data25  = 1,41×10<sup>18</sup> km<sup>3</sup> <ref name=sse/><!-- NASA source has "1.412 x 10^18 km^3", which is 1.412 × 10^27 m^3 (basic arithmetic, also verified using the formula for volume of a sphere), but the Sun is not a sphere, and their radius is off a bit from what we have above, so we need to at least round a bit--><br />1.300.000 × Terra
|  label26  = Masă
|   data26  = 1,9884 × 10<sup>30</sup> kg<ref name=nssdc/><br />333.000 [[Masă terestră|× Terra]] <ref name=nssdc/><!-- NASA Sun Fact Sheet states 333,000, a figure coherent with data already present in en.wiki -->
|  label27  = Densitate medie
|   data27  = 1,408 g/cm3 <ref name=nssdc/><ref name=sse/><ref>{{cite web |last=Ko |first=M. |date=1999 |title=Density of the Sun |url=http://hypertextbook.com/facts/1999/MayKo.shtml |editor=Elert, G. |website=The Physics Factbook}}</ref><br />0,255 × Terra<ref name=nssdc/><ref name=sse/>
|  label29  = Gravitația de suprafață ecuatorială 
|   data29  = 274 m/s<sup>2</sup> <ref name=nssdc/><br />28 × Terra<ref name=sse/>
|  label31  = [[Viteza de eliberare]]<br />(de la suprafață)
|   data31  = 617,7 km/s <ref name=sse/><br />55 × Terra<ref name=sse/>
|  label32  = Temperatură
|   data32  = Centru: 15.099.726 °C<ref name=nssdc/><br />[[Fotosferă]]: 5.498.85 °C<ref name=nssdc/><br /> [[Coroană solară|Coroană]]: ≈ 5.000 °C 
|  label33  = [[Luminozitate]] (L<sub>sol</sub>)
|   data33  = 3,828 × 10<sup>26</sup> [[Watt|W]] <ref name=nssdc/><br />≈ 3,75 × 10<sup>28</sup>[[Lumen|lm]]<br />≈ 98 lm/W [[eficacitate luminoasă|eficacitate]]
|  label35  = [[Radianță]] medie&nbsp;(I<sub>sol</sub>)
|   data35  = 2,009 × 10<sup>7</sup> W·m<sup>−2</sup>·sr<sup>−1</sup>
|  label36  = Vârstă
|   data36  = ≈ 4,6 miliarde ani <ref name="Bonanno">{{Cite journal |last=Bonanno |first=A. |last2=Schlattl |first2=H. |last3=Paternò |first3=L. |year=2002 |title=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=390 |issue=3 |pages=1115–1118 |arxiv=astro-ph/0204331 |bibcode=2002A&A...390.1115B |doi=10.1051/0004-6361:20020749 |ref=harv}}</ref><ref>{{Cite journal |title=The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk |date=2 November 2012 |doi=10.1126/science.1226919 |journal=Science |volume=338 |issue=6107 |pages=651–655 |bibcode=2012Sci...338..651C |pmid=23118187 |last1=Connelly |first1=JN |last2=Bizzarro |first2=M |last3=Krot |first3=AN |last4=Nordlund |first4=Å |last5=Wielandt |first5=D |last6=Ivanova |first6=MA}}{{Registration required}}</ref>
<!-- section break, rows 40–49 -->

| header40  = Caracteristici de rotație
|  label41  = [[Înclinare axială]]
|   data41  = 7,25° <ref name=nssdc/><br /><small>(față de planul elipticii)</small><br />67,23°<br /><small>(față de planul galactic)</small>
|  label42  = [[Ascensie dreaptă]]<br />a Polului Nord<ref name="iau-iag">{{cite web |last1=Seidelmann |first1=P.K. |display-authors=etal |title=Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000 |url=http://www.hnsky.org/iau-iag.htm |date=2000 |accessdate=22 March 2006 |archive-date=2018-09-30 |archive-url=https://web.archive.org/web/20180930043625/http://www.hnsky.org/iau-iag.htm |dead-url=yes }}</ref>
|   data42  = 286,13°<br />{{nowrap|19 h 4 min 30 s}}
|  label43  = [[Declinație]]<br />a Polului Nord
|   data43  = +63,87°<br />63° 52' Nord
|  label44  = Per.rotație siderală<br />(la ecuator)
|   data44  = 25,05 z<ref name=nssdc/>
|  label45  = (la 16° latitude)
|   data45  = 25,38 z<ref name=nssdc/><br />{{nowrap|25 z 9 h 7 min 12 s}}<ref name="iau-iag"/>
|  label46  = (la poli)
|   data46  = 34,4 z<ref name=nssdc/><!-- derived from T = ( 14.37 − 2.33 sin^2 L − 1.56 sin^4 L ) °/day, L = 90° -->
|  label47  = Viteza de rotație<br />(la ecuator)
|   data47  = 7.189 km/h <ref name="sse"/><!-- Derived from NASA source: equatorial circumference of 4,379,000 kilometers divided by sidereal rotation period of 609.12 hours; maybe this kind of basic calculation could be done in some generic template code? -->
<!-- section break, rows 50–69 -->
| header50  = Compoziție fotosferică 
|  label51  = [[Hidrogen]]
|   data51  = 73,46 %<ref>{{cite web |title=The Sun's Vital Statistics |url=http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html |publisher=Stanford Solar Center |accessdate=29 July 2008 |archive-date=2012-07-03 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120703061116/http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html |dead-url=yes }} Citing {{cite book |last=Eddy |first=J. |date=1979 |title=A New Sun: The Solar Results From Skylab |url=https://history.nasa.gov/SP-402/contents.htm |page=37 |publisher=NASA |id=NASA SP-402 }}</ref>
|  label52  = [[Heliu]]
|   data52  = 24,85 %
|  label53  = [[Oxigen]]
|   data53  = 0,77 %
|  label54  = [[Carbon]]
|   data54  = 0,29 %
|  label55  = [[Fier]]
|   data55  = 0,16 %
|  label56  = [[Neon]]
|   data56  = 0,12 %
|  label57  = [[Azot]]
|   data57  = 0,09 %
|  label58  = [[Siliciu]]
|   data58  = 0,07 %
|  label59  = [[Magneziu]]
|   data59  = 0,05 %
|  label60  = [[Sulf]]
|   data60  = 0,04 %
}}
'''Soarele''' este [[stea]]ua din centrul [[Sistemul Solar|Sistemului Solar]]. Este o sferă aproape perfectă din [[plasmă]] fierbinte,<ref>{{Cite news |url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun/ |title=How Round is the Sun? |publisher=NASA |date=2 October 2008 |accessdate=7 March 2011 |archive-date=2019-03-29 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190329081811/https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun |dead-url=yes }}</ref><ref>{{Cite news |url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/06feb_fullsun/ |title=First Ever STEREO Images of the Entire Sun |publisher=NASA |date=6 February 2011 |accessdate=7 March 2011 |archive-date=2011-03-08 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110308024941/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/06feb_fullsun/ |dead-url=yes }}</ref> ținută de [[gravitație]] și modelată de un [[câmp magnetic]].<ref name="doi10.1146/annurev-astro-081913-040012">{{Cite journal |doi=10.1146/annurev-astro-081913-040012 |title=Solar Dynamo Theory |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volume=52 |pages=251–290 |year=2014 |last1=Charbonneau |first1=P. |bibcode=2014ARA&A..52..251C |url=http://pdfs.semanticscholar.org/8051/07146a1c46769a39ace5a1063d034422362a.pdf |access-date=2020-05-06 |archive-date=2019-02-26 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190226152020/http://pdfs.semanticscholar.org/8051/07146a1c46769a39ace5a1063d034422362a.pdf |dead-url=yes }}</ref> Este de departe cea mai importantă sursă de energie pentru [[viață|viața]] de pe [[Pământ]]. Diametrul său este de aproximativ 1,39 milioane de kilometri (sau este de 109 ori mai mare decât al Terrei), iar masa sa este de aproximativ 330&nbsp;000 de ori mai mare decât a Terrei. Reprezintă aproximativ 99,86&nbsp;% din masa totală a Sistemului Solar.<ref name=Woolfson00>{{Cite journal |last=Woolfson |first=M. |date=2000 |title=The origin and evolution of the solar system |journal=Astronomy & Geophysics |volume=41 |issue=1 |page=12 |bibcode=2000A&G....41a..12W |doi=10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x |ref=harv |url=http://inis.jinr.ru/sl/vol1/_djvu/P_Physics/Woolfson%20M.M.%20Origin%20and%20evolution%20of%20the%20solar%20system%20(IOP)(425s).pdf |access-date=2020-05-06 |archive-date=2020-07-11 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200711133403/http://inis.jinr.ru/sl/vol1/_djvu/P_Physics/Woolfson%20M.M.%20Origin%20and%20evolution%20of%20the%20solar%20system%20(IOP)(425s).pdf |dead-url=yes }}</ref> Aproximativ trei sferturi din masa Soarelui este formată din [[hidrogen]] (&approx;73&nbsp;%); restul este în mare parte [[heliu]] (&approx;25&nbsp;%), cu cantități mult mai mici de elemente mai grele, inclusiv [[oxigen]], [[carbon]], [[neon]] și [[fier]].<ref name=basu2008>
{{Cite journal |last=Basu |first=S. |last2=Antia |first2=H.M. |year=2008 |title=Helioseismology and Solar Abundances |journal=Physics Reports |volume=457 |issue=5–6 |pages=217–283 |arxiv=0711.4590 |bibcode=2008PhR...457..217B |doi=10.1016/j.physrep.2007.12.002 |ref=harv}}</ref>

Soarele este o stea cu secvență principală de tip G (G2V). Ca atare, este denumită în mod informal și nu complet exact o [[pitică galbenă]] (lumina ei este mai aproape de alb decât de galben). S-a format cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă<ref group=lower-alpha name=short>All numbers in this article are short scale. One billion is 10<sup>9</sup>, or 1,000,000,000.</ref><ref name="Bonanno" /><ref name="Connelly2012">{{cite journal |title=The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk |journal=[[Science (journal)|Science]] |first1=James N. |last1=Connelly |first2=Martin |last2=Bizzarro |first3=Alexander N. |last3=Krot |first4=Åke |last4=Nordlund |first5=Daniel |last5=Wielandt |first6=Marina A. |last6=Ivanova |volume=338 |issue=6107 |pages=651–655 |date=2 November 2012 |doi=10.1126/science.1226919 |bibcode=2012Sci...338..651C |pmid=23118187}}</ref> din [[Colaps gravitațional|colapsul gravitațional]] al materiei într-o regiune a unui [[nor molecular]] mare. Cea mai mare parte a acestei materii s-a adunat în centru, în timp ce restul s-a aplatizat într-un disc orbitant care a [[Formarea Sistemului Solar|devenit Sistemul Solar]]. Masa centrală a devenit atât de fierbinte și densă încât în cele din urmă s-a inițiat fuziunea nucleară în nucleul său. Se crede că aproape toate stelele se formează prin acest proces.

În prezent, Soarele fuzionează aproximativ 600 de milioane de tone de [[hidrogen]] în [[heliu]] în fiecare secundă, transformând 4 milioane de tone de materie în energie. Această energie, care poate dura între 10&nbsp;000 și 170&nbsp;000 de ani să scape din nucleul său, este sursa luminii și a căldurii Soarelui.

Când fuziunea hidrogenului din nucleu se va diminua până la punctul în care Soarele nu mai este în echilibru hidrostatic, nucleul său va suferi o creștere însemnată a densității și temperaturii în timp ce straturile sale exterioare se extind, transformând în cele din urmă Soarele într-o [[gigantă roșie]]. S-a calculat că Soarele va deveni suficient de mare pentru a încorpora orbitele actuale ale lui [[Planeta Mercur|Mercur]] și [[Planeta Venus|Venus]] și va face [[Pământ]]ul de nelocuit – dar după aproximativ cinci miliarde de ani. După aceasta, își va revărsa straturile exterioare și va deveni un tip dens de stea în răcire cunoscută sub numele de [[pitică albă]] și nu va mai produce energie prin fuziune, dar va continua să strălucească și va elibera căldură din fuziunea sa anterioară.

Efectul enorm al Soarelui pe Pământ a fost recunoscut încă din timpurile preistorice, iar Soarele a fost considerat în unele culturi o zeitate.

==Caracteristici generale==
Soarele este o stea cu secvență principală de tip G care cuprinde aproximativ 99,86&nbsp;% din masa Sistemului Solar. Are o [[magnitudine absolută]] de +4,83, și se estimează că este o stea mai strălucitoare decât aproximativ 85&nbsp;% din stelele din [[Calea Lactee]], majoritatea fiind [[pitică roșie|pitice roșii]].<ref>{{Cite news |last=Than |first=K. |date=2006 |title=Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single |publisher=Space.com |url=http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html |accessdate=1 August 2007}}</ref><ref>{{Cite journal |last=Lada |first=C.J. |date=2006 |title=Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single |journal=Astrophysical Journal Letters |volume=640 |issue=1 |pages=L63–L66 |arxiv=astro-ph/0601375 |bibcode=2006ApJ...640L..63L |doi=10.1086/503158 |ref=harv}}</ref> Soarele este o stea de populație I sau o stea bogată în elemente grele.<ref name=zeilik>
{{Cite book |last=Zeilik |first=M.A. |last2=Gregory |first2=S.A. |date=1998 |title=Introductory Astronomy & Astrophysics |edition=4th |page=322 |publisher=Saunders College Publishing |isbn=978-0-03-006228-5}}</ref>

Formarea Soarelui ar fi putut fi declanșată de unde de șoc de la una sau mai multe [[supernovă|supernove]] din apropiere.<ref name="Falk">
{{Cite journal |last=Falk |first=S.W. |last2=Lattmer |first2=J.M. |last3=Margolis |first3=S.H. |date=1977 |title=Are supernovae sources of presolar grains? |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=270 |issue=5639 |pages=700–701 |bibcode=1977Natur.270..700F |doi=10.1038/270700a0 |ref=harv}}</ref> Acest lucru este sugerat de o abundență mare de elemente grele în Sistemul Solar, cum ar fi [[aur]]ul și [[uraniu]], în raport cu abundența acestor elemente în stelele de Populație II, sărace în elemente grele. Elementele grele ar putea fi cel mai plauzibil produse prin reacții nucleare Reacția [[proces endoterm|endotermice]] în timpul unei supernove sau prin transmutarea prin absorbție de neutroni în cadrul unei stele masive de a doua generație.<ref name=zeilik />

Soarele este de departe cel mai strălucitor obiect de pe cerul Pământului, cu o [[magnitudine aparentă]] de -26,74.<ref>{{Cite journal |last=Burton |first=W.B. |date=1986 |title=Stellar parameters |journal=Space Science Reviews |volume=43 |issue=3–4 |pages=244–250 |doi=10.1007/BF00190626 |ref=harv}}</ref><ref>{{Cite journal |last=Bessell |first=M.S. |last2=Castelli |first2=F. |last3=Plez |first3=B. |date=1998 |title=Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=333 |pages=231–250 |bibcode=1998A&A...333..231B |ref=harv}}</ref> Aceasta este de aproximativ 13 miliarde de ori mai strălucitoare decât următoarea stea ca strălucire, [[Sirius]], care are o magnitudine aparentă de -1,46. O [[unitate astronomică]] (aproximativ 150&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;km) este definită ca distanța medie de la centrului Soarelui până la centrul Pământului, deși distanța variază pe măsură ce Pământul se deplasează de la periheliu în ianuarie la afeliu în iulie.<ref name="USNO">{{cite web |date=31 January 2008 |title=Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020 |url=http://aa.usno.navy.mil/data/docs/EarthSeasons.php |publisher=US Naval Observatory |accessdate=17 July 2009 |archive-date=2007-10-13 |archive-url=https://web.archive.org/web/20071013000301/http://aa.usno.navy.mil/data/docs/EarthSeasons.php |dead-url=yes }}</ref> La această distanță medie, lumina călătorește de la orizontul Soarelui la orizontul Pământului în aproximativ 8 minute și 19 secunde, în timp ce lumina din cele mai apropiate puncte ale Soarelui și Pământului durează cu aproximativ două secunde mai puțin. Energia acestei [[Lumină solară|lumini solare]] susține aproape toată viața <ref group="lower-alpha">Comunitățile din izvoarele termale trăiesc atât de adânc sub mare încât nu au acces la lumina soarelui. Bacteriile folosesc în schimb compuși de sulf ca sursă de energie, prin chimiosinteză.</ref> de pe Pământ prin [[fotosinteză]],<ref name="Simon2001">{{Cite book |last=Simon |first=A. |title=The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants |url=https://books.google.com/?id=1gXImRmz7u8C&pg=PA26&dq=bacteria+that+live+with+out+the+sun |pages=25–27 |publisher=Simon & Schuster |date=2001 |isbn=978-0-684-85618-6}}</ref> și controlează clima și vremea Terrei.

