Sửa đổi Mặt trời

{{#switch: {{NAMESPACENUMBER}} | 0 = <div style="height:10px;">[[Thể loại:Mục từ cần bình duyệt]]</div>
<center>[[File:UnderCon icon.svg|frameless|30px|link=]] ''Mục từ này chưa được [[BKTT:Tiêu chuẩn mục từ|bình duyệt]] và có thể cần sự [[Trợ giúp:Hướng dẫn|giúp đỡ của bạn]] để hoàn thiện.''</center> |}}
<!-- BẮT ĐẦU NỘI DUNG MỤC TỪ Ở DƯỚI ĐÂY. XIN ĐỪNG SỬA ĐỔI GÌ TỪ DÒNG NÀY TRỞ LÊN TRÊN, TRƯỚC KHI MỤC TỪ ĐƯỢC BÌNH DUYỆT -->
'''Mặt trời''' là [[ngôi sao]] nằm ở trung tâm của [[Hệ Mặt trời]]. Nó là một [[khối cầu]] [[plasma]] gần hoàn hảo,<ref>
{{Cite news |url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun/ |title=How Round is the Sun? |publisher=NASA |date=2 October 2008 |access-date=7 March 2011}}</ref><ref>
{{Cite news |url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/06feb_fullsun/ |title=First Ever STEREO Images of the Entire Sun |publisher=NASA |date=6 February 2011 |access-date=7 March 2011}}</ref> được gia nhiệt đến nóng sáng bởi phản ứng [[tổng hợp hạt nhân]] trong lõi và tỏa năng lượng chủ yếu dưới dạng [[ánh sáng nhìn thấy]] và bức xạ [[hồng ngoại]]. Cho đến nay Mặt trời là nguồn [[năng lượng]] quan trọng nhất đối với [[sự sống]] trên [[Trái đất]]. Mặt trời có đường kính khoảng 1,39 triệu kilomet, bằng 109 lần đường kính Trái đất. [[Khối lượng Mặt trời|Khối lượng của Mặt trời]] gấp khoảng 330.000 lần khối lượng Trái đất và chiếm đến 99,86% tổng khối lượng của Hệ Mặt trời.<ref name=Woolfson00>
{{Cite journal |last=Woolfson |first=M. |date=2000 |title=The origin and evolution of the solar system |journal=[[Astronomy & Geophysics]] |volume=41 |issue=1 |page=12 |bibcode=2000A&G....41a..12W |doi=10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x|url=http://inis.jinr.ru/sl/vol1/_djvu/P_Physics/Woolfson%20M.M.%20Origin%20and%20evolution%20of%20the%20solar%20system%20(IOP)(425s).pdf }}</ref> Mặt trời có thành phần chủ yếu là [[hydro]] (~73%), còn lại đa phần là [[heli]] (~25%) và lượng rất nhỏ các nguyên tố nặng hơn bao gồm [[oxy]], [[carbon]], [[neon]], và [[sắt]].<ref name=basu2008>
{{Cite journal |last1=Basu |first1=S. |last2=Antia |first2=H.M. |year=2008 |title=Helioseismology and Solar Abundances |journal=[[Physics Reports]] |volume=457 |issue=5–6 |pages=217–283 |arxiv=0711.4590 |bibcode=2008PhR...457..217B |doi=10.1016/j.physrep.2007.12.002 |s2cid=119302796}}</ref>

Căn cứ vào [[phân loại sao|lớp quang phổ]] thì Mặt trời là [[sao dãy chính loại G]] (G2V). Bởi vậy, nó được đề cập một cách không chính thức và không hoàn toàn chính xác là sao lùn vàng (ánh sáng Mặt trời gần màu trắng hơn là vàng). Mặt trời hình thành cách đây khoảng 4,6 tỷ năm<ref name="Connelly2012">{{cite journal |title=The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk |journal=[[Science (journal)|Science]] |first1=James N. |last1=Connelly |first2=Martin |last2=Bizzarro |first3=Alexander N. |last3=Krot |first4=Åke |last4=Nordlund |first5=Daniel |last5=Wielandt |first6=Marina A. |last6=Ivanova |volume=338 |issue=6107 |pages=651–655 |date=2 November 2012 |doi=10.1126/science.1226919 |bibcode=2012Sci...338..651C |pmid=23118187|s2cid=21965292 }}</ref> từ sự [[suy sụp hấp dẫn]] của vật chất trong một vùng [[mây phân tử]] lớn. Hầu hết vật chất này tập hợp vào tâm trong khi phần còn lại bị dát phẳng thành một đĩa quay mà sau này [[Sự hình thành và tiến hóa của Hệ Mặt trời|trở thành Hệ Mặt trời]]. Khối lượng trung tâm trở nên quá nóng và đặc, rốt cục khơi gợi quá trình [[tổng hợp hạt nhân]] trong [[Lõi Mặt trời|lõi]]. Hiện con người cho rằng gần như toàn bộ các ngôi sao hình thành bởi quá trình này.

Hiện tại, cứ mỗi giây Mặt trời tổng hợp khoảng 600 triệu tấn hydro thành heli trong lõi và kết quả là bốn triệu tấn vật chất được chuyển hóa thành năng lượng. Năng lượng này mất khoảng 10.000 đến 170.000 năm để thoát ra khỏi lõi, là nguồn ánh sáng và nhiệt của Mặt trời. Khi mà hoạt động tổng hợp hydro trong lõi suy biến đến điểm mà [[cân bằng thủy tĩnh]] mất đi, lõi của Mặt trời sẽ trải qua quá trình gia tăng mật độ và nhiệt độ rõ rệt trong khi các lớp ngoài phình to, cuối cùng biến Mặt trời thành [[sao khổng lồ đỏ]]. Theo tính toán Mặt trời sẽ lớn đến mức bao trùm quỹ đạo hiện tại của [[Sao thủy]] và [[Sao kim]], tiêu diệt sự sống trên Trái đất song điều này chưa diễn ra trong năm tỷ năm tới. Sau đó, Mặt trời sẽ bung các lớp ngoài ra và trở thành một loại sao lạnh đặc gọi là [[sao lùn trắng]], không còn tạo ra năng lượng thông qua tổng hợp hạt nhân song vẫn phát sáng và tỏa nhiệt nhờ sự tổng hợp trước đó.

Con người đã nhận ra ảnh hưởng vô cùng to lớn của Mặt trời lên Trái đất từ [[thời tiền sử]]. [[Mặt trời trong văn hóa|Một số nền văn hóa]] xem Mặt trời như một [[Thần Mặt trời|vị thần]]. Chuyển động đồng bộ của Trái đất cùng quỹ đạo của nó quanh Mặt trời là cơ sở của [[lịch Mặt trời]] mà [[dương lịch|một trong số đó]] được dùng phổ biến ngày nay.

