सूर्य : हा सूर्यकुलाचा जनक तारा असून पृथ्वी त्याच्याभोवती एका वर्षात एक प्रदक्षिणा पूर्ण करते. सूर्य पृथ्वीवरील उष्णता, प्रकाश आणि पर्यायाने जीवसृष्टी यांचा प्रत्यक्ष स्रोत आहे. ताऱ्यांच्या वर्णपटीय वर्गीकरणानुसार सूर्य G2V या गटातील नमुनेदार तारा आहे. G2 हा पिवळ्या प्रकारच्या ताऱ्यांचा वर्ग असून सूर्य या वर्गातील दुसऱ्या क्रमांकाचा सर्वांत तप्त तारा आहे. तसेच V हा रोमन पाच अंक असून त्या अंकाने प्रमुख श्रेणीतील तारा किंवा लघुतारा दर्शविला जातो. सूर्य ⇨ आकाशगंगा या ⇨ दीर्घिके च्या बाहेरील भागात असून तो अतिदीप्त नवताऱ्याच्या आतील भागात संस्करण झालेल्या द्रव्यापासून तयार झाला आहे [→ नवतारा व अतिदीप्त नवतारा]. सूर्याला बऱ्याचदा लघुतारा (लहान तारा) म्हणतात परंतु तो तसा नाही. या प्रकारातील सर्वांत मोठ्या व सर्वांत लहान ताऱ्यांच्या दरम्यानचे सूर्याचे आकारमान आहे. असे असले, तरी लघुतारे असंख्य आहेत आणि त्याच्या भोवतीच्या शेजारी असलेल्या भागातील मोठ्या पाच टक्के लघुताऱ्यांमधील सूर्य हा एक तारा आहे. [→ तारा].
भौतिकीय गुणधर्म : सूर्य हा १·४ X १०६ किमी. व्यासाचा आयनद्रायू व चुंबकीय क्षेत्राने व्यापलेला गोल असून त्याचे द्रव्यमान पृथ्वीच्या द्रव्यमानाच्या सु. ३,३३,००० पट किंवा सूर्यकुलातील सर्व ग्रहांच्या एकूण द्रव्यमानाच्या सु. ७४३ पट [(१·९८८४ ± ०·०००३) X १०३० किग्रॅ.] आहे. ते त्याच्या स्वतःच्या गुरुत्वाने एकत्र धरुन ठेवले आहे. त्याची त्रिज्या पृथ्वीच्या त्रिज्येच्या जवळपास १०९ पट [(६·९६० ± ०·००१) X १०५ किमी.)] आहे परंतु त्याचे पृथ्वीपासूनचे अंतर त्याच्या त्रिज्येच्या २१५ पट आहे. यामुळे तो आकाशात पृथ्वीशी ½ अंशाचा कोन करतो, म्हणजे हा कोन जवळजवळ चंद्राशी होणाऱ्या कोनाएवढा आहे. पृथ्वीपासून सूर्याचे माध्य (सरासरी) अंतर १·४९६० X १०८ किमी. असून या अंतराला ज्योतिषशास्त्रीय एकक म्हणतात. सूर्यानंतर पृथ्वीला सर्वांत जवळ असलेला तारा सूर्यापर्यंतच्या अंतराच्या (अंदाजे ज्योतिषशास्त्रीय एककाच्या) अडीच लाखपट अंतरावर आहे आणि त्याची भासमान तेजस्विता ६२ अब्ज पटींनी कमी होते. सूर्याच्या पृष्ठभागाचे तापमान सु. ६,००० केल्व्हिन (के.) असून या तापमानाला कोणतेही घनरुप व द्रवरुप द्रव्य अस्तित्वात असू शकत नाही. सूर्याची घटक द्रव्ये मुख्यतः वायुरुप अणू व अगदी थोडे रेणू आहेत, परिणामी त्याला स्थिर पृष्ठभाग नाही. पृथ्वीवरुन दिसणाऱ्या सूर्याच्या पृष्ठभागाला दीप्तिगोल म्हणतात. या थरातून बहुतेक प्रारण (तरंगरुपी ऊर्जा) पृथ्वीवर पोहोचते. त्याखालून येणारे प्रारण शोषले जाते व पुन्हा प्रारित होते. वरच्या थरांतून होणारे उत्सर्जन मोठ्या प्रमाणात (म्हणजे दर २०० किमी. मागे सहापट) कमी होते. सूर्य पृथ्वीपासून खूप दूर असल्याने त्याचा किंचित अस्पष्ट पृष्ठभाग पृथक् (वेगळा) करणे शक्य नाही. त्यामुळे त्याची दृश्य कडा स्पष्ट व रेखीव भासते.
सूर्याने स्वतःवर लावलेल्या गुरुत्वीय प्रेरणेशी तुलना करता सर्व लक्षणीय असू शकणाऱ्या इतर जवळच्या ग्रहीय व आंतरग्रहीय गुरुत्वीय आविष्कारांचा सूर्यावर होणारा परिणाम नगण्य असतो. स्वतःच्याच गुरुत्वीय प्रेरणेखाली सूर्याचे प्रचंड द्रव्यमान आतल्या बाजूला खेचले जाते. ताऱ्याचा ⇨ गुरुत्वीय अवपात होऊ नये म्हणून बाहेरच्या दिशेतील मध्यवर्ती दाब त्याचे वजन तोलून धरण्याइतपत पुरेसा मोठा असावा लागतो. सूर्याची माध्य घनता दर घ. सेंमी.ला १·४१० ± ०·००२ ग्रॅ. आहे मात्र त्याच्या गाभ्यातील (एक – चतुर्थांश आतील भागाची) घनता पाण्याच्या घनतेच्या सु. शंभरपट (म्हणजे पृथ्वीच्या मध्याशी असलेल्या घनतेच्या सहापट) आहे मात्र तेथील किमान तापमान सु. दीड कोटी के. असल्याने मध्यवर्ती दाब हा पृथ्वीच्या मध्याशी असलेल्या ३,५०० किलोबार एवढ्या दाबाच्या किमान दहा हजारपट आहे. तेथे अणुकेंद्राकडून सर्व इलेक्ट्रॉन काढून टाकले जातात, म्हणजे इलेक्ट्रॉन अणुकेंद्राच्या गुरुत्वाकर्षणातून मुक्त होतात. या उच्च तापमानात त्यांच्यात टकरी होऊन अणुकेंद्रीय विक्रिया सुरु होतात. या विक्रियांमधून निर्माण होणारी ऊर्जा पृथ्वीवरील जीवसृष्टीच्या दृष्टीने महत्त्वाची आहे.
सूर्याच्या मध्याशी सु. दीड कोटी के. तापमान असते, तर ते दीप्तिगोलाशी सु. ६,००० के. इतके कमी होते. या बिंदूच्या वरील भागात याउलट आश्चर्यकारक गोष्ट घडते, म्हणजे तापमान कमीतकमी ४,००० के. एवढे होते. नंतर ते सु. ७,००० किमी. उंचीवरच्या वर्णगोल या थरात ८,००० के. एवढे वाढते. खग्रास सूर्यग्रहणाच्या वेळी वर्णगोल गुलाबी कड्यासारखा दिसतो. वर्णगोलाच्या वर विस्तारलेले मंद प्रभामंडल दिसते. त्याला किरीट (मुकुट) म्हणतात व त्याचे तापमान सु. दहा लाख के. असून किरीट ग्रहांच्या पलीकडे गेलेला आहे. सूर्यापासून त्याच्या त्रिज्येच्या पाचपटींहून अधिक अंतरावर किरीट बाहेरच्या दिशेत प्रवाहरुपात वाहतो व त्याची पृथ्वीलगतची गती दर सेकंदाला सरासरी ४०० किमी. असते. विद्युत् भारित कणांच्या या प्रवाहाला सौरवात म्हणतात.
सूर्य ऊर्जेचा स्थिर स्रोत आहे. सूर्याच्या प्रारणशील प्रदानाला (उत्क्षेपणाला) सौरांक म्हणतात. पृथ्वीलगत सौरांक १३७ अर्ग/चौ. मी./से. किंवा १·९८ कॅ./ चौ. सेंमी./ मि. एवढा असून त्यात ०·१ टक्क्यांहून जास्त बदल होत नाही. मात्र या स्थिर ताऱ्यावर चुंबकीय क्रियाशीलतेचे सरासरी ११ वर्षांचे कुतूहलजनक चक्र वा आवर्तन आढळते. हे चक्र अल्पजीवी तीव्र चुंबकीय क्षेत्रांच्या प्रदेशांद्वारे प्रत्ययास येते, या प्रदेशांना सौर डाग म्हणतात.
पृथ्वीवरील सजीवांच्या दृष्टीने सूर्य अतिशय महत्त्वाचा आहेच शिवाय त्याच्याविषयी सर्व ज्योतिर्विदांना कुतूहल आहे. कारण त्याच्या पृष्ठभागाच्या संरचनेचा सखोल अभ्यास करता येईल असा हा पृथ्वीच्या पुरेसा जवळ असलेला एकमेव तारा आहे. सूर्याच्या पृष्ठभागावरील सौर डाग व वातावरणातील तप्त किरीट यांसारख्या विविध आविष्कारांचे अध्ययन करता येते. या अभ्यासाचा इतर ताऱ्यांच्या अभ्यासात उपयोग करता येईल, अशी ज्योतिर्वीदांची धारणा आहे.
सूर्याचा प्रकाश व उष्णता यांच्यामुळे पृथ्वी सजीवांना राहण्यालायक झाली आहे. जलशक्ती (वीज), जीवाश्म इंधने व वारा या रुपांत औद्योगिक क्षेत्रांत वापरली जाणारी बहुतेक सर्व ऊर्जा अंतिमतः सूर्यापासून मिळत असते, फक्त अणुऊर्जा, किरणोत्सर्ग व चांद्र वेला [→ भरती-ओहोटी] ही सौरेतर ऊर्जेची उदाहरणे आहेत.
अंतर्गत संरचना : ऊर्जा निर्मिती व परिवहन : हायड्रोजन (H) अणूचे हीलियम (He) अणूमध्ये परिवर्तन होताना ऊर्जा निर्माण होते व ती ऊर्जा सूर्य प्रारित करतो (बाहेर टाकतो). अणूंची संख्या पाहता सूर्यामध्ये किमान ९०% हायड्रोजन आहे. एका हायड्रोजन अणूचे वजन १·००७४ आणवीय द्रव्यमान एकक, तर एका हीलियम अणूचे वजन ४·००२६ आणवीय द्रव्यमान एकक एवढे असते. चार हायड्रोजन अणूंचे एका हीलियम अणू मध्ये परिवर्तन होताना सु. ०·०२९४ आणवीय द्रव्यमान एकक एवढे द्रव्यमान उत्पन्न होते. या सर्वांचे परिवर्तन होऊन ६·८ दशलक्ष इलेक्ट्रॉन-व्होल्ट (MeV) एवढी ऊर्जा गॅमा किरणांच्या किंवा उत्पादाच्या गतिज ऊर्जेच्या रुपात तयार होते. सर्व हायड्रोजनाचे हीलियमात परिवर्तन झाल्यास आइन्स्टाइन यांच्या E = mc2 या सूत्रानुसार सु.०·७ % द्रव्यमानाची ऊर्जा निर्माण होते. आकडेमोड करुन सूर्यामधील सर्व हायड्रोजनाचे हीलियमामध्ये हीलियात परिवर्तन होण्यासाठी लागणारा काळ काढला, तर २ X १०३३ ग्रॅ. हायड्रोजनापैकी सु. ०·७ % हायड्रोजनाचे ऊर्जेत परिवर्तन होऊन ही ऊर्जा दर सेकंदाला ४ X १०३३ अर्ग या सध्याच्याच त्वरेने प्रारित होत राहिल्यास सूर्य ३ X १०८ से. किंवा १०० अब्ज वर्षे प्रकाश राहील.
सूर्याच्या मध्याशी प्रचंड दाब व घनता असल्याने ऊर्जानिर्मितीची प्रक्रिया सुरु होते. या दाब व घनतेमुळे अणुकेंद्रांना विद्युत् स्थितिक प्रतिसारणावर मात करणे शक्य होते (अणुकेंद्रे धन विद्युत् भारित असल्याने ती एकमेकांचे प्रतिसारण करतात). काही अब्ज वर्षांत एक विशिष्ट प्रोटॉन (1H, यातील 1 अंक समस्थानिकाचे द्रव्यमान दर्शवितो.) दुसऱ्या प्रोटॉनाच्या पुरेसा जवळ येतो आणि व्युत्क्रमी (उलटी) बीटा क्षय ही प्रक्रिया घडते. या प्रक्रियेत एक प्रोटॉन हा न्यूट्रॉन बनतो व तो दुसऱ्या प्रोटॉनाशी संयोग पावून ड्यूटेरॉन (2D) तयार होतो. तसेच या प्रक्रियेत न्यूट्रिनो व ऊर्जा सुद्घा निर्माण होतात. ही अगदी विरळा घडणारी घटना असून हायड्रोजन अणू अमाप असल्याने ते सौर ऊर्जेचा मुख्य स्रोत आहेत. नंतर ड्यूटेरॉनाचे हीलियम (३) (3He) मध्ये होणारे परिवर्तन आणि नंतर हीलियम (३) चे हीलियम (४) (4He) मध्ये होणारे परिवर्तन पुष्कळच जलदपणे होते. म्हणजे असंख्य प्रोटॉनांपैकी एकाशी ड्यूटेरॉनाची गाठ पडते व हीलियम (३) (3He) तयार होतो व नंतर पर्यायाने हीलियम (३) मध्ये परिवर्तन घडून हीलियम (४) (4He) तयार होतो. याचा एकूण परिणाम म्हणजे चार हायड्रोजन अणूंचा संयोग होऊन एक हीलियम अणू तयार होतो. सुरुवातीच्या ४ प्रोटॉनांपैकी जवळपास ०·७ % द्रव्यमान नाहीसे होते, म्हणजे त्याचे उर्जेत– गॅमा किरण फोटॉन व न्यूट्रिनो यांमध्ये – रुपांतर होऊन ती वाहून नेली जाते. स्थिर विद्युतीय अडथळा पार करण्यासाठी अणुकेंद्रापाशी पुरेशी ऊर्जा असावी लागते. ऊर्जानिर्मितीची त्वरा तापमानाच्या चतुर्थ घातानुसार बदलते.
