شمس

لا تمتلك الشمس حدودًا محددة، لكن كثافتها تتناقص أُسّيًا مع ازدياد ارتفاعها فوق الفوتوسفير . [ ^{39 ] ولأغراض} القياس، يُعتبر نصف قطر الشمس هو المسافة من مركزها إلى حافة الفوتوسفير، أي السطح المرئي الظاهري للشمس. ^{[ 40 ]} أما استدارة الشمس فهي الفرق النسبي بين نصف قطرها عند خط استوائها،${\displaystyle R_{\textrm {eq}}}$وعند قطبها،${\displaystyle R_{\textrm {pol}}}$، والتي تسمى التسطح ، ^{[ 41 ]}

$${\displaystyle \Delta _{\odot }=(R_{\textrm {eq}}-R_{\textrm {pol}})/R_{\textrm {pol}}.}$$

يصعب قياس هذه القيمة. فالتشوه الجوي يعني ضرورة إجراء القياس عبر الأقمار الصناعية؛ ونظرًا لصغر القيمة، يلزم استخدام تقنية بالغة الدقة. ^{[ 42 ]}

كان يُعتقد سابقًا أن تفلطح عطارد كافٍ لتفسير ترنح نقطة الحضيض، لكن آينشتاين اقترح أن النسبية العامة يمكنها تفسير هذا الترنح باستخدام نموذج كروي للشمس. ^{[ 42 ]} وعندما توفرت قياسات عالية الدقة للتفلطح عبر مرصد ديناميكا الشمس ^{[ 43 ]} وقمر بيكارد الصناعي [ ^{41 ] ،} كانت القيمة المقاسة أصغر من المتوقع. ^{[ 42 ]}8.2 × 10⁻⁶ ، أو 8 أجزاء في المليون. وقد أثبتت هذه القياسات أن الشمس هي أقرب جسم طبيعي إلى شكل كروي مثالي تم رصده على الإطلاق. ^{[ 44 ]} وتبقى قيمة التفلطح ثابتة بغض النظر عن تغيرات الإشعاع الشمسي. ^{[ 41 ] أما} تأثير المد والجزر للكواكب فهو ضعيف ولا يؤثر بشكل ملحوظ على شكل الشمس. ^{[ 45 ]}

تدور الشمس بسرعة أكبر عند خط استوائها مقارنةً بقطبيها . وينتج هذا الدوران التفاضلي عن الحركة الحرارية الناتجة عن انتقال الحرارة، وقوة كوريوليس الناتجة عن دوران الشمس. في إطار مرجعي تحدده النجوم، تبلغ فترة الدوران حوالي 25.6 يومًا عند خط الاستواء و33.5 يومًا عند القطبين. عند النظر إليها من الأرض أثناء دورانها حول الشمس، تبدو فترة الدوران الظاهرية للشمس عند خط استوائها حوالي 28 يومًا. ^{[ 46 ]} أما عند النظر إليها من نقطة فوق قطبها الشمالي، فتدور الشمس عكس اتجاه عقارب الساعة حول محور دورانها. ^{[ ج ] [ 47 ]}

تشير دراسة استقصائية لنظائر الشمس إلى أن الشمس في بداياتها كانت تدور بسرعة تصل إلى عشرة أضعاف سرعتها اليوم. وهذا من شأنه أن يجعل سطحها أكثر نشاطًا، مع انبعاث كميات أكبر من الأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية. وكانت البقع الشمسية ستغطيها.من ٥٪ إلى ٣٠٪ من السطح. ^{[ ٤٨ ]} تباطأ معدل الدوران تدريجيًا بفعل الكبح المغناطيسي ، نتيجة تفاعل المجال المغناطيسي للشمس مع الرياح الشمسية المتدفقة . ^{[ ٤٩ ]} لا تزال بقايا هذا الدوران البدائي السريع موجودة في لب الشمس، الذي يدور بمعدل مرة واحدة أسبوعيًا؛ أي أربعة أضعاف متوسط ​​معدل دوران السطح. ^{[ ٥٠ ] [ ٥١ ]}

تتكون الشمس بشكل رئيسي من عنصري الهيدروجين والهيليوم . في هذه المرحلة من عمر الشمس، يشكلان 74.9% و23.8% على التوالي من كتلة الشمس في الغلاف الضوئي. ^{[ 52 ]} أما العناصر الأثقل، والتي تُسمى المعادن في علم الفلك، فتشكل أقل من 2% من الكتلة، ويُعد الأكسجين (حوالي 1% من كتلة الشمس)، والكربون (0.3%)، والنيون (0.2%)، والحديد (0.2%) أكثرها وفرة. ^{[ 53 ]}

ورثت الشمس تركيبتها الكيميائية الأصلية من الوسط بين النجوم الذي تشكلت منه. في الأصل، كانت تتكون من حوالي 71.1% هيدروجين، و27.4% هيليوم، و1.5% عناصر أثقل. ^{[ 52 ]} وقد نتج الهيدروجين ومعظم الهيليوم في الشمس عن عملية التخليق النووي للانفجار العظيم في أول 20 دقيقة من عمر الكون، بينما نتجت العناصر الأثقل عن أجيال سابقة من النجوم قبل تشكل الشمس، وانتشرت في الوسط بين النجوم خلال المراحل الأخيرة من حياة النجوم وعن طريق أحداث مثل المستعرات العظمى . ^{[ 54 ]}

منذ نشأة الشمس، تمثلت عملية الاندماج النووي الرئيسية في دمج الهيدروجين لتكوين الهيليوم. وعلى مدى 4.6  مليار سنة الماضية، تغيرت كمية الهيليوم وموقعه داخل الشمس تدريجيًا. فقد زادت نسبة الهيليوم في اللب من حوالي 24% إلى حوالي 60% نتيجةً للاندماج، كما استقر بعض الهيليوم والعناصر الثقيلة من الغلاف الضوئي باتجاه مركز الشمس بفعل الجاذبية . أما نسب العناصر الأثقل فبقيت ثابتة. تنتقل الحرارة من لب الشمس إلى الخارج عن طريق الإشعاع وليس الحمل الحراري (انظر منطقة الإشعاع أدناه)، لذا فإن نواتج الاندماج لا تُرفع إلى الخارج بفعل الحرارة؛ بل تبقى في اللب، ^{[ 55 ]} وبدأ يتشكل تدريجيًا لب داخلي من الهيليوم لا يمكن دمجه لأن لب الشمس حاليًا ليس ساخنًا أو كثيفًا بما يكفي لدمج الهيليوم. في الغلاف الضوئي الحالي، انخفضت نسبة الهيليوم، ولم تتجاوز نسبة المعادن 84% مما كانت عليه في المرحلة النجمية الأولية (قبل بدء الاندماج النووي في النواة). في المستقبل، سيستمر تراكم الهيليوم في النواة، وفي غضون حوالي 5  مليارات سنة، سيؤدي هذا التراكم التدريجي في النهاية إلى خروج الشمس من التسلسل الرئيسي وتحولها إلى عملاق أحمر . ^{[ 56 ]}

يُعتبر التركيب الكيميائي للغلاف الضوئي عادةً ممثلاً لتركيب النظام الشمسي البدائي. ^{[ 57 ]} وعادةً ما تُقاس وفرة العناصر الثقيلة الشمسية المذكورة أعلاه باستخدام مطيافية الغلاف الضوئي للشمس، وكذلك بقياس وفرتها في النيازك التي لم تُسخّن قط إلى درجات حرارة الانصهار. ويُعتقد أن هذه النيازك تحتفظ بتركيب الشمس الأولية، وبالتالي لا تتأثر بترسب العناصر الثقيلة. وتتفق الطريقتان عمومًا بشكل جيد. ^{[ 58 ]}

يمتد لب الشمس من المركز إلى حوالي 20-25% من نصف قطرها. ^{[ 59 ]} وتبلغ كثافته ما يصل إلىتبلغ كثافة الغلاف الجوي 150  غ/سم³ ^{[ 60 ] [ 61 ] (} أي ما يعادل 150 ضعف كثافة الماء السائل تقريبًا)، ودرجة حرارته تقارب 15.7  مليون كلفن (K). ^{[ 61 ]} في المقابل، تبلغ درجة حرارة سطح الشمس حوالي٥٨٠٠  كلفن . تشير التحليلات الحديثة لبيانات مهمة سوهو إلى أن النواة تدور بسرعة أكبر من المنطقة الإشعاعية المحيطة بها. ^{[ ٥٩ ]} على مدار معظم عمر الشمس، تم إنتاج الطاقة عن طريق الاندماج النووي في منطقة النواة من خلال سلسلة تفاعلات البروتون-بروتون ؛ حيث تحول هذه العملية الهيدروجين إلى هيليوم. ^{[ ٦٢ ]} حاليًا، يأتي ٠.٨٪ من الطاقة المتولدة في الشمس من سلسلة أخرى من تفاعلات الاندماج تُسمى دورة CNO ؛ ومن المتوقع أن تزداد النسبة الناتجة عن دورة CNO مع تقدم عمر الشمس وزيادة إضاءتها. ^{[ ٦٣ ] [ ٦٤ ]}