== Đặc điểm tổng quan ==
Mặt trời là [[sao dãy chính loại G]], chiếm đến khoảng 99,86% khối lượng Hệ Mặt trời. Nó có [[độ sáng tuyệt đối]] +4,83, ước tính sáng hơn khoảng 85% số sao trong [[Dải Ngân Hà]] mà đa phần là [[sao lùn đỏ]].<ref>{{Cite news |last=Than |first=K. |date=2006 |title=Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single |publisher=Space.com |url=http://www.space.com/scienceastronomy/060130_mm_single_stars.html |access-date=1 August 2007}}</ref><ref>{{Cite journal |last=Lada |first=C.J. |date=2006 |title=Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single |journal=[[Astrophysical Journal Letters]] |volume=640 |issue=1 |pages=L63–L66 |arxiv=astro-ph/0601375 |bibcode=2006ApJ...640L..63L |doi=10.1086/503158 |s2cid=8400400}}</ref> Mặt trời thuộc [[quần thể sao I]] hay sao giàu nguyên tố nặng.{{efn|name=nguyên tố nặng}}<ref name=zeilik>{{Cite book |last1=Zeilik |first1=M.A. |last2=Gregory |first2=S.A. |date=1998 |title=Introductory Astronomy & Astrophysics |edition=4th |page=322 |publisher=Saunders College Publishing |isbn=978-0-03-006228-5}}</ref> Về nguồn gốc thì các sóng xung kích từ một hay nhiều hơn [[siêu tân tinh]] ở gần có thể đã khởi động sự hình thành của Mặt trời.<ref name="Falk">{{Cite journal |last1=Falk |first1=S.W. |last2=Lattmer |first2=J.M. |last3=Margolis |first3=S.H. |date=1977 |title=Are supernovae sources of presolar grains? |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=270 |issue=5639 |pages=700–701 |bibcode=1977Natur.270..700F |doi=10.1038/270700a0 |s2cid=4240932}}</ref> Căn cứ cho giả thuyết này là số lượng nhiều các nguyên tố nặng như [[vàng]] và [[uranium]] trong Hệ Mặt trời so với [[quần thể sao II]] bao gồm những ngôi sao có ít nguyên tố nặng. Những nguyên tố này khả năng cao nhất đến từ phản ứng hạt nhân [[thu nhiệt]] trong siêu tân tinh hoặc từ sự biến đổi qua [[hấp thu neutron]] trong một ngôi sao thế hệ hai khổng lồ.<ref name=zeilik />

Quan sát từ Trái đất, Mặt trời là thiên thể sáng nhất trên bầu trời với [[độ sáng biểu kiến]] −26,74.<ref>{{Cite journal |last=Burton |first=W.B. |date=1986 |title=Stellar parameters |journal=[[Space Science Reviews]] |volume=43 |issue=3–4 |pages=244–250 |doi=10.1007/BF00190626 |s2cid=189796439}}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Bessell |first1=M.S. |last2=Castelli |first2=F. |last3=Plez |first3=B. |date=1998 |title=Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=333 |pages=231–250 |bibcode=1998A&A...333..231B}}</ref> So với ngôi sao sáng thứ hai là [[Sirius]] có độ sáng biểu kiến −1,46 thì Mặt trời sáng hơn khoảng 13 tỷ lần. Một [[đơn vị thiên văn]] (150.000.000 km) được định nghĩa là khoảng cách trung bình giữa tâm Trái đất và tâm Mặt trời, khoảng cách này thay đổi khi Trái đất di chuyển từ điểm cận nhật trong tháng 1 đến điểm viễn nhật trong tháng 7.<ref name="USNO">{{cite web |date=31 January 2008 |title=Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020 |url=http://aa.usno.navy.mil/data/docs/EarthSeasons.php |publisher=[[US Naval Observatory]] |access-date=17 July 2009}}</ref> Ở khoảng cách trung bình, ánh sáng mất 8 phút 19 giây để đi từ chân trời Mặt trời đến chân trời Trái đất còn trường hợp hai điểm gần nhau nhất sẽ mất ít hơn khoảng hai giây. Năng lượng của ánh sáng mặt trời hỗ trợ gần như toàn bộ sự sống trên Trái đất thông qua [[quang hợp]]<ref name="Simon2001">{{Cite book |last=Simon |first=A. |title=The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants |url=https://books.google.com/books?id=1gXImRmz7u8C&q=bacteria+that+live+with+out+the+sun&pg=PA26 |pages=25–27 |publisher=[[Simon & Schuster]] |date=2001 |isbn=978-0-684-85618-6}}</ref> và chi phối thời tiết cũng như khí hậu trên Trái đất.

Mặt trời không có ranh giới rõ ràng nhưng mật độ của nó giảm theo cấp số mũ tương ứng với độ cao gia tăng phía trên [[quang cầu]].<ref name="Beer et al, 2012-41">{{Cite book |last1=Beer |first1=J. |last2=McCracken |first2=K. |last3=von Steiger |first3=R. |date=2012 |title=Cosmogenic Radionuclides: Theory and Applications in the Terrestrial and Space Environments |page=41 |publisher=[[Springer Science+Business Media]] |isbn=978-3-642-14651-0}}</ref> Vì mục đích đo lường, bán kính Mặt trời được xem là khoảng cách từ tâm đến rìa quang cầu, bề mặt nhìn thấy rõ của Mặt trời.<ref name=Phillips1995-73>{{Cite book |last=Phillips |first=K.J.H. |date=1995 |title=Guide to the Sun |page=73 |publisher=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref> Theo cách đo này thì Mặt trời là khối cầu gần hoàn hảo với độ dẹt ước tính chỉ khoảng 9 phần triệu,<ref name="Godier">{{Cite journal |last1=Godier |first1=S. |last2=Rozelot |first2=J.-P. |date=2000 |title=The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface |url=http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=355 |pages=365–374 |bibcode=2000A&A...355..365G|access-date=22 February 2006 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110510022519/http://aa.springer.de/papers/0355001/2300365.pdf |archive-date=10 May 2011 |url-status=dead }}</ref> tức là đường kính cực chỉ sai khác đường kính xích đạo 10 km.<ref name="perfect sphere">{{cite web |last=Jones |first=G. |date=16 August 2012 |title=Sun is the most perfect sphere ever observed in nature |url=https://www.theguardian.com/science/2012/aug/16/sun-perfect-sphere-nature |website=[[The Guardian]] |access-date=19 August 2013}}</ref> Hiệu ứng thủy triều của các hành tinh là yếu và không gây ảnh hưởng đáng kể đến hình dạng của Mặt trời.<ref name="Schutz2003">{{Cite book |last=Schutz |first=B.F. |date=2003 |title=Gravity from the ground up |pages=98–99 |publisher=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-45506-0}}</ref> Mặt trời quay tại xích đạo nhanh hơn cực, nguyên nhân là [[đối lưu|vận động đối lưu]] bắt nguồn từ vận chuyển nhiệt và [[lực Coriolis]] bắt nguồn từ chuyển động quay của Mặt trời. Xét hệ quy chiếu ứng với các vì sao thì chu kỳ quay của Mặt trời là xấp xỉ 25,6 ngày tại xích đạo và 33,5 ngày tại cực. Nếu quan sát từ Trái đất khi hành tinh này quay quanh Mặt trời thì ''chu kỳ quay biểu kiến'' của Mặt trời tại xích đạo là khoảng 28 ngày.<ref name="Phillips1995-78">{{Cite book |last=Phillips |first=K.J.H. |date=1995 |title=Guide to the Sun |pages=78–79 |publisher=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref> Quan sát từ một điểm thuận lợi phía trên cực bắc của Mặt trời sẽ thấy Mặt trời quay ngược chiều kim đồng hồ quanh trục quay của nó.<ref name=spaceacademy>{{cite web |title=The Anticlockwise Solar System |url=https://www.spaceacademy.net.au/library/notes/anticlok.htm |website=www.spaceacademy.net.au |publisher=Australian Space Academy}}</ref>