प्रत्येक दोन हायड्रोजन अणूंचे परिवर्तन होते तेव्हा ०·२६ MeV सरासरी ऊर्जा असलेला आणि मुक्त झालेल्या एकूण ऊर्जेपैकी साधारण १·३ % ऊर्जा वाहून नेणारा एक न्यूट्रिनो निर्माण होतो. यामुळे पृथ्वीवर दर चौ. सेंमी. दर सेकंदाला ८ X १०१० न्यूट्रिनोंचा स्रोत निर्माण होतो. या न्यूट्रिनोंची ऊर्जा (०·४२ MeV पेक्षा कमी) इतकी कमी असते की ती प्रचलित प्रयोगांद्वारे ओळखता येत नाही. म्हणून न्यूट्रिनो ओळखू शकणारे प्रयोग विकसित करण्यासाठी लक्षणीय प्रयत्न होत आहेत. नंतरच्या एका प्रयोगात उच्चतर ऊर्जा न्यूट्रिनो ओळखता आले. या प्रयोगाचा अभिकल्प (आराखडा) अमेरिकी शास्त्रज्ञ रेमंड डेव्हिस यांचा होता. हा प्रयोग लीड्स (साउथ डकोटा, अमेरिका) येथील सोन्याच्या होमस्टेक खाणीत अगदी खोल जागी करण्यात आला. ज्ञात असलेल्या ऊर्जानिर्मितीच्या त्वरेवरुन अपेक्षित असलेल्या न्यूट्रिनोंच्या संख्येपेक्षा, या उच्चतर ऊर्जा न्यूट्रिनोंच्या प्रत्यक्ष निरीक्षणात बरीच कमी संख्या आढळली. मात्र हे न्यूट्रिनो सूर्यापासूनच येतात, ही वस्तुस्थिती या प्रयोगामुळे प्रस्थापित झाली. गौण प्रक्रियांच्या गृहीत धरलेल्या त्वरा अचूक नाहीत, हे कमी (संख्येने) न्यूट्रिनो ओळखले जाण्यामागील एक कारण असू शकेल. अधिक कोड्यात टाकणारी दुसरी शक्यता म्हणजे सूर्याच्या गाभ्यात निर्माण झालेले न्यूट्रिनो सूर्याच्या प्रचंड द्रव्याशी आंतरक्रिया करतात व त्यांच्यात बदल होतो. यामुळे ते न्यूट्रिनो म्हणून अभिज्ञान (ओळख) होण्यालायक राहत नाहीत व त्यांचे निरीक्षण करणे शक्य होत नाही. अशा प्रकारची प्रक्रिया अस्तित्वात असल्यास, तिला अणुकेंद्रीय सिद्घांताच्या दृष्टीने मोठा अर्थ असू शकेल. कारण यासाठी न्यूट्रिनोंचे द्रव्यमान कमी असणे गरजेचे आहे. २००८ सालापर्यंत न्यूट्रिनो द्रव्यमान नसलेले मानले जात होते. आता न्यूट्रिनोला द्रव्यमान असावे असे पुरावे पुढे आले आहेत परंतु त्यांचे द्रव्यमान अणूंपेक्षा छोट्या कणांच्या (मूलकणांच्या) तुलनेतही नगण्य असल्यामुळे त्याला मोजता अथवा निश्चित करता आलेले नाही. न्यूट्रिनो विद्युत् उदासीन आहे, त्यामुळे त्यांचे अस्तित्व व संख्या निश्चित करणे अवघड होते. नवीन प्रयोगांच्या प्राथमिक निष्कर्षांवरुन कमी ऊर्जा न्यूट्रिनोंचा स्रोत अपेक्षित मूल्यांच्या ३० टक्क्यांच्या मर्यादेत असल्याचे दिसून येते. म्हणून हे प्रत्यक्षात घडत असावे, असे वाटते.
न्यूट्रिनोंमार्फत वाहून नेण्यात येणारी ऊर्जा अवकाशात नाहीशी होते. याशिवाय सूर्याच्या गाभ्यात निर्माण होणारी ऊर्जा पुढील इतर दोन रुपांतही असते. काही ऊर्जा उत्पन्न होणाऱ्या कणांच्या गतिज ऊर्जेच्या रुपात मुक्त होते आणि तिच्यामुळे गाभ्यातील वायू तापतात, तर काही ऊर्जा गॅमा किरण फोटॉनांच्या रुपात बाहेरच्या दिशेत जाते. हे फोटॉन अखेरीस स्थानिक अणूंमार्फत शोषले जाऊन प्रारित होतात. गाभ्यातील अणुकेंद्रे पूर्णपणे आयनीभूत असतात किंवा त्यांच्यातील इलेक्ट्रॉन काढले गेलेले असतात. तेथे या फोटॉनांचे भिन्न मार्गात प्रकीर्णन (विखुरले जाण्याची क्रिया) झालेले असते. येथे घनता इतकी उच्च असते की, विखुरले जाण्याआधी फोटॉन अगदी थोडेच मिमी. अंतर कापतात. सूर्याच्या अधिक बाहेर असलेल्या भागात अणुकेंद्रांना इलेक्ट्रॉन जोडलेले असतात. त्यामुळे अणुकेंद्रे फोटॉनांचे शोषण करु शकतात व त्यांचे पुन्हा उत्सर्जन करु शकतात परंतु परिणाम तोच होतो, म्हणजे सूर्यापासून निसटून जाईपर्यंत हे प्रोटॉन बाह्य दिशेत (तथाकथित) यादृच्छिक मार्गक्रमण करतात. या मार्गक्रमणात कापलेले अंतर दोन आघातांमध्ये कापलेल्या सरासरी अंतराला (म्हणजे माध्य मुक्त पथाला) टप्प्यांच्या संख्येच्या वर्गुळाने गुणून मिळते. लागोपाठच्या आघातांमधील (टकरींमधील) माध्य अंतर म्हणजे टप्पा होय. सरासरी माध्य मुक्त पथ सु. १० सेंमी. असल्यास ७ X १०१० सेंमी. अंतर कापण्यासाठी फोटॉनाला ५ X १०१९ टप्पे पार करावे लागतील. अगदी प्रकाशाच्या गती एवढ्या गतीला ही प्रक्रिया कोट्यावधी वर्षे चालते. म्हणून आता दिसत असलेला प्रकाश दीर्घकाळापूर्वी निर्माण झालेला आहे. तथापि, सूर्याचे पृष्ठ ते पृथ्वी हा अंतिम टप्पा पार करण्यासाठी प्रकाशाला साधारण आठ मिनिटे लागतात.
सूर्याच्या बाह्य भागात प्रोटॉन शोषले जातात, त्यामुळे तेथे तापमान प्रवणता वाढते व अभिसरण सुरु होते. तप्त आयनद्रायूचे किंवा आयनीभूत वायूचे मोठे प्रवाह उष्णता ऊर्ध्व दिशेत वाहून नेतात. अभिसरण क्षेत्रविभागातील संवाहक आयनद्रायूच्या या सामूहिक गती सूर्याच्या बाहेरच्या सु. ३०% भागात असतात. त्या सौर डागांच्या चक्राला कारणीभूत असू शकतील, असे अनेक शास्त्रज्ञांना वाटते. सूर्यामधील ऊर्जेच्या परिवहनामध्ये हायड्रोजनाच्या आयनीभवनाची क्रिया महत्त्वाची असते. अभिसरण क्षेत्रविभागाच्या तळाशी अणू आयनीभूत होतात आणि ते वरील दिशेत अधिक थंड प्रदेशांत नेले जातात. तेथे त्यांचा पुन्हा संयोग होतो व आयनीभवनातून ऊर्जा मुक्त होते. पृष्ठभागाच्या लगेचच खाली प्रारणाचे परिवहन पुन्हा कार्यक्षम रीतीने होते परंतु अभिसरणाचे परिणाम दीप्तिगोलात स्पष्टपणे दिसू शकतात.
सूर्याची उत्क्रांती : सूर्याच्या गाभ्यात हायड्रोजनाचे हीलियमात मोठ्या प्रमाणावर परिवर्तन झाले आहे. तेथे अणुकेंद्रीय ज्वलन सर्वांत जलदपणे होते. तेथे हीलियम हायड्रोजनापेक्षा अधिक सहजपणे प्रारण शोषतो. यामुळे मध्यवर्ती तापमान व तेजस्विता वाढते. आदर्श गणनक्रियेचा (आकडेमोडीचा) निष्कर्ष पुढीलप्रमाणे मिळाला आहे. दर एक अब्ज वर्षानंतर सूर्य १०% अधिक तेजस्वी होतो. ग्रहनिर्मितीच्या वेळी होता त्यापेक्षा सूर्य एकविसाव्या शतकात ४०% अधिक तेजस्वी झाला आहे. यावरुन सूर्य किमान चार अब्ज वर्षे प्रकाशमान असावा. सूर्याची तेजस्विता वाढत जाईल अशी अपेक्षा करता येते. कारण त्याच्या गाभ्यातील हायड्रोजनाचा क्षय होत असतो आणि अणुकेंद्रीय ज्वलन होत असलेला भाग बाह्य दिशेत हलतो. पृथ्वीच्या तापमानात सातत्याने वाढ होत असावी, परंतु जीवाश्मविषयक अभ्यासात असा परिणाम झालेला आढळत नाही. याचा अर्थ पृथ्वीच्या वातावरणात याची भरपाई करणारे हरितगृह परिणाम व ढगाळ वातावरण यांसारखे तापस्थायी परिणाम झाले असू शकतील. वेलीय घर्षणाने पृथ्वीच्या अक्षीय परिभ्रमणाची गती मंद होत जाईल, ही वस्तुस्थिती पृथ्वीच्या भवितव्याच्या दृष्टीने महत्त्वाची आहे. पुढील चार अब्ज वर्षांत पृथ्वीचे अक्षीय परिभ्रमण चंद्राच्या अक्षीय परिभ्रमणाशी जुळण्याइतपत मंद होईल, म्हणजे हल्लीच्या ३० दिवसांत ती स्वतःभोवतीची एक प्रदक्षिणा पूर्ण करील.
बहुतेक ताऱ्यांनी अनुसरलेल्या मार्गानेच सूर्याचीही उत्क्रांती चालू राहायला हवी. जेव्हा सूर्याच्या गाभ्यातील पूर्ण हायड्रोजन वापरला गेलेला असेल, तेव्हा रिक्त झालेल्या गाभ्याभोवती वाढणाऱ्या वर्धिष्णू कवचात अणुकेंद्रीय ज्वलन होईल. सूर्य अधिक तेजस्वी होत राहील आणि हे ज्वलन जेव्हा पृष्ठभागालगत येईल, तेव्हा सूर्य तांबड्या महाताऱ्याच्या अवस्थेत प्रवेश करील आणि त्याचे विशाल कवच निर्माण होईल. हे कवच शुक्रापर्यंत किंवा अगदी पृथ्वीपर्यंत विस्तार पावलेले असेल. सूर्यापेक्षा अधिक मोठ्या किंवा जास्त द्रव्यमान असलेल्या ताऱ्यात ही अवस्था या आधीच आलेली असेल. सुदैवाने सूर्याच्या बाबतीत अशी आपत्ती यायला अजून अब्जावधी वर्षांचा कालावधी जावा लागणार आहे.
सौर भूकंपविज्ञान : ताऱ्याची संरचना केवळ त्याचे द्रव्यमान व रासायनिक संघटन यांद्वारे निश्चित होते. याविषयीच्या निरनिराळ्या गृहीतकांवर आधारित अशा प्रतिकृती (मॉडेल) रचल्या आहेत. या प्रतिकृतींत ताऱ्याचे द्रव्यमान माहीत असते. मात्र निरीक्षणांतून मिळालेली त्याची त्रिज्या, दीप्ती व पृष्ठभागाचे तापमान या बाबी जुळेपर्यंत गृहीत धरलेले संघटन बदलतात. या प्रक्रियेत अभिसरण क्षेत्राविषयीची गृहीतकेही आवश्यक असतात. सौर भूकंपविज्ञान या नवीन विज्ञानशाखेद्वारे अशा प्रतिकृती पडताळून पाहता येतात.