يُعدّ لبّ الشمس المنطقة الوحيدة التي تُنتج كميةً ملحوظةً من الطاقة الحرارية عبر الاندماج النووي؛ إذ يُولّد 99% من طاقة الشمس في الجزء الداخلي منها، الذي يُمثّل 24% من نصف قطرها، بينما يكاد ينعدم الاندماج النووي خارج هذا الجزء. أما باقي أجزاء الشمس، فتُسخّن بهذه الطاقة أثناء انتقالها إلى الخارج عبر طبقات متتالية، وصولًا إلى الغلاف الضوئي الشمسي حيث تتسرب إلى الفضاء عبر الإشعاع (الفوتونات) أو الحمل الحراري (الجسيمات الضخمة). ^{[ 32 ] [ 65 ]}

تحدث سلسلة البروتون-بروتون حول9.2 × 10 ³⁷ مرة في كل ثانية في قلب المفاعل، ما يحول حوالي 3.7 × 10³⁸ بروتونًا تتحول إلى جسيمات ألفا (نوى الهيليوم) كل ثانية (من إجمالي ~8.9 × 10⁵⁶ بروتون ^حر في الشمس)، أو حوالي6.2 × 10¹¹ كجم/ث  . ومع ذلك، يستغرق كل بروتون (في المتوسط) حوالي 9 مليارات سنة للاندماج مع بروتون آخر باستخدام سلسلة PP. ^{[ 32 ] يؤدي} دمج أربعة بروتونات حرة (نوى هيدروجين) في جسيم ألفا واحد (نواة هيليوم) إلى إطلاق حوالي 0.7% من الكتلة المندمجة كطاقة، ^{[ 66 ]} لذا فإن الشمس تطلق الطاقة بمعدل تحويل الكتلة إلى طاقة يبلغ 4.26  مليار كجم/ث (والذي يتطلب 600 مليار كجم من الهيدروجين ^{[ 67 ]} )، أي ما يعادل 384.6 يوتاواط ( 3.846 × 10²⁶ ^واط  ) ، ^{[ 5 ]} أو 9.192 × 10^عشرة ميغا طن من مادة تي إن تي في الثانية. يعود إنتاج الطاقة الهائل للشمس بشكل رئيسي إلى الحجم الهائل وكثافة نواتها (مقارنةً بالأرض والأجسام الموجودة عليها)، حيث لا يُنتج سوى كمية ضئيلة نسبيًا من الطاقة لكل متر مكعب . تشير النماذج النظرية لباطن الشمس إلى كثافة طاقة قصوى، أو إنتاج طاقة، تبلغ حوالي 276.5 واط لكل متر مكعب في مركز النواة، ^{[ 68 ]} وهو ما يعادل تقريبًا، وفقًا لكارل كروزيلنيكي ، كثافة الطاقة داخل كومة سماد . ^{[ 69 ]} 

معدل الاندماج في قلب المفاعل في حالة توازن مستقر: فزيادة طفيفة في معدل الاندماج ستؤدي إلى ارتفاع درجة حرارة القلب وتمدده قليلاً في مواجهة وزن الطبقات الخارجية، مما يقلل الكثافة وبالتالي معدل الاندماج ويصحح الاضطراب ؛ أما انخفاض طفيف في معدل الاندماج فسيؤدي إلى تبريد القلب وانكماشه قليلاً، مما يزيد الكثافة ومعدل الاندماج، ثم يعيده إلى معدله الحالي. ^{[ 70 ]}

تُعدّ المنطقة الإشعاعية أسمك طبقات الشمس، وتبدأ فوق النواة عند حوالي 0.25 من نصف قطر الشمس، وتمتد إلى حوالي 0.7 من نصف قطر الشمس . سُمّيت هذه المنطقة بهذا الاسم لأن الإشعاع الحراري هو الوسيلة الأساسية لانتقال الطاقة فيها: إذ تتشتت الفوتونات من الغاز الكثيف بكثرة، ما يجعلها تستغرق مليون سنة لعبور هذه المنطقة. ^{[ 71 ]} تنخفض درجة الحرارة من حوالي 7  ملايين إلى 2  مليون كلفن مع ازدياد المسافة من النواة. ^{[ 61 ]} هذا التدرج الحراري أقل من قيمة معدل التدرج الحراري الأديباتي ، وبالتالي لا يُمكنه إحداث تيارات الحمل الحراري، وهو ما يُفسّر سبب انتقال الطاقة عبر هذه المنطقة عن طريق الإشعاع بدلاً من الحمل الحراري. ^{[ 61 ]} تنخفض الكثافة مئة ضعف (من 20,000  كجم/م³ ^إلى 200  كجم/م³ ⁾ بين 0.25 من نصف قطر الشمس و0.7 من نصف قطرها، أي قمة المنطقة الإشعاعية. ^{[ 71 ]}

يفصل بين منطقة الإشعاع ومنطقة الحمل الحراري طبقة انتقالية تُسمى التاكوكلين. في هذه المنطقة، ينتج عن التغير الحاد في النظام بين الدوران المنتظم لمنطقة الإشعاع والدوران التفاضلي لمنطقة الحمل الحراري قصٌّ كبير بينهما، وهي حالة تنزلق فيها الطبقات الأفقية المتتالية فوق بعضها البعض. ^{[ 72 ]} يُفترض حاليًا أن دينامو مغناطيسيًا، أو دينامو شمسيًا ، داخل هذه الطبقة يُولّد المجال المغناطيسي للشمس . ^{[ 61 ]}

تمتد منطقة الحمل الحراري للشمس من 0.7 من نصف قطرها الشمسي (500,000  كيلومتر) إلى قرب سطحها. في هذه الطبقة، لا تكون بلازما الشمس كثيفة أو ساخنة بما يكفي لنقل الطاقة الحرارية من باطنها إلى الخارج عبر الإشعاع. بدلاً من ذلك، تكون كثافة البلازما منخفضة بما يكفي لتسمح بتكوّن تيارات الحمل الحراري ونقل طاقة الشمس نحو سطحها. تكتسب المادة المسخنة عند منطقة التاكوكلين الحرارة وتتمدد، مما يقلل كثافتها ويسمح لها بالصعود. ونتيجة لذلك، تتطور حركة منتظمة للكتلة إلى خلايا حرارية تحمل معظم الحرارة إلى الخارج نحو الغلاف الضوئي للشمس. بمجرد أن تبرد المادة بالانتشار والإشعاع أسفل سطح الغلاف الضوئي مباشرة، تزداد كثافتها، وتغوص إلى قاعدة منطقة الحمل الحراري، حيث تكتسب الحرارة مرة أخرى من أعلى منطقة الإشعاع، وتستمر دورة الحمل الحراري. في طبقة الفوتوسفير، انخفضت درجة الحرارة بمقدار 350 ضعفًا لتصل إلى 5700 كلفن (9800 درجة فهرنهايت) ، وانخفضت الكثافة إلى 0.2 جم/م³ ^فقط (حوالي 1/10000 من كثافة الهواء عند مستوى سطح البحر، و1/1 مليون من كثافة الطبقة الداخلية لمنطقة الحمل الحراري). ^{[ 61 ]}   

تُشكّل الأعمدة الحرارية لمنطقة الحمل الحراري بصمةً على سطح الشمس، مما يُضفي عليها مظهرًا حبيبيًا يُعرف باسم التحبب الشمسي على أصغر نطاق، والتحبب الفائق على نطاقات أكبر. ويُحافظ الحمل الحراري المضطرب في هذا الجزء الخارجي من باطن الشمس على نشاط دينامو "صغير النطاق" فوق حجم سطح الشمس القريب. ^{[ 61 ]} وتُعدّ الأعمدة الحرارية للشمس خلايا بينارد ، وتتخذ شكل موشورات سداسية تقريبًا. ^{[ 73 ]}

الغلاف الجوي الشمسي هو المنطقة التي تمتد من أعلى منطقة الحمل الحراري إلى الحدود الداخلية للغلاف الشمسي . يُقسّم عادةً إلى ثلاث طبقات رئيسية: الفوتوسفير، والكروموسفير ، والإكليل الشمسي . ^{[ 74 ]} يفصل الكروموسفير والإكليل الشمسي منطقة انتقالية رقيقة تُعتبر في كثير من الأحيان طبقةً إضافيةً متميزة. ^{[ 75 ] : 173-174} تعتبر بعض المصادر الغلاف الشمسي هو الغلاف الجوي الشمسي الخارجي أو الممتد . ^{[ 76 ] [ 77 ]}

الغلاف الضوئي

السطح المرئي للشمس، أو ما يُعرف بالغلاف الضوئي، هو الطبقة التي تصبح الشمس تحتها معتمة للضوء المرئي. ^{[ 78 ]} تتسرب الفوتونات المُنتجة في هذه الطبقة من الشمس عبر الغلاف الجوي الشمسي الشفاف فوقها، وتتحول إلى إشعاع شمسي، أي ضوء الشمس. ويعود تغير العتامة إلى انخفاض كمية أيونات الهيدروجين السالبة ⁽ H⁻ ) ، التي تمتص الضوء المرئي بسهولة. ^{[ 78 ]} في المقابل، ينتج الضوء المرئي الذي نراه عندما تتفاعل الإلكترونات مع ذرات الهيدروجين لتكوين أيونات الهيدروجين السالبة (H⁻ ⁾ . ^{[ 79 ] [ 80 ]}

يبلغ سمك الغلاف الضوئي عشرات إلى مئات الكيلومترات، وهو أقل عتامة بقليل من الهواء على الأرض. ولأن الجزء العلوي من الغلاف الضوئي أبرد من الجزء السفلي، تظهر صورة الشمس أكثر سطوعًا في المركز منها على حافة قرص الشمس، في ظاهرة تُعرف باسم تعتيم الحافة . ^{​​[ 78 ]} يتكون طيف ضوء الشمس تقريبًا من طيف جسم أسود يشع عند 5772 كلفن (9930 درجة فهرنهايت) ، ^{[ 12 ]} ويتخلله خطوط امتصاص ذرية من الطبقات الرقيقة فوق الغلاف الضوئي. تبلغ كثافة الجسيمات في الغلاف الضوئي حوالي 10²³ ^م⁻³ ( حوالي 0.37% من عدد الجسيمات لكل وحدة حجم من ^الغلاف الجوي للأرض عند مستوى سطح البحر). الغلاف الضوئي ليس متأينًا بالكامل - إذ تبلغ نسبة التأين حوالي 3%، مما يترك معظم الهيدروجين في شكل ذري. ^{[ 81 ]}   

أبرد طبقة في الشمس هي منطقة ذات درجة حرارة دنيا تمتد إلى حواليعلى ارتفاع 500  كيلومتر فوق الغلاف الضوئي، وتبلغ درجة حرارته حوالي4100  كلفن . ^{[ 78 ]} هذا الجزء من الشمس بارد بما يكفي للسماح بوجود جزيئات بسيطة مثل أول أكسيد الكربون والماء. ^{[ 82 ]}

الغلاف اللوني

فوق طبقة الحد الأدنى لدرجة الحرارة، توجد طبقة بسمك حوالي 2000 كيلومتر، تهيمن عليها مجموعة من خطوط الانبعاث والامتصاص. ^{[ 78 ]} تُسمى هذه الطبقة بالغلاف اللوني ، نسبةً إلى الكلمة اليونانية " chroma" التي تعني اللون، وذلك لأنها تظهر على شكل وميض ملون في بداية ونهاية كسوف الشمس الكلي. ^{[ 71 ]} ترتفع درجة حرارة الغلاف اللوني تدريجيًا مع الارتفاع، لتصل إلى حوالي 20000 كلفن قرب قمته. ^{[ 78 ]} في الجزء العلوي من الغلاف اللوني، يتأين الهيليوم جزئيًا . ^{[ 83 ]}

يفصل بين الغلاف اللوني والهالة الشمسية التي تعلوه طبقة رقيقة (حواليمنطقة انتقالية (200  كم ) حيث ترتفع درجة الحرارة بسرعة من حواليتتراوح درجة الحرارة في الطبقة العليا من الغلاف اللوني بين 20000  كلفن ، بينما تقترب درجات الحرارة في الإكليل الشمسي من 20000 كلفن.مليون  كلفن . ^{[ 84 ]} يُعزى ارتفاع درجة الحرارة إلى التأين الكامل للهيليوم في المنطقة الانتقالية، مما يقلل بشكل كبير من التبريد الإشعاعي للبلازما. ^{[ 83 ]} لا تقع المنطقة الانتقالية على ارتفاع محدد، بل تُشكل هالة حول معالم الغلاف اللوني مثل الشويكات والخيوط ، وهي في حركة فوضوية مستمرة. ^{[ 71 ]} لا يمكن رؤية المنطقة الانتقالية بسهولة من سطح الأرض، ولكن يمكن رصدها بسهولة من الفضاء بواسطة أجهزة حساسة للأشعة فوق البنفسجية الشديدة . ^{[ 85 ]}

كورونا

الهالة الشمسية هي الطبقة التالية من طبقات الشمس. تتميز الهالة الشمسية المنخفضة، القريبة من سطح الشمس، بكثافة جسيمات تتراوح بين 10¹⁵ ^{و10¹⁶ جسيم}  / ^م³ . [ ^{83 ] [ د ] يبلغ} متوسط ​​درجة حرارة الهالة الشمسية والرياح الشمسية حوالي 1,000,000 إلى ^2,000,000 كلفن؛ إلا أنها في المناطق الأكثر سخونة تصل إلى 8,000,000 إلى 20,000,000 كلفن. ^{[ 84 ]} على الرغم من عدم وجود نظرية كاملة حتى الآن لتفسير درجة حرارة الهالة الشمسية، إلا أنه من المعروف أن جزءًا من حرارتها على الأقل ناتج عن إعادة الاتصال المغناطيسي . ^{[ 84 ] [ 86 ]}  

تقع الحدود الخارجية للهالة الشمسية عند النقطة التي تتساوى فيها سرعة الرياح الشمسية واسعة النطاق، المتزايدة شعاعيًا، مع سرعة طور موجة ألفين، المتناقصة شعاعيًا . يُحدد هذا سطحًا مغلقًا غير كروي، يُشار إليه بسطح ألفين الحرج ، حيث تكون تدفقات الهالة الشمسية دون مستوى ألفين، وفوقه فوق مستوى ألفين. ^{[ 87 ]} يختلف الارتفاع الذي يحدث عنده هذا الانتقال باختلاف المكان والنشاط الشمسي، حيث يصل إلى أدنى مستوى له قرب الحد الأدنى للنشاط الشمسي، وإلى أعلى مستوى له قرب الحد الأقصى له. في أبريل 2021، عبر مسبار باركر الشمسي هذا السطح لأول مرة على مسافات مركزية شمسية تتراوح بين 16 و20  نصف قطر شمسي . ^{[ 88 ] [ 89 ]} تشير التوقعات إلى أن مداه الكامل المحتمل يتراوح بين 8 و30 نصف قطر شمسي. ^{[ 90 ] [ 91 ] [ 92 ]} 

يُعرَّف الغلاف الشمسي بأنه المنطقة الفضائية التي تهيمن فيها الرياح الشمسية على الوسط بين النجوم. ^{[ 93 ]} لا تؤثر الاضطرابات والقوى الديناميكية في الغلاف الشمسي على شكل الهالة الشمسية داخله، لأن المعلومات لا تنتقل إلا بسرعة موجات ألفين. تنتقل الرياح الشمسية باستمرار إلى الخارج عبر الغلاف الشمسي، ^{[ 94 ] [ 95 ]} مُشكِّلةً المجال المغناطيسي الشمسي بشكل حلزوني ، ^{[ 86 ]} حتى تصطدم بالغلاف الشمسي الخارجي على بُعد أكثر من 50 وحدة فلكية (7.5 مليار كيلومتر) من الشمس. في ديسمبر 2004، مرّ مسبار فوياجر 1 عبر جبهة صدمية يُعتقد أنها جزء من الغلاف الشمسي الخارجي. ^{[ 96 ]} في أواخر عام 2012، سجلت المركبة الفضائية فوياجر 1 زيادة ملحوظة في تصادمات الأشعة الكونية وانخفاضًا حادًا في الجسيمات منخفضة الطاقة القادمة من الرياح الشمسية، مما يشير إلى أن المركبة قد عبرت الغلاف الشمسي ودخلت الوسط بين النجوم ، ^{[ 97 ]} وقد فعلت ذلك بالفعل في 25 أغسطس 2012، على بُعد حوالي 122 وحدة فلكية (18.3 مليار كيلومتر) من الشمس. ^{[ 98 ]} يمتلك الغلاف الشمسي ذيلًا شمسيًا يمتد خلفه نتيجة لحركة الشمس الخاصة عبر المجرة. ^{[ 99 ]}      

لون الشمس أبيض ، بمؤشر لوني قريب من (0.3، 0.3) وفقًا لتصنيف CIE ، عند رؤيتها من الفضاء أو عندما تكون الشمس عالية في السماء. ويبلغ إشعاع الشمس ذروته لكل طول موجي في الجزء الأخضر من الطيف عند رؤيتها من الفضاء. ^{[ 109 ] [ 110 ]} عندما تكون الشمس منخفضة جدًا في السماء، يتسبب تشتت الضوء في الغلاف الجوي في ظهورها باللون الأصفر أو الأحمر أو البرتقالي أو الأرجواني، وفي حالات نادرة حتى الأخضر أو ​​الأزرق . تتخيل بعض الثقافات الشمس باللون الأصفر، وبعضها الآخر باللون الأحمر؛ ولا تزال الأسباب الثقافية وراء ذلك محل نقاش. ^{[ 111 ]}

تُعرف ظاهرة بصرية تُسمى الوميض الأخضر ، ويمكن رؤيتها أحيانًا بعد غروب الشمس بقليل أو قبل شروقها. وينتج هذا الوميض عن انحناء ضوء الشمس أسفل الأفق مباشرةً ( عادةً بسبب انعكاس درجة الحرارة ) باتجاه الراصد. وينحني الضوء ذو الأطوال الموجية الأقصر (البنفسجي والأزرق والأخضر) أكثر من الضوء ذي الأطوال الموجية الأطول (الأصفر والبرتقالي والأحمر)، ولكن الضوء البنفسجي والأزرق يتشتت أكثر ، مما ينتج عنه ضوء يُرى باللون الأخضر. ^{[ 112 ]}

التعرض للعين

قد يُسبب سطوع الشمس ألمًا عند النظر إليها بالعين المجردة ؛ إلا أن النظر إليها لفترات قصيرة لا يُشكل خطرًا على العيون السليمة غير المتوسعة . ^{[ 113 ] [ 114 ]} يُسبب النظر المباشر إلى الشمس، المعروف باسم التحديق الشمسي ، ظهور ومضات ضوئية تُشبه الفوسفين ، وفقدانًا مؤقتًا للبصر. كما يُعرّض  الشبكية لحوالي 4 ملي واط من ضوء الشمس، مما يُؤدي إلى تسخينها بشكل طفيف، وقد يُسبب تلفًا في العيون التي لا تستجيب بشكل صحيح لهذا السطوع. ^{[ 115 ] [ 116 ]} قد يُسبب النظر المباشر إلى الشمس بالعين المجردة آفات شبيهة بحروق الشمس على الشبكية، ناتجة عن الأشعة فوق البنفسجية، تبدأ بعد حوالي 100  ثانية، خاصةً في الظروف التي تكون فيها الأشعة فوق البنفسجية شديدة ومركزة. ^{[ 117 ] [ 118 ]}

قد يؤدي النظر إلى الشمس من خلال عدسات مُركِّزة للضوء، مثل المناظير، إلى تلف دائم في شبكية العين في حال عدم استخدام مرشح مناسب. كما أن بعض المرشحات المُرتجلة التي تسمح بمرور الأشعة فوق البنفسجية أو الأشعة تحت الحمراء قد تُلحق الضرر بالعين عند مستويات سطوع عالية. ^{[ 119 ]} كذلك، فإن النظرات الخاطفة إلى شمس الظهيرة من خلال تلسكوب غير مُرشَّح قد تُسبب تلفًا دائمًا. ^{[ 120 ]}

أثناء شروق الشمس وغروبها، يتضاءل ضوء الشمس بسبب تشتت رايلي ومي نتيجة مروره الطويل عبر الغلاف الجوي للأرض، ^{[ 121 ]} وقد يكون ضوء الشمس خافتًا بما يكفي لرؤيته بوضوح بالعين المجردة أو بأمان باستخدام المناظير (شريطة عدم وجود خطر ظهور ضوء الشمس الساطع فجأة من خلال فجوة بين السحب). وتساهم الظروف الضبابية والغبار الجوي والرطوبة العالية في هذا التضاؤل ​​الجوي. ^{[ 122 ]}

تُؤيّن الأشعة فوق البنفسجية الشمسية الغلاف الجوي العلوي للأرض في الجانب النهاري، مُكوّنةً طبقة الأيونوسفير الموصلة للكهرباء . ^{[ 123 ]} تُسبب هذه الأشعة حروق الشمس ، ولها تأثيرات بيولوجية أخرى مثل إنتاج فيتامين د واكتساب سمرة الشمس . وهي السبب الرئيسي لسرطان الجلد . يُخفف الأوزون في طبقة الأرض الأشعة فوق البنفسجية بشدة ، لذا تختلف كمية الأشعة فوق البنفسجية اختلافًا كبيرًا باختلاف خطوط العرض ، وقد ساهمت جزئيًا في العديد من التكيفات البيولوجية، بما في ذلك اختلافات لون بشرة الإنسان . ^{[ 124 ]} تتمتع الأشعة فوق البنفسجية من الشمس بخصائص مطهرة ، ويمكن استخدامها لتعقيم الأدوات والمياه.

تُمتص فوتونات أشعة غاما عالية الطاقة، المنبعثة في البداية مع تفاعلات الاندماج في لب الشمس، على الفور تقريبًا بواسطة بلازما المنطقة الإشعاعية، عادةً بعد قطعها بضعة ملليمترات فقط. ويحدث إعادة انبعاثها في اتجاه عشوائي، وعادةً بطاقة أقل قليلًا. مع هذا التسلسل من الانبعاثات والامتصاصات، يستغرق الإشعاع وقتًا طويلًا للوصول إلى سطح الشمس. تتراوح تقديرات زمن انتقال الفوتونات بين 10,000 و170,000  سنة. ^{[ 125 ]} في المقابل، لا يستغرق وصول النيوترينوات ، التي تُمثل حوالي 2% من إجمالي إنتاج الطاقة في الشمس، إلى السطح سوى 2.3  ثانية . ولأن نقل الطاقة في الشمس عملية تتضمن فوتونات في حالة توازن ديناميكي حراري مع المادة ، فإن النطاق الزمني لنقل الطاقة في الشمس أطول، ويُقدر بنحو 30 مليون سنة. هذا هو الوقت الذي ستستغرقه الشمس للعودة إلى حالة مستقرة إذا تغير معدل توليد الطاقة في لبها فجأة. ^{[ 126 ]} 

تُطلق نيوترينوات الإلكترون نتيجة تفاعلات الاندماج في لبّ الشمس، ولكن على عكس الفوتونات، نادرًا ما تتفاعل مع المادة، لذا فإن معظمها قادر على الإفلات من الشمس فورًا. مع ذلك، فإن قياسات عدد هذه النيوترينوات المُنتجة في الشمس أقل من التوقعات النظرية بمقدار ثلاثة أضعاف . في عام ٢٠٠١، حلّ اكتشاف تذبذب النيوترينو هذا التناقض: تُصدر الشمس العدد المتوقع من نيوترينوات الإلكترون وفقًا للنظرية، لكن أجهزة الكشف عن النيوترينوات لم ترصد ثلثيها لأن النيوترينوات كانت قد غيّرت تركيبها عند رصدها. ^{[ ١٢٧ ]}

تظهر البقع الشمسية على شكل بقع داكنة على الغلاف الضوئي للشمس، وترتبط بتجمعات المجال المغناطيسي حيث يُعيق انتقال الحرارة بالحمل الحراري من باطن الشمس إلى سطحها. ونتيجة لذلك، تكون البقع الشمسية أبرد قليلاً من الغلاف الضوئي المحيط بها، لذا تبدو داكنة. في فترة الحد الأدنى النموذجي للنشاط الشمسي ، لا يُرى سوى عدد قليل من البقع الشمسية، وأحيانًا لا تُرى على الإطلاق. وتظهر تلك البقع عند خطوط العرض الشمسية العليا. ومع تقدم الدورة الشمسية نحو ذروتها ، تميل البقع الشمسية إلى التكوّن بالقرب من خط استواء الشمس، وهي ظاهرة تُعرف بقانون سبورر . ويمكن أن يصل قطر أكبر البقع الشمسية إلى عشرات الآلاف من الكيلومترات. ^{[ 131 ]}

تمثل دورة البقع الشمسية التي تبلغ 11 عامًا نصف دورة دينامو بابكوك -ليتون التي تبلغ 22 عامًا ، والتي تتوافق مع تبادل تذبذبي للطاقة بين المجالين المغناطيسيين الشمسيين الحلقي والقطبي . عند ذروة الدورة الشمسية، يكون المجال المغناطيسي ثنائي القطب القطبي الخارجي قريبًا من أدنى قوة له في دورة الدينامو؛ بينما يكون المجال المغناطيسي رباعي الأقطاب الحلقي الداخلي، المتولد من خلال الدوران التفاضلي داخل منطقة التاكوكلين، قريبًا من أقصى قوة له. عند هذه النقطة من دورة الدينامو، يؤدي الصعود الطافي داخل منطقة الحمل الحراري إلى ظهور المجال المغناطيسي الحلقي عبر الفوتوسفير، مما يُنتج أزواجًا من البقع الشمسية، مصطفة تقريبًا من الشرق إلى الغرب ولها بصمات ذات قطبية مغناطيسية متعاكسة. تتناوب القطبية المغناطيسية لأزواج البقع الشمسية في كل دورة شمسية، وهي ظاهرة يصفها قانون هيل . ^{[ 132 ] [ 133 ]}

خلال مرحلة انحسار الدورة الشمسية، تنتقل الطاقة من المجال المغناطيسي الحلقي الداخلي إلى المجال القطبي الخارجي، ويقل عدد البقع الشمسية وحجمها. عند أدنى مستوى للدورة الشمسية، يكون المجال الحلقي في أدنى مستوياته، وتكون البقع الشمسية نادرة نسبيًا، بينما يكون المجال القطبي في أقصى مستوياته. مع بدء دورة البقع الشمسية التالية التي تستغرق 11 عامًا، يؤدي الدوران التفاضلي إلى إعادة الطاقة المغناطيسية من المجال القطبي إلى المجال الحلقي، ولكن بقطبية معاكسة للدورة السابقة. تستمر هذه العملية باستمرار، وفي سيناريو مثالي ومبسط، تتوافق كل دورة بقع شمسية مدتها 11 عامًا مع تغير في القطبية الكلية للمجال المغناطيسي الشمسي واسع النطاق. ^{[ 134 ] [ 135 ]}