== Ánh sáng mặt trời ==
[[File:Sun (Earth POV).jpg|thumb|upright=0.8|Mặt trời quan sát từ bề mặt Trái đất]]
[[Hằng số mặt trời]] là lượng năng lượng mà Mặt trời cung cấp cho một đơn vị diện tích tiếp xúc trực tiếp với ánh sáng mặt trời. Hằng số này có giá trị xấp xỉ 1.368 W/m<sup>2</sup> (oát một mét vuông) ứng với khoảng cách một [[đơn vị thiên văn]] tính từ Mặt trời (tức là gần hoặc trên Trái đất).<ref name=TSI>{{cite web |title=Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present |url=http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant |access-date=5 October 2005 |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20110801183920/http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi%2Fcomposite%2FSolarConstant |archive-date=1 August 2011}}</ref> Khi đi qua [[khí quyển Trái đất]], ánh sáng Mặt trời bị suy giảm cường độ nên năng lượng đến bề mặt Trái đất ít hơn, gần 1.000 W/m<sup>2</sup> lúc trời trong và Mặt trời gần [[thiên đỉnh]].<ref name=El-Sharkawi2005>{{Cite book |last=El-Sharkawi |first=Mohamed A. |title=Electric energy |date=2005 |publisher=CRC Press |isbn=978-0-8493-3078-0 |pages=87–88}}</ref> Ánh sáng mặt trời ở trên cùng khí quyển Trái đất có thành phần năng lượng gồm 50% ánh sáng hồng ngoại, 40% ánh sáng nhìn thấy và 10% ánh sáng tử ngoại.<ref name="Solar radiation">{{cite web |url=http://curry.eas.gatech.edu/Courses/6140/ency/Chapter3/Ency_Atmos/Radiation_Solar.pdf |title=Solar radiation}}</ref> Khí quyển Trái đất đã loại bỏ 70% tia tử ngoại Mặt trời, đặc biệt những tia có bước sóng ngắn hơn.<ref>{{cite web |url=http://rredc.nrel.gov/solar/spectra/am1.5/ |title=Reference Solar Spectral Irradiance: Air Mass 1.5 |access-date=12 November 2009}}</ref> Vào ban ngày [[bức xạ tử ngoại]] của Mặt trời ion hóa thượng tầng khí quyển Trái đất, sinh ra [[tầng điện ly]] dẫn điện.<ref name=Phillips1995>{{Cite book |last=Phillips |first=K.J.H. |date=1995 |title=Guide to the Sun |pages=14–15, 34–38 |publisher=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref>

Mặt trời có màu trắng với chỉ số không gian màu CIE gần (0.3, 0.3) khi nhìn từ không gian hay lúc Mặt trời lên cao trên bầu trời.<ref>{{cite news |url=http://www.universetoday.com/18689/color-of-the-sun/ |title=What Color is the Sun? |work=Universe Today|access-date=23 May 2016}}</ref> Cường độ bức xạ đạt đỉnh điểm ở phần màu xanh lá của quang phổ.<ref>{{cite web |url=http://solar-center.stanford.edu/SID/activities/GreenSun.html |title=What Color is the Sun? |publisher=[[Stanford University|Stanford]] Solar Center|access-date=23 May 2016}}</ref> Khi Mặt trời xuống thấp, [[tán xạ khí quyển]] làm cho Mặt trời có màu vàng, đỏ, cam, hoặc đỏ tươi. Mặc dù màu sắc điển hình của Mặt trời là trắng nhưng nhiều người vẫn vẽ Mặt trời màu vàng, lý do cho điều này là đề tài tranh luận.<ref name="yellow sun paradox">{{Cite journal |last=Wilk |first=S.R. |date=2009 |title=The Yellow Sun Paradox |url=http://www.osa-opn.org/Content/ViewFile.aspx?id=11147 |archive-url = https://web.archive.org/web/20120618183229/http://www.osa-opn.org/Content/ViewFile.aspx?id=11147 |url-status=dead |archive-date = 18 June 2012 |journal=[[Optics & Photonics News]] |pages=12–13}}</ref> Mặt trời là sao G2V, trong đó ''G2'' ám chỉ nhiệt độ bề mặt xấp xỉ 5.778&nbsp;K (5.505&nbsp;°C, 9.941&nbsp;°F) còn ''V'' là sao [[dãy chính]] giống như phần nhiều ngôi sao khác.<ref name=Phillips1995-47>{{Cite book |last=Phillips |first=K.J.H. |date=1995 |title=Guide to the Sun |pages=47–53 |publisher=[[Cambridge University Press]] |isbn=978-0-521-39788-9}}</ref><ref>{{cite news |title=Dr Karl's Great Moments In Science: Lazy Sun is less energetic than compost |url=http://www.abc.net.au/science/articles/2012/04/17/3478276.htm |access-date=25 February 2014 |newspaper=[[Australian Broadcasting Corporation]] |date=17 April 2012 |author=Karl S. Kruszelnicki |quote=Every second, the Sun burns 620 million tonnes of hydrogen...}}</ref> [[Độ chói]] trung bình của Mặt trời là khoảng 1,88 giga candela một mét vuông (cd/m<sup>2</sup>) nhưng nếu nhìn qua khí quyển Trái đất thì nó giảm còn khoảng 1,44 cd/m<sup>2</sup>. Tuy nhiên độ chói không đồng nhất trên toàn đĩa Mặt trời do phần rìa trông tối hơn phần giữa.