सौर भूकंपविज्ञान ही पृथ्वीच्या भूकंपविज्ञानाशी तुल्य अशी संज्ञा आहे. सूर्याच्या पृष्ठभागी आढळणाऱ्या विविध तरंगांच्या कंप्रता व तरंगलांब्या यांचे मापन करुन त्यावरुन सूर्याच्या अंतर्गत संरचनेचे मानचित्रण किंवा नकाशा तयार करतात. पृथ्वीवर केवळ भूकंप झाल्यावरच अशा तरंगांचे निरीक्षण करतात. परंतु सूर्यावर तरंग उद्दीपित होत असतात. अभिसरण क्षेत्रविभागातील प्रवाहांनी बहुधा हे उद्दीपन (क्षोभ) होत असावे. थोडा वेळ व्यापक पल्ल्यातील कंप्रता आढळतात. तेव्हा आंदोलन आकृतिबंधांची किंवा तऱ्हांची (आंदोलन करणाऱ्या प्रणालीच्या अवस्थांची) तीव्रता ५ मिनिट आवर्तकाल असलेल्या तऱ्हेपाशी कमाल होते. पृष्ठभागावरील तरंगांचा परमप्रसर दर सेकंदाला काही सेंमी. पासून अनेक मी. पर्यंतच्या पल्ल्यात असतो. ज्या तऱ्हांच्या ठिकाणी सूर्य प्रसरण व आकुंचन पावतो अथवा जेथे ध्वनितरंग सूर्याच्या खोलवरच्या भागातून जातात आणि पृष्ठभागाला अगदी थोड्याच अक्षोभस्थानी (म्हणजे आंदोलन नसलेल्या बिंदूंच्या ठिकाणी) स्पर्श करतात, तेथे सूर्याच्या खोल भागाचा नकाशा तयार करणे शक्य होते. याउलट अनेक अक्षोभस्थाने असलेल्या तऱ्हा सूर्याच्या बाह्य प्रदेशांत सीमित झालेल्या असतात. प्रत्येक तऱ्हेची एक निश्चित कंप्रता असते व ती सूर्याच्या संरचनेद्वारे ठरते. हजारो तऱ्हा कंप्रतांच्या संकलनातून स्वतंत्र सौर प्रतिकृती विकसित करणे शक्य असते. तिच्या निरीक्षणात आढळलेल्या आंदोलनांची नक्कल चांगल्या प्रकारे उतरविता येते. तऱ्हांच्या कंप्रता सौर डागांबरोबर किंचित प्रमाणातच बदलतात.
सूर्य जसे अक्षीय परिभ्रमण करतो तसा त्याचा अर्धा भाग पृथ्वीकडे (पृथ्वीसमोर) येतो व दुसरा अर्धा भाग पृथ्वीपासून दूर जातो. यामुळे तऱ्हांच्या कंप्रतांमध्ये विच्छेदन होते (हे सूर्याच्या दोन अर्ध्या भागांकडून होणाऱ्या डॉप्लर स्थानच्युतीमुळे घडते). भिन्न तऱ्हा सूर्यामध्ये भिन्न खोलीपर्यंत पोहोचत असल्याने भिन्न खोलीवरील अक्षीय परिभ्रमणाचा नकाशा काढणे शक्य होते. अभिसरण क्षेत्रविभागाखालील सूर्याचे अंतरंग घनरुप पिंडाच्या रुपात अक्षीय परिभ्रमण करते. सूर्याच्या पृष्ठभागी विषुववृत्तापाशी अक्षीय परिभ्रमण सर्वांत जलद, तर ध्रुवांपाशी सर्वांत मंद असते. सौर डाग पृष्ठभागावरुन जेव्हा परिभ्रमण करतात तेव्हा हे भेददर्शी अक्षीय परिभ्रमण सहज दिसू शकते. सूर्याचे दूरदर्शकाच्या मदतीने केलेल्या सुरुवातीच्या वेळेपासून हे माहीत झालेले आहे. सौर डाग सूर्याच्या विषुववृत्तापाशी २५ दिवसांमध्ये, तर उच्च अक्षांशांपाशी २८ किंवा २९ दिवसांत या त्वरेने एक परिभ्रमण पूर्ण करतात. वरवर पाहता अभिसरण क्षेत्रविभागामुळे निर्माण होणाऱ्या या भेददर्शी परिभ्रमणाची सूर्याच्या चुंबकीय क्षेत्राच्या निर्मितीमधील भूमिका मोलाची असते. तथापि या संदर्भात पुष्कळ गोष्टींचा उलगडा झालेला नाही. कारण सूर्याचे अनेक घटकगुण (वा वैशिष्ट्ये) कमी भेददर्शी परिभ्रमण दर्शवितात.
सौर वातावरण : दीप्तिगोल : सूर्याच्या पृष्ठभागावर अग्नी नसला, तरी दीप्तिगोल उकळत व क्षुब्ध असतो. हे खालील अभिसरणाचे दिसणारे परिणाम आहेत. खालून वाहत येणारे फोटॉन खाली असलेल्या थरांमार्फत पकडले जातात व अखेरीस निसटतात. यामुळे तापमान व घनता कमी होतात. दृश्य पृष्ठभागापाशी तापमान सु. ६,००० के. असते. ते दीप्तिगोलापासून सु. ५०० किमी. उंचीवर ४,००० के. एवढे कमी होते. घनता दर घ. सेंमी.ला १ X १०-७ ग्रॅ. पासून दर १५० किमी. ला २·७ या गुणकाने कमी होते. बहुतेक प्रमाणांबरहुकूम सौर वातावरण निर्वात आहे. याच्या कोणत्याही चौ. सेंमी. वरील एकूण घनता सु. १ ग्रॅ. आहे, म्हणजे पृथ्वीच्या वातावरणातील याच्याशी तुल्य द्रव्यमानापेक्षा ही घनता सु. १,००० पट कमी आहे. पृथ्वीच्या वातावरणातून पलीकडचे दिसू शकते, मात्र सूर्याच्या वातावरणातून पलीकडचे दिसत नाही. कारण पृथ्वीचे वातावरण उथळ (कमी जाडीचे) असून त्यातील रेणू दृश्य वर्णपटाबाहेरचे प्रारण तेवढे शोषतात. याउलट सूर्याच्या दीप्तिगोलात ऋण हायड्रोजन (H−) हा आयन म्हणजे दोन इलेक्ट्रॉन जोडलेले हायड्रोजनाचे अणुकेंद्र असते. हा ऋण हायड्रोजन आयन वर्णपटाच्या बहुतेक सर्व भागांतील प्रारण शोषून घेतो.
दीप्तिगोल हा सर्वसाधारण प्रकाशात दिसणारा सूर्याचा भाग आहे. याच्या प्रतिमेत दोन ठळक बाबी दिसतात. सर्वांत बाहेरच्या भागात आढळणारा गडदपणा ही यांपैकी एक बाब असून त्याला कडेजवळचा गडदपणा म्हणतात. तांदळाच्या सूक्ष्म दाण्यांसारखी संरचना दीप्तिगोलावर तयार होते, ही दुसरी ठळक बाब असून तिला कणीभवन म्हणतात. केवळ तापमान कमी होत गेल्याने गडदपणा आढळतो. सूर्याची कडा किंवा किनार पाहिल्यास उच्चतर, अधिक थंड व अधिक गडद थरांकडून येणारा प्रकाश दिसतो. कण हे अभिसारी घट असून ते खालील भागातून ऊर्जा वर आणतात. प्रत्येक घटाची रुंदी सु. १,५०० किमी. असते. कणांचे आयुर्मान सु. २५ मि. असते. या काळात त्यांच्यामधून तप्त वायू दर सेकंदाला सु. ३०० मी. या गतीने वर येतो. नंतर क्षीणीभवन होऊन किंवा स्फोटाद्वारे कणांच्या प्रसरणशील कड्यात परिवर्तन होऊन त्यांचे तुकडे होतात. स्फोटाच्या आकृतिबंधाने (संरचनेने) सभोवतालच्या कणांना एका आकृतिबंधाचा आकार प्राप्त होतो, असे मानतात. या आकृतिबंधाला मध्यकणीभवन म्हणतात. मात्र अशा आकृतिबंधांविषयी वाद वा शंका आहे. मोठ्या निर्विवाद आकृतिबंधाला महाकणीभवन म्हणतात. हा आकृतिबंध म्हणजे बाहेरच्या दिशेत वेग असलेल्या प्रवाहांचे जाळे असून, प्रत्येक प्रवाहाचा आडव्या दिशेतील विस्तार ३०,००० किमी. असतो. हा प्रवाह बहुधा मोठ्या अभिसरण क्षेत्रविभागाशी बद्घ असतो सापेक्षतः लहान कणांना तो बद्घ नसतो. हा प्रवाह सूर्याच्या पृष्ठभागावरील चुंबकीय क्षेत्रांचे महाकणीभवन-घट सीमांवर एकत्रीकरण करतो आणि चुंबकीय क्षेत्र घटकांचे जाळे निर्माण होते.
दीप्तिगोलातील चुंबकीय क्षेत्रे वातावरणात वर विस्तारलेली असून तेथे महाकणीभवनयुक्त आकृतिबंधाचे संवाहक वायूवर वर्चस्व असते. सरासरी (साधारण) पृष्ठभागाच्या क्षेत्रांवर तापमान सारखे घटत असते. जाळ्यांच्या कडांपाशी ते इतक्या जलदपणे घटत नाही. पृष्ठभागाच्या वर शोषल्या गेलेल्या एका तरंगलांबीला घेतलेल्या सूर्याच्या प्रतिमेत जाळ्याच्या कडा तेजस्वी दिसतात. दृश्य तरंगलांबी बाहेरील बहुतेक तरंगलांब्यांच्या बाबतीत असे घडते. उच्च दीप्तिगोलातून होणारे जंबुपार उत्सर्जन हे वृद्घी झालेल्या चुंबकीय क्षेत्राशी चांगले जुळते.
सौर वर्णपटाचे निरीक्षण सर्वप्रथम योझेफ फोन फ्राउनहोफर यांनी केले. त्यांना सर्व रंगांमधील उत्सर्जन व त्याबरोबर विशिष्ट तरंगलांबीजवळ गडद रेषा आढळल्या. त्यांनी या रेषा अक्षरांनी दर्शविल्या. काही रेषा अद्यापही तशाच ओळखल्या जातात. उदा., सोडियमाच्या D – रेषा, G – पट्ट व आयनीभूत कॅल्शियमाच्या K – रेषा. या रेषांचा अधिक अभ्यास जर्मन भौतिकीविद ⇨गुस्टाफ रोबेर्ट किरखोफ यांनी केला. त्यांना यातून पुढील माहिती प्राप्त झाली : दीप्तिगोलात कोणते अणू आहेत, हे या रेषांवरुन उघड झाले आणि प्रयोगशाळेतील माहितीशी तुलना करुन त्या अणूंची आयनीभवनाची व क्षुब्धतेची स्थिती लक्षात आली.
जेथे प्रत्येक कणाची ऊष्मीय ऊर्जा ०·५ व्होल्ट असते, अशा ६,००० के. तापमान असलेल्या ठिकाणी सामान्यपणे अपेक्षित असलेल्या वर्णपटरेषा दिसल्या. सर्वांत विपुल असलेली हायड्रोजन व हीलियम ही मूलद्रव्ये उद्दीपित वा क्षुब्ध होणे कठीण असते तर लोह, सोडियम व कॅल्शियम यांसारख्या अणूंमार्फत या तापमानाला अनेक वर्णपटरेषा सहजपणे उद्दीपित होतात. ब्रिटनमध्ये जन्मलेली सेसिलिया पायने ही पदवीधर विद्यार्थिनी हार्व्हर्ड कॉलेज ऑब्झर्व्हेटरी (केंब्रिज, मॅसॅचूसेट्स, अमेरिका) येथे अभ्यास करीत असताना १९२५ मध्ये तिने सूर्यामध्ये हायड्रोजन व हीलियम ही मूलद्रव्ये अतिशय विपुल प्रमाणात असल्याचे ओळखले होते. मात्र आपले हे निष्कर्ष खोटे असल्याचे सांगायला तिच्या वरिष्ठांनी त्यावेळी तिला भाग पाडले होते नंतर हे सत्य मान्य झाले. दृश्य वर्णपटातील सर्वांत तीव्र रेषा या H- व K- (फ्राउनहोफर यांनी वापरलेली अक्षरे) आयनीभूत कॅल्शियमाच्या आहेत. कारण कॅल्शियमाचे सहजपणे आयनीभवन होते. ज्या संक्रमणांमध्ये सर्वांत कमी ऊर्जावान अशा तळाच्या अवस्थेतील आयनांद्वारे ऊर्जा शोषली जाते, ती संक्रमणे या रेषांनी सूचित होतात. सोडियमाच्या D- रेषा थोड्याशा दुर्बल असतात. कारण बहुतेक सोडियमाचे आयनीभवन झालेले असते व सोडियमाचे आयण प्रारण शोषित नाही.
विशिष्ट मूलद्रव्याची विपुलता व त्याची आयनीभवनाची अवस्था, तसेच संबंधित रेषेशी निगडित आणवीय ऊर्जेच्या पातळीचे उद्दीपन यांच्याद्वारे रेषांची तीव्रता ठरते. याउलट कार्य केल्यास सूर्यातील बहुतेक मूलद्रव्यांची विपुलता काढणे शक्य आहे. विपुलतेचा हा समुच्चय सर्व विश्वात अतिशय नियमित रीतीने आढळतो. ⇨ क्वासार, अशनी [→ उल्का व अशनि] व नवीन तारे यांसारख्या अगदी भिन्न प्रकारच्या पिंडांमध्ये याच स्वरुपाची मूलद्रव्यांची विपुलता आढळते. अणूंच्या संख्येनुसार सूर्य स्थूलपणे ९०% हायड्रोजन व ९·९ % हीलियम यांचा बनलेला आहे. उरलेले अणू हे अधिक जड मूलद्रव्यांचे असून ते विशेषतः कार्बन, नायट्रोजन, ऑक्सिजन, मॅग्नेशियम, सिलिकॉन व लोह यांचे आहेत. या अणूंची संख्या ०·१ % एवढीच आहे. [ → दीप्तिगोल].
वर्णगोल व किरीट : दीप्तिगोलामुळे सर्वसाधारण सौर वर्णपट तयार होतो. सूर्यग्रहणाच्या काळात तेजस्वी दीप्तिगोल चंद्राने झाकला जातो व पुढील तीन गोष्टी दिसतात : (१) सूर्याच्या कडेभोवती बारीक (अरुंद) गुलाबी कडे दिसते, त्याला वर्णगोल म्हणतात (२) मोत्यासारखे फिकट प्रभामंडल दिसते, त्याला किरीट म्हणतात आणि (३) पृष्ठभागी लोंबकळल्यासारखे गुलाबी ढग दिसतात, त्यांना तेज:शृंगे म्हणतात.
