Со́нце — зоря, що є центром Сонячної системи. Це майже ідеальна куля з гарячої плазми, розігрітої до світіння термоядерними реакціями, що йдуть у її надрах . Навколо Сонця обертаються Земля та інші планети, як і комети, астероїди, метеороїди, космічний пил та інші дрібні об'єкти. Сонце випромінює у спектрі видимого світла, в ультрафіолетовому та інфрачервоному діапазонах, є найважливішим джерелом енергії для життя на Землі, випромінюючи необхідні для фотосинтезу фотони, а також визначає клімат планети. Сонячна світність у середньому становить 3,827⋅1026 Вт.
Радіус Сонця становить близько 695 тис. км, що в 109 разів більше від радіуса Землі. Маса Сонця в 330 тис. разів перевищує земну — це 1,989 × 1030 кг, або 99,86 % від загальної маси Сонячної системи. Приблизно три чверті маси Сонця становить водень (~73 %); решта — гелій (~25 %) і набагато менше важчих елементів, зокрема кисень, вуглець, неон, залізо. Сонце — зоря головної послідовності класу G, тому його називають жовтим карликом, хоча його світло насправді біле. Воно утворилося приблизно 4,6 млрд років тому в результаті гравітаційного колапсу речовини в області великої молекулярної хмари. Поверхня Сонця має температуру близько 6000 К та пронизана магнітними полями, що виникають унаслідок механізму сонячного динамо.
Сонце перебуває на відстані близько 26 тис. світлових років від центру Галактики й обертається навколо нього з періодом близько 220 млн років. Сонце більше за 85 % зір нашої галактики, яких налічується понад 100 млрд, та масивніше за 71 із 75 інших зір у радіусі 5 парсеків, що робить його однією з найбільших зір у нашому безпосередньому сусідстві.
Характеристики та хімічний склад Сонця
Сонце — центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи, типова зоря головної послідовності спектрального класу G2. Його маса приблизно в 333 000 разів більша за масу Землі, у 750 разів перевищує масу всіх інших планет, разом узятих, та становить 99,866 % від загальної маси всієї Сонячної системи. Сонце — потужне джерело енергії, яку постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль — від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі.
Сонце — найближча до нас зоря із великим кутовим розміром, на поверхні якої за допомогою телескопа можна вивчати дрібні деталі, розміром до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зір загалом. За зоряною класифікацією Сонце має спектральний клас G2V. Водночас Сонце часто класифікують як жовтий карлик.
Сонце світить майже білим світлом, однак через сильніше розсіювання і поглинання короткохвильової частини спектра атмосферою Землі пряме світло Сонця біля поверхні нашої планети набуває жовтого відтінку. Якщо небо ясне, то блакитний відтінок розсіяного світла складається з жовтуватим прямим сонячним світлом і загальне освітлення об'єктів на Землі стає білим. Сонячний спектр містить лінії іонізованих і нейтральних металів, а також іонізованого водню.
Середня відстань Сонця від Землі, яку називають астрономічною одиницею, дорівнює близько 149,6 млн км. Видимий кутовий діаметр Сонця дещо змінюється через еліптичність орбіти Землі, але у середньому становить близько 32' або 1/107 радіана. Видимі кутові діаметри Місяця та Сонця близькі за значенням, тобто вони мають схожий видимий розмір: Сонце є набагато більшим за Місяць, але знаходиться на більшій відстані від Землі. Згідно зі спостереженнями НАСА, радіус Сонця становить 696 342 км із похибкою 65 км.
Сонце обертається навколо власної осі. Кутова швидкість обертання зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається своєю орбітою в тому ж напрямку, у якому обертається Сонце, тому відносно земного спостерігача період його обертання більший; пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця за 28 діб.
Хімічний склад Початковий хімічний склад Сонця був успадкований від міжзоряного середовища, з якого воно утворилося. Спочатку він складався з 71,1 % водню, 27,4 % гелію і 1,5 % важчих елементів. Водень і більша частина гелію на Сонці були утворені в результаті первинного нуклеосинтезу у перші 20 хвилин життя Всесвіту. Важчі елементи були синтезовані в ході зоряного нуклеосинтезу у зорях попередніх поколінь перед тим, як утворилось Сонце, і були розповсюджені у міжзоряне середовище під час останніх етапів еволюції цих зір, як-от спалах наднової.
З моменту утворення Сонця основний процес термоядерного синтезу включав перетворення водню в гелій. За останні 4,6 мільярда років кількість гелію та його розташування у Сонці поступово змінювалися. Частка гелію в ядрі зросла з 24 % до 60 % через термоядерний синтез, а частина гелію та важких елементів осіла з фотосфери до центру Сонця через гравітацію. Пропорції важчих елементів не змінювалися. Тепло передається назовні від ядра Сонця за допомогою випромінювання, а не конвекції, тому продукти термоядерного синтезу не підіймаються назовні під дією тепла; вони залишаються в ядрі і поступово починають формувати внутрішнє ядро з гелію.
За використанням моделювання Сонця та методів спектроскопічного аналізу в поєднанні з наявними атомними даними та спостереженнями було переоцінено вмісти 83 елементів. В основному Сонце складається з водню та гелію. У сьогоднішню епоху еволюції Сонця їхня масова частка, зокрема, у фотосфері Сонця складає 73,46–74,9 % та 23,8 –24,85 відповідно, з часом частка водню зменшуватиметься через термоядерне горіння . Всі важчі елементи, що в астрономії називають металами, складають менш як 2 % маси у фотосфері, а саме: кисень — приблизно 1 %, вуглець — 0,29–0,3 %, неон — 0,12—0,2 %, залізо — 0,16–0,2 % та інші з ще меншими частками.
