সূর্য কি কি দিয়ে তৈরি? Composition of Sun.

সূর্য মূলত হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম দিয়ে তৈরি।সূর্যের ভরের হাইড্রোজেন প্রায় ৭৪.৯% এবং হিলিয়াম ২৩.৮%। যত ভারী মৌল আছে, জ্যোতিরবিদ্যার ভাষায় যাদের ধাতু বলে, তাদের সর্বমোট পরিমাণ ২% এরও কম। অক্সিজেন ১%, কার্বন ০.৩%, নিয়ন ০.২% এবং লোহা ০.২%। সূর্য তার এইসব পদার্থ পেয়েছে যে মহাজাগতিক মাধ্যম দিয়ে সে তৈরি তা থেকে। হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম তৈরি হয়েছে বিগ ব্যাং নিউক্লিওসিনথেসিস থেকে আর বাকী মৌলগুলি তৈরি স্টেলার নিউক্লিওসিনথেসিস থেকে। বিভিন্ন জেনারেশনের তারা থেকে এগুলো তৈরি হয়েছিল। যখন ঐসব জেনারেশনের তারা ধ্বংস হয়, সেই ধ্বংসাবশেষ থেকে সূর্যের সৃষ্টি। এই সব ভারী মৌলিক পদার্থ গুলি সূর্যের ফটোস্ফিয়ারে পাওয়া যায়। যখন সূর্যের সৃষ্টি হয় তখন হিলিয়াম ও কিছু ভারী মৌলিক পদার্থ সূর্যের ফটোস্ফিয়ারে জমা হয়।এখন সূর্যের হিলিয়ামের পরিমাণ কিছুটা কমেছে সেই সাথে প্রোটোস্টার থাকার সময় সূর্যের যে মেটালিসিটি ছিল সেটাও কিছুটা কমে তখন যা ছিল তার প্রায় ৮৪% এ নেমেছে। সূর্য যখন প্রোটোস্টার ছিল তখন হাইড্রোজেন ছিল প্রায় ৭১.১%, হিলিয়াম প্রায় ২৭.৪% এবং অন্যান্য ভারী মৌল ছিল প্রায় ১.৫%। 

বর্তমানে নিউক্লিয়ার ফিউশন সূর্যের কেন্দ্রে পদার্থের পরিমানের পরিবর্তন করে দিয়েছে। সেখানে এখন হিলিয়ামের পরিমাণ প্রায় ৬০%। ভারী মৌলিক পদার্থের পরিমানের তেমন কোন পরিবর্তন হয়নি। যেহেতু তাপ পরিচলন প্রক্রিয়াতে সূর্যের কেন্দ্র থেকে পৃষ্ঠের দিকে যাচ্ছে, তাই ভারী পদার্থগুলি ফটোস্ফিয়ারে উঠে আসতে পারেনা। সূর্যের যেখানে হাইড্রোজেন হিলিয়ামে পরিণত হচ্ছে সেটাকে রিএক্টিভ কোর জোন বলে। হাইড্রোজেন বারনিং এর ফলে কেন্দ্রের ভেতরের দিকে হিলিয়াম ছাই তৈরি হচ্ছে। এই কারনেই সূর্য একদিন মেইন  সিকুয়েন্স স্টার থেকে লাল দৈত্যে পরিণত হবে।সূর্যের ভারী পদার্থের পরিমাণ নির্ণয় করা হয় সূর্যের পৃষ্ঠের বর্ণালী পরীক্ষা করে। আরেকটি উপায় হল কিছু গ্রহাণু পর্যবেক্ষণ করা যেগুলো কখনই তাদের গলনাংকের তাপমাত্রায় উত্তপ্ত হয়নি। ধরা হয় এই সব গ্রহানুগুলির সৃষ্টি সূর্য যে প্রোটোস্টার থেকে তৈরি তা থেকেই। সূর্যে নিউক্লিয়ার ফিউশন হচ্ছে, কিন্তু এইসব গ্রহানুগুলোতে সেটা হচ্ছেনা। তাই এসব গ্রহাণু তাদের সৃষ্টির শুরু থেকেই যা দিয়ে তৈরি তার কোন পরিবর্তন ঘটেনি।

১৯৭০'র দশকে সূর্যে আয়রন-গ্রুপের মৌলের পরিমাণ নিয়ে ব্যাপক গবেষণা হয়েছে। অনেক গবেষণা হবার পরেও ১৯৭৮ সাল পর্যন্ত সূর্যে কোবাল্ট ও ম্যাঙ্গানিজের পরিমাণ সঠিক ভাবে স্পেক্ট্রোস্কোপির সাহায্যেও নির্ণয় করতে বেশ সমস্যা হয়েছে, কারণ ঐসব মৌলের অতিসূক্ষ্ম গঠন।