הצגת המקור של הדף "השמש"

{{מפנה|גלגל השמש|מתקן שעשועים|גלגל השמש (מתקן שעשועים)}}
<div style="float:left; background-color:white; padding:0.5em; margin-right:1em; width:250px;">
{| border="1" cellspacing="0" cellpadding="2" style="border-collapse:collapse; background-color:#FCFCF6;"
|+<font size="+1">'''השמש''' [[קובץ:Sun symbol (bold).svg|24px|סמל השמש|alt=☉]]</font>
|-
| colspan="2" align="center" bgcolor="black" | [[קובץ:Solar prominence from STEREO spacecraft September 29, 2008.jpg|250px|השמש]]
|-
! colspan="2" align="center" bgcolor="#ffffcc" | מידע כללי
|-
| '''סוג עצם:''' || כוכב
|-
|'''סוג כוכב:''' || [[ננס צהוב]]
|-
| '''[[סיווג ספקטרלי]]:''' || [[כוכב הסדרה הראשית מסוג G]]
|-
| '''[[דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל|על פי הרצשפרונג־ראסל]]:''' || כוכב מהסדרה הראשית מטיפוס G2V
|-
! colspan="2" align="center" bgcolor="#ffffcc" | מאפיינים תצפיתיים
|- valign="top"
| width="50%" | '''[[מרחק|מרחק ממוצע]] מ[[כדור הארץ]]:''' || 149,597,887 [[ק"מ]] {{ש}} (<small>8.31 דקות ב[[מהירות האור]]</small>)
|-
| '''[[בהירות נראית]] (V):''' || 26.8<sup>m</sup>−
|-
| '''[[בהירות מוחלטת]]:''' || 4.8999<sup>m</sup>
|-
! colspan="2" align="center" bgcolor="#ffffcc" | מאפיינים מסלוליים
|- valign="top"
| '''מרחק ממוצע מ[[המרכז הגלקטי]]:''' || {{SN|2.5|17|[[קילומטר|ק"מ]]}} {{ש}} (<small>26,000-28,000 [[שנת אור|שנות אור]]</small>)
|- valign="top"
| '''תקופה גלקטית (a)''': {{ש}} <small>(משך המסלול סביב המרכז הגלקטי)</small> || 225 עד 250 מיליון [[הלוח היוליאני|שנים]] ([[שנה גלקטית]])
|- valign="top"
| '''מהירות:''' {{ש}} – סביב מרכז הגלקסיה {{ש}} – ביחס לסביבה הגלקטית || {{ש}} 217 [[ק"מ]]/[[שנייה]] {{ש}} 20 ק"מ/שנייה
|- valign="top"
| '''שיפוע ציר:''' {{ש}} – ביחס ל[[מישור המילקה]] {{ש}} – ביחס ל[[שביל החלב|מישור הגלקטי]] || {{ש}} 7.25° {{ש}} 67.23°
|- valign="top"
| '''משך זמן סיבוב:''' <small>(בקו המשווה)</small> || 25 [[יום]], 9 [[שעה|שעות]], 7 [[דקה|דקות]] ו־13 [[שנייה|שניות]]
|-
| '''מהירות סיבוב:''' <small>(בקו המשווה)</small> || 7,174 [[ק"מ]]/[[שעה]]
|-
! colspan="2" align="center" bgcolor="#ffffcc" | מאפיינים פיזיים
|- valign="top"
| '''[[קוטר]] ממוצע:''' || 1,392,684 [[ק"מ]] {{ש}} (<small>פי 109 מקוטר [[כדור הארץ]]</small>)
|-
|'''רדיוס:'''
|696,342 ק"מ{{הערה|{{citation | first1=Marcelo | last1=Emilio | first2=Jeff R. | last2=Kuhn | first3=Rock I. | last3=Bush | first4=Isabelle F. | last4=Scholl | title=Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits | arxiv=1203.4898 |bibcode = 2012ApJ...750..135E |doi = 10.1088/0004-637X/750/2/135 | volume=750 | issue=2 | journal=The Astrophysical Journal | page=135| year=2012 | issn=0004-637X}}|כיוון=שמאל}}
|- valign="top"
| '''היקף:''' || {{SN|4.379|6|ק"מ}} {{ש}} (<small>פי 109 מהיקף [[כדור הארץ]]</small>)
|- valign="top"
| '''שטח הפנים:''' || {{SN|6.09|12|ק"מ<sup>2</sup>}} {{ש}} (<small>פי 11,900 משטח פני [[כדור הארץ]]</small>)
|- valign="top"
| '''נפח:''' || {{SN|1.41|18|ק"מ<sup>3</sup>}} {{ש}} (<small>פי 1,300,000 מנפח [[כדור הארץ]]</small>)
|- valign="top"
| '''מסה:''' || {{SN| 1.988435|30|[[קילוגרם|Kg]]}} {{ש}} (<small>פי 332,946 ממסת [[כדור הארץ]]</small>)
|- valign="top"
| '''צפיפות:''' || 1.408 [[גרם]]/[[מטר מעוקב|סמ"ק]] {{ש}} (<small>פי 0.26 מ[[כדור הארץ]], ו־1.409 מ[[מים]]</small>)
|-
| '''[[כבידה]] על פני השטח:''' || 273.95 m s<sup>−2</sup>
|-
| '''[[כבידה]] יחסית על פני השטח:''' || 27.9 [[תאוצת הכובד|ג'י]]
|- valign="top"
| '''[[מהירות מילוט]]:''' || 617.54 [[ק"מ]]/[[שנייה]] {{ש}} (<small>פי 55 ממהירות המילוט ב[[כדור הארץ]]</small>)
|-
| '''[[טמפרטורה]]:''' {{ש}} – פני השמש {{ש}} – [[הילת השמש]] {{ש}} – [[ליבת השמש]] || {{ש}} 5,785 [[קלווין]] (5,512 צלזיוס){{ש}} {{SN|5.7|6|קלווין}} {{ש}} {{SN|15|6|קלווין}}
|-
| '''נהירות: (L<sub>S</sub>)''' ||{{SN|3.827|26|[[ג'ול|J]] s<sup>-1</sup>}}
|-
! colspan="2" align="center" bgcolor="#ffffcc" | הרכב ה[[פוטוספירה]]
|-
| '''[[מימן]]:''' || 73.46 %
|-
| '''[[הליום]]:''' || 24.85 %
|-
| '''[[חמצן]]:''' || 0.77 %
|-
| '''[[פחמן]]:''' || 0.29 %
|-
| '''[[ברזל]]:''' || 0.16 %
|-
| '''[[ניאון]]:''' || 0.12 %
|-
| '''[[חנקן]]:''' || 0.09 %
|-
| '''[[צורן]]:''' || 0.07 %
|-
| '''[[מגנזיום]]:''' || 0.05 %
|-
| '''[[גופרית]]:''' || 0.04 %
|}
</div>
'''השֶּׁמֶשׁ''' היא [[כוכב]] מ[[כוכב הסדרה הראשית מסוג G|הסדרה הראשית מסוג G]] (ננס צהוב) שנמצא במרכז [[מערכת השמש]]. [[כדור הארץ]] וגופים נוספים הכוללים [[כוכב לכת|כוכבי לכת]], [[כוכב לכת ננסי|כוכבי לכת ננסיים]], [[כוכב לכת מינורי|כוכבי לכת מינוריים]], [[אסטרואיד]]ים, [[שביט]]ים ו[[תווך בין-כוכבי#אבק בין-כוכבי|אבק בין־כוכבי]], חגים סביב השמש ב[[מסלול (פיזיקה)|מסלול]]ים קבועים עקב כוח ה[[כבידה]] שלה.

