Слънцето е централното тяло в нашата Слънчева система. То е най-близката до нас звезда. Неговото привличане е определящо за движенията на всички членове (планети, комети, астероиди и други) от Слънчевата система.
Слънцето представлява гигантско кълбо, състоящо се от газове с много висока температура. То е много по-голямо не само от Земята, но и от всички планети ,взети заедно. Диаметърът на Слънцето е 1 392 000 км, а обемът му е 1 303 800 пъти по-голям от обема на Земята. Масата на Слънцето е около 333 000 пъти по-голяма от масата на Земята. Средната плътност на слънцето е 1,41 грама на кубичен сантиметър, тоест малко по-голяма от плътността на водата.
Строеж
Видимията повърхностен слой на Слънцето се нарича фотосфера (фотос - блестящ). Във фотосферата се образува видимото излъчване на Слънцето. Газовете на фотосферата се намират в непрекъснато движение. С помощта на телескоп даже и при не голямо увеличение мое да се установи, че блестящата фотосфера има зърнеста структура. Отделните зърна се наричат гранули с размери около 700 километра. Те се наблюдават върху тъмен фон. Гранулите представляват маси от газове, които се издигат от по-долните слоеве, съществуват 5-10 минути, изстиват и се спускат обратно. Скоростта на газовете при тези движения е 1-2 километра в секунда. Дебелианта на фотосферата е около 150 километра. Непосредствено над нея е разположеня хромосферата, която в течение на няколко секунди може да се наблюдава при пълни слънчеви затъмнения. Тя се простира до 20 000 километра над фотосферата. Над хромосферата е разположена слънчевата корона, която условно се раздлея на вътрешна (непосредствено над хромосферата) и външна.
Физическите условия във фотосферата, хромосферата и короната могат да бъдат определени от наблюдения. Най-горният слой от фотосферата има температура около 4 500 келвина и плътност 3*10-8 грама на кубичен сантиметър, а най-долният - температурата 6 800 келвина и плътност 20*10-8 грама на кубичен сантиметър. Средната температура във фотосферата е около 6 000 келвина. В хромосферата плътността рязко намалява, а температурата се увеличава като на горната ѝ граница достига 100 000 келвина. В короната температурата продължава да се увеличава до около 2 000 000 келвина. Плътността е незначителна - около 108 частици в кубичен сантиметър. Най-външната част от короната на Слънцето, простирайки се на разстояние десетки слънчеви радиуси, плавно преминава (по плътност) в междупланетната среда.
Слънцето има непрекъснат спектър, на фона на който се забелязват няколко десетки хиляди линии на поглъщане, наречени фраунхоферови линии по името на австрийския физик Фраунхофер, който пръв подробно ги е описал. Причината за възникването на фраунхоферовите линии е, че в някои участъци на непрекъснатия спектър на Слънцето се осъществява поглъщане от разположените по-високо газове. По спектъра на едно тяло може да се определи неговият химичен състав, а също и количеството на даден химичен елемент. По този начин на Слънцето са открити повече от 60 химични елемента: водород, хелий, азот, натрий, калций, желязо и много други. Преобладаващ елемент на Слънцето е водородът - около 70% от цялата му маса. Следващият е хелият - около 28% от масата на Слънцето.
Вътрешният строеж на Слънцето не може да бъде непосредствено наблюдаван и нашите познания в това отношение се основават върху теоритични изчисления - така наречените модели на Слънцето.
Слънчева енергия
Единственият възможен източник на огромното количество енергия, излъчвано от Слънцето, са термоядрените реакции. Основна роля играят две реакции - протон-протонната, при която от четири водородни атома се образува един хелиев атом и се отделя енергия, и въглеродният цикъл, при който пак от 4 протона се образува един хелиев атом, но е необходим въглерод като катализатор.
Всяка секунда на Слънцето 364*106 тона водород се превръщат в 360*106 тона хелий, като разликата - 4 милиона тона, поддържа излъчването на Слънцето. Слънчевото ядро има радиус около 0,1 % от радиуса на Слънцето. В него действат и протон-протонната реакция, и въглеродният цикъл. На разстояние 0,2 - 0,1 адиуса от центъра температурата намалява, въглеродният цикъл е невъзможен и се осъществява само протон-протонната реакция. На по-големи разстояния от 0,3 радиуса ядрени реакции не протичат.
Въртене на Слънцето около своята ос
Още първите наблюдения на петната показаха, че Слънцето се върти около своята ос. Гледано от Земята, околоосното въртене на Слънцето става от запад на изток. Аналогично както при Земята Слънцето има полюси и екватор, по отношение на които се определят координатите на точка от неговата повърхност (широчина и дължина). Слънцето не се върти като идеално твърдо тяло както Земята. Екваторителните му области се завъртат по отношение на звездите за 25,4 денонощия (сидеричен период), а в близко съседство с полюсите - за 35 денонощия.