يؤدي المجال المغناطيسي للشمس إلى العديد من التأثيرات التي تُعرف مجتمعةً بالنشاط الشمسي . تميل التوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية إلى الحدوث عند مجموعات البقع الشمسية. تنبعث تيارات من الرياح الشمسية بطيئة التغير وعالية السرعة من الثقوب الإكليلية على سطح الغلاف الضوئي. تحمل كل من الانبعاثات الكتلية الإكليلية وتيارات الرياح الشمسية عالية السرعة البلازما والمجال المغناطيسي بين الكواكب إلى خارج النظام الشمسي. ^{[ 136 ]} تشمل تأثيرات النشاط الشمسي على الأرض الشفق القطبي عند خطوط العرض المتوسطة إلى العالية، واضطراب الاتصالات اللاسلكية والطاقة الكهربائية . يُعتقد أن النشاط الشمسي قد لعب دورًا كبيرًا في تكوين النظام الشمسي وتطوره . ^{[ 137 ]}

ارتبطت التغيرات في الإشعاع الشمسي خلال الدورة الشمسية التي تستغرق 11 عامًا بتغيرات في عدد البقع الشمسية. ^{[ 138 ]} تؤثر الدورة الشمسية على أحوال الطقس الفضائي ، بما في ذلك تلك المحيطة بالأرض. على سبيل المثال، في القرن السابع عشر، بدا أن الدورة الشمسية قد توقفت تمامًا لعدة عقود؛ حيث لوحظ عدد قليل من البقع الشمسية خلال فترة تُعرف باسم الحد الأدنى لموندر . تزامن ذلك مع عصر الجليد الصغير ، عندما شهدت أوروبا درجات حرارة منخفضة بشكل غير معتاد. ^{[ 139 ] [ 140 ]} وقد تم اكتشاف فترات دنيا ممتدة سابقة من خلال تحليل حلقات الأشجار ، ويبدو أنها تزامنت مع درجات حرارة عالمية أقل من المتوسط. ^{[ 141 ]}

تبلغ درجة حرارة الغلاف الضوئي حوالي 6000  كلفن، بينما تصل درجة حرارة الإكليل الشمسي إلى1,000,000–2,000,000  كلفن . ^{[ 84 ]} تشير درجة الحرارة العالية للهالة الشمسية إلى أنها تُسخّن بواسطة مصدر آخر غير التوصيل الحراري المباشر من الغلاف الضوئي. ^{[ 86 ]}

يُعتقد أن الطاقة اللازمة لتسخين الإكليل الشمسي تُستمد من الحركة المضطربة في منطقة الحمل الحراري أسفل الفوتوسفير، وقد اقتُرحت آليتان رئيسيتان لتفسير تسخين الإكليل. ^{[ 84 ]} الأولى هي التسخين الموجي، حيث تُنتج موجات الصوت أو الجاذبية أو المغناطيسية المائية بفعل الاضطراب في منطقة الحمل الحراري. ^{[ 84 ]} تنتقل هذه الموجات صعودًا وتتبدد في الإكليل، مُودعةً طاقتها في المادة المحيطة على شكل حرارة. ^{[ 142 ]} أما الثانية فهي التسخين المغناطيسي، حيث تتراكم الطاقة المغناطيسية باستمرار بفعل حركة الفوتوسفير وتُطلق من خلال إعادة الاتصال المغناطيسي على شكل توهجات شمسية كبيرة وعدد لا يُحصى من الأحداث المماثلة ولكن الأصغر حجمًا - التوهجات النانوية . ^{[ 143 ]}

لا يزال من غير الواضح حاليًا ما إذا كانت الموجات آلية تسخين فعّالة. فقد وُجد أن جميع الموجات، باستثناء موجات ألفين، تتلاشى أو تنكسر قبل وصولها إلى الهالة الشمسية. ^{[ 144 ]} إضافةً إلى ذلك، لا تتلاشى موجات ألفين بسهولة في الهالة الشمسية. ولذلك، تحوّل تركيز البحث الحالي نحو آليات تسخين التوهجات الشمسية. ^{[ 84 ]}

تشكلت الشمس  قبل حوالي 4.6 مليار سنة نتيجة انهيار جزء من سحابة جزيئية عملاقة كانت تتألف في معظمها من الهيدروجين والهيليوم، والتي يُحتمل أنها كانت مصدرًا لولادة العديد من النجوم الأخرى. ^{[ 145 ]} تم تقدير هذا العمر باستخدام نماذج حاسوبية لتطور النجوم ومن خلال علم تحديد عمر النجوم النووي . ^{[ 14 ]} تتوافق هذه النتيجة مع التاريخ الإشعاعي لأقدم مادة في النظام الشمسي، والذي يبلغ 4.567 مليار سنة. ^{[ 146 ] [ 147 ]} تكشف دراسات النيازك القديمة عن آثار نوى بنات مستقرة لنظائر قصيرة العمر، مثل الحديد-60 ، والتي لا تتشكل إلا في النجوم المتفجرة قصيرة العمر. يشير هذا إلى أنه لا بد من حدوث مستعر أعظم واحد أو أكثر بالقرب من موقع تشكل الشمس. من المحتمل أن تكون موجة صدمية من مستعر أعظم قريب قد حفزت تشكل الشمس عن طريق ضغط المادة داخل السحابة الجزيئية والتسبب في انهيار مناطق معينة تحت تأثير جاذبيتها الذاتية. ^{[ 148 ]} عندما انهار جزء من السحابة، بدأ يدور أيضًا بسبب قانون حفظ الزخم الزاوي ، وارتفعت حرارته مع ازدياد الضغط. ^{[ 149 ]} يدور الغاز والغبار ذو الزخم الزاوي العالي جدًا بحيث لا يستطيع السقوط في النجم الجديد، مُشكِّلًا قرصًا كوكبيًا أوليًا سيصبح فيما بعد الكواكب وأجرام النظام الشمسي الأخرى. ^{[ 150 ]} ولّدت الجاذبية والضغط داخل لب السحابة كمية كبيرة من الحرارة مع تراكم المزيد من المادة من القرص المحيط، مما أدى في النهاية إلى بدء الاندماج النووي . ^{[ 151 ]} 

الشمس في منتصف مرحلة التسلسل الرئيسي تقريبًا، حيث تندمج تفاعلات الاندماج النووي في نواتها لتُحوّل الهيدروجين إلى هيليوم. في كل ثانية، يتحول أكثر من أربعة مليارات كيلوغرام من المادة إلى طاقة داخل نواة الشمس، مُنتجةً النيوترينوات والإشعاع الشمسي . وبهذا المعدل، تكون الشمس قد حوّلت حتى الآن ما يُعادل 100 ضعف كتلة الأرض إلى طاقة، أي حوالي 0.03% من كتلتها الإجمالية. ستقضي الشمس ما يقارب 10 إلى 11  مليار سنة كنجم من نجوم التسلسل الرئيسي قبل أن تتحول إلى عملاق أحمر . ^{[ 152 ]} عند بلوغها 8 مليارات سنة، ستكون الشمس في أشدّ حالات سخونتها، وفقًا لمهمة مرصد غايا الفضائي التابع لوكالة الفضاء الأوروبية في عام 2022. ^{[ 153 ]}

تزداد حرارة الشمس تدريجيًا في نواتها وعلى سطحها، ويكبر نصف قطرها، وتزداد إضاءتها خلال فترة وجودها على التسلسل الرئيسي: فمنذ بداية وجودها على التسلسل الرئيسي، ازداد نصف قطرها بنسبة 15%، وارتفعت درجة حرارة سطحها من 5620 كلفن (9660 درجة فهرنهايت) إلى 5772 كلفن (9930 درجة فهرنهايت) ، مما أدى إلى زيادة إضاءتها بنسبة 48%، من 0.677 ضعف إضاءة الشمس إلى إضاءتها الحالية التي تعادل 1.0 ضعف إضاءة الشمس. ويعود ذلك إلى أن ذرات الهيليوم في النواة لها وزن جزيئي متوسط ​​أعلى من ذرات الهيدروجين التي اندمجت معها، مما ينتج عنه ضغط حراري أقل. وبالتالي، تنكمش النواة، مما يسمح للطبقات الخارجية للشمس بالاقتراب من المركز، مطلقةً طاقة الوضع الجاذبية . وفقًا لنظرية فيريال ، يتحول نصف طاقة الجاذبية المنبعثة إلى حرارة، مما يؤدي إلى زيادة تدريجية في معدل الاندماج النووي، وبالتالي زيادة في اللمعان. وتتسارع هذه العملية مع ازدياد كثافة اللب تدريجيًا. ^{[ 154 ]} حاليًا، يزداد سطوع اللب بنسبة 1% تقريبًا كل 100 مليون سنة. وسيستغرق الأمر مليار سنة على الأقل من الآن حتى ينضب الماء السائل من الأرض نتيجةً لهذه الزيادة. ^{[ 155 ]} بعد ذلك، ستفقد الأرض قدرتها على دعم الحياة المعقدة متعددة الخلايا، وستتعرض الكائنات الحية متعددة الخلايا المتبقية على الكوكب لانقراض جماعي نهائي وكامل . ^{[ 156 ]}      