== Thành phần ==
Mặt trời có thành phần chủ yếu là hai nguyên tố hóa học [[hydro]] và [[heli]]. Lúc này, chúng đang chiếm lần lượt 74,9% và 23,8% khối lượng quang cầu của Mặt trời.<ref name=lodders>{{cite journal |doi=10.1086/375492 |last=Lodders |first=Katharina |date=10 July 2003 |title=Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements |journal=The Astrophysical Journal |volume=591 |issue=2 |pages=1220–1247 |url=http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf |bibcode=2003ApJ...591.1220L| access-date = 1 September 2015| archive-url = https://web.archive.org/web/20151107043527/http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf| archive-date = 7 November 2015| url-status=dead}}<br />{{Cite journal |last=Lodders |first=K. |title=Abundances and Condensation Temperatures of the Elements |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/metsoc2003/pdf/5272.pdf |journal=[[Meteoritics & Planetary Science]] |volume=38 |issue=suppl |page=5272 |date=2003 |bibcode=2003M&PSA..38.5272L}}</ref> Mọi nguyên tố nặng hơn, gọi là ''[[kim loại]]'' trong thiên văn học, chỉ chiếm chưa đến 2% khối lượng, trong đó nhiều nhất là oxy (khoảng 1% khối lượng Mặt trời), carbon (0,3%), neon (0,2%), và sắt (0,2%).<ref name=hkt2004>{{Cite book |last1=Hansen |first1=C.J. |last2=Kawaler |first2=S.A. |last3=Trimble |first3=V. |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution |pages=19–20 |edition=2nd |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |date=2004 |isbn=978-0-387-20089-7}}</ref>

Thành phần hóa học nguyên thủy của Mặt trời có nguồn gốc từ [[môi trường liên sao]] nơi nó sinh ra. Ban đầu Mặt trời chứa khoảng 71,1% hydro, 27,4% heli và 1,5% nguyên tố nặng hơn.<ref name=lodders/> Hydro và đa phần heli trong Mặt trời đến từ [[tổng hợp hạt nhân Big Bang]] trong 20 phút đầu tiên của vũ trụ, còn những nguyên tố nặng hơn do những ngôi sao thế hệ trước tạo ra trước lúc Mặt trời xuất hiện. Những nguyên tố này được phát tán vào môi trường liên sao trong [[tiến hóa sao|những giai đoạn cuối cùng của cuộc đời ngôi sao]] và bởi các sự kiện như [[siêu tân tinh]].<ref name=hkt2004_78>{{Cite book |last1=Hansen |first1=C.J. |last2=Kawaler |first2=S.A. |last3=Trimble |first3=V. |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution |pages=77–78 |edition=2nd |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |date=2004 |isbn=978-0-387-20089-7}}</ref>

Kể từ khi Mặt trời hình thành, một quá trình quan trọng hàng đầu đã diễn ra đó là tổng hợp hydro thành heli. 4,6 tỷ năm vừa qua, số lượng và vị trí của heli trong Mặt trời đã dần dần thay đổi. Ở trong lõi, tỷ lệ heli tăng từ khoảng 24% lên 60% nhờ tổng hợp và một lượng heli cùng những nguyên tố nặng hơn đã dịch chuyển từ [[quang cầu]] hướng đến tâm Mặt trời do [[trọng lực]]. Tỷ lệ kim loại (nguyên tố nặng) không thay đổi. Tác nhân truyền nhiệt từ lõi ra ngoài là bức xạ chứ không phải đối lưu, vậy nên sản phẩm tổng hợp không được nhiệt đưa ra ngoài và vẫn ở trong lõi.<ref name=hkt2004_9.2.3>{{Cite book |last1=Hansen |first1=C.J. |last2=Kawaler |first2=S.A. |last3=Trimble |first3=V. |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution |pages=§ 9.2.3 |no-pp=yes |edition=2nd |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |date=2004 |isbn=978-0-387-20089-7}}</ref> Vậy là dần dần một lõi trong heli bắt đầu hình thành nhưng chưa thể tổng hợp nguyên tố vì lõi Mặt trời hiện tại chưa đủ nóng và đặc để tổng hợp heli. Ở quang cầu lúc này tỷ phần heli đã giảm còn [[kim loại]] chỉ còn 84% so với pha [[tiền sao]] (trước lúc tổng hợp hạt nhân trong lõi bắt đầu). Trong khoảng 5 tỷ năm tới, heli sẽ tiếp tục tích lũy và cuối cùng khiến Mặt trời thoát khỏi giai đoạn [[dãy chính]] và trở thành [[sao khổng lồ đỏ]].<ref>Iben, I Jnr (1965) "Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M_{sun} Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning". (''Astrophysical Journal'', vol. 142, p. 1447)</ref>

Thành phần hóa học của quang cầu thường được xem là điển hình của thành phần Hệ Mặt trời nguyên thủy.<ref name="aller1968">
{{Cite journal |last=Aller |first=L.H. |title=The chemical composition of the Sun and the solar system |journal=Proceedings of the Astronomical Society of Australia |volume=1 |issue=4 |page=133 |date=1968 |bibcode=1968PASAu...1..133A|doi=10.1017/S1323358000011048}}</ref> Tỷ lệ các nguyên tố nặng của Mặt trời như trình bày ở trên thường được đo bằng [[phổ học thiên văn|phổ học]] quang quyển và bằng đo lường trong những [[vẫn thạch]] mà không bao giờ bị thiêu đốt đến nhiệt độ nóng chảy. Những vẫn thạch này được cho lưu giữ thành phần của Mặt trời tiền sao và do đó không bị ảnh hưởng bởi kiểu bố trí các nguyên tố nặng. Hai phương pháp này nhìn chung cho ra kết quả tương đồng.<ref name=basu2008 />

== Cấu trúc ==
[[File:Sun poster-vi.svg|thumb|upright=1.7|Cấu trúc của Mặt trời]]
Cấu trúc của Mặt trời bao gồm các lớp sau:
:*'''Lõi''' – 20–25% bán kính trong cùng của Mặt trời, nơi nhiệt độ và áp suất là đủ để phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra. Ở đây hydro được tổng hợp thành heli. Quá trình này giải phóng năng lượng và khiến lõi dần trở nên tích lũy heli.
:* '''Vùng bức xạ''' – trong khoảng 20–25% bán kính đến 70% bán kính, ở đây năng lượng được truyền đi nhờ bức xạ thay vì đối lưu. 
:* '''Lớp dị biệt''' – ranh giới giữa vùng bức xạ và vùng đối lưu.
:* '''Vùng đối lưu''' – trong khoảng 70% bán kính Mặt trời đến một điểm gần bề mặt nhìn thấy, nơi Mặt trời đủ lạnh và khuếch tán để đối lưu diễn ra. Nhiệt được truyền ra phía ngoài chủ yếu nhờ đối lưu.
:* '''Quang quyển''' – phần sâu nhất của Mặt trời mà có thể quan sát trực tiếp bằng ánh sáng nhìn thấy. Vì là một vật thể khí nên Mặt trời không có bề mặt được xác định rõ. Những phần nhìn thấy của Mặt trời thường được phân thành 'quang quyển' và 'khí quyển'
:* '''Khí quyển''' – một 'quầng' khí bao quanh Mặt trời bao gồm [[sắc quyển]], [[vùng chuyển tiếp mặt trời|vùng chuyển tiếp]], [[vành nhật hoa]] và [[nhật quyển]]. Có thể quan sát những phần này khi phần chính của Mặt trời bị che đi, ví dụ như trong [[nhật thực]].

