Słońce

Słońce

Dane obserwacyjne
Średnia odległość od Ziemi	149,6×106 km
Wielkość gwiazdowa (V)	−26,8m
Wielkość gwiazdowa absolutna	4,8m
Średnica kątowa tarczy widziana z Ziemi	peryhelium 3 stycznia aphelium 4 lipca 0°32'31" 0°31'27"
Parametry orbitalne
Średnia odległość od środka Drogi Mlecznej	~2,5×1017 km (26,000 ly)
Okres galaktyczny	~2,26×108 lat
Prędkość	~217 km/s
Własności fizyczne
Średnica	1,392×106 km (109 średnic Ziemi)
Spłaszczenie	~9×10-6
Powierzchnia	6,09× 1012 km² (11 900 powierzchni Ziemi)
Objętość	1,41 × 1018 km³ (1 300 000 objętości Ziemi)
Masa	1,9891 × 1030 kg (333 950 mas Ziemi)
Gęstość	1408 kg/m³
Ciążenie na powierzchni	273,95 m/s² (27,9 g)
Prędkość ucieczki przy powierzchni	617,54 km/s
Efektywna temperatura powierzchni	5780 K (5507 °C)
Temperatura korony słonecznej	zmienna, od 1 do ~5 milionów K, typowo ~2 mln K
Szacowana temperatura jądra	~13,6×106 K
Moc promieniowania (LS)	3,827×1026 W
Ruch obrotowy
Deklinacja bieguna północnego	+63,87º
Okres obrotu	ok. 1 miesiąc
Na równiku:	25,3800 dnia (25d9h7min13s)
Szerokość 30°:	28d4h48min
Szerokość 60°:	30d19h12min
Szerokość 75°:	31d19h12min
Prędkość liniowa na równiku	7008,17 km/h
Skład fotosfery:
wodór	73,46 %
hel	24,85 %
tlen	0,77 %
inne	0,92%

Słońce – centralna gwiazda Układu Słonecznego, wokół której krążą Ziemia, inne planety, planety karłowate, a także niewielkie obiekty. Słońce jest najjaśniejszym obiektem na niebie i głównym źródłem energii docierającej na Ziemię.

Położenie

Słońce leży w jednym z ramion spiralnych Galaktyki, 26 tysięcy lat świetlnych od jej środka i około 26 lat świetlnych od płaszczyzny równika Galaktyki. Okrąża centrum Drogi Mlecznej z prędkością 220 km/s w czasie 226 milionów lat, co daje około 20 obiegów w ciągu dotychczasowej historii gwiazdy.

Budowa

Słońce jest kulą plazmy o masie około 2×10³⁰ kg. 73,5% z tego to wodór, 25 – hel, a reszta to pierwiastki cięższe oraz proste związki chemiczne. Kula plazmy utrzymywana jest w równowadze hydrostatycznej dzięki sile grawitacji z jednej strony i rosnącym wraz z głębokością ciśnieniem gazu, które równoważy ciężar materii znajdującej się powyżej.

Jądro

Promień jądra wynosi ok. 0,25 R_☉ (0,25 promienia Słońca). Zawartość wodoru w jądrze wynosi ok. 40%. W jądrze powstaje 95% całej energii produkowanej przez gwiazdę. Pozostałe 5% powstaje w warstwach znajdujących się bezpośrednio nad jądrem, gdyż tempo reakcji jądrowych maleje wraz ze zmniejszającą się temperaturą (w jądrze wynosi ona ponad 2 miliony K). Czas jaki potrzebuje energia na opuszczenie jądra i dotarcie na powierzchnię to kilka milionów lat.

Otoczka

Życie Słońca

Ponad jądrem znajduje się warstwa promienista, której temperatura jest zbyt niska by wydajnie zachodziły w niej reakcje termojądrowe. Materia jest tu już chemicznie jednorodna. Energia wyprodukowana w jądrze jest transportowana przez kolejne warstwy otoczki ku powierzchni. Promień otoczki wynosi 0,3 R_☉, ale masa zaledwie 2%.

Korona słoneczna

Warstwy podpowierzchniowe poruszają się podobnie jak powierzchnia, której pełen obrót na równiku trwa 25 dni, a na biegunach 36. Warstwa promienista obraca się jednorodnie w czasie ok. 28 dni, natomiast czas obrotu jądra, który jest najtrudniejszy do zmierzenia, zawiera się w przedziale między 15 a 20 dni.

Atmosfera

Atmosfera Słońca dzieli się na kilka części – fotosferę, chromosferę i koronę.

Fotosfera

Fotosferę czasami utożsamia się z powierzchnią Słońca. Niewielka grubość fotosfery jest odpowiedzialna także za to, że tarcza Słońca, obserwowana z Ziemi ma ostro zarysowane brzegi. Charakterystyczną cechą tej warstwy jest ziarnistość jej struktury, czyli granulacja. Czas życia pojedynczej granuli trwa ok. 10 minut. Dzieje się tak dlatego, że materia wynoszona z warstwy konwekcyjnej bardzo szybko traci energię na rzecz promieniowania. Konwekcja zachodzi także w większej skali. Od 7 do 10 tys. km mają mezogranule. Natomiast supergranule mają nawet 30 tys. km. Im większa struktura, tym wolniejsze tempo przepływu materii i dłuższy czas życia granul i większa głębokość, z której pochodzi materia (od 2 tys. km w przypadku granul do 20-30 tys. km w przypadku supergranul).

Słońce widziane z Ziemi

Chromosfera

Za początek tej warstwy uznaje się miejsce, gdzie temperatura jest najniższa (~4000 K), gdyż poczynając od tego miejsca średnia temperatura ponownie rośnie z wysokością, do około 25 000 K.

Korona

Nad chromosferą znajduje się bardzo cienka warstwa przejściowa, w której temperatura rośnie jeszcze gwałtowniej i dochodzi nawet do miliona K. Za ogrzewanie tej warstwy prawdopodobnie odpowiedzialne są fale hydromagnetyczne, rozpraszające się wzdłuż linii pola magnetycznego. Ponad warstwą przejściową znajduje się korona, najbardziej zewnętrzna i najrozleglejsza część atmosfery, sięgająca od 1 do 2 R_☉, zaczynając od fotosfery. Wartość ta zmienia się wraz ze zmianą fazy aktywności słonecznej. Z powodu wysokiej temperatury spadek ciśnienia gazu jest w koronie wolniejszy niż potrzebny do zachowania równowagi hydrostatycznej. Tak powstaje wiatr słoneczny, którego cząstki na skutek ogrzania przekroczyły prędkość ucieczki. Temperatura korony wyraźnie zależy od miejsca i typowo wynosi ok. 2 mln K. Tak wysoką temperaturę nadają jej protuberancje oraz rozbłyski (rozbłysk przez chwilę może mieć temperaturę wyższą niż jądro Słońca).