सूर्यग्रहण काळातील सूर्याच्या वातावरणाचे वर्णपट म्हणजे चमक वर्णपट प्रथम मिळाले, तेव्हा ज्योतिर्विदांना अनेक आश्चर्यकारक बाबी आढळल्या. प्रथम त्यांना शोषण रेषांऐवजी उत्सर्जन रेषा दिसल्या. उत्सर्जन रेषा तेजस्वी असून त्या दोन रेषांच्या मधल्या भागात काहीच दिसले नाही. या परिणामामुळे वर्णपटरेषांच्या दरम्यान वर्णगोल पारदर्शक असल्याने तेथून फक्त गडद आकाश दिसले. नंतर हायड्रोजनामुळे सर्वांत तीव्र रेषा निर्माण झालेल्या त्यांना आढळल्या, असे असले तरी हायड्रोजनाची उच्च विपुलता तोपर्यंत त्यांच्या लक्षात आली नव्हती. शेवटी आढळलेल्या सर्वांत तेजस्वी रेषा त्याआधी त्यांना कधीच दिसल्या नव्हत्या, कारण त्या सूर्याकडून येतात. त्यांचा स्रोत असलेल्या अज्ञात मूलद्रव्याला त्यांनी सूर्याच्या हीलियस या ग्रीक नावावरुन हीलियम हे नाव दिले. नंतर हीलियम हे मूलद्रव्य पृथ्वीवरही आढळले.
वर्णगोल : दीप्तिगोलाच्या बाहेरच्या भागाचे किमान शीत तापमान आणि दीप्तिगोलाच्या वर पसरलेला व लक्षावधी अंश तापमानाचा किरीट यांच्यातील गतिशील संक्रमण वर्णगोलाने दाखविले जाते. हायड्रोजनाच्या ६,५६२·८ अँगस्ट्रॉम (१ अँगस्ट्रॉम = १०-१० मी.) येथील Ha रेषेवरून वर्णगोलाचे नाव व गुलाबी रंग आलेला आहे. कारण ही रेषा इतकी तीव्र आहे की, ती वर्णगोल अभ्यासण्याचे सर्वोत्कृष्ट साधन आहे. या कारणासाठी सूर्याच्या अरुंद तरंगलांबी पट्ट्यात सूर्याचा अभ्यास करण्यासाठी व्यापकपणे खास प्रकारचे एकवर्णी वर्णपट-लेखक वापरतात. चुंबकीय क्षेत्राच्या बलाच्या तुलनेत घनता उंचीनुसार अधिक जलदपणे घटत असल्याने वर्णगोलाच्या संरचनेवर चुंबकीय क्षेत्राचे वर्चस्व असते. या संरचनेत दीप्तिगोलीय चुंबकीय क्षेत्रांचे प्रतिबिंब उमटलेले दिसते. या अंतर्विलासाचे पुढील साधे नियम आहेत. जेथे चुंबकीय क्षेत्र तीव्र वा प्रबल आणि उदग (उभ्या दिशेत) असते, असा वर्णगोलातील प्रत्येक बिंदू तप्त व तेजस्वी असतो. ज्या ठिकाणी चुंबकीय क्षेत्र क्षितिजसमांतर असते, तेथे ती जागा अदीप्त (गडद) असते. महाकणीभवनामुळे वर्णगोलाच्या कडांवर चुंबकीय क्षेत्र केंद्रीभूत होते. त्यामुळे वर्धित चुंबकीय क्षेत्रांच्या तेजस्वी प्रदेशांचे वर्णगोलीय जाळे निर्माण होते.
वर्णगोलात विशेषतः त्याच्या वर्तुळाकार बाह्य कडेमध्ये सर्वांत ठळक संरचना आढळतात. या संरचना म्हणजे कणांच्या झोतांचे गुच्छ अथवा प्रवाह असून त्यांना झोतगुच्छ म्हणतात. हे झोतगुच्छ सूर्याच्या पृष्ठभागावर सु. ७,००० किमी. उंचीपर्यंत विस्तारलेले आहेत. या पृष्ठभागातून हीलियमाच्या उच्च-उद्दीपन रेषा तीव्रपणे उत्सर्जित होत असल्याने, वर्णगोल तप्त असल्याचे पहिल्यापासून मानले होते. प्रारणमापक हे अचूक तापमान मोजण्याचे विशिष्ट असे साधन असून त्याच्या साहाय्याने मोजलेले वर्णगोलाचे तापमान केवळ ८,००० के. आहे. याचा अर्थ वर्णगोल दीप्तिगोलापेक्षा थोडा अधिक तप्त आहे. तपशीलवार अशा रेडिओ किंवा प्रारणमापी नकाशांवरुन तप्ततर प्रदेश तीव्रतर चुंबकीय क्षेत्रांशी जुळतात, असे दिसून येते. तप्त व शीत हे दोन्ही प्रदेश अपेक्षेपेक्षा अधिक उच्च स्तरापर्यंत विस्तारलेले आहेत. ते चुंबकीय व अभिसरणीय क्रियेने पृष्ठभागाच्या वर उच्च ठिकाणी नेले जातात वा उचलले जातात.
ज्योतिर्विद जंबुपार तरंगलांब्यांच्या मदतीने अवकाशातून सूर्याचे वेध घेतात, तेव्हा वर्णगोलाकडून १०,००० ते १०,००,००० के. या पल्ल्यातील उच्च तापमानाला तयार झालेल्या रेषा उत्सर्जित होत असल्याचे दिसून आले. एखाद्या अणूच्या आयनीभवनाची संपूर्ण प्रक्रिया पल्ल्यामध्ये आढळू शकते. उदा., ऑक्सिजन I (विद्युत् भाररहित) दीप्तिगोलात आढळू शकतो. ऑक्सिजन II मार्फत ऑक्सिजन VI पर्यंत (१ ते ५ इलेक्ट्रॉन काढून टाकलेले) प्रकार वर्णगोलात आणि ऑक्सिजन VII व VIII प्रकार किरिटात आढळू शकतात. ही पूर्ण मालिका सु. ५,००० किमी.च्या पल्ल्यात आढळते. जंबुपार तरंगलांब्यांनी मिळविलेली किरिटाची प्रतिमा ही तापमान कमी असलेल्या प्रदेशांच्या तुलनेत पुष्कळच अधिक विस्तारलेली दिसते. यावरुन चुंबकीय घटकांतील तप्त द्रव्य उंचीनुसार बाह्य दिशेत पसरले जाते आणि संपूर्ण किरिटीय अवकाश व्यापून टाकते, असे सूचित होते. तापमान वरच्या दिशेत वाढते, याचा अर्थ हीलियमाचे उत्सर्जन हा मूळ निकष असून हे उत्सर्जन एकसारखे आहे म्हणजे तुटक नाही, ही बाब कुतूहलजनक अशी आहे. तप्त किरिटापासून होणाऱ्या अधिक प्रसृत व एकसम क्ष-किरण उत्सर्जनाने हीलियम अणू उद्दीपित झाल्याने असे घडते.
क्षेत्रीय चुंबकीय परिस्थितींनुसार वर्णगोलाची संरचना प्रखरपणे बदलते. जाळ्याच्या कडांशी झोतगुच्छ चुंबकीय क्षेत्ररेषांच्या समुदायांपासून पुढे आलेले असतात. सौर डागांच्या लगतच्या भागात तेज:क्षेत्रे आढळतात. ही मोठी तेजःक्षेत्रे सौर डागाभोवती तयार होतात. तेथे झोतगुच्छ नसतात, परंतु तेथे वर्णगोल सर्वसाधारणपणे अधिक तप्त व दाट असतो. तेजःशृंगांच्या क्षेत्रांत चुंबकीय क्षेत्ररेषा क्षितिजसमांतर असून तेथे झोतगुच्छ नसतात.
किरीट : (कोरोना). सूर्यग्रहणाच्या काळात किरिटापासून आलेला अज्ञात रेषांचा दुसरा महत्त्वाचा संच लक्षात आला. स्रोत घटकाला कोरोनियम म्हणतात. १९४० मध्ये या रेषांचा स्रोत विविध उच्च आयनीभूत अणूंमधील असल्याचे लक्षात आले. आयर्न X (नऊ इलेक्ट्रॉन गमाविलेले लोह), आयर्न XIV व कॅल्शियम XV हे ते अणू असून किरिटाचे तापमान सु. दहा लाख के. असल्यासच हे अणू अस्तित्वात असतात. या वर्णपटरेषा फक्त उच्च निर्वातात उत्सर्जित होऊ शकतात. लोहापासून येणाऱ्या रेषा सर्वांत तीव्र असून त्यांच्यामुळे अनुसंधान करणाऱ्यांना त्यांच्या विपुलतेचा अंदाज आला. त्यांची विपुलता जवळजवळ ऑक्सिजनाच्या विपुलतेएवढी आहे. यावरुन दीप्तिगोलांविषयी आधी निर्धारित केलेल्या मूल्यांत चुका झाल्या होत्या, हे लक्षात आले. दृश्य प्रकाशात किरीट दीप्तिगोलापेक्षा दहा लाख पट अंधुक (मंद) आहे (म्हणजे तळभागाशी तो पूर्ण चंद्राएवढा आणि अधिक उंचीवर याहून पुष्कळच अंधुक दिसतो). उच्च तापमानामुळे तो टोकाचे जंबुपार प्रारण व क्ष-किरण यांच्या उत्सर्जनाचा शक्तिशाली स्रोत बनला आहे. दूरवरची चुंबकीय क्षेत्रे तेजस्वी द्रव्याच्या पाशांनी (वलयांनी) जोडली जातात. अल्प किरीट असलेल्या किंवा किरीट अजिबात नसलेल्या क्षेत्रांना किरीट विवरे म्हणतात. सर्वांत तेजस्वी प्रदेश हे सौर डागांच्या भोवतीचे क्रियाशील प्रदेश आहेत. तेथे हायड्रोजन व हीलियम पूर्णपणे आयनीभूत झालेले असून इतर अणू जास्त प्रमाणावर आयनीभूत झालेले असतात. वर्णपटातील जंबुपार विभाग उच्च विद्युत् भारित आयनांच्या तीव्र वर्णपटरेषांनी भरलेला असतो. किरिटाच्या तळाशी घनता दर घ. सेंमी. ला सु. ४ X १०८ अणू एवढी असते. याचा अर्थ पृथ्वीचे वातावरण त्याच्या तळाशी जेवढे दाट असते, त्याच्या १०१३ पट अधिक विरळ किरिटाचा तळ असतो. तापमान उच्च असल्याने दर ५० हजार किमी. ला घनता e (२·७१४) या घटकाने वा पटीत कमी होते [→इ (e)].
किरिटाचा अभ्यास करण्याच्या दृष्टीने रेडिओ दूरदर्शक विशेष मोलाचे आहेत. कारण ज्या माध्यमातून रेडिओ तरंग प्रसारित होत असतात त्या माध्यमाच्या तथाकथित आयनद्रायू कंप्रतेपेक्षा रेडिओ तरंगांची कंप्रता जेव्हा जास्त असते, तेव्हाच हे तरंग या माध्यमातून प्रसारित होतात. माध्यमाची घनता, तापमान व चुंबकीय क्षेत्र यांच्यानुसार आयनद्रायू कंप्रता बदलते. म्हणून आयनद्रायू कंप्रता मापनाद्वारे या राशींची माहिती मिळू शकते.
सौरवात : तप्त आयनीभूत आयनद्रायूची संवाहकता अतिशय उच्च असते. किरिटाचे तापमान सूर्यापासून त्याच्या अंतराच्या घातानेच कमी होते. अशा तऱ्हेने आंतरग्रहीय माध्यमाचे तापमान पृथ्वीलगत दोन लाख के.पेक्षा अधिक असते. सूर्याच्या गुरुत्वीय प्रेरणेन तप्त द्रव्य त्याच्या पृष्ठभागी धरुन ठेवले जाऊ शकते, तर सूर्याच्या त्रिज्येच्या पाचपट अंतरावर गुरुत्वीय प्रेरणा २५ पट कमी असते परंतु तापमान केवळ ४० टक्केच कमी असते. त्यामुळे बाहेरच्या दिशेत वाहणाऱ्या कणांचा अखंड प्रवाह निर्माण होतो, या प्रवाहाला सौरवात म्हणतात. जेथे चुंबकीय क्षेत्रांनी त्याला अवरोध होतो, तेथे हा प्रवाह निर्माण होत नाही. सौरवात सर्पिल मार्गाने वाहतो. सूर्यापासून बाहेरच्या दिशेत आंतरग्रहीय माध्यमात निर्माण होत असणाऱ्या चंमुबकीय क्षेत्रांनी याचा मार्ग निश्चित होतो. याचा वेग दर सेकंदाला सु. ४०० किमी. असून त्यात लक्षणीय बदल होतात.
चुंबकीय क्षेत्रे प्रबल असलेल्या ठिकाणी किरिटाचे द्रव्य बाहेरच्या दिशेत वाहू शकत नाही व ते सापळ्यात पकडल्याप्रमाणे होते. अशा रीतीने उच्च घनता व क्रियाशील प्रदेशांवरील तापमान ही अंशतः या पकडल्या जाण्याच्या प्रक्रियेमुळे व अंशतः तापमान (बहुधा) सौरतेजशिखा उद्रेकांमुळे निर्माण होतात. चुंबकीय क्षेत्र खुले असलेल्या ठिकाणी तप्त द्रव्य निसटून जाते आणि किरिटातील विवर निष्पन्न होते. सौरवाताच्या माहितीच्या विश्लेषणातून पुढील गोष्ट दिसून आली आहे. विषुववृत्ताजवळील किरिटातील विवरे ही सौरवातामधील उच्च वेगी प्रवाहांशी निगडित असतात आणि पुनःपुन्हा होणारी चुंबकीय वादळे ही या किरिटाच्या विवरांच्या परत येण्याशी निगडित असतात.
सौरवातामुळे चुंबकीय क्षेत्ररेषा पृष्ठभागाबाहेर ओढल्या जातात. दर सेकंदाला सु. ५०० किमी. वेगाने प्रवास करणारे कण एका सौर अक्षीय परिभ्रमणात (२७ दिवसांत) शनीच्या कक्षेपर्यंत पोहोचतात परंतु या कालावधीत सूर्यावरचा स्रोत पूर्णपणे एक फेऱ्यातून गेलेला असतो. दुसऱ्या शब्दांत सांगायचे झाल्यास सूर्यापासून नि:सारित होणाऱ्या चुंबकीय क्षेत्ररेषा सर्पिलाकार मार्ग अनुसरतात. सौरवात चार दिवसांत पृथ्वीवर पोहोचतो. ज्या बिंदूत तो निर्माण झालेला असतो, तो बिंदू या काळात त्याच्या पृथ्वीसमोरील मूळ स्थानापासून सु. ५० अंशाएवढे अंतर परिभ्रमणाद्वारे फिरलेला असतो. खंडित न होणाऱ्या चुंबकीय क्षेत्ररेषा हा मार्ग कायम ठेवतात व त्या मार्गानुसार वायू हलतो. सौरवाताच्या प्रवाहाचा पृथ्वीच्या वातावरणाच्या वरच्या भागावर एकसारखा परिणाम होत असतो. एकूण द्रव्यमान, चुंबकीय क्षेत्र व सौरवाताद्वारे दूर गेलेला कोनीय संवेग या राशी सूर्याच्या संपूर्ण आयुर्मानाच्या दृष्टीने नगण्य असतात. तथापि, भूतकाळात क्रियाशीलतेच्या उच्च पातळीने सूर्याच्या उत्क्रांतीत त्याने काही कार्य केलेले असू शकेल, तसेच सूर्याहून मोठ्या ताऱ्यांनी अशा प्रक्रियांद्वारे पुष्कळ द्रव्यमान गमाविले असेल.
किरिटाचे स्वरुप लक्षात आल्यानंतर असे कमी घनतेचे अतितप्त आयनद्रायू संपूर्ण ज्ञात विश्वात आढळले आहेत. इतर ताऱ्यांची वातावरणे, अतिदीप्त नवताऱ्यांचे अवशिष्ट भाग व दीर्घिकांचे बाहेरचे विस्तार यांमध्ये असे आयनद्रायू आढळले आहेत. वरवर पाहता कमी घनतेचे आयनद्रायू प्रारण इतक्या कमी प्रमाणात बाहेर टाकतात की, त्यांची तापमाने उच्च होऊन टिकून राहू शकतात. सूर्यासारख्या ताऱ्यांतील हीलियमाचे शोषण किंवा क्ष-किरण उत्सर्जन ओळखू आल्याने ताऱ्यांच्या संदर्भात किरीट ही अगदी सामान्यपणे आढळणारी गोष्ट असल्याचे संशोधकांच्या लक्षात आले. अनेक ताऱ्यांची किरिटे सूर्याच्या किरिटाच्या तुलनेत अधिक व्यापक आहेत.
किरिटाचे उच्च तापमान सीमावर्ती परिणामांचे फलित असल्याचा अंदाज केला गेला आहे. सूर्याच्या पृष्ठभागाजवळ मोठ्या प्रमाणात घटणारी घनता आणि या पृष्ठभागाखाली असलेले अभिसरणीय प्रवाह यांच्याशी हे परिणाम निगडित आहेत. अभिसरणीय क्रियाशीलता नसलेल्या ताऱ्यांना किरीट असल्याचे दिसत नाही. अनेक कणांची अधिकाधिक ऊर्जा ही कमी आयनांमध्ये एकवटली जात असते, या परिणामाला ‘चाबकाचा फटकारा परिणाम’ (क्रॅक ऑफ द व्हिप) म्हणतात. चुंबकीय क्षेत्रांमुळे हा परिणाम सुकर होतो. याचे एकूण फलित म्हणजे किरिटाचे तापमान उच्च होणे हे होय.
सौर क्रियाशीलता : सौर डाग : सौर डागांच्या क्रियाशीलतेच्या चढ-उतारांमध्ये एक आश्चर्यकारक लय आढळते. सूर्याच्या वातावरणावर या लयीचे वर्चस्व असलेले आढळते. या लयीचा पृथ्वीवरील जीवसृष्टीवरही प्रभाव पडत असतो. सर्वांत मोठे सौर डाग दूरदर्शकाशिवायही दिसू शकतात. ते सूर्याच्या पृष्ठभागावर आढळणाऱ्या अतिशय तीव्र चुंबकीय क्षेत्राचे प्रदेश आहेत. एखादा प्रातिनिधिक स्वरुपाचा परिपूर्ण सौर डाग पांढऱ्या प्रकाशात स्थूलपणे डेझीच्या फुलाच्या आकारासारखा दिसतो. त्याच्या गडद मध्यवर्ती गाभ्याला प्रच्छाया म्हणतात. तेथे चुंबकीय स्रोत पाश उदग्र दिशेत खालून वर आलेला असतो. त्याच्याभोवती गडद व अरीय तंतुकांचे कडे असून या कड्याला उपच्छाया म्हणतात तेथे चुंबकीय क्षेत्र बाहेरच्या दिशेत पसरलेले असते. उपच्छायेचा आतला भाग संथपणे प्रच्छायेत जात असतो. मध्यवर्ती गडद ठिपक्याभोवती तांदळाच्या बारीक दाण्यांसारखी संरचना आढळते व तिला कणीभवन म्हणतात.
प्रच्छाया बरीच थंड असल्याने गडद दिसते. तिचे तापमान सु. ३,००० के. तर तिच्या भोवतीच्या दीप्तिगोलाचे तापमान सु. ६,००० के. असते. गडद ठिपक्यामधील दाबात चुंबकीय व वायूचा दाब अंतर्भूत असून या दाबाने सभोवतालच्या दाबाचे संतुलन व्हावे लागते. म्हणून गडद ठिपक्याच्या आतील दाब बाहेरील दाबाच्या तुलनेत पुष्कळच कमी होईपर्यंत गडद ठिपक्याचा भाग चुंबकीय परिणामांनी थंड व्हावा लागतो. सौर डागांत मोठी चुंबकीय ऊर्जा असते, त्यामुळे थंड ठिपक्याजवळच्या प्रदेशात प्रत्यक्षात सर्वांत तप्त व सर्वाधिक तीव्र क्रियाशीलता असते. सौर डागांच्या तीव्र क्षेत्रांचे खालील भागातून उष्णता आणणाऱ्या अभिसरणीय गतीमुळे व्यत्यय येऊन सौर डाग थंड होतात, असे मानले जाते. या कारणासाठी सौर डागांच्या आकारमानांना खालची मर्यादा असल्याचे दिसते. ही मर्यादा साधारण ५०० किमी. एवढी असते. याहून लहान सौर डाग सभोवतालच्या प्रारणाने जलदपणे तापतात आणि नष्ट होतात.
चुंबकीय क्षेत्राने अभिसरण दडपले जात असले आणि यादृच्छिक गती सभोवतालच्या भागांपेक्षा पुष्कळच कमी असल्या, तरी सौर डागांमध्ये बहुशः उपच्छाया प्रदेशात व्यापक वैविध्य असलेल्या सुसंघटित गती आढळतात. उपच्छायेत क्षितिजसमांतर क्षेत्ररेषांमुळे ओळखता येतील असे क्षैतिज प्रवाह निर्माण होऊ शकतात. अशी एक गती म्हणजे एव्हरशेड परिणाम होय. उपच्छायेचा बाहेरच्या भागात दर सेकंदाला सु.१ किमी. बाह्य दिशेत वाहणारा प्रवाह म्हणजे हा एव्हरशेड परिणाम होय. हा प्रवाह हलणाऱ्या चुंबकीय वैशिष्ट्यांच्या रुपात उपच्छायेच्या पलीकडे विस्तार पावलेला असतो. सौर डागांभोवतीच्या क्षेत्राला छेदून बाहेरच्या दिशेत जाणाऱ्या चुंबकीय क्षेत्राचे घटक ही वैशिष्ट्ये होत. एखाद्या सौर डागावरच्या वर्णगोलामध्ये जसे द्रव्य सर्पिलाकार गतीने सौर डागाच्या आत जाते, तसा उलटा एव्हरशेड प्रवाह (परिणाम) आढळतो. उपच्छायेचा आतील अर्धा भाग प्रच्छायेत आतमध्ये जात असतो.
सौर डागांचे वेध घेतले असता त्यांच्यात आंदोलनेही आढळली आहेत. दीप्तिगोलाचा प्रकाश-सेतू नावाचा विभाग जेव्हा प्रच्छायेला ओलांडून पलीकडे जातो तेव्हा जलद असा क्षितिजसमांतर प्रवाह आढळतो. प्रच्छायेचे चुंबकीय क्षेत्र गती निर्माण होऊ न देण्याइतके प्रबल असले, तरी वर्णगोलात वर असलेल्या भागात जलद अशी आंदोलने आढळतात, त्यांना प्रच्छायेतील चमका म्हणतात. त्यांचा आवर्तकाल १५० से. असतो. वर्णगोलात प्रच्छायेच्या वर तथाकथित धावते तरंग ३०० से. या आवर्तकालाने अरीय रीतीने बाह्य दिशेत जातात.
धन विद्युत् भारित प्रोटॉन व ऋण विद्युत् भारित इलेक्ट्रॉन यांच्याप्रमाणे चुंबकीय ध्रुव निसर्गात एकेकटे किंवा सुटे आढळत नाहीत. असा सुटा किंवा विभक्त चुंबकीय ध्रुव केवळ प्रचंड ऊर्जांच्या ठिकाणी कदाचित निर्माण होऊ शकेल, परंतु असा एकटा ध्रुव कोणीही शोधून काढलेला नाही. सूर्यावरदेखील प्रत्येक चुंबकीय ध्रुवाला विरुद्घ चिन्हाचा किंवा प्रकाराचा ध्रुव असतो. असे दोन ध्रुव अतिशय दूरच्या ठिकाणी असू शकतात. बहुधा सौर डाग याचप्रमाणे नेहमी जोडीने दिसतात किंवा विरुद्घ ध्रुवता असलेल्या जोड्यांच्या गटांच्या रुपात आढळतात. हे गट पृष्ठभागाला परस्पर छेदक असलेले चुंबकीय स्रोत-पाशांच्या समुदायाशी संवादी वा तद्नुरुप आहेत. विरुद्घ ध्रुवता असलेल्या जोड्यांच्या रुपातील स्रोत-पाश खालून वर आलेले असतात आणि वर असलेल्या वर्णगोलातील गडद कमानींनी वा कंसांनी जोडलेले असतात.
सौर डागांच्या जोडीतील सदस्यांची ओळख किंवा त्याचे नाव सूर्याच्या अक्षीय परिभ्रमणाच्या संदर्भातील त्यांच्या जोडीमधील स्थानावरुन ठरते. एकाला अग्रेसर तर दुसऱ्याला अनुगामी सौर डाग म्हणतात. दक्षिण वा उत्तर गोलार्धातील सौर डागांच्या सर्व जोड्यांना एकच वैशिष्ट्यपूर्ण ध्रुवीय विन्यास असतो. त्यामुळे सर्व अग्रेसर सौर डागांची ध्रुवता उत्तर तर सर्व अनुगामी सौर डागांची ध्रुवता दक्षिण असते. सर्वसाधारणपणे एखाद्या नवीन सौर डाग गटाला तो ज्या गोलार्धात तयार झाला आहे, त्याला अनुरुप असा त्याचा ध्रुवता विन्यास असतो जर तसे नसेल, तर त्याचा जलदपणे अंत होतो. प्रसंगविशेषी व्युत्क्रमी ध्रुवतेचे प्रदेश मोठा उच्च क्रियाशील सौर डाग गट तयार होईपर्यंत टिकून राहतात. सौर डाग त्याच्या भोवतीचा तेजस्वी वर्णगोल आणि संबंधित प्रबल चुंबकीय क्षेत्र प्रदेश या सर्वांचा मिळून क्रियाशील प्रदेश बनतो. जी प्रबल चुंबकीय क्षेत्रे एकत्र होऊन सौर डाग बनत नाहीत, त्यांच्यापासून बनलेल्या प्रदेशांना तेज:क्षेत्रे वा दीप्तिमान क्षेत्रे असे म्हणतात. ती तांबड्या Ha रेषेमध्ये ठळकपणे दिसतात आणि बाहूजवळच्या अखंडित प्रकाशातही दिसू शकतात (खस्थ पदार्थाच्या वर्तुळाकार बाह्य कडेला बाहू म्हणतात).
सूर्याच्या सर्व पृष्ठभागावर सौर क्रियाशीलता एकाच वेळी घडण्याची प्रवृत्ती दिसते. हा सार्वत्रिक आविष्कार आहे, या म्हणण्याला त्यामुळे पुष्टी मिळते. सौर क्रियाशीलतेच्या आवर्तनाच्या (चक्राच्या) प्रगतीत लक्षणीय बदल होतात. एकूण ते बदल आधी वर्तविण्याइतके नियमित असतात. यावरुन सौर डागांची संख्या व त्यांची अक्षवृत्तांवरील स्थाने यांबाबतीत ही चांगली प्रस्थापित झालेली व्यवस्था आहे. आवर्तनाच्या सुरुवातीस गटांची संख्या व त्यांचे आकारमान जलदपणे वाढते. ही वाढ सु. २-३ वर्षांनंतर सौर डागांची कमाल संख्या होईपर्यंत घडते आणि यानंतर एक वर्षाने सौर डाग क्षेत्र कमाल होईपर्यंत ती होत राहते. एका व्यक्तिगत सौर डाग गटाचे आयुर्मान स्थूलपणे सूर्याच्या एका परिभ्रमणाएवढे असते. सौर डागांची संख्या कमाल झाल्यावर दोन वा तीन वर्षांनी सर्वसाधारणपणे सर्वांत मोठे सौर डाग गट व सर्वांत मोठे उद्रेक घडतात. कमाल स्थितीच्या वेळी सूर्यावर सु. १० गट व ३०० सौर डाग असू शकतात. एखाद्या प्रचंड मोठ्या सौर डाग गटात २०० सौर डाग असू शकतात. आवर्तनाची प्रगती अनियमित असू शकते. अगदी कमाल स्थितीजवळ सौर डागांची संख्या तात्पुरती कमी होऊ शकते.
