Słońce

Słońce

Dane obserwacyjne
Typ widmowy	G2 V
Wielkość gwiazdowa (V)	−26,74m
Wielkość gwiazdowa absolutna	4,83m
Wiek Słońca	~4,6 Ga
Średnia odległość od Ziemi	149 600 000 km (8 min. 19 s świetlnych)
Średnica kątowa tarczy widziana z Ziemi	31,6–32,7′
Parametry orbitalne
Średnia odległość od centrum Galaktyki	~2,7×1017 km (27 200 l.ś.)
Okres galaktyczny	(2,25–2,50)×108 lat
Prędkość	~220 km/s (wokół centrum Galaktyki) 20 km/s (względem średniej prędkości sąsiednich gwiazd) 370 km/s (względem promieniowania tła)
Właściwości fizyczne
Promień równikowy	696 342 ± 65 km (109 R🜨)
Długość równika	4,379×106 km
Spłaszczenie	9×10−6
Powierzchnia	6,09×1012 km² (11 900 powierzchni Ziemi)
Objętość	1,41 × 1018 km³ (1 300 000 objętości Ziemi)
Masa	(1,98855 ± 0,00025) ×1030 kg (~333 000 mas Ziemi)
Gęstość średnia	1408 kg/m³ (0,255 gęstości Ziemi)
Gęstość w centrum	162 200 kg/m³(model)
Ciążenie na równiku	274,0 m/s² (27,9 g)
Prędkość ucieczki przy powierzchni	617,7 km/s (55 × wartość dla Ziemi)
Metaliczność	Z = 0,0122
Temperatura efektywna powierzchni	5778 K (5505 °C)
Temperatura korony słonecznej	zmienna, od 1 do ~5 milionów K, typowo ~2 mln K
Temperatura jądra	1,57×107 K (model)
Strumień promieniowania (L☉)	3,846×1026 W 3,75×1028 lm
Ruch obrotowy
Inklinacja	7,25º (względem ekliptyki) 67,23º (względem płaszczyzny Galaktyki)
Rektascensja bieguna północnego	286,13º (19h 4min 30s)
Deklinacja bieguna północnego	+63,87º (63° 52')
Okres obrotu	ok. 1 miesiąc
Na równiku:	25,05 d
Szerokość 16°:	25,38 d
Na biegunach:	34,4 d
Prędkość liniowa na równiku	7189 km/h
Skład fotosfery (wg masy):
wodór	73,46%
hel	24,85%
tlen	0,77%
węgiel	0,29%
żelazo	0,16%
neon	0,12%
azot	0,09%
krzem	0,07%
magnez	0,05%
siarka	0,04%

Słońce (łac. Sol, Helius, gr. Ἥλιος Hḗlios) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała Układu Słonecznego. Słońce składa się z gorącej plazmy utrzymywanej przez grawitację i kształtowanej przez pole magnetyczne. Jest prawie idealnie kuliste, ma średnicę około 1 392 684 km, około 109 razy większą niż Ziemia, a jego masa (1,989 ×10³⁰ kg, około 330 tysięcy razy większa niż masa Ziemi) stanowi około 99,86% całkowitej masy Układu Słonecznego. Około trzy czwarte masy Słońca tworzy wodór, podczas gdy resztę stanowi głównie hel. Pozostałe 1,69% (co odpowiada 5,6 M_🜨) tworzą cięższe pierwiastki, w tym m.in. tlen, węgiel, neon i żelazo.

Słońce uformowało się około 4,567 mld lat temu na skutek kolapsu grawitacyjnego obszaru w dużym obłoku molekularnym. Większość materii zgromadziła się w centrum, a reszta utworzyła orbitujący wokół niego, spłaszczony dysk, który przekształcił się w Układ Słoneczny. Centralna część stawała się coraz gęstsza i gorętsza, aż w jej wnętrzu zainicjowana została synteza termojądrowa. Uważa się, że niemal wszystkie gwiazdy powstają na skutek tego procesu. Typ widmowy Słońca to G2 V, jest to gwiazda ciągu głównego, nieformalnie określana jako „żółty karzeł”, ponieważ jej promieniowanie w zakresie widzialnym jest najintensywniejsze w żółto-zielonej części widma i chociaż w rzeczywistości ma barwę białą, obserwowane z powierzchni Ziemi może wydawać się żółte ze względu na rozpraszanie światła niebieskiego w atmosferze. Oznaczenie typu widmowego „G2” wiąże się z jego temperaturą efektywną równą około 5778 K (5505 °C), a numer klasy widmowej „V” wskazuje że Słońce, jak większość gwiazd, należy do ciągu głównego ewolucji gwiazd i generuje energię w wyniku fuzji jądrowej, łącząc jądra wodoru w hel. Słońce przetwarza w jądrze w ciągu sekundy około 620 milionów ton wodoru.

Słońce długo było uznawane przez astronomów za małą i stosunkowo niewyróżniającą się gwiazdę; obecnie sądzi się, że Słońce jest jaśniejsze niż około 85% gwiazd w Drodze Mlecznej, z których większość jest czerwonymi karłami. Absolutna wielkość gwiazdowa Słońca wynosi 4,83^m; jednak jako gwiazda położona najbliżej Ziemi, Słońce jest najjaśniejszym obiektem na niebie o obserwowanej wielkości gwiazdowej równej -26,74^m. Jest przez to około 13 mld razy jaśniejsze niż następna co do jasności gwiazda, Syriusz, o pozornej wielkości -1,46^m. Gorąca korona słoneczna stale rozszerza w przestrzeni, tworząc wiatr słoneczny, strumień naładowanych cząstek, który rozciąga się do heliopauzy położonej około 100 jednostek astronomicznych od gwiazdy. Heliosfera, bańka w ośrodku międzygwiazdowym utworzona przez wiatr słoneczny, jest największą ciągłą strukturą w Układzie Słonecznym.

Słońce obecnie przemieszcza się przez Lokalny Obłok Międzygwiazdowy (w pobliżu Obłoku G) w obrębie Bąbla Lokalnego, w wewnętrznej części Ramienia Oriona w galaktyce Drogi Mlecznej. Z 50 najbliższych systemów gwiezdnych w promieniu 17 lat świetlnych od Ziemi, Słońce zajmuje czwartą pozycję pod względem masy (najbliżej niego położony jest czerwony karzeł Proxima Centauri, odległy o 4,2 roku świetlnego). Słońce krąży wokół centrum Drogi Mlecznej w odległości około 24000-26000 lat świetlnych, zgodnie z kierunkiem ruchu wskazówek zegara (patrząc od strony galaktycznego bieguna północnego), z okresem obiegu około 225-250 milionów lat. Jako, że Droga Mleczna porusza się względem promieniowania tła (CMB) w kierunku konstelacji Hydry z prędkością 550 km/s, wypadkowa prędkość Słońca względem CMB to około 370 km/s, w kierunku gwiazdozbioru Pucharu lub Lwa.

Średnia odległość Ziemi od Słońca, 1 jednostka astronomiczna, to około 150 mln km; odległość ta zmienia się w ruchu orbitalnym Ziemi, która osiąga peryhelium w styczniu i aphelium w lipcu. Przy tej średniej odległości, podróż światła od Słońca do Ziemi zajmuje około 8 minut i 19 sekund. Energia słoneczna jest niezbędna dla większości form życia na Ziemi, poprzez proces fotosyntezy zasilający najniższy poziom troficzny większości ekosystemów, a także napędza ziemską pogodę. Ogromny wpływ Słońca na Ziemię był dostrzegany już w czasach prehistorycznych, a Słońce było w wielu kulturach traktowane jako bóstwo. Naukowe zrozumienie funkcjonowania Słońca rozwijało się powoli i nawet w XIX wieku wybitni naukowcy mieli ograniczone pojęcie o tym, jak zbudowane jest Słońce i co jest źródłem jego energii. Wiedza na temat Słońca stale się rozwija; wciąż istnieją pewne problemy teoretyczne z wyjaśnieniem zjawisk dziejących się na Słońcu.

Nazwa

Nazwy Słońca w językach słowiańskich, w tym języku polskim, wywodzą się od prasłowiańskiego słowa *slnъce. Wyrazy pokrewne polskiemu „słońcu” to m.in. białoruskie сонца, czeskie slunce, rosyjskie солнце, słowackie slnko i ukraińskie сонце.

Podobnie w językach germańskich nazwy wywodzą się od pragermańskiego słowa *sunnōn. Przykładami są angielskie sun, niemieckie Sonne i niderlandzkie zon. W mitologii germańskiej bogini Sól/Sunna uosabia Słońce; uczeni na podstawie podobieństwa nazw w różnych językach indoeuropejskich postulują, że bogini ta może wywodzić się od starszego bóstwa praindoeuropejskiego. Podobieństwo wykazują wcześniej wymienione nazwy Słońca w językach słowiańskich i germańskich, a także: galijskie sulis, litewskie saulė i sanskryckie सूर्य (sūrya).

Nazwa niedzieli w wielu językach wywodzi się od Słońca: angielskie Sunday i niemieckie Sonntag pochodzą od łacińskiego dies Solis, które to określenie jest z kolei tłumaczeniem greckiego ἡμέρα ἡλίου (hēméra hēlíou).

Astronomiczny symbol Słońca to okrąg z punktem w środku: (Unicode: 2609). Łacińska nazwa Słońca, Sol, jest używana w planetologii dla określenia dnia słonecznego na planetach innych niż Ziemia, np. na Marsie. Ziemski dzień ma w przybliżeniu 24 godziny, podczas gdy marsjański sol ma 24 godziny, 39 minut i 35,244 sekundy.

Charakterystyka

Obraz turbulencji na powierzchni Słońca w dalekim ultrafiolecie. (NASA-SDO)

Film stworzony ze zdjęć sondy Solar Dynamics Observatory opracowanych tak, by wzmocnić widoczność struktur. Film obejmuje 24 h aktywności, 25 września 2011.

Słońce to pojedyncza gwiazda typu widmowego G zawierająca około 99,86% łącznej masy Układu Słonecznego. Jest prawie idealną kulą, ze spłaszczeniem szacowanym na około 9/1000000 , co oznacza, że jego promień biegunowy różni się od równikowego tylko o 10 km. Ponieważ Słońce składa się z plazmy, która nie jest ciałem stałym, to obraca się szybciej na równiku niż na biegunach. To zachowanie jest znane jako rotacja różnicowa i jest spowodowane przez konwekcję w Słońcu i przepływ masy, ze względu na duży gradient temperatury pomiędzy jądrem a zewnętrzem. Masa ta przenosi część momentu pędu Słońca (lewoskrętną, patrząc od bieguna północnego ekliptyki), w ten sposób rozprowadzając prędkość kątową. Okres rzeczywistego obrotu jest równy około 25,6 dni na równiku i 33,5 dni na biegunach. Jednakże, ze względu stały ruch orbitalny Ziemi w kierunku zgodnym z obrotem gwiazdy, obserwuje się rotację materii na równiku Słońca z okresem 28 dni. Siła odśrodkowa wywoływana przez ten wolny obrót jest 18 milionów razy słabsza niż ciążenie na powierzchni na równiku Słońca. Wpływ oddziaływań pływowych planet jest jeszcze słabszy i nie wpływa znacząco na kształt słońca.

Słońce jest przedstawicielem I populacji gwiazd, bogatych w metale. Proces zapaści obłoku molekularnego, który doprowadził do powstania Słońca, mógł zostać wywołany przez falę uderzeniową pobliskiej eksplozji supernowej. Wskazuje na to wysoka zawartość ciężkich metali, takich jak złoto i uran, w Układzie Słonecznym w stosunku do zawartości tych pierwiastków w tzw. gwiazdach II populacji (ubogich w metale). Najprawdopodobniej te pierwiastki powstawały w endotermicznych reakcjach jądrowych zachodzących podczas wybuchu supernowej, lub procesach przemiany jądrowej przez wychwyt neutronów w masywnych gwiazdach drugiej populacji.

Słońce nie posiada określonej powierzchni, jak planety grupy ziemskiej, w jego zewnętrznych warstwach gęstość gazów spada wykładniczo wraz ze wzrostem odległości od jego centrum. Niemniej jednak ma dobrze określoną strukturę wewnętrzną, opisaną poniżej. Promień Słońca jest mierzony od środka do krawędzi fotosfery. Fotosfera jest ostatnią, widoczną warstwą Słońca, jako że wyższe warstwy są zbyt chłodne albo zbyt rozrzedzone, aby emitować wystarczającą ilość światła, aby być widoczne gołym okiem w obecności jaskrawego światła pochodzącego z fotosfery. Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, gdy fotosfera jest zasłonięta przez Księżyc, można łatwo dostrzec koronę słoneczną.

Wnętrze Słońca nie jest bezpośrednio obserwowalne, a samo Słońce jest nieprzezroczyste dla promieniowania elektromagnetycznego. Jednak, podobnie jak sejsmologia wykorzystuje fale generowane przez trzęsienia ziemi, aby badać wewnętrzną strukturę Ziemi, heliosejsmologia korzysta z fal ciśnienia (infradźwięki) przechodzących przez wnętrze Słońca do badań i wizualizacji wewnętrznej struktury gwiazdy. Również modelowanie komputerowe jest używane jako narzędzie do teoretycznych badań jego głębszych warstw.

Jądro

Struktura wewnętrzna Słońca

Uważa się, że jądro Słońca rozciąga się od centrum gwiazdy do około 20-25% promienia słonecznego. Ma ono gęstość do 150 g/cm³ (około 150 razy większą niż gęstość wody) i temperaturę blisko 15,7 mln K. Natomiast temperatura na powierzchni Słońca wynosi tylko około 5800 K. Najnowsze analizy SOHO wskazują, że jądro obraca się szybciej niż pozostała zewnętrzna część strefy promienistej. Przez większość życia Słońca energia jest wytwarzana w procesach syntezy jądrowej w tak zwanym cyklu protonowym; proces ten przekształca wodór w hel. Tylko 0,8% energii wytwarzanej w Słońcu pochodzi z cyklu CNO.

Jądro to jedyny obszar Słońca, który wytwarza znaczne ilości energii cieplnej poprzez syntezę jądrową; 99% energii jest generowane w obrębie 24% promienia Słońca, a w odległości od centrum równej 30% promienia, synteza nie zachodzi już niemal wcale. Reszta gwiazdy jest ogrzewana przez ciepło przenoszone na zewnątrz poprzez promieniowanie z jądra do leżących wyżej warstw konwekcyjnych, w których zachodzi także przenoszenie ciepła przez konwekcję. Energia wytwarzana przez syntezę w jądrze musi podróżować przez wiele kolejnych warstw do fotosfery słonecznej przed ucieczką w przestrzeń w postaci światła słonecznego lub energii kinetycznej cząstek.

Cykl protonowy zachodzi około 9,2 ×10³⁷ razy w każdej sekundzie. Ponieważ reakcja ta wykorzystuje cztery wolne protony (jądra wodoru), zamienia około 3,7 ×10³⁸ protonów w cząstki alfa (jądra helu) na sekundę (spośród łącznie ok. 8,9 ×10⁵⁶ wolnych protonów w Słońcu), czyli około 6,2 ×10¹¹ kg na sekundę. Jako że synteza wodoru w hel przekształca około 0,7% masy w energię, Słońce traci energię równoważną 4,26 miliona ton na sekundę, co odpowiada 384,6 jottawatów (3,846 ×10²⁶ W) lub 9,192 ×10¹⁰ megaton trotylu na sekundę.

Produkcja energii przez syntezę w jądrze zmienia się wraz z odległością od środka Słońca. Modele teoretyczne oceniają, że w centrum jest to około 276,5 W/m³, Gęstość produkcji energii jest bardziej zbliżona do gadziego metabolizmu niż bomby termojądrowej. Maksymalna produkcja energii w Słońcu jest porównywalna do ciepła generowanego w kompostowniku. Ogromna moc Słońca nie wynika z intensywnego generowania ciepła na jednostkę objętości, ale z jego dużych rozmiarów.

Tempo syntezy w jądrze jest w stanie równowagi trwałej: większe tempo syntezy spowodowałoby większe nagrzanie jądra i rozszerzenie się pomimo ciężaru wyższych warstw, a to zmniejszyłoby szybkość syntezy i skorygowało zaburzenie; podobnie nieco mniejsze tempo spowodowałoby ostygnięcie i skurczenie jądra, zwiększając szybkość syntezy i prowadząc do powrotu do obecnego poziomu.

Promieniowanie gamma (fotony o bardzo wysokiej energii) uwalniane w reakcji syntezy jest absorbowane po przebyciu zaledwie kilku milimetrów plazmy słonecznej, a następnie ponownie emitowane w losowym kierunku i z nieco mniejszą energią. Ze względu na to dotarcie promieniowania do powierzchni zajmuje dużo czasu. Oszacowania czasu podróży fotonów mieszczą się w zakresie od 10 000 do 170 000 lat. Z kolei neutrina, które stanowią około 2% całkowitej produkcji energii, docierają do powierzchni Słońca w zaledwie 2,3 sekundy. Ponieważ transport energii w Słońcu to proces, w którym fotony pozostają w równowadze termodynamicznej z materią, skala czasu transportu energii w Słońcu jest dłuższa, rzędu 30 000 000 lat. Jest to czas, jaki zająłby Słońcu powrót do stanu równowagi, jeśli tempo produkcji energii w jądrze nagle się zmieniło.

Podczas ostatniej części podróży fotonu wewnątrz Słońca, w zewnętrznej warstwie konwekcyjnej, średnia droga swobodna jest dłuższa, a kolizje są rzadsze i mają mniej energii. Fotosfera jest przezroczystą powierzchnią Słońca, przez którą fotony uciekają jako światło widzialne. Każdy promień gamma wytwarzany w jądrze Słońca jest przekształcany na kilka milionów fotonów światła widzialnego przed ucieczką w kosmos. Reakcje syntezy w jądrze uwalniają także neutrina słoneczne, lecz one w przeciwieństwie do fotonów rzadko oddziałują z materią i prawie wszystkie są w stanie wydostać się ze Słońca. Przez wiele lat pomiary neutrin słonecznych wykazywały mniejszą ich liczbę niż wskazywała teoria. Liczba neutrin rejestrowanych neutrin była 3 razy mniejsza od oczekiwanych. Różnica ta została wyjaśniona w 2001 przez odkrycie oscylacji neutrin: Słońce emituje przewidywaną przez teorię liczbę neutrin, ale detektory neutrin nie wykrywały 2/3 z nich, dlatego że neutrina zmieniły zapach, zanim zostały wykryte.

Strefa promienista

Poniżej około 0,7 promienia słonecznego, materia słoneczna jest wystarczająco gorąca i gęsta, że promieniowanie cieplne jest podstawowym sposobem przekazywania energii z jądra. W strefie tej wraz ze wzrostem odległości od jądra temperatura spada z około 7 do 2 milionów kelwinów. Ten gradient temperatury jest mniejszy niż gradient adiabatyczny dla plazmy, dlatego nie nie zachodzi konwekcja. Energia jest przekazywana przez promieniowanie - jony wodoru i helu emitują fotony, które pokonują jedynie krótki dystans i są pochłaniane przez inne jony . Od 0,25 promienia słonecznego do górnej granicy strefy promienistej gęstość spada stukrotnie (od 20 g/cm³ do 0,2 g/cm³).

Strefę promieniowania od strefy konwekcyjnej oddziela warstwa przejściowa, tzw. tachoklina. Jest to obszar, w którym zachodzi gwałtowna zmiana charakteru wielkoskalowego ruchu materii, pomiędzy jednolitym obrotem w strefie radiacyjnej a rotacją różnicową w strefie konwekcyjnej, co skutkuje dużym ścinaniem – stanem, w którym kolejne poziome warstwy przesuwają się jedna względem drugiej. Ruchy płynu występujące w wyższej strefie konwekcyjnej, zanikają powoli wgłąb tej warstwy, przy dnie dopasowując się do zachowania strefy promienistej. Obecnie istnieje hipoteza, że słoneczne pole magnetyczne jest wytwarzane przez mechanizm dynama magnetohydrodynamicznego w tej strefie przejściowej.

