Күн

Күн өзөгү

Күн өзөгү (ядросу) же күндүн борбордук бөлүгүнүн радиусу болжолдуу 150—175 миң км (башкача айтканда Күн радиусунун 20—25% түзөт), мында термоядролук реакциялар жүрөт. Өзөктөгү заттын тыгыздыгы болжолдуу 150 000 кг/м³ (суунун тыгыздыгынан 150 эсе жогору, Жердеги эң тыгыз металл — осмийден болжолдуу 6,6 эсе жогору), ал эми өзөктүн борборунун температурасы — 14 млн Кден ашык. SOHO миссиясы тарабынан өткөрүлгөн маалымат анализи өзөктөгү күндүн өзүнүн огундагы айлануу ылдамдыгы, тышкы катмарына караганда жогорураак экени байкалган. Өзөктө протон-протондук термо өзөктүк реакция ишке ашырылат, натыйжада төрт протондон — гелий-4 калыптанат. Ошону менен бирге, ар бир секунда сайын 4,26 млн тонна зат жарыкка айланат, бирок, бул чоңдук Күндүн массасы менен салыштырмалуу өтө эле кичинекей. Өзөктүн ар кайсы аймактарынынан бөлүнүүчү кубаттуулук Күндүн борборуна чейинки аралыктан көз каранды. Борборунда бөлүнүүчү кубаттуулук теориялык баалоолорго ылайык 276,5 Вт/м³ чейин жетет. Буга ылайык, бир адам көлөмүнө (0,05 м³) 285 Ккал/күн (1192 кДж/күн) жылуулук бөлүнүүсү туура келет, а бул адамдын жылуулук бөлүп чыгаруусунан бир нече ирет төмөн. Бүткүл күндүн салыштырмалуу жылуулук бөлүп чыгаруусу эки иретке төмөн. Ушундай отун корунун (суутектин) энергиясынын салыштырмалуу токтоо бөлүнүп чыгуусу термоядролук реакцияны өчүрбөй туруу үчүн бир нече миллиард жыл өтөт.

Күндөгү энергия жана жылуулук, термоядролук реакция аркылуу алынуучу жалгыз аймак — бул анын өзөгү (ядросу), жылдыздын башка бөлүктөрү бул энергия менен жылытылган (ысытылган) болот. Өзөктүн бүткүл энергиясы ырааты менен катмарлардан өтүп, фотосферага чейин жетет, андан ары ал жарык жана кинетикалык энергия түрүндө чыгат.

Нурлуу өткөрүү аймагы

Өзөк үстүндө (сыртында) болжолдуу Күн радиусунун борборунан 0,2—0,25тен 0,7 чейин өлчөмүндө нурлуу өткөрүү аймагы жайгашкан. Бул аймакта энергия негизинен нурлануу жана фотондордун сиңирүү жолу менен кийинки катмарга өтөт же өткөрүлөт. Ошону менен бирге, плазманын катмары тарабынан нурланган ар бир конкреттүү фотондун багыты, плазма тарабынан кайсы фотондор сиңирилгенинен көз каранды эмес, ошондуктан, ал нурлуу өткөрүү аймагынын кийинки катмарына да, артка дагы, тагыраак айтканда төмөнкү катмарларга да өтө алат. Мунун айынан көп жолу кайрадан нурланган фотондун (алгач өзөктөн жаралуу менен) конвекциялык аймакка жетүүчү убакыт аралыгы Күндүн заманбап моделдерине ылайык 10 миңден 170 миң жылга чейин болушу мүмкүн (кээде кездешүүчү миллион жыл дегени өтө эле жогорулатылган деп саналат).

Аймактагы температуранын көрсөткүчү бетинде 2 млн Кден, тереңинде 7 млн Кге чейин. Ошону менен бирге бул аймакта макроскопиялык конвекциялык кыймылдар жок, а бул нурлук теңсалмактуулук градиентине караганда температуранын адиабаттык градиенти чоң экенин айгинелейт. Салыштыруу үчүн, кызыл карликтерде басым заттын орун которуусуна (жылышына) тоскоолдук жарата албайт, жана конвекция аймагы дароо өзөктөн башталат. Бул аймактагы заттын тыгыздыгы 0,2ден (бетинде) 20 чейин (тереңинде) г/см³.

Күндүн конвекциялык аймагы

Күн бетине жакын аймакта заттын температурасы жана тыгыздыгы кайра нурлануу жолу менен энергияны толук өткөрүү үчүн жетишсиз. Плазманын куюндук аралашуусу пайда болуп, энергиянын Күн бетине (фотосферага) өтүүсү көбүнчө заттын өзүнүн кыймылдары аркылуу ишке ашырылат. Бир жагынан, фотосферанын заты, Күн бетинде муздап, конвекциялык аймактын тереңине кирет (чөгөт). Экинчи жагынан, төмөнкү бөлүктөгү зат нурланууну Нурлуу өткөрүү аймагынан алып, өйдө карай көтөрүлөт, жана бул эки процесс кыйла ылдамдыкта жүрөт. Энергияны берүүнүн мындай ыкмасы конвекция аталат, ал эми калыңдыгы болжолдуу 200 000 км болгон Күн бетинин астындагы катмар — конвекциялык аймак аталат, аты айтып тургандай эле бул аймакта конвекция процесси жүрөт. Конвекциялык аймактан Күн бетине жакындаган сайын температура орточо 5800 Кге, ал эми газдын тыгыздыгы Жердин абасынын тыгыздыгынан 1/1000 чейин төмөндөйт.

Заманбап маалыматтар боюнча күн процесстеринин физикасындагы конвекциялык аймактын ролу өтө чоң, анткени, дал ошол аймакта күн затынын ар кандай кыймыл аракеттери жаралат. Конвекциялык аймактагы термиктер (жылуулук агымдары) конвекциялык аймакта кесектенүүнү (орусча грануляция, булар маңызы жагынан термиктердин чокусу) жана супер кесектенүүнү чакырат. Агымдардын ылдамдыгы орточо секундасына 1—2 метрди түзөт, ал эми анын максималдуу көрсөткүчү 6 км/с чейин жетет. Кесектин жашоо мөөнөтү 10—15 мүнөт, а бул газдын кесекти бир жолу айланып чыгуу мезгил убактысы менен теңдеш. Буга ылайык, конвекциялык аймактагы термиктер Бенар уячаларынын пайда болуусуна өбөлгө түзгөн шарттардан чукул айырмаланган шарттарда турат. Ошондой эле, бул аймактагы кыймылдар магниттик динамо эффектисин чакырат, жана натыйжада, татаал түзүмгө ээ болгон магниттик талааны жаратышат.

Фотосфера

Фотосфера (жарык чачуучу же чыгаруучу катмар) Күндүн көрүнүүчү бетин калыптандырат. Анын калыңдыгы оптикалык калыңдыктын болжолдуу 2/3 бирдигине туура келет. Абсолюттук чоңдуктарда фотосферанын калыңдыгы ар кандай баалоолор боюнча 100дөн 400 км жетет. Фотосферадан Күндүн оптикалык нурлануусунун негизги бөлүгү чыгып, тереңирээк катмарлардан чыккан нурлануу бизге (Жерге) жетпейт. Фотосферанын тышкы катмарынын температурасы ички катмарларына караганда төмөнүрөөк (6600 Кден 4400 Кге чейин төмөндөйт). Фотосферанын эффективдүү температурасы жалпысынан 5772 Кди түзөт. Ал Стефан — Больцман мыйзамы боюнча эсептелинет, ага ылайык абсолюттук кара телонун нурлануу кубаттуулугу телонун төртүнчү даражадагы температурасына пропорциялуу. Мындай шарттарда суутек дээрлик толугу менен нейтралдуу абалда сакталат. Фотосфера күндүн өлчөмдөрү, күндөн болгон аралыгы аныкталуучу көрүнүктүү бетин калыптандырат. Фотосферадагы газ салыштырмалуу суюк болгондуктан, анын айлануу ылдамдыгы катуу заттардын айлануу ылдамдыгынан кыйла аз. Ошону менен бирге, экватордук жана уюлдук аймактарында бир тектүү эмес кыймылда — экватордо ал 24 күндө бир айланат, уюлдарда — 30 күндө.

Хромосфера

Хромосфера (байыркы грекче χρῶμα — түс, жарык, σφαῖρα — шар, сфера) — фотосфераны курчаган, калыңдыгы болжолдуу 2000 кмдей болгон Күндүн эң маанилүү тышкы катмары. Күн атмосферасынын бул бөлүгүнүн аталышынын келип чыгышы анын кызыл түспөл өңү менен байланыштуу, хромосферанын көрүнүктүү спектринде Бальмер сериясындагы суутектин кызыл H-альфа нурлануу сызыгы доминанттык кылат. Хромосферанын жогорку чегинде так жылмакай бети жок, мында дайыма спикул аталган ысык ыргытуулар (бүркүүлөр) жүрүп турат. Бир убакта байкалуучу спикулдардын саны орточо 60—70 миңди түзөт. Мунун айынан XIX кылымдын аягында италиялык астроном Секки Күн хромосферасын телескоп менен карап отуруп, буларды күйүп жаткан канаттар менен салыштырган. Хромосферанын температурасы бийиктикке жараша жогорулайт: 4000ден 20 000 Кге чейин (10 000 Кден ашкан температуралар аймагы салыштырмалуу көп эмес).

Хромосферанын тыгыздыгы анча чоң эмес, ошондуктан, жөнөкөй шарттарда байкоого жарыктыгы жетишсиз. Бирок, толук күн тутулууда, Ай, жарык фотосфераны жапканда, анын үстүндө жайгашкан хромосфера көзгө көрүнүп, кызыл түстө жаркырайт. Хромосфераны атайын оптикалык чыпкалардын жардамы менен каалаган убакта көрүүгө болот. Толкун узундугу 656,3 нм болгон H-альфа сызыгынан тышкары, чыпкалар Ca II K (393,4 нм) жана Ca II H (396,8 нм) сызыктарына тууралана алат.

Бул сызыктарда көрүнүүчү негизги хромосфералык түзүмдөр:

• Күн бетинин бүтүн каптаган хромосфералык торчо;
• флоккулдар — агыш түстөгү булут сымал калыптануулар, көбүнчө күчтүү магнит талаа аймактарына байланган, көп учурда күн тактарынын айланасында болот;
• булалар жана фибриллдер (булачалар) — ар кандай жазылыктагы жана узундуктагы кара сызыктар, флоккулдар сыяктуу эле, активдүү аймактарда көп кездешет.

Күн таажысы

Таажы — Күндүн акыркы тышкы катмары. Таажы негизинен протубенцтардан жана бир нече жүз миң деген, кээде миллиондон ашык километр мейкиндикке атылып чыгуучу энергиялык бүркүүлөрдөн (атылып чыгуулардан) турат, мунун эсебинен күн шамалдары калыптанат. Орточо таажылык температура 1 миллиодон 2 млн Кге чейин, максималдуу температура өзүнчө аймактарда — 8 миллиондон 20 миллион Кге чейин. Мындай жогорку температураларга карабастан аны толук күн тутулуу учурунда жөнөкөй көз менен байкоого болот, анткени, таажыдагы заттын тыгыздыгы аз, ошондуктан, анын жарыктыгы да чоң эмес. Бул катмардын интенсивдүү ысышы сыягы магниттик кайра кошулуу эффексинен жана сокку берүүчү толкундардын таасиринен болушу мүмкүн, ошондой болсо да бүгүнкү күнгө чейин (2024) бул катмар толук изилденип бүтө элек. Таажынын формасы күндүн активдүүлүк циклинин фазасына жараша өзгөрүп турат: максималдуу активдүүлүк мезгилинде ал тогологураак формага ээ, минимумда — күн экваторун бойлой чоюлат. Таажыдагы температуранын жогору болуусунан ал ультра кызгылт көк жана рентген диапазондорунда (караңыз: Рентген нуру) интенсивдүү нурланып турат. Бул нурлануулар жердин атмосферасынан өтпөйт, ошондуктан буларды акыркы учурда космос аппараттардын жардамы менен изилдөөдө. Таажыдагы нурлануу ар кайсы аймактарында бирдей эмес. Ысык активдүү жана тынч аймактары бар, мындан тышкары салыштырмалуу анча чоң эмес температурадагы (600 000 К) таажылык тешиктер да аз эмес, булардан мейкиндикке магниттик кубаттуу сызыктар чыгып турат. Мындай ачык магниттик конфигурация бөлүкчөлөрдүн тоскоолдуксуз Күндөн чыгуусуна мүмкүндүк берет, буга байланыштуу күн шамалдары негизинен таажылык тешиктерден чыгат.

Күн таажысынын көрүнүктүү спектри L, K, F (L таажы, K таажы, F таажы) компоненттер аталган үч ар кандай түзүүчүлөрдөн турат; башка аталышы L компоненттер — E таажы. K-компонент — таажынын үзгүлтүксүз спектри. Анын фонунда күндүн көрүнүктүү четинин 9—10′ бийиктигине чейин эмиссиондук L-компонент көрүнөт. Болжолдуу 3′ бийиктигинен баштап (Күндүн бурчтук диаметри — болжолдуу 30′) жана андан жогору фотосфера спекриндей эле болгон фраунгоферов спектри көрүнөт. Ал күн таажысынын F-компонентин түзөт. 20′ бийиктигинде F-компонент таажы спекринде басымдуулук кылат. 9-10′ бийиктиги ички таажы менен тышкысын бөлүп турган чек ара катары кабыл алынат. Толкун узундугу 20 нм төмөн болгон Күн нурлануулары толугу менен таажыдан чыгат. Бул, мисалы, толкун узундугу 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å) болгон Күн сүрөттөрүндө күн таажысы жана анын элементтери гана көрүнөт дегенди түшүндүрөт, ал эми хромосфера жана фотосфера көрүнбөйт. Күндүн түндүк жана түштүк уюлдарындагы эки таажылык тешиктер, жана убактылуу пайда болгон башкалары дээрлик рентген нурланууларын чыгарбайт.