=== Lõi ===
[[Lõi Mặt trời|Lõi]] của Mặt trời mở rộng từ tâm đến khoảng 20–25% bán kính Mặt trời.<ref name="Garcia2007">{{Cite journal |last=García |first=R. |date=2007 |title=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=316 |issue=5831 |pages=1591–1593 |bibcode=2007Sci...316.1591G |doi=10.1126/science.1140598 |pmid=17478682 |s2cid=35285705|display-authors=etal|url=https://semanticscholar.org/paper/1c02d6ac7cd010b23db5ab3abae3f2b5467e9aee }}</ref> Lõi có mật độ (hay khối lượng riêng) lên tới {{val|150|u=g|up=cm3}}<ref name="Basu">{{Cite journal |last1=Basu |first1=S. |display-authors=etal |year=2009 |title=Fresh insights on the structure of the solar core |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=699 |issue=2 |pages=1403–1417 |arxiv=0905.0651 |bibcode=2009ApJ...699.1403B |doi=10.1088/0004-637X/699/2/1403|s2cid=11044272 }}</ref><ref name=NASA1>{{cite web |date=18 January 2007 |title=NASA/Marshall Solar Physics |url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |publisher=[[Marshall Space Flight Center]] |access-date=11 July 2009}}</ref> (cỡ 150 lần mật độ nước) và nhiệt độ gần 15,7 triệu [[kelvin]] (K)<ref name=NASA1/> so với nhiệt độ bề mặt là {{val|5,800|u=K}}. Công tác phân tích dữ liệu [[SOHO]] gần đây gợi ý tốc độ quay trong lõi nhanh hơn vùng đối lưu bên trên.<ref name="Garcia2007"/> Trong hầu hết cuộc đời của Mặt trời, năng lượng được sản sinh trong lõi nhờ một loạt phản ứng hạt nhân gọi là [[phản ứng chuỗi proton–proton|chuỗi p–p (proton–proton)]] đã chuyển đổi hydro thành heli.<ref>{{Cite conference |conference=XXIII Physics in Collisions Conference |location=Zeuthen, Germany |last=Broggini |first=C. |date=2003 |title=Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy |url=http://www.slac.stanford.edu/econf/C030626 |page=21 |arxiv=astro-ph/0308537 |bibcode=2003phco.conf...21B}}</ref> Chỉ 0,8% năng lượng sinh ra trong Mặt trời đến từ những chuỗi phản ứng tổng hợp khác gọi là [[chu trình CNO]] nhưng tỷ lệ này được dự kiến tăng lên khi Mặt trời già đi.<ref name=jpcs271_1_012031>{{Cite journal |last1=Goupil |first1=M.J. |last2=Lebreton |first2=Y. |last3=Marques |first3=J.P. |last4=Samadi |first4=R. |last5=Baudin |first5=F. |date=2011 |title=Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns |journal=[[Journal of Physics: Conference Series]] |volume=271 |issue=1 |page=012031 |arxiv=1102.0247 |bibcode=2011JPhCS.271a2031G |doi=10.1088/1742-6596/271/1/012031|s2cid=4776237 }}</ref><ref>{{Cite journal |last1=The Borexino Collaboration |date=2020 |title=Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun |url=https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0 |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=587 |issue=? |pages=577–582 |doi=10.1038/s41586-020-2934-0 |pmid=33239797 |bibcode=2020Natur.587..577B }}</ref>

Lõi là khu vực duy nhất của Mặt trời sản sinh một lượng [[nhiệt năng]] đáng kể nhờ hợp hạch. 99% năng lược được tạo ra trong 24% bán kính Mặt trời và đến điểm 30% bán kính thì hoạt động tổng hợp chấm dứt gần như hoàn toàn. Năng lượng này nung nóng phần còn lại của Mặt trời khi được truyền ra phía ngoài qua nhiều lớp liên tiếp, cuối cùng đến quang quyển rồi thoát vào không gian dưới dạng bức xạ (photon) hoặc [[bình lưu]] (các hạt lớn).<ref name=Phillips1995-47/><ref name=Zirker2002-15>
{{Cite book |last=Zirker |first=J.B. |date=2002 |title=Journey from the Center of the Sun |pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/15 15–34] |publisher=[[Princeton University Press]] |isbn=978-0-691-05781-1 |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/15 }}</ref>

Mỗi giây, chuỗi proton–proton xảy ra tầm {{val|9.2|e=37}} lần trong lõi, chuyển hóa 3,7{{e|38}} proton thành [[hạt alpha]] (hạt nhân heli) (tổng số proton tự do trong Mặt trời là ~8,9{{e|56}}), hay tốc độ {{val|6.2|e=11|u=kg|up=s}}.<ref name=Phillips1995-47/> Hoạt động tổng hợp bốn [[proton]] (hạt nhân hydro) tự do thành một hạt alpha giải phóng năng lượng cỡ 0,7% khối lượng hợp hạch,<ref>{{cite book |last=Shu |first=F.H. |date=1982 |title=The Physical Universe: An Introduction to Astronomy |page=[https://archive.org/details/physicaluniverse00shuf/page/102 102] |publisher=University Science Books |isbn=978-0-935702-05-7 |url=https://archive.org/details/physicaluniverse00shuf/page/102}}</ref> vậy tốc độ chuyển hóa khối lượng–năng lượng là 4,26 triệu tấn một giây (đòi hỏi 60 mega tấn hydro<ref>{{cite web |title=Ask Us: Sun |url=https://helios.gsfc.nasa.gov/qa_sun.html |website=Cosmicopia |publisher=NASA |date=2012 |access-date=13 July 2017}}</ref>) ứng với công suất 384,6&nbsp;[[Yotta-|yottawatt]] ({{val|3.846|e=26|u=W}}),<ref name=nssdc /> hay 9,192{{e|10}}&nbsp;[[đương lượng nổ|mega tấn TNT]] mỗi giây. Mặt trời sản sinh nhiều năng lượng chủ yếu vì mật độ lõi và kích cỡ lớn (so với Trái đất và những vật thế trên Trái đất), thực tế chỉ có một lượng năng lượng khá nhỏ được tạo ra trong mỗi [[mét khối]]. Các mô hình lý thuyết về phần trong Mặt trời chỉ ra mật độ công suất tối đa là khoảng 276,5 watt mỗi mét khối tại tâm lõi,<ref>{{cite web |last=Cohen |first=H. |date=9 November 1998 |title=Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun |url=http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html |publisher=Contemporary Physics Education Project |access-date=30 August 2011 |archive-url=http://webarchive.loc.gov/all/20011129122524/http%3A//fusedweb%2Ellnl%2Egov/cpep/chart_pages/5%2Eplasmas/sunlayers%2Ehtml |archive-date=29 November 2001}}</ref> ngang bằng mật độ công suất bên trong một đống phân trộn.<ref>{{cite web |url=http://www.abc.net.au/science/articles/2012/04/17/3478276.htm |title=Lazy Sun is less energetic than compost |date=17 April 2012}}</ref>