सौर डाग आवर्तन सु. ११ वर्षांनंतर परत किमान स्थितीला येते. या किमान स्थितीच्या वेळी सूर्यावर अगदी थोडेच लहान सौर डाग असतात. ते सर्वसाधारणपणे कमी अक्षांश असलेल्या भागांत आढळतात. २५–४० या उच्च अक्षांशांच्या प्रदेशात नवीन आवर्तनातील सौर डाग दृष्टीस पडायला सुरुवात होते. हे नवीन सौर डाग लहान असून ते थोडेच दिवस राहतात. परिभ्रमण काल २७ दिवस (अधिक उच्च अक्षवृत्तावर अधिक दीर्घ) असल्याने सामान्यपणे हे सौर डाग परत दिसत नाहीत. अधिक नवीन सौर डाग विषुववृत्ताच्या अधिक जवळ दिसू लागतात. ११ वर्षांच्या आवर्तनात सौर डाग गटांचा चुंबकीय ध्रुवता विन्यास दिलेल्या गोलार्धात तोच असतो आणि दुसऱ्या विरुद्घ गोलार्धात याच्या उलट असतो. प्रत्येक गोलार्धातील चुंबकीय ध्रुवता विन्यास पुढील आवर्तनात उलट होतो. अशा रीतीने उत्तर गोलार्धातील उच्च अक्षवृत्तांतील नवीन सौर डाग धन ध्रुवता अग्रेसर व ऋण अनुगामी असू शकेल तर आधीच्या आवर्तनातील कमी अक्षवृत्तांमधील सौर डाग गटांचा चुंबकीय ध्रुवता विन्यास याविरुद्घ असेल. जसे आवर्तन अग्रेसर होते तसे जुने सौर डाग दिसेनासे होतात आणि नवीन आवर्तनातील सौर डाग अधिकाधिक कमी अक्षवृत्तांच्या भागांत अधिकाधिक संख्येने दिसू लागतात. दिलेल्या एका आवर्तनात सौर डागांच्या अक्षवृत्तांनुसार झालेल्या वाटणीचा आकृतिबंध फुलपाखराच्या आकारासारखा दिसतो, त्याला फुलपाखरी आकृती म्हणतात.
सौर डागांच्या गटांचा चुंबकीय ध्रुवता विन्यास दर सु. ११ वर्षांनी उलट होतो. अशा प्रकारे दर सु. २२ वर्षांनी तो त्याच मूल्याला परत येतो. हा कालावधी एक संपूर्ण चुंबकीय आवर्तनाचा आवर्तकाल मानतात. ११ वर्षांच्या प्रत्येक आवर्तनाच्या सुरुवातीला ध्रुवाशी असलेल्या प्रभावी क्षेत्राद्वारे निश्चित केलेली एकूण सौर क्षेत्राची ध्रुवता आधीच्या आवर्तनातील अनुगामी सौर डागांच्या ध्रुवतेप्रमाणे असते. क्रियाशील प्रदेश तुकडे होऊन जसे अलग होतात, तशी चुंबकीय स्रोताची धन व ऋण चिन्हांच्या प्रदेशांत विभागणी होते. एका सर्वसाधारण क्षेत्रात अनेक सौर डाग उद्‌भवतात व नष्ट झाल्यावर एका वा दुसऱ्या ध्रुवतेचे मोठे एकध्रुवीय प्रदेश दिसतात आणि ते सूर्याच्या अनुरुप ध्रुवाकडे जातात. सूर्याच्या भेददर्शी वा विभेदी अक्षीय परिभ्रमणामुळे ध्रुवांकडे जाणारी वा पोहोचणारी क्षेत्रे सौर डागांपेक्षा मंदपणे परिभ्रमण करतात. आवर्तनामधील या वेळेला बिंदूपाशी सौर डाग जलदपणे अक्षीय परिभ्रमण करणाऱ्या विषुववृत्तीय प्रदेशात एकत्र गोळा होतात. अखेर दुर्बल क्षेत्रे ध्रुवांपाशी पोहोचतात व तेथील प्रभावी क्षेत्र उलट होते. यामुळे नवीन सौर डाग गटांमधील अग्रेसर सौर डागांनी स्वीकारावयाची ध्रुवता उलट होते व त्यामुळे २२ वर्षांचे आवर्तन चालू राहते.
सौर डागांचे आवर्तन गेल्या काही शतकांत नियमित राहिले असले, तरी त्यात लक्षणीय बदल झाले आहेत. १९५५– ७७ या काळात सूर्याच्या उत्तर गोलार्धात पुष्कळ जास्त सौर डाग होते तर १९९० च्या आवर्तनात त्यांची संख्या दक्षिण गोलार्धात जास्त होती. १९४६ व १९५७ मध्ये कळसाला पोहोचलेली सौर डाग आवर्तने ही ज्ञात इतिहासातील सर्वांत मोठी आवर्तने होती. इंग्रज ज्योतिर्विद ई. डब्ल्यू. माउंडर यांना कमी क्रियाशीलतेच्या कालावधीचा पुरावा आढळला. १६४५–१७१५ दरम्यान अगदी थोडे सौर डाग दिसले होते, असे त्यांनी दाखविले (सौर डाग याच्या आधी म्हणजे १६०० मध्ये प्रथम लक्षात आले होते). या कालावधीत सौर डाग पाहिल्याच्या थोड्याच नोंदी आहेत, या कालावधीला ‘माउंडर अल्पतम’ म्हणतात. अनुभवी निरीक्षकांनी सौर डागांचा नवीन गट आढळणे ही मोठी घटना असल्याची नोंद केली. यापूर्वी त्यांनी एकही सौर डाग अनेक वर्षे पाहिला नव्हता. १७१५ सालानंतर हे डाग पुन्हा आढळले. हा कालावधी यूरोपमधील दीर्घ शीतकालाशी निगडित असून त्याचा काळ १५५०–१८५० असा आहे, त्याला ‘लघू हिमयुग’ म्हणतात. कारण त्या काळात यूरोपातील सरासरी उष्णतामान आधीच्या व नंतरच्या कित्येक दशकांपेक्षा जवळजवळ २० से.ने कमी होते. असे असले, तरी हा शीतकाल प्रत्यक्षात माउंडर अल्पतममुळे झाला, हे सिद्घ झालेले नाही. अशा किमान क्रियाशीलतेच्या कालावधींचा पुरावा उपलब्ध असून त्यांचा आवर्तकाल स्थूलपणे ५०० वर्षांचा आहे. सौर क्रियाशीलता उच्च असताना सौरवाताने बाहेर नेली जाणारी तीव्र चुंबकीय क्षेत्रे पृथ्वीकडे येणाऱ्या उच्च ऊर्जायुक्त गांगेय (आकाशगंगा व इतर दीर्घिकेतील) विश्वकिरण रोखतात आणि त्यामुळे कार्बन (१४) या समस्थानिकाची निर्मिती कमी प्रमाणात होते. वृक्षांमधील कालनिश्चिती केलेल्या वलयांतील कार्बन (१४) च्या मापनाद्वारे [⟶ किरणोत्सर्गी कार्बन कालनिर्णय पद्घति] या काळात सौर क्रियाशीलता कमी असल्याची खातरजमा झाली आहे. तरीही १८४०– ५० या दशकापर्यंत ११ वर्षांचे सौर डागांचे आवर्तन लक्षात आले नव्हते. म्हणून या आधी घेतलेले वेध हे काहीसे अनियमित स्वरुपाचे आहेत.
सौर डागांच्या आवर्तनाची उत्पत्ती समजलेली नाही. कारण प्रारणशील (तापमानविषयक) समतोलावस्थेत असलेल्या ताऱ्याने अशी क्षेत्रे निर्माण केली पाहिजेत, याचे काही कारण आढळत नाही. सूर्याच्या सापेक्ष गतीमुळे चुंबकीय स्रोत-पाश पिळवटले जातात व वृद्घिंगत होतात. अभिसरणशील पट्ट्यातील गतींची ऊर्जा चुंबकीय क्षेत्रांना मिळू शकेल परंतु निरीक्षणांत आढळणारे नियमित परिणाम निर्माण होण्याच्या दृष्टीने या गती फारच गोंधळात टाकणाऱ्या म्हणजे प्रलयकारी स्वरुपाच्या आहेत. परंतु भेददर्शी अक्षीय परिभ्रमण नियमित स्वरुपाचे आहे. त्यामुळे अस्तित्वात असलेल्या चुंबकीय रेषा एका नियमित रीतीने व्यवस्थित केल्या जाऊ शकतील. म्हणून सौर विद्युत् चलित्राच्या (डायनामोच्या) बहुतेक प्रतिकृती भेददर्शी अक्षीय परिभ्रमणावर आधारलेल्या आहेत. या भेददर्शी अक्षीय परिभ्रमणाचे कारणही समजलेले नाही.
सौर डागांशिवाय सूर्यावर डागविरहित असंख्य बारीक द्विध्रुव आढळतात. त्यांना अत्यल्पकालिक क्रियाशील प्रदेश म्हणतात. ते सरासरी एक दिवसाहून कमी काळ राहतात, तसेच ते सूर्याच्या सर्व भागांत आढळतात. म्हणजेच ते केवळ सौर डाग असणाऱ्या अक्षवृत्तीय प्रदेशांपुरते मर्यादित नाहीत. सूर्यावर दृग्गोचर होणाऱ्या अशा प्रदेशांची संख्या दर दिवशी सु. दोन असते. त्यामुळे ते खूप लहान असले, तरी कोणत्याही एका वेळेस सूर्यावर उद्भवणारा (उद्रेक होणारा) बहुतेक चुंबकीय स्रोत हा अत्यल्पकालिक प्रदेशांच्या रुपात असतो. तथापि त्यांचे आकारमान लहान असल्यामुळे क्षेत्र अलग करणे व जागतिक क्षेत्र आकृतिबंधावर परिणाम करणे या गोष्टी त्यांना अडथळ्यांमुळे करता येत नाहीत. तसेच दूरदर्शकातून सूर्यबिंबाकडे पाहिल्यास सर्वसाधारण पृष्ठभागापेक्षा अधिक तेजस्वी पांढरे भाग सूर्यबिंबावर दिसतात, त्यांना ज्वालमाला असे म्हणतात [⟶ ज्वालमाला].
तेज:शृंग : हे सूर्याच्या ज्ञात आविष्कारांमधील सर्वांत सुंदर आविष्कार आहेत. पृथ्वीच्या वातावरणातील ढगांशी त्यांचे साम्य आहे परंतु त्यांना चुंबकीय क्षेत्रांचा आधार असतो. तर ढगांना ऊष्मीय प्रवाहांद्वारे आधार मिळत असतो. सौर वातावरण आयन व इलेक्ट्रॉन यांनी बनलेल्या आयनद्रायूंचे असल्याने क्षैतिज चुंबकीय क्षेत्रांच्या प्रदेशातील चुंबकीय रेषा आयनद्रायू छेदू शकत नाहीत. द्रव्याला गुरुत्वाविरुद्घ आधार मिळतो. हे परस्परविरुद्घ ध्रुवतांमधील सीमांपाशी घडते. तेथे जोडणाऱ्या क्षेत्ररेषांच्या दिशा उलट होतात. अशा रीतीने तेजःशृंगे तीव्र क्षेत्र संक्रमणांची खात्रीशीर दर्शक आहेत. वर्णगोलाप्रमाणे तेजःशृंगे अखंड शुभ्र प्रकाशात पारदर्शक असतात, परंतु खग्रास सूर्यग्रहणाचा काळ याला अपवाद आहे. खग्रास ग्रहणाच्या काळाव्यतिरिक्त तेजःशृंगाचे अवलोकन तीव्र Ha वर्णपटीय रेषांच्या मदतीने केले जाते. तेजःशृंगांची घनता दीप्तिगोलाच्या घनतेपेक्षा कमी आहे. तेजःशृंगे कमी प्रारण उत्सर्जित करतात, म्हणून ती गडद दिसतात. तेजःशृंगांचे तापमान सु. ५,००० के. पेक्षा थोडे कमी असते.
तेजःशृंगांचे निश्चल (मंदक्रिया) व अल्पजीवी हे दोन मूलभूत प्रकार आहेत. (अ) निश्चल तेजःशृंगे : ही मोठ्या प्रमाणावरील (स्थूल-मानीय) चुंबकीय क्षेत्रांशी निगडित असतात. ती एकध्रुवीय चुंबकीय प्रदेशांच्या किंवा सौर डाग गटांच्या सीमा दर्शवितात. सूर्यबिंबाच्या पार्श्वभूमीवर निश्चल तेजःशृंगे गडद दिसतात. एकध्रुवी मोठे पट्ट दीर्घकाळ राहतात, त्यामुळे निश्चल तेजःशृंगेही दीर्घकालिक असतात. वईपंक्ती, निलंबित (लोंबते) ढग किंवा नसराळे इ. विविध रुपांत तेजःशृंगे आढळतात परंतु नेहमीच त्यांना लोंबत्या द्विमितीय चादरीचे रुप येते. स्थिर तंतुरुप तेजःशृंगे पुष्कळदा अस्थिर होतात व त्यांचा उद्रेक होतो परंतु फक्त तेच अस्तंगतही होऊ शकतात. तेजःशृंगांचे कधीच खाली पतन होत नाही ते नेहमीच उफाळून वर येतात. कारण बद्घ नसलेल्या सर्व चुंबकीय क्षेत्रांना प्रचंड उत्प्लावकता असल्याने ती सूर्यापासून निसटून दूर जाण्याचा प्रयत्न करतात. जेव्हा त्यांची अशी प्रत्यक्ष सुटका होते, तेव्हा सुंदर देखावा दिसतो. शिवाय यामुळे किरिटात क्षणिक आघात तरंग निर्माण होतो. त्याला किरिटाच्या द्रव्यमानाचे उत्क्षेपण म्हणतात. या उत्क्षेपणामुळे महत्त्वाचे भूचुंबकीय परिणाम होतात.