Күн шамалы

Күн таажысынын тышкы бөлүгүнөн күн шамалы чыгып турат — иондолгон бөлүчөлөрдүн (негизинен протондор, электрондор жана α бөлүкчөлөр) агымы, шамалдын тыгыздыгы күндөн гелиосфера чек арасына чейин алыстаган сайын азаят. Күн шамалы эки компонентке бөлүнөт — жай жана тез күн шамалдары. Жай күн шамалынын ылдамдыгы секундасына 400 км айланасында, температурасы болсо 1,4—1,6⋅10⁶ К, курамы боюнча күн таажысына жакын. Тез күн шамалынын ылдамдыгы секундасына 750 км айланасында, температурасы 8⋅10⁵ К, курамы боюнча фотосфера затына окшош. Жай күн шамалы эки эсе тыгыз жана тезине караганда туруксузураак. Жай күн шамалы татаалыраак түзүмгө ээ болуп, турбуленттүүлүк аймактары бар.

Күн орточо шамалдары менен секундасына 1,3⋅10³⁶ айланасындагы бөлүкчөлөрдү нурлантып чачат. Буга ылайык, берилген нурлануунун түрүнө карата Күн массасынын жылына жоготуулары 2—3⋅10⁻¹⁴ күн массаларын түзөт. 150 миллион жылда жердин массасына барабар массаны жоготот. Жердеги көптөгөн көрүнүштөр күн шамалындагы козголуулар менен байланыштуу, анын ичинде геомагниттик бороондор жана уюл жаркыроолору.

1990-жылдардын аягында Ультра кызгылт көк таажылык спектрометрдин (англисче Ultraviolet Coronal Spectrometer [UVCS]) жардамы менен SOHO жасалма жандоочтун бортунда күн уюлдарындагы тез күн шамалдарынын пайда болуу аймактарына байкоо жүргүзүлгөн.

Күн плазмасы жетишээрлик жогорку электр өткөрүмдүүлүккө ээ болгондуктан, анда электр тогу пайда болушу мүмкүн, жана натыйжа катары, магниттик талаа да жаралат. Күн фотосферасында түздөн-түз байкалуучу магниттик талааларды масштабына жараша эки түргө бөлүү кабыл алынган.

Күн өлчөмдөрүнө теңелме жана өлчөмдөрүнө жараша мүнөздүү болгон ири масштабдуу (жалпы же глобалдык) магниттик талаа, фотосфера деңгээлинде бир нече гаусс иретинде орто чыңалууга ээ. Күн активдүүлүгүнүн циклиндеги минимумда ал болжолдуу диполдук түзүмгө ээ, ошону менен бирге Күндүн уюлдарындагы талаанын чыңалуусу максималдуу. Күн активдүүлүгүнүн циклиндеги максимумга жакындаган сайын уюлдардагы талаанын чыңалуусу акырындык менен төмөндөп, максимум циклинен кийинки бир-эки жылда нөлгө барабар болуп калат (айтылуу «күндүн магнит талаасынын кайра уюлдашуусу»). Бул фазада Күндүн магниттик талаасы толугу менен жоголбойт, бирок, анын түзүмү диполдук эмес, квадруполдук мүнөзгө ээ. Андан кийин күн диполунун чыңалуусу кайрадан өсөт, бирок ошону менен бирге, анын уюлдуулугу (полярдуулугу) башка болот. Ошентип, Күндүн жалпы магнит талаасынын өзгөрүүсүнүн толук цикли 11-жылдык күн активдүүлүгүнүн эки эселенген көрсөткүчүнө барабар — болжолдуу 22 жыл («Хейл мыйзамы»).

Күндүн орто- жана майда масштабдуу (локалдык) талаалары, талааларынын кыйла чоң чыңалуулары жана азыраак болгон туруктуулугу менен айырмаланат. Эң кубаттуу магнит талаалары (бир нече миң гаусска чейин) күн циклинин максимумунда күн тактарынын топторунда байкалат. Ошону менен бирге, бул топтордун батыш бөлүгүндөгү магниттик талаасы («башкы»), анын ичинде эң ири тактын (айтылуу топтун лидери) магнит талаасы, Күндүн уюлундагы (p-уюлдуулук) жалпы магнит талаасынын уюлдуулугуна туура келүүсү кадыресе көрүнүш, ал эми чыгыш бөлүгүндөгүсү («куйругундагысы») ага (жалпы магнит талаасына) карама-каршы келет (f-уюлдуулук). Ушуга байланыштуу, тактардын магнит талаалары эреже катары биполярдык же мультиполярдык түзүмгө ээ. Фотосферада магнит талаасынын униполярдык аймактары байкалат, алар, күн тактарынын тобунан айырмаланып уюлдарга жакын жайгашат жана магнит талаасынын чыңалуусу кыйла аз (бир нече гаусс), бирок, аянты жана жашоо узактыгы чоң (күндүн бир нече айлануусу).

Көпчүлүк заманбап изилдөөчүлөрдүн ою боюнча Күндүн магнит талаасы конвекциялык аймактын төмөнкү бөлүгүндө гидромагниттик конвекциялык динамо механизминин жардамы менен генерацияланат дагы, магниттик калкымалуулуктун таасири алдында фотосферага көтөрүлөт. Ушул эле механизм менен күндүн магнит талаасынын 22 жылдык цикли түшүндүрүлөт.

Күндөгү күчтүү магнит талааларынын генерацияланышынан пайда болгон көрүнүштөрдүн комплексин күн активдүүлүгү дейбиз. Бул талаалар фотосферада күн тактары катары чыгып, күн жаркыроолору, тездетилген бөлүкчөлөрдүн агымынын генерацияланышы, ар кандай диапазондордогу Күндүн электромагниттик нурлануусунун деңгээлдериндеги өзгөрүүлөр, таажылык массанын ыртылуулары, күн шамалынын козголушу, космос нурларынын галактикалык агымдарынын вариациялары (Форбуш-эффект) ж. б. сыяктуу көрүнүштөрдү чакырат.

Күн жана геомагниттик активдүүлүк вариациялары (анын ичинде магниттик бороондор) дагы байланыштуу, булар Жерге жеткен түрдүү көрүнүштөрдүн найтыжасы болот.

Кеңири жайылган күн активдүүлүгүнүн деңгээлин көрсөтүүчүсү болуп Вольф саны саналат, ал күндүн көрүнүп турган жарым сферасындагы тактардын саны менен байланыштуу. Күн активдүүлүгүнүн жалпы деңгээли болжолдуу 11 жылга барабар мезгилде өзгөрүп турат (айтылуу «күн активдүүлүгүнүн цикли» же «он бир жылдык цикл»). Бул мезгил так кармалбайт, жана XX кылымда 10 жылга жакын болчу, ал эми акыркы 300 жылда 7 жылдан 17 жылга чейин вариацияланган. Күн активдүүлүгүнүн циклдарына иреттүү сандарды берүү кабыл алынган, жана анын шарттуу максимуму болгон башаты 1761-жыл деп саналат. 2000-жылы 23-күн активдүүлүк циклинин максимуму байкалган.

