Spoglądając w pogodny dzień na słońce, widzimy je jako oślepiającą tarczę. Słońce jest największym obiektem w układzie słonecznym. Średnia odległość Ziemi od Słońca wynosi 149 600 000km2.

Słońce powstało około 4,5 miliarda lat temu i niczym nie wyróżniało się od innych gwiazd. Dookoła niego powstał system planetarny. I dopiero wtedy dało ono wraz z Ziemią początek życiu na naszej planecie.

Słońce jest kulą gazową o promieniu ponad 700000km złożoną w dużej mierze z wodoru (92%) i helu (7,8%). Pozostałe 0,2% to takie pierwiastki jak węgiel, azot, tlen i żelazo. Na powierzchni Słońca panuje temperatura 5800K. Gwiazda wypromieniowuje z siebie energię sięgającą 400 milionów gigawatów. Energia ta wysyłana jest przez Słońce w postaci dwóch rodzajów promieniowania. Pierwszym z nich jest promieniowanie widzialne-światło białe, natomiast drugi typ promieniowania to promieniowanie niewidzialne-podczerwone.

Powierzchnia Słońca pokryta jest ciemnymi plamami, których średnica może sięgać 10000km. Ilość tychże plam zmienia się w ciągu jedenastoletniego cyklu. Plamy te wypromieniowują więcej energii niż inne części Słońca i właśnie dlatego, że są aktywne posiadają ciemną barwę. Temperatura plam jest średnio o 2000K niższa niż temperatura pozostałej powierzchni Słońca. Te aktywne strefy są częstym miejscem występowania gwałtownych zjawisk erupcyjnych. W wyniku takich eksplozji w przestrzeń kosmiczną są wyrzucane ogromne ilości gazu z niesamowitą prędkością 1000km/s.

Wysoka strefa atmosfery słonecznej nazwana została koroną. Jest ona połączona z fotosferą poprzez obszar przejściowy o niewielkiej grubości. Korona jest milion razy mniej jasna od fotosfery i można ją dostrzec gołym okiem podczas całkowitego zaćmienia Słońca. Korona podgrzana do 1 miliona stopni Celsjusza emituje głównie promieniowanie rentgenowskie. W pewnych miejscach korona nie jest utrzymywana przy powierzchni i ucieka w przestrzeń międzyplanetarną. Zjawisko to powoduje wiatr Słońce słoneczny, który w okolicy Ziemi ma prędkość około 400km/s. Przez taką utratę gazu Słońce traci jedną miliardową część swojej masy na 100000 lat. Szacuje się, że w przeciągu 4,5 miliarda lat jasność Słońca wzrosła o 40%. Wewnątrz Słońca panuje ogromna temperatura sięgająca 15 milionów stopni Celsjusza, oraz zachodzą tam przez cały czas reakcje termojądrowe, które polegają na zamianie wodoru w hel.

Struktura wewnętrzna

Protuberancje i rozbłyski

Okolice plam słonecznych są miejscem gwałtownej aktywności słonecznej. Rozbłyski słoneczne powstają w wyniku nagłego wyzwolenia nagromadzonej energii pola magnetycznego i mogą trwać wiele godzin. Protuberancje to wyrzuty rozżarzonego gazu, sięgające niekiedy setek tysięcy kilometrów. Pole magnetyczne Słońca może utrzymać zapalone protuberancje przez wiele tygodni. Poniżej widać zapętloną protuberancję. Linie pola magnetycznego, łączące dwie plamy słoneczne, utrzymują zapętlony strumień gazów ponad powierzchnią Słońca. W 1973 roku jedna z takich protuberancji miała rozpiętość 588 000 km.

Energia Słońca

Jądro Słońca stanowi „piec” termojądrowy, w którym panuje temperatura 15 mln °C, a gęstość przekracza 160 razy gęstość wody. W tak ekstremalnych warunkach jądra wodoru łączą się w jądra helu. Podczas tej reakcji 0,7 % masy wodoru ulega przemianie w energię. Z 600 milionów to wodoru, które biorą udział w syntezie z ciągu każdej sekundy, 4 miliony ton zostają przetworzone na energię . „Paliwa” wodorowego na Słońcu wystarczy jeszcze na 5 milionów lat.

Wiatr słoneczny

Korona (zewnętrzna atmosfera) Słońca zawiera cząsteczki o energii wystarczająco wysokiej, by przezwyciężyć grawitację Słońca. Cząsteczki poruszają się po torach spiralnych, wzdłuż linii pola magnetycznego z prędkością dochodzącą do 900 km/s stanowiąc tzw. Wiatr słoneczny. Ponieważ przenoszą one ładunki elektryczne, wypełniają Układ Słoneczny prądami elektrycznymi. Obszar przestrzeni objęty wiatrem słonecznym nosi nazwę heliosfery.

Heliosferę wypełnia wiatr słoneczny. Na granicy heliosfery pole magnetyczne Słońca odpycha większość promieniowania kosmicznego, docierającego spoza Układu Słonecznego.

Za około 5 miliardów lat większość wodoru w jądrze Słońca zamieni się w hel, wtedy jądro pod wpływem własnego ciężaru zacznie się zapadać. Wodór otaczający jądro zapali się a energia temu towarzysząca spowoduje powiększenie rozmiaru Słońca, które zmieni się w czerwonego olbrzyma, który swoją objętością będzie mógł pochłonąć nawet Ziemię. Po jakimś czasie warstwy zewnętrzne zostaną odrzucone w przestrzeń a pozostanie samo jądro, słabo świecące jako biały karzeł.

Obserwacje:

UWAGA: bezpośrednia obserwacja Słońca może spowodować uszkodzenie lub utratę wzroku. Nigdy nie patrz na Słońce ani gołym okiem ani przez okulary korygujące! Nawet chwilowe popatrzenie na Słońce przez lornetkę lub teleskop grozi utratą wzroku!

Najodpowiedniejszym sposobem całkowicie bezpiecznym obserwacji tarczy słonecznej jest projekcja ekranowa lub zastosowanie filtra słonecznego. W pierwszym przypadku ustawiamy teleskop na Słońce; promienie przebywają całą drogę optyczną, od obiektywu do okularu, za którym w pewnej odległości ustawiamy ekran. Może nim być kawałek jasnego kartonu lub gładka ściana. Następnie trzeba ustawić teleskop na Słońce, należy tak manewrować tubusem teleskopu, aby rzucany cień był możliwie najmniejszy, zyskujemy wtedy pewność, że Słońce jest w polu widzenia okularu. Należy pamiętać, że długa obserwacja może zniszczyć okular. Po kilku minutach obserwacje tarczy słonecznej trzeba przerwać, aby okular wystygł. Inną komfortową metodą obserwacji Słońca jest zastosowanie słonecznego filtru naobiektywowego. W sprzedaży możemy jest kilka rodzajów, od względnie tanich filtrów foliowych (z tworzywa zwanego mylarem), poprzez droższe szklane filtry z napylona warstwą chromu, po kosztowne filtry H-alpha, dzięki którym można obserwować wszystko, co dzieje się na tarczy Słońca i w jej bliskim sąsiedztwie.

Bardzo popularny do oglądania słońca jest specjalny filtr słoneczny Baader Planetarium - ND 5.

Dzięki stosowaniu filtrów unika się studzenia okularów. Do obserwacji słońca nie jest potrzebny duży instrument. Słońce emituje dużo światła, że należy ograniczyć średnicę instrumentu. Już zwykła lornetka pozwoli śledzić zmiany wyglądu najbliższej gwiazdy. Ważna jest również pora dnia. Najodpowiedniejsze są godziny poranne lub popołudniowe, kiedy powietrze jest najspokojniejsze co pozwala na uzyskanie najlepszych ostrości.