[[מסה|מסת]] השמש היא 99.86% מכל המסה הידועה של מערכת השמש, והשפעתה על הגופים השונים בה רבה מאוד. כוכבי הלכת במערכת השמש סובבים את השמש עקב כוח הכבידה שלה שמחזיק אותם במסלול ומונע מהם לברוח לחלל הרחוק. מסלולי הסיבוב הם [[אליפסה|אליפטיים]] בקירוב. כל גוף במערכת השמש מושפע במידה קטנה גם מגופים אחרים במערכת זו. כוח הכבידה הגדול של השמש מושך אליה חומר, ואילו [[רוח השמש]] שנפלטת כתוצאה מהפעילות התרמו־גרעינית שבתוכה דוחפת חומר החוצה ממנה. {{ש}}השמש נמצאת ב[[הבועה המקומית|בועה המקומית]] על [[זרוע אוריון]] שב[[גלקסיה|גלקסיית]] [[שביל החלב]]. השמש היא כוכב־התקן של המחלקה הספקטרלית G2V.

השמש ידועה גם בשם '''"חמה"''', ולעיתים מכונה בשם ה[[לטינית|לטיני]] '''סוֹל''' (Sol) או בשם ה[[יוונית|יווני]] '''[[הליוס|הֶלְיוֹס]]''' (Helios). אל השמש ב[[מיתולוגיה יוונית|מיתולוגיה היוונית]] ו[[מיתולוגיה רומית|הרומאית]] הוא [[אפולו]]. ב[[מיתולוגיה כנענית|מיתולוגיה הכנענית]] קרויה [[אל השמש|אלת השמש]] "[[שמש (אלה)|שמש]]".

[[סמלים אסטרונומיים|הסמל האסטרולוגי]] וה[[אסטרונומיה|אסטרונומי]] של השמש מורכב מעיגול שבמרכזו נקודה: [[קובץ:Sun symbol (fixed width).svg|16px|סמל השמש|alt=☉]]. על אף שנראה שהסמל מציין את מיקום השמש במרכז מערכת השמש, הוא קדם ל[[המודל ההליוצנטרי|תפיסה ההליוצנטרית]].

== אטימולוגיה ==
במקרא, המלה "שמש" מופיעה לעיתים בנקבה ולעיתים בזכר, ככל הנראה בשל היותה של האלה הכנענית [[שמש (אלה)|שמש]] נקבה והאל המסופוטמי [[שמש (אל)|שַמַש]] {{אנ|Shamash}} זכר<ref>[[נחום סרנה|נחום מ. סרנה]], "שֶׁמֶשׁ", בתוך: '''[[אנציקלופדיה מקראית]]''' ח, מוסד ביאליק, 1982, עמ' 182 ({{כותר|96414686}})</ref>. בספרות התלמודית נמנעו מהשימוש במונח "שמש" (כמו גם "ירח"), המתייחס לאלוהות הכנענית והמקראית, והעדיפו את המונח הנייטרלי "חמה"<ref>{{צ-מאמר|מחבר=Robert R. Stieglitz|שם=The Hebrew Names of the Seven Planets|כתב עת=Journal of Near Eastern Studies|כרך=40|שנת הוצאה=1981|עמ=136|קישור=https://www.jstor.org/stable/545038}}</ref>.

[[אפיפניוס מסלמיס|אפיפניוס]], שנולד להורים יהודים באזור [[בית גוברין (עיר קדומה)|בית גוברין]] בתחילת המאה ה־4 לספירה, תיעד את שמות כוכבי מערכת השמש לפי ה[[פרושים]], וביניהם שני השמות המוכרים לשמש: {{משמאל לימין|ἡμὰ}} (hēma, כלומר "חמה") ו־{{משמאל לימין|σέμες}} (semes, כלומר שמש; אף שהמונח "שמש" לא מוכר בהקשרים אסטרולוגיים בעברית בתר־מקראיית)<ref>אפיפניוס מסלמיס, '''[http://khazarzar.skeptik.net/books/panariog.htm פנריון]''', 15.2</ref><ref>{{צ-מאמר|מחבר=Robert R. Stieglitz|שם=The Hebrew Names of the Seven Planets|כתב עת=Journal of Near Eastern Studies|כרך=40|שנת הוצאה=1981|עמ=135|קישור=https://www.jstor.org/stable/545038}}</ref>.

== מידע כללי ==
השמש היא כדור ענקי של [[פלזמה (מצב צבירה)|פלזמה]] לוהטת. הטמפרטורה על פניה היא 5,785 מעלות [[קלווין]] (כ־5,512 [[מעלות צלזיוס]]), ואילו במרכזה היא מגיעה לכ־15.7 מיליון מעלות. החום הרב השורר במרכז השמש מאפשר קיום תהליכים תרמו-גרעיניים, ובפרט [[היתוך גרעיני]], שהם מקור ה[[אנרגיה]] של השמש. חלק מהאנרגיה הזו נפלט מפני השמש כ[[הספקטרום הנראה|אור נראה]], קרינה [[על-סגול|אולטרה-סגולה]] וקרינה [[תת-אדום|אינפרא-אדומה]] שמספקות את עיקר האנרגיה לקיום חיים על פני כדור הארץ.

השמש לא באמת "צהובה". היא לבנה, אך בגלל האטמוספירה של כדור הארץ, שנפלטים ממנה חלקיקים קטנים המפזרים את אור השמש, אנחנו רואים אותה כצהובה או אדומה בשעות מסוימות של היום. בשמי החלל, השמש נראית ככדור לבן זוהר.

קוטר השמש הוא כ-1,392,000 קילומטר, ונפחה גדול פי יותר ממיליון מנפח [[כדור הארץ]]. מסתה גדולה ממסת כדור הארץ פי 300,000 בקירוב, והיא עשויה בעיקר מ[[מימן]] (74%) ומ[[הליום]] (24%). היא מכילה בשיעורים קטנים גם [[חמצן]], [[פחמן]], [[חנקן]], [[ניאון]], [[ברזל]], [[צורן]], [[מגנזיום]], [[גופרית]] ויסודות אחרים.