Узагыраак мөөнөттөгү күн активдүүлүгүнүн вариациялары дагы бар. Мисалы, XVII кылымдын экинчи жарымында күн активдүүлүгү жана негизинен, анын он бир жылдык цикли өтө алсыз болгон (Маундер минимуму). Ушул эле доордо Европада орточо жылдык температуранын төмөндөшү байкалган (айтылуу «Муз доору»), балким, бул, күндүн активдүүлүгүнүн Жерге таасир этүүсүнөн болгондур деп жоромолдонот. Глобалдык жылуулануу кайсы бир деңгээлде күн активдүүлүгүнүн XX кылымда глобалдуу жогорулашынан пайда болгон деген көз караштар дагы бар. Ошого карабастан, мындай таасирлердин механизмдери дагы деле жетишээрлик түшүнүксүз.

Байкоолордун тарыхындагы эң көп күн тактарынын тобу Күндүн түштүк жарым шарында 1947-жылдын апрелинде пайда болгон. Анын максималдуу узундугу 300 000 км түзгөн, максималдуу жазылыгы — 145 000 км, максималдуу аянты Күндүн жарым сферасынын 6000 миллиондук бөлүгүнөн ашкан, болжолдуу Жер бетинин аянтынан 36 эсе көп. Бул тактардын тобу күн батаар маалда оңой көрүнчү.

Күндүн магниттик активдүүлүгү мезгилдик өзгөрүүлөргө дуушар болуп тургандыктан, аны менен күндүн жарыктыгы да өзгөрүп (Күн циклдүүлүгү), аны өзгөрмө жылдыз катары кароого болот. Активдүүлүктүн минимумуна караганда максимум жылдарында Күн жарыгыраак. Күндүк туруктуулуктун амплитудасы 0,1% жетет, абсолюттук маанилерде бул 1 Вт/м², ошол эле убакта күндүн туруктуулук маанисинин орточосу — 1361,5 Вт/м².

Кээ бир изилдөөчүлөр Күндү төмөнкү активдүүлүктөгү өзгөрмө жылдыздардын классына кошушат. Мындай жылдыздардын бетинин жалпы аянтынан 30% чейини тактар менен капталган, жана жылдыздардын айлануусунан алардын жылтылдоосунун өзгөрүүсү байкалат. Күндүн мындай өзгөрмөлүүлүгү өтө төмөн.

Күн тутулуулар антика булактарында эле эскерилип келген. Бирок, көбүрөөк даталанган баяндамалар батыш-европалык орто кылымдык хроника жана анналаларда камтылган. Мисалы, күндүн тутулушун Максимин Трирский эскерип, кийинкидей жазган: «538-жылдын 16-февралында саат бирден үчкө чейин күн тутулуу болду».

Мындай көрүнүш Жердеги байкоочу жактан караганда Ай Күндүн бетин толук же жарым-жартылай жабып (тосуп) калуусунан пайда болот. Күндүн тутулушу Айдын Жерге караган бети жарыктанбай, Ай көрүнбөгөн жана жаңырган учурунда гана болушу мүмкүн. Эгер Ай жаңыруу Ай түйүндөрүнүн (Ай жана Күндүн көрүнүктүү кесилиш чекиттери) бирининин жанында болгондо гана тутулуу мүмкүн болот, тагыраак айтканда түйүндөрдүн биринен болжолдуу 12 градус алыс эмес болгондо. Астрономиялык классификация боюнча Күн тутулуу Жер бетинин кайсы бир аймагында толук болсо анда ал толук күн тутулуу деп аталат. Эгер тутулуу жеке учур катары байкалса (Айдын көлөкөсүнүн конусу жер бетине жакын өтүп, бирок ага тийбегенде), анда ал жеке болуп классификацияланат. Байкоочу Айдын көлөкөсүндө турганда, ал толук күн тутулууну көрөт. Эгер байкоочу жарым көлөкөсүнүн аймагында турса, ал жеке күн тутулууну байкайт. Толук жана жеке тутутуудан тышкары шакек сымал тутулуулар болот. Визуалдуу түрдө шакек сымал тутулууда Ай Күн диски аркылуу өтүп, бирок диаметри боюнча Күндөн кичирээк болуп, аны толук жаба албайт. Мындай көрүнүш Айдын асмандагы элипстик орбитасынын бурчтук өлчөмдөрүнүн өзгөрүүсүнөн болот.

Жерде жылына 2ден 5ке чейин күн тутулуулар болуп турат, алардын экиден ашпаганы — толук же шакек сымал. Орточо жүз жылда 237 күн тутулуу болот, алардын 160 — жеке, 63 — толук, 14 — шакек сымал. Жер бетинин белгилүү бир аймагында чоң фазадагы тутулуулар жетишээрлик сейрек, андан дагы сейрек толук күн тутулуулар.

Толук тутулуулар кадимки шарттарда байкоого дээрлик мүмкүн эмес болгон күндүн таажысын жана анын айланасын байкоого мүмкүндүк берет. Ал эми атайын каражаттардын жардамы менен күн жылдызын байкоого албетте мүмкүндүк бар, өзгөчө дайыма байкоого 1996-жылы SOHO жандоочунун жардамы аркылуу жакшы мүмкүндүк жаралган. Индиядагы 1868-жылдын 18-августунда күн тутулууда франциялык окумуштуу Пьер Жансен Күндүн хромосферасын биринчилерден болуп изилдеп, жаңы химиялык элементтин спектрин алган. Бул элементти Күндүн урматына гелий деп аташкан. 1882-жылдын 17-майында Күн тутулуу учурунда Епигеттик байкоочулар күндүн жанынан комета учуп өткөнүн байкашкан.

Күнгө жакынкы үч жылдыз болжолдуу 4,3 жарык жыл аралыгында жайгашкан (270 астрономиялык бирдик айланасында). Алар Альфа Центавра жылдыз системасын түзүп, бири-биринин айланасында татаал траектория боюнча жүрүшөт. Учурдагы эң жакыны Проксима Центавра.

Учурда Күндүн бир нече түгөйлөштөрү белгилүү, алар биздин жылдыздын массасы, жарыктыгы, температурасы (±50 К), металлдуулугу (±12 %), жашы (±1 млрд жыл) ж. б. боюнча дээрлик толук аналогу болуп саналат, алардын ичинде:

• Куума иттер Бетасы (орусча Бета Гончих Псов);
• 18 Чаян;
• 37 Эгиз;
• HD 44594;
• HIP 56948.

Эрте мезгилдерден тарта эле адамзаты Күндүн маанилүү ролун белгилеп келген — жарык жана жылуулук алып келүүчү асмандагы жарык диск деп.

Көптөгөн тарыхка чейинки жана антикалык маданияттарда Күн кудай сыяктуу кабыл алынчу. Күн маданияты Египет, инк, ацтектердин диндеринде маанилүү орунду ээлеген. Көптөгөн байыркы эстеликтер Күн менен байланыштуу: мисалы, мегалиттер Күндүн жайкы туруу абалын так белгилешет (мындай түрдөгү ири мегалиттердин бири Египеттеги Набт-Плайяда жана Улуу Британиядагы Стоунхенджде), Мексикадагы Чичен-Ице пирамидалары жазгы жана күзгү күн-түндүн теңелүүсүндө Жердеги көлөкө пирамида бетине жылмышып тийгендей кылып курулган. Байыркы грециялык астрономдор Күндүн эклиптиканы бойлой жылдык көрүнүктүү кыймылын байкап, Күндү жети планетанын бири деп эсептешкен (байыркы грекче ἀστὴρ πλανήτης — адашкан жылдыз). Кээ бир тилдерде Күнгө планеталар менен теңдеш аптанын бир күнү арналган.