Soarele nu are o graniță certă, cum au de exemplu planetele telurice, dar în straturile sale exterioare, densitatea gazului scade exponențial pe măsură ce crește distanța de centrul său.<ref name="Beer et al, 2012-41">
{{Cite book |last=Beer |first=J. |last2=McCracken |first2=K. |last3=von Steiger |first3=R. |date=2012 |title=Cosmogenic Radionuclides: Theory and Applications in the Terrestrial and Space Environments |page=41 |publisher=Springer Science+Business Media |isbn=978-3-642-14651-0}}</ref> Pentru a putea fi măsurat, raza Soarelui este considerată a fi distanța de la centrul său până la marginea [[Fotosferă|fotosferei]], suprafața vizibilă aparentă a Soarelui.<ref name=Phillips1995-73>
{{Cite book |last=Phillips |first=K.J.H. |date=1995 |title=Guide to the Sun |page=73 |publisher=Cambridge University Press |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref> Prin această măsură, Soarele este o sferă aproape perfectă, cu o aplatizare estimată la aproximativ 9/1000000,<ref name="Godier">{{Cite journal |last=Godier |first=S. |last2=Rozelot |first2=J.-P. |date=2000 |title=The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface |url=http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=355 |pages=365–374 |bibcode=2000A&A...355..365G |ref=harv |access-date=22 February 2006 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110510022519/http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf |archive-date=10 May 2011  }}</ref> ceea ce înseamnă că diametrul său polar diferă de cel ecuatorial cu doar 10 kilometri.<ref name="perfect sphere">{{cite web |last=Jones |first=G. |date=16 August 2012 |title=Sun is the most perfect sphere ever observed in nature |url=https://www.theguardian.com/science/2012/aug/16/sun-perfect-sphere-nature |website=The Guardian |accessdate=19 August 2013}}</ref> Efectul mareic al planetelor este slab și nu afectează în mod semnificativ forma Soarelui.<ref name="Schutz2003">{{Cite book |last=Schutz |first=B.F. |date=2003 |title=Gravity from the ground up |pages=98–99 |publisher=Cambridge University Press |isbn=978-0-521-45506-0}}</ref> Deoarece Soarele este format dintr-o [[plasmă]] care nu este un solid, diversele sale părți se pot roti cu viteze diferite; acest comportament este cunoscut sub numele de rotație diferențială. Într-un cadru de referință definit de stele, perioada de rotație este de aproximativ 25,6 zile la ecuator și 33,5 zile la poli. Cu toate acestea, datorită schimbării constante a punctului de observare a Pământului, pe măsură ce orbitează în jurul Soarelui, rotația aparentă a Soarelui la ecuatorul său este de 28 de zile.<ref name="Phillips1995-78">{{Cite book |last=Phillips |first=K.J.H. |date=1995 |title=Guide to the Sun |pages=78–79 |publisher=Cambridge University Press |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref>

Interiorul Soarelui nu este direct observabil, iar Soarele însuși este opac [[Radiație electromagnetică|radiațiilor electromagnetice]]. Cu toate acestea - la fel cum [[Seismologie|seismologia]] folosește undele generate de cutremure pentru a studia structura internă a Pământului - [[Helioseismologie|helioseismologia]] folosește undele de presiune (infrasunete) care trec prin interiorul Soarelui pentru a studia și vizualiza structura internă a stelei.<ref>Phillips 1995, p. 58–67.</ref> Modelarea computațională este de asemenea folosită ca instrument pentru a testa compatibilitatea modelelor teoretice ale straturilor sale mai profunde cu observațiile.

==Structură ==
===Nucleu===
[[File:Sun poster.svg|thumb|upright=2.15|Structura internă a Soarelui]]
{{main|Nucleu solar}}
Se crede că nucleul Soarelui se extinde de la centru până la aproximativ 20–25&nbsp;% din raza solară.<ref name="Garcia2007">
{{Cite journal |last=García |first=R. |date=2007 |title=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=316 |issue=5831 |pages=1591–1593 |bibcode=2007Sci...316.1591G |doi=10.1126/science.1140598 |pmid=17478682 |ref=harv|display-authors=etal|url=https://semanticscholar.org/paper/1c02d6ac7cd010b23db5ab3abae3f2b5467e9aee }}</ref> Are o densitate de până la 150 g/cm<sup>3</sup><ref name="Basu">
{{Cite journal |last1=Basu |first1=S. |display-authors=etal |year=2009 |title=Fresh insights on the structure of the solar core |journal=The Astrophysical Journal |volume=699 |issue=2 |pages=1403–1417 |arxiv=0905.0651 |bibcode=2009ApJ...699.1403B |doi=10.1088/0004-637X/699/2/1403}}</ref><ref name=NASA1>{{cite web |date=18 January 2007 |title=NASA/Marshall Solar Physics |url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |publisher=Marshall Space Flight Center |accessdate=11 July 2009 |archive-date=2019-03-29 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |dead-url=yes }}</ref> (de aproximativ 150 de ori mai mare decât densitatea apei) și o temperatură de aproximativ 15 milioane de grade Kelvin.<ref name=NASA1/> În schimb, temperatura suprafeței Soarelui este de aproximativ 5.800 K. Analiza recentă a datelor misiunii [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] favorizează o viteză de rotație mai rapidă în nucleu decât în zona de radiație de deasupra.<ref name="Garcia2007"/> De-a lungul vieții Soarelui, energia a fost produsă prin fuziunea nucleară în regiunea de bază printr-o serie de reacții nucleare numite lanțul p-p (proton-proton); acest proces transformă [[hidrogen]]ul în [[heliu]].<ref>
{{Cite conference |conference=XXIII Physics in Collisions Conference |location=Zeuthen, Germany |last=Broggini |first=C. |date=2003 |title=Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy |url=http://www.slac.stanford.edu/econf/C030626 |page=21 |arxiv=astro-ph/0308537 |bibcode=2003phco.conf...21B |ref=harv}}</ref> Doar 0,8&nbsp;% din energia generată de Soare provine dintr-o altă secvență de reacții de fuziune numită ciclul CNO, deși se preconizează că această proporție va crește pe măsură ce Soarele va îmbătrâni.<ref name=jpcs271_1_012031>
{{Cite journal |last1=Goupil |first1=M.J. |last2=Lebreton |first2=Y. |last3=Marques |first3=J.P. |last4=Samadi |first4=R. |last5=Baudin |first5=F. |date=2011 |title=Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns |journal=Journal of Physics: Conference Series |volume=271 |issue=1 |page=012031 |arxiv=1102.0247 |bibcode=2011JPhCS.271a2031G |doi=10.1088/1742-6596/271/1/012031}}</ref>

Nucleul este singura regiune din Soare care produce o cantitate apreciabilă de energie termică prin fuziune; 99&nbsp;% din putere este generată în 24&nbsp;% din raza Soarelui, iar la o distanță de 30&nbsp;% față de centru, fuziunea s-a oprit aproape în întregime. Restul stelei este încălzit prin căldură transferată din nucleu către exterior.<ref name=Phillips1995-47>
{{Cite book |last=Phillips |first=K.J.H. |date=1995 |title=Guide to the Sun |pages=47–53 |publisher=Cambridge University Press |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref><ref name=Zirker2002-15>
{{Cite book |last=Zirker |first=J.B. |date=2002 |title=Journey from the Center of the Sun |pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/15 15–34] |publisher=Princeton University Press |isbn=978-0-691-05781-1 |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/15 }}</ref>

Soarele emite 384,6 [[Yotta|yottawați]] (3,846 × 10<sup>26</sup> W) energie,<ref name=nssdc /> ceea ce corespunde la 9,192 × 10<sup>10</sup> megatone TNT pe secundă. Această energie este echivalentă cu 4,26 milioane tone.

Rata de fuziune în nucleu este într-o stare de echilibru: o rată ușor mai mare de fuziune ar determina nucleul să se încălzească mai mult și să se extindă ușor în ciuda presiunii straturilor exterioare, iar acest lucru ar reduce rata de fuziune, corectând perturbarea; iar rată ușor mai mică ar face ca nucleul să se răcească și să se contracte ușor, care ar duce la creșterea ratei de fuziune și revenirea la viteza actuală.<ref>
{{Cite journal |last1=Haubold |first1=H.J. |last2=Mathai |first2=A.M. |date=1994 |title=Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment |volume=320 |issue=1994 |pages=102–116 |journal=AIP Conference Proceedings |arxiv=astro-ph/9405040 |bibcode=1995AIPC..320..102H |doi=10.1063/1.47009 |ref=harv }}</ref><ref>
{{cite web |last=Myers |first=S.T. |date=18 February 1999 |title=Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium |website=Introduction to Astrophysics II |accessdate=15 July 2009 |url=http://www.aoc.nrao.edu/~smyers/courses/astro12/L11.html}}</ref>

===Zona radiativă===
{{main|Zonă radiativă}}
În straturile aflate la mai mult de 25&nbsp;% din raza solară plecând din centrul Soarelui, practic nu există o transformare nucleară a elementelor și generarea de căldură, ci doar conducerea căldurii din nucleu, motiv pentru care se utilizează termenul ''înveliș'' în raport cu aceste straturi.<ref name="autogenerated1">
{{cite web |url=http://mynasa.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html |publisher=NASA |title=Sun |website=World Book at NASA |accessdate=10 October 2012 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130510142009/http://mynasa.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html |archivedate=10 May 2013}}</ref> Materia solară este suficient de fierbinte și densă pentru a permite transferul de căldură din centru spre exterior prin [[Radiație termică|radiații termice]].<ref name="autogenerated1"/> 

[[Convecție|Convecția]] termică nu are loc în această zonă; deși temperatura din această zonă scade pe măsură ce distanța de nucleu crește (de la aproximativ 7&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;K la 2&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;K), [[gradient de temperatură |gradientul de temperatură]] este mai mic decât gradientul adiabatic plasmatic, nepermițând apariția convecției.<ref name=NASA1/> Transferul de energie are loc prin interacțiunea radiațiilor de căldură cu particulele care formează plasma; ionii de hidrogen și heliu emit fotoni care parcurg doar o scurtă distanță înainte de a fi reabsorbiți de alți ioni.<ref name="autogenerated1"/> În zona radială, densitatea scade de 100 de ori, de la 20&nbsp;g/cm<sup>3</sup> la 0,2&nbsp;g/cm<sup>3</sup>.<ref name="autogenerated1"/>

===Tahoclina===
Zona radiativă și zona convectivă sunt separate printr-un strat de tranziție numit tahoclină. Aceasta este o regiune în care mișcarea de rotație generală a Soarelui (rotație diferențială datorită naturii gazoase) și convecție produc un [[câmp de viteze]] care forțează plasma să se scurgă printre liniile de forță ale câmpului magnetic local.<ref>
{{Cite book |last=Tobias |first=S.M. |date=2005 |chapter=The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo |chapter-url=https://books.google.com/?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193 |pages=193–235 |editor=A.M. Soward |display-editors=etal |title=Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics |publisher=CRC Press |isbn=978-0-8493-3355-2}}</ref>
Acestă trecere între cele două regimuri distincte de rotație este destul de bruscă și se produce la baza zonei convective. Estimarea grosimii acestui strat variază între 0,016–0,038 raze solare.

În prezent, se consideră ipoteza că un dinam magnetic din acest strat generează câmpul magnetic al Soarelui.<ref name=NASA1/>

===Zona convectivă===
{{main|Zona convectivă}}
Zona de convecție a Soarelui se extinde de la 0,7 raze solare (500&nbsp;000&nbsp;km) până aproape de suprafață. În acest strat, plasma solară nu este suficient de densă sau suficient de caldă pentru a transfera energia termică a interiorului spre exterior prin radiații - cu alte cuvinte, nu este suficient de opacă. În schimb, densitatea plasmei este suficient de mică pentru a permite curenților convectivi să dezvolte și să mute energia Soarelui în exterior spre suprafața sa. Materialul încălzit în tahoclină ridică căldura pe care nu o poate radia către straturile superioare, se extinde, ceea ce-i reduce densitatea și îi permite să crească. Ca urmare, se dezvoltă o mișcare ordonată a masei în celulele termice care transportă cea mai mare parte a căldurii spre exterior, până la fotosferă. Când materia se răcește difuziv și radiat chiar sub suprafața fotosferică, densitatea acesteia crește și se scufundă până la baza zonei de convecție, unde din nou ridică căldură din partea de sus a zonei radiative și ciclul convectiv se repetă. În fotosferă, temperatura scade la 5700&nbsp;K și densitatea la 0,2&nbsp;g/m<sup>3</sup> (aproximativ 1/6000 densitate de aer la nivelul mării).<ref name=NASA1/>

Coloanele de materie fierbinte care se ridică în zona de convecție formează o urmă pe suprafața Soarelui, oferindu-i un aspect granular numit [[granulație solară]] la cea mai mică scară și [[supergranulație]] la scări mai mari. 

Convecția turbulentă în acest strat exterior a interiorului solar creează o acțiune dinamică „la scară mică” care generează câmpuri magnetice locale cu propriii poli nordici și sudici împrăștiați pe întreaga suprafață a Soarelui. Coloanele de materie fierbinte ale Soarelui sunt [[celule Bénard]] și iau forma [[prismă hexagonală|prismelor hexagonale]].<ref>
{{Cite book |last=Mullan |first=D.J |date=2000 |chapter=Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona |chapter-url=https://books.google.com/?id=rk5fxs55_OkC&pg=PA22 |page=22 |editor=Page, D. |editor2=Hirsch, J.G. |title=From the Sun to the Great Attractor |publisher=Springer Science+Business Media|isbn=978-3-540-41064-5}}</ref>

===Fotosfera===
[[File:EffectiveTemperature 300dpi e.png|thumb|[[Temperatură efectivă|Temperatura efectivă]] a Soarelui (5.777 K) este temperatura pe care ar trebui să o aibă un [[corp absolut negru]] de aceeași dimensiune pentru ca puterea radiată să fie aceeași.]]
{{Main|Fotosferă}}
[[File:Highest resolution photo of Sun (NSF) as of January 20, 2020.jpg|left|thumb|alt=A miasma of plasma|Imagine de înaltă rezoluție a suprafeței Soarelui, realizată de Telescopul solar Daniel K. Inouye (DKIST)]]
Stratul de suprafață al Soarelui, vizibil cu ochiul liber, se numește [[fotosferă]]. În acest strat, cei mai mulți fotoni părăsesc Soarele prin atmosfera solară transparentă de deasupra lui și devin radiații solare, lumina solară. Fotosfera are o grosime de zeci până la sute de kilometri, deși acest strat este o mică parte din raza stelei, fenomene importante apar în ea, iar proprietățile materiei pe care o construiește se schimbă semnificativ. În acest strat temperatura scade de la 7610 la 4465&nbsp;K. Deoarece partea superioară a fotosferei este mai rece decât partea inferioară, imaginea Soarelui apare mai strălucitoare în centru decât pe margine, într-un fenomen cunoscut sub numele de întunecarea marginii.<ref name=Abhyankar1977/> Spectrul luminii solare are aproximativ spectrul unui [[corp absolut negru]] care radiază la 5777&nbsp;K, intersectat cu linii de absorbție atomică din straturile diluate de deasupra fotosferei. 

Fotosfera are o densitate a particulelor de &approx;10<sup>23</sup>&nbsp;m<sup>−3</sup> (aproximativ 0,37&nbsp;% din numărul de particule pe volumul atmosferei Pământului la nivelul mării, adică fotosfera este puțin mai transparentă decât aerul curat de pe Pământ). Acest strat nu este complet ionizat - gradul de ionizare este de aproximativ 3&nbsp;%, lăsând aproape tot hidrogenul în formă atomică.<ref>
{{cite journal |last1=Rast |first1=M. |last2=Nordlund |first2=Å. |last3=Stein |first3=R. |last4=Toomre |first4=J. |date=1993 |title=Ionization Effects in Three-Dimensional Solar Granulation Simulations |journal=The Astrophysical Journal Letters |volume=408 |issue=1 |page=L53–L56 |bibcode=1993ApJ...408L..53R |doi=10.1086/186829}}</ref>

În timpul studiilor timpurii ale spectrului optic al fotosferei, s-au descoperit câteva linii de absorbție care nu corespundeau nici unui element chimic cunoscut pe Pământ. În 1868, [[Norman Lockyer]] a emis ipoteza că aceste linii de absorbție erau cauzate de un element nou pe care l-a numit ''[[heliu]]'', după zeul grec al Soarelui, [[Helios]]. Douăzeci și cinci de ani mai târziu, heliul a fost izolat pe Pământ.<ref name="Lockyer">{{cite web |last=Parnel |first=C. |title=Discovery of Helium |url=http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html |publisher=University of St Andrews |accessdate=22 March 2006 |archive-date=2015-11-07 |archive-url=https://web.archive.org/web/20151107043457/http://www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk/~clare/Lockyer/helium.html |dead-url=yes }}</ref>

===Atmosfera===
{{See also|Coroană solară|Buclă coronală}}
[[File:Solar eclipse 1999 4 NR.jpg|thumb|right|În timpul unei [[eclipsă solară|eclipse solare]] totale, [[coroană solară|coroana solară]] poate fi văzută cu ochiul liber, în scurta perioadă de totalitate.]]
Părțile Soarelui situate în afara fotosferei sunt denumite colectiv atmosfera solară.{{r|Abhyankar1977}} Există cinci zone principale în afara fotosferei: stratul de temperatură minimă, [[cromosferă|cromosfera]], [[regiunea de tranziție]], [[coroană solară|coroană]] și [[heliosferă]].{{r|Abhyankar1977}} Aceste straturi pot fi observate cu telescoape care operează în întregul spectru electromagnetic de la unde radio, lumină vizibilă, până la razele gamma.

Zona cea mai rece a Soarelui este stratul de temperatură minimă care se extinde până la circa 500&nbsp;km deasupra fotosferei, unde temperatura scade la aproximativ 4100&nbsp;K.<ref name=Abhyankar1977>
{{Cite journal |last=Abhyankar |first=K.D. |date=1977 |title=A Survey of the Solar Atmospheric Models |url=http://prints.iiap.res.in/handle/2248/510 |journal=Bulletin of the Astronomical Society of India |volume=5 |pages=40–44 |bibcode=1977BASI....5...40A |ref=harv}}</ref> Această parte a Soarelui este suficient de rece pentru a permite existența unor molecule simple, cum ar fi [[monoxid de carbon|monoxidul de carbon]] și apa, care pot fi detectate prin spectrele lor de absorbție.<ref name=Solanki1994>{{Cite journal |last=Solanki |first=S.K. |last2=Livingston |first2=W. |last3=Ayres |first3=T. |date=1994 |title=New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere |journal=[[Science (journal)|Science]] |pmid=17748350 |volume=263 |issue=5143 |pages=64–66 |bibcode=1994Sci...263...64S |doi=10.1126/science.263.5143.64 |ref=harv |url=http://pdfs.semanticscholar.org/f20e/89b9c386ff2dea7d990f8ff6a09d550e5e43.pdf |access-date=2020-05-07 |archive-date=2019-03-07 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190307030222/http://pdfs.semanticscholar.org/f20e/89b9c386ff2dea7d990f8ff6a09d550e5e43.pdf |dead-url=yes }}</ref>

Cromosfera, regiunea de tranziție și coroana sunt mult mai fierbinți decât suprafața Soarelui.<ref name=Abhyankar1977/> Motivul nu este bine înțeles, dar dovezile sugerează că [[Unde Alfvén|undele Alfvén]] pot avea suficientă energie pentru încălzirea coroanei.<ref>
{{Cite journal |last=De Pontieu |first=B. |date=2007 |title=Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=318 |issue=5856 |pages=1574–1577 |bibcode=2007Sci...318.1574D |doi=10.1126/science.1151747 |pmid=18063784 |ref=harv|display-authors=etal}}</ref>

Deasupra stratului de temperatură minimă este un start de aproximativ 2000&nbsp;km grosime în spectrul căruia domină liniile de emisie și absorbție.<ref name=Abhyankar1977/> Se numește ''cromosferă'' din grecescul χρώμα (''croma''), care înseamnă „culoare”, deoarece cromosfera este vizibilă ca un flash colorat la începutul și la sfârșitul [[eclipsă solară|eclipselor solare]] totale.<ref name="autogenerated1"/> Temperatura cromosferei crește treptat odată cu altitudinea, până la aproximativ 20&nbsp;000&nbsp;K în partea superioară a stratului.<ref name=Abhyankar1977/> În partea superioară a cromosferei, heliul devine parțial ionizat.<ref name=Hansteen1997>
{{Cite journal |last=Hansteen |first=V.H. |last2=Leer |first2=E. |last3=Holzer |first3=T.E. |date=1997 |title=The role of helium in the outer solar atmosphere |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=482 |issue=1 |pages=498–509 |bibcode=1997ApJ...482..498H |doi=10.1086/304111 |ref=harv}}</ref> 
[[File:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|thumb|350px|left|Arcurile zonelor de conectare a plasmei cu polaritate magnetică opusă constau în filamente fine. Fotografia realizată de Telescopul Optic Solar la bordul sondei Hinode la 12 ianuarie 2007.]]

Deasupra cromosferei există un strat de tranziție subțire (aproximativ 200&nbsp;km), în care temperatura crește brusc de la aproximativ 20&nbsp;000&nbsp;K în cromosfera superioară la aproape 1&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;K.<ref name=Erdelyi2007/> Creșterea temperaturii este facilitată de ionizarea completă a heliului în regiunea de tranziție, ceea ce reduce semnificativ răcirea prin radiație a plasmei.<ref name=Hansteen1997/> Stratul de tranziție nu are loc la o altitudine strict definită, ci este mai degrabă un fel de „halo” în jurul manifestărilor activității cromosferice, cum ar fi [[Spicule solare|spicule]] și [[Protuberanță solară|protuberanțe]], și este în continuă mișcare haotică.<ref name="autogenerated1"/> De pe suprafața Pământului este dificil de observat stratul de tranziție, dar este ușor de observat din spațiu prin instrumente sensibile la ultraviolete extreme.<ref name=Dwivedi2006>{{Cite journal |last=Dwivedi |first=B.N. |date=2006 |title=Our ultraviolet Sun |url=http://www.iisc.ernet.in/currsci/sep102006/587.pdf |journal=Current Science |volume=91 |issue=5 |pages=587–595 |ref=harv |access-date=2020-05-07 |archive-date=2020-10-25 |archive-url=https://web.archive.org/web/20201025001339/http://www.iisc.ernet.in/currsci/sep102006/587.pdf |dead-url=yes }}</ref> 

[[Coroană solară|Coroana]] este următorul strat al atmosferei Soarelui. Coroana joasă, aproape de suprafața Soarelui, are o densitate a particulelor în jur de 10<sup>15</sup> m<sup>−3</sup> până la 10<sup>16</sup> m<sup>−3</sup>.<ref name=Hansteen1997/> Temperatura medie a coroanei și a vântului solar este de aproximativ 1&nbsp;000&nbsp;000–2&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;K; în cele mai calde regiuni este de 8&nbsp;000&nbsp;000–20&nbsp;000&nbsp;K.<ref name=Erdelyi2007/> Deși nu există încă o teorie completă care să explice temperatura coroanei, cel puțin o parte din căldura sa este generată de reconectarea magnetică.<ref name=Erdelyi2007/><ref name=Russell2001>{{Cite book |last=Russell |first=C.T. |date=2001 |chapter=Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial |chapter-url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf |pages=73–88 |editor=Song, Paul |editor2=Singer, Howard J. |editor3-link=George Siscoe |editor3=Siscoe, George L. |title=Space Weather (Geophysical Monograph) |publisher=American Geophysical Union |isbn=978-0-87590-984-4 |access-date=2020-05-07 |archive-date=2018-10-01 |archive-url=https://web.archive.org/web/20181001131951/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf |dead-url=yes }}</ref> Coroana este atmosfera extinsă a Soarelui, care are un volum mult mai mare decât volumul conținut în fotosferă. [[Flux]]ul de plasmă de pe suprafața exterioară a coroanei, care se propagă aleatoriu și mai departe de Soare în spațiul interplanetar, este numit [[vânt solar]].<ref name=Russell2001/>

[[Heliosferă|Heliosfera]] - cea mai rarefiată regiune exterioară a atmosferei Soarelui - este plină cu plasma vântului solar. Limita sa internă este definită de zona în care fluxul vântului solar devine mai rapid decât viteza undelor Alfvén,<ref>
{{Cite book |first=Emslie |last=A.G |first2=Miller |last2=J.A. |date=2003 |chapter=Particle Acceleration |chapterurl=https://books.google.com/books?id=W_oZYFplXX0C&pg=PA275 |editor=Dwivedi, B.N. |title=Dynamic Sun |page=275 |publisher=Cambridge University Press |isbn=978-0-521-81057-9}}</ref> la aproximativ 20 de raze solare (0,1 au). Turbulența și forțele dinamice din heliosferă nu pot afecta forma coroanei solare din interior, deoarece informațiile (deformările) pot circula doar cu viteza undelor Alfvén. Vântul solar călătorește continuu prin heliosferă,<ref>{{cite web |date=22 April 2003 |title=A Star with two North Poles |url=https://science.nasa.gov/headlines/y2003/22apr_currentsheet.htm |website=Science @ NASA |publisher=NASA |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090718014855/https://science.nasa.gov/headlines/y2003/22apr_currentsheet.htm |archivedate=18 July 2009 |df=}}</ref><ref>{{Cite journal |last=Riley |first=P. |last2=Linker |first2=J.A. |last3=Mikić |first3=Z. |date=2002 |title=Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations |url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/monthly_highlights/2002-July-2001JA000299.pdf |journal=Journal of Geophysical Research |volume=107 |issue=A7 |pages=SSH 8–1 |bibcode=2002JGRA..107.1136R |doi=10.1029/2001JA000299 |id=CiteID 1136 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090814052347/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/monthly_highlights/2002-July-2001JA000299.pdf |archivedate=14 August 2009 |df=}}</ref> formând câmpul magnetic al Soarelui într-o formă spiralată,<ref name=Russell2001/> până când ajunge la heliopauză, la peste 50 au de Soare. În decembrie 2004, sonda ''[[Voyager 1]]'' a trecut printr-un front de șoc care se crede că face parte din heliopauză.<ref>{{cite press |date=2005 |title=The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass |url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394 |publisher=[[European Space Agency]] |accessdate=22 March 2006 |archive-date=2020-05-11 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200511052656/http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=16394 |dead-url=yes }}</ref> La sfârșitul anului 2012, ''Voyager 1'' a înregistrat o creștere marcantă a coliziunilor cu raze cosmice și o scădere accentuată a particulelor cu energie mai mică din vântul solar, ceea ce a sugerat că sonda a trecut de heliopauză și a intrat în [[mediul interstelar]].<ref>{{cite book |url=https://books.google.com/books?id=JxauCQAAQBAJ&pg=PA163 |title=The Cosmic Compendium: Interstellar Travel |pages=163–164 |author=Anderson, Rupert W. |year=2015 |isbn=978-1-329-02202-7}}</ref>

Heliosfera se extinde cu mult peste planetele Sistemului Solar și orbitele obiectelor [[centura Kuiper|centurii Kuiper]] precum Pluto. Heliopauza stabilește limita influenței Soarelui, dincolo de care se extinde mediul interstelar . Câmpul gravitațional al Soarelui domină asupra unei zone mai mari, menținând [[norul Oort]] și extinzându-se cu mult peste limita heliosferei.<ref name="Inter">{{cite press|data=2013|title=How Do We Know When Voyager Reaches Interstellar Space?|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2013-278|publisher=[[Jet Propulsion Laboratory]]|accessdate=25 May 2014}}</ref>

==Activitate magnetică==

{{See also|Câmp magnetic stelar|Pată solară}}
[[File:ChroniclesofJohnofWorcester.jpg||thumb|270px|Un desen cu pete solare în Cronicile lui John de Worcester, 1128.<ref name=John1128>{{cite book|last1=John of Worcester|title=The Chronicle of John of Worcester|date=1128|publisher=John of Worcester|location=Corpus Christi College, Oxford|page=380|edition=MS 157}}</ref>]]
Soarele este o stea magnetică activă, are un [[câmp magnetic]] puternic și în schimbare, care variază de la an la an și schimbă polaritatea în jurul unui maxim de unsprezece ani.<ref name="doi10.1146/annurev-astro-081913-040012" /><ref name="Zirker2002-119">{{Cite book |last=Zirker |first=J.B. |date=2002 |title=Journey from the Center of the Sun |pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/119 119–120] |publisher=Princeton University Press |isbn=978-0-691-05781-1 |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/119 }}</ref><ref name="Lang">{{Cite book |last=Lang |first=Kenneth R. |date=2008 |title=The Sun from Space |page=75 |publisher=Springer-Verlag |isbn=978-3-540-76952-1}}</ref> Câmpul magnetic al Soarelui provoacă numeroase efecte, care sunt numite colectiv [[Ciclu solar|activitate solară]], inclusiv [[Pată solară|pete pe suprafața Soarelui]], erupții solare și variații ale [[vânt solar|vântului solar]]. Atât ejecțiile de masă coronală, cât și fluxurile de mare viteză ale vântului solar transportă plasmă și câmp magnetic spre exterior, în Sistemul Solar.<ref name=Zirker2002>
{{Cite book |last=Zirker |first=J.B. |date=2002 |title=Journey from the Center of the Sun |pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/120 120–127] |publisher=Princeton University Press |isbn=978-0-691-05781-1 |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/120 }}</ref> Impactul activității solare pe [[Terra]] este manifestat, printre altele, în apariția [[auroră boreală|aurorelor]] la latitudini temperate și înalte, întreruperea comunicațiilor radio și a energiei electrice. Se crede că activitatea solară a jucat un rol important în formarea și evoluția Sistemului Solar.

[[Pată solară|Petele solare]] sunt regiuni cu activitate magnetică intensă unde [[convecție|convecția]] este inhibată de un câmp magnetic puternic, reducând transferul de căldură din interiorul fierbinte la suprafață. Ca urmare, petele solare sunt ușor mai reci decât fotosfera înconjurătoare, astfel încât par întunecate. Numărul de pete vizibile pe Soare nu este constant, se schimbă într-un ciclu de 11 ani, cunoscut sub numele de ciclu solar. La un [[Minimum solar|minim solar]] obișnuit, petele sunt greu vizibile, uneori deloc, iar cele care apar la latitudini heliografice mari. Pe măsură ce ciclul solar progresează spre [[Maximum solar|maximul său]], numărul de pete solare crește iar ele tind să se formeze mai aproape de ecuatorul solar, fenomen cunoscut sub numele de legea lui Spörer. Petele solare apar de obicei în perechi cu polaritate magnetică opusă. Cele mai mari pete solare pot avea zeci de mii de kilometri în diametru.<ref name="Sunspot2001">
{{cite web |date=30 March 2001 |title=The Largest Sunspot in Ten Years |url=http://www.gsfc.nasa.gov/gsfc/spacesci/solarexp/sunspot.htm |publisher=Goddard Space Flight Center |accessdate=10 July 2009 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070823050403/http://www.gsfc.nasa.gov/gsfc/spacesci/solarexp/sunspot.htm |archivedate=23 August 2007}}</ref>
[[File:20110702-0900UT (5916487146).jpg|thumb|250px|left|Filament întunecat și proeminențe strălucitoare, 2 iulie 2011 ]]

Ciclul solar are un impact mare atât asupra vremii spațiale, cât și asupra climei Pământului, deoarece luminozitatea Soarelui este direct legată de activitatea magnetică.<ref name="doi10.1038/351042a0-s42-4">{{cite web |last=Willson|first=R.C.|title=The Sun’s luminosity over a complete solar cycle|publisher=[[Nature]]|accessdate=11 July 2009}}</ref> Minimele activității solare par a fi corelate cu temperaturi mai scăzute pe Pământ, iar ciclurile solare deosebit de lungi se corelează cu perioadele mai calde. Se pare că în secolul al XVII-lea ciclul solar s-a oprit complet câțiva ani. În această epocă, cunoscută sub denumirea de [[Minimul lui Maunder]] sau [[Mica eră glaciară]], Europa a cunoscut temperaturi excepțional de scăzute.<ref name="Lean">
{{Cite journal |last=Lean |first=J. |last2=Skumanich |first2=A. |last3=White |first3=O. |date=1992 |title=Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum |journal=Geophysical Research Letters |volume=19 |issue=15 |pages=1591–1594 |doi=10.1029/92GL01578 |ref=harv |bibcode=1992GeoRL..19.1591L|url=https://zenodo.org/record/1231321 }}</ref> O teorie recentă susține că instabilitățile magnetice din nucleul Soarelui provoacă fluctuații în perioade de 41&nbsp;000 sau 100&nbsp;000 de ani. Acestea pot oferi o explicație pentru [[Glaciațiune|glaciațiuni]] ca alternativă la ciclurile Milankovic.<ref name="doi10.1016/j.jastp.2007.01.005-s759">{{cite web|last=Ehrlich|first=R.|title=Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change|publisher=Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics|doi=10.1016/j.jastp.2007.01.005|bibcode=2007JASTP..69..759E}}</ref><ref name="doi10.1016/S0262-4079(07)60196-1-s12">{{cite web|last=Clark|first=S.|title=Sun’s fickle heart may leave us cold|url=http://environment.newscientist.com/channel/earth/mg19325884.500-suns-fickle-heart-may-leave-us-cold.html|publisher=New Scientist|doi=10.1016/S0262-4079(07)60196-1|accessdate=27 October 2008|archive-date=2008-09-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20080906201132/http://environment.newscientist.com/channel/earth/mg19325884.500-suns-fickle-heart-may-leave-us-cold.html|dead-url=yes}}</ref>