لا تمتلك الشمس كتلة كافية للانفجار كمستعر أعظم . بدلاً من ذلك، عندما ينفد الهيدروجين في نواتها بعد حوالي 5  مليارات سنة، سيتوقف اندماج الهيدروجين في النواة، ولن يكون هناك ما يمنع النواة من الانكماش. سيؤدي إطلاق طاقة الوضع التثاقلية إلى زيادة إضاءة الشمس وإنهاء مرحلة التسلسل الرئيسي، مما سيؤدي إلى تمددها على مدى الملياري سنة القادمة: أولاً إلى شبه عملاق لمدة مليار سنة، ثم إلى عملاق أحمر . ^{[ 154 ] [ 157 ] [ 158 ]} سيزيد التسخين الناتج عن الانكماش التثاقلي من تمدد الشمس ويؤدي إلى اندماج الهيدروجين في غلاف يقع خارج نواتها مباشرة، حيث يبقى الهيدروجين غير المندمج، مما يساهم في زيادة الإضاءة، والتي ستصل في النهاية إلى أكثر من 1000 ضعف قيمتها الحالية. [ ^{154 ] عندما} تدخل الشمس مرحلة فرع العملاق الأحمر ، ستبتلع (وتدمر) عطارد والزهرة . قد يتسع مدار الأرض مبدئيًا إلى 1.5 وحدة فلكية (220 مليون كيلومتر؛ 140 مليون ميل) كحد أقصى نتيجة لفقدان الشمس لكتلتها. مع ذلك، قد يبدأ مدار الأرض بالانكماش بفعل قوى المد والجزر (وفي النهاية، بفعل مقاومة الغلاف اللوني السفلي للشمس) بحيث تبتلعها الشمس خلال ذروة مرحلة العملاق الأحمر بعد 7.59 مليار سنة من الآن، أي بعد 3.8 مليون سنة من مصير عطارد، ومليون سنة من مصير الزهرة. ^{[ 158 ]} ومع ذلك، تبقى هذه النتيجة غير مؤكدة نظرًا لعدم اليقين بشأن إجمالي فقدان كتلة الشمس. قد تنجو الأرض من الابتلاع. ^{[ 159 ]}       

عندما تصل الشمس إلى قمة فرع العملاق الأحمر، سيبلغ قطرها حوالي 256 ضعف قطرها الحالي، بنصف قطر 1.19 وحدة فلكية (178 مليون كيلومتر؛ 111 مليون ميل) . ^{[ 158 ] [ 160 ]} ستقضي الشمس حوالي مليار سنة في فرع العملاق الأحمر، وستفقد حوالي ثلث كتلتها. ^{[ 158 ]}     

بعد مرحلة العملاق الأحمر،  يتبقى للشمس حوالي 120 مليون سنة من العمر النشط، لكن الكثير يحدث خلال هذه الفترة القصيرة نسبيًا. أولًا، يشتعل لبّها (الممتلئ بالهيليوم المتدهور ) بعنف في ومضة الهيليوم ؛ ويُقدّر أن 6% من اللبّ - الذي كان حينها يُشكّل 40% من كتلة الشمس - سيتحوّل إلى كربون في غضون دقائق من خلال عملية ألفا الثلاثية . ^{[ 161 ]} ثم تنكمش الشمس إلى حوالي 10 أضعاف حجمها الحالي و50 ضعف إضاءتها الحالية، مع درجة حرارة أقل قليلًا من درجة حرارتها اليوم. ستصل في النهاية إلى مرحلة التكتّل الأحمر أو الفرع الأفقي ، لكن نجمًا بتركيبة معدنية مماثلة للشمس لا يتطور نحو الأزرق على طول الفرع الأفقي. بدلًا من ذلك، يصبح أكبر حجمًا وأكثر إضاءة بشكل معتدل على مدى حوالي 100  مليون سنة مع بدء اندماج الهيليوم في لبّه. ^{[ 158 ]}

عندما ينفد الهيليوم، ستكرر الشمس التمدد الذي أعقب نفاد الهيدروجين في نواتها. ولكن هذه المرة، يحدث كل شيء بسرعة أكبر، فتصبح الشمس أكبر حجمًا وأكثر إشراقًا. هذه هي مرحلة فرع العملاق المقارب ، حيث تتفاعل الشمس بالتناوب بين الهيدروجين في غلاف خارجي والهيليوم في غلاف أعمق. بعد حوالي 20  مليون سنة في بداية فرع العملاق المقارب، تصبح الشمس غير مستقرة بشكل متزايد، مع فقدان سريع للكتلة ونبضات حرارية تزيد من حجمها وإشراقها لبضع مئات من السنين كل 100,000  سنة تقريبًا. تزداد النبضات الحرارية قوة في كل مرة، حيث تدفع النبضات اللاحقة الإشراق إلى ما يصل إلى 5,000 ضعف المستوى الحالي. على الرغم من ذلك، سيكون نصف قطر فرع العملاق المقارب الأقصى للشمس أقل من نصف قطر فرع العملاق الأحمر الأقصى، أي 179 R _☉ ، أو حوالي 0.832 وحدة فلكية (124.5 مليون كيلومتر؛ 77.3 مليون ميل) . ^{[ 158 ] [ 162 ]}     

تختلف النماذج تبعًا لمعدل وتوقيت فقدان الكتلة. فالنماذج التي تُظهر فقدانًا أكبر للكتلة على فرع العملاق الأحمر تُنتج نجومًا أصغر حجمًا وأقل إضاءةً عند طرف فرع العملاق المقارب، ربما بإضاءة لا تتجاوز 2000 ضعف ونصف قطر أقل من 200 ضعف. ^{[ 158 ]} أما بالنسبة للشمس، فيُتوقع حدوث أربع نبضات حرارية قبل أن تفقد غلافها الخارجي بالكامل وتبدأ بتكوين سديم كوكبي . ^{[ 163 ]}

يكون تطور فرع العملاق المقارب أسرع. يبقى اللمعان ثابتًا تقريبًا مع ارتفاع درجة الحرارة، حيث يتأين نصف كتلة الشمس المقذوفة مكونًا سديمًا كوكبيًا عندما تصل درجة حرارة النواة المكشوفة إلى 30,000 كلفن (53,500 درجة فهرنهايت) ، كما لو كانت في حلقة زرقاء . ستكون درجة حرارة النواة العارية النهائية، وهي قزم أبيض ، أكثر من 100,000 كلفن (180,000 درجة فهرنهايت) وتحتوي على ما يُقدّر بنحو 54.05% من كتلة الشمس الحالية. ^{[ 158 ]} تشير المحاكاة إلى أن الشمس قد تكون من بين أقل النجوم كتلةً القادرة على تكوين سديم كوكبي. ^{[ 164 ]} سيتلاشى هذا السديم في غضون 10,000 عام تقريبًا، لكن القزم الأبيض سيبقى حيًا لتريليونات السنين وهو يتلاشى تدريجيًا ليتحول إلى قزم أسود فائق الكثافة افتراضي . ^{[ 165 ] [ 166 ] [ 167 ]} وبذلك، لن يُصدر المزيد من الطاقة. ^{[ 168 ]}     

تدور الشمس، مع المجموعة الشمسية بأكملها، حول مركز كتلة المجرة بسرعة متوسطة تبلغ 230  كم/ث (828,000  كم/س)، ^{[ 191 ]} وتستغرق حوالي 220-250  مليون سنة أرضية لإكمال دورة كاملة ( سنة مجرية )، وقد فعلت ذلك حوالي 20 مرة منذ تكوينها. ^{[ 192 ] [ 193 ]} ويقع اتجاه حركة الشمس، أو ما يُعرف بقمة الشمس ، تقريبًا في اتجاه نجم النسر الواقع (فيغا) . ^{[ 194 ]} ومن المرجح أن الشمس قد مرت في الماضي عبر فقاعة أوريون-إريدانوس العملاقة ، قبل دخولها الفقاعة المحلية. ^{[ 195 ]}

أثناء دوران الشمس حول المجرة، فإنها تتحرك أيضًا بالنسبة لمتوسط ​​حركة النجوم الأخرى المحيطة بها. يتنبأ نموذج بسيط بأنه في إطار مرجعي يدور مع المجرة، تتحرك الشمس في مسار إهليلجي، تدور حول نقطة تدور بدورها حول المجرة. ^{[ 196 ]} تبلغ فترة دوران الشمس حول هذه النقطة حوالي 166  مليون سنة، وهي أقصر من الوقت الذي تستغرقه النقطة للدوران حول المجرة. يبلغ طول الإهليلج حوالي 1760 فرسخًا فلكيًا وعرضه حوالي 1170 فرسخًا فلكيًا. (قارن هذا بمسافة الشمس عن مركز المجرة، والتي تبلغ حوالي 7 أو 8 كيلو فرسخ فلكي). في الوقت نفسه، تتحرك الشمس "شمالًا" و"جنوبًا" من مستوى المجرة بفترة مختلفة، حوالي 83 مليون سنة، مبتعدةً حوالي 99 فرسخًا فلكيًا عن المستوى. ^{[ 197 ]} تستغرق النقطة التي تدور حولها الشمس حوالي 240 مليون سنة للدوران حول المجرة مرة واحدة.    

يتأثر مدار الشمس حول مجرة ​​درب التبانة بتوزيع الكتلة غير المنتظم فيها، كما هو الحال في الأذرع الحلزونية المجرية وبينها. ومع ذلك، من غير المرجح إحصائيًا أن تكون الشمس قد هاجرت بعيدًا جدًا شعاعيًا من نصف قطرها الأصلي داخل المجرة. ^{[ 198 ]} وقد طُرحت فرضية مفادها أن مرور الشمس عبر الأذرع الحلزونية ذات الكثافة العالية غالبًا ما يتزامن مع انقراضات جماعية على الأرض، ربما بسبب ازدياد أحداث الاصطدام . ^{[ 199 ]} يستغرق النظام الشمسي حوالي 225-250  مليون سنة لإكمال دورة واحدة حول مجرة ​​درب التبانة ( سنة مجرية )، ^{[ 193 ]} لذا يُعتقد أنه أكمل 20-25 دورة خلال عمر الشمس. تبلغ سرعة دوران النظام الشمسي حول مركز مجرة ​​درب التبانة حوالي 251  كم/ث (156  ميل/ث). ^{[ 200 ]} بهذه السرعة، يستغرق النظام الشمسي حوالي 1190 عامًا لقطع مسافة سنة ضوئية واحدة، أو 7 أيام لقطع وحدة فلكية واحدة. ^{[ 201 ]}

تتحرك مجرة ​​درب التبانة بالنسبة لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) باتجاه كوكبة الشجاع بسرعة 550  كم/ث، ولكن بما أن الشمس تتحرك بالنسبة لمركز المجرة باتجاه كوكبة الدجاجة (خط طول مجري 90°، خط عرض مجري 0°) بسرعة تزيد عن 200  كم/ث، فإن السرعة الناتجة بالنسبة لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي تبلغ حوالي 370  كم/ث باتجاه كوكبة الفوهة أو الأسد (خط عرض مجري 264°، خط عرض مجري 48°). ^{[ 202 ]} وهذا يبعد 132° عن كوكبة الدجاجة.

في العديد من الحضارات القديمة وما قبل التاريخ، كان يُعتقد أن الشمس إله شمسي أو كيان خارق للطبيعة . ^{[ 203 ] [ 204 ]} في أوائل الألفية الأولى  قبل الميلاد، لاحظ علماء الفلك البابليون أن حركة الشمس على طول مسارها الظاهري غير منتظمة، على الرغم من أنهم لم يعرفوا السبب؛ ومن المعروف اليوم أن هذا يعود إلى حركة الأرض في مدار إهليلجي ، حيث تتحرك بسرعة أكبر عندما تكون أقرب إلى الشمس عند نقطة الحضيض، وتتحرك ببطء عندما تكون أبعد عند نقطة الأوج. ^{[ 205 ]}

كان الفيلسوف اليوناني أناكسغوراس من أوائل من قدموا تفسيراً علمياً أو فلسفياً للشمس . فقد استنتج أنها كرة معدنية عملاقة ملتهبة أكبر حتى من شبه جزيرة البيلوبونيز، وأن القمر يعكس ضوء الشمس. ^{[ 206 ]} وقدّر إراتوستينس المسافة بين الأرض والشمس في القرن الثالث  قبل الميلاد بـ "ما بين 400 و80000 ستاديا " ، وهو تعبير غامض، إذ يُشير إما إلى 4,080,000 ستاديا (755,000  كم) أو 804,000,000 ستاديا (من 148 إلى 153  مليون كيلومتر أو من 0.99 إلى 1.02 وحدة فلكية)؛ والقيمة الأخيرة صحيحة بنسبة خطأ لا تتجاوز بضعة بالمئة. في القرن الأول  الميلادي، قدر بطليموس المسافة بـ 1210 ضعف نصف قطر الأرض ، أي ما يقرب من 7.71 مليون كيلومتر (0.0515 وحدة فلكية) . ^{[ 207 ]}  

طُرحت نظرية أن الشمس هي المركز الذي تدور حوله الكواكب لأول مرة من قِبل اليوناني القديم أريستارخوس الساموسي في القرن الثالث  قبل الميلاد، ^{[ 208 ]} ثم تبناها سلوقس السلوقي . ^{[ 209 ]} وقد طُوِّر هذا الرأي في نموذج رياضي أكثر تفصيلاً لنظام مركزية الشمس في القرن السادس عشر على يد نيكولاس كوبرنيكوس . ^{[ 210 ]}

سجّل علماء الفلك الصينيون رصدًا للبقع الشمسية خلال عهد أسرة هان (202  ق.م. - 220 م )، وحُفظت سجلات رصدهم لقرون. كما قدّم ابن رشد وصفًا للبقع الشمسية في القرن الثاني عشر. ^{[ 211 ]} سمح اختراع التلسكوب في أوائل القرن السابع عشر بإجراء رصد دقيق للبقع الشمسية من قِبل توماس هاريوت ، وغاليليو غاليلي، وعلماء فلك آخرين. افترض غاليليو أن البقع الشمسية تقع على سطح الشمس، وليست أجسامًا صغيرة تمر بين الأرض والشمس. ^{[ 212 ]}  

تشمل إسهامات علم الفلك الإسلامي في العصور الوسطى اكتشاف البتاني أن اتجاه نقطة الأوج (النقطة التي تبدو فيها الشمس أبطأ ما تكون في مدارها بالنسبة للنجوم الثابتة) يتغير. ^{[ 213 ]} وبلغة علم الفلك الحديث، يُعزى هذا التغير إلى الحركة التدريجية لنقطة الأوج في مدار الأرض . وقد رصد ابن يونس أكثر من 10000 موقع للشمس على مدى سنوات عديدة باستخدام أسطرلاب كبير . ^{[ 214 ]}

تم تحديد أول مسافة دقيقة نسبياً إلى الشمس عام 1684 على يد جيوفاني دومينيكو كاسيني . ونظراً لصعوبة القياسات المباشرة لاختلاف المنظر الشمسي، اختار قياس اختلاف المنظر المريخي. فأرسل جان ريشر إلى كايين ، التابعة لغويانا الفرنسية ، لإجراء قياسات متزامنة، ثم حدد كاسيني في باريس اختلاف المنظر المريخي عندما كان المريخ في أقرب نقطة له من الأرض عام 1672. وباستخدام محيط المسافة بين القياسين، حسب كاسيني المسافة بين الأرض والمريخ، ثم استخدم قوانين كبلر لتحديد المسافة بين الأرض والشمس. وكانت قيمته، التي تقل بنحو 10% عن القيم الحديثة، أكبر بكثير من جميع التقديرات السابقة. ^{[ 215 ]}

استنتج ابن سينا ، من خلال رصد عبور كوكب الزهرة عام 1032، أن الزهرة أقرب إلى الأرض من الشمس. ^{[ 216 ]} وفي عام 1677، رصد إدموند هالي عبور عطارد أمام الشمس، مما دفعه إلى إدراك أن رصد اختلاف المنظر الشمسي لكوكب ما (وخاصةً باستخدام عبور الزهرة) يمكن استخدامه لتحديد المسافات بين الأرض والزهرة والشمس حسابيًا . ^{[ 217 ]} وقد مكّن رصد عبور الزهرة عام 1769 علماء الفلك من حساب متوسط ​​المسافة بين الأرض والشمس بـ 93,726,900 ميل (150,838,800 كيلومتر) ، أي بزيادة قدرها 0.8% فقط عن القيمة الحالية. ^{[ 218 ]} 

في عام 1666، رصد إسحاق نيوتن ضوء الشمس باستخدام منشور ، وأثبت أنه يتكون من ضوء متعدد الألوان. ^{[ 219 ]} وفي عام 1800، اكتشف ويليام هيرشل الأشعة تحت الحمراء خارج الجزء الأحمر من الطيف الشمسي. ^{[ 220 ]} شهد القرن التاسع عشر تقدماً في الدراسات الطيفية للشمس؛ حيث سجل جوزيف فون فراونهوفر أكثر من 600 خط امتصاص في الطيف، ولا تزال أقواها تُعرف بخطوط فراونهوفر . وشهد القرن العشرون ظهور العديد من الأنظمة المتخصصة لرصد الشمس، لا سيما عند أطوال موجية ضيقة النطاق، مثل تلك التي تستخدم ترشيح  الكالسيوم-H (396.9 نانومتر)، والكالسيوم-K (393.37  نانومتر)، والهيدروجين-ألفا (656.46  نانومتر) . ^{[ 221 ]}