(आ) अल्पजीवी तेजःशृंगे : ही सूर्याच्या क्रियाशीलतेचा भाग आहेत. उज्ज्वालेने उत्क्षेपित केलेल्या द्रव्याच्या विसंघटित वायुरुप द्रव्यमानाला तुषार म्हणतात. वर्णगोलातून तुषार स्फोटक रीतीने मुक्त होतात. त्यांचा वेग सेकंदाला सु. १,५०० किमी. एवढा उच्च असतो. तुषार सामान्यपणे उज्ज्वालेच्या सुरुवातीला काही मिनिटांत निर्माण होतात. पाश तेजःशृंगे ही उज्ज्वालांचे दुसरे उत्क्षेपण असते. लहान तेजःशृंगांशी संबंधित उत्सर्गाचे समांतरित झालेल्या प्रवाहांना उधाण व ऊर्मी म्हणतात. अधिक लहान उज्ज्वालेबरोबर सामान्यपणे असाधारण आवेशयुक्त तेजःशृंग असते. ते वायूच्या तेजस्वी झोताचे बनलेले असून हा झोत किरिटात दर सेकंदाला सु. ३०० किमी. गतीने घुसतो व एक लाख किमी. एवढ्या उंचीपर्यंत जातो.
निश्चल तेजःशृंगांचे वर्णपट आकाशाच्या पार्श्वभूमीवर दिसणाऱ्या वर्णगोलाच्या वर्णपटासारखे असतात. याचा अर्थ मुळात दीप्तिगोलातील उत्सर्जनाने उद्दीपित झालेल्या वायूच्या गुणधर्मांचे वर्णपटांत प्रतिबिंब उमटलेले दिसते. याविरुद्घ वर्णगोलाच्या बाबतीत तेथे झोतगुच्छांच्या गतींनी रुंद रेषा निर्माण होतात. यांतून थोडीच अंतर्गत हालचाल होत असल्याचे सूचित होते. अल्पजीवी तेजःशृंगांच्या वर्णपटांत पुष्कळच भिन्न पर्यावरणाचे प्रतिबिंब पडलेले दिसते. कारण ती तेजःशृंगे बहुधा अतिशय तप्त उज्ज्वालेचे भाग असतात किंवा तप्त किरिटापासून झालेले संघनन असते. त्यांच्यामध्ये आयनीभूत हीलियमाच्या उच्च उत्तेजित रेषा दिसतात व तीव्र जंबुपार उत्सर्जनही दिसते. ते ३०,०००–१,००,००० के. तापमानाच्या वायूला साजेल असे असते.
उज्ज्वाला : (सौर तेजःशिखा). हा सौर डागांच्या क्रियाशीलतेशी निगडित असलेला सर्वांत प्रेक्षणीय आविष्कार आहे. सौर डागांच्या प्रदेशातून चुंबकीय ऊर्जेची आकस्मिक सुटका (मुक्ती) झाल्याने हा आविष्कार घडतो. याच्याशी मोठ्या प्रमाणात ऊर्जेचा संबंध येत असला, तरी बहुतेक उज्ज्वाला सर्वसाधारण प्रकाशात जवळजवळ अदृश्य असतात. कारण पारदर्शक वातावरणात ऊर्जेचीही सुटका होत असते आणि केवळ दीप्तिगोल दृश्य प्रकाशात दिसू शकतो. Ha रेषेमध्ये उज्ज्वाला सर्वोत्कृष्ट रीतीने दिसतात. तेथे उज्ज्वालेची तेजस्विता सभोवतालच्या वर्णगोलाच्या दहापट असू शकते किंवा सभोवतालच्या अखंडित भागापेक्षा तिप्पट असू शकते. Ha मध्ये एखादी मोठी उज्ज्वाला सूर्यबिंबाचा काही हजारांश भाग व्यापील परंतु पांढऱ्या प्रकाशात अगदी थोडे तेजस्वी ठिपके दिसतात. मोठ्या उज्ज्वालेतून सु. १०३३ अर्गपर्यंत ऊर्जा मुक्त होऊ शकते. एवढी ऊर्जा संपूर्ण सूर्याकडून एक चतुर्थांश सेकंदात बाहेर टाकली जाते. यातील बहुतेक ऊर्जा मुळात उच्च ऊर्जायुक्त इलेक्ट्रॉन व प्रोटॉन यांच्या रुपांत मुक्त होते. प्रकाशाचे उत्सर्जन हा द्वितीयक (दुय्यम) परिणाम असून तो वर्णगोलावर आघात करणाऱ्या कणांद्वारे होतो.
उज्ज्वालांच्या आकारमानांचा पल्ला व्यापक आहे. अजस्त्र उज्ज्वाला घटनांमुळे कणांचा वर्षाव अवकाशात होऊन ती प्रकाशमान होते. फक्त हे प्रकाशमान कण शोधून काढण्याजोगे असतात. उज्ज्वालांचे वर्गीकरण बहुधा त्यांच्याशी निगडित असलेल्या क्ष-किरणांच्या स्रोतानुसार करतात. या क्ष-किरणांची तरंगलांबी १–८ अँगस्ट्रॉम दरम्यानची असते. १०-६, १०-५ व १०-४ वॉट/चौ. मी.पेक्षा मोठ्या स्रोताला अनुक्रमे Cn, Mn किंवा Xn असे संबोधितात. येथे n हा पूर्णांक १० च्या प्रत्येक घातासाठी स्रोत दर्शवितो. अशा प्रकारे M3 म्हणजे ३ X १०-५ वॉट/ चौ. मी. हा स्रोत पृथ्वीपाशी असलेल्या स्रोताशी समतुल्य आहे. उज्ज्वालेच्या ऊर्जेमध्ये हा घात एकघाती नसतो. कारण याद्वारे केवळ शिखरबिंदू मोजला जातो, समग्र मूल्य नव्हे. प्रत्येक वर्षी सर्वांत मोठ्या तीन वा चार उज्ज्वालांमधून मुक्त होणारी ऊर्जा ही सर्व लहान उज्ज्वालांमधून मुक्त होणाऱ्या एकूण ऊर्जेएवढी असते. राक्षसी उज्ज्वाला नैसर्गिक सिंक्रोट्रॉनासारखी असून असंख्य इलेक्ट्रॉन दहा हजार इलेक्ट्रॉन-व्होल्टपेक्षा (KeV) व प्रोटॉन दशलक्ष इलेक्ट्रॉन-व्होल्टपेक्षा (MeV) ऊर्जेला प्रवेगित होतात. मुक्त होणारी सर्व ऊर्जा या उच्च ऊर्जाकणांमध्ये जाते, नंतर हे कण वातावरणाचे तापमान वाढवितात किंवा आंतरग्रहीय अवकाशात प्रवास करतात. या इलेक्ट्रॉनांमुळे क्ष-किरण स्फोट किंवा रेडिओ स्फोट घडून आल्यामुळे पृष्ठभागाचे तापमान वाढते. पृष्ठभागावरील अणुकेंद्रे उत्तेजित करुन किंवा त्यांचे भंजन करुन प्रोटॉन गॅमा किरण रेषा निर्माण करतात. हे दोन्ही कण पृथ्वीपर्यंतच्या भागात पसरतात. मोठ्या उज्ज्वालेतील प्रोटॉनांच्या कणांचा ढगातून पृथ्वीवर भडिमार होतो. बहुतेक ऊर्जेमुळे सूर्याचा पृष्ठभाग तापतो आणि किरिटातील वायूचा तप्त व दाट ढग निर्माण होतो. हा ढग क्ष-किरणांचा उद्‌गम असतो. हा ढग जसा थंड होतो तशी सुरेख पाश उज्ज्वाला दिसते आणि खाली पृष्ठभागापर्यंत वर्षाव होतो.
विद्युत् भाररहित रेषांना म्हणजे विरुद्घ चुंबकीय ध्रुवता असलेल्या प्रदेशांमधील सीमांना अनुसरुन उज्ज्वाला आढळतात. अशा सीमांच्या मधून (एका बाजूपासून दुसऱ्या बाजूपर्यंत) विरुद्घ ध्रुवता सातत्याने स्थिरपणे बद्घ असतात परंतु जेव्हा सापेक्ष हालचाल किंवा जलद स्रोत उद्‌भवन घडते तेव्हा क्षेत्र विभाजित होते वा ते विकृत होते आणि उज्ज्वालांमध्ये भयंकर उलथापालथ वा उत्पात होऊन ऊर्जा मुक्त होते. आवेगी उज्ज्वालांबरोबर बाहरेच्या बाजूकडील स्फोट व द्रव्याचे उत्क्षेपण या गोष्टी असतात. निर्गमन होणाऱ्या चुंबकीय क्षेत्रांबरोबर द्रव्य दूर नेले जाऊ शकते किंवा उज्ज्वालेतील उच्च दाबाने द्रव्य उत्क्षेपित होते. याची नोंदलेली सर्वांत जास्त गती सेकंदाला सु. १,५०० किमी. आहे परंतु सेकंदाला १००–३०० किमी. ही अधिक प्रमाणात आढळणारी प्रातिनिधिक स्वरुपाची गती आहे. किरिटाच्या द्रव्याचे मोठे ढग स्फोटाद्वारे बाहेर उडविले जातात. या द्रव्यापासून सौरवाताचा बराच मोठा भाग बनतो.
बहुतेक मोठ्या उज्ज्वाला काही अतिक्रियाशील सौर डाग गटांमध्ये आढळतात. एकाच चुंबकीय ध्रुवतेचा सौर डागांचा मोठा गुच्छ विरुद्घ ध्रुवतेने वेढलेला असणे, हे या गटांचे वैशिष्ट्य आहे. अशा सौर ढगांच्या अस्तित्वावरुन उज्ज्वालेच्या अस्तित्वाचे भाकीत करता येऊ शकते. असे असले, तरी हे शक्तिशाली प्रदेश पृष्ठभागाच्या खालून केव्हा वर येतील याचे भाकीत संशोधक करु शकत नाहीत तसेच हे प्रदेश कसे किंवा कशापासून निर्माण होतात, हेही त्यांना अद्यापि माहीत नाही.
सूर्याचे पृथ्वीवर होणारे परिणाम : सूर्यापासून पृथ्वीला प्रकाश व उष्णता मिळत असते. शिवाय सूर्यापासून येणारे जंबुपार प्रारण, सौरवाताचा स्थिर प्रवाह आणि मोठ्या उज्ज्वालांची कणमय वादळे यांचा पृथ्वीवर परिणाम होतो. सूर्यापासून येणाऱ्या जंबुपार भागालगतच्या प्रारणाने पृथ्वीभोवती ओझोनाचा थर निर्माण होतो व पर्यायाने तो थर पृथ्वीचे अशा प्रारणापासून ढालीप्रमाणे रक्षण करतो. सौर किरिटापासून येणाऱ्या दीर्घ तरंगलांबीच्या मृदू क्ष-किरणांमुळे ⇨ आयनांबरा चे काही थर निर्माण होतात. या थरांमुळे लघुतरंग रेडिओ संदेशवहन शक्य होते. उज्ज्वालांपासून येणाऱ्या कमी तरंगलांबीच्या अधिक कठीण क्ष-किरण स्पंदांनी आयनांबरातील सर्वांत खालचे थर आयनीभूत होतात व रेडिओ संदेशवहनाचे अपायन वा अस्त होतो. पृथ्वीचे परिभ्रमी चुंबकीय क्षेत्र सौरवात अडविण्याच्या दृष्टीने पुरेसे तीव्र असते व त्यामुळे ⇨ चुंबकांबर बनते आणि त्याच्याभोवती सौर कण व क्षेत्रे वाहतात. सूर्याविरुद्घ असलेल्या बाजूला क्षेत्ररेषा ताणल्या जाऊन एक संरचना तयार होते. तिला चुंबकीय पुच्छ म्हणतात. सौरवातात आघात निर्माण होतात, तेव्हा पृथ्वीच्या चुबंकीय क्षेत्रात थोडी वा तीव्र वृद्घी होते. जेव्हा आंतरग्रहीय क्षेत्र पृथ्वीच्या क्षेत्राच्या दिशेच्या विरुद्घ दिशेला बदलले जाते किंवा कणांचे मोठे ढग प्रवेश करतात, तेव्हा चुंबकीय पुच्छातील क्षेत्रे परत जोडली जातात व ऊर्जा मुक्त होते. यातून ⇨ ध्रुवीय प्रकाश निर्माण होतो. मोठ्या उज्ज्वाला किंवा किरिटाच्या द्रव्यमानाची उत्क्षेपणे यांच्यामुळे ऊर्जावान कणांचे ढग आणले जातात. त्यांच्यामुळे चुंबकांबराभोवती वलय प्रवाह निर्माण होतो. त्यामुळे पृथ्वीच्या चुंबकीय क्षेत्रात तीव्र चढ-उतार होतात, त्यांना भूचुंबकीय वादळे म्हणतात. या आविष्कारांमुळे रेडिओ संदेशवहनात क्षोभ निर्माण होतात आणि दूर अंतरासाठीच्या प्रेषण तारांमध्ये व इतर दीर्घ लांबीच्या संवाहकांमध्ये विद्युत् दाब ऊर्मी निर्माण होतात.