Слънчева активност
Най-забележителните явления във фотосферата са слънчевите петна. Те са наблюдавани за пръв път от Галилей. Макар и рядко, се образуват петна с такива размери, че са наблюдаеми и с невъоръжено око. Петната се зараждат, като гранулите се раздвижват и се образува по-свободно пространство, където се появява малко петно - нарича се пора. С течение на времето те се развиват, уголемяват и в изключителни случаи достигат размери около 150 000 километри. Централната част на всяко развито петно изглежда тъмна (това е ядрото или сянката), а околната - по-светла (полусянка), имаща вид на струи. Петната не са черни, а само изглеждат черни от контраста, понеже тяхната температура е с около 1000 градуса под средната фотосферна температура. Обикновено петната се зараждат на двойки. Някои петна съществуват само денонощия, а други се развиват, прерастват в групи от много петна и се задържат до няколко месеца.
Най-забележителните явления в хромосферата са хромосферните ерупции. Това са взривни процеси, образувани от рязко изменение на интензитета на магнитните полета. При тях се отделя огромно количество енергия. Ерупциите траят от по няколко минути до 2-3 часа. При тях се ускоряват заредени частици до скорости, близки със скорости около 1000 километра в секунда, които са част от космичните лъчи. В короната на Слънцето се създават най-големите образувания на неговата атмосфера - протуберансите. Те се зареждат в горната част на хромосферата и се простират на стотици хиляди километри в короната. Срещат се твърде разнообразни протуберанси - от спокойни, имащи скорости десетки километри в секунди - до взривни, със скорост 1000 километра в секунда.
Съвкупността от всички променящи се явления във фотосферата, хромосферата и короната се нарича слънчева активност.
Цикличност на Слънчевата активност
Най-добре слънчевата активност се описва от слънчевите петна, по-специално от броя на слънчевите петна. Още в средата на миналия век е било забелязано, че броят на петната с течение на времето се променя, и то твърде регулярно. Интервалът между епохите, когато слънчевите петна са най-много, е средно 11,2 години. Но тъй като този интервал се колебае от 9 до 14 години, казваме, че 11,2 години е цикъл на слънчевата активност. Когато явленията на Слънцето са най-много и най-бурни, имащи максимум на слънчевата активност, а когато са най-малко - минимум. При максимум слънчева активност броят на петната може да достигне 150-200, а при минимум - в течение на няколко месеца на Слънцето не се наблюдава никакво петно.
При анализиране на магнитограмите, показващи магнитните полета на Слънцето, е било установено, че съществува и магнитен цикъл, който по продължителност е строго равен на два 11-годишни цикъла. Цикличност показват всички компоненти на слънчевата активност - от протуберанските до радиоизлъчването.
Цикличността на слънчевата активност е твърде сложен, още ненапълно изяснен процес. Освен 11- и 22-годишни цикли съществуват и други - например с продължително около 80-90 години, който се нарича векови цикъл и т.н. Съществуват предположения, че има и цикли с по-голяма продължителност - дори до хиляди години. Всички тези цикли се наслагват и образуват сложна крива на слънчевата активност.
Слънчевата активност оказва твърде мощно въздействие върху редица земни процеси - върху магнитните бури, полярните сияния и други. Особено значително е влиянието върху разпространението на радиовълните. При максимум слънчева активност твърде често се случва замиране, заглъхване на радиовълните и далечните съобщения стават невъзможни. Освен това нивата на някои реки, например на река Дунав, също следват 11-годишния цикъл на слънчевата активност. Ширината на годишните пръстени на дърветата също показва връзка със слънчевата активност. Ето защо изучаването на Слънцето е много важно за много страни от живота върху Земята. В по-големите обсерватории са създадени специални отдели, в които се правят редовни астрономически наблюдения на слънчевите явления.
Изучаването на Слънцето има огромно значение за астрономията, тъй като Слънцето е единствената звезда, която може детайлно да бъде изучена и е стъпало към изследване на всички други звезди.
Слънцето е мощен източник на енергия. Земята получава само една милиардна част от енергията, която Слънцето излъчва в космическото пространство. От енергията, достигнала на Земята, човечеството използва само една нищожна част, а другата остава неизползвана.
Понастоящем се използват специални инсталации - слънчеви панели, в които слънчевата енергия се превръща в електрическа. С помощта на тази енергия може да се извършва всякаква механична работа.