Сунце је нама најближа и најбоље проучена од свих звезда. Око њега кружи 8 планета и њиховисателити, 5 патуљастих планета, астероиди,комете, метеори и честице космичке прашине, тако да Сунце представља средишњу звездуСунчевог 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 линијејонизованих 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 26-27.000светлосних 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 и сунчеве пеге. Две мале сунчеве пеге у средини слике су исте величине као Земља.
Сунце је звезда главног низа (погледати Херцшпрунг-Раселов дијаграм), спектралног типаГ2, 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 ухелијум. Сваке секунде у нуклеарним реакцијама учествује 3,8 x 1038 протона (водоникових језгара). Ослобођена енергија бива израчена са сунчеве површине у обликуелектромагнетног 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.
| Пречник | 1 392 000 km |
| Маса | 1,9891 x 1030 kg |
| Луминозност | 3,84 х 1026 W |
| Просечна густина | 1,411 g/cm3 |
| Површинска (ефективна) температура | 5780 K |
| Температура у центру | 15 х 106 K |
| Време обиласка окосредишта галаксије | 2,2 x 108 година |
| Угловни радијус на растојању 1 А. Ј. | 960 „ |
| Јачина гравитационог поља на површини | 274 N/kg |
| Спектрална класа | G2V |
| Привидна болометријска магнитуда | – 26,83 |
| Апсолутна болометријска магнитуда | 4,74 |
| Средње растојање од Земље | 149.6 х 106 km |
| Водоник | 73,46 % |
| Хелијум | 24,58 % |
| Кисеоник | 0,77 % |
| Угљеник | 0,29 % |
| Гвожђе | 0,16 % |
| Неон | 0,12 % |
| Азот | 0,09 % |
| Силицијум | 0,07 % |
| Магнезијум | 0,05 % |
| Сумпор | 0,04 % |
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.
Сунце делимо на већи број слојева, према условима који у њима владају. Границе међу њима нису јасно оцртане и постоје прелазна подручја. Сунце нема чврсту површину, па се као границу на којој почиње атмосфера узима највиши слој који је још увек оптички непрозиран.
Главни делови Сунца су:
- унутрашњост Сунца (језгро, радијациона и конвективна зона)
- фотосфера
- сунчева атмосфера (хромосфера и корона)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 2неутрона), 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.
Фотосфера (сфера светлости) је блештава Сунчева површина која дели непрозрачну унутрашњост Сунца од разређене прозрачне атмосфере. Дебљина фотосфере је веома мала, има само око 300 km, али је она изразито густа. Оштро ограничава Сунчев диск. Овде се температуре крећу од 7000 K на доњој граници до 4000 K на горњој граници.
Фотосфера израчава скоро сву енергију коју Сунце емитује, и то око 93% укупне израчене енергије се израчи у видљивом и IC делу спектра. Спектар зрачења је непрекидан са максимумом у жуто-зеленој боји и тамним апсорпционим линијама.
Врући гас извире из унутрашњости на површину, због чега нам се чини да површина има грануласту (зрнасту) структуру. Грануле су пречника око 1000 km, у сталном су покрету (попут врења воде) и време трајања им је неколико минута. Понекада настају тзв. супергрануле пречника 30.000 km и времена живота 24 ч.
Проминенција у сунчевој хромосфери
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.