Strefa konwektywna

W zewnętrznej warstwie Słońca, od jego powierzchni do głębokości około 200 000 km (70% promienia słonecznego od centrum), temperatura jest niższa niż w strefie promienistej i cięższe atomy nie są całkowicie zjonizowane. W rezultacie transport ciepła przez promieniowanie jest mniej wydajny. Gęstość gazów jest wystarczająco niska, aby umożliwić rozwinięcie się prądów konwekcyjnych. Materiał ogrzewany w tachoklinie zyskując ciepło rozszerza się, przez co zmniejsza się jego gęstość, co pozwala mu unosić się. W rezultacie rozwija się konwekcja termiczna: komórki konwekcyjne wynoszą większość ciepła na zewnątrz, w kierunku fotosfery. Gdy materia ochłodzi się w kontakcie z fotosferą, jej gęstość wzrasta, i gaz ponownie opada do podstawy strefy konwektywnej, gdzie odbiera ciepło z górnej części strefy promienistej i cykl się powtarza. W fotosferze temperatura spada do 5700 K, a gęstość do 0,2 g/m³ (około 1/6000 gęstości powietrza na poziomie morza).

Małe komórki Bénarda obserwowane w mieszaninie acetonu i złotej farby w podgrzewanym płytkim naczyniu. Słoneczne komórki Bénarda są o rzędy wielkości większe, ale powstają na tej samej zasadzie – stąd podobieństwo.

Kolumny gorącej materii wznoszącej się w strefie konwekcyjnej tworzą ślad na powierzchni Słońca, w postaci granulacji powierzchni i supergranulacji. Turbulentna konwekcja w zewnętrznej części Słońca powoduje powstanie dynama o małej skali, które generuje lokalne pola magnetyczne o własnych biegunach północnych i południowych rozrzucone po całej powierzchni Słońca . Komórki konwekcyjne na Słońcu są komórkami Bénarda, dlatego przybierają kształt podobny do graniastosłupów sześciokątnych.

Fotosfera

Temperatura efektywna Słońca (5777 K) to temperatura, jaką musiało by mieć ciało doskonale czarne o tych samych rozmiarach, aby wypromieniowana moc była taka sama.

Widoczna powierzchnia Słońca, fotosfera, jest warstwą poniżej której Słońce staje się nieprzezroczyste dla światła widzialnego. Powyżej fotosfery światło słoneczne rozchodzi się swobodnie w przestrzeni, a jego energia opuszcza Słońce całkowicie. Zmiana przezroczystości jest wynikiem zmniejszenia ilości jonów H^-, które łatwo pochłaniają światło widzialne. Światło widzialne które dociera do Ziemi jest wytwarzane, gdy elektrony reagują z atomami wodoru, tworząc jony H^-. Fotosfera ma od kilkudziesięciu do kilkuset kilometrów grubości, jest nieco bardziej przezroczysta niż powietrze na Ziemi. Ponieważ górna część fotosfery jest zimniejsza niż dolna, tarcza Słońca jest jaśniejsza w środku niż na krawędzi (limbie); zjawisko to znane jest jako pociemnienie brzegowe. Widmo promieniowania słonecznego odpowiada widmu ciała doskonale czarnego o temperaturze ok. 6000 K, przeplecione liniami absorpcyjnymi (tzw. liniami Fraunhofera) pochodzącymi od gazów w rozrzedzonych warstwach leżących powyżej fotosfery. Fotosfera charakteryzuje się gęstością cząstek ~10²³ m^-3 (0,37% gęstości cząstek w atmosferze ziemskiej na poziomie morza). Fotosfera nie jest całkowicie zjonizowana, stopień jonizacji wynosi około 3%, prawie cały wodór istnieje w formie atomowej.

Podczas wczesnych badań widma optycznego fotosfery, stwierdzono, że niektóre linie absorpcyjne nie pasują do żadnego znanego pierwiastka chemicznego, jaki był znany na Ziemi. W 1868 r., Norman Lockyer postawił hipotezę, że te linie absorpcyjne reprezentują nieznany wcześniej pierwiastek, który nazwał hel, od greckiego boga Słońca Heliosa. Dwadzieścia pięć lat później, hel wyizolowano na Ziemi.

Atmosfera

Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, koronę słoneczną można zobaczyć gołym okiem podczas krótkiej fazy pełnego zaćmienia.

Części Słońca położone poza fotosferą są określane łącznie jako atmosfera słoneczna. Mogą być obserwowane dzięki teleskopom rejestrującym promieniowanie elektromagnetyczne od fal radiowych przez światło widzialne do promieniowania gamma. Poza fotosferą znajduje się pięć głównych obszarów: warstwa minimum temperaturowego, chromosfera, warstwa przejściowa, korona słoneczna i heliosfera.

Najchłodniejszym obszarem Słońca jest warstwa minimum temperaturowego, około 500 km nad fotosferą, gdzie temperatura spada do ~4100 K. Jest ona dostatecznie niska, aby możliwe było istnienie molekuł prostych związków chemicznych, takich jak tlenek węgla i woda, które można wykryć w widmie absorpcyjnym.

Chromosfera, warstwa przejściowa i korona są znacznie gorętsze niż powierzchnia Słońca. Zjawisko to nie zostało jednoznacznie wyjaśnione; zebrane dowody wskazują, że fale Alfvéna mogą mieć wystarczająco dużą energię, aby ogrzewać koronę.

Powyżej warstwy minimum temperaturowego znajduje się warstwa o grubości około 2000 kilometrów, w której widmie dominują linie emisyjne i absorpcyjne. Nazywa się ją „chromosferą” od greckiego χρώμα (chroma), co oznacza „kolor”, ponieważ chromosfera jest widoczna podczas zaćmień Słonca jako kolorowy błysk na początku i na końcu fazy całkowitego zaćmienia. Temperatura w chromosferze stopniowo wzrasta z wysokością, do około 20 000 K u szczytu warstwy. W górnej części chromosfery hel staje się częściowo zjonizowany.

Łuki plazmy łączącej obszary o przeciwnej polarności magnetycznej składają się z drobnych filamentów. Zdjęcie wykonane przez Solar Optical Telescope na pokładzie sondy Hinode 12 stycznia 2007.

Powyżej chromosfery znajduje się cienka (około 200 km) warstwa przejściowa, w której temperatura wzrasta gwałtownie z około 20 000 K w górnej chromosferze do temperatur korony, bliskich miliona kelwinów. Wzrost temperatury jest ułatwiony przez pełną jonizację helu w obszarze przejściowym, która znacznie zmniejsza radiacyjne ochładzanie plazmy. Warstwa przejściowa nie występuje na ściśle określonej wysokości, ale raczej stanowi rodzaj „halo” wokół przejawów aktywności chromosferycznej, takich jak spikule i filamenty, i jest w stałym, chaotycznym ruchu. Warstwa przejściowa nie jest łatwo widoczne z powierzchni Ziemi, ale jest dobrze widoczna z przestrzeni kosmicznej przez instrumenty wrażliwe na skrajny ultrafiolet.

Korona słoneczna jest następną warstwą atmosfery Słońca. Niska korona, bliżej powierzchni Słońca, ma gęstość cząstek około 10¹⁵-10 ¹⁶ m^-3. Średnia temperatura korony i wiatru słonecznego to 1 000 000-2 000 000 K; w najgorętszych obszarach osiąga 8 000 000-20 000 000 K. Chociaż nie istnieje kompletna teoria, która wyjaśniałaby temperaturę korony, przynajmniej część jej ciepła generuje rekoneksja magnetyczna. Korona jest rozszerzoną, zewnętrzną atmosferą Słońca, która ma objętość znacznie większą niż objętość zawarta w obrębie fotosfery. Fale na zewnętrznej powierzchni korony, które losowo rozchodzą się na jeszcze większą odległość od Słońca nazywa się wiatrem słonecznym; rozchodzi się on w obrębie całego Układu Słonecznego.

Heliosfera, rzadki, najbardziej zewnętrzny obszar atmosfery Słońca, jest wypełniona plazmą wiatru słonecznego. Jej wewnętrzną granicę wyznacza obszar, w którym przepływ wiatru słonecznego staje się szybszy niż prędkość fal Alfvéna, około 20 promieni słonecznych (0,1 j.a.) od środka gwiazdy. Turbulencja i siły dynamiczne działające w heliosferze nie może wpływać na kształt korony słonecznej, ponieważ informacje (odkształcenia) mogą podróżować tylko z prędkością fal Alfvéna. Wiatr słoneczny przemieszcza się na zewnątrz w sposób ciągły przez heliosferę, formując pole magnetyczne Słońca na kształt spirali Archimedesa, aż osiągnie heliopauzę, ponad 50 j.a. od Słońca. W grudniu 2004 r. sonda Voyager 1 przekroczyła szok końcowy, wewnętrzną granicę heliosfery, a w 2012 roku wydostał się poza heliopauzą. Obie sondy Voyager rejestrowały podwyższony poziom wysokoenergetycznych cząstek w miarę zbliżania się do tej granicy.

Heliosfera rozciąga się daleko poza obszar planet Układu Słonecznego i orbity obiektów Pasa Kuipera, takich jak Pluton. Helipoauza wyznacza granicę wpływu Słońca, poza którą rozpościera się ośrodek międzygwiazdowy (pole grawitacyjne Słońca dominuje na większym obszarze).

Pole magnetyczne

Na tym zdjęciu w fałszywych kolorach, ukazującym Słońce w ultrafiolecie, widoczny jest rozbłysk słoneczny klasy C3 (biały obszar po lewej, powyżej środka), słoneczne tsunami (falista struktura, w górnej prawej ćwiartce) i liczne włókna plazmy układające się wzdłuż linii pola magnetycznego, unoszące się nad powierzchnią gwiazdy.

Powierzchnia, na której pole magnetyczne Słońca zmienia polarność, kształtowana przez wpływ obracającego się pola magnetycznego Słońca na plazmę ośrodka międzyplanetarnego.

Słońce jest gwiazdą magnetycznie aktywną. Posiada silne, zmienne pole magnetyczne, które zmienia się nieustannie, a co około jedenaście lat zmienia kierunek, w pobliżu maksimum słonecznego. Pole magnetyczne Słońca powoduje wiele efektów, które są zbiorczo nazywane aktywnością słoneczną, w tym plamy na powierzchni Słońca, rozbłyski i zmiany wiatru słonecznego, który niesie materię poprzez Układ Słoneczny (tzw. pogoda kosmiczna). Wpływ aktywności słonecznej na Ziemię przejawia się m.in. w występowaniu zórz na umiarkowanych i wysokich szerokościach geograficznych, zakłóceniach łączności radiowej i przesyle prądu elektrycznego. Uważa się, że aktywność słoneczna odegrała dużą rolę w powstaniu i ewolucji Układu Słonecznego. Aktywność słoneczna zmienia strukturę zewnętrznej atmosfery Ziemi.

Cała materia w Słońcu występuje w postaci gazu a w wysokich temperaturach plazmy. Dzięki temu Słońce może obracać się szybciej na równiku (około 25 dni), niż w wyższych szerokościach heliograficznych (około 35 dni w pobliżu biegunów). Rotacja różnicowa Słońca powoduje skręcenie linii jego pola magnetycznego, tworząc pętle pola magnetycznego, wznoszące się z powierzchni Słońca i powodując powstawanie plam słonecznych i protuberancji (patrz: rekoneksja magnetyczna). Ten ruch napędza dynamo słoneczne i 11-letni słoneczny cykl aktywności.

Słoneczne pole magnetyczne znacznie wykracza poza granice samego Słońca. Plazma wiatru słonecznego niesie pole magnetyczne w przestrzeń międzyplanetarną, tworząc tzw. międzyplanetarne pole magnetyczne. Ponieważ plazma może poruszać się tylko wzdłuż linii pola magnetycznego, międzyplanetarne pole magnetyczne jest początkowo rozciągnięte radialnie od Słońca. Ponieważ pola na północ i na południe od równika słonecznego mają różne bieguny, z wektorem indukcji wskazującym w stronę Słońca bądź odwrotnie, w płaszczyźnie równikowej Słońca istnieje cienka warstwa graniczna, wzdłuż której płynie słaby prąd, która nazywana jest heliospheric current sheet. W większej odległości obrót Słońca skręca pole magnetyczne i tę warstwę w kształt spirali Archimedesa, tworząc strukturę zwaną spiralą Parkera. Międzyplanetarne pole magnetyczne jest o wiele silniejsze niż składowa dipolowa słonecznego pola magnetycznego, która na powierzchni fotosfery ma indukcję od 50 do 400 μT i maleje z odwrotnością sześcianu odległości od Słońca, do około 0,1 nT przy orbicie Ziemi. Jednakże, zgodnie z obserwacjami sond kosmicznych międzyplanetarne pole magnetyczne w pobliżu Ziemi ma wartość 5 nT, około sto razy większą. Różnicę powodują pola magnetyczne generowane przez prądy elektryczne, płynące w plazmie pochodzącej ze Słońca.

Skład chemiczny

Zdjęcie Słońca w skrajnym ultrafiolecie (171 Å) uzyskane przez sondy STEREO wysłane przez NASA w 2006.

Z punktu widzenia chemika, powierzchnia lub wnętrze gwiazdy… jest nudne — nie ma tam cząsteczek.”—Roald Hoffmann

{{Cytat}} Brakujące pola: treść. Przestarzałe pola: 1.

Słońce składa się głównie z dwóch pierwiastków chemicznych: wodoru i helu; stanowią one w fotosferze odpowiednio 74,9% i 23,8% masy Słońca. Wszystkie cięższe pierwiastki, zwane w astronomii metalami, stanowią mniej niż 2% masy. Najliczniejszymi są tlen (około 1% masy Słońca), węgiel (0,3%), neon (0,2%) i żelazo (0,2%).

Słońce odziedziczyło skład chemiczny po ośrodku międzygwiazdowym z którego powstało. Wodór i hel, które zawiera zostały wytworzone w procesach pierwotnej nukleosyntezy, a „metale” zostały wyprodukowane przez nukleosyntezę we wcześniejszych pokoleniach gwiazd, które zakończyły swoje życie i zwróciły swoją materię do ośrodka międzygwiezdnego przed powstaniem Słońca. Skład chemiczny fotosfery jest zwykle uważany za reprezentatywny dla pierwotnego składu Układu Słonecznego. Jednakże, od czasu gdy Słońce powstało, część helu i cięższych pierwiastków opadła w głąb gwiazdy z fotosfery. Dlatego stężenie helu w dzisiejszej fotosferze jest zmniejszone, a metaliczność stanowi tylko 84% metaliczności, jaką miało Słońce w fazie protogwiazdy (przed rozpoczęciem syntezy jądrowej w jądrze). Uważa się, że Słońce w fazie protogwiazdy zawierało 71,1% wodoru, 27,4% helu i 1,5% metali.

W wewnętrznej części Słońca, synteza jądrowa zmodyfikowała skład poprzez przekształcenie części wodoru w hel. Najgłębsza część Słońca zawiera obecnie mniej więcej 60% helu, przy niezmienionej zawartości metali. Ponieważ we wnętrzu Słońca energia jest przenoszona przez promieniowanie, a nie konwekcję (patrz strefa promienista powyżej), żaden z produktów syntezy z jądra nie wzniósł się do ​​fotosfery.

Reaktywna strefa „spalania” wodoru, gdzie ten pierwiastek jest przekształcany w hel, stopniowo otacza jądro helowym „popiołem”. Ten proces będzie trwał dalej i doprowadzi w końcu do tego, że Słońce opuści ciąg główny, by stać się czerwonym olbrzymem.

Zawartość cięższych pierwiastków jest typowo badana za pomocą spektroskopii fotosfery Słońca i analiz meteorytów, które nigdy nie były ogrzane do temperatury topnienia. Uważa się, że te meteoryty zachowały skład mgławicy przedsłonecznej, a zatem opadanie cięższych pierwiastków w Słońcu nie miało wpływu na zawartość metali w meteorytach. Te dwie metody na ogół dają zgodne wyniki.

Jony pierwiastków z grupy żelaza

W latach 70. XX wieku wiele badań koncentrowało się na zawartości pierwiastków grupy żelaza w Słońcu. Chociaż przeprowadzono znaczną liczbę badań, określenie zawartości niektórych pierwiastków (np. kobaltu i manganu) było nadal problematyczne (co najmniej do 1978), ze względu na ich strukturę nadsubtelną.

Pierwszy generalnie kompletny zestaw mocy oscylatora dla pojedynczo zjonizowanych pierwiastków grupy żelaza został opracowany w 1960 roku, a jego wersja w 1976. W 1978 roku wyznaczono zawartość pojedynczo zjonizowanych atomów pierwiastków grupy żelaza.

Stosunki izotopów w Słońcu i planetach

Różni autorzy rozważali frakcjonowanie masowe izotopów gazów szlachetnych pomiędzy Słońcem i planetami, np. korelacje między składem izotopowym planetarnego i słonecznego neonu i ksenonu. Niemniej jednak przekonanie, że całe Słońce ma ten sam skład co atmosfera słoneczna, co najmniej do 1983 było szeroko rozpowszechnione. W 1983 r. postawiono hipotezę, że to frakcjonowanie izotopów zachodzące w Słońcu wpłynęło na różnice w proporcjach izotopów w planetach i wietrze słonecznym.

Cykle słoneczne

Plamy słoneczne i cykl słoneczny

Aktywność słoneczna w ostatnich 30 latach. Oznaczenia wykresów: Irradiancja (dzienna/roczna), Plamy słoneczne, Rozbłysk słoneczny, Strumień radiowy 10,7 cm

Przy obserwacji Słońca przez odpowiednie filtry, najczęściej natychmiast widocznymi cechami jego powierzchni są zwykle plamy, wyraźne obszary powierzchni ciemniejsze niż ich otoczenie, ze względu na niższą temperaturę. Plamy słoneczne to regiony intensywnej aktywności magnetycznej, gdzie konwekcja jest hamowana przez silne pole magnetyczne, redukując transport ciepła z gorącego wnętrza na powierzchnię. Pole magnetyczne powoduje silne nagrzewanie korony, tworząc regiony aktywne, które są źródłem intensywnych rozbłysków i koronalnych wyrzutów masy. Największe plamy mogą mieć średnicę dziesiątek tysięcy kilometrów.

Liczba plam widocznych na Słońcu nie jest stała, ale zmienia się w 11-letnim cyklu znanym jako cykl słoneczny. W typowym minimum aktywności słonecznej plamy są mało widoczne, a czasami wcale. Te, które się pojawiają, występują się na wysokich szerokościach heliograficznych. W miarę rozwijania się cyklu słonecznego, liczba plam wzrasta i przenoszą się one bliżej równika Słońca; zjawisko to opisuje prawo Spörera. Plamy słoneczne zwykle występują w parach o przeciwnej biegunowości magnetycznej. Polaryzacja magnetyczna wiodącej plamy zmienia się na przeciwną w każdym kolejnym cyklu słonecznym, tak, że północny biegun magnetyczny w jednym cyklu słonecznym zostanie zastąpiony przez południowy biegunem magnetyczny w następnym. Cykl słoneczny związany jest z cyrkulacją plazmy w warstwie konwektywnej; długie minima aktywności mogą być związane z przyspieszeniem ruchu w górnych warstwach „pasa transmisyjnego” plazmy w średnich szerokościach heliograficznych.

Liczba obserwowanych plam na przestrzeni ostatnich 250 lat, uwidaczniająca cykl ~11-letni

Cykl słoneczny ma duży wpływ na pogodę kosmiczną, a także na klimat Ziemi, jako że jasność Słońca ma bezpośredni związek z aktywnością magnetyczną. Słoneczne minima aktywności wydają się być skorelowane z niższymi temperaturami na Ziemi, a szczególnie długie cykle słoneczne korelują z cieplejszymi okresami. W XVII wieku cykl słoneczny zdawał się całkowicie zatrzymać na kilka lat; w tym okresie zaobserwowano bardzo niewiele plam. Podczas tej epoki, znanej jako minimum Maundera lub mała epoka lodowa, Europa doświadczyła wyjątkowo niskich temperatur. Wcześniejsze wydłużone minima zostały odkryte poprzez analizę słojów przyrostu rocznego drzew i wydaje się, że zbiegły się w czasie z okresami niższych niż średnie temperatur na Ziemi.