השמש סובבת סביב צירה, אך היא אינה גוף קשיח, וזאת ניתן לראות ב[[כתם שמש|כתמי השמש]], שהם תוצאה של פעילות מגנטית חזקה על פני השמש. צבעם כהה יותר מפני השמש בגלל הטמפרטורה הנמוכה שלהם יחסית לפני השמש. מחזור הסיבוב של השמש סביב צירה משתנה בהתאם לקו הרוחב והוא המהיר ביותר באזור קו המשווה. זמן המחזור הוא כ-25.5 יום באזור קו המשווה, ו-33.5 יום בקטבים<ref>{{צ-ספר|שם=Guide to the sun|מו"ל=Cambridge University Press|שנת הוצאה=1995|מקום הוצאה=Cambridge|ISBN=978-0-521-39788-9|מהדורה=1. paperback ed., reprinted|מחבר=Kenneth J. H. Phillips}}</ref>.

גילה המוערך של השמש הוא 4.567 מיליארד שנים. היא נעה במסלול ב[[גלקסיה|גלקסיית]] [[שביל החלב]] במרחק של כ־26 אלף עד 28 אלף [[שנת אור|שנות אור]] ממרכז הגלקסיה, ומשלימה סיבוב סביבו בכ־226 מיליון שנים.

קרני אור שיוצאות מהשמש מגיעות לפני כדור הארץ כעבור כ־8:15 דקות, כנגזר מהמרחק שבין [[כדור הארץ]] לשמש (כ־150,000,000 ק"מ, או [[יחידה אסטרונומית]] אחת), ומ[[מהירות האור]].

לעיתים מסתיר [[הירח]] את השמש מעיני צופים הנמצאים על [[כדור הארץ]]. תופעה זו קרויה [[ליקוי חמה]], ובמשך דורות רבים הטילה אימה על האדם.

סיווגה של השמש ב[[דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל|דיאגרמת הרצשפרונג־ראסל]] הוא G2V שמשמעותו כי השמש היא כוכב צהוב מ[[הסדרה הראשית]], הנמצא בשלב של [[היתוך גרעיני]] של מימן.

== מחזור חיים ==
=== ההיסטוריה של השמש ועתידה ===
[[קובץ:Solar Life Cycle he.svg|500px|ימין|מחזור החיים של השמש]]
{{+-}}
קיומם של יסודות כבדים במערכת השמש, כגון [[ברזל]], [[זהב]] ו[[אורניום]], מצביע על כך שהשמש לא נמנית עם הדור הראשון של הכוכבים, כלומר, היא נוצרה משרידיהם של כוכבים קדומים יותר אשר יצרו יסודות כבדים אלה. הדרך הסבירה ביותר להופעת יסודות כאלה היא התהליכים ה[[גרעין האטום|גרעיניים]] המתרחשים בהתפרצות של [[סופרנובה]] או מהתמרת יסודות דרך ספיגת [[נייטרון|נייטרונים]] בליבה של כוכב מסיבי מן הדור הראשון.

[[מסת שמש|מסת השמש]] היא כ־1.9891x10<sup>30</sup> [[קילוגרם]], קטנה מן הגבול התחתון ליצירת [[חור שחור]] (עבורו נדרשת מסה של 20 מסות שמש) או אף ל[[כוכב נייטרונים]] (ליבה מינימלית של 1.44 מסות שמש, [[גבול צ'נדראסקאר]]). לפיכך, על פי המודל המקובל של [[מחזור החיים של כוכב]], בעוד כחמישה מיליארד שנים יותכו כ־90% מה[[מימן]] שבליבתה להליום, והיא תהפוך ל[[ענק אדום]]. בשלב זה יתחיל היתוך נמרץ של גרעיני [[הליום]] בתהליך שנקרא "[[הבזק הליום]]", ואז תעלה טמפרטורת הליבה שלה לכ־300 מיליון מעלות, והשכבות החיצוניות של השמש יתפשטו אל מעבר למסלולו הנוכחי של כדור הארץ. בהמשך, תנודות בטמפרטורה יגרמו לשמש להשיל את שכבותיה החיצוניות, שיהפכו ל[[ערפילית פלנטרית]], ו[[ליבת השמש]] תהפוך ל[[ננס לבן]] המצטנן לאיטו בחלל. בחלוף הזמן תרד בהדרגה [[תדירות]] הקרינה, והננס הלבן יהפוך ל[[ננס שחור]].

==== מסת השמש ====
{{הפניה לערך מורחב|מסת שמש}}
מסת השמש מוערכת בכ־1.9891x10<sup>30</sup> [[קילוגרם]]. מסה זו נחשבת ל־1 '''מסת שמש''', ומסומנת לרוב ב־<math>M_{\odot}</math>. מסת השמש היא יחידת ייחוס להערכת מסות של כוכבים אחרים.

המסה הזו מובילה לכך שכוח הכבידה על פני השמש חזק בערך פי 28 מזה שעל כדור הארץ ואדם ששוקל על כדור הארץ 100 ק"ג ישקול על פני השמש בערך 2,800 ק"ג.

==== צבע השמש ====
[[קובץ:The Sun in white light.jpg|ממוזער|השמש מצולמת בצבעה הטבעי, בעזרת שימוש במסנן החוסם את אורה החזק.]]
צבעה האמיתי של השמש הוא לבן, ולכן קרני השמש נקראות "אור לבן". את צבעה הלבן ניתן לראות מחוץ לאטמוספירת כדור הארץ, כלומר בחלל. כאשר צופים בשמש על פני כדור הארץ במשך היום, היא נראית בגוון צהבהב בשל [[פיזור ריילי]], והיא נוטה במקצת לצבע הכתום בזמני ה[[זריחה]] וה[[שקיעה]] בשל [[פיזור מי]]י.

== מבנה ==
השמש מורכבת משני חלקים, פנימי וחיצוני, המחולקים למספר מקטעים. חלקה הפנימי מורכב מ[[ליבת השמש]], מהחלק הקרינתי ומהחלק ההסעתי. החלק החיצוני של פני השמש, זה הנראה לעין ושממנו נפלטת קרינת השמש לחלל, הוא ה[[פוטוספירה]], שעוביה כמה מאות קילומטרים. מעל הפוטוספירה מצויה ה[[אטמוספירה]] של השמש, צבעה כתום והיא מכונה [[כרומוספירה]]. מעבר לכרומוספירה מצויה שכבת מעבר שעובייה כ־75,000 קילומטר, ומעבר לה מצויה ה[[עטרה (שמש)|עטרה]] שבה ניתן לחזות בשעת ליקוי חמה מלא.