Tốc độ hợp hạch trong lõi đang ở trạng thái cân bằng tự hiệu chỉnh. Nếu hợp hạch xảy ra hơi nhanh hơn thì lõi nóng lên nhiều hơn và hơi phình to thêm đối kháng trọng lượng của các lớp ngoài, làm giảm mật độ và kéo theo đó giảm tốc độ hợp hạch, hiệu chỉnh [[nhiễu loạn (thiên văn học)|nhiễu loạn]]. Còn khi tốc độ hơi chậm hơn, lõi sẽ nguội hơn và hơi co lại, làm tăng mật độ cũng như tốc độ hợp hạch và đưa nó quay về trạng thái cũ.<ref>{{Cite journal |last1=Haubold |first1=H.J. |last2=Mathai |first2=A.M. |date=1994 |title=Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment |volume=320 |issue=1994 |pages=102–116 |journal=[[AIP Conference Proceedings]] |arxiv=astro-ph/9405040 |bibcode=1995AIPC..320..102H |doi=10.1063/1.47009|citeseerx=10.1.1.254.6033|s2cid=14622069 }}</ref><ref>
{{cite web |last=Myers |first=S.T. |date=18 February 1999 |title=Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium |website=Introduction to Astrophysics II |access-date=15 July 2009 |url=http://www.aoc.nrao.edu/~smyers/courses/astro12/L11.html}}</ref>

=== Vùng bức xạ ===
Từ lõi đến khoảng 0,7 [[bán kính mặt trời]], [[bức xạ nhiệt]] là phương thức truyền năng lượng chủ yếu.<ref name="autogenerated1">{{cite web |url=http://mynasa.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html |publisher=NASA |title=Sun |website=World Book at NASA |access-date=10 October 2012 |archive-url=https://web.archive.org/web/20130510142009/http://mynasa.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html |archive-date=10 May 2013}}</ref> Nhiệt độ giảm từ tầm 7 triệu xuống 2 triệu K khi khoảng cách đến lõi ngày một xa.<ref name=NASA1/> Mức [[gradien nhiệt độ]] này thấp hơn [[tốc độ giảm đoạn nhiệt]] nên không thể điều chỉnh đối lưu, lý giải tại sao năng lượng được truyền qua vùng này bằng [[bức xạ]] chứ không phải đối lưu nhiệt.<ref name=NASA1/> Các [[ion]] hydro và heli phát ra photon nhưng không di chuyển được bao xa trước khi bị ion khác tái hấp thu.<ref name="autogenerated1"/> Mật độ sụt giảm một trăm lần (20 g/cm<sup>3</sup> xuống 0,2 g/cm<sup>3</sup>) từ 0,25 bán kính đến 0,7 bán kính, ranh giới phía ngoài của vùng bức xạ.<ref name="autogenerated1"/><!-- http://adsabs.harvard.edu/abs/2008SoPh..251..101M -->

=== Lớp dị biệt ===
Giữa vùng bức xạ và vùng đối lưu có một lớp chuyển tiếp ngăn cách gọi là [[tachocline]]. Ở đây chứng kiến sự thay đổi đột ngột từ chuyển động quay đồng nhất của vùng bức xạ bên dưới đến kiểu chuyển động khác biệt của [[vùng đối lưu]] bên trên, dẫn tới độ trượt lớn giữa hai vùng.<ref>{{Cite book |last=Tobias |first=S.M. |date=2005 |chapter=The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo |chapter-url=https://books.google.com/books?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193 |pages=193–235 |editor=A.M. Soward |display-editors=etal |title=Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics |publisher=[[CRC Press]] |isbn=978-0-8493-3355-2}}</ref> Hiện đang có giả thuyết là một dynamo từ trong lớp này đã tạo ra từ trường Mặt trời.<ref name=NASA1/>

== Các giai đoạn phát triển ==
Lúc này, Mặt trời đã trải qua khoảng một nửa quãng đời và đang trong giai đoạn ổn định nhất. Nó đã không thay đổi gì đáng kể trong bốn tỷ năm qua và sẽ vẫn như vậy trong hơn năm tỷ năm nữa. Tuy nhiên, sau khi hoạt động tổng hợp hydro trong lõi chấm dứt, những biến đổi rõ rệt sẽ xuất hiện ở cả phần trong lẫn phần ngoài của Mặt trời.