خلال الدراسات المبكرة للطيف الضوئي للغلاف الضوئي، وُجدت بعض خطوط الامتصاص التي لم تكن تُطابق أي عناصر كيميائية معروفة آنذاك على الأرض. في عام 1868، افترض نورمان لوكير أن خطوط الامتصاص هذه ناتجة عن عنصر جديد أطلق عليه اسم الهيليوم ، نسبةً إلى إله الشمس اليوناني هيليوس . بعد خمسة وعشرين عامًا، تم عزل الهيليوم على الأرض. ^{[ 222 ]}

في أوائل العصر العلمي الحديث، كان مصدر طاقة الشمس لغزًا محيرًا. اقترح اللورد كلفن أن الشمس جسم سائل يبرد تدريجيًا ويشع حرارة داخلية. ^{[ 223 ]} اقترح كلفن وهيرمان فون هيلمهولتز آلية انكماش بفعل الجاذبية لتفسير الطاقة المنبعثة، لكن التقدير الناتج لعمر الشمس كان 20  مليون سنة فقط، وهو أقل بكثير من الفترة الزمنية التي لا تقل عن 300  مليون سنة التي أشارت إليها بعض الاكتشافات الجيولوجية في ذلك الوقت. ^{[ 223 ] [ 224 ]} في عام 1890، اقترح لوكير فرضية نيزكية لتكوين الشمس وتطورها. ^{[ 225 ]}

لم يُقدَّم حلٌّ موثَّقٌ حتى عام ١٩٠٤. اقترح إرنست رذرفورد أنَّ إشعاع الشمس يُمكن الحفاظ عليه بواسطة مصدر حرارة داخلي، ورجَّح أنَّ التحلل الإشعاعي هو المصدر. ^{[ ٢٢٦ ]} قدَّم ألبرت أينشتاين الدليل الأساسي لمصدر طاقة الشمس من خلال معادلته لتكافؤ الكتلة والطاقة E = mc² ^{. [ ٢٢٧ ]} في عام ١٩٢٠، اقترح السير آرثر إيدنغتون أنَّ الضغوط ودرجات الحرارة في لبّ الشمس يُمكن أن تُنتج تفاعل اندماج نووي يدمج الهيدروجين (البروتونات) في نوى الهيليوم، مما ينتج عنه طاقة من التغير الصافي في الكتلة. ^{[ ٢٢٨ ]} تمَّ تأكيد غلبة الهيدروجين في الشمس عام ١٩٢٥ بواسطة سيسيليا باين باستخدام نظرية التأين التي وضعها ميغناد ساها . طُوِّر المفهوم النظري للاندماج في ثلاثينيات القرن العشرين على يد عالمي الفيزياء الفلكية سوبرامانيان تشاندراسيكار وهانز بيث . قام بيث بحساب تفاصيل التفاعلين النوويين الرئيسيين المنتجين للطاقة واللذين يغذيان الشمس. ^{[ 229 ] [ 230 ]} في عام 1957، أظهرت مارغريت بوربيدج ، وجيفري بوربيدج ، وويليام فاولر ، وفريد ​​هويل أن معظم العناصر في الكون قد تم تركيبها بواسطة تفاعلات نووية داخل النجوم، بعضها مثل الشمس. ^{[ 231 ]}

كانت الأقمار الصناعية بايونير 6 و 7 و 8 و 9 ، التي أطلقتها وكالة ناسا بين عامي 1959 و1968 ، أول الأقمار الصناعية المصممة لرصد الشمس على المدى الطويل من الفضاء بين الكواكب. دارت هذه الأقمار حول الشمس على مسافة مماثلة لمسافة الأرض، وأجرت أولى القياسات التفصيلية للرياح الشمسية والمجال المغناطيسي الشمسي. وقد عمل بايونير 9 لفترة طويلة بشكل خاص، حيث استمر في إرسال البيانات حتى مايو 1983. ^{[ 232 ] [ 233 ]}

في سبعينيات القرن العشرين، زودت مركبتان فضائيتان من طراز هيليوس وحامل تلسكوب أبولو في محطة سكاي لاب الفضائية العلماء ببيانات جديدة هامة حول الرياح الشمسية والهالة الشمسية. كانت المركبتان هيليوس 1 و 2 ثمرة تعاون أمريكي ألماني، حيث درستا الرياح الشمسية من مدار يحمل المركبة الفضائية داخل مدار عطارد عند نقطة الحضيض. ^{[ 234 ]} أما محطة سكاي لاب الفضائية، التي أطلقتها ناسا عام 1973، فقد تضمنت وحدة رصد شمسي تُسمى حامل تلسكوب أبولو، وكان يُشغلها رواد فضاء مقيمون على متن المحطة. ^{[ 85 ]} وقد أجرت سكاي لاب أولى عمليات الرصد المُحددة زمنيًا لمنطقة الانتقال الشمسي وللانبعاثات فوق البنفسجية من الهالة الشمسية. ^{[ 85 ]} وشملت الاكتشافات أولى عمليات رصد الانبعاثات الكتلية الإكليلية، التي كانت تُسمى آنذاك "الظواهر الإكليلية العابرة"، والثقوب الإكليلية ، المعروفة الآن بارتباطها الوثيق بالرياح الشمسية. ^{[ 234 ]}

في عام ١٩٨٠، أطلقت وكالة ناسا مسباري مهمة الحد الأقصى الشمسي . صُممت هذه المركبة الفضائية لرصد أشعة غاما والأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية المنبعثة من التوهجات الشمسية خلال فترات النشاط الشمسي العالي والإضاءة الشمسية المرتفعة. بعد أشهر قليلة من الإطلاق، تسبب عطل إلكتروني في دخول المسبار في وضع الاستعداد، وبقي في هذه الحالة غير النشطة لمدة ثلاث سنوات. في عام ١٩٨٤، استعادت مكوك الفضاء تشالنجر في مهمة STS-41-C القمر الصناعي وأصلحت إلكترونياته قبل إعادته إلى مداره. التقطت مهمة الحد الأقصى الشمسي آلاف الصور للهالة الشمسية قبل دخولها الغلاف الجوي للأرض في يونيو ١٩٨٩. ^{[ ٢٣٥ ]}

أُطلق القمر الصناعي الياباني يوهكوه ( شعاع الشمس ) عام 1991، لرصد التوهجات الشمسية بأطوال موجات الأشعة السينية. وقد مكّنت بيانات المهمة العلماء من تحديد أنواع مختلفة من التوهجات، وأظهرت أن الهالة الشمسية بعيدًا عن مناطق ذروة النشاط أكثر ديناميكية ونشاطًا مما كان يُعتقد سابقًا. رصد يوهكوه دورة شمسية كاملة، لكنه دخل في وضع الاستعداد عندما تسبب كسوف حلقي عام 2001 في فقدانه القدرة على تتبع الشمس. دُمر القمر نتيجة دخوله الغلاف الجوي عام 2005. ^{[ 236 ]}

أُطلق مرصد الشمس والغلاف الشمسي، الذي بنته وكالة الفضاء الأوروبية ووكالة ناسا بالاشتراك، في 2 ديسمبر 1995. [ 85 ] كان ^{من المقرر في} الأصل أن يخدم مهمة لمدة عامين، ^{[ 237 ]} إلا أن سوهو لا يزال يعمل حتى عام 2024. ^{[ 238 ]} يقع سوهو عند نقطة لاغرانج بين الأرض والشمس (حيث تتساوى قوة الجاذبية من كليهما)، وقد وفر رؤية مستمرة للشمس بأطوال موجية متعددة منذ إطلاقه. ^{[ 85 ]} إلى جانب رصده المباشر للشمس، مكّن سوهو من اكتشاف عدد كبير من المذنبات ، معظمها مذنبات صغيرة تمر بالقرب من الشمس وتحترق أثناء مرورها بها. ^{[ 239 ]}

رصدت جميع هذه الأقمار الصناعية الشمس من مستوى مسارها الظاهري، وبالتالي لم ترصد بالتفصيل سوى مناطقها الاستوائية. أُطلق مسبار أوليسيس عام ١٩٩٠ لدراسة المناطق القطبية للشمس. سافر أولًا إلى كوكب المشتري، لينطلق في مدارٍ يُبعده كثيرًا عن مستوى مسار الشمس الظاهري. بمجرد أن استقر أوليسيس في مداره المُحدد، بدأ برصد الرياح الشمسية وقوة المجال المغناطيسي عند خطوط العرض الشمسية العالية، ووجد أن الرياح الشمسية القادمة من خطوط العرض العالية تتحرك بسرعة ٧٥٠  كم/ث تقريبًا (أبطأ من المتوقع)، وأن هناك موجات مغناطيسية كبيرة تنبعث من خطوط العرض العالية تُشتت الأشعة الكونية المجرية. ^{[ ٢٤٠ ]}

تُعرف وفرة العناصر في الغلاف الضوئي جيدًا من خلال الدراسات الطيفية ، لكن تركيب باطن الشمس لا يزال غير مفهوم بشكل كافٍ. وقد صُممت مهمة جينيسيس ، وهي مهمة لإعادة عينات من الرياح الشمسية، لتمكين علماء الفلك من قياس تركيب المواد الشمسية بشكل مباشر. ^{[ 241 ]}