पृथ्वीच्या जलवायुमानावर (दीर्घकालीन सरासरी हवामानावर) सूर्याचे होणारे संभाव्य परिणाम कदाचित सूर्याच्या पृथ्वीवरील परिणामांपैकी सर्वांत वाईट परिणाम आहेत. माउंडर अल्पतम चांगले प्रस्थापित झालेले दिसते परंतु काही थोडे इतर परिणामही होताना आढळतात. उष्णकटिबंधातील स्थितांबरीय वाऱ्यातील अर्ध-द्विवर्षायू आंदोलनाशी निगडित तापमानातील बदल हाच एक निश्चित असा सूर्य व पृथ्वी यांच्यातील परस्परसंबंध आहे. क्रियाशीलतेनुसार सूर्याची तेजस्विता बदलते. मोठ्या सौर डागाने त्याच्या क्षेत्रफळाच्या समतुल्य प्रमाणात सूर्याचे उत्सर्जन घटते. तथापि, जेव्हा डागाची क्रियाशीलता वाढते तेव्हा तेजःक्षेत्रांच्या परिणामांनी सौर स्रोतात एकूण सु. ०·१ % एवढी वाढ होते. हा परिणाम नगण्य आहे. म्हणून कणांचे परिणाम आणि स्थितांबरातील जंबुपार प्रारणातील चढ-उतार हे परिणाम महत्त्वाचे मानले जातात.
विद्युत् भारित कण चुंबकीय क्षेत्राचे अनुसरण करतात. त्यामुळे कणरुपी प्रारण सर्व मोठ्या उज्ज्वालांपासून निघताना आढळत नाही. ज्या उज्ज्वाला सूर्याच्या पश्चिम गोलार्धात अनुकूल ठिकाणी असतात, केवळ त्यांच्यापासूनच कणरुपी प्रारण येते. पृथ्वीवरुन पाहिले असता सूर्याच्या पश्चिम बाजूकडून येणाऱ्या क्षेत्ररेषा सौर प्रारणाने परत पृथ्वीकडे वळविल्या जातात आणि तेथील उज्ज्वाला कणांना दिशा देतात. हे कण बहुधा प्रोटॉन असतात. हे कण महाआघात सीमापृष्ठात पकडले जातात. हे सीमापृष्ठ सूर्यापासून दर सेकंदाला सु. १,००० किमी. गतीने बाहेर फेकलेले असते. मोठ्या उज्ज्वालांमधील कमी ऊर्जावान कणांचा स्रोत इतका तीव्र असतो की, त्यामुळे पृथ्वीच्या चुंबकीय क्षेत्राच्या बाहेर असलेल्या अंतराळवीरांच्या जीवाला धोका पोहोचू शकतो.
सौर वेधांचा इतिहास : प्राचीन ज्योतिर्विदांनी नुसत्या डोळ्यांनी दिसलेल्या सौर डागांविषयीच्या नोंदी करुन ठेवल्या होत्या. तेव्हापासून सूर्यावरील ह्या वैशिष्ट्यांची माहिती माणसाला होती. तथापि, अशा वैशिष्ट्यांचा पद्घतशीर अभ्यास सतराव्या शतकाच्या सुरुवातीला दूरदर्शकाचा शोध लागेपर्यंत सुरु झाला नव्हता. इटालियन वैज्ञानिक गॅलिली गॅलिलीओ व जर्मन गणिती ख्रिस्तॉफ शायनर यांनी प्रथम सौर डागांचे दूरदर्शकातून वेध घेतले. शायनर यांनी काढलेली याविषयीची रोसो उर्सिना येथील रेखाचित्रे ही जवळजवळ आधुनिक चित्रांसारखी गुणवत्ता असलेली आहेत. यानंतर १९०५ पर्यंत सौर प्रतिमादर्शनात थोडीच सुधारणा झाली. १६७०–८० दरम्यान ब्रिटिश ज्योतिर्विद जॉन फ्लॅमस्टीड व फ्रेंच ज्योतिर्वीद जिआन दोमेनिको कासीनी यांनी पृथ्वीपासून सूर्याचे अंतर किती आहे, हे काढण्यासाठी गणित केले. १७६१ व १७६९ सालांतील सूर्यावर झालेल्या शुक्राच्या ⇨ अधिक्रमणा च्या वेधांची माहिती वापरुन वैज्ञानिकांना सूर्य व पृथ्वी यांच्यातील अंतर अधिक अचूकतेने ठरविता आले. त्यांनी काढलेले हे अंतर त्याच्या आधुनिक मूल्याच्या अगदी जवळचे होते. माहीत असलेल्या सौर ग्रहमालेच्या आकर्षणाचे केंद्र म्हणून असलेले सूर्याचे कार्य सर आयझॅक न्यूटन यांनी प्रस्थापित केले होते.
पूर्वीच्या सौर वेधांची गुणवत्ता चांगली होती मात्र ते संगतवार नव्हते. सौर डागांचे आवर्तन या परिणामाचा शोध १८४३ पर्यंत लागला नव्हता. त्या वर्षी हाइन्रिख श्व्हाबे यांनी त्याचा शोध लावला. हे हौशी जर्मन ज्योतिर्विद बुधाच्या कक्षेच्या आतील संभाव्य ग्रहासाठी वेध घेत होते. सूर्याच्या पृष्ठभागावरुन होणाऱ्या या संभाव्य ग्रहाच्या दैनंदिन मार्गाचा मागोवा घेण्यासाठी ते रोज काळजीपूर्वक रेखाचित्रे काढीत. या ग्रहाऐवजी त्यांना एका नियमित आवर्तकालानुसार सौर डागांची संख्या बदलते असे आढळले. स्विस ज्योतिर्विद रुडोल्फ वोल्फ यांनी सौर डागांविषयीच्या पूर्वीच्या अहवालांचे संशोधन करुन श्व्हाबे यांच्या शोधाची खातरजमा केली. या आवर्तनाचा काल सु. ११ वर्षे आहे हे वोल्फ यांनी निश्चित केले. झुरिक शहराच्या सापेक्ष सौर डागांची संख्या म्हणजे वोल्फ सौर डाग संख्या त्यांनी प्रथम वापरली. या संख्येचे मूल्य सौर डागांची संख्या व एकूण गटांची संख्या यांची बेरीज करुन मिळते. हे मूल्य अजून वापरतात. या काळातील वेध घेण्याचे पुष्कळसे कार्य श्रीमंत व हौशी ज्योतिर्विदांनी केले. उदा., ब्रिटनचे रिचर्ड ख्रिस्तोफर कॅरिंग्टन यांनी खाजगी वेधशाळा उभारली. तसेच भेददर्शी परिभ्रमण आणि सौर डाग चक्रातील क्रियाशीलतेचा विषुववृत्ताकडे होणारा विप्लव (सरकण्याची क्रिया) यांचा शोध लावला. त्यांनी व ब्रिटनचे आर्. हॉजसन यांनी प्रथम उज्ज्वालेचा वेध घेतला. १८६० मध्ये छायाचित्रणाद्वारे वेध घेण्याचे काम सुरु झाले आणि लवकरच वर्णपटविज्ञानाचाही उपयोग सूर्याचे वेध घेण्यासाठी सुरु झाला. त्यामुळे अस्तित्वात असलेली मूलद्रव्ये आणि त्यांची भौतिक प्रावस्था यांचे अनुसंधान करणे शक्य झाले. एकोणिसाव्या शतकाच्या पूर्वार्धात फ्राउनहोफर यांनी सौर वर्णपटाचा नकाशा तयार केला. एकोणिसाव्या शतकाअखेरीस सूर्यग्रहणाच्या काळात केलेल्या वर्णपटवैज्ञानिक अभ्यासामुळे सूर्याच्या वातावरणाचे स्वरुप स्पष्ट झाले. १९४० च्या सुमारास किरिटाचे तापमान दहा लाख केल्व्हिन असल्याचे जर्मन खगोल भौतिकीविद वॉल्टर ग्रोट्रियन यांनी निश्चित केले.
केंब्रिज येथील मॅसॅचूसेट्स इन्स्टिट्यूट ऑफ टेक्नॉलॉजीमध्ये वरिष्ठ पदावर असताना अमेरिकी ज्योतिर्वीद जॉर्ज एलरी हेल यांनी सौरवर्णपट लेखकाचा शोध लावला. त्यामुळे सूर्याची कोणत्याही तरंगलांबीत घेतलेली प्रतिमा मिळविणे शक्य झाले. हेल यांनी विस्कॉन्सीन राज्यातील विल्यम्स येथे उभारलेल्या यर्कीझ प्रणमनकारकावर हे उपकरण वापरुन पाहिले. नंतर त्यांनी कॅलिफोर्निया राज्यात माउंट विल्सन ऑब्झर्व्हेटरी ही वेधशाळा विकसित केली आणि तेथे पहिला सौर मनोरा दूरदर्शक बांधला. ही सुविधा उभारण्याआधी सर्व सौर वेधशाळा ढगाळ हवामानाच्या ठिकाणी होत्या. तेथे सूर्याचा दीर्घ काळ अभ्यास करणे शक्य नव्हते. हेल यांनी सौर डागांची चुंबकीय क्षेत्रे शोधून काढली. सौर डागांच्या वर्णपटरेषा अनेक घटकांत विभाजित झाल्याचे त्यांना आढळले होते. त्यावरुन त्यांनी हा शोध लावला. या विभाजनाला झीमान परिणाम म्हणतात [⟶ झीमान, पीटर]. हा परिणाम तीव्र चुंबकीय क्षेत्र असताना घडतो. सौर डागांचा त्यांनी दोन आवर्तनांमध्ये सलगपणे अभ्यास केला. तसेच त्यांनी अमेरिकी ज्योतिर्वीद सेथ बार्नेस निकल्सन यांच्याबरोबर सौर डागांच्या ध्रुवतांचा नियम शोधून काढला. त्यांच्या नंतरच्या संशोधकांनी चुंबकीय आलेखक हे उपकरण तयार केले. त्याच्या साहाय्याने ध्रुवीय क्षेत्र ओळखण्यात आले. १९३०–४० दरम्यान फ्रेंच ज्योतिर्विद बेर्नार फेर्दीनां ल्यो यांनी किरीटलेखक (कोरोनोग्राफ) वापरायला सुरुवात केली. त्यामुळे सूर्यग्रहण नसतानाही किरिटाचे वर्णपटीय वेध घेणे शक्य झाले शिवाय त्यांनी द्विप्रणमनी छानक (गाळणी) शोधून काढला होता. त्यामुळे द्विमितीय एकवर्णी प्रतिमा मिळणे शक्य झाले. चुंबकीय व वेग क्षेत्रांच्या सौर क्रियाशीलतेचे चलच्चित्रण करणे ही गोष्ट या छानकामुळे प्रत्यक्ष करता येऊ लागली.
इ. स. १९५० नंतर कमी ढगाळ भागांत नवीन वेधशाळा स्थापन झाल्या. १९६० सालापर्यंत या ठिकाणी स्वच्छ आकाशाप्रमाणे स्थिर हवा आवश्यक असल्याचेही लक्षात आले. सरोवरांलगत वेधशाळा उभारुन तसेच इलेक्ट्रॉनिकीय प्रतिमादर्शन व निर्वात दूरदर्शक यांचा उपयोग करुन ज्योतिर्विदांना नवीन व उच्चतर विभेदन असलेले वेध घेणे शक्य झाले. आता सूर्याच्या पृष्ठभागाचे क्रमवीक्षण करणे शक्य झाले असून उच्च गुणवत्ता असलेल्या अंकीय प्रतिमा मिळविणे शक्य झाल्याने सौर चुंबकीय व वेग क्षेत्रे लक्षात आली. (चित्रपत्रे).
पहा : खगोल भौतिकी ग्रहण चुंबकत्व ज्योतिषशास्त्र ज्वालमाला तारा दीप्तिगोल दूरदर्शक पृथ्वी प्रारण पट्ट भरती-ओहोटी भूचुंबकत्व रेडिओ ज्योतिषशास्त्र रेडिओ दूरदर्शक रेडिओ संदेशवहन प्रणाली वातावरण विश्वकिरण सूर्यकुल सौर ऊर्जा सौर तापन सौरवर्णपट लेखक वदर्शक.
संदर्भ : 1. Cox, A. N. Livingston, W. C. Matthews, M. S., Eds., Solar Interior and Atmosphere, 1991.
2. Foukal, P. W. Solar Astrophysics, 2004.
3. Friedman, H. Sun and Earth, 1986.
4. Golub, L. Pasachoff, J. M. Nearest Star : The Surprising Science of the Sun, 2001.
5. Hufbauer, K. Exploring the Sun : Solar Science Since Galileo, 1991.
6. Lang, K. R. The Cambridge Encyclopaedia of the Sun, 2001.
7. Noyes, R. W. The Sun, Our Star, 1982.
8. Pepin, R. O. Eddy, J. A. Merrill, R. B. The Ancient Sun : Fossil Record in the Earth, Moon and Meteorites, 1980.
9. Schussler, M. Schmidt, W. Eds., Solar Magnetic Fields, 1994.
10. Stix, M. The Sun : An Introduction, 1989.
11. Tandberg-Hanssen, E. The Nature of Solar Prominences, 1995.
12. Tandberg-Hanssen, E. Emslie, A. G. Physics of Solar Flares, 1988.
13. Zinker, J. Journey from the Center of the Sun, 2002.
14. Zinker, J. Sunquakes : Probing the Interior of the Sun, 2003.
15. Zirin, H. Astrophysics of the Sun,1988.
ठाकूर, अ. ना.
“