=== ליבת השמש ===
{{הפניה לערך מורחב|ליבת השמש}}

[[רדיוס]] ליבת השמש הוא 20%–25% מהרדיוס הכולל של השמש{{הערה|שם=ball|{{צ-מאמר|מחבר=Rafael A. García, Sylvaine Turck-Chièze, Sebastian J. Jiménez-Reyes, Jérôme Ballot, Pere L. Pallé, Antonio Eff-Darwich, Savita Mathur, Janine Provost|שם=Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core|כתב עת=Science|כרך=316|שנת הוצאה=2007-06-15|עמ=1591–1593|doi=10.1126/science.1140598|קישור=https://www.science.org/doi/10.1126/science.1140598}}}}. אזור זה מהווה את מקור ה[[אנרגיה]] של השמש, שכן רק בו מתקיים [[היתוך גרעיני]]. התנאים השוררים בליבת השמש על מנת לאפשר היתוך גרעיני קיצוניים ביותר, [[צפיפות החומר|צפיפותו]] הממוצעת עומדת על כ־150,000 קילוגרם למטר מעוקב (פי 150 מהצפיפות של מים), הטמפרטורה בו היא כ-15,700,000 [[מעלות צלזיוס]].
[[קובץ:Proton-proton reaction chain.svg|ממוזער|שלבי תהליך ההיתוך של מימן להליום (תגובת פרוטון-פרוטון). מימן יוצר דאוטריום, הליום-3 והתוצר הסופי הוא הליום-4 רגיל.]]
התהליכים המתרחשים בליבת השמש מהווים את המקור ל[[אנרגיה|אנרגיית]] ה[[אור]] וה[[חום (פיזיקה)|חום]] המאפשרות את קיום החיים בכדור הארץ. מקור האנרגיה הוא בתהליכי [[היתוך גרעיני]] המתקיימים בליבת השמש, שבהם ארבעה אטומי מימן עוברים היתוך לאטום הליום אחד. מסתו של אטום הליום קטנה במעט מזו של ארבעה אטומי מימן, והפרש המסות מומר לאנרגיה, בהתאם למשוואת [[תורת היחסות הפרטית|תורת היחסות]] [[E=mc²]], שגילה [[אלברט איינשטיין]], שבה E היא האנרגיה, m המסה ו־c² מהירות האור בריבוע. השמש ממירה מדי שנייה כ־685 מיליון טון מימן ל[[הליום]], ומאבדת בתהליך זה מסה של כ־4 מיליון טונות, ההופכים לאנרגיה. לפי הערכות עדכניות, במהלך חייה של השמש ככוכב [[הסדרה הראשית]], הומרה עד עתה לאנרגיה מסה הגדולה פי 100 ממסתו של [[כדור הארץ]].

קצב ההיתוך בליבה נמצא ב[[שיווי משקל תרמודינמי|שיווי משקל]] יציב: גידול של קצב ההיתוך יגרום לליבה להתחמם ולהתרחב מעט כנגד משקל השכבות החיצוניות וצפיפותה תקטן מעט. התוצאה תהיה הקטנת קצב ההיתוך ותיקון הסטייה למצב שיווי המשקל; והפחתה של קצב ההיתוך תגרום לליבה להתקרר ולהתכווץ מעט, מה שיגדיל את צפיפותה ויגדיל את קצב ההיתוך.

רק 0.8% מהאנרגיה הנוצרת בשמש מגיעה מרצף אחר של תגובות היתוך הנקרא [[מחזור CNO]], אם כי שיעור זה צפוי לעלות ככל שהשמש תהייה מבוגרת וזוהרת יותר<ref>{{צ-מאמר|מחבר=M J Goupil, Y Lebreton, J P Marques, R Samadi, F Baudin|שם=Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns|כתב עת=Journal of Physics: Conference Series|כרך=271|שנת הוצאה=2011-01-01|עמ=012031|doi=10.1088/1742-6596/271/1/012031|קישור=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1742-6596/271/1/012031}}</ref>{{הערה|שם=agost|{{צ-מאמר|מחבר=M. Agostini et al.|שם=Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun|כתב עת=Nature|כרך=587|שנת הוצאה=2020-11|עמ=577–582|doi=10.1038/s41586-020-2934-0|קישור=https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0}}}}.

ניתוח עדכני של נתוני משימת [[SOHO]] מראה, כי קצב הסיבוב של הליבה מהיר יותר מאשר באזור הקרינתי שעוטף את הליבה{{הערה|שם=ball}}.
{{מבנה השמש}}
=== האזור הקרינתי ===
[[קובץ:Highest resolution photo of Sun (NSF) as of January 20, 2020.jpg|ממוזער|צילום בו ניכר האופי הגרעיני של פני השטח של השמש]]
האזור הקרינתי שרוחבו כ-45% מרדיוס השמש, מהווה השכבה העבה ביותר של השמש. הוא משתרע מהליבה ועד לרדיוס של 70% מרדיוס השמש, והאנרגיה מועברת דרכו בעיקר על ידי קרינה: [[פוטון|פוטונים]] שנפלטו מליבת השמש נקלטים באטומים ונפלטים, וחוזר חלילה. באזור זה נופלת הטמפרטורה מ-7 מיליון מעלות ל-2 מיליון מעלות, בקירוב, והצפיפות יורדת מ-20,000 ל-200 קילוגרם למטר מעוקב ככל שמתרחקים ממרכז השמש אל השפה החיצונית של האזור הקרינתי{{הערה|שם=agost}}.

=== שכבת המעבר (Tachocline) ===
שכבת המעבר היא שכבה דקה בין אזור הקרינה לאזור ההסעה. באזור זה יש מעבר חד בין הסיבוב האחיד של אזור הפלזמה באזור הקרינתי לבין הסיבוב הדיפרנציאלי של האזור ההסעתי. מצב זה, שבו שכבות אופקיות סמוכות מחליקות זו על פני זו, יוצר כוחות גזירה משמעותיים בין השכבות<ref>{{צ-ספר|שם=.The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo|קישור=https://books.google.com/books?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193|מו"ל=CRC Press|שנת הוצאה=2005|ISBN=978-0-8493-3355-2|מחבר=Tobias, S.M|שפה=en|עמ=193-235}}</ref>.

משערים כי [[תאוריית הדינמו|אפקט דינמו]] בשכבה זו יוצר את השדה המגנטי של השמש<ref>{{קישור כללי|כתובת=https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml|כותרת=The Solar Interior|אתר=נאסא}}</ref>.