У хімічному складі за кількістю атомів переважають водень, що становить 91,2–92 % всіх атомів, та гелій — 7,8–8,7 %. Частка решти елементів дорівнює близько 0,1 %: на 1 млн атомів водню припадає 800—970 атомів оксигену (кисню), 300—400 карбону (вуглецю), 96–100 нітрогену (азоту), 58–100 неону, 70–99 силіцію (кремнію), 70–76 магнію, 40 сульфуру (сірки), 14–20 заліза, 3,2 аргону, 1,2 нікелю, 0,8 кальцію, 0,7 алюмінію, й 0,5 натрію і ще менше інших елементів.
Густина та температура
Середня густина сонячної речовини ρ ≈ 1400 кг/м³. Це значення близьке до густини води та в 1000 разів більше від густини повітря біля поверхні Землі. У зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша. Теоретичні моделі Сонця засвідчують, що в центрі Сонця густина становить близько 1,5 × 105 кг/м³ — у 100 разів більша за його середню, тиск — близько 2 ×1018 Па, а температура — близько 15 000 000 К. За такої температури ядра атомів водню (протони та дейтрони) мають дуже великі швидкості у сотні км/с і можуть наближатися одне до одного попри дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, унаслідок яких із водню утворюється гелій і вивільняється значна кількість енергії, що перетворюється на тепло. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції.
Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячної плазми знижується з віддаленням від центра. Залежно від температури й характеру процесів, що нею визначаються, Сонце можна умовно поділити на чотири частини: ядро (відстань приблизно 1/3 радіуса від центру), де тиск і температура забезпечують перебіг ядерних реакцій; промениста зона (відстань від 1/3 до 2/3 радіуса), у якій енергія передається назовні внаслідок послідовного поглинання і випромінювання квантів електромагнітної енергії; конвективна зона (від верхньої частини «променистої» зони майже до видимої поверхні Сонця), де температура швидко зменшується з наближенням до видимої поверхні світила, внаслідок чого збільшується концентрація нейтральних атомів; речовина стає прозорішою, променисте перенесення стає менш ефективним і тепло передається здебільшого шляхом перемішування речовини, подібно до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу; сонячна атмосфера — починається відразу за конвективною зоною і сягає далеко за межі видимого диска Сонця; нижній шар атмосфери — фотосфера — тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця; верхні шари атмосфери — хромосфера та корона — безпосередньо не видно через значну розрідженість, але їх можна бачити під час повних сонячних затемнень або з допомогою спеціальних приладів. сонячна зона переносу — тонкий і дуже нерівномірний шар сонячної атмосфери, що відділяє гарячу корону від набагато холоднішої хромосфери.
Магнітні поля та активність Сонця
Магнітні поля Сонця Магнітне поле Сонця генерується завдяки фізичному процесу сонячного динамо: природний електрогенератор у надрах Сонця створює електричні струми та магнітне поле відповідно до законів Ампера, Фарадея та Ома, а також до законів гідродинаміки, що разом описуються в рамках магнітогідродинаміки. Детальний механізм сонячного динамо наразі не відомий і є предметом сучасних наукових досліджень. Спостережувані поділяють магнітні поля в сонячній фотосфері на два типи, відповідно до їх масштабів: загальні та локальні.
Великомасштабне (загальне або глобальне) магнітне поле з характерними розмірами, порівняними з розмірами Сонця, має середню напруженість на рівні фотосфери близько декількох гаусів. У мінімумі циклу сонячної активності воно має приблизно дипольну структуру, напруженість поля на полюсах Сонця максимальна. Потім, у міру наближення до максимуму циклу сонячної активності, напруженість поля на полюсах поступово зменшується і через один-два роки після максимуму циклу дорівнює нулю (так звана «переполюсовка сонячного магнітного поля»). У цій фазі загальне магнітне поле Сонця не зникає повністю, але його структура має не дипольний, а квадрупольний характер. Після цього напруженість сонячного диполя знову зростає, але воно має вже іншу полярність. Таким чином, повний цикл змін загального магнітного поля Сонця, з урахуванням зміни полярності, дорівнює подвоєній тривалості 11-річного циклу сонячної активності — приблизно 22 роки.
Середньо- й дрібномасштабні (локальні) поля Сонця відрізняються значно більшою напруженістю та меншою регулярністю. Найпотужніші магнітні поля (до декількох тисяч гаусів) спостерігаються в групах сонячних плям у максимумі сонячного циклу. В одній півкулі регіони, як правило, мають однакову полярність передньої плями, а в протилежній — протилежну полярність передньої плями. Полярності передніх плям в обох півкулях змінюються на протилежні від одного циклу сонячних плям до наступного (закон Гейла).
У фотосфері також спостерігаються уніполярні ділянки магнітного поля, які, на відміну від груп сонячних плям, розташовуються ближче до полюсів та мають значно меншу напруженість магнітного поля (кілька гаусів), але велику площу та тривалість (до декількох обертів Сонця).
Відповідно до сучасних уявлень магнітне поле Сонця генерується в нижній частині конвективної зони за допомогою механізму гідромагнітного конвективного динамо, а потім підіймається у фотосферу під впливом . Цим же механізмом пояснюється 22-річна циклічність сонячного магнітного поля. Сонячне магнітне поле простягається далеко за межі самого Сонця. Електропровідна плазма сонячного вітру переносить магнітне поле Сонця в космос, утворюючи міжпланетне магнітне поле.
Існують також деякі натяки на наявність магнітного поля, що утворилося разом із Сонцем або принаймні існує дуже довго: воно знаходиться нижче дна конвективної зони, у променистій зоні та ядрі Сонця.
Сонячна активність