Toată materia din Soare este sub formă de gaz și [[plasmă]] la temperaturi ridicate. Datorită acestui lucru, Soarele se poate roti mai repede la ecuator (aproximativ 25 de zile) decât la latitudini heliografice mai mari (aproximativ 35 de zile lângă poli). Rotația diferențială a Soarelui determină o răsucire a [[Câmp magnetic|liniilor câmpului său magnetic]], creând bucle ale câmpului magnetic care se ridică de la suprafața Soarelui și provoacă [[Pată solară|pete solare]] și [[Protuberanță solară|protuberanțe]]. Această mișcare conduce dinamul solar și ciclul de 11 ani al activității solare.<ref name="flips">{{Cite news |date=16 February 2001 |title=Sun flips magnetic field |url=http://edition.cnn.com/2001/TECH/space/02/16/sun.flips/ |work=[[CNN]] |accessdate=11 July 2009}}</ref><ref name="Phillips2001">{{cite web |last=Phillips |first=T. |date=15 February 2001 |title=The Sun Does a Flip |url=https://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |publisher=NASA |accessdate=11 July 2009 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090512121817/https://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast15feb_1.htm |archivedate=12 May 2009 |df=}}</ref>

Câmpul magnetic solar se extinde cu mult peste Soarele însuși. Plasma solară de vânt transportă un câmp magnetic în spațiul interplanetar, formând ceea ce se numește câmp magnetic interplanetar.<ref name=Russell2001/> Într-o aproximare cunoscută sub numele de magnetohidrodinamică ideală, particulele de plasmă se mișcă numai de-a lungul liniilor câmpului magnetic. Drept urmare, vântul solar care curge spre exterior întinde în exterior câmpul magnetic interplanetar, forțându-l într-o structură aproximativ radială. Deoarece câmpurile de la nord și de sud ale ecuatorului solar au poli diferiți, cu vectorul de inducție îndreptat spre soare sau invers, în planul ecuatorial al soarelui există un strat limită subțire de-a lungul căruia curge un curent slab.<ref name=Russell2001/> La o distanță mai mare, rotația Soarelui transformă câmpul magnetic și acest strat în forma unei [[Spirala lui Arhimede|spirale a lui Arhimede]], creând o structură numită spirală Parker.<ref name=Russell2001/> Câmpul magnetic interplanetar este mult mai puternic decât componenta dipol a câmpului magnetic solar, care pe suprafața fotosferei are o inducție de 50 până la 400&nbsp;[[Tesla (unitate de măsură)|μT]] și scade cu inversul cubului distanței de la Soare la aproximativ 0,1&nbsp;nT pe orbita Pământului. Conform observațiilor sondelor spațiale, câmpul magnetic interplanetar de lângă Pământ are o valoare de 5&nbsp;nT.<ref name=Wang2003>{{Cite journal |last=Wang |first=Y.-M. |last2=Sheeley |first2=N.R. |date=2003 |title=Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum |journal=The Astrophysical Journal |volume=591 |issue=2 |pages=1248–1256 |bibcode=2003ApJ...591.1248W |doi=10.1086/375449 |ref=harv |url=http://pdfs.semanticscholar.org/1b67/1d20056bf7ef19d46282b01983cea0c5ca56.pdf |access-date=2020-05-08 |archive-date=2019-02-19 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190219222742/http://pdfs.semanticscholar.org/1b67/1d20056bf7ef19d46282b01983cea0c5ca56.pdf |dead-url=yes }}</ref> Diferența este cauzată de câmpurile magnetice generate de curenții electrici care curg în plasma care înconjoară Soarele.

==Etapele evoluției ==
{{Main|Geneza și evoluția Sistemului Solar|Evoluția stelelor}}

Soarele este astăzi aproximativ la jumătatea celei mai stabile părți din viața sa. Ea nu s-a schimbat dramatic de peste 4 miliarde de ani,<ref group=lower-alpha name=short /> și va rămâne destul de stabilă pentru mai mult de cinci miliarde de ani. Totuși, după ce fuziunea de hidrogen din nucleul său se va opri, Soarele va suferi modificări dramatice, atât intern, cât și extern.

===Formare===
{{ARP|Coatlicue (stea)}}
Se presupune că Soarele s-ar fi format în urmă cu aproximativ 4,6 miliarde de ani ca urmare a prăbușirii unei părți dintr-un [[nor molecular]] uriaș format în mare parte din hidrogen și heliu și care a dat naștere probabil la multe alte stele.<ref name=Zirker2002-7>
{{Cite book |last=Zirker |first=Jack B. |title=Journey from the Center of the Sun |date=2002 |publisher=[[Princeton University Press]] |isbn=978-0-691-05781-1 |pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/7 7–8] |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/7 }}
</ref> Această vârstă este estimată folosind modele computerizate de evoluție stelară și prin nucleocosmoincronologie.<ref name="Bonanno"/> Rezultatul este în concordanță cu datarea radiometrică a celui mai vechi material din Sistemul Solar, cu o vechime de 4,567 miliarde de ani.<ref>
{{Cite journal |last=Amelin |first=Y. |last2=Krot |first2=A. |last3=Hutcheon |first3=I. |last4=Ulyanov |first4=A. |title=Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=297 |issue=5587 |pages=1678–1683 |date=2002 |doi=10.1126/science.1073950 |pmid=12215641 |ref=harv |bibcode=2002Sci...297.1678A}}</ref><ref name="nature436">
{{Cite journal |last=Baker |first=J. |last2=Bizzarro |first2=M. |last3=Wittig |first3=N. |last4=Connelly |first4=J. |last5=Haack |first5=H. |title=Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=436 |issue=7054 |pages=1127–1131 |date=2005 |pmid=16121173 |doi=10.1038/nature03882 |ref=harv |bibcode=2005Natur.436.1127B}}</ref> 

Cercetările asupra meteoriților au scos la iveală urme de izotop fiică stabil, derivați din descompunerea izotopilor cu viață scurtă, cum ar fi fier-60 care poate fi format natural numai prin explozia stelelor de scurtă durată. Aceasta indică faptul că una sau mai multe [[supernovă|supernove]] trebuie să fi explodat în apropierea locului unde s-a născut Soarele. O [[undă de șoc]] provenită dintr-o supernovă din apropiere ar fi declanșat formarea Soarelui prin comprimarea materiei în cadrul norului molecular și determinând anumite regiuni să se prăbușească sub propria lor gravitație.<ref>{{Cite journal |last1=Williams |first1=J. |title=The astrophysical environment of the solar birthplace |journal=Contemporary Physics |volume=51 |issue=5 |pages=381–396 |year=2010 |doi=10.1080/00107511003764725 |bibcode=2010ConPh..51..381W |arxiv=1008.2973 |citeseerx=10.1.1.740.2876}}</ref> [[Moment_cinetic#Principiul_conservării_momentului_cinetic|Principiul conservării momentului cinetic]] a determinat rotirea mai rapidă a fragmentului de nor care s-a prăbușit. Cea mai mare parte a masei s-a concentrat în centru, formând o [[protostea]], în timp ce restul s-a aplatizat, formând un [[disc protoplanetar]], din care s-au format ulterior [[planetă|planetele]] și alți sateliți ai Soarelui. Compresia materiei din nucleul protostelei a generat cantități mari de căldură, care s-a mărit pe măsură ce gazul s-a accelerat pe discul înconjurător, până la reacțiile de fuziune din centru. La 10 milioane de ani după ce norul a început să se prăbușească, s-a născut Soarele, o stea cu un diametru de aproximativ 1,33 ori mai mare decât azi și o temperatură de suprafață de 4500&nbsp;K. Vântul solar intens a îndepărtat resturile nebuloasei solare.{{r|UCSD_evo|Elmegreen}} După aproximativ 17 milioane de ani, Soarele a atins echilibrul hidrostatic și s-a alăturat stelelor din [[secvența principală]], începând cea mai lungă etapă din evoluția sa.{{r|UCSD_evo}}

===Secvența principală===

[[File:Solar evolution (English).svg|right|thumb|upright=1.45|Evoluția luminozității Soarelui, a razei și a temperaturii eficiente în comparație cu Soarele actual. După Ribas (2010)<ref name=ribas2010>{{Cite journal |last=Ribas |first=Ignasi |title=Proceedings of the IAU Symposium 264 'Solar and Stellar Variability – Impact on Earth and Planets': The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres |volume=264 |pages=3–18 |date=February 2010 |doi=10.1017/S1743921309992298 |bibcode=2010IAUS..264....3R |journal=Proceedings of the International Astronomical Union |arxiv=0911.4872}}</ref>]]

Soarele este aproape la jumătatea etapei sale de stea din [[secvența principală]], timp în care reacțiile nucleare de fuziune din nucleul său fuzionează hidrogenul în heliu. În fiecare secundă, peste patru milioane de tone de materie sunt transformate în energie în nucleul Soarelui, producând [[neutrino]] și radiații solare. În acest ritm, Soarele a transformat până acum de aproximativ 100 de ori masa Pământului în energie, aproximativ 0,03&nbsp;% din masa totală a Soarelui. Soarele va petrece în total aproximativ 10 miliarde de ani ca stea din secvența principală.<ref>
{{Cite book |last=Goldsmith |first=D. |last2=Owen |first2=T. |title=The search for life in the universe |url=https://books.google.com/?id=Q17NmHY6wloC&pg=PA96 |page=96 |publisher=University Science Books |date=2001 |isbn=978-1-891389-16-0}}</ref> 

Secvența principală este cea mai lungă și mai stabilă perioadă din viața Soarelui, dar, această perioadă evoluează. Modificările apar în principal ca răspuns la modificarea concentrației componentelor cauzată de conversia hidrogenului în heliu. Soarele se află în echilibru hidrostatic, în care presiunea internă echilibrează presiunea straturilor exterioare ale stelei. Într-o stea de mărimea Soarelui, în acest stadiu al vieții sale, presiunea este cauzată în principal de particule de plasmă. Materia nucleului se comportă ca un gaz perfect, presiunea depinde de temperatură și de numărul de particule pe unitate de volum. Conversia hidrogenului în heliu cvadruplică numărul de particule din nucleu. Aceasta, la rândul său, crește densitatea nucleului și eliberează energie gravitațională, din care jumătate este emisă la exterior și jumătate crește temperatura nucleului ([[Teorema virialului]]). 

Temperatura mai ridicată a nucleului și o emisie mai mare de energie fac ca straturile exterioare să se extindă ușor, iar steaua devine mai strălucitoare. Pe plan intern, schimbările din Soare sunt mai semnificative, dar efectele lor nu sunt foarte vizibile din exterior, atât timp cât steaua arde în continuare hidrogenul din nucleu.{{r|Guidry}}

Soarele devine treptat mai fierbinte în timpul său în secvența principală, nucleul se micșorează, permițând straturilor exterioare ale Soarelui să se apropie mai mult de centru și să experimenteze o forță gravitațională mai puternică, conform legii pătratului invers. Această forță mai puternică crește presiunea asupra nucleului, care este contrabalansată de o creștere treptată a vitezei la care se produce fuziunea. Acest proces se accelerează pe măsură ce nucleul devine treptat mai dens. Se estimează că Soarele a devenit cu 30&nbsp;% mai luminos în ultimii 4,5 miliarde de ani.<ref>{{cite web |url=http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/evolution.html |title=The Sun's Evolution}}</ref> În prezent, crește în luminozitate cu aproximativ 1&nbsp;% la fiecare 100 de milioane de ani.<ref>{{cite web |url=http://news.sciencemag.org/climate/2014/01/earth-wont-die-soon-thought |title=Earth Won't Die as Soon as Thought |date=22 January 2014}}</ref>

===După epuizarea nucleului de hidrogen===
[[File:Sun red giant.svg|thumb|left|Mărimea Soarelui actual (acum în [[secvența principală]]) în comparație cu dimensiunea estimată în timpul fazei sale de gigantă roșie din viitor]]
Soarele nu are suficientă masă pentru a exploda ca supernovă. În schimb, va ieși din [[secvența principală]] în aproximativ 5 miliarde de ani și va începe să se transforme într-o [[gigantă roșie]].<ref>{{cite web |author1=Nola Taylor Redd |title=Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun |url=http://www.space.com/22471-red-giant-stars.html |website=space.com |accessdate=20 February 2016}}</ref><ref name=schroder>{{Cite journal |last1=Schröder |first1=K.-P. |last2=Connon Smith |first2=R. |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |title=Distant future of the Sun and Earth revisited |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=386 |issue=1 |pages=155–163 |year=2008 |pmid= |pmc= |arxiv=0801.4031 |bibcode=2008MNRAS.386..155S}}</ref> Ca gigantă roșie, Soarele va crește atât de mare încât va cuprinde [[Planeta Mercur|Mercur]], [[Planeta Venus|Venus]] și, probabil, [[Pământ]]ul.<ref name=schroder /><ref name=sackmann>{{Cite journal |last1=Boothroyd |first1=A.I. |last2=Sackmann |first2=I.‐J. |doi=10.1086/306546 |title=The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge‐up |journal=The Astrophysical Journal |volume=510 |issue=1 |pages=232–250 |year=1999 |pmid= |pmc= |bibcode=1999ApJ...510..232B |arxiv=astro-ph/9512121}}</ref>

Chiar înainte de a deveni o gigantă roșie, luminozitatea Soarelui se va dubla aproape, iar Pământul va primi la fel de multă lumină solară cât primește astăzi Venus. Odată ce nucleul de hidrogen va fi epuizat în 5,4 miliarde de ani, Soarele se va extinde într-o fază subgiantă și se va dubla lent în dimensiuni în aproximativ jumătate de miliard de ani. Se va extinde apoi mai rapid în aproximativ o jumătate de miliard de ani până va fi de peste două sute de ori mai mare decât astăzi și de câteva mii de ori mai luminos. Apoi va începe faza de gigantă roșie în care Soarele va sta în jur de un miliard de ani și va pierde aproximativ o treime din masa sa.<ref name=schroder/>

==Compoziție chimică==
[[File:Fusion in the Sun.svg|thumb|270px|[[Reacție în lanț proton–proton]] predomină în stele de dimensiunea Soarelui sau mai mici]]
Soarele este compus în principal din două [[element chimic|elementele chimice]]: [[hidrogen]] și [[heliu]]; acestea reprezintă 74,9&nbsp;% și 23,8&nbsp;% din masa Soarelui.<ref name=lodders>
{{cite journal |doi=10.1086/375492 |last=Lodders |first=Katharina |date=10 July 2003 |title=Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements |journal=The Astrophysical Journal |volume=591 |issue=2 |pages=1220–1247 |url=http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf |bibcode=2003ApJ...591.1220L |ref=harv| access-date = 1 September 2015| archive-url = https://web.archive.org/web/20151107043527/http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf| archive-date = 7 November 2015}}<br />{{Cite journal |last=Lodders |first=K. |title=Abundances and Condensation Temperatures of the Elements |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/metsoc2003/pdf/5272.pdf |journal=Meteoritics & Planetary Science |volume=38 |issue=suppl |page=5272 |date=2003 |bibcode=2003M&PSA..38.5272L |ref=harv}}</ref> Toate elementele mai grele, numite ''metale'' în astronomie, reprezintă 1,33&nbsp;% din masă: [[oxigen]] (aproximativ 1&nbsp;% din masă), [[carbon]] (0,3&nbsp;%), [[neon]] (0,2&nbsp;%) și [[fier]] (0,2&nbsp;%).<ref name=hkt2004>
{{Cite book |last=Hansen |first=C.J. |last2=Kawaler |first2=S.A. |last3=Trimble |first3=V. |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution |pages=19–20 |edition=2nd |publisher=Springer Science |date=2004 |isbn=978-0-387-20089-7}}</ref>

[[Compoziție chimică |Compoziția chimică]] originală a Soarelui a fost moștenită din [[mediul interstelar]] din care s-a format. Inițial ar fi conținut aproximativ 71,1&nbsp;% hidrogen, 27,4&nbsp;% heliu și 1,5&nbsp;% elemente mai grele.<ref name=lodders/> Hidrogenul și cea mai mare parte a heliului din Soare ar fi fost produse de [[nucleosinteza Big Bang]] în primele 20 de minute ale Universului, iar elementele mai grele au fost produse de [[nucleosinteza stelară]] în generații de stele care și-au completat evoluția stelară și au răspândit materia în mediul interstelar înainte de formarea Soarelui.<ref name=hkt2004_78>{{Cite book |last=Hansen |first=C.J. |last2=Kawaler |first2=S.A. |last3=Trimble |first3=V. |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution |pages=77–78 |edition=2nd |publisher=Springer Science |date=2004 |isbn=978-0-387-20089-7}}</ref>

De la formarea Soarelui, procesul principal de fuziune a implicat fuziunea hidrogenului în heliu. În ultimii 4,6 miliarde de ani, cantitatea de heliu s-a schimbat treptat. În interiorul nucleului, proporția de heliu a crescut de la aproximativ 24&nbsp;% la aproximativ 60&nbsp;% din cauza fuziunii, iar o parte din heliu și elementele grele s-au așezat din fotosferă spre centrul Soarelui din cauza [[Gravitație|gravitației]]. În actuala fotosferă fracția de heliu este redusă, iar [[metalicitate]]a este de doar 84&nbsp;% din ceea ce a fost în faza protostelară (înainte de a începe fuziunea nucleară în nucleu). În viitor, heliul va continua să se acumuleze în nucleu, iar în aproximativ 5 miliarde de ani această acumulare treptată va determina Soarele să părăsească [[secvența principală]] și să devină o [[gigantă roșie]].<ref>Iben, I Jnr (1965) "Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M_{sun} Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning". (''Astrophysical Journal'', vol. 142, p. 1447)</ref>

Compoziția chimică a fotosferei este considerată în mod normal reprezentativă pentru compoziția Sistemului Solar primordial.<ref name="aller1968">
{{Cite journal |last=Aller |first=L.H. |title=The chemical composition of the Sun and the solar system |journal=Proceedings of the Astronomical Society of Australia |volume=1 |issue=4 |page=133 |date=1968 |bibcode=1968PASAu...1..133A |ref=harv |doi=10.1017/S1323358000011048}}</ref> Conținutul elementelor grele solare este măsurat prin [[Spectroscopie astronomică|spectroscopia]] fotosferei Soarelui și comparat cu compoziția [[meteorit|meteoriților]], care nu au fost niciodată încălziți până la punctul lor de topire.<ref name=basu2008 /> Se crede că acești meteoriți păstrează compoziția Soarelui protostelar și, prin urmare, nu sunt afectați de scufundarea elementelor mai grele.<ref name=basu2008 /> 

În anii 1970, multe cercetări s-au concentrat pe abundența elementelor din grupul de fier din Soare.<ref name="biemont1978">
{{Cite journal |last=Biemont |first=E. |date=1978 |title=Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=184 |issue=4 |pages=683–694 |bibcode=1978MNRAS.184..683B |ref=harv |doi=10.1093/mnras/184.4.683}}</ref><ref>Ross and Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge and Engvold 1977, cited in Biemont 1978.</ref> Deși s-au făcut cercetări semnificative, până în 1978 a fost dificil să se determine abundența unor elemente din grupul fierului (de exemplu cobalt și mangan) prin spectrografie din cauza structurilor lor hiperfine.<ref name="biemont1978"/> În 1978, a fost determinat conținutul de atomi ionizați individual din elementele grupului de fier.<ref name="biemont1978"/>

==Mișcare și amplasare==
[[Fișier:Artist%27s impression of the Milky Way (updated - annotated).jpg|thumb|right|O hartă a [[Calea Lactee|Căii Lactee]] care arată poziția Soarelui]]

Soarele se află aproape de marginea interioară a [[Brațul Orion|Brațului Orion]] a [[Calea Lactee|Căii Lactee]], în cadrul [[Norul Interstelar Local|Norului Interstelar Local]] sau a [[Centura Gould|Centurii Gould]], la o distanță de 7,5–8,5&nbsp;kpc (25&nbsp;000–28&nbsp;000 de [[an-lumină|ani- lumină]]) de [[Centrul Galactic]].<ref>[http://interstellar.jpl.nasa.gov/interstellar/probe/introduction/neighborhood.html, Our Local Galactic Neighborhood, NASA] {{webarchive |url=https://web.archive.org/web/20151107044627/http://interstellar.jpl.nasa.gov/interstellar/probe/introduction/neighborhood.html |date=7 November 2015 }}</ref><ref>{{cite web |url=http://www.centauri-dreams.org/?p=14203 |title=Into the Interstellar Void |website=Centauri Dreams}}</ref><ref name="distance1">
{{Cite journal |last=Reid |first=M.J. |title=The distance to the center of the Galaxy |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |date=1993 |volume=31 |issue=1 |pages=345–372 |doi=10.1146/annurev.aa.31.090193.002021 |bibcode=1993ARA&A..31..345R |ref=harv}}</ref><ref name="distance2">
{{Cite journal |last=Eisenhauer |first=F. |title=A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center |journal=Astrophysical Journal |volume=597 |issue=2 |pages=L121–L124 |date=2003 |doi=10.1086/380188 |bibcode=2003ApJ...597L.121E |ref=harv |arxiv=astro-ph/0306220 |display-authors=etal}}</ref><ref name="distance3">{{Cite journal |last=Horrobin |first=M. |title=First results from SPIFFI. I: The Galactic Center |url=http://www2011.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf |journal=Astronomische Nachrichten |volume=325 |issue=2 |pages=120–123 |date=2004 |doi=10.1002/asna.200310181 |ref=harv |bibcode=2004AN....325...88H |display-authors=etal |access-date=2020-05-07 |archive-date=2020-07-10 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200710121818/http://www2011.mpe.mpg.de/SPIFFI/preprints/first_result_an1.pdf |dead-url=yes }}</ref><ref name="eisenhaueretal2005">
{{Cite journal |last=Eisenhauer |first=F. |title=SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month |journal=Astrophysical Journal |volume=628 |issue=1 |pages=246–259 |date=2005 |doi=10.1086/430667 |bibcode=2005ApJ...628..246E |ref=harv |arxiv=astro-ph/0502129 |display-authors=etal}}</ref> Soarele este inclus în [[Bula Locală]], un spațiu cu gaz fierbinte diluat, creat probabil de rămășița supernovei Geminga,<ref>{{Cite journal |last1=Gehrels |first1=Neil |last2=Chen |first2=Wan |date=25 February 1993 |title=The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble |journal=Nature |volume=361 |issue=6414 |pages=706–707 |doi=10.1038/361704a0 |last3=Mereghetti |first3=S. |ref=harv |bibcode=1993Natur.361..704B}}</ref> sau multiplele supernove din subgrupul B1 al grupului Pleiadelor.<ref>{{cite journal |title=The origin of the young stellar population in the solar neighborhood – a link to the formation of the Local Bubble? |first1=T.W. |last1=Berghoefer |first2=D. |last2=Breitschwerdt |date=1 July 2002 |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=390 |issue=1 |pages=299–306 |doi=10.1051/0004-6361:20020627 |arxiv=astro-ph/0205128 |bibcode=2002A&A...390..299B}}</ref> Distanța dintre brațul local și următorul braț, [[Brațul Perseu]], este de aproximativ 6500 de ani-lumină.<ref name="fn9">{{cite press |last=English |first=J. |title=Exposing the Stuff Between the Stars |url=http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html |publisher=Hubble News Desk |date=2000 |accessdate=10 May 2007 |archive-date=2020-05-12 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200512151743/http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html |dead-url=yes }}</ref> Soarele, și deci Sistemul Solar, se găsește în ceea ce oamenii de știință numesc zonă locuibilă galactică.

[[Apex solar|Apexul solar]] este direcția pe care Soarele se deplasează în raport cu alte stele din apropiere. Această mișcare este spre un punct din constelația [[Hercule (constelație)|Hercule]], lângă steaua [[Vega]].

Într-o distanță de 32,6&nbsp;ani-lumină de Soare există 315 stele cunoscute în 227 sisteme, inclusiv 163 stele singure. Se estimează că încă 130 de sisteme din acest interval nu au fost încă identificate. Într-o distanță de până la 81,5&nbsp;ani-lumină pot exista până la 7500 de stele, dintre care aproximativ 2600 sunt cunoscute. Numărul de obiecte substelare din volumul respectiv este de așteptat să fie comparabil cu numărul de stele.<ref name=Scholz2002>{{citation |title=New nearby stars among bright APM high proper motion stars |last1=Scholz |first1=R.-D. |last2=Ibata |first2=R. |last3=Irwin |first3=M. |last4=Lehmann |first4=I. |last5=Salvato |first5=M. |last6=Schweitzer |first6=A. |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=329 |issue=1 |pages=109–114 |date=January 2002 |doi=10.1046/j.1365-8711.2002.04945.x |bibcode=2002MNRAS.329..109S |url=http://pdfs.semanticscholar.org/a687/92d2c6bfd9e50ff39efa9925574cc6cf1a61.pdf |access-date=2020-05-07 |archive-date=2020-02-19 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200219173547/https://pdfs.semanticscholar.org/a687/92d2c6bfd9e50ff39efa9925574cc6cf1a61.pdf |dead-url=yes }}</ref> Din cele 50 de sisteme stelare cele mai apropiate în interiorul unui interval de 17 ani-lumină de Pământ (cel mai apropiat fiind pitica roșie [[Proxima Centauri]] la aproximativ 4,2 ani-lumină), Soarele se clasează pe locul patru după masa sa.<ref>{{Cite journal |last=Adams |first=F.C. |last2=Graves |first2=G. |last3=Laughlin |first3=G.J.M. |date=2004 |title=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence |url=https://www.redalyc.org/pdf/571/57102211.pdf |journal=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica |volume=22 |pages=46–49 |bibcode=2004RMxAC..22...46A |ref=harv |archiveurl=https://web.archive.org/web/20110726103734/http://redalyc.uaemex.mx/pdf/571/57102211.pdf |archivedate=26 July 2011}}</ref>

===Orbita în Calea Lactee ===
Soarele orbitează centrul Căii Lactee și se deplasează în prezent în direcția constelației [[Lebăda (constelație)|Lebăda]]. Un model simplu al mișcării unei stele în galaxie are coordonatele galactice {{mvar|X}}, {{mvar|Y}} și {{mvar|Z}} ca:
:<math>X(t)=X(0)+\frac{U(0)}\kappa\sin(\kappa t)+\frac{V(0)}{2B}(1-\cos(\kappa t))</math>
:<math>Y(t)=Y(0)+2A\left(X(0)+\frac{V(0)}{2B}\right)t-\frac{\Omega_0}{B\kappa}V(0)\sin(\kappa t)+\frac{2\Omega_0}{\kappa^2}U(0)(1-\cos(\kappa t))</math>
:<math>Z(t)=\frac{W(0)}\nu\sin(\nu t)+Z(0)\cos(\nu t)</math>
unde {{mvar|U}}, {{mvar|V}} și {{mvar|W}} sunt vitezele respective în raport cu standardul local de repaus, {{mvar|A}} și {{mvar|B}} sunt constante Oort, <math>\Omega_0=A-B</math> este viteza unghiulară a rotației galactice pentru standardul local de repaus, <math>\kappa=\sqrt{-4\Omega_0B}</math> este „frecvența epiciclică”, iar ν este frecvența de oscilație verticală.<ref>{{cite journal |last1=B. Fuchs |display-authors=etal |title=The search for the origin of the Local Bubble redivivus |journal=MNRAS |volume=373 |issue=3 |pages=993–1003 |year=2006 |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11044.x |arxiv=astro-ph/0609227 |bibcode=2006MNRAS.373..993F}}</ref> Pentru Soare, valorile actuale ale {{mvar|U}}, {{mvar|V}} și {{mvar|W}} sunt estimate ca <math>(U(0),V(0),W(0))=(10.00, 5.25, 7.17)</math> km/s, iar estimările pentru celelalte constante {{mvar|A}}&nbsp;=&nbsp;15,5&nbsp;km/s/kpc, {{mvar|B}}&nbsp;=&nbsp;−12,2&nbsp;km/s/kpc, κ&nbsp;=&nbsp;37&nbsp;km/s/kpc, și ν=74&nbsp;km/s/kpc. Luăm {{math|''X''(0)}} și {{math|''Y''(0)}} ca fiind zero și {{math|''Z''(0)}} estimat a fi 17 parseci.<ref>{{cite journal |last=Bobylev |first=Vadim V. |authorlink= |year=2010 |title=Searching for Stars Closely Encountering with the Solar System |journal=Astronomy Letters |volume=36 |issue=3 |pages=220–226 |doi=10.1134/S1063773710030060 |arxiv=1003.2160 |bibcode=2010AstL...36..220B}}</ref> Acest model implică faptul că Soarele circulă în jurul unui punct care se învârte în jurul galaxiei. Perioada de circulație a Soarelui în jurul punctului este <math>2\pi/\kappa</math>, care, folosind echivalența cu care un parsec este egală cu 1 km/s de 0,978 milioane de ani, ajunge la 166 milioane de ani, mai scurt decât timpul necesar pentru a merge în jurul galaxiei. În coordonatele ({{mvar|X, Y}}) Soarele descrie o elipsă în jurul punctului, a cărei lungime în direcția {{mvar|Y}} este

:<math>2\times\sqrt{\left(\frac{2\Omega_0}{\kappa^2}U(0)\right)^2+\left(\frac{\Omega_0}{B\kappa}V(0)\right)^2}=1035\text{ parsec}.</math>

și a cărui lățime în direcția {{mvar|X}} este 

:<math>2\times\sqrt{\left(\frac{U(0)}\kappa\right)^2+\left(\frac{V(0)}{2B}\right)^2}=691\text{ parsec}</math>

Raportul dintre lungimea și lățimea acestei elipse, același pentru toate stelele din vecinătatea noastră, este <math>2\Omega/\kappa\approx 1,50.</math> Punctul în mișcare este în prezent la

:<math>X=\frac{V(0)}{2B}=-215\text{ parsec}</math>
:<math>Y=\frac{2\Omega_0}{\kappa^2}U(0)=405\text{ parsec}.</math>

Oscilația în direcția {{mvar|Z}} ia Soarele

:<math>\sqrt{\left(\frac{W(0)}\nu\right)^2+Z(0)^2}=98\text{ parsec}</math>

deasupra planului galactic și aceeași distanță sub el, cu o perioadă de <math>2\pi/\nu</math> sau 83 de milioane de ani, aproximativ 2,7 ori pe orbită.<ref>{{cite book |last1=Moore |first1=Patrick |last2=Rees |first2=Robin |title=Patrick Moore's Data Book of Astronomy |year=2014 |publisher=Cambridge University Press |location=Cambridge |isbn=978-1-139-49522-6 |ref=harv}}</ref> Deși <math>2\pi/\Omega_0</math> este de 222 milioane de ani, valoarea lui <math>\Omega</math> în punctul în care circulă Soarele se află

:<math>\Omega\approx\Omega_0-\frac{2A}{R_0}\Delta X\approx 26.1\text{ km/s/kpc}</math>

care corespunde cu 235 de milioane de ani și acesta este timpul necesar pentru a orbita o dată galaxia. Alte stele cu aceeași valoare a <math>X+V/(2B)</math> au nevoie de aceeași perioadă de timp pentru a ocoli galaxia ca Soarele și astfel să rămână în aceeași vecinătate generală ca Soarele.

Orbita Soarelui în jurul Căii Lactee este probabil aproximativ eliptică, cu adăugarea de perturbații din brațele spiralate ale galaxiei și distribuția de masă neuniformă în Calea Lactee. S-a susținut că trecerea Soarelui prin brațele în spirală cu densitate mai mare coincide adesea cu [[extincție în masă|extincțiile în masă]] pe Pământ, probabil din cauza evenimentelor de impact crescute.<ref name="extinction">{{Cite journal |last=Gillman |first=M. |last2=Erenler |first2=H. |title=The galactic cycle of extinction |journal=International Journal of Astrobiology |volume=7 |issue=1 |pages=17–26 |date=2008 |doi=10.1017/S1473550408004047 |ref=harv |bibcode=2008IJAsB...7...17G |url=http://oro.open.ac.uk/11603/1/S1473550408004047a.pdf }}</ref>[[File:Solar_system_barycenter.svg|thumb|300px|Mișcarea baricenterului Sistemului Solar în 1945–1995]] Turul complet al Centrului galactic (anul galactic) durează aproximativ 225-250 milioane de ani,<ref name="fn10">
{{cite web |last=Leong |first=S. |title=Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year) |url=http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml |website=The Physics Factbook |date=2002 |accessdate=10 May 2007}}</ref> astfel încât se crede că până în prezent Soarele a finalizat 20-25 de orbite. Viteza orbitală a Sistemului Solar în jurul centrului Căii Lactee este de aproximativ 251 km/s.<ref name="space.newscientist.com">{{Cite journal |last=Croswell |first=K. |date=2008 |title=Milky Way keeps tight grip on its neighbor |url=https://www.newscientist.com/article/dn12652-milky-way-keeps-a-light-grip-on-speedy-neighbours.html#.VQ7JD46WnCY |journal=New Scientist |volume=199 |issue=2669 |page=8 |doi=10.1016/S0262-4079(08)62026-6 |ref=harv}}</ref> Cu această viteză, Sistemul Solar are nevoie de aproximativ 1190 de ani pentru a parcurge o distanță de 1 [[an lumină]] sau 7 zile pentru a călători 1 [[unitate astronomică|AU]].

Calea Lactee se deplasează în raport cu [[Radiație cosmică de fond|radiația cosmică de fond]] (CMB) în direcția constelației [[Hidra (constelație)|Hidra]] cu o viteză de 550&nbsp;km/s, iar viteza rezultată a Soarelui în raport cu CMB este de aproximativ 370&nbsp;km/s în direcția [[Cupa (constelație)|Cupei]] sau a [[Leul (constelație)|Leului]].<ref>{{Cite journal |last=Kogut |first=A. |date=1993 |title=Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps |journal=Astrophysical Journal |volume=419 |issue=1993 |page=1 |arxiv=astro-ph/9312056 |doi=10.1086/173453 |bibcode=1993ApJ...419....1K |display-authors=etal}}</ref>

===Mișcarea în Sistemul Solar===

Mișcarea Soarelui față de centrul de masă al Sistemului Solar este foarte complexă datorită perturbațiilor planetare. Când [[Planeta Jupiter|Jupiter]] și [[Planeta Saturn|Saturn]] (cele două planete cu cea mai mare masă) sunt de aceeași parte a Soarelui, centrul de greutate al Sistemului Solar este dincolo de suprafața Soarelui; atunci când sunt pe laturi opuse ale stelei și alte planete sunt pe orbitele lor, baricentrul poate fi foarte aproape de centrul Soarelui.<ref>See Figure 5 and reference in {{cite journal |last1=Valentina Zharkova |title=Oscillations of the baseline of solar magnetic field and solar irradiance on a millennial timescale |journal=Scientific Reports |date=Jun 24, 2019 |doi=10.1038/s41598-019-45584-3 |url=https://www.nature.com/articles/s41598-019-45584-3|display-authors=etal|arxiv=2002.06550 |volume=9 }}</ref> La fiecare 179 de ani (de nouă ori perioada sinodică a lui Jupiter și Saturn), modelul se repetă mai mult sau mai puțin, dar rotit cu aproximativ 24°.<ref>{{cite journal |last1=Paul Jose |title=Sun's Motion and Sunspots |journal=The Astronomical Journal |date=Apr 1965 |pages=193–200 |url=http://www.landscheidt.info/pdf/jose1965.pdf}} The value of 24° comes from (360)(15&nbsp;J&nbsp;−&nbsp;6&nbsp;S)/(S&nbsp;−&nbsp;J), where S and J are the peiods of Saturn and Jupiter respectively.</ref>

==Probleme teoretice==
[[Fișier:Map of the full sun.jpg|thumb|O hartă a întregii suprafețe a Soarelui, realizată de sondele STEREO și SDO]]

===Încălzirea coroanei===
{{Main|Coroană solară}}
Suprafața vizibilă a Soarelui (fotosfera) are o temperatură de aproximativ 6000&nbsp;K, în timp ce temperatura coroanei ajunge la 1&nbsp;000&nbsp;000–2&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;K.<ref name=Erdelyi2007/> Temperatura ridicată a coronei arată că este încălzită cu altceva decât conducerea directă a căldurii din fotosferă.<ref name=Russell2001/>

Se crede că energia necesară pentru încălzirea coroanei este asigurată de mișcarea turbulentă din zona de convecție de sub fotosferă și au fost propuse două mecanisme principale pentru a explica încălzirea coronală.<ref name=Erdelyi2007/> Primul este încălzirea prin unde, în care undele sonore, gravitaționale sau magnetohidrodinamice sunt produse de turbulența din zona de convecție.<ref name=Erdelyi2007/> Aceste unde se deplasează și se disipă în coroană, eliberând energie în gaz sub formă de căldură.<ref name="Alfven">{{Cite journal |last=Alfvén |first=H. |title=Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=107 |issue=2 |pages=211–219 |date=1947 |bibcode=1947MNRAS.107..211A |ref=harv |doi=10.1093/mnras/107.2.211 }}</ref> Al doilea mecanism este încălzirea printr-un câmp magnetic: energia magnetică este acumulată continuu prin mișcarea fotosferei și eliberată prin [[reconectare magnetică]] sub formă de raze solare mari și o mulțime de evenimente similare, dar mai mici.<ref name="Parker2">{{Cite journal |last=Parker |first=E.N. |title=Nanoflares and the solar X-ray corona |journal=Astrophysical Journal |volume=330 |issue=1 |page=474 |date=1988 |doi=10.1086/166485 |bibcode=1988ApJ...330..474P |ref=harv}}</ref>

În prezent nu este clar dacă undele sunt un mecanism eficient de încălzire. Toate undele, cu excepția undelor Alfvén, s-au dovedit a se disipa sau a se refracta înainte de a ajunge la coroană.<ref name="Sturrock">{{Cite journal |last=Sturrock |first=P.A. |last2=Uchida |first2=Y. |title=Coronal heating by stochastic magnetic pumping |journal=Astrophysical Journal |volume=246 |issue=1 |page=331 |date=1981 |doi=10.1086/158926 |bibcode=1981ApJ...246..331S |ref=harv |}}</ref> În plus, undele Alfvén nu se disipează cu ușurință în coroană. Prin urmare, cercetarea actuală s-a orientat către mecanisme de încălzire prin arderi cu intensitate bruscă.<ref name=Erdelyi2007>{{Cite journal |last=Erdèlyi |first=R. |last2=Ballai |first2=I. |title=Heating of the solar and stellar coronae: a review |date=2007 |journal=Astron. Nachr. |volume=328 |issue=8 |pages=726–733 |doi=10.1002/asna.200710803 |ref=harv |bibcode=2007AN....328..726E}}</ref>

===Problema Soarelui slab timpuriu===
{{Articol principal|Paradoxul Soarelui slab timpuriu}}

Modelele teoretice ale dezvoltării Soarelui sugerează că acum 3,8 până la 2,5 miliarde de ani, în timpul eonului [[Arhaic]], Soarele avea o luminozitate de doar aproximativ 75&nbsp;% din cea din prezent. O astfel de stea slabă nu ar fi fost capabilă să susțină apa lichidă pe suprafața Pământului și, astfel, viața nu ar fi trebuit să se dezvolte. Cu toate acestea, registrul geologic demonstrează că Pământul a rămas la o temperatură destul de constantă de-a lungul istoriei sale și că tânărul Pământ a fost ceva mai cald decât în prezent. O teorie în rândul oamenilor de știință este că atmosfera tânărului Pământ conținea cantități mult mai mari de gaze cu efect de seră (cum ar fi [[dioxidul de carbon]], [[metan]]ul) decât astăzi, care au prins suficientă căldură pentru a compensa cantitatea mai mică de energia solară care ajungea pe planetă.<ref name="Kasting">
{{Cite journal |last=Kasting |first=J.F. |last2=Ackerman |first2=T.P. |title=Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=234 |issue=4782 |pages=1383–1385 |date=1986 |doi=10.1126/science.11539665 |pmid=11539665 |ref=harv |url=https://zenodo.org/record/1230890}}</ref>

Cu toate acestea, examinarea sedimentelor din Arhaic pare incompatibilă cu ipoteza unor concentrații mari de seră. În schimb, intervalul de temperatură moderat poate fi explicat printr-un [[albedo]] de suprafață mai scăzut. Acest lucru ar fi dus la o absorbție crescută a energiei solare, compensând astfel puterea redusă de energie solară.<ref name = "Rosing">{{cite journal |author1=Rosing, Minik T. |author2=Bird, Dennis K. |author3=Sleep, Norman H. |author4=Bjerrum, Christian J. |title=No climate paradox under the faint early Sun |journal=Nature |volume=464 |issue=7289 |pages=744–747 |date=1 April 2010 |pmid=20360739 |doi=10.1038/nature08955 |bibcode=2010Natur.464..744R}}</ref>

==Istoricul observațiilor==
Efectul enorm al Soarelui pe Pământ a fost recunoscut încă din timpurile preistorice, iar Soarele a fost considerat în unele culturi ca o zeitate.

===În Antichitate===

[[Fișier:Solvognen DO-6865 2000.jpg|thumb|right|[[Carul din Trundholm]] tras de un cal este o sculptură despre care e crede că era o ilustrare a unei zeități solare din [[mitologie norvegiană|mitologia norvegiană]] din [[epoca bronzului]].]]
Soarele a fost un obiect de venerație în multe culturi de-a lungul istoriei umane. În cea mai de bază înțelegere, Soarele este un disc luminos pe cer, a cărui prezență deasupra orizontului creează zi și a cărui lipsă provoacă noapte. În multe culturi preistorice și antice, Soarele era considerat un zeu sau un fenomen supranatural. Cultul Soarelui a fost centrul vieții religioase a mai multor civilizații, cum ar fi [[Egiptul antic]], [[Imperiul Inca]] din America de Sud și [[aztec]]ii a ceea ce este astăzi Mexic. În unele religii, cum ar fi [[hinduism]]ul, Soarele este încă considerat un zeu.<ref>Anirudha Behari Saran, Gaya Pandey: Sun Worship in India: A Study of Deo Sun-Shrine. Northern Book Centre, 1992, s. 248. ISBN 81-7211-030-8.</ref> În preistorie, oamenii au creat numeroase monumente pentru a observa fenomene legate de Soare; de exemplu, [[Megalit|megaliții]] au fost folosiți pentru a marca cu precizie [[solstițiu|solstițiile]] de vară sau de iarnă (astfel de megaliți se găsesc în Nabta Playa, Egipt; Mnajdra, Malta și [[Stonehenge]], Anglia); Newgrange, un munte construit de oameni preistorici în Irlanda, a fost conceput pentru a identifica cu exactitate ziua solstițiului de iarnă; piramida lui El Castillo la Chichén Itzá din Mexico a fost construită astfel încât, în timpul echinocțiului de primăvară și toamnă, umbrele de pe pereții piramidei să ia forma unor șerpi înfiorători.<ref>Giulio Magli: Mysteries and Discoveries of Archaeoastronomy: From Giza to Easter Island. Springer Science & Business Media, 2009, s. 456. ISBN 0-387-76566-2.</ref> 

Vechii egipteni l-au înfățișat pe zeul [[Ra (zeu egiptean)|Ra]] ca fiind condus prin cer într-o barcă solară, însoțit de zei mai mici,<ref> Jan Assman: Egyptian Solar Religion. Routledge, 2012, s. 256. ISBN 1-136-15906-1.</ref> iar la greci, zeul [[Helios]], personificarea Soarelui, era purtat de un car tras de cai de foc.<ref>Zygmunt Kubiak: Mitologia Greków i Rzymian. Otwarte, 2012. ISBN 83-240-2040-3.</ref> Din timpul domniei împăratului roman [[Elagabalus]], ziua de naștere a Soarelui a fost sărbătorită ca [[Sol Invictus]] (literalmente „Soare neînvins”), la scurt timp după solstițiul de iarnă, care ar fi putut fi un antecedent al Crăciunului.<ref> Boże Narodzenie pierwszych chrześcijan (pol.). Polskie Radio, 2013-12-25. [dostęp 2014-09-29].</ref> În fiecare an, Soarele părea că se mișcă pe fundalul stelelor fixe de-a lungul eclipticii, prin semnele zodiacului; din acest motiv, astronomii greci au recunoscut că aceasta este una dintre cele șapte [[planetă|planete]] (greacă πλανήτες, ''planetes'', înseamnă „rătăcitor”); denumirea zilelor săptămânilor după cele șapte planete datează din [[Imperiul roman|epoca romană]].<ref name=oed>{{cite web |url=http://www.oxforddictionaries.com/definition/american_english/planet |publisher=Oxford Dictionaries |title=Planet |accessdate=22 March 2015 |date=December 2007 |archive-date=2015-04-02 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150402154243/http://www.oxforddictionaries.com/definition/american_english/planet |dead-url=yes }}</ref><ref name=almagest>{{Cite journal |first=Bernard R. |last=Goldstein |title=Saving the phenomena : the background to Ptolemy's planetary theory |journal=Journal for the History of Astronomy |volume=28 |issue=1 |date=1997 |pages=1–12 |bibcode=1997JHA....28....1G |ref=harv |doi=10.1177/002182869702800101}}</ref><ref>{{Cite book |title=Ptolemy's Almagest |author=Ptolemy |last2=Toomer |first2=G.J. |publisher=Princeton University Press |date=1998 |isbn=978-0-691-00260-6}}</ref>

===Dezvoltarea înțelegerii științifice===
[[Fișier:Sun-bonatti.png|thumb|Sol (Soare) ilustrat în cartea ''Liber astronomie'' de Guido Bonatti din 1550]]
La începutul primului mileniu î.Hr., [[Astronomia babiloniană|astronomii babilonieni]] au observat că mișcarea Soarelui de-a lungul eclipticii nu este uniformă, deși nu știau de ce; astăzi se știe că acest lucru se datorează mișcării Pământului într-o orbită eliptică în jurul Soarelui, Pământul mișcându-se mai repede atunci când este mai aproape de Soare la periheliu și mai lent când este mai departe, la afeliu.<ref>{{Cite book |title=Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy |first=David |last=Leverington |publisher=Cambridge University Press |date=2003 |isbn=978-0-521-80840-8 |pages=6–7 |ref=harv |postscript=<!--None-->}}</ref>

Unul dintre primii oameni care a oferit o explicație științifică sau filosofică pentru Soare a fost filosoful grec [[Anaxagoras]]. El l-a considerat o bilă gigantică de metal arzător, chiar mai mare decât țara Peloponnesului și că Luna reflecta lumina Soarelui.<ref>
{{Cite journal |last=Sider |first=D. |title=Anaxagoras on the Size of the Sun |journal=Classical Philology |volume=68 |issue=2 |pages=128–129 |date=1973 |doi=10.1086/365951 |ref=harv}}</ref> Întrucât acest lucru era în mod clar contrar descrierii religioase a Soarelui drept carul zeului Helios, el ar fi fost închis pentru predicarea ereziei și condamnat la exil<ref> Lemons 2018, pag. 31.</ref> sau la moarte, deși ulterior a fost eliberat datorită intervenției lui [[Pericle]]. [[Eratostene]] a estimat distanța dintre Pământ și Soare în secolul al III-lea î.Hr. drept „stadii numeroase 400 și 80000”, a cărui traducere este ambiguă, implicând fie 4.080.000 de [[Stadion (unitate de măsură)|stadii]] (755.000 km), fie 804.000.000 de stadii (148 la 153 milioane de kilometri); ultima valoare fiind aproximativ corectă. În secolul I d.Hr., [[Ptolemeu]] a estimat distanța ca fiind de 1.210 ori mai mare decât raza Pământului, aproximativ 7,71 milioane de kilometri.<ref>
{{Cite journal |last=Goldstein |first=B.R. |title=The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses |journal=Transactions of the American Philosophical Society |volume=57 |issue=4 |pages=9–12 |date=1967 |doi=10.2307/1006040 |ref=harv}}</ref>

Teoria conform căreia Soarele este centrul în jurul căruia orbitează planetele a fost propusă pentru prima dată de grecul [[Aristarh din Samos]] în secolul al III-lea î.Hr., iar ulterior a fost adoptat de [[Seleucus din Seleucia]] (vezi [[Heliocentrism]]). Această viziune a fost dezvoltată într-un model matematic mai detaliat al unui sistem heliocentric din secolul al XVI-lea de către [[Nicolaus Copernicus]].

Observațiile [[pată solară|petelor solare]] au fost înregistrate în timpul [[Dinastia Han|dinastiei Han]] (206 î.Hr. - 220 d.Hr.) de către astronomii chinezi, care au păstrat înregistrări ale acestor observații timp de secole. [[Averroes]] a oferit și o descriere a petelor solare în secolul al XII-lea.<ref>
{{cite book |last=Ead |first=Hamed A. |title=Averroes As A Physician |publisher=University of Cairo}}</ref> Inventarea [[telescop]]ului la începutul secolului al XVII-lea a permis observarea detaliată a petelor solare de către [[Thomas Harriot]], [[Galileo Galilei]] și alți astronomi. Galileo a emis ipoteza că petele solare se găseau pe suprafața Soarelui și nu erau obiecte mici care treceau între Pământ și Soare.<ref>
{{cite web |title=Galileo Galilei (1564–1642) |url=https://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/galilei_galileo.shtml |publisher=BBC |accessdate=22 March 2006}}</ref>

În [[Evul Mediu]], [[astronomia]] s-a dezvoltat în țările musulmane. [[Al-Battani]] a descoperit că direcția apogeului Soarelui se schimbă.<ref>''A short History of scientific ideas to 1900'', C. Singer, Oxford University Press, 1959, p. 151.</ref> (În termeni moderni heliocentrici, acest lucru este cauzat de o mișcare treptată a afeliului orbitei Pământului). Ibn Yunus a observat mai mult de 10.000 de măsurători pentru poziția Soarelui timp de mai mulți ani folosind un [[astrolab]] mare.<ref>The Arabian Science, C. Ronan, pp. 201–244 in ''The Cambridge Illustrated History of the World's Science'', Cambridge University Press, 1983; at pp. 213–214.</ref>

Dintr-o observație a tranzitului planetei Venus în 1032, astronomul și polimatul persan [[Ibn Sina]] (Avicenna) a ajuns la concluzia că Venus este mai aproape de Pământ decât de Soare.<ref name=Goldstein>{{Cite journal |title=Theory and Observation in Medieval Astronomy |first=Bernard R. |last=Goldstein |journal=Isis |volume=63 |issue=1 |date=March 1972 |pages=39–47 [44] |doi=10.1086/350839 |ref=harv}}</ref> În 1672, [[Giovanni Domenico Cassini|Giovanni Cassini]] și [[Jean Richer]] au determinat distanța față de [[planeta Marte|Marte]] și au putut astfel să calculeze distanța până la Soare.

În 1666, [[Isaac Newton]] a observat lumina Soarelui folosind o [[prismă]] și a arătat că este alcătuită din mai multe culori.<ref>
{{cite web |title=Sir Isaac Newton (1643–1727) |url=https://www.bbc.co.uk/history/historic_figures/newton_isaac.shtml |publisher=BBC |accessdate=22 March 2006}}</ref> În 1800, [[William Herschel]] a descoperit [[infraroșu]] - radiații în afara părții roșii a spectrului luminii solare.<ref>
{{cite web |title=Herschel Discovers Infrared Light |url=http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html |publisher=Cool Cosmos |accessdate=22 March 2006|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120225094516/http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/classroom_activities/herschel_bio.html |archivedate=25 February 2012 |df=}}</ref>[[File:Newton's Experimentum Crucis (Grusche 2015).jpg|thumb|500px|Isaac Newton executând experimentul său crucial cu prisma în dormitorul său din [[Woolsthorpe Manor]].]] În secolul al XIX-lea, s-au înregistrat progrese mari în studiile spectroscopice ale Soarelui; [[Joseph von Fraunhofer]] a înregistrat peste 600 de [[Linie spectrală|linii de absorbție]] în spectrul solar; cele mai puternice sunt încă numite linii Fraunhofer. În primii ani ai erei științifice moderne, sursa de energie a Soarelui a fost un mare mister. [[Lord Kelvin]] a sugerat că Soarele este un corp lichid care se răcește treptat, care radiază căldura internă.<ref name=kelvin>
{{Cite journal |last=Thomson |first=W. |title=On the Age of the Sun's Heat |url=http://zapatopi.net/kelvin/papers/on_the_age_of_the_suns_heat.html |journal=Macmillan's Magazine |date=1862 |volume=5 |pages=388–393 |ref=harv}}</ref> Kelvin și [[Hermann von Helmholtz]] au propus un mecanism de contractare gravitațională pentru a explica producția de energie, dar estimarea de vârstă rezultată a Soarelui a fost de doar 20 de milioane de ani, prea scurtă pentru durata de cel puțin 300 de milioane de ani sugerată de unele descoperiri geologice ale acelor timpuri.<ref name=kelvin /><ref>{{cite journal |year=2000 |title=Kelvin's age of the Earth paradox revisited |journal=Journal of Geophysical Research |volume=105 |issue=B6 |pages=13155–13158 |bibcode=2000JGR...10513155S |doi=10.1029/2000JB900028 |last1=Stacey |first1=Frank D.}}</ref> În 1890, [[Joseph Lockyer]], care a descoperit [[heliu]] în spectrul solar, a propus o ipoteză meteoritică pentru formarea și evoluția Soarelui.<ref>
{{Cite journal |last=Lockyer |first=J.N. |title=The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems |journal=London and New York |date=1890 |bibcode=1890mhsr.book.....L}}</ref>

Până în 1904 nu a fost oferită o soluție documentată. [[Ernest Rutherford]] a sugerat că puterea radiației solare poate fi susținută de surse interne de căldură și a sugerat degradarea radioactivă ca sursă.<ref>{{cite web |last=Darden |first=L. |title=The Nature of Scientific Inquiry |url=http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/ |date=1998 |accessdate=2020-05-07 |archive-date=2012-08-17 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120817040843/http://www.philosophy.umd.edu/Faculty/LDarden/sciinq/ |dead-url=yes }}</ref> Un indiciu esențial cu privire la sursa de energie solară a fost adus de lucrările lui [[Albert Einstein]], care a arătat echivalența masei și a energiei în relația {{nowrap|''E'' {{=}} ''mc''<sup>2</sup>}}.<ref>{{Cite book |last=Hawking |first=S.W. |author-link = Stephen Hawking |date=2001 |title=The Universe in a Nutshell |publisher=Bantam Books |isbn=978-0-553-80202-3}}</ref> În 1920, Sir [[Arthur Eddington]] a emis ipoteza că presiunile și temperaturile din nucleul Soarelui ar putea produce o reacție de fuziune nucleară care conectează protonii de hidrogen în nucleele de heliu, ceea ce duce la eliberarea de energie asociată cu un deficit de masă al nucleului de heliu.<ref>
{{cite web |title=Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington |url=http://www.esa.int/esaSC/SEMDYPXO4HD_index_0.html |website=Space Science |publisher=[[European Space Agency]] |date=2005 |accessdate=1 August 2007}}</ref> Preponderența hidrogenului în Soare a fost confirmată în 1925 de [[Cecilia Payne]] folosind teoria ionizării dezvoltată de [[Meghnad Saha]]. Conceptul teoretic al fuziunii a fost dezvoltat în anii 1930 de astrofizicienii [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] și [[Hans Bethe]]. Hans Bethe a calculat detaliile celor două reacții nucleare producătoare de energie care alimentează Soarele.<ref name="Bethe">
{{Cite journal |last=Bethe |first=H. |title=On the Formation of Deuterons by Proton Combination |journal=Physical Review |volume=54 |issue=10 |page=862 |date=1938 |doi=10.1103/PhysRev.54.862.2 |last2=Critchfield |first2=C. |ref=harv |bibcode=1938PhRv...54Q.862B}}</ref><ref name="Bethe2">{{Cite journal |last=Bethe |first=H. |title=Energy Production in Stars |journal=Physical Review |volume=55 |issue=1 |pages=434–456 |date=1939 |doi=10.1103/PhysRev.55.434 |ref=harv |bibcode=1939PhRv...55..434B |url=http://pdfs.semanticscholar.org/5225/bfd09f4695d20924102f06a3ea63a301ffe1.pdf |access-date=2020-05-07 |archive-date=2020-04-12 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200412144445/http://pdfs.semanticscholar.org/5225/bfd09f4695d20924102f06a3ea63a301ffe1.pdf |dead-url=yes }}</ref> În 1957, a fost publicată o lucrare colectivă intitulată „Sinteza elementelor în stele” (autori: [[Margaret Burbidge]], [[Geoffrey Burbidge]], [[William Fowler]] și [[Fred Hoyle]]), care a demonstrat convingător că majoritatea elementelor din [[Univers]] au fost formate în procese de fuziune în stele, unele precum Soarele.<ref>
{{Cite journal |first=E.M. |last=Burbidge |first2=G.R. |last2=Burbidge |first3=W.A. |last3=Fowler |first4=F. |last4=Hoyle |title=Synthesis of the Elements in Stars |journal=Reviews of Modern Physics |volume=29 |issue=4 |pages=547–650 |date=1957 |doi=10.1103/RevModPhys.29.547 |bibcode=1957RvMP...29..547B |ref=harv|url=https://authors.library.caltech.edu/45747/1/BURrmp57.pdf }}</ref>

===Misiunile spațiului solar ===
[[File:Sunspots and Solar Flares.jpg|thumb|Lumina solară care a generat o mare furtună geomagnetică, 13 martie 2012, ora 18.29 UTC]]
[[File:Massive X-Class Flare Released on June 6 (full disk) - Flickr - NASA Goddard Photo and Video.jpg|thumb|left|Flacără din clasa X1.1 în partea inferioară dreapta a Soarelui, pe 6 iulie 2012, atingând un vârf la 19:08. ]]
Primii sateliți destinați observării Soarelui au fost sondele americane ale [[Programul Pioneer|Programului Pioneer]]: Pioneer 6, 7, 8 și 9 care au fost lansate între 1959 și 1968. Aceste sonde au orbitat Soarele de la o distanță similară cu cea a Pământului și au făcut primele măsurători detaliate ale vântului solar și ale câmpului magnetic solar. Pioneer 9 a funcționat o perioadă deosebit de lungă, transmitând date până în mai 1983.<ref>{{cite web |last=Wade |first=M. |title=Pioneer 6-7-8-9-E |url=http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm |date=2008 |publisher=[Encyclopedia Astronautica |accessdate=22 March 2006  |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060422075141/http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm |archivedate=22 April 2006 }}</ref><ref>{{cite web |title=Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9 |url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?MCode=Pioneer_09 |publisher=[[NASA]] |accessdate=30 October 2010 |quote=NASA maintained contact with Pioneer 9 until May 1983 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20120402205810/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?MCode=Pioneer_09 |archivedate=2 April 2012 }}</ref> În anii ’70, două nave spațiale Helios și ''Apollo Telescope Mount'' a lui Skylab au furnizat oamenilor de știință date semnificative noi despre [[vânt solar|vântul solar]] și coroana solară. Sondele Helios 1 și 2, care au fost rodul cooperării americano-germane, au studiat vântul solar de pe orbita al cărui periheion se încadra pe orbita lui [[Planeta Mercur|Mercur]].<ref name=Burlaga2001/> Stația spațială Skylab, lansată de NASA în 1973, a inclus un modul de observare solar numit Apollo Telescope Mount care a fost operat de astronauți rezidenți în stație.<ref name=Dwivedi2006/> Skylab a oferit informații despre stratul de tranziție al atmosferei solare și a înregistrat emisiile ultraviolete din coroana solară.<ref name=Dwivedi2006/> Printre descoperiri s-au inclus primele observații ale ejectărilor de masă coronală și ale găurilor coronale, care sunt cunoscute în prezent ca fiind strâns legate de vântul solar.<ref name=Burlaga2001>{{Cite journal |last=Burlaga |first=L.F. |title=Magnetic Fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results |date=2001 |journal=Planetary and Space Science |volume=49 |issue=14–15 |pages=1619–1627 |doi=10.1016/S0032-0633(01)00098-8 |ref=harv |bibcode=2001P&SS...49.1619B |url=https://zenodo.org/record/1259695}}</ref>
[[File:PIA22197-SunFormsQuestionMark-20171222.jpg|thumb|left|Gaura coronală pe Soare formează [[semnul întrebării]] (22 decembrie 2017)]]

În 1980, NASA a lansat misiunea Solar Maximum. Acest satelit a fost proiectat pentru a observa raze gamma, raze X și raze UV în [[Erupție solară|erupțiile solare]] din timpul activității solare ridicate. La doar câteva luni de la începutul misiunii, o eroare a electronicelor a determinat satelitul să intre în regim de așteptare și nu a funcționat în următorii trei ani. În 1984, naveta ''[[Naveta spațială Challenger|Challenger]]'' a interceptat satelitul și l-a reparat, după care satelitul a revenit pe orbita Pământului. Solar Maximum Mission a finalizat aproximativ 240.000 de fotografii ale coroanei înainte de a intra în atmosfera Terrei în iunie 1989.<ref>
{{cite web |last=Burkepile |first=C.J. |title=Solar Maximum Mission Overview |url=http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html |date=1998 |accessdate=22 March 2006 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060405183758/http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html |archivedate=5 April 2006}}</ref>

Lansat în 1991, satelitul japonez Yohkoh („Rază de soare”) a observat sclipiri solare la lungimile de undă ale razelor X. Datele misiunii au permis oamenilor de știință să identifice mai multe tipuri diferite de sclipiri și să demonstreze că coroana este mult mai dinamică decât se credea anterior. Yohkoh a observat un întreg ciclu solar, dar a intrat în regim de așteptare când o eclipsă inelară din 2001 l-a determinat să piardă controlul asupra poziției Soarelui. Satelitul a fost distrus prin reintrarea în atmosferă în 2005. <ref>{{cite press |title=Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere |url=http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html |publisher=Japan Aerospace Exploration Agency |date=2005 |accessdate=22 March 2006 |archive-date=2013-08-10 |archive-url=https://web.archive.org/web/20130810150641/http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html |dead-url=yes }}</ref>

Una dintre cele mai importante misiuni solare până în prezent a fost [[SOHO (sondă spațială)|Observatorul Solar și Heliosferic]], construit în comun de [[Agenția Spațială Europeană]] și [[NASA]] și lansat la 2 decembrie 1995.<ref name=Dwivedi2006/> Planificat inițial să îndeplinească o misiune de doi ani, aceasta a fost extinsă până în 2012<ref name=sohoext>{{cite web |date=7 October 2009 |url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=45685 |title=Mission extensions approved for science missions |website=ESA Science and Technology |accessdate=16 February 2010}}</ref> și apoi până în 2016. Sonda a fost plasată în [[Punct Lagrange|Punctul Lagrange]] L1 între Pământ și Soare și a monitorizat constant Soarele la mai multe lungimi de undă.<ref name=Dwivedi2006/> Pe lângă observarea directă a Soarelui, a dus și la descoperirea a unui număr mare de [[comete]], în principal comete mici care au fost distruse când au trecut pe lângă Soare.<ref>
{{cite web |title=Sungrazing Comets |url=http://sungrazer.nrl.navy.mil/ |publisher=Large Angle and Spectrometric Coronagraph|accessdate=19 March 2009}}</ref> Observatorul SOHO s-a dovedit a fi atât de util încât în februarie 2010 [[Observatorul Dinamicii Solare]] (SDO) a fost trimis să continue misiunea.<ref name=sdolaunch>{{cite web |date=11 February 2010 |url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2010/feb/HQ_10-040_SDO_launch.html |title=NASA Successfully Launches a New Eye on the Sun |website=NASA Press Release Archives |accessdate=16 February 2010}}</ref> 
[[File:Giant prominence on the sun erupted.jpg|thumb|400px|O proeminență solară erupe în august 2012, capturată de SDO]]

Toate aceste sonde au observat Soarele din planul ecliptic, care permite observații detaliate doar în regiunea ecuatorială. Sonda spațială ''[[Ulysses (sondă spațială)|Ulysses]]'' a fost lansată în 1990 pentru a studia regiunile polare ale Soarelui. Mai întâi a călătorit la Jupiter, astfel încât asistența gravitațională a planetei să-i permită ieșirea cu mult deasupra planului eclipticii. În mod neașteptat, sonda a fost la locul și timpul potrivit pentru a observa coliziunea [[Cometa Shoemaker-Levy 9|Cometei Shoemaker-Levy 9]] cu [[Planeta Jupiter|Jupiter]] în 1994. Când ''Ulysses'' se afla pe orbita planificată, a început să observe vântul solar și forța câmpului magnetic la latitudini heliografice mari, descoperind că vântul solar din latitudini înalte călătorește cu aproximativ 750 km/s, mai lent decât se aștepta și că undele magnetice mari emise din latitudinile heliografice mari împrăștie razele cosmice galactice.<ref>
{{cite web |author=[[Jet Propulsion Laboratory|JPL]]/California Institute of Technology |title=Ulysses: Primary Mission Results |url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html |publisher=NASA |date=2005 |accessdate=22 March 2006 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060106150819/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/mission_primary.html |archivedate=6 January 2006 |df=}}</ref>

Conținutul de elemente din fotosferă este bine cunoscut datorită studiilor spectroscopice, dar compoziția din interiorul Soarelui este cunoscută mult mai puțin. O misiune de retur cu mostre de vânt solar, ''Genesis'', a fost proiectată pentru a permite astronomilor să măsoare direct compoziția materialului solar.<ref>
{{Cite journal |last=Calaway |first=M.J. |title=Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1 |journal=Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B |volume=267 |issue=7 |pages=1101–1108 |date=2009 |doi=10.1016/j.nimb.2009.01.132 |last2=Stansbery |first2=Eileen K. |last3=Keller |first3=Lindsay P. |ref=harv |bibcode=2009NIMPB.267.1101C |url=https://zenodo.org/record/1259269}}</ref> ''Genesis'' s-a întors pe Pământ în 2004, dar parașuta sondei nu s-a deschis în timpul zborului prin atmosferă și landerul s-a prăbușit. În ciuda deteriorărilor grave, unele probe au fost recuperate din capsula spartă și sunt analizate.<ref>M.J. Calaway, Eileen K. Stansbery, Lindsay P. Keller. Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1. „Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B”. 267 (7), s. 1101, 2009. DOI: 10.1016/j.nimb.2009.01.132. Bibcode: 2009NIMPB.267.1101C.</ref>

Misiunea STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory) a fost lansată în octombrie 2006. Două sonde spațiale identice au fost lansate pe orbite, unde o sondă se află înaintea Terrei, iar cealaltă o urmărește, în spatele Terrei. Aceasta permite imagini stereoscopice ale Soarelui și fenomenelor solare, cum ar fi ejecțiile de masă din coroană. <ref name=inst>{{cite web |date=8 March 2006 |url=http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/spacecraft/index.html |title=STEREO Spacecraft & Instruments |website=NASA Missions |accessdate=30 May 2006 |archive-date=2013-05-23 |archive-url=https://web.archive.org/web/20130523040216/http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/spacecraft/index.html |dead-url=yes }}</ref><ref>{{Cite journal |title=Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI) |last=Howard |first=R.A. |last2=Moses |first2=J.D. |last3=Socker |first3=D.G. |last4=Dere |first4=K.P. |last5=Cook |first5=J.W. |journal=Advances in Space Research |volume=29 |issue=12 |pages=2017–2026 |date=2002 |ref=harv |bibcode=2008SSRv..136...67H |doi=10.1007/s11214-008-9341-4 |url=https://orbi.uliege.be/bitstream/2268/21196/1/secchi%20space%20sci%20rev.pdf}}</ref>

Sonda spațială ''[[Parker (sondă spațială)|Parker]]'' a fost lansată în 2018 și urmează să efectueze observații în interiorul coroanei solare pentru a explica mecanismele de încălzire a coroanei și accelerarea vântului solar. Se va apropia de Soare la o distanță minimă de 2,3 milioane de kilometri în 2025.<ref>{{cite news|url=https://www.space.com/three-big-missions-spotlight-the-sun.html|title=Our sun will never look the same again thanks to two solar probes and one giant telescope|author=Meghan Bartels|publisher=Space.com|accessdate=March 9, 2020}}</ref> În februarie 2020, [[ESA]] în cooperare cu [[NASA]] au lansat sonda [[Solar Orbiter]] pentru a investiga modul în care Soarele creează și controlează comportamentul heliosferei. Misiunea este planificată să dureze 7 ani. Organizația indiană de cercetare spațială a programat lansarea unui satelit de 100 kg, denumit ''Aditya-L1'' pentru sfârșitul anului 2022.<ref>{{Cite web|date=February 2, 2022|first=Chethan|last=Kumar|title=2 key Gaganyaan crew abort tests, Aditya top priority|url=https://timesofindia.indiatimes.com/india/2-key-gaganyaan-crew-abort-tests-aditya-top-priority/articleshow/89305880.cms|access-date=2022-02-02|website=The Times of India|language=en}}</ref> Principalul instrument va fi un coronagraf pentru studierea dinamicii coroanei solare.<ref>{{cite web |url=https://www.firstpost.com/tech/science/aditya-l-1-after-chandrayaan-2-isro-to-pursue-indias-first-mission-to-the-sun-in-2020-7053851.html |title=Aditya L-1: After Chandrayaan 2, ISRO to pursue India's first mission to the Sun in 2020}}</ref>

==Observații și efecte==
[[Fișier:STS-134 EVA4 view to the Russian Orbital Segment.jpg|thumb|right|Soarele, văzut de pe [[orbita joasă a Pământului]], cu vedere la Stația Spațială Internațională. Această lumină solară nu este filtrată de atmosfera inferioară, care blochează o mare parte a spectrului solar.]]
Lumina Soarelui poate provoca durere atunci când o privești cu ochiul liber; dacă se face pentru o perioadă scurtă de timp și cu ochii pe jumătate închiși, nu este periculos pentru ochii normali.<ref>
{{Cite journal |first=T.J. |last=White |first2=M.A. |last2=Mainster |first3=P.W. |last3=Wilson |first4=J.H. |last4=Tips |title=Chorioretinal temperature increases from solar observation |journal=Bulletin of Mathematical Biophysics |volume=33 |issue=1 |pages=1–17 |date=1971 |doi=10.1007/BF02476660 |ref=harv}}</ref><ref>
{{Cite journal |first=M.O.M. |last=Tso |first2=F.G. |last2=La Piana |title=The Human Fovea After Sungazing |journal=Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology |date=1975 |volume=79 |pages=OP788–95 |pmid=1209815 |issue=6 |ref=harv}}</ref> Privirea directă a Soarelui provoacă orbire parțială temporară. În timpul acestei acțiuni, aproximativ 4&nbsp;miliwati de lumină lovesc retina, încălzind-o ușor, ceea ce poate provoca deteriorarea ochilor.<ref>
{{Cite journal |last=Hope-Ross |first=M.W. |title=Ultrastructural findings in solar retinopathy |journal=Eye |volume=7 |issue=4 |date=1993 |doi=10.1038/eye.1993.7 |pmid=8325420 |last2=Mahon |first2=GJ |last3=Gardiner |first3=TA |last4=Archer |first4=DB |ref=harv |pages=29–33}}</ref><ref>
{{Cite journal |title=Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD |last=Schatz |first=H. |last2=Mendelblatt |first2=F. |journal=British Journal of Ophthalmology |volume=57 |issue=4 |date=1973 |doi=10.1136/bjo.57.4.270 |pmid=4707624 |ref=harv |pmc=1214879 |pages=270–273}}</ref> Expunerea la ultraviolete determină îngălbenirea treptată a lentilelor oculare de-a lungul anilor și contribuie la formarea [[cataractă|cataractei]], dar aceasta depinde de expunerea generală la radiațiile solare UV și nu dacă privim direct la Soare.<ref>
{{cite web |last=Chou |first=B.R. |title=Eye Safety During Solar Eclipses |url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhelp/safety2.html |date=2005}} "''While environmental exposure to UV radiation is known to contribute to the accelerated aging of the outer layers of the eye and the development of cataracts, the concern over improper viewing of the Sun during an eclipse is for the development of "eclipse blindness" or retinal burns.''"</ref> Vizionarea de lungă durată a Soarelui direct cu ochiul liber poate provoca leziuni provocate de radiații solare la nivelul retinei după aproximativ 100 de secunde, în special în condițiile în care lumina UV de la Soare este intensă și bine focalizată.<ref>
{{Cite journal |first=W.T. Jr. |last=Ham |first2=H.A. |last2=Mueller |first3=D.H. |last3=Sliney |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |title=Retinal sensitivity to damage from short wavelength light |volume=260 |issue=5547 |pages=153–155 |date=1976 |doi=10.1038/260153a0 |pmid=815821 |ref=harv |bibcode=1976Natur.260..153H}}</ref><ref>
{{Cite book |first=W.T. Jr. |last=Ham |first2=H.A. |last2=Mueller |first3=J.J. Jr. |last3=Ruffolo |first4=D. III |last4=Guerry |chapter=Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear |title=The Effects of Constant Light on Visual Processes |editor=Williams, T.P. |editor2=Baker, B.N. |publisher=Plenum Press |pages=319–346 |date=1980 |isbn=978-0-306-40328-6}}</ref> Efectele sunt mai puternice dacă soarele este aproape de zenit sau observat la altitudini mari; de asemenea, ochii tineri și implanturile de lentile (în special din generațiile mai vechi) nu filtrează lumina ultravioletă la fel de eficient ca ochii îmbătrâniți în mod natural.
[[Fișier:2006-06-23 14-47-59 Seychelles - De Quincey Village.jpg|thumb|left|Raze solare]]

Vizualizarea Soarelui prin instrumente optice care concentrează lumina, cum ar fi [[binoclu]]l fără un filtru adecvat care blochează radiațiile UV și întunecă semnificativ lumina Soarelui, poate duce la deteriorarea permanentă a retinei.<ref>J.C.D. Marsh. Observing the Sun in Safety. „Journal of the British Astronomical Association”. 92 (6), s. 257, 1982. Bibcode: 1982JBAA...92..257</ref> Pentru observație, utilizați filtre special concepute. Unele filtre improvizate care permit trecerea razelor ultraviolete sau infraroșii pot deteriora ochiul la niveluri de luminozitate ridicate.<ref>
{{Cite book |first=T. |last=Kardos |title=Earth science |url=https://books.google.com/?id=xI6EDV_PRr4C&pg=PT102 |page=87 |publisher=J.W. Walch |date=2003 |isbn=978-0-8251-4500-1}}</ref> Binoclul fără filtre poate furniza energie de sute de ori mai mult decât atunci când privești direct Soarele, și poate provoca daune imediate. Chiar și o scurtă privire a Soarelui, la prânz, printr-un telescop fără filtru, poate provoca leziuni permanente ale ochilor.<ref name=Macdonald>{{cite book |last=Macdonald |first=Lee |date=2012 |title=How to Observe the Sun Safely |publisher=Springer Science + Business Media |place=New York |chapter=2. Equipment for Observing the Sun |page=17 |doi=10.1007/978-1-4614-3825-0_2 |quote=NEVER LOOK DIRECTLY AT THE SUN THROUGH ANY FORM OF OPTICAL EQUIPMENT, EVEN FOR AN INSTANT. A brief glimpse of the Sun through a telescope is enough to cause permanent eye damage, or even blindness. Even looking at the Sun with the naked eye for more than a second or two is not safe. Do not assume that it is safe to look at the Sun through a filter, no matter how dark the filter appears to be. |series=Patrick Moore's Practical Astronomy Series |isbn=978-1-4614-3824-3}}</ref>
[[Fișier:Dülmen, Hausdülmen, Sonnenaufgang -- 2015 -- 4952.jpg|thumb|right|Răsărit]]
[[Fișier:SunsetFrance2008.JPG|thumb|Apus]]

[[Eclipsă de Soare|Eclipsele solare]] parțiale sunt periculoase pentru observatori, pentru că pupila ochiului nu este adaptată la contrastul vizual neobișnuit de mare: pupila se dilată sau se îngustează în funcție de cantitatea totală de lumină din câmpul vizual, nu de luminozitatea celui mai strălucitor obiect. În timpul eclipselor parțiale, cea mai mare parte a luminii solare este blocată de [[Lună|Luna]] care trece în fața Soarelui, dar părțile expuse ale fotosferei au aceeași luminozitate ca în timpul unei zile normale. Atunci când cantitatea totală de lumină este redusă, pupila se extinde de la &approx;2&nbsp;mm la &approx;6&nbsp;mm, iar fiecare celulă retiniană expusă la lumina soarelui primește de până la zece ori mai multă lumină decât atunci când privește Soarele care nu este eclipsat.<ref name="Espenak">
{{cite web |last=Espenak |first=Fred |title=Eye Safety During Solar Eclipses |url=http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhelp/safety.html |publisher=NASA |date=26 April 1996}}</ref> Pericolul este insidios pentru observatorii neexperimentați și pentru copii, deoarece nu există percepția durerii: nu este imediat evident că vederea cuiva este distrusă.

În timpul răsăritului și apusului, lumina solară este atenuată, iar Soarele este uneori suficient de slab pentru a fi privit confortabil cu ochiul liber sau în siguranță cu utilizarea instrumentelor optice (cu condiția să nu existe riscul de luminozitate bruscă, de exemplu, printr-o pauză între nori).<ref name=Haber2005>{{Cite journal |last=Haber |first=Jorg |last2=Magnor |first2=Marcus |last3=Seidel |first3=Hans-Peter |title=Physically based Simulation of Twilight Phenomena |date=2005 |journal=ACM Transactions on Graphics |volume=24 |issue=4 |pages=1353–1373 |doi=10.1145/1095878.1095884 |ref=harv}}</ref> Ceața, praful din atmosferă și umiditatea ridicată contribuie la atenuarea luminii.<ref>{{Cite journal |title=Diurnal asymmetries in global radiation |first=I.G. |last=Piggin |journal=Springer |date=1972 |volume=20 |issue=1 |doi=10.1007/BF02243313 |pages=41–48 |ref=harv |bibcode=1972AMGBB..20...41P}}</ref>

La scurt timp după apusul Soarelui sau înainte de răsărit, poate apărea un [[fenomen optic]] rar, cunoscut sub denumirea de [[rază verde]]. Flashul este cauzat de lumina Soarelui care vine chiar sub orizont, fiind curbată (de obicei prin inversarea temperaturii) către observator. Lumina de lungimi de undă mai scurte (violet, albastru, verde) este curbată mai mult decât cea a lungimilor de undă mai lungi (galben, portocaliu, roșu), dar lumina violetă și albastră este mai difuză, lăsând lumină care este percepută drept verde.<ref>
{{cite web |title=The Green Flash |url=https://www.bbc.co.uk/weather/features/understanding/greenflash.shtml |publisher=BBC |accessdate=10 August 2008 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20081216135504/http://www.bbc.co.uk/weather/features/understanding/greenflash.shtml |archivedate=16 December 2008}}</ref>

Lumina ultravioletă de la Soare are proprietăți [[antiseptic]]e și poate fi folosită pentru igienizarea uneltelor și a apei. De asemenea, provoacă arsuri solare și are alte efecte biologice, cum ar fi producerea de [[vitamina D]] și [[bronzare]]a solară. Este cauza principală a [[Cancer de piele|cancerului de piele]]. Lumina ultravioletă este puternic atenuată de stratul de ozon al atmosferei Pământului, astfel încât cantitatea de UV variază foarte mult cu latitudinea și a fost parțial responsabilă pentru multe adaptări biologice, inclusiv variații ale culorii pielii umane în diferite regiuni ale Pământului.<ref>
{{Cite journal |last=Barsh |first=G.S. |title=What Controls Variation in Human Skin Color? |journal=PLoS Biology |volume=1 |issue=1 |page=e7 |date=2003 |pmid=14551921 |pmc=212702 |doi=10.1371/journal.pbio.0000027 |ref=harv}}</ref>

==Note explicative==
<small><references group="lower-alpha"/></small>

==Note==
<small>{{reflist|colwidth=30em
<ref name="Guidry">{{cite press|url=http://eagle.phys.utk.edu/guidry/astro615/lectures/lecture_ch8.pdf|title=The Sun: Life and Times on the Main Sequence|publisher=Mike Guidry|accessdate=28 March 2014|archive-date=2016-09-08|archive-url=https://web.archive.org/web/20160908190928/http://eagle.phys.utk.edu/guidry/astro615/lectures/lecture_ch8.pdf|dead-url=yes}}</ref>
<ref name="Elmegreen">{{cite press|title=On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind|publisher=Astronomy and Astrophysics|accessdate=28 March 2014}}</ref>
<ref name="UCSD_evo">{{cite press|url=http://casswww.ucsd.edu/archive/public/tutorial/StevI.html|title=Stellar Evolution I – Solar Type Stars|publisher=University of California, San Diego Center for Astrophysics & Space Sciences|accessdate=28 March 2014}}</ref>
}}</small>

== Vezi și ==
{{Coloane-listă|colwidth=30em|
* [[Helioseismologie]]
* [[Stea]]
* [[Constantă solară]]
* [[Reacție în lanț proton–proton]]
* [[Sistemul Solar]]
* [[18 Scorpii]]
* [[Pitică galbenă]]
* [[Eclipsă]]
* [[Lista celor mai strălucitoare stele]]
* [[Astronomie solară]]
* [[Halou]]
* [[Afeliu]]
* [[Periheliu]]
* [[Paradoxul Soarelui slab timpuriu]]
* [[Radiație solară]]
* [[Cronologia viitorului îndepărtat]]
}}

== Legături externe ==
{{Sister project links|Sun}}
* [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Nasa SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) satellite]
* [http://www.nso.edu/ National Solar Observatory] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20140408014721/http://www.nso.edu/ |date=2014-04-08 }}
* [http://www.astronomycast.com/astronomy/episode-30-the-sun-spots-and-all/ Astronomy Cast: The Sun]
* [http://www.boston.com/bigpicture/2008/10/the_sun.html A collection of spectacular images of the Sun from various institutions] (''[[The Boston Globe]]'')
* [http://www.acrim.com/ Satellite observations of solar luminosity] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170611210135/http://www.acrim.com/ |date=2017-06-11 }}
* [https://web.archive.org/web/20181001081332/http://www.suntrek.org/ Sun|Trek, an educational website about the Sun]
* [https://web.archive.org/web/20050518081349/http://www.solarphysics.kva.se/ The Swedish 1-meter Solar Telescope, SST]
* [http://alienworlds.glam.ac.uk/sunStructure.html An animated explanation of the structure of the Sun] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110810133537/http://alienworlds.glam.ac.uk/sunStructure.html |date=2011-08-10 }} (Universitatea din Glamorgan)
* [https://www.youtube.com/watch?v=qpMRtvFD8ek&hl=fr Animation – The Future of the Sun]
* [https://web.archive.org/web/20100315111135/https://science.nasa.gov/headlines/y2010/12mar_conveyorbelt.htm Solar Conveyor Belt Speeds Up]&nbsp;– NASA&nbsp;– imagini
* [https://www.youtube.com/watch?v=w-41gAPmUG0&feature=youtube_gdata&ab_channel=NASAGoddard NASA 5-year timelapse video of the Sun]
* [https://www.youtube.com/watch?v=6tmbeLTHC_0 Sun in Ultra High Definition] NASA 11 ianuarie 2015

{{Sistemul solar}}
{{Soarele}}
{{Stea}}
{{Portal bar|Sistemul Solar}}
{{Control de autoritate}}

[[Categorie:Soare| ]]
[[Categorie:Stele]]
[[Categorie:Stele pitice]]
[[Categorie:Stele de tip spectral GV]]
[[Categorie:Discuri circumstelare]]