Słońce – centralne ciało Układu Słonecznego, najbliższa gwiazda, główne źródło energii docierającej do Ziemi, kula gazowa o masie 10931*10³⁰ kg, efektywnej temperaturze fotosfery ok. 5800 K, średniej odległości od Ziemi 149,6 mln km, emitująca w ciągu sekundy energię 3,9*10²⁶J ; produkowana we wnętrzu energia jest wynikiem przemian termojądrowych wodoru w hel ; Słońce jest gwiazdą o typie widmowym G, klasie jasności V, jasności wizualnej –26,^m7, absolutnej 4,^m84. (Encyklopedia Popularna PWN wyd. 14, W-wa 1982.)

Tyle encyklopedia.

Z innego źródła możemy się dowiedzieć trochę więcej:

Słońce to rozżarzona kula gazowa, składająca się z wodoru , helu i małej domieszki cięższych pierwiastków. Potężna energia, emitowana przez Słońce, powstaje w jego jądrze. W temperaturze około 15 mln ° C odbywają się w których wodór przekształcany jest w hel. Obliczono, że w ciągu każdej sekundy 657 mln ton wodoru przekształcane jest w 653 mln ton helu. Różnica masy, 4 mln ton na sekundę, została po prostu zamieniona na energię. Uwolniona w jądrze słonecznym energia musi zostać przeniesiona do powierzchni. Początkowo (w wewnętrznej warstwie promienistej Słońca) energię tę unosi

[Zdjęcie Słońca wykonane w dniu 9.08.1973 z pokładu laboratorium kosmicznego "Skylab"]

Widoma powierzchnia Słońca nazywana jest fotosferą (gr. phos = światło, sphaira = kula, czyli: kula światła). Temperatura fotosfery wynosi około 6000° C. Fotosfera składa się z gorących gazów, znajdujących się w nieustannym ruchu. Inne zjawiska w fotosferze to granulacja, plamy i pochodnie.

Granulacja (łac. Granulum = ziarnko) jest to ziarnista struktura powierzchni Słońca, której wygląd można porównać do papki ryżowej. Granulacja składa się ze wznoszących się rozgrzanych “bąbli” gazu będących w ciągłym ruchu. Ich średnica wynosi około 1000 km

Plamy słoneczne są obszarami o temperaturze około 2000° C niższej od otaczającej powierzchni fotosfery. Występują one tylko w obszarach pomiędzy 10 a 40 stopniem północnej i południowej szerokości heliograficznej, gdzie pojawiają się dość nieregularnie. Obserwuje się zarówno pojedyncze plamy, jak i całe ich grupy, o rozmiarach dochodzących do 300 000 km. Większe plamy składają się z ciemnego jądra, nazywanego cieniem, oraz nieco jaśniejszego półcienia o strukturze włóknistej. Pomimo względnej czerni plam, ich jasność powierzchniowa jest nadal 5000 razy większa niż jasność tarczy Księżyca. Rozwój większych grup plam słonecznych, trwający tygodnie, a nawet miesiące, następuje zgodnie z określoną kolejnością, opisaną przez astronomów.

Na podstawie obserwacji przesuwających się po tarczy Słońca plam słonecznych określono okres rotacji Słońca (średnio 27,3 dni). Istotne jest też, że plamy słoneczne w pobliżu równika okrążają Słońce w ciągu 25 dni, podczas gdy w większej odległości od równika potrzebują na to ponad 30 dni. Oznacza to, że Słońce nie ma stałej powierzchni, takiej jaką ma Ziemia, lecz jest kulą gazową, której powierzchnia jest w ciągłym ruchu. Liczba plam na Słońcu zmienia się z okresem około 11 lat.

® [Zdjęcie plam na Słońcu wykonane teleskopem C-8]

Gdy obserwujemy Słońce przez teleskop, stwierdzamy szybko, że jasność tarczy słonecznej spada ku brzegom, co sprawia wrażenie, że Słońce ma otoczkę gazową. Jest to tzw. Pociemnienie brzegowe, które wynika z tego, że promienie wysyłane z brzegu tarczy Słońca pochodzą z warstw chłodniejszych niż te, z których pochodzą promienie obserwowane na środku tarczy.

Ponad fotosferą rozciąga się chromosfera (z łac.: barwna , kolorowa kula). Nad brzegiem tarczy słonecznej widzimy ją jako las niezliczonych ognistych ostrzy i języków świetlnych, świecący podczas całkowitych zaćmień Słońca jak purpurowa obręcz. Nad chromosferą widoczne są zazwyczaj protuberancje (łac. protuberare = nabrzmiewać), ogromne masy gazu wznoszące się na dziesiątki i setki tysięcy kilometrów nad powierzchnię Słońca. Protuberancje widoczne na powierzchni Słońca nazywane są włóknami.

Najbardziej zewnętrzną warstwą atmosfery słonecznej jest korona (łac. corona = korona). W czasie całkowitych zaćmień Słońca jest ona widoczna jako promienisty wieniec otaczający zasłonięte Słońce. Współcześnie stosowane są specjalne instrumenty obserwacyjne (tzw. koronografy), które symulują sztuczne zaćmienie Słońca i po zakryciu jasnego obrazu tarczy słonecznej umożliwiają badanie korony i protuberancji.

Korona słoneczna rozciąga się na odległość około 20 mln km, a następnie przechodzi płynnie w materię między-planetarną. Jej temperatura jest nieprawdopodobnie wysoka (około 2 mln ° C). Być może temperatura ta jest wywołana przez pewien rodzaj fal uderzeniowych, pochodzących z granulacji fotosferycznej. Korona słoneczna jest źródłem promieniowania rentgenowskiego i radiowego. Z niej pochodzi również wiatr słoneczny, strumień cząstek, w którego skład wchodzą przede wszystkim protony, elektrony i jądra helu.

[Zdjęcie korony słonecznej wykonane przez Rolfa Bitzera w Kenii w 1980 roku]

Strona tytułowa˝ Spis treści˝ Wstecz