=== האזור ההסעתי ===
האזור ההסעתי משתרע מרדיוס של 70% מרדיוס השמש ועד סמוך לפני השטח שלה. בשכבה זו פלזמת השמש אינה צפופה מספיק או חמה מספיק כדי להעביר את האנרגיה כלפי חוץ באמצעות קרינה. במקום זאת, "בועות" חומר עולות בו מהאזור הקרינתי אל פני השמש. לאחר הגעתן אל פני השמש, החומר בבועות מתקרר, צפיפותו גדלה והבועות שבות ושוקעות אל תחתית האזור ההסעתי, שם יתחממו שוב וחוזר חלילה. תנועה זו של בועות חומר אל פני השמש גורמת למראה המנוקד, הגרעיני, של פני השמש. בשכבה העליונה של אזור ההסעה יורדת הטמפרטורה לכ-5,700 מעלות [[קלווין]], והצפיפות יורדת ל-0.2 גרם למטר מעוקב.

=== פוטוספירה ===
{{הפניה לערך מורחב|פוטוספירה}}

ה'''פוטוספירה''' היא שכבה המהווה את פני השמש הנראים, ובה מתרחשות כל התופעות הנראות על השמש. [[פוטון|פוטונים]] הנוצרים בשכבה זו עוברים דרך אטמוספירת השמש השקופה שמעליה, ומהווים את קרינת השמש.

ה[[טמפרטורה]] השוררת בפוטוספירה היא כ־5,500 [[מעלות צלזיוס]]. פני השמש אינם חלקים, אלא דמויי [[גרעיני חמנית]], הנוצרים מזרמי בועות הגז, שעולים משכבת ההסעה. הקצוות הכהים של הגרעינים הם גז שהצטנן, היורד חזרה לשכבת ההסעה.

עובי הפוטוספירה הוא עשרות עד מאות קילומטרים, והיא קצת יותר שקופה מהאוויר על פני כדור הארץ. כיוון שחלקה העליון של הפוטוספירה קריר יותר מחלקה התחתון, השמש נראית בהירה יותר במרכז מאשר בשוליים של דיסקת השמש, תופעה המכונה Limb darkening<ref name=":0">{{צ-מאמר|מחבר=K. D. Abhyankar|שם=A Survey of the Solar Atmospheric Models|שנת הוצאה=1977-06|קישור=http://prints.iiap.res.in/handle/2248/510}}</ref>.

ספקטרום אור השמש הוא בקירוב ספקטרום [[גוף שחור]] בטמפרטורה של 5,777 מעלות קלווין, מרוצף ב[[ספקטרום בליעה|קווי בליעה]] אטומיים של הגזים בשכבות הדלילות שמעל הפוטוספירה. צפיפות הפוטוספירה היא כ-<math>10^{23}</math> חלקיקים למטר מעוקב, כ-0.37% מצפיפות החלקיקים באטמוספירת כדור הארץ בגובה פני הים. הפוטוספירה אינה מיוננת במלואה – מידת היינון היא כ-3%, כך שכמעט כל המימן הוא בצורה אטומית<ref>{{צ-מאמר|מחבר=Mark P. Rast, Ake Nordlund, Robert F. Stein, Juri Toomre|שם=Ionization Effects in Three-dimensional Solar Granulation Simulations|כתב עת=The Astrophysical Journal|כרך=408|שנת הוצאה=1993-05-01|עמ=L53|doi=10.1086/186829|קישור=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...408L..53R}}</ref>.

==== כרומוספירה ====
{{הפניה לערך מורחב|כרומוספירה}}

הכרומוספירה היא שכבה המהווה את האטמוספירה התחתונה של השמש. מקור השם כרומוספירה במילה היוונית "כרומה" שפירושה צבע. הכרומוספירה נראית לעין בלתי מזוינת לזמן קצר בתחילתו ובסיומו של ליקוי חמה מלא, כאשר הפוטוספירה מוסתרת על ידי הירח<ref>{{קישור כללי|כתובת=http://mynasa.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html|כותרת=World Book at NASA - Sun|אתר=נאס"א}}</ref>. צבעה האדמדם של הכרומוספירה נובע מפליטות [[אלקטרומגנט]]יות בקו הספקטרלי <math>\mathrm{H}_\alpha</math>.

הכרומוספירה דלילה מאוד. צפיפותה קטנה פי כ-10,000 מצפיפות הפוטוספירה, והיא משתנה מ-2x10<sup>-7</sup> גרם לסמ"ק בגבולה הפנימי ל-1.5x10<sup>-14</sup> גרם לסמ"ק בשכבת הגבול העליונה שלה. טמפרטורת הכרומוספירה עולה בהדרגה עם הגובה, ומגיע ל-20,000 מעלות קלווין בקצה העליון<ref name=":0" />. בחלקה העליון של הכרומוספירה ההליום מיונן באופן חלקי<ref>{{צ-מאמר|מחבר=V. H. Hansteen, E. Leer, T. E. Holzer|שם=The Role of Helium in the Outer Solar Atmosphere|כתב עת=The Astrophysical Journal|כרך=482|שנת הוצאה=1997-06-10|עמ=498–509|doi=10.1086/304111|קישור=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/304111}}</ref>.

מעל הכרומוספירה יש שכבת מעבר דקה שעוביה כ-200 ק"מ, בה עולה הטמפרטורה בחדות מכ-20,000 מעלות קלווין בחלקה העליון של הכרומוספירה ל-1,000,000 מעלות קלווין בערך. עליית הטמפרטורה נגרמת מיינון מלא של ההליום באזור המעבר, מה שמצמצם מאוד את הקירור באמצעות קרינה של הפלזמה<ref>{{צ-מאמר|מחבר=V. H. Hansteen, E. Leer, T. E. Holzer|שם=The Role of Helium in the Outer Solar Atmosphere|כתב עת=The Astrophysical Journal|כרך=482|שנת הוצאה=1997-06-10|עמ=498|doi=10.1086/304111|קישור=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/304111/meta}}</ref>. קשה לצפות בשכבת המעבר מכדור הארץ, אך ניתן לצפות בה מלוויינים בחלל הרגישים לקרינה בתחום האולטרה-סגול הרחוק<ref>{{צ-מאמר|מחבר=Bhola N. Dwivedi|שם=Our ultraviolet Sun|כתב עת=Current Science|כרך=91|שנת הוצאה=2006|עמ=587–595|קישור=https://www.jstor.org/stable/24094361}}</ref>.

==== עטרה ====
{{הפניה לערך מורחב|עטרה (שמש)}}
[[קובץ:2017 Total Solar Eclipse (35909952653).jpg|ממוזער|במהלך ליקוי חמה מלא ניתן לראות את הילת השמש (קורונה) בעין בלתי מזוינת, לזמן קצר כאשר הירח מסתיר כליל את פני השמש.]]
ה'''עטרה''', הנקראת גם [[הילה (פיזיקה)|הילת השמש]] או קורונה, מהווה את האטמוספירה העליונה של השמש. היא נראית רק בזמן [[ליקוי חמה]]. ההילה משתרעת למרחק של מיליוני ק"מ מהשמש. אך בשל צפיפותה הנמוכה לא ניתן לראותה בעין בלתי מזוינת, אלא בזמן ליקוי חמה מלא, שבו מסתיר הירח את הפוטוספירה.