Илимий көз карашта Күнгө көз салууга аракет жасаган грециялык философ Анаксагор болгон. Ал Күндү грек мифологиясы окуткандай Гелиостун дөңгөлөгү эмес, өлчөмдөрү боюнча Пелопоннестен чоң болгон гигант ысык шар деген. Анын мындай еретикалык окуусу үчүн ал түрмөгө камалып, өлүм жазасына тартылмак, бирок, Периклдын кийлигишүүсү менен бошотулган.

Күндүн айланасында планеталар айланып жүрөрү жөнүндөгү идеяны Аристарх Саомсский жана байыркы индиялык окумуштуулар айтышкан. Бул теория XVI кылымда Коперник тарабынан кайра жаралган.

Жерден Күнгө чейинки аралыкты биринчилерден болуп Аристарх Самосский эсептөөгө аракет кылган, биринчи жана акыркы чейректеги Күн менен Айдын бурчун өлчөп, ага ылайык тик бурчтуу үч бурчтуктун катыштыгы менен Жерден Айга чейинки аралыгын жана Жерден Күнгө чейинки аралыкты аныктаган. Аристарх боюнча Күнгө чейинки аралык Айга чейинки аралыктан 18 эсе чоң болгон. Чындыгында Күнгө чейинки аралык Айга чейинки аралыктан 394 эсе чоң. Ал эми Айга чейинки аралык антика мезгилинде Гиппарх тарабынан дээрлик так аныкталган, жана ал Аристарх Самосский сунуштаган башка ыкманы колдонгон.

Кытай астрономдору Хань династиясынын мезгилинен тарта жүздөгөн жылдардын өтүшүндө күн тактарын байкашкан. Биринчи жолу тактар Иоанн Вустерскийдин хроникасында 1128-жылы белгиленген. 1610-жылдан тарта Күндү аспаптык изилдөө доору башталат. Телескоптун жана анын атайын Күндү байкоого арналган түрүнүн (гелиоскоптун) ойлонуп табылышы, Галилейге, Томас Хэрриотго, Кристоф Шейнерге жана башка окумуштууларга күн тактарын көрүүгө мүмкүндүк берген. Галилей, балким изилдөөчүлөрдүн арасынан күн тактарын күндүн түзүмү катары тааныгандардын бири, Шейнер болсо, аны Күндүн алдынан өтүп бараткан планеталар деп эсептеген. Галилейдин мындай жоромолу, Күндүн айлануусун жана анын мезгилин эсептеп табууга мүмкүндүк берген. Тактардын ачылышынын артыкчылыгы жана алардын табиятына Галилей менен Шейнердин ортосундагы полемикага он жылдан ашык убакыт кеткен, жана биринчи байкоо, биринчи жарыялоо бирине дагы таандык эмес делет.

Жерден Күнгө чейинки аралыктын параллакс ыкмасы менен жүргүзүлгөн биринчи жакшыраак баалоосун Джованни Доменико Кассини жана Жан Рише алган. 1672-жылы Марс Жер менен улуу каршылашта турганда, алар Марстын абалын бир убакта Парижде жана Кайенде (Француз Гвианасынын административдик борбору) өлчөшкөн. Байкалуучу параллакс 24" түзгөн. Бул байкоолордун натыйжасында Жерден Марска чейинки аралык табылган, андан соң ал көрсөткүчтөр Жерден Күнгө чейинки аралыкты эсептөөдө колдонулуп, 140 млн км деген тыянакка келишкен.

XIX кылымдын башында Ватикандын башкы астроному Пьетро Анджело Секки (итальянча Pietro Angelo Secchi), күндүн жарыгын түзүүчү түстөргө бөлүп, астрономиялык илимде спектроскопия аттуу жаңы изилдөө багытына башат салган. Мындай ыкма менен жылдыздарды изилдөө түшүнүгү жаралып, Фраунгофер Күндүн спектринде сиңирилүү сызыктарын тапкан. Спектроскопиянын жардамы менен Күндүн курамындагы жаңы элемент табылган, аны Күн кудайы Гелиостун наамынан гелий деп аташкан.

Көп убакыт бою күн энергиясынын булактары түшүнүксүз болгон. 1848-жылы Роберт Майер метеориттик теорияны айтып, буга ылайык Күн метеориттердин бомбалоосунан ысыган имиш. Бирок, мындай сандагы метеориттер бомбалоодо Жер дагы катуу ысып кетмек; андан тышкары, жердеги геологиялык катмардануулар метеориттерден турмак; жана акыркысы Күндүн массасы өсүп бул нерсе планеталардын кыймылына таасир этмек. Ошондуктан, XIX кылымдын экинчи жарымында көптөгөн изилдөөчүлөр тарабынан, Гельмгольц жана лорд Кельвин тарабынан өнүктүрүлгөн теория, башкача айтканда, Күн, жай гравитациялык кысылуунун эсебинен ысыйт делген теория («Кельвин — Гельмгольц механизми») чындыкка жакын деп эсептелген. Бул механизмде негизделген эсептөөлөр Күндүн максималдуу жашын 20 млн жыл деп баалачу, ал эми Күн өчө турган мезгилди 15 млн жылдан кийин деп. Бирок, бул гипотеза тоо тектеринин жашы боюнча геологиялык маалыматтарга каршы келген, ал эми андай маалыматтар алда канча чоң сандарды көрсөтчү. Мисалы, Чарльз Дарвин венддик катмарлардын эрозиясы жок дегенде эле 300 млн жыл уланган деп белгилеген. Ошого карабастан, Брокгауз жана Ефрондун энциклопедиясы гравитациялык моделди мүмкүн болуучулардын жалгызы деп эсептечү.

XX кылымда гана бул маселенин туура чечилиши табылган. Алгач, Резерфорд Күндүн ички энергиясынын булагы андагы радиоактивдүү бөлүнүүлөр эсептелинет деген гипотезаны чыгарган. 1920-жылы Артур Эддингтон Күндүн тереңиндеги басым жана температура ушунчалык чоң болуп, андан суутектин төрт өзөгү (протондор) гелий 4 өзөгүнө кошулуу менен термо өзөктүк реакция жүрүшү мүмкүн деп жоромолдойт. Эркин төрт протондордун массасына караганда, акыркысынын массасы азыраак болгондуктан, алардын бөлүгү бул реакциядагы масса дефектисинен улам фотондор энергиясы өтөт. Күндүн курамында суутек көптүк кылганын 1925-жылы Сесилия Пейн тастыктаган. Термо өзөктүк синтез теориясы 1930-жылдары астрофизиктер Субраманьян Чандрасекар жана Ханс Бете тарабынан өнүктүрүлгөн. Бете Күндүн энергиясынын булагы болгон эки башкы термо өзөктүк реакцияны тыкат эсептеп чыккан. 1957-жылы Маргарет Бербидждин «Жылдыздардагы элементтердин синтези» аталган эмгеги жарык көрүп, анда Ааламдагы көпчүлүк элементтер жылдыздарда жүрүүчү нуклеосинтездин натыйжасында пайда болгону көрсөтүлгөн.

1905-жылы Джордж Эллери Хейл (англисче George Ellery Hale) Маунт-Вилсон обсерваториясында биринчи күн телескобун орнотуп, Галилей тарабынан ачылган Күндөгү тактардын келип чыгышын изилдей баштайт. Джордж Хейл Күндөгү тактар магниттик талаадан улам пайда болгонуна ачылыш жасайт, анткени, алар, күндүн бетинин температурасын төмөдөтөт.

2020-жылдын январь айында АКШнын Улуттук илимий фондунун телескобу Күндүн тарыхтагы эң так сүрөттөрүн тарткан. Мында, плазма жүрүүчү «чөйчөкчөлөр» жакшы көрүнөт.

Жердин атмосферасы космостогу электромагниттик нурлануулардын көптөгөн түрлөрүнүн өтүүсүнө тоскоолдук жаратат. Андан тышкары, атмосфера жетишээрлик тунук болгон спектрдын көрүнүктүү бөлүгүндө анын термелүүлөрүнөн улам космостук объектилердин сүрөттөрү бурмаланып калат, ошондуктан байкоолорду чоң бийиктиктерде (аспаптары атмосферанын жогорку катмарларына көтөрүлгөн бийик тоолуу обсерваторияларда) же космостон жүргүзүү алда канча жакшыраак. Күндүн так сүрөтүн алуу, анын ультра кызгылт көк жана рентген нурлануусун изилдөө, күн туруктуулугун так өлчөө үчүн аэростаттарды, ракеталарды, жасалма жандоочторду жана космостук станцияларды пайдаланышат.

Фактылык жактан Күндүн биринчи атмосферадан тышкаркы байкоолору Жердин экинчи жасалма жандоочуму «Спутник-2» тарабынан 1957-жылы өткөрүлгөн. Байкоолор 1ден 120 Å чейинки бир нече спектр диапазондорунда органикалык жана металл чыпкалардын жардамы менен жүргүзүлгөн. Күн шамалы 1959-жылы «Луна-1» жана «Луна-2» космос аппараттары менен табылган.

Күн шамалын изилдеген башка космостук аппараттар NASAнын «Пионер» сериясындагы номер 5—9 жандочтору болгон, булар 1960 жана 1968-жылдар аралыгында учурулган. Бул жандоочтор Жердин орбитасынын жанында Күндү айланып күн шамалынын көрсөткүчтөрүн дыкат өлчөгөн.

1970-жылдары АКШ жана Германиянын биргелешкен проектисинин алкагында «Гелиос-I» жана «Гелиос-II» (англисче Helios) жандоочтору учурулган. Булар перигелийи Меркурий орбитасынын ичинде, Күндөн болжолдуу 40 млн км аралыкта жайгашкан гелиоборбордук орбитада болгон. Бул аппараттар күн шамалы жөнүндө жаңы маалыматтарды алууга жардам берген.

1973-жылы Скайлэб америкалык космос станциясында Apollo Telescope Mount аталган космостук күн обсерваториясы ишке киришкен. Бул обсерваториянын жардамы менен күн өтмө аймагынын жана күн таажысынын ультра кызгылт көк нурлануусунун динамикалык режимдеги биринчи байкоолору жүргүзүлгөн. Анын жардамы менен массанын таажылык ыргытылышы жана таажылык тешиктер ачылган, булар азыр күн шамалы менен тыгыз байланышта экени аныкталган.

1980-жылы НАСА жердин айланасындагы орбитага Solar Maximum Mission (SolarMax) зондун чыгарып, ал күндүн жогорку активдүүлүк учурундагы күн жаркыроолорундагы ультра кызгылт көк, рентген жана гамма-нурланууларын байкоого арналган. Бирок, бир нече айдан кийин электрондук жабдуусу бузулуп, ал пассивдүү режимге өткөн.

1984-жылы «Челленджер» шаттлындагы STS-41C космостук экспедиция SolarMax зондун жасап, аны кайрадан орбитага чыгарышкан. Мындан улам 1989-жылдын июнь айына чейин аппарат күн таажысынын миңдеген сүрөттөрүн алган. Аппараттын өлчөөлөрү боюнча Күндүн 1,5 жылдык байкоолорунда анын кубаттуулугу 0,01% өзгөргөнү аныкталган.

1991-жылы учурулган Япониялык Ёко (англисче «Yohkoh») жандоочусу Күндүн рентген диапазонундагы нурлануусуна байкоо жүргүзгөн. Алынган маалыматтар окумуштууларга күн жаркыроолорунун бир нече түрлөрүн идентификациялоого жардам берип, таажысы максималдуу активдүүлүк аймагынан алыстыкта көбүрөөк динамикалуу экенин көрсөтүшкөн. Ёко толук күн циклинин өтүшүндө иштеп, 2001-жылкы күндүн тутулуусунда өзүнүн ориентациясын жоготуп пассивдүү режимге өткөн.

Күндү изилдөөдө Европалык космос агенттиги жана НАСА менен биргеликте түзүлгөн SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) программасы дагы маанилүү ролду ойнойт. 1995-жылдын 2-декабрында учурулган SOHO космос аппараты пландаштырылган эки жылдын ордуна он жылдан ашык иштеп келет (2009). Бул проект ушунчалык пайдалуу болгондуктан 2010-жылдын 11-февралында кийинки аналогиялуу SDO (Solar Dynamics Observatory) аппараты да космоско чыгарылган. SOHO Күн менен Жердин ортосундагы Лаграндж чекитинде жайгашып, учурулгандан тарта Жерге Күндүн ар кандай толкун узундуктарынын диапазонундогу сүрөттөрүн жөнөтүп турууда. Өзүнүн негизги тапшырмасы — Күндү изилдөөдөн тышкары — SOHO көп сандаган кометаларды дагы изилдеген, негизинен абдан кичинекей жана Күнгө жакындаганда бууланып кетүүчүлөрүн.

Бул жандоочтордун бардыгы Күндү эклиптика тегиздигинен байкаган, ошондуктан Күндүн уюлдарынан алыс аймактарын гана тыкат изилдешкен. 1990-жылы Күндүн уюлдук аймактарын изилдөө үчүн «Улисс» космос зонду учурулган. Алгач ал эклиптика тегиздигине чыгуу максатында Юпитердин жанында гравитациялык ыкым кыймыл (орусча манёвр) жасаган. Бактыга жараша, аппарат, Шумейкеров — Леви 9 кометасынын Юпитер менен болгон кагылышуусун 1994-жылы байкаган. Пландаштырылган орбитага чыккандан кийин ал күн шамалын жана жогорку гелио кеңдиктердеги магниттик талаанын чыңалуусун байкай баштайт. Бул кеңдиктердеги күн шамалынын ылдамдыгы болжолдуу секундасына 750 км экени аныкталган, а бул күтүлгөндөн аз экени, жана буларда галактикалык космос нурларын чачкан чоң магнит талаалары бар экени белгилүү болгон.

Күндүн фотосферасынын курамы спектроскопиялык ыкмалар менен жакшы изилденген, бирок, Күндүн терең катмарларындагы элементтердин катыштыгы жөнүндөгү маалыматтар азыраак эле. Буга ылайык Күндүн курамы жөнүндөгү түз маалыматтарды алуу үчүн Genesis космос зонду космоско чыккан. Аппарат Жерге 2004-жылы кайтып келип, кайсы бир сенсорунун бузулганынан жана анын натыйжасында ачылбай калган парашюттан улам аппарат жерге түшүүдө зыянга учураган. Ошого карабастан кайтып келген модул, изилдөөгө мүмкүн болгон күн шамалынын бир нече үлгүлөрүн алып келген.

2006-жылдын 22-сентябрында Жердин орбитасына Хайнод (Hinode, Solar-B) обсерваториясы ишке киргизилген. Обсерватория япониялык Ёко (Yohkoh, Solar-A) иштелип чыккан ISAS институтунда жасалып, үч аспап менен жабдылган: SOT — оптикалык күн телескоп, XRT — рентген телескобу жана EIS — ультра кызгылт көк диапазонунун спектрометрин сүрөттөөчү. Күн таажысындагы активдүү процесстерди изилдөө, жана алардын Күндүн түзүмү, магнит талаасынын динамикасы менен болгон байланышын аныктоо Хайноддун негизги тапшырмасы эле.

2006-жылдын октябрында STEREO күн обсерваториясы ишкер киргизилген. Ал эки окшош космос аппаратынан туруп, бирөө Жерден дайыма артта калып, экинчиси алдыда жүрөт. Мындай нерсе Күндүн жана андагы таажылык масса бүркүү сыяктуу көрүнүштөрүнүн стерео сүрөттөрүн алууга мүмкүндүк берет.

2009-жылдын январь айында Россиялык «Тесис» космостук телескоптор комплексин камтыган «Коронас-Фотон» жандоочу учурулган.

2010-жылдын 11-февралында АКШ геостационардык орбитага SDO (Solar Dynamic Observatory) аттуу жаңы күн обсерваториясын чыгарган.

Күндү эффективдүү байкоо үчүн атайын күн телескоптор бар, алар дүйнөнүн көптөгөн обсерваторияларында орнотулган. Күндүн жарыктыгы өтө жогору болгондуктан күн телескопторунун жарык кубаты төмөн. Күн көрүнүшүнүн чоң масштабдагы сүрөтүн алуу маанилүү болгондуктан, күн телескопторунун фокустук аралыгы да өтө чоң болот (ондогон мертге чейин). Асмандагы күндүн абалы салыштырмалуу кууш алкак менен чектелгендиктен, анын максималдуу жазылышы — 46 градус. Ошондуктан, күн жарыгы күзгүлөрдүн жардамы менен туруктуу орнотулган телескопко багытталат, андан соң гана экранга проекцияланат же караңгылатылган чыпкалар менен карашат.

Күн — жылдыздардын арасынын эң кубаттуусу эмес, бирок ал салыштырмалуу Жерге жакын турат, ошого байланыштуу биз үчүн ал өтө жарык жаркырайт — толгон Айдан 400 000 эсе жарык. Мунун айынан күндүзгү Күндү түздөн-түз көз менен кароо өтө кооптуу, ал эми атайын чыпкасыз дүрбү же телескоп менен кароого тыюуу салынат — күн нурлары көздү оё күйгүзүп салат (көз торчосунун жана тунук челдин күйүп калуусу, азиз болуп калууга алып келет). Көзгө зыян келтирбестен Күндү көз менен байкоо күн чыгып же батып жатканда мүмкүн (мында күндүн жылтылдоосу бир нече миң эсе азаят), же күндүз атайын чыпкалоочу (караңыгатуучу) каражаттардын жардамы менен. Дүрбү же телескоп менен күндү байкоодо караңгылатуучу жарык чыпкасын объективдин күндү караган бетине орнотот. Бирок, башка ыкмасын колдонуу жакшыраак — күндүн көрүнүшүн телескоп аркылуу ак экранга проекциялоо. Мындай учурда кичинекей телескоп менен күн тактарын изилдөөгө болот, ал эми аба ырайы жакшы убакта Күн бетиндеги бүдүрлөнүүлөрдү (грануляцияларды) жана от жалындарын көрүүгө мүмкүн болот. Бул ыкмада телескоптун өзү зыянга учурап бузулуп калуу коркунучу бар, ошондуктан бул ыкманы колдонуудан мурда телескоптун нускамасы менен таанышуу ашык болбойт. Негизинен, бузулуп калуу коркунучуна телескоп-рефлекторлор жана катадиоптрикалык телескоптор дуушар болушу ыктымал. Андан тышкары, башында айткандай эле, каалаган атайын чыпкасы жок телескоп менен Күндү түздөн-түз кароого, ал эми экранга проекциялоодо тыныгуусуз көпкө чейин кармоого болбойт.

Күндүн өзөгүндөгү өзөктүк реакциялар көп сандагы электрондук нейтриндердин калыптануусуна алып келет. Ошону менен бирге, 1960-жылдары башталган Жердеги нейтриндердин агымын өлчөөлөр, катталуучу күн электрондук нейтриндеринин саны Күндөгү процесстерди баяндоочу стандарттык моделден болжолдуу эки-үч эсе аз экенин көрсөткөн. Бул эксперимент менен теория ортосундагы келишпестик «күн нейтриндеринин көйгөйү» аталышка ээ болуп, 30 жылдан ашуун күн физикасынын табышмагы болгон. Бул абал нейтриндердин заттар менен начар аракеттенүүсү менен татаалданат, жана нейтриндердин агымын так өлчөй алган детекторду жасоо техникалык жактан татаал жана кымбат тапшырма.

Күн нейтриндеринин маселесин чечүүнүн эки жолу сунушталган. Биринчиден, божомолдонуучу Күндүн өзөгүндөгү термо өзөктүк активдүүлүктү (буга ылайык температураны дагы) жана мунун натыйжасында Күн тарабынан нурлануучу нейтриндердин активдүүлүгүн азайтуу (теориялык) менен Күн моделин жаңылоо.

Экинчиден, Күндүн өзөгү тарабынан нурлануучу электрондук нейтриндердин бөлүгү Жерди карай жылууда жөнөкөй детекторлор менен катталбаган башка муундагы нейтриндерге айланат деп жоромолдоо. Бүгүнкү күндө, сыягы, туура жолу экинчиси болушу мүмкүн.