=== Hình thành ===
Cách đây khoảng 4,6 tỷ năm, một phần của một [[đám mây phân tử]] khổng lồ mà có thành phần chủ yếu là hydro và heli đã suy sụp dẫn tới sự hình thành của Mặt trời và có thể là nhiều ngôi sao khác.<ref name=Zirker2002-7>{{Cite book |last=Zirker |first=Jack B. |title=Journey from the Center of the Sun |date=2002 |publisher=[[Princeton University Press]] |isbn=978-0-691-05781-1 |pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/7 7–8] |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/7 }}</ref> Thời điểm này được ước tính dựa trên mô hình máy tính về [[tiến hóa sao]] và [[niên đại vũ trụ hạt nhân]].<ref name="Bonanno"/> Kết quả phù hợp với [[Định tuổi bằng đồng vị phóng xạ|tuổi đo bằng phóng xạ]] của vật chất cổ nhất của Hệ Mặt trời là 4,567 tỷ năm.<ref>
{{Cite journal |last1=Amelin |first1=Y. |last2=Krot |first2=A. |last3=Hutcheon |first3=I. |last4=Ulyanov |first4=A. |title=Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=297 |issue=5587 |pages=1678–1683 |date=2002 |doi=10.1126/science.1073950 |pmid=12215641|bibcode=2002Sci...297.1678A|s2cid=24923770 }}</ref><ref name="nature436">
{{Cite journal |last1=Baker |first1=J. |last2=Bizzarro |first2=M. |last3=Wittig |first3=N. |last4=Connelly |first4=J. |last5=Haack |first5=H. |title=Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=436 |issue=7054 |pages=1127–1131 |date=2005 |pmid=16121173 |doi=10.1038/nature03882|bibcode=2005Natur.436.1127B|s2cid=4304613 }}</ref> Các nghiên cứu về [[vẫn thạch]] cổ xưa tiết lộ dấu vết của những hạt nhân con ổn định của đồng vị không bền như [[sắt-60]] chỉ hình thành trong những ngôi sao yểu mệnh, phát nổ. Điều này chỉ ra phải có một hay nhiều hơn [[siêu tân tinh]] xảy ra gần địa điểm Mặt trời hình thành. [[Sóng xung kích]] từ một siêu tân tinh gần đó sẽ kích hoạt sự hình thành của Mặt trời bằng cách nén vật chất trong đám mây phân tử và khiến những vùng nhất định suy sụp dưới trọng lực của chính chúng.<ref>{{Cite journal |last1=Williams |first1=J. |title=The astrophysical environment of the solar birthplace |journal=Contemporary Physics |volume=51 |issue=5 |pages=381–396 |year=2010 |doi=10.1080/00107511003764725 |bibcode=2010ConPh..51..381W |arxiv=1008.2973 |citeseerx=10.1.1.740.2876|s2cid=118354201 }}</ref>
Phần suy sụp của đám mây cũng bắt đầu quay do [[sự bảo toàn momen động lượng]] trong lúc nhiệt độ và áp suất tăng lên. Hầu hết khối lượng tập hợp vào tâm trong khi phần còn lại bị dát phẳng thành một đĩa mà cuối cùng sẽ trở thành các hành tinh và vật thể Hệ Mặt trời khác. Trọng lực và áp suất trong lõi của đám mây sản sinh nhiều nhiệt khi nó bồi tụ thêm vật chất từ đĩa xung quanh, cuối cùng khơi gợi quá trình [[tổng hợp hạt nhân sao|tổng hợp hạt nhân]].

=== Dãy chính ===
[[File:Solar evolution-vi.svg|right|thumb|Sự biến đổi về độ sáng, bán kính, và nhiệt độ hiệu dụng của Mặt trời qua thời gian so sánh với Mặt trời hiện tại (theo Ribas, 2010)<ref name=ribas2010>{{Cite journal |last=Ribas |first=Ignasi |title=Proceedings of the IAU Symposium 264 'Solar and Stellar Variability – Impact on Earth and Planets': The Sun and stars as the primary energy input in planetary atmospheres |volume=264 |pages=3–18 |date=February 2010 |doi=10.1017/S1743921309992298 |bibcode=2010IAUS..264....3R |journal=Proceedings of the International Astronomical Union |arxiv=0911.4872|s2cid=119107400 }}</ref>]]
Mặt trời đã đi qua một nửa giai đoạn là sao dãy chính mà ở đó phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lõi biến hydro thành heli. Cứ mỗi giây trôi qua, hơn bốn triệu tấn vật chất được chuyển hóa thành năng lượng bên trong lõi Mặt trời, sinh ra [[bức xạ mặt trời]] và [[neutrino]]. Căn cứ vào tốc độ này thì tính đến nay Mặt trời đã chuyển hóa cỡ 100 lần khối lượng Trái đất thành năng lượng, tương đương khoảng 0,03% tổng khối lượng của Mặt trời. Mặt trời sẽ duy trì là một ngôi sao dãy chính trong khoảng 10 tỷ năm.<ref>
{{Cite book |last1=Goldsmith |first1=D. |last2=Owen |first2=T. |title=The search for life in the universe |url=https://books.google.com/books?id=Q17NmHY6wloC&pg=PA96 |page=96 |publisher=University Science Books |date=2001 |isbn=978-1-891389-16-0}}</ref> Nó dần trở nên nóng hơn trong giai đoạn này bởi các nguyên tử heli trong lõi chiếm ít dung tích hơn nguyên tử hydro đã bị tổng hợp. Bởi vậy, lõi co lại cho phép các lớp ngoài dịch gần hơn vào tâm và chịu một lực hấp dẫn mạnh hơn theo [[định luật bình phương nghịch đảo]]. Lực hấp dẫn mạnh hơn làm tăng áp lực lên lõi, nhưng tốc độ tổng hợp hạt nhân dần dần tăng lên đã kháng cự lại áp lực. Quá trình này diễn ra nhanh hơn khi lõi dần trở nên đặc hơn. Theo ước tính Mặt trời đã sáng hơn 30% trong 4,5 tỷ năm qua.<ref>{{cite web |url=http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/evolution.html |title=The Sun's Evolution}}</ref> Hiện tại độ sáng của nó đang tăng khoảng 1% mỗi 100 triệu năm.<ref>{{cite web |url=http://news.sciencemag.org/climate/2014/01/earth-wont-die-soon-thought |title=Earth Won't Die as Soon as Thought |date=22 January 2014}}</ref>

=== Sau khi lõi cạn kiệt hydro ===
[[File:Sun red giant-vi.svg|thumb|left|upright=0.8|So sánh kích cỡ Mặt trời hiện tại (đang ở dãy chính) và Mặt trời tương lai ở pha khổng lồ đỏ]]
Mặt trời không có đủ khối lượng để tạo ra [[siêu tân tinh]], thay vào đó nó sẽ kết thúc thời kỳ dãy chính trong khoảng 5 tỷ năm tới và biến đổi thành [[sao khổng lồ đỏ]].<ref>{{cite web |author1=Nola Taylor Redd |title=Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun |url=http://www.space.com/22471-red-giant-stars.html |website=space.com |access-date=20 February 2016}}</ref><ref name=schroder>{{Cite journal |last1=Schröder |first1=K.-P. |last2=Connon Smith |first2=R. |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |title=Distant future of the Sun and Earth revisited |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=386 |issue=1 |pages=155–163 |year=2008 |arxiv=0801.4031 |bibcode=2008MNRAS.386..155S|s2cid=10073988 }}</ref> Khi ấy, Mặt trời sẽ phình to đến mức nuốt trọn Sao thủy, Sao kim và có thể là cả Trái đất.<ref name=schroder /><ref name=sackmann>{{Cite journal |last1=Boothroyd |first1=A.I. |last2=Sackmann |first2=I.‐J. |doi=10.1086/306546 |title=The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge‐up |journal=The Astrophysical Journal |volume=510 |issue=1 |pages=232–250 |year=1999 |bibcode=1999ApJ...510..232B |arxiv=astro-ph/9512121|s2cid=561413 }}</ref>