ההילה סימטרית כאשר פעילות השמש מינימלית, וגועשת כאשר פעילות השמש מקסימלית. [[טמפרטורה|טמפרטורת]] ההילה מגיעה לשני מיליון מעלות קלווין, אם כי באזורים החמים ביותר שלה עשויה הטמפרטורה להגיע ל-8 מיליון עד 20 מיליון מעלות קלווין<ref>{{צ-מאמר|מחבר=R. Erdélyi, I. Ballai|שם=Heating of the solar and stellar coronae: a review|כתב עת=Astronomische Nachrichten|כרך=328|שנת הוצאה=2007-10|עמ=726–733|doi=10.1002/asna.200710803|קישור=https://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/asna.200710803}}</ref>. אין הסבר מלא לטמפרטורה הגבוהה של הקורונה, אך ידוע כי לפחות חלק מהחום נוצר עקב ה[[איחוי מגנטי|איחוי המגנטי]]<ref>{{צ-ספר|שם=Solar Wind and Interplanetary Magnetic Field: A Tutorial|קישור=http://doi.wiley.com/10.1029/GM125p0073|מו"ל=American Geophysical Union|שנת הוצאה=2013-03-19|מקום הוצאה=Washington, D. C.|ISBN=978-1-118-66835-1|עמ=73–89|מחבר=C. T. Russell}}</ref>. זרימה של פלזמה מהשמש אל החלל הבין-פלנטרי נקראת [[רוח השמש]].

בהילה מופיעים ונעלמים "חורים" (Coronal holes), אזורים קרים ודלילים יחסית, שבהם קווי השדה המגנטי של השמש נמשכים לחלל הבין-פלנטרי, בניגוד לקווי השדה השכיחים בהילה, שיוצרים קשתות בין אזורים עם קוטביות מגנטית הפוכה. קווי השדה הפתוחים מאפשרים לחלקיקי רוח השמש להימלט משדה הכבידה של השמש במהירות גבוהה יותר<ref>{{צ-מאמר|מחבר=Yunchun Jiang, Huadong Chen, Yuandeng Shen, Liheng Yang, Kejun Li|שם=Hα Dimming Associated With the Eruption of a Coronal Sigmoid in the Quiet Sun|כתב עת=Solar Physics|כרך=240|שנת הוצאה=2007-01-01|עמ=77–87|doi=10.1007/s11207-006-0257-4|קישור=https://doi.org/10.1007/s11207-006-0257-4}}</ref>.

== פעילות סולרית ==
{{להשלים|נושא=מדעי הטבע}}
[[קובץ:Solar-cycle-data.png|ממוזער|מדידות של שינויים בעוצמת קרינת השמש (Irradiance), ובמספר כתמי השמש במהלך 30 שנה, 1975–2005]]

=== כתמי שמש מחזור סולרי ===
כתמי השמש מופיעים במחזור לא לגמרי סדיר של כ־11 שנים. בשיא המחזור מתעצמת כמות הכתמים פי 10 ויותר. מאחר שהכתמים נוצרים מהפעילות המגנטית של השמש ומהתפרצויות המשחררות לחלל [[חלקיק]]ים טעונים הבאות בעקבותיה, יש למחזור הכתמים השפעה גם על [[כדור הארץ]]. דוגמה להשפעה ברורה היא הפרעות תקשורת, הנוצרות מהגעת החלקיקים הטעונים ל[[אטמוספירה]]. כמו כן ההשפעה על התגברות תופעת [[זוהר הקוטב]]. לא ברור אם קיימת השפעה על האקלים בכדור הארץ. ידוע רק שבסוף [[המאה ה-17]] ותחילת [[המאה ה-18]] חלה תקופת התקררות ([[עידן הקרח הקטן|תקופת הקרח הקטנה]]) בכדור הארץ, במקביל להפסקת תופעת כתמי השמש. שיא כתמי השמש האחרון התרחש בשנים 2000–2001.

=== השפעה על כדור הארץ ===
{{להשלים|נושא=מדעי הטבע}}

== שדה מגנטי ==
{{להשלים|נושא=מדעי הטבע}}

==חקר השמש==
{{הפניה לערך מורחב|ערכים=[[יוליסס (גשושית)]], [[Parker Solar Probe]]}}
[[קובץ:Pioneer-6-9.jpg|ממוזער|גשושיות פיוניר 6–9]]
הלוויינים הראשונים שתוכננו לתצפית ממושכת של השמש מהחלל היו לווייני פיוניר 6, 7, 8 ו-9 של נאס"א, ששוגרו בין השנים 1959 ו-1968. גשושיות אלו הקיפו את השמש במרחק דומה לזה של כדור הארץ וביצעו מדידות מפורטות ראשונות של רוח השמש והשדה המגנטי הסולארי. פיוניר 9 פעלה במשך זמן רב במיוחד, והעבירה נתונים עד מאי 1983<ref>{{קישור כללי|כתובת=https://web.archive.org/web/20120402205810/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?MCode=Pioneer_09|כותרת=Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9|אתר=web.archive.org|תאריך=2012-04-02|תאריך_וידוא=2023-10-08}}</ref>.

בשנות ה-70, שתי חלליות הליוס (Helios) והטלסקופ שהורכב על תחנת החלל [[סקיילאב]], סיפקו למדענים נתונים חדשים ומשמעותיים על רוח השמש וההילה. הגשושיות הליוס 1 ו-2 היו שיתופי פעולה של ארצות הברית וגרמניה, שחקרו את רוח השמש ממסלול אליפטי סביב שבנקודה הקרובה ביותר לשמש היה מרוחק ממנה כדי 43.432 מיליון ק"מ, קרוב יותר ממסלולו של [[כוכב חמה]]<ref name=":1">{{צ-מאמר|מחבר=L. F. Burlaga|שם=Magnetic fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results|שנת הוצאה=2001-12-01|doi=10.1016/s0032-0633(01)00098-8|קישור=https://zenodo.org/record/1259695}}</ref>. סקיילאב, ששוגרה על ידי נאס"א ב-1973, כללה טלסקופ שהופעל על ידי האסטרונאוטים בתחנה. סקיילאב ביצעה את התצפיות הראשונות בדינמיקה של שכבת המעבר בין הכרומוספירה לקורונה ובפליטת קרינה בתחום האולטרה סגול מהילת השמש. בין התגליות – התצפיות הראשונות של חורים בהילה<ref name=":1" />.
* [[יוליסס (גשושית)|יוליסס]] היא [[גשושית]] לחקר השמש שנבנתה על ידי [[סוכנות החלל האירופית]] ושוגרה באמצעות [[מעבורת החלל דיסקברי]] (משימה [[STS-41]]) ב־[[6 באוקטובר]] [[1990]]. הגשושית הפסיקה לפעול ב־[[30 ביוני]] [[2009]].
* הגשושית [[Parker Solar Probe]] שוגרה במהלך שנת [[2018]] במטרה לחקור את אטמוספירת השמש. זאת תוך שמירה על מסלול אליפטי המאפשר לה להתקרב עד מרחק של 5.9 מיליון קילומטרים מפני השמש.
*טלסקופ החלל [[SOHO]]
* [[Solar Dynamics Observatory – DSO]]

== מקור האנרגיה של השמש ==
[[קובץ:Sunlight reflections from water.jpg|250px|ממוזער|השתקפות אור השמש על פני החול והים]]
[[קובץ:Sunset Clouds.jpg|שמאל|ממוזער|240px|השמש כפי שהיא נראית מכדור הארץ, מבעד לעננים]]
משחר ההיסטוריה ידוע שקרינת השמש חיונית לחיים על כדור הארץ, אך לקדמונים לא הייתה כל דרך למצוא מה גורם לשמש לבעור.

את הניסיון הראשון בכיוון זה עשה ב־[[1848]] רופא גרמני בשם יוליוס מאייר (Mayer), שחישב כי אם השמש (שממדיה כבר היו ידועים באותה עת) הייתה עשויה כולה [[פחם]], היא הייתה יכולה לספק אנרגיה בקצב הנוכחי במשך 5,000 שנה בלבד. הוא בחן גם את האפשרות שמקור האנרגיה של השמש הוא מטאוריטים הפוגעים בה, אלא שכדי להקרין די אנרגיה באופן כזה, היה על המסה של השמש לעלות עם הזמן במידה משמעותית, בניגוד לתצפיות האסטרונומיות.

ב־[[1854]] הציעו [[הרמן פון הלמהולץ|פון הלמהולץ]] ו[[ויליאם תומסון|לורד קלווין]] שמקור האנרגיה של השמש בהתכווצות הגז המרכיב אותה. הם חישבו שבאופן כזה תוכל השמש לבעור כשלושים מיליון שנה. בתחילת המאה ה-20 שיער [[ארתור אדינגטון|אדינגטון]] שהשמש מנצלת תגובות גרעיניות. [[מכניקת הקוונטים]] לא הייתה קיימת אז, וכך לא יכול היה אדינגטון להוסיף פרטים להשערה זו.

בשנת [[1925]] הייתה [[ססיליה פיין-גפושקין|ססיליה פיין־גפושקין]] לאדם הראשון שקיבל דוקטורט באסטרונומיה מ[[אוניברסיטת הרווארד]]. בתוקף עבודתה הייתה הראשונה שפירשה נכון את [[ספקטרום]] אור השמש, והראתה שהשמש עשויה בעיקר מ[[מימן]] ומעט [[הליום]].

ב־[[1938]] הציע [[הנס בתה]] סדרה מורכבת של תגובות גרעיניות המתאימות לטיפוסי הקרינה הנפלטים מן השמש; תגובות אלה הן הבסיס למה שמכונה היום "המודל הסטנדרטי של השמש". לפי בתה, בשרשרת תגובת של היתוך גרעיני המכונה [[שרשרת פרוטון-פרוטון|שרשרת פרוטון־פרוטון]], בסך הכול 4 אטומי מימן הופכים לאטום אחד של הליום (למעשה, 6 אטומי מימן מגיבים ליצור אטום הליום אחד, תוך פליטה של 2 אטומי מימן). 0.71% מהמסה החסרה הופך ל[[אנרגיה תרמית|אנרגיית חום]], הקורנת מן ה[[פוטוספירה]]. בקצב הקרינה שלה השמש יכולה לפעול כ־10 מיליארד שנים, וכיוון שהיא כבר קיימת כ־4.6 מיליארד שנים, הרי שנותרו לה עוד 5.4 מיליארד שנים להקרין אנרגיה.

== השמש בתרבות האנושית ==
{{הפניה לערך מורחב|אל השמש}}
[[קובץ:Flag of Japan.svg|שמאל|ממוזער|250px|ל[[יפן]] המכונה גם "ארץ השמש העולה", [[דגל יפן|דגל]] שבו עיגול אדום המסמל את דיסקת השמש על גבי רקע לבן. משמעות שמה של יפן ביפנית היא "מקור השמש". גרסה מפורסמת נוספת של הדגל הוא [[דגל השמש העולה]]]]
לאורך [[ההיסטוריה האנושית]], ראו תרבויות שונות בשמש גוף מקודש. היסטוריונים למדו מהספרות ומה[[מיתולוגיה|מיתולוגיות]] השונות כי עמים סגדו לשמש והאנישו אותה בדמות אלי שמש שונים. פעמים רבות ייחסו תרבויות שונות יכולות וכוחות גדולים יותר לאלי השמש שלהם ביחס לשאר האלים.

כמעט בכל תרבות ניתן למצוא אל שמש: ב[[הינדואיזם]] מתוארת השמש בצורה הנראית של [[אלוהים]] שאותה יכולים לראות הכול מדי יום ביומו ו[[סוריא]] הייתה אלת השמש הראשית. בתרבות הכנענית השמש הייתה אלה ששמה היה [[שמש (אלה)|שמש]] או שפש, וכינויה היה "מנורת האלים". ב[[מיתולוגיה מצרית]] אל השמש היה [[רע (אל)|רע]]. אמונה רווחת הייתה כי האל שט בסירת השמש, ובלילה הוא עובר ב[[עולם המתים|שאול]], מתחת לפני הקרקע או במנהרה תת־קרקעית. בפירמידות שונות נמצאו סירות שמש שמטרתן הייתה להשיט את נשמתו של הנפטר לעבר השמש אל [[חיי נצח]]. גם תרבויות עתיקות באמריקה, כדוגמת בתרבות ה[[אינקה]] ותרבות ה[[אצטקים]] סגדו לשמש ולאלים שלה.

ב[[אסטרולוגיה]] העתיקה חולקו ימי ה[[שבוע]] ל[[כוכבי הלכת באסטרולוגיה|שבעת כוכבי הלכת]] כך ש[[יום ראשון]] הוא בשליטת השמש{{הערה|[[דיו קסיוס]], [http://penelope.uchicago.edu/Thayer/E/Roman/Texts/Cassius_Dio/37*.html#19 ספר 37, פרק 19]}}. מכך נובע במספר שפות שיום ראשון נקרא מילולית "יום־השמש" (כגון, אנגלית: Sunday; גרמנית: Sonntag; דנית: Søndag).

===יהדות===
על פי התורה, [[אלוהים]] ברא את השמש ביום הרביעי של [[בריאת העולם (יהדות)|ששת ימי הבריאה]]. ה[[יהדות]] אוסרת על כל [[אמונה]] בשמש כ[[אל]] ועל פולחן אליה. ב[[תפילת שחרית]], אותה מתפללים לפי היהדות בכל בוקר, הוקדשה [[ברכת יוצר|ברכה מיוחדת]] המשבחת את ה' על יצירת המאורות, בהם השמש. בנוסף, [[ברכת החמה]], בה מודים ומשבחים את האל על בריאת השמש וקיומה, נאמרת בכל תחילת מחזור של 28 שנים כאשר השמש מגיעה לנקודה שבה הייתה בשעת בריאתה (לפי סיפור הבריאה בספר [[בראשית]]) באותו יום בשבוע (רביעי) ובאותו זמן ביממה (תחילת הלילה){{הערה|{{בבלי|ברכות|נט|ב}}}}.

[[הלוח העברי]] מבוסס בעיקרו על מחזוריות של [[מולד הלבנה|היראות הלבנה]] תוך כדי תיאום לשנה השמשית. מדי כשנתיים או שלוש שנים, על פי [[מחזור מטוני|מחזוריות קבועה]], מוסיפים חודש ([[אדר א']]) לשנה, מעשה הנקרא [[עיבור השנה]], כדי לתאם את שנת החמה עם חודשי הלבנה, כך שחג ה[[פסח]] יישמר בעונת האביב, כמו שכתוב בפסוק {{ציטוטון|שָמור את חֹדש האביב}}{{הערה|{{תנ"ך|דברים|טז|א}}}}.

[[לוח השנה במגילות קומראן]], שנוסד על פי [[ספר חנוך א'#חלק שלישי|ספר מהלך המאורות]], מבוסס על מהלך השמש בלבד. השנה מחולקת ל[[ארבע התקופות|ארבע תקופות]], המתחילות בשתי [[נקודת השוויון|נקודות השוויון]] ובשתי [[נקודת היפוך|נקודות ההיפוך]].

==== בהלכה ====
{{הפניה לערך מורחב|לא תעשון אתי}}
הפסוק {{ציטוטון|לא תעשון אִתי}} פורש על ידי [[חז"ל]] כמקור לאיסור ליצור [[תבליט]] של שמש. ישנה מחלוקת האם גם [[ציור]] או [[תחריט]] של שמש בכלל האיסור, או רק תבליט.

===יוון===
בתקופות מאוחרות המשיכו גם ה[[יוונים]] בהאנשת השמש ב[[מיתולוגיה יוונית|מיתולוגיה]] שלהם וה[[אל]] [[הליוס]] אשר רכב על כרכרת [[אש]] ב[[שמיים]], היה יוצר את היום, ואז רוכב למחילה תת־קרקעית ובכך יוצר את הלילה. בשלבים מאוחרים היה [[אפולו]] אל השמש הראשי של היוונים.

===רומא===
ב-500 שנות שלטונה של [[האימפריה הרומית]] אומצו האלים השונים מהתרבות היוונית ואת [[הליוס]] החליף אל השמש [[סול (אל)|סול]]. הכינוי "סול אינביקטוס" (Sol Invictus) שמשמעותו "השמש הבלתי מנוצחת" אומץ למספר אלי שמש נוספים והוטבע על מטבעות רומיים שונים במהלך [[המאה ה-3|המאה ה־3]] ו[[המאה ה-4|המאה ה־4]].

===נצרות===
חוקרי ה[[איקונוגרפיה]] ה[[נצרות|נוצרית]] מצאו דימויים רבים המזהים את [[ישו]] עם השמש, כגון הכתר הזוהר, הכרכרה הבהירה, ויש המשערים כי המשיכה הנוצרית ל־[[25 בדצמבר]] מקורה בטקסים פגניים לציון אל השמש.

== לקריאה נוספת ==
* [[צפריר קולת]], '''אטלס השמים הישראלי''', מפה, 2004
* טימותי פריס, '''מכת שמש''', [[נשיונל ג'יאוגרפיק ישראל]], יוני 2012

== קישורים חיצוניים ==
{{מיזמים|ויקימילון=שמש}}
* {{בריטניקה}}
* {{דף שער בספרייה הלאומית|987007548497005171|שמש}}
* {{אסטרופדיה}}
* {{אסטרופדיה|תצפית בשמש}}
* {{אסטרופדיה|אפימרידים של השמש}}
* [http://www.space.gov.il/תגיות/שמש כתבות ומאמרים בנושא השמש], באתר [[סוכנות החלל הישראלית]]
* [http://www.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html הספר העולמי: השמש], באתר [[נאס"א]] {{אנגלית}}
* [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html דף נתונים על השמש], באתר נאס"א {{אנגלית}}
* [https://web.archive.org/web/20110805204423/http://science.nasa.gov/media/medialibrary/2010/04/21/30mar10_prom_304_quicktime.mov צילום וידאו של השמש], באתר נאס"א {{אנגלית}}
* [https://sdo.gsfc.nasa.gov/ אתר טלסקופ החלל Solar Dynamics Observatory], באתר נאס"א {{אנגלית}}
* {{הידען||אשכול כתבות על השמש|category/space_and_astronomy/solar_system/sun/}}
* {{הידען|שירות הידען|עונות בשמש (על פעילות כתמי השמש)|seasons-in-the-sun-171103|17 בנובמבר 2003}}
* {{סלה|עודד כרמלי|הפעילות המגנטית של השמש הולכת ונחלשת|130526|9 ביולי 2017}}
* {{mako|עדי זריפי|לולאת אש ענקית: התמונה המרהיבה וחסרת התקדים מהשמש|24e1fe461512f71026|news-science/2022_q1|22 בפברואר 2022}}
* {{mako||קלוז אפ בחלל: ממרחק 75 מיליון ק"מ - השמש בתצלום הקרוב ביותר|8ef025cf7efcf71027|news-science/2022_q1|28 במרץ 2022}}
* {{דוידסון|איתמר קרבי|האם לשמש יש שעון פנימי?|askexpert/האם-לשמש-יש-שעון-פנימי|27 בינואר 2025}}

==הערות שוליים==
{{הערות שוליים|יישור=שמאל}}

{{מערכת השמש}}

{{בקרת זהויות}}

[[קטגוריה:השמש|*]]
[[קטגוריה:מערכת השמש]]
[[קטגוריה:כוכבי הסדרה הראשית מסוג G]]
[[קטגוריה:מקורות אור]]