Hipotetyczny cykl długookresowy

Jedna z nowszych teorii twierdzi, że niestabilności magnetyczne w jądrze Słońca, które powodują wahania o okresach 41 000 lub 100 000 lat. Mogą one stanowić wyjaśnienie epok lodowych alternatywne wobec cykli Milankovicia.

Etapy życia

Słońce obecnie jest w przybliżeniu w połowie najbardziej stabilnej części swojego życia. Nie zmieniło się znacznie w ciągu ostatnich czterech miliardów lat i pozostanie stabilne przez kolejne cztery miliardy. Jednakże po ustaniu syntezy wodoru w hel w jądrze, Słońce czekają poważne zmiany, zarówno wewnętrzne, jak i zewnętrzne.

Powstanie

Słońce uformowało się około 4,57 miliarda lat temu w wyniku zapadnięcia się części wielkiego obłoku molekularnego, który składał się głównie z wodoru i helu, i przypuszczalnie utworzył wiele innych gwiazd, w tym HD 162826. Jego wiek został oszacowany na podstawie modeli komputerowych ewolucji gwiazd i pomiarów zawartości ciężkich radioizotopów. Wynik ten jest spójny z datowaniem izotopowym najstarszej materii w Układzie Słonecznym, o wieku 4,567 miliarda lat. Badania meteorytów ujawniły ślady stabilnych izotopów potomnych, pochodzących z rozpadu krótkożyciowych izotopów, takich jak żelazo-60, które mogą powstać naturalnie tylko w wyniku eksplozji krótko żyjących gwiazd. To wskazuje, że jedna lub więcej supernowych musiało eksplodować w pobliżu miejsca, gdzie narodziło się Słońce. Fale uderzeniowe wybuchów mogły spowodować zagęszczenie gazów w obłoku molekularnym i sprawić, że pewne jego regiony zapadły się pod wpływem własnej grawitacji. Zachowanie momentu pędu sprawiło, że tak zapadający się obłok obracał się coraz szybciej, a także rozgrzewał w związku z wzrostem ciśnienia. Większość masy skupiła się w centrum, podczas gdy reszta spłaszczyła się, formując dysk protoplanetarny, z którego później powstały planety i inne satelity Słońca. Kompresja materii w jądrze tego obłoku generowała duże ilości ciepła, którego przybywało w miarę akrecji gazu z otaczającego dysku, aż do zainicjowania reakcji termojądrowych. W ten sposób narodziło się Słońce.

Ciąg główny

Ewolucja jasności, promienia i temperatury efektywnej Słońca, w porównaniu ze stanem obecnym. Źródło: Ribas (2010)

Słońce jest obecnie mniej więcej w połowie swojego pobytu w ciągu głównym ewolucji gwiazd, podczas którego reakcje w jądrze łączą jądra wodoru w hel. W kazdej sekundzie ponad cztery miliony ton materii są zamieniane w energię w jądrze Słońca; tworzone są fotony i neutrina. Takie tempo oznacza, że Słońce zdążyło przekształcić w energię masę około 100 mas Ziemi. Łącznie Słońce będzie gwiazdą ciągu głównego przez około 10 miliardów lat.

Ewolucja po zużyciu wodoru w jądrze

Rozmiar Słońca dzisiaj w porównaniu z szacowanym rozmiarem w przyszłej fazie czerwonego olbrzyma

Słońce nie ma wystarczającej masy, aby wybuchnąć jako supernowa. Za około 5,4 miliarda lat opuści ono ciąg główny i zacznie proces przekształcania się w czerwonego olbrzyma. Ocenia się, że Słońce stanie się dostatecznie duże, żeby pochłonąć najbliższe planety, przypuszczalnie także Ziemię.

Jeszcze zanim Słońce stanie się olbrzymem, jego jasność niemal się podwoi i Ziemia stanie się gorętsza, niż Wenus jest obecnie. Kiedy za 5,4 mld lat wyczerpie się wodór w jądrze, Słońce wejdzie w fazę podolbrzyma i powoli podwoi swoje rozmiary w ciągu około pół miliarda lat. Przez następne pół miliarda lat będzie rozszerzało się szybciej, aż stanie się około 200 razy większe (pod względem średnicy) niż obecnie i kilka tysięcy razy jaśniejsze. Znajdzie się wtedy na tzw. gałęzi czerwonych olbrzymów (ang. red giant branch, RGB), w której to fazie spędzi około miliarda lat i utraci około 1/3 masy.

Ścieżka rozwoju gwiazdy o masie Słońca na diagramie H-R od ciągu głównego wieku zero do stadium po asymptotycznej gałęzi olbrzymów (AGB).

Po zakończeniu fazy RGB Słońcu pozostanie tylko około 120 milionów lat aktywnego życia, ale będzie to okres obfitujący w wydarzenia. Najpierw nastąpi błysk helowy, gwałtowny zapłon reakcji syntezy helu w węgiel, a Słońce skurczy się do rozmiarów ok. 10 razy większych niż obecne przy 50 razy większej jasności i nieco niższej temperaturze niż dziś. Słońce trafi wtedy na tzw. gałąź horyzontalną diagramu H-R (ang. horizontal branch, HB), ale przy posiadanej masie nie będzie ewoluować daleko w błękitną stronę gałęzi; stanie się tylko nieznacznie większe i jaśniejsze w ciągu następnych 100 milionów lat syntezy helu w jądrze.

Po wyczerpaniu helu w jądrze Słońce ponownie rozszerzy się, ale szybciej niż po wyczerpaniu wodoru i do większych rozmiarów, osiągając większą jasność. Stanie się wtedy gwiazdą z asymptotycznej gałęzi olbrzymów (ang. asymptotic giant branch, AGB), prowadzącą syntezę wodoru i helu w powłokach otaczających zdegenerowane jądro. Po około 20 milionach lat wczesnej fazy AGB, Słońce zacznie stawać się stopniowo coraz mniej stabilne, gwałtownie tracąc masę i podlegając pulsom termicznym, które co ok. sto tysięcy lat zwiększą rozmiar i jasność na kilkuset lat. Kolejne pulsy będą coraz silniejsze, prowadząc do wzrostu jasności nawet do 5000 razy większej niż obecna i promienia do ponad 1 j.a. Modele różnią się ocenami tempa i czasu utraty masy; większa utrata masy w fazie RGB prowadzi do mniejszych rozmiarów i jasności u szczytu AGB, przypuszczalnie sięgających tylko 200 R_☉ i 2000 L_☉, odpowiednio. Przewiduje się, że na Słońcu zajdą cztery pulsy termiczne, zanim gwiazda całkowicie straci otoczkę i stworzy mgławicę planetarną. Pod koniec tej fazy, trwającej ok. 500 tys. lat, Słońce będzie miało już tylko połowę obecnej masy.

Słaba mgławica planetarna IC 2149; Słońce może utworzyć podobną

Ewolucja po AGB jest jeszcze szybsza. Jasność pozostanie w przybliżeniu stała, podczas gdy temperatura wzrośnie; połowa masy Słońca zostanie wyrzucona i utworzy mgławicę planetarną, zjonizowaną przez promieniowanie odsłoniętego jądra, którego temperatura osiągnie 30 000 K. Ostatecznie temperatura jądra sięgnie ponad 100 000 K, po czym zacznie spadać, a jądro mgławicy przekształci się w białego karła. Mgławica planetarna rozproszy się po około 10 000 lat, ale biały karzeł przetrwa biliony (~10¹²) lat, zanim ostygnie całkowicie, stając się czarnym karłem.

Los Ziemi

Wizja artystyczna Słońca jako czerwonego olbrzyma i pozbawionej atmosfery Ziemi.

W dłuższej perspektywie, woda na Ziemi i większość jej atmosfery zostanie utracona, uciekając w przestrzeń kosmiczną. Słońce pozostając w ciągu głównym staje się powoli coraz jaśniejsze (obecnie w tempie 10% na 1 mld lat). Temperatura powierzchni Słońca jest prawie stała. Zwiększenie jasności jest konsekwencją powolnego wzrostu promienia gwiazdy. W ciągu najbliższego miliarda lat jasność wzrośnie na tyle, że oceany Ziemi wyparują i woda uleci w przestrzeń, czyniąc planetę nieprzyjazną dla wszystkich form życia ziemskiego. Prawdopodobnie planeta nie przetrwa przemiany Słońca w czerwonego olbrzyma. Maksymalny promień, jaki osiągnie, będzie większy niż obecny promień orbity Ziemi równy w przybliżeniu 1 j.a. (1,5 ×10¹¹ m), 250 razy większy niż obecnie. Gdy Słońce stanie się olbrzymem z gałęzi asymptotycznej, orbity planet oddalą się od niego ze względu na utratę około 30% masy, w większości w postaci zwiększonego wiatru słonecznego. Ponadto, przyspieszenie pływowe przeniesie Ziemię na wyższą orbitę wokółsłoneczną (podobnie jak Ziemia wpływa na Księżyc). Te procesy zwiększają szansę przetrwania planety; jednak obecne badania wskazują, że Ziemia zostanie wciągnięta wgłąb atmosfery Słońca na skutek oddziaływania z chromosferą olbrzyma oraz opóźnienia wywołanego przez siły pływowe.

Światło słoneczne

Rozmiary tarczy Słońca widziane z orbity Merkurego, Wenus, Ziemi, Marsa, Jowisza, Saturna, Urana, Neptuna i Plutona

Światło słoneczne jest podstawowym źródłem energii na Ziemi. Jedynym znaczącym źródłem energii, które nie jest w żaden sposób związane ze Słońcem, są pierwiastki radioaktywne, wytworzone miliardy lat temu przez śmierć innej gwiazdy. Uwięzione w skorupie ziemskiej i płaszczu materiały promieniotwórcze tworzą energię geotermalną i napędzają wulkanizm Ziemi, a także dają ludziom paliwo do reaktorów jądrowych. Stała słoneczna to moc, jaką Słońce przekazuje na jednostkę powierzchni, która jest ustawiona prostopadle do kierunku padania promieni słonecznych. Stała słoneczna wynosi około 1368 W/m² w odległości jednej jednostki astronomicznej (j.a.) od Słońca (czyli na Ziemi lub w jej pobliżu). Światło słoneczne u szczytu atmosfery ziemskiej składa się (w procentach całkowitej energii) około 50% promieniowania podczerwonego, 40% światła widzialnego i 10% ultrafioletu.