Trước khi trở thành sao khổng lồ đỏ, độ sáng của Mặt trời sẽ tăng gần gấp đôi và Trái đất sẽ nhận nhiều ánh sáng mặt trời như Sao kim ngày nay. 5,4 tỷ năm tới, khi mà hydro trong lõi đã cạn kiệt, Mặt trời sẽ bước vào pha [[sao cận khổng lồ|cận khổng lồ]] và tăng gấp đôi kích cỡ trong khoảng 500 triệu năm. Sau đó nó phình to nhanh hơn trong khoảng 500 triệu năm tiếp đến khi to hơn ngày nay 200 lần và sáng hơn vài ngàn lần. Kế đến là pha [[nhánh khổng lồ đỏ]] kéo dài khoảng một tỷ năm khiến Mặt trời mất đi cỡ một phần ba khối lượng.<ref name=schroder/>

Sau pha nhánh khổng lồ đỏ, quãng đời hoạt động của Mặt trời chỉ còn lại 120 triệu năm nhưng có nhiều điều xảy ra. Trước tiên, lõi mà lúc này chứa đầy heli [[vật chất suy biến|suy biến]] kích thích dữ dội trong [[nháy heli]] mà ở đó ước tính 6% lõi ứng với 40% khối lượng Mặt trời sẽ bị chuyển hóa thành carbon chỉ trong vài phút thông qua [[quá trình ba-alpha]].<ref>{{cite web |url=http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/end.html |title=The End Of The Sun}}</ref> Mặt trời sẽ co lại còn bằng khoảng 10 lần kích cỡ hiện tại và độ sáng bằng 50 lần, trong khi nhiệt độ thì thấp hơn một chút. Khi ấy nó sẽ vươn đến [[lùm đỏ]] hay [[nhánh ngang]] nhưng một ngôi sao có khối lượng Mặt trời không tiến hóa hướng xanh dương dọc nhánh ngang. Thay vào đó nó chỉ trở nên sáng hơn và lớn lên vừa phải trong khoảng 100 triệu năm khi heli trong lõi tiếp tục phản ứng.<ref name=schroder/>

Tới khi mà heli cạn kiệt, Mặt trời sẽ lại phình to giống như khi hydro cạn kiệt, chỉ khác là lần này mọi chuyện diễn ra nhanh hơn và Mặt trời trở nên sáng và lớn hơn. Đây là pha [[nhánh khổng lồ tiệm cận]] và Mặt trời đang sử dụng hydro ở vỏ hoặc heli ở vỏ sâu hơn thay thế. Sau khoảng 20 triệu năm vào đầu nhánh khổng lồ tiệm cận, Mặt trời trở nên ngày càng bất ổn với khối lượng mất đi nhanh và xung nhiệt làm tăng kích cỡ và độ sáng trong vài trăm năm ứng với mỗi chu kỳ 100.000 năm hoặc hơn. Các đợt xung nhiệt ngày một lớn hơn và những đợt sau đẩy độ sáng lên đến gấp 5.000 lần hiện tại cùng bán kính lên hơn 1 đơn vị thiên văn.<ref name=agb>{{Cite journal |last1=Vassiliadis |first1=E. |last2=Wood |first2=P.R. |doi=10.1086/173033 |title=Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss |journal=The Astrophysical Journal |volume=413 |page=641 |year=1993 |bibcode=1993ApJ...413..641V}}</ref> Theo một mô hình năm 2008, quỹ đạo Trái đất co lại do [[lực thủy triều]] (và cuối cùng kéo từ hạ sắc quyển) nên nó sẽ bị Mặt trời nuốt lúc gần đỉnh điểm của pha nhánh khổng lồ đỏ, tương tự như Sao thủy và Sao kim vào lần lượt 3,8 và 1 triệu năm trước đó. Các mô hình là khác nhau tùy thuộc vào tốc độ và thời gian mất mát khối lượng. Mô hình mà có mất mát khối lượng nhiều hơn ở nhánh khổng lồ đỏ tạo ra những ngôi sao nhỏ và kém sáng hơn ở nhánh khổng lồ tiệm cận, có lẽ chỉ 2.000 lần độ sáng và chưa đến 200 lần bán kính.<ref name=schroder/> Đối với Mặt trời, bốn đợt xung nhiệt được dự đoán xảy ra trước khi nó mất hoàn toàn vỏ ngoài và khởi động hình thành [[tinh vân hành tinh]]. Kết thúc pha kéo dài 500.000 năm này, Mặt trời sẽ chỉ còn khoảng nửa khối lượng hiện tại.

Diễn biến hậu nhánh khổng lồ tiệm cận thậm chí còn nhanh hơn. Nhiệt độ tăng nhưng độ sáng gần như bất biến. Nửa khối lượng Mặt trời bắn ra bị ion hóa thành tinh vân hành tinh để lại lõi trần nóng đến 30.000 K. Lõi trần cuối cùng là một [[sao lùn trắng]] có nhiệt độ hơn 100.000 K và ước tính mang 54,05% khối lượng Mặt trời hiện tại.<ref name=schroder/> Tinh vân hành tinh sẽ phân tán trong khoảng 10.000 năm còn sao lùn trắng sẽ sống đến hàng nghìn tỷ năm trước khi phai mờ thành [[sao lùn đen]] giả thuyết.<ref name=bloecker1>{{Cite journal |bibcode = 1995A&A...297..727B|title = Stellar evolution of low and intermediate-mass stars. I. Mass loss on the AGB and its consequences for stellar evolution|last1 = Bloecker|first1 = T.|journal = Astronomy and Astrophysics|year = 1995|volume = 297|page = 727}}</ref><ref name=bloecker2>{{Cite journal |bibcode = 1995A&A...299..755B|title = Stellar evolution of low- and intermediate-mass stars. II. Post-AGB evolution|last1 = Bloecker|first1 = T.|journal = Astronomy and Astrophysics|year = 1995|volume = 299|page = 755}}</ref>

== Chú thích ==
{{reflist|group=note}}
{{notes
| notes =
{{efn
| name = nguyên tố nặng
| Trong [[thiên văn|khoa học thiên văn]], thuật ngữ ''nguyên tố nặng'' (hay ''kim loại'') đề cập đến mọi nguyên tố hóa học ngoại trừ hydro và heli.<ref>{{cite web|url= https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/m/Metals|title= Metals|website=COSMOS|access-date= 28 December 2020}}</ref>
}}
}}
== Tham khảo ==
{{reflist}}