Нейтриндердин бир сортунан экинчисине өтүү үчүн — башкача айтканда айтылуу нейтриндик осцилляция жүрүү үчүн — нейтрино нөлдөн айырмаланган массага ээ болушу керек. Учурда чындыгында ушундай экени аныкталган. 2001-жылы Садберидеги нейтриндик обсерваторияда бардык сорттогу күн нейтринолору катталып, алардын толук агымы стандарттык күн модели менен макулдаштыкта экени көрсөтүлгөн. Ошону менен бирге, Жерге жеткен нейтринолордун үчтөн биринин айланасындагылары электрондук болуп чыккан. Бул көрсөткүч электрондук нейтринолордун вакуумда («нейтринолук осцилляциялар») жана күн затында (Вольфенштейн, Михеев, Смирнов эффектиси) башка муундагы нейтриного өтүп кетүү теориясы менен макулдашылат. Ошентип, бүгүнкү күндө күн нейтринолорунун көйгөйү сыягы чечилгендей.

Температурасы болжолдуу 6000 К болгон Күндүн көрүнүктүү бетинин (фотосферанын) үстүндө, температурасы 1 000 000 К ашык болгон күн таажысы орун алган. Таажынын мындай жогорку температурага келиши фотосферанын жылуулугу жетишсиздей. Таажынын мындай ысышы фотосфера алдындагы конвекциялык аймактан келген турбуленттик кыймылдардан келет деп божомолдонот. Ошону менен бирге, энергиянын таажыга өтүүсү боюнча эки механизм сунушталган. Биринчиден, бул толкундук ысуу — турбуленттик конвекциялык аймактагы генерациялануучу үн жана магниттик гидродинамикалык толкундар таажыга жайылып, ал жактан чачырайт, энергия болсо таажылык плазманын жылуулук энергиясына өтөт. Альтернативдүү механизми — магниттик ысуу, мында, фотосфералык кыймылдар тарабынан үзгүлтүксүз генерациялануучу магниттик энергия, чоң күн жаркыроосу же көп сандаган майда жаркыроолор формасындагы магниттик талаанын кайра кошулуу жолу менен чыгат.

Учурда таажынын ысышына кайсы түрдөгү толкундар (механизм) эффективдүү таасир эткени белгисиз (2024). Магниттик гидродинамикалык альвендик толкундардан башкасы таажыга жеткенге чейин чачырап же чагылып кетээрин көрсөтүүгө болот, альвендик толкундардын диссипациясы болсо таажыда татаалдашкан. Ошондуктан, заманбап изилдөөчүлөр күн жаркыроолору аркылуу ысуу механизмине көңүлүн бурушкан. Таажынын ысуу булактарынын кандидатынын бири — үзгүлтүксүз жүрүп туруучу майда масштабдуу жаркыроолор, бирок, бул суроодого акыркы жооп дагы беде белгисиз.

Кыргыз элинин тарыхында дагы Күн маанилүү ролду ойногон, кыргыздар «Эмне улук?» деген сөзгө кийинкидей жооп берген:

«Теңир улук, Күн улук,
Төбөсү ачык Көк улук,
Жан-жаныбар бүт улук.

Жарык улук, от улук.
Ордо күткөн журт улук,
Төшү түктүү жер улук,
Адам улук, жан улук.

Кыргыздардын жакшы алым-сабак макалы бар: тирүү жандын атасы — Күн, энеси — Жер, каны — суу, жаны — аба.

Бул сөздөргө байкоо жүргүзсөк, биздин ата-бабаларыбыз эзелки заманда эле Күндүн баркын билип, ага сыйынышкан. Хандын ак ала ордосунун эшиги күн чыгышты карап тигилген. Күн чыкканда ага жүгүнүшкөн, муну кыргыздар гана эмес көптөгөн башка элдер дагы жасашчу. Күнгө акарат кылышкан эмес. Сак доорунда Күн баштуу адамдарды аска бетине тартышкан. Адамдын башы Күн болгону — анын Күндөй улуулугун билдирген.

Башка табигый көрүнүштөр сыяктуу эле, адам цивилизациясынын бүткүл тарыхындагы көптөгөн маданияттарда Күн табынуу, сыйынуу объектиси болгон. Күнгө сыйынуу маданияты Байыркы Египетте Ра кудайы менен белгиленген. Гректерде Күн кудайы — Гелиос, уламышка ылайык ал күн сайын өзүнүн эки дөңгөлөктүү арабасында асман аркылуу өтүп турган.

Көпчүлүк элдерде күн кудайлары эркек жыныста болуп (мисалы, англис тилинде Күнгө карата «he» — «ал» деген жеке ат атооч колдонулат), скандинавиялык мифологиялык ал (Суль) аял жыныста.

Чыгыш Азияда, негизинен, Вьетнамда Күн 日 (Кыйтайдын пиньинь белгиси) белгиси менен белгиленет, башка символу дагы бар, ал — 太阳 (тай ян). Бул түпкүлүктүү вьетнам сөздөрүндө nhật жана thái dương сөздөрү Чыгыш Азияда Ай жана Күн инь жана ян эки карама-каршылык катары эсептелинген. Вьетнамдар дагы, Кытайлар дагы байыркы заманда буларды биринчи табигый күчтөр катары санашкан, Ай инь менен, Күн ян менен байланышкан.

Каббалада Күн Тиферет сфироту менен мамилелеш. Астрологияда рух, аң-сезим, ошондой эле, организмдин тиричилик күчтөрү менен тектеш. Белгилүү болгондой эле, астрологияда ар бир адамга туулган күнүндөгү Күндүн абалы боюнча белгилүү бир зодиак белгиси таандык болот.

Орус жазма булактарында «солнце» сөзү «слнцу» формасында Остромирой Евангелиясында кездешет (1057-жыл).

Көптөгөн индоевропалык тилдерде Күн «sol» уңгусуна ээ болгон сөз менен белгиленет. Мисалы, латын тилинде, заманбап португалия, испания, исландия, дания, норвегия, швеция, каталания жана гал тилдеринде sol Күн дегенди билдирет. Англис тилинде дагы, Sol сөзү кээде (көбүнчө илимий контекстте) Күндү белгилөө үчүн колдонулат, бирок, бул сөздүн негизги мааниси римдик кыдайды белгилөө. Перс тилинде sol «күн жылы» дегенди билдирет.

Күндүн урматына Перу мамлекетинин валютасы (жаңы сол) аталган, кечуа тилинен которгондо Күн дегенди билдирет, мурда инти аталчу (бул аталыш инктердин астрономиясында жана мифологиясында негизги орунду ээлеген кудайынын аты).

2002-жылы жана андан кийинки жылдары ЖМКларда Күн 6 жылдан кийин жарылат (башкача айтканда эң жаңы жылдызга айлануу) деген маалымат чыккан. Маалыматтын булагы катары голландиялык астрофизик, Европалык космос агенттигинин эксперти, доктор Пирс ван дер Меер (Piers van der Meer) аталган. Чындыгында болсо, Европалык космос агенттигинде мындай кызматкер болгон эмес. Андан тышкары, мындай ысымдагы астрофизик дагы болгон эмес. Күндөгү суутек отуну бир нече миллиард жылдарга жетет. Мынча убакыт өткөндөн кийин Күн жогорку температураларга чейин ысыйт (ысуу процесси болсо ондогон же жүздөгөн миллион жылдарга созулат), бирок, эң жаңы жылдызга айланбайт. Күн негизинен эле, эң жаңы жылдызга айлана албайт, анткени, массасы жетишсиз.