Światło słoneczne na powierzchni Ziemi jest osłabione przez atmosferę Ziemi, tak że mniej energii dociera do powierzchni – około 1000 W/m² przy czystym niebie, gdy Słońce znajduje się w pobliżu zenitu. Atmosfera w szczególności pochłania ponad 70% słonecznego ultrafioletu, szczególnie w krótszych długościach fal.

Energia słoneczna może być wykorzystana w różnych procesach naturalnych i technologicznych - fotosynteza roślin pochłania energię promieniowania słonecznego i przekształca ją w energię chemiczną (związki tlenu i zredukowanego węgla), podczas gdy bezpośrednie ogrzewanie lub zamiana na energię prądu elektrycznego przez ogniwo słoneczne są wykorzystywane w energetyce słonecznej do wytwarzania energii elektrycznej lub wykonywania użytecznej pracy; czasem wykorzystuje się do tego koncentrowanie energii słonecznej. Także energia zmagazynowana w ropie naftowej i innych paliwach kopalnych została w odległej przeszłości przekształcona przez proces fotosyntezy z energii promieni słonecznych.

Ruch i położenie

Ilustracja Drogi Mlecznej, pokazująca położenie Słońca

Słońce leży blisko wewnętrznej krawędzi Ramienia Oriona w Drodze Mlecznej, w obrębie Lokalnego Obłoku Międzygwiazdowego lub Pasa Goulda, w odległości 7,5-8,5 kpc (25 000-28 000 lat świetlnych) od Centrum Galaktyki i jest zawarte w Bąblu Lokalnym, obszarze wypełnionym rozrzedzonym gorącym gazem, prawdopodobnie wytworzonego przez pozostałość po supernowej, która stworzyła pulsar Geminga. Odległość pomiędzy ramieniem lokalnym i następnym, położonym dalej od centrum Galaktyki Ramieniem Preseusza, to około 6500 lat świetlnych . Słońce, a zatem Układ Słoneczny, znajduje się w obrębie tzw. ekosfery galaktycznej.

Apeks Słońca to punkt wyznaczający kierunek, w którym nasza gwiazda porusza się obecnie, względem sąsiednich gwiazd, w swoim ruchu w Drodze Mlecznej. Słońce porusza się w przybliżeniu w kierunku gwiazdy Wega w gwiazdozbiorze Lutni (dokładniej apeks Słońca leży w sąsiednim, słabym gwiazdozbiorze Herkulesa), około 60 stopni od kierunku centrum Galaktyki.

Orbita Słońca wokół Galaktyki przypuszczalnie jest w przybliżeniu eliptyczna, z dodatkiem perturbacji pochodzących od ramion spiralnych Galaktyki i niejednorodnośći rozkładu masy. Ponadto Słońce oscyluje w górę i w dół w stosunku do płaszczyzny dysku galaktycznego, około 2,7 razy na orbitę. Postawiono hipotezę, że przejścia Słońca przez ramiona spiralne o wyższej gęstości zbiegają się z masowymi wymieraniami na Ziemi, być może ze względu na wzrost liczby upadków ciał niebieskich wskutek bliskich przejść gwiazd. Pełne okrążenie centrum Galaktyki (rok galaktyczny) trwa około 225-250 milionów lat, więc dotychczas Słońce okrążyło je 20-25 razy. Prędkość orbitalna Układu Słonecznego wokół środka Galaktyki to około 251 km/s. Przy tej prędkości Słońce przebywa 1 rok świetlny w czasie 1190 lat, a w 7 dni przebywa dystans 1 jednostki astronomicznej.

Ruch barycentrum Układu Słonecznego w latach 1945 - 1995

Ruch Słońca względem środka masy Układu Słonecznego jest bardzo złożony ze względu na perturbacje ze strony planet. Kiedy Jowisz i Saturn (dwie planety o największych masach) znajdują się po tej samej stronie Słońca, środek ciężkości Układu Słonecznego znajduje się poza powierzchnią Słońca; kiedy znajdują się one po przeciwnych stronach gwiazdy, a także inne planety są w odpowiednich miejscach swoich orbit, barycentrum może leżeć bardzo blisko środka Słońca. Co kilkaset lat ruch barycentrum zmienia się prostego (w kierunku obrotu Słońca i krążenia planet) na wsteczny.

Problemy teoretyczne

Mapa całej powierzchni Słońca, wykonana przez sondy STEREO i SDO

Ogrzewanie korony

Widoczna powierzchnia Słońca (fotosfera) ma temperaturę ok. 6000 K. Ponad nią znajduje się atmosfera słoneczna, w której temperatura dochodzi 1-2 mln K. Wysoka temperatura korony wskazuje, że jest ona podgrzewana przez coś innego niż przewodzenie ciepła od fotosfery.

Uważa się, że energia niezbędna do ogrzania korony jest dostarczana przez ruch turbulentny w strefie konwektywnej poniżej fotosfery i zaproponowano dwa główne mechanizmy przekazywania tej energii. Pierwszym z nich jest przenoszenie energii przez fale (dźwięk, fale grawitacyjne lub fale magnetohydrodynamiczne) wytwarzane przez turbulencje w strefie konwektywnej. Fale te podróżują w górę i rozpraszają się w koronie, oddając energię w gazie w postaci ciepła. Drugi mechanizm to ogrzewanie przez pole magnetyczne: energia magnetyczna jest stale gromadzona przez ruch fotosfery i uwalniana przez zjawisko rekoneksj magnetycznej w postaci dużych rozbłysków i mnóstwa podobnych, ale mniejszych zjawisk-nanorozbłysków.

Obecnie nie jest jasne, czy fale są skutecznym mechanizmem ogrzewania. Okazało się, że wszystkie fale za wyjątkiem fal Alfvéna rozpraszają się lub załamują przed osiągnięciem korony. Ponadto fale Alfvéna z trudem dyssypują energię w koronie. Z tego powodu badania koncentrują się obecnie na mechanizmach ogrzewania przez rozbłyski.

Problem słabego, młodego Słońca

Modele teoretyczne rozwoju Słońca sugerują, że od 3,8 do 2,5 miliarda lat temu, w eonie archaicznym, Słońce miało jasność równą tylko około 75% dzisiejszej. Tak słaba gwiazda nie byłaby w stanie utrzymać wody w stanie ciekłym na powierzchni Ziemi, a tym samym życie nie byłoby w stanie się rozwijać. Jednak zapis geologiczny historii Ziemi pokazuje, że temperatury nie ulegały w trakcie jej istnienia dramatycznym zmianom oprócz krótkich epizodów i że młoda Ziemia była generalnie nieco cieplejsza niż dzisiaj (z wyjątkiem dwóch okresów zlodowaceń w proterozoiku). Wśród naukowców panuje konsensus, że atmosfera młodej Ziemi zawierała znacznie większe ilości gazów cieplarnianych (takich jak dwutlenek węgla, metan i amoniak) niż dzisiaj, które więziły wystarczająco dużo ciepła, aby skompensować mniejszą ilość energii słonecznej docierającej do planety.

Historia obserwacji

Wczesne próby zrozumienia

Wózek z Trundholm, ciągnięty przez konia, był najprawdopodobniej przedstawieniem bóstwa słonecznego z mitologii nordyckiej eopki brązu.

Podobnie jak inne zjawiska naturalne, Słońce było przedmiotem kultu w wielu kulturach w historii ludzkości. W najbardziej podstawowym rozumieniu Słońce jest świetlistym dyskiem na niebie, którego obecność nad horyzontem tworzy dzień i którego brak powoduje noc. W wielu kulturach prehistorycznych i starożytnych, Słońce uważano za boga lub zjawisko nadprzyrodzone. Kult Słońca stanowił centrum życia religijnego kilku cywilizacji, takich jak starożytny Egipt, Imperium Inków w Ameryce Południowej oraz Azteków zamieszkujących dzisiejszy Meksyk. W niektórych religiach, takich jak hinduizm, Słońce jest nadal uważane za boga. W prehistorii ludzie stworzyli liczne zabytki z myślą o obserwacji zjawisk związanych ze Słońcem; przykładowo, megality bywały używne do dokładnego oznaczenia letnich lub zimowych przesileń (takie megality znajdują się w Nabta Playa w Egipcie, w zespole Mnajdra na Malcie i w Stonehenge w Anglii); kopiec Newgrange zbudowany w Irlandii, został zaprojektowany do dokładnej identyfikacji dnia przesilenia zimowego. Także dużo późniejsza Piramida Kukulkana w Chichén Itzá w Meksyku została zbudowana tak, aby w dniach równonocy wiosennej i jesiennej cienie na ścianach piramidy przybierały kształty wijących się węży.

Starożytni Egipcjanie przedstawiali Ra (=Słońce) jako boga prowadzonego przez niebo w barce słonecznej, w towarzystwie pomniejszych bogów; u Greków bóg Helios, uosobienie Słońca, jechał przez niebo w rydwanie zaprzężonym w ogniste konie. Cesarz Heliogabal, a później Aurelian wprowadzili kult Słońca w cesarstwie rzymskim; od Aureliana urodziny Słońca było obchodzone jako święto Sol Invictus (dosłownie „Słońce niezwyciężone”) wkrótce po przesileniu zimowym, co wpłynęło na ustalenie daty, w której Chrześcijanie obchodzą Boże Narodzenie. Słońce każdego roku przemieszcza się na tle gwiazd stałych wzdłuż ekliptyki, przez znaki zodiaku; z tego powodu greccy astronomowie uznali, że jest to jedna z siedmiu planet (greckie πλανήτες, planetes, oznacza „wędrowiec”), od których pochodzą nazwy siedmiu dni tygodnia w niektórych językach.

Rozwój poglądów naukowych

Naukowcy badają Słońce od odkrycia plam słonecznych przez Harriota i Galileusza w 1609

Na początku pierwszego tysiąclecia p.n.e. babilońscy astronomowie zaobserwowali, że ruch Słońca wzdłuż ekliptyki nie jest jednostajny, choć nie rozumieli przyczyny tego zjawiska; dzisiaj wiadomo, że jest to spowodowane eliptycznością orbity Ziemi wokół Słońca. Ziemia porusza się szybciej, gdy jest bliżej Słońca, w pobliżu peryhelium, a wolniej gdy jest dalej, w okolicy aphelium.

Jedną z pierwszych osób, które próbowały zrozumieć Słońce na płaszczyźnie filozoficznej lub naukowej był grecki filozof Anaksagoras, który uznał, że była to olbrzymia płonąca kula z metalu, większa nawet niż Peloponez, a Księżyc odbija światło Słońca. Jako, że było to w oczywisty sposób sprzeczne z religijnym opisem Słońca jako rydwanu boga Heliosa, został on uwięziony za głoszenie herezji i skazany na karę śmierci, choć później został uwolniony dzięki interwencji Peryklesa. Eratostenes oszacował odległość między Ziemią a Słońcem w III wieku p.n.e. jako „stadionów miriad 400 i 80000”, co jest niejednoznaczne, bo można to przetłumaczyć jako 4 080 000 stadionów (~755 000 km) lub 804 000 000 stadionów (148–153 mln kilometrów, czyli 0,99–1,02 j.a.); ta druga wartość jest zgodna z rzeczywistą z dokładnością do kilku procent. W I wieku naszej ery Klaudiusz Ptolemeusz oszacował odległość Ziemia–Słońce na 1210 razy promień Ziemi, czyli około 7 710 000 km (0,0515 j.a.).

Teoria, że Słońce stanowi centrum, wokół którego poruszają się planety została po raz pierwszy postawiona przez Arystarcha z Samos w III wieku p.n.e., a później przyjął ją Seleukos z Seleucji (patrz heliocentryzm). Ten w dużej mierze filozoficzny pogląd został rozwinięty w pełny model matematyczny, dający sprawdzalne przewidywania dopiero w XVI wieku, przez Mikołaja Kopernika. Na początku XVII wieku, wynalazek teleskopu pozwolił na obserwacje plam słonecznych astronomom takim jak Thomas Harriot i Galileusz. To Galileusz postawił hipotezę, że znajdują się one na powierzchni Słońca, a nie są małymi obiektami poruszającymi się między Ziemią a Słońcem. Plamy na Słońcu obserwowano już wcześniej w Chinach, od czasów dynastii Han (206 p.n.e. - 220 n.e.) i prowadzono ich obserwacje przez wieki. Awerroes (Ibn Ruszd) w XII wieku również sporządził opis plam słonecznych.

W Średniowieczu astronomia rozwijała się w krajach muzułmańskich; Al Battani odkrył, że kierunek apogeum Słońca (tj. miejsca, w którym Słońce najwolniej porusza się na tle gwiazd stałych) zmienia się w czasie (współcześnie opisuje się to zjawisko jako ruch aphelium Ziemi). Ibn Junus obserwował Słońce przez wiele lat przy użyciu dużego astrolabium, pozostawiając ponad 10 tysięcy pomiarów jego położenia.

Sol (Słońce) na ilustracji w książce Liber astronomiae Guido Bonattiego z 1550 r.

W 1032 r. Perski uczony Awicenna (Ibn Sina) po raz pierwszy obserwował tranzyt Wenus i wysnuł poprawny wniosek, że Wenus znajduje się bliżej Słońca niż Ziemia. W 1672 Giovanni Cassini i Jean Richer wyznaczyli odległość do Marsa i tym samym byli w stanie obliczyć odległość do Słońca.

Isaac Newton rozszczepił światło słoneczne przy użyciu pryzmatu i pokazał, że składa się ono z wielu barw, a w 1800 roku William Herschel odkrył podczerwień – promieniowanie poza czerwoną częścią widma światła słonecznego. W XIX wieku nastąpił duży postęp w badaniach spektroskopowych Słońca; Joseph von Fraunhofer zarejestrował ponad 600 linii absorpcyjnych w widmie słonecznym; najsilniejsze są nadal nazywane liniami Fraunhofera. We wczesnych latach nowożytnej nauki źródło energii Słońca stanowiło dużą zagadkę. Lord Kelvin zasugerował, że Słońce jest stopniowo ochładzającym się ciałem płynnym, które wypromieniowuje wewnętrzne ciepło. Kelvin i Hermann von Helmholtz zaproponowali mechanizm kontrakcji grawitacyjnej jako źródło energii cieplnej, ale dawał on oszacowanie wieku Słońca równe zaledwie 20 mln lat, co odbiegało od wyznaczonej długości istnienia Ziemi, równej, według znanych wówczas odkryć geologicznych, co najmniej 300 milionów lat (w XIX wieku, przed odkryciem datowania izotopowego, nie było powodu aby sugerować, że Ziemia istnieje aż 4,5 mld lat). W 1890 Norman Lockyer, który odkrył hel w widmie słonecznym, zaproponował hipotezę meteorytową powstawania i ewolucji Słońca.

Do 1904 brakowało sensownego rozwiązania tego problemu. Ernest Rutherford zasugerował, że moc promieniowania Słońca może być podtrzymywana przez wewnętrzne źródła ciepła i zasugerował rozpad promieniotwórczy jako źródło. Istotną wskazówkę co do źródła energii słonecznej przyniosły prace Alberta Einsteina, który wskazał równoważność masy i energii w relacji $E=mc^{2}$. W 1920 roku, Sir Arthur Eddington zaproponował, że ciśnienie i temperatura w centrum Słońca może powodować reakcje syntezy jądrowej, łączące jądra wodoru (protony) w jądra helu, w wyniku czego wyzwalana jest energia związana z deficytem masy jądra helu. przewaga wodoru w Słońcu została potwierdzona w 1925 roku przez Cecilię Payne na podstawie teorii jonizacji, którą opracował Meghnad Saha, indyjski fizyk. Teoretyczną koncepcję syntezy jądrowej opracowali w 1930 roku astrofizycy Subramanyan Chandrasekhar i Hans Bethe. Bethe opracował szczegóły dwóch głównych reakcji generujących energię we wnętrzu Słońca. Wreszcie w 1957 r. ukazała się praca zbiorowa zatytułowana „Synteza pierwiastków w gwiazdach” (autorami byli: Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler i Fred Hoyle). Wykazywała ona przekonująco, że większość pierwiastków we Wszechświecie powstała w procesach syntezy jądrowej w gwiazdach, także takich jak Słońce.

Misje kosmiczne

Rozbłyski na Słońcu, które wygenerowały dużą burza geomagnetyczną, 18.29 UTC, 13 marca 2012

Tranzyt Księżyca uwieczniony podczas kalibracji kamer ultrafioletowych sondy STEREO B

Pierwszymi satelitami przeznaczonymi do obserwacji Słońca były amerykańskie sondy Programu Pioneer: Pioneer 5, 6, 7, 8 i 9, które zostały wprowadzone między 1959 a 1968 r. na orbity heliocentryczne. Sondy krążyły wokół Słońca w odległości podobnej do Ziemi, wykonanując pierwsze szczegółowe pomiary wiatru słonecznego i pola magnetycznego. Pioneer 9 działał szczególnie długo, przesyłając dane aż do maja 1983.

W 1970 roku sondy Helios 1 i 2 przyniosły istotne nowe dane na temat wiatru słonecznego i korony słonecznej. Sondy Helios były owocem współpracy amerykańsko-niemieckiej, badały wiatr słoneczny z orbity, której peryhelium wypadało wewnątrz orbity Merkurego. Stacja kosmiczna o nazwie Skylab, wystrzelona przez NASA w 1973 roku, posiadała obserwatorium słoneczne Apollo Telescope Mount (ATM), obsługiwane przez kosmonautów przebywających na stacji, które dostarczyło informacji o warstwie przejściowej atmosfery słonecznej i zarejestrowało emisje ultrafioletowe z korony słonecznej. Do odkryć ATM należą pierwsze obserwacje koronalnych wyrzutów masy oraz dziur koronalnych, o których wiadomo obecnie, że są ściśle związane z wiatrem słonecznym.

W 1980 r. NASA wysłała misję Solar Maximum Mission. Ten satelita został zaprojektowany do obserwacji promieni gamma, rentgenowskich i UV pochodzących z rozbłysków słonecznych w czasie wysokiej aktywności słonecznej. Zaledwie kilka miesięcy po starcie awaria elektroniki spowodowała, że satelita przeszedł w stan czuwania i nie pracował przez następne trzy lata. W 1984 roku misja STS-41C wahadłowca Challenger przechwyciła satelitę i naprawiła jego elektronikę, po czym satelita wrócił na orbitę okołoziemską. Solar Maximum Mission wykonał tysiące zdjęć korony słonecznej przed wejściem w atmosferę w czerwcu 1989 roku.

Wystrzelony w 1991 roku japoński satelita Yohkoh („promień słoneczny”) obserwował rozbłyski w paśmie rentgenowskim. Dane misji pozwoliły naukowcom zidentyfikować kilka różnych typów rozbłysków i wykazać, że korona z dala od obszarów największej aktywności jest znacznie bardziej dynamiczna niż wcześniej przypuszczano. Yohkoh obserwował cały cykl słoneczny, ale przeszedł w tryb gotowości, gdy zaćmienie obrączkowe w 2001 roku spowodowało, że stracił kontrolę położenia Słońca. Został zniszczony wchodząc w atmosferę w 2005 r.

Jedną z najważniejszych misji słonecznych do tej pory była Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), rozpoczęta 2 grudnia 1995. Pierwotnie planowana na dwa lata, została przedłużona do 2012 roku, a następnie do 2016. Sonda zbudowana wspólnie przez Europejską Agencję Kosmiczną i NASA, została umieszczona w punkcie Lagrange'a L1 pomiędzy Ziemią a Słońcem, w stałej odległości od Ziemi synchronicznie z nią obiega Słońce. Sonda SOHO zapewniła stałe monitorowanie Słońca w wielu długościach fal. Poza bezpośrednią obserwacją Słońca, umożliwiła odkrycie wielu komet, głównie małych komet muskających Słońce, które ulegają zniszczeniu przechodząc w pobliżu Słońca. Obserwatorium SOHO okazało tak użyteczne, że w lutym 2010 r. wysłano sondę Solar Dynamics Observatory (SDO) w celu kontynuowania jego misji.

Koronalny wyrzut masy, 31 sierpnia 2012, zdjęcie SDO

Wszystkie te sondy obserwowały Słońce z płaszczyzny ekliptyki, co pozwala na szczegółowe obserwacje tylko w okolicy równikowej. Sonda Ulysses została wystrzelona w 1990 roku w celu zbadania biegunów Słońca. Najpierw udała się do Jowisza, aby asysta grawitacyjna planety umożliwiła wylot znacznie powyżej płaszczyzny ekliptyki. Nieoczekiwanie sonda znalazła się w dobrym miejscu i czasie aby obserwować zderzenie komety Shoemaker-Levy 9 z Jowiszem w 1994 roku. Gdy Ulysses znalazł się na zaplanowanej orbicie, zaczął obserwować wiatr słoneczny i natężenie pola magnetycznego w wysokich szerokościach heliograficznych, odkrywając, że wiatr słoneczny z wysokich szerokości porusza się z prędkością około 750 km/s, wolniej niż przewidywano, i że duże fale magnetyczne emitowane z wysokich szerokości heliograficznych rozpraszają galaktyczne promienie kosmiczne.

Zawartość pierwiastków w fotosferze jest dobrze znana dzięki badaniom spektroskopowym, ale skład wnętrza Słońca jest znacznie gorzej znany. Misja Genesis została zaprojektowana, aby dostarczyć na Ziemię próbki wiatru słonecznego i umożliwić astronomom bezpośrednie zbadanie materiału słonecznego. Genesis powróciła na Ziemię w 2004 roku, ale spadochron sondy nie otworzył się podczas przelotu przez atmosferę i lądownik rozbił się. Mimo poważnych uszkodzeń, z rozbitej kapsuły odzyskano część próbek i są one analizowane.

Misja STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory) rozpoczęła się w październiku 2006 roku. Dwie identyczne sondy zostały umieszczone na orbitach, na których jedna sonda wyprzedza Ziemię, a druga porusza się za nią. Pozwala to na obserwacje stereoskopowe Słońca i zjawisk takich jak koronalne wyrzuty masy.

Indyjska Organizacja Badań Kosmicznych planuje wysłanie stukilogramowego satelity o nazwie Aditya w 2015-16. Jego głównym instrumentem będzie koronograf, przeznaczony do badania dynamiki korony słonecznej.

Obserwacje i zagrożenia

Słońce, widziane z niskiej orbity okołoziemskiej z widokiem na Międzynarodową Stację Kosmiczną. Tu światło nie jest filtrowane przez dolną atmosferą, które blokuje wiele długości fal.

Blask słońca może powodować ból, kiedy patrzy się na nie gołym okiem; jednakże jeśli robi się to krótko i z częściowo przymkniętymi powiekami, nie stanowi to zagrożenia. Patrzenie bezpośrednio na Słońce powoduje powstawanie artefaktów świetlnych i tymczasową częściową ślepotę. Światło słoneczne dostarcza około 4 miliwatów do siatkówki, lekko podgrzewając ją co może spowodować uszkodzenia w oczach, które nie reagują prawidłowo na jasność. Ekspozycja na ultrafiolet powoduje stopniowe zżółknięcie soczewki oka na przestrzeni lat i uważa się, że przyczynia się do powstawania zaćmy, ale zależy to od ogólnej ekspozycji na ultrafiolet, a nie od patrzenia bezpośrednio na Słońce. Długotrwałe bezpośrednie obserwacje Słońca gołym okiem mogą powodować zmiany na siatkówce wywołane promieniowaniem UV po około 100 sekundach, w szczególności w warunkach, w których promieniowanie UV pochodzące od Słońca jest silne i dobrze skupione. Skutki są silniejsze, jeżeli Słońce jest w pobliżu zenitu lub obserwuje się je na dużych wysokościach; także młode oczy i implanty soczewek przyjmują więcej ultrafioletu niż oczy starzejące się naturalnie.

Oglądanie Słońca przez przyrządy optyczne koncentrujące światło, takie jak lornetka bez odpowiedniego filtra, który blokuje promieniowanie UV i znacznie przyciemnia światło słoneczne, może spowodować trwałe uszkodzenie siatkówki. Do obserwacji należy używać specjalnie przeznaczonych do tego filtrów. Niektóre improwizowane filtry, które przepuszczają ultrafiolet lub podczerwień, mogą uszkodzić oko przy wysokim poziomie natężenia. Kliny Herschela są tanie i skuteczne dla małych teleskopów. Światło słoneczne, które ma trafić do okularu jest odbijane od nieposrebrzonej powierzchni kawałka szkła. Tylko bardzo mała część światła padającego zostaje odbita; reszta przechodzi przez szkło i opuszcza urządzenie. Jeśli dojdzie do pęknięcia szkła ze względu na nagrzanie, światło w ogóle nie zostanie odbite, przez co przyrząd jest bezpieczny także w przypadku uszkodzenia. Proste filtry wykonane z ciemnego szkła w przypadku pęknięcia przepuszczają pełne natężenie światła słonecznego, zagrażające wzrokowi obserwatora. Lornetka bez filtrów może dostarczyć setki razy więcej energii niż przy obserwacji gołym okiem, co może spowodować natychmiastowe uszkodzenie. Twierdzi się, że nawet krótkie spojrzenia na Słońce w południe przez teleskop bez filtra może spowodować trwałe uszkodzenie wzroku.

Słońce poboczne, jedno z licznych zjawisk typu halo

Częściowe zaćmienia Słońca są niebezpieczne dla obserwatorów, ponieważ źrenica oka nie jest przystosowana do niezwykle wysokich kontrastów wizualnych: źrenica rozszerza się lub zwęża zależnie od łącznej ilości światła w polu widzenia, a nie od jasności najjaśniejszego obiektu. Podczas częściowych zaćmień większość światła jest blokowana przez Księżyc przechodzący przed Słońcem, ale odsłonięte części fotosfery mają taką samą jasność powierzchniową, jak podczas normalnego dnia. Przy zmniejszeniu ogólnej ilości światła źrenica rozszerza z ~2 mm do ~6 mm, a każda komórka siatkówki wystawiona na światło słoneczne otrzymuje do dziesięciu razy więcej światła niż przy patrzeniu na niezaćmione Słońce. Może to spowodować uszkodzenie lub nawet zabić te komórki, tworząc małe stale ślepe plamki w oku obserwatora. Zagrożenie jest podstępne dla niedoświadczonych obserwatorów i dla dzieci, bo urazowi nie towarzyszy percepcja bólu: nie jest oczywiste, że wzrok jest niszczony.

Słońce widziane z powierzchni Ziemi o wschodzie.

Słońce widziane z powierzchni Ziemi o zachodzie.

Podczas wschodu i zachodu Słońca światło słoneczne jest osłabione przez rozpraszanie światła (rozpraszanie Rayleigha i rozpraszanie Mie) ze względu na długą drogę przez atmosferę ziemską, a światło jest czasem na tyle słabe, aby można było obserwować tarczę Słońca komfortowo gołym okiem lub bezpiecznie z użyciem przyrządów optycznych (pod warunkiem, że nie ma ryzyka nagłego pojaśnienia np. przez przerwy między chmurami). Mgła, pył w atmosferze i wysoka wilgotność przyczyniają się do osłabienia światła.

Na krótko po zachodzie lub przed wschodem Słońca może wystąpić rzadkie zjawisko optyczne, znane jako zielony błysk. Błysk jest spowodowane przez światło słoneczne pochodzące tuż spod horyzontu, które jest uginane (zwykle przez inwersję temperatury) w kierunku obserwatora. Światło fal krótszych (fioletowy, niebieski, zielony) jest ugięte silniej niż dłuższych fal (żółty, pomarańczowy, czerwony), ale fioletowe i niebieskie światło jest silniej rozproszone, pozostawiając światło, które jest postrzegane jako zielone.

Ultrafiolet pochodzący ze Słońca ma właściwości antyseptyczne i może być stosowany do dezynfekcji narzędzi i wody. Ma także inne skutki, takie jak wytwarzanie witaminy D w skórze, ale powoduje także oparzenia słoneczne. Promieniowanie ultrafioletowe jest silnie tłumione przez ziemską warstwę ozonową, tak że ilość promieniowania UV zmienia się znacznie z szerokością geograficzną, co było częściowo odpowiedzialne za wiele adaptacji biologicznych człowieka, w tym różny kolor ludzkiej skóry w różnych częściach świata.

Zobacz też

• analemma
• bóstwa solarne
• paradoks słabego, młodego Słońca
• Słońce poboczne
• przesilenie
• równonoc
• zaćmienie Słońca
• zorza polarna
• żółty karzeł
• kult solarny

Bibliografia

• Kenneth J.H. Phillips: Guide to the Sun. Cambridge University Press, 1995. ISBN 978-0-521-39788-9.
• J.B. Zirker: Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press, 2002. ISBN 978-0-691-05781-1.

Dalsza literatura

• Richard Cohen: Chasing the Sun: the Epic Story of the Star that Gives us Life. Simon & Schuster, 2010. ISBN 1-4000-6875-4.brak strony w książce
• M.J. Thompson. Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior. „Astronomy & Geophysics”. 45 (4), s. 21–25, 2004. 

Linki zewnętrzne

• Przewodnik po Słońcu autorstwa heliofizyków wrocławskich (pol.)
• Strona misji SOHO (Solar & Heliospheric Observatory)
• National Solar Observatory
• Astronomy Cast: The Sun, Spots and All (podcast)
• Zbiór spektakularnych zdjęć Słońca z różnych instytucji (ang.) (The Boston Globe)
• ACRIM – obserwacje satelitarne jasności Słońca (ang.)
• Sun|trek strona edukacyjna poświęcona Słońcu (ang.)
• Alien Worlds -The Structure of the Sun (animowane objaśnienie budowy Słońca, University of Glamorgan) (ang.)
• The Future of the Sun, animacja szczegółowo ukazująca przyszłą ewolucję Słońca (ang.)