Сунце је нама најближа и најбоље проучена од свих звезда. Око њега кружи 8 планета и њихови сателити, 5 патуљастих планета, астероиди, комете, метеори и честице космичке прашине, тако да Сунце представља средишњу звезду Сунчевог система. Енергија Сунца у виду сунчеве светлости и топлоте омогућава живот на Земљи путем процеса фотосинтезе и утиче на климу и време на Земљи.

Сунце се састоји од водоника (око 74% његове масе или 92% његове запремине), хелијума (око 24% масе и 7 % запремине) и мале количине осталих елемената, укључујући гвожђе, никл, кисеоник, силицијум, сумпор, магнезијум, угљеник, неон, калцијум и хром.^[1]

Сунце припада спектралној класи G2V. G2 означава да је температура на површини приближно 5.500 °C (5.780 K), што му даје белу боју, мада се Сунце чини жуто због атмосферског расипања, које уклања таласе краћих таласних дужина (плаву и љубичасту светлост) и оставља спектар фреквенција које људско око опажа као жуто. Ово расипање даје околном небу његову плаву боју. Када се Сунце налази ниско на небу расипа се још више светлости, па се Сунце чини наранџасто или црвено. Сунчев спектар садржи линије јонизованих и неутралних метала, као и врло слабе водоникове линије. Слово V (римски број 5) у ознаци спектралне класе показује да је Сунце звезда главног низа. Ово значи да оно генерише своју енергију нуклеарном фузијом језгара водоника у хелијум. Сунце је некада било сматрано малом и безначајном звездом, али данас је познато да је оно светлије од 85 % звезда у галаксији Млечни пут, од које су већина црвени патуљци.^[2]

Сунце кружи око центра галаксије Млечни пут на удаљености од приближно 26-27.000 светлосних година од центра галаксије, и креће се у правцу сазвежђа Лабуд. Оно обиђе један круг око центра галаксије за око 225-250 милиона година (једна галактичка година). За њену орбиталну брзину се сматрало да износи 220±20 km/s, али новије процене дају 251 km/s.^[3] Ово износи једну светлосну годину сваких 1194,5 година или једну астрономску јединицу сваких 7 дана.

Сунце је звезда главног низа (погледати Херцшпрунг-Раселов дијаграм), спектралног типа Г2, што значи да је нешто већа и топлија од просечне звезде, но недовољно велика да би припадала тзв. „дивовима“. Животни век звезда овог спектралног типа је око 10 милијарди година, а будући да је Сунце старо око 5 милијарди година, налази се у средини свог животног циклуса.

Сунце ротира, али има такозвану диференцијалну ротацију, тј. ротира слојевито, односно, период ротације није исти на хелиографском екватору и половима.

У средишту Сунца у термонуклеарним реакцијама (нуклеарна фузија) водоник се претвара у хелијум. Сваке секунде у нуклеарним реакцијама учествује 3,8 x 10³⁸ протона (водоникових језгара). Ослобођена енергија бива израчена са сунчеве површине у облику електромагнетног зрачења и неутрина, и мањим делом као кинетичка и топлотна енергија честица сунчевог ветра и енергија сунчевог магнетног поља.

Због екстремно високих температура, материја је у облику плазме. Последица тога је да Сунце не ротира као чврсто тело. Брзина ротације је већа на екватору, него у близини полова, због чега долази до искривљења силница магнетског поља, ерупција гаса са сунчеве површине и стварања сунчевих пега и проминенција (протуберанци). Ове појаве називамо сунчевом активношћу.

Промене које опажамо на Сунцу и називамо сунчева активност одвијају се периодично у циклусима просечне дужине 11 година. Циклуси варирају у дужини, између 8 и 15 година. Ове промене обухватају:

• количину израчене енергије
• бројност и распоред пега
• бројност сунчевих бакљи
• облик и величину короне

Временски период највеће активности назива се сунчев максимум. Може трајати неколико година, зависно од активности пега и бакљи. Постоје и дужа периодична раздобља сунчеве активности. У историји је познат Мондеров минимум, раздобље у другој половини 17. века, током ког је број сунчевих пега био изузетно мали. Збио се истовремено са периодом хладних година, названог мало ледено доба. Није сасвим јасно да ли су климатске промене биле узроковане екстремно ниском сунчевом активношћу.

Унутрашњост Сунца чине језгро, радијациона и конвективна зона. Језгро заузима простор до четвртине полупречника Сунца. То је подручје високе температуре, око 15,6 милиона K и притиска 10¹⁶ Ра. У таквим условима одвија се фузија водоника у хелијум када спајањем 4 протона (језгра атома водоника) настаје једно језгро атома хелијума (2 протона и 2 неутрона), при чему се ослобађају субатомске честице и енергија у облику гама-зрачења.

Радијациона или радијативна зона је зона у којој се енергија произведена у језгру преноси зрачењем, тј. радијацијом. Она досеже до око 70% полупречника Сунца. Радијациона зона је простран регион високе јонизације веома густих гасова, са огромним флуксом гама-зрака насталих у Сунчевом језгру. У овој зони ови гама-зраци интерагују са материјом просечно после само 1 mm свог кретања, те тим интеракцијама почињу да губе енергију и даље се емитују са мањом енергијом (као гама или икс зраци).

Конвективна зона је регион где је материја довољно хладна и где постоји довољно велики градијент температуре за јављање молекулских и јонских веза. Температура Сунца опада удаљавајући се од центра, тако да су гасови у овој области мање јонизовани и због тога имају већу могућност да апсорбују фотоне који се долазе из радијативне зоне. У огромним петљама гасови преносе енергију до фотосфере, видљиве површине Сунца. Губећи енергију на фотосфери сада релативно хладнији гасови почињу дуг пад назад до доњег дела конвективне зоне.

Сунчева атмосфера је разређени прозрачни омотач Сунца кроз који се лепо може видети сјајна фотосфера. Овај омотач се може поделити на 2 зоне – хромосферу и корону.

Хромосфера (обојена сфера) је нижи слој сунчеве атмосфере, протеже се изнад фотосфере до висине око 10.000 km. Знатно је ређа од фотосфере и неправилног облика. Са Земље се примећује само за време потпуног помрачења Сунца. Порастом висине густина атмосфере опада, али се повећава температура. Ове промене густине и температуре изражене су у прелазном подручју између хромосфере и короне. У хромосфери се догађају избоји гаса стварајући ефекте које називамо проминенције и сунчеве бакље. Проминенције (протуберанце) су облаци или млазови усијаног гаса избаченог увис. Могу се уздићи до висине 150.000 km изнад фотосфере, кроз хромосферу и корону. Гушће су од околне твари и достижу температуру око 20.000 K. На сличан начин долази до појаве бакљи, млазова гаса који се брзо подижу унутар хромосфере и падају назад. Време трајања једне сунчеве бакље је око 10 мин.

У вишим слојевима сунчеве атмосфере, корони, температура наставља да расте до 1.000.000 K. Није сасвим јасно због чега се догађа овај пораст температуре. Претпоставка је да га стварају струјања гаса под утицајем магнетног поља. Спољашњи делови короне стално губе масу у облику сунчевог ветра.

Активност Сунца се манифестује у разним облицима како на површини, тако и у унутрашњости Сунца, али узрок за сву Сунчеву активност је магнетно поље. Сви облици активности показују промене у току 11-огодишњег циклуса познатом као Сунчев циклус.

Облици Сунчеве активности:

• На фотосфери:
  • пеге (места на којима је температура нижа него у фотосфери и у којима постоји јако магнетно поље)
  • факуле (гушће, топлије и сјајније области него фотосфера)
• На хромосфери:
  • плаже (гушће, топлије и сјајније области него хромосфера)
  • протуберанце (млазеви хромосферске плазме у корони)
  • ерупције или флерови (краткотрајни блескови који се јављају изнад места где се у фотосфери налазе пеге)
• На корони:
  • короналне рупе
  • короналне кондензације
  • спорадични импулси радио-зрачења

Припремио: Василије Бујошевић