Słońce
centralna gwiazda Układu Słonecznego / Z Wikipedii, wolnej encyclopedia
Drogi AI, mówmy krótko, odpowiadając po prostu na te kluczowe pytania:
Czy możesz wymienić najważniejsze fakty i statystyki dotyczące Słońce?
Podsumuj ten artykuł dla 10-latka
Słońce (łac. Sol, gr. Ἥλιος, trb. Hḗlios; symbol: ) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała Układu Słonecznego. Słońce składa się z gorącej plazmy utrzymywanej przez grawitację i kształtowanej przez pole magnetyczne. Jest prawie idealnie kuliste[13][14]. Ma średnicę około 1 392 684 km[3], około 109 razy większą niż Ziemia, a jego masa (1,989 ×1030 kg, około 333 tysiące razy większa niż masa Ziemi (M⊕)) stanowi około 99,86% całkowitej masy Układu Słonecznego[15]. Około trzy czwarte masy Słońca stanowi wodór, resztę głównie hel. Pozostałe 1,69% (co odpowiada około 5600 M🜨) tworzą cięższe pierwiastki, w tym m.in. tlen, węgiel, neon i żelazo[16].
Ten artykuł dotyczy gwiazdy. Zobacz też: inne znaczenia tego słowa. |
Odległość |
149 600 000 km | ||
---|---|---|---|
Wielkość obserwowana | |||
Strumień promieniowania | |||
Rozmiar kątowy |
31,6′–32,7′[2] | ||
Charakterystyka fizyczna | |||
Rodzaj gwiazdy | |||
Typ widmowy |
G2 V | ||
Masa | |||
Promień | |||
Pole powierzchni |
11 918 pow. Ziemi | ||
Objętość |
1 301 019 obj. Ziemi | ||
Gęstość |
średnia: 1408 kg/m³ (0,255 gęstości Ziemi)[1][5] | ||
Metaliczność [Fe/H] |
0 (Z = 0,0122[6]) | ||
Wielkość absolutna | |||
Okres obrotu |
na równiku: 25,05 d[1] | ||
Prędkość obrotu |
1,887 km/s[4] | ||
Inklinacja |
względem ekliptyki[1]: 7,25º | ||
Spłaszczenie |
9×10−6 | ||
Przyspieszenie grawitacyjne | |||
Prędkość ucieczki |
55,2 × wartość dla Ziemi | ||
Wiek | |||
Temperatura |
Fotosfera: 5778 K (5505 °C)[1] | ||
Charakterystyka orbitalna | |||
Krąży wokół | |||
Półoś wielka | |||
Okres orbitalny |
(2,25–2,50)×108 lat | ||
Prędkość ruchu |
wokół centrum Galaktyki: ~220 km/s | ||
Skład fotosfery | |||
Według masy[12]:
| |||
|
Słońce uformowało się około 4,567 mld lat temu[9] na skutek zapadania grawitacyjnego obszaru w dużym obłoku molekularnym. Większość materii zgromadziła się w centrum, a reszta utworzyła orbitujący wokół niego spłaszczony dysk, z którego ukształtowała się pozostała część Układu Słonecznego. Centralna część stawała się coraz gęstsza i gorętsza, aż w jej wnętrzu rozpoczęła się synteza termojądrowa. Naukowcy sądzą, że niemal wszystkie gwiazdy powstają na skutek tego procesu. Słońce jest typu widmowego G2 V, czyli należy do tzw. żółtych karłów ciągu głównego. Widziane z Ziemi ma barwę białą[17]. Oznaczenie typu widmowego „G2” wiąże się z jego temperaturą efektywną równą 5778 K (5505 °C). Oznaczenie klasy widmowej „V” wskazuje, że Słońce należy do ciągu głównego gwiazd i generuje energię w wyniku fuzji jądrowej, łącząc jądra wodoru w hel. W ciągu sekundy Słońce przetwarza w jądrze około 620 mln ton wodoru[18][19].
Słońce długo było uznawane przez astronomów za małą i stosunkowo niewyróżniającą się gwiazdę. Jednak w 2006 roku oceniano, że jest jaśniejsze niż około 85% gwiazd w Drodze Mlecznej, z których większość jest czerwonymi karłami[20][21]. Badania z 2010 roku pozwalają skorygować tę wartość na 95%[uwaga 1]. Absolutna wielkość gwiazdowa Słońca wynosi 4,83m, jednak jako gwiazda położona najbliżej Ziemi Słońce jest najjaśniejszym obiektem na niebie o obserwowanej wielkości gwiazdowej równej –26,74m[22][23]. Jest przez to około 13 mld razy jaśniejsze niż następna co do jasności gwiazda, Syriusz, o jasności wizualnej –1,46m. Gorąca korona słoneczna stale rozprasza się w przestrzeni, tworząc wiatr słoneczny, strumień naładowanych cząstek, który rozciąga się do heliopauzy położonej około 100 jednostek astronomicznych od gwiazdy. Heliosfera, bańka w ośrodku międzygwiazdowym utworzona przez wiatr słoneczny, jest największą ciągłą strukturą w Układzie Słonecznym[24][25].
Słońce obecnie przemieszcza się przez Lokalny Obłok Międzygwiazdowy (w pobliżu Obłoku G) w obrębie Bąbla Lokalnego, w wewnętrznej części Ramienia Oriona w galaktyce Drogi Mlecznej[26][27]. Z 50 najbliższych znanych systemów gwiezdnych w promieniu 17 lat świetlnych od Ziemi Słońce zajmuje czwartą pozycję pod względem masy. Gwiazdą znajdującą się najbliżej Słońca jest czerwony karzeł Proxima Centauri, odległy o 4,2 roku świetlnego[28]. Słońce krąży wokół centrum Drogi Mlecznej w odległości około 8 kpc (26 000 lat świetlnych)[10], zgodnie z kierunkiem ruchu wskazówek zegara (patrząc od strony galaktycznego bieguna północnego), z okresem obiegu około 225–250 mln lat. Jako że Droga Mleczna porusza się względem promieniowania tła (CMB) w kierunku konstelacji Hydry z prędkością 550 km/s, wypadkowa prędkość Słońca względem CMB to około 370 km/s w kierunku gwiazdozbioru Pucharu lub Lwa[29].
Odległość Ziemi od Słońca zmienia się podczas ruchu orbitalnego Ziemi, która osiąga peryhelium w styczniu i aphelium w lipcu. Jej średnia długość to około 150 mln km, 1 jednostka astronomiczna[30]. Tę średnią odległość światło pokonuje w ciągu około 8 minut i 19 sekund. Energia słoneczna jest niezbędna dla większości form życia na Ziemi[uwaga 2], poprzez proces fotosyntezy zasilający najniższy poziom troficzny większości ekosystemów[31][32], a także napędza ziemską pogodę.
Ogromny wpływ Słońca na Ziemię był dostrzegany już w czasach prehistorycznych, a Słońce w wielu kulturach traktowano jako bóstwo. Naukowe zrozumienie funkcjonowania Słońca rozwijało się powoli. Nawet w XIX wieku wybitni naukowcy mieli ograniczone pojęcie o tym, jak zbudowane jest Słońce i co jest źródłem jego energii. Chociaż wiedza na temat Słońca stale się rozwija, wciąż istnieją pewne problemy teoretyczne z wyjaśnieniem zjawisk dziejących się na Słońcu.
Nazwy Słońca w językach słowiańskich, w tym języku polskim, wywodzą się od prasłowiańskiego słowa *slnъce[33]. Wyrazy pokrewne polskiemu „słońcu” to m.in. białoruskie сонца, czeskie slunce, rosyjskie солнце, słowackie slnko i ukraińskie сонце.
Podobnie w językach germańskich nazwy wywodzą się od pragermańskiego słowa *sunnōn[34][35]. Przykładami są angielskie sun, niemieckie Sonne i niderlandzkie zon. W mitologii germańskiej bogini Sól/Sunna uosabia Słońce; uczeni na podstawie podobieństwa nazw w różnych językach indoeuropejskich postulują, że bogini ta może wywodzić się od starszego bóstwa praindoeuropejskiego[35]. Podobieństwo wykazują wcześniej wymienione nazwy Słońca w językach słowiańskich i germańskich, a także litewskie saulė i sanskryckie सूर्य (sūrya)[35].
Nazwa „niedziela” w wielu językach wywodzi się od Słońca: angielskie Sunday i niemieckie Sonntag pochodzą od łacińskiego dies Solis, które to określenie jest z kolei tłumaczeniem greckiego ἡμέρα ἡλίου (hēméra hēlíou)[36].
Astronomiczny symbol Słońca to okrąg z punktem w środku: (Unicode: 2609). Łacińska nazwa Słońca, Sol, jest używana w planetologii dla określenia dnia słonecznego na planetach innych niż Ziemia, np. na Marsie[37].
- Osobny artykuł: Budowa gwiazdy.
Słońce to pojedyncza gwiazda typu widmowego G, zawierająca około 99,86% łącznej masy Układu Słonecznego. Jest prawie idealną kulą, ze spłaszczeniem szacowanym na około 9/1000000[38], co oznacza, że jego promień biegunowy różni się od równikowego tylko o 10 km[39]. Siła odśrodkowa na powierzchni na równiku Słońca, wywoływana przez ruch obrotowy, jest 18 mln razy słabsza od siły grawitacji. Wpływ oddziaływań pływowych planet jest jeszcze słabszy i nie wpływa zauważalnie na kształt Słońca[40]. Ponieważ Słońce składa się z plazmy, która nie jest ciałem stałym, jego różne części mogą obracać się z różnymi prędkościami; zachowanie to jest znane jako rotacja różnicowa. Zagadnienie transportu momentu pędu w Słońcu, który powoduje tę rotację, jest złożone – głównym czynnikiem odpowiedzialnym za jego rozprowadzanie w warstwie konwektywnej są naprężenia Reynoldsa, które odpowiadają za przepływ w kierunku południkowym, ale występuje tu więcej czynników, m.in. pole magnetyczne i przepływ baroklinowy[41][42]. Okres rzeczywistego obrotu jest równy około 25,6 dni na równiku i 33,5 dni na biegunach. Jednakże ze względu na ruch orbitalny Ziemi w kierunku zgodnym z obrotem gwiazdy obserwuje się rotację materii na równiku Słońca z okresem 28 dni[43].
Słońce jest przedstawicielem I populacji gwiazd, bogatych w pierwiastki cięższe od helu (w astronomii określane ogólnie jako metale)[uwaga 3][44]. Proces zapaści obłoku molekularnego, który doprowadził do powstania Słońca, mógł zostać wywołany przez falę uderzeniową pobliskiej eksplozji supernowej[45]. Wskazuje na to duża zawartość metali ciężkich, między innymi złota i uranu, w Układzie Słonecznym w stosunku do zawartości tych pierwiastków w gwiazdach II populacji (ubogich w metale; zob. hasło częstość występowania pierwiastków we Wszechświecie). Najprawdopodobniej te pierwiastki powstawały w endotermicznych reakcjach jądrowych zachodzących podczas wybuchu supernowej lub w procesach przemiany jądrowej przez wychwyt neutronów w masywnych gwiazdach drugiej populacji[44].
Słońce nie ma określonej powierzchni (jaką mają np. planety grupy ziemskiej); w jego zewnętrznych warstwach gęstość gazów spada wykładniczo wraz ze wzrostem odległości od jego centrum[46]. Niemniej jednak ma dobrze określoną strukturę wewnętrzną, opisaną poniżej. Promień Słońca jest mierzony od środka do krawędzi fotosfery. Fotosfera jest ostatnią widoczną warstwą Słońca, jako że wyższe warstwy są zbyt chłodne albo zbyt rozrzedzone, aby emitować wystarczającą ilość światła, by być widoczne gołym okiem[47] w obecności jaskrawego światła pochodzącego z fotosfery. Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, gdy fotosfera jest zasłonięta przez Księżyc, można łatwo dostrzec koronę słoneczną.
Wnętrze Słońca nie jest bezpośrednio obserwowalne, a samo Słońce jest nieprzezroczyste dla promieniowania elektromagnetycznego. Jednak – podobnie jak sejsmologia wykorzystuje fale generowane przez trzęsienia ziemi, aby badać wewnętrzną strukturę Ziemi – heliosejsmologia korzysta z fal ciśnienia (infradźwięków) przechodzących przez wnętrze Słońca do badań i wizualizacji wewnętrznej struktury gwiazdy[48]. Również modelowanie komputerowe wykorzystuje się jako narzędzie do testowania zgodności modeli teoretycznych jego głębszych warstw z obserwacjami.
Jądro
- Osobny artykuł: Jądro gwiazdy.
Uważa się, że jądro Słońca rozciąga się od centrum gwiazdy do około 20–25% promienia słonecznego[49]. Ma ono gęstość do około 150 g/cm³[50][51] (około 150 razy większą niż gęstość wody) i temperaturę około 15 mln K[51]. Składa się z plazmy, której głównymi składnikami są elektrony, protony i jądra atomów helu. W tych warunkach elektrony nie są zdegenerowane, a ciśnienie promieniowania niewielkie, plazma zachowuje się jak gaz doskonały[52]. Najnowsze analizy danych uzyskanych przez SOHO wskazują, że jądro obraca się szybciej niż zewnętrzna część strefy promienistej[49]. Przez większość życia Słońca energia jest wytwarzana w procesach syntezy jądrowej w cyklu protonowym; proces ten przekształca wodór w hel[53]. Tylko 0,8% energii wytwarzanej w Słońcu pochodzi z cyklu CNO[54].
Jądro to jedyny obszar Słońca, który wytwarza znaczne ilości energii cieplnej poprzez syntezę jądrową; 99% energii jest generowane w obrębie 24% promienia Słońca, a w odległości od centrum równej 30% promienia synteza nie zachodzi już niemal wcale. Reszta gwiazdy jest ogrzewana przez ciepło przenoszone z jądra na zewnątrz[48][55].
Słońce emituje energię o mocy 384,6 jottawatów (3,846 ×1026 W)[1], co odpowiada 9,192 ×1010 megaton trotylu na sekundę. Energia ta jest równoważna masie 4,26 mln ton; przez promieniowanie Słońce w każdej sekundzie zmniejsza o tyle swą masę. Energia ta powstaje głównie w cyklu protonowym, który zachodzi około 9,2 ×1037 razy w każdej sekundzie. Reakcja ta wykorzystuje cztery wolne protony (jądra wodoru-1), zamienia około 3,7 ×1038 protonów w cząstki alfa (jądra helu) na sekundę (spośród łącznie ok. 8,9 ×1056 wolnych protonów w Słońcu), czyli około 6,2 ×1011 kg na sekundę[18]. Synteza wodoru w hel przekształca około 0,7% jego masy w energię[56].
Wytwarzanie energii przez syntezę w jądrze zmienia się wraz z odległością od środka Słońca. Z modeli symulujących wytwarzanie energii w Słońcu wynika, że w jego centrum jest to około 276,5 W/m³[57]. Jest to niewielka gęstość wytwarzania energii, znacznie mniejsza od gęstości ciepła wytwarzanego w ciele człowieka[uwaga 4]. Ogromna moc Słońca nie wynika z intensywnego generowania ciepła na jednostkę objętości, ale z jego dużych rozmiarów.
Szybkość syntezy w jądrze jest w stanie równowagi trwałej: większe tempo syntezy spowodowałoby większe nagrzanie jądra i rozszerzenie się pomimo nacisku wyższych warstw, a to zmniejszyłoby szybkość syntezy i skorygowało zaburzenie; podobnie nieco mniejsze tempo spowodowałoby ostygnięcie i skurczenie jądra, zwiększając szybkość syntezy, prowadząc do stanu równowagi[58][59].
Promieniowanie gamma (fotony o bardzo dużej energii) uwalniane w reakcji syntezy jest absorbowane po przebyciu zaledwie kilku milimetrów plazmy słonecznej, a następnie ponownie emitowane w losowym kierunku i z nieco mniejszą energią. Ze względu na to dotarcie promieniowania do powierzchni zajmuje dużo czasu. Oszacowania czasu podróży fotonów mieszczą się w zakresie od 10 000 do 170 000 lat[60]. Z kolei neutrina, które unoszą około 2% energii syntezy, docierają do powierzchni Słońca w zaledwie 2,3 sekundy. Ponieważ transport energii w Słońcu to proces, w którym fotony pozostają w równowadze termodynamicznej z materią, skala czasu transportu energii (mechanizm Kelvina-Helmholtza) w Słońcu jest długa, rzędu 30 000 000 lat. Jest to czas, jaki upłynąłby od wystąpienia zmiany temperatury w jądrze Słońca do przeniesienia tej zmiany na powierzchnię[61].
Reakcje syntezy w jądrze uwalniają także neutrina słoneczne, lecz one w przeciwieństwie do fotonów rzadko oddziałują z materią i prawie wszystkie wydostają się ze Słońca. Przez wiele lat pomiary neutrin słonecznych wykazywały mniejszą ich liczbę, niż wskazywała teoria. Liczba rejestrowanych neutrin elektronowych była 3 razy mniejsza od oczekiwanej. Różnica ta została wyjaśniona w 2001 roku przez odkrycie oscylacji neutrin: Słońce emituje przewidywaną przez teorię liczbę neutrin, ale detektory nie wykrywały 2/3 z nich, dlatego że neutrina zmieniły swoją liczbę kwantową zwaną zapachem (przekształciły się w neutrina mionowe lub taonowe) i stały się niewykrywalne, zanim dotarły do detektorów[62].
Strefa promienista
- Osobny artykuł: Strefa promienista.
W warstwach leżących dalej niż 25% promienia słonecznego od środka Słońca nie zachodzi już praktycznie przemiana jądrowa pierwiastków i generowanie ciepła, a jedynie przewodzenie ciepła pochodzącego z jądra, dlatego w stosunku do tych warstw używa się wspólnego określenia otoczka[63]. Według obecnego modelu Słońca pierwszą z nich, licząc od jądra, rozciągającą się do około 70% promienia słonecznego jest warstwa promienista. Materia słoneczna jest w niej wystarczająco gorąca i gęsta, by, podobnie jak w jądrze, składała się z jonów i elektronów. W tych warunkach promieniowanie cieplne jest podstawowym sposobem przekazywania energii z jądra[51]. W strefie tej wraz ze wzrostem odległości od jądra temperatura spada z około 7 do 2 mln kelwinów; odpowiadający tej zmianie gradient temperatury jest mniejszy niż gradient adiabatyczny dla plazmy, dlatego nie zachodzi konwekcja[51]. Przekazywanie energii odbywa się przez oddziaływanie promieniowania cieplnego z cząstkami tworzącymi plazmę; jony wodoru i helu oraz elektrony emitują fotony, które pokonują jedynie niewielki dystans i są pochłaniane przez inne jony[60].
Brak konwekcji w jądrze Słońca i strefie promienistej sprawia, że do strefy „spalania” wodoru nie dopływa nowe paliwo (wodór), także produkty przemian jądrowych nie wypływają w stronę powierzchni. W strefie promienistej gęstość spada stukrotnie, od 20 do 0,2 g/cm³[51].
Strefę promienistą od strefy konwekcyjnej oddziela warstwa przejściowa, tzw. tachoklina. Jest to obszar, w którym zachodzi gwałtowna zmiana charakteru wielkoskalowego ruchu materii pomiędzy jednolitym obrotem w strefie radiacyjnej a rotacją różnicową w strefie konwekcyjnej, co skutkuje dużym ścinaniem – stanem, w którym kolejne poziome warstwy przesuwają się jedna względem drugiej[64]. Ruchy płynu występujące w wyższej strefie konwekcyjnej zanikają powoli w głąb tej warstwy, przy dnie dopasowując się do zachowania strefy promienistej. Istnieje hipoteza, że słoneczne pole magnetyczne jest wytwarzane przez mechanizm dynama magnetohydrodynamicznego w tej strefie przejściowej[51].
Strefa konwektywna
- Osobny artykuł: Strefa konwektywna.
W zewnętrznej warstwie Słońca, od jego powierzchni do głębokości około 200 000 km (70% promienia słonecznego od centrum), temperatura jest niższa niż w strefie promienistej a cięższe atomy nie są całkowicie zjonizowane. W rezultacie transport ciepła przez promieniowanie jest mniej wydajny. Materiał ogrzewany w tachoklinie, zyskując ciepło, którego nie jest w stanie wypromieniować do wyższych warstw, rozszerza się, przez co zmniejsza się jego gęstość, co pozwala mu unosić się. W rezultacie rozwija się konwekcja termiczna: komórki konwekcyjne wynoszą większość ciepła na zewnątrz, aż do fotosfery. Gdy materia ochłodzi się w fotosferze, jej gęstość wzrasta i opada do podstawy strefy konwektywnej i cykl się powtarza. W fotosferze temperatura spada do 5700 K, a gęstość do 0,2 g/m³ (około 1/6000 gęstości powietrza na poziomie morza)[51].
Kolumny gorącej materii wznoszącej się w strefie konwekcyjnej tworzą ślad na powierzchni Słońca w postaci granulacji powierzchni i supergranulacji. Powierzchnia Słońca pokryta jest komórkami konwekcyjnymi w kształcie wielokątów o rozmiarach rzędu 1000 km zwanych granulami. Jaśniejszy obszar granuli tworzy wznosząca się z prędkością dochodzącą do 1500 km/h gorąca materia z wnętrza Słońca, ciemniejsze linie między granulami to obszary zimniejszej zapadającej się plazmy. Granule różnią się wielkością, jasnością i czasem życia. Istniejące granule zanikają i tworzą się nowe, jedna granula istnieje przez 5–10 min, większe granule istnieją dłużej[65]. W pomiarach dopplerowskich prędkości materii fotosfery ukazuje się struktura o komórkach wielkości ponad 30 000 km zwana supergranulacją, a także komórki konwekcyjne o jeszcze większych rozmiarach, rzędu 200 000 km[66].
Turbulentna konwekcja w zewnętrznej części Słońca powoduje powstanie dynama o małej skali, które generuje lokalne pola magnetyczne o własnych biegunach północnych i południowych rozrzucone po całej powierzchni Słońca[51]. Komórki konwekcyjne na Słońcu są komórkami Bénarda, dlatego przybierają kształt podobny do graniastosłupów sześciokątnych[67].
Fotosfera
- Osobny artykuł: Fotosfera.
Widoczna gołym okiem powierzchniowa warstwa Słońca to fotosfera. Z definicji wynika, że w warstwie tej powstaje większość fotonów opuszczających Słońce. Fotosfera ma grubość około 400 km, choć warstwa ta stanowi niewielką część promienia gwiazdy, zachodzą w niej ważne zjawiska, a właściwości budującej ją materii zmieniają się znacznie. W warstwie tej wraz z wysokością ciśnienie spada od 16 do 0,68 kPa (0,16–0,0068 ciśnienia atmosferycznego na Ziemi), temperatura spada od 7610 do 4465 K[68]. Poniżej fotosfery Słońce jest niemal nieprzezroczyste dla światła widzialnego, przez co występuje w niej konwekcja[69]. Powyżej fotosfery światło słoneczne rozchodzi się niemal swobodnie w przestrzeni, a energia w postaci światła opuszcza Słońce. Własności optyczne fotosfery wynikają z obecności w niej jonów H−, które łatwo pochłaniają i emitują światło widzialne[69]. W fotosferze jeden jon wodorkowy przypada na 10 mln atomów wodoru, a na szczycie fotosfery (4400 K) nie występują one niemal wcale, a wodór przestaje niemal przeźroczysty dla światła. Pomimo że jest ich tak niewiele, to one mają duży wpływ na spektrum promieniowania gwiazd, których atmosfera składa się głównie z wodoru[70]. Światło widzialne, które dociera do Ziemi, jest wytwarzane, gdy elektrony przyłączają się do atomów wodoru, tworząc jony H−[71][72]; większość światła opuszczającego Słońce powstaje w najniższych 100 km fotosfery[68]. W 1 m³ fotosfery znajduje się średnio około 1023 cząsteczek (0,37% gęstości cząstek w atmosferze ziemskiej na poziomie morza). Fotosfera jest zjonizowana w niewielkim stopniu (około 3%), prawie cały wodór istnieje w formie atomowej[73]. Fotosfera jest nieco bardziej przezroczysta niż czyste powietrze na Ziemi. Ponieważ górna część fotosfery jest zimniejsza niż dolna, tarcza Słońca oglądana po skosie zawiera więcej promieniowania z wyższych warstw niż oglądana prostopadle do powierzchni, co sprawia, że tarcza słoneczna jest ciemniejsza przy krawędzi (limbie); zjawisko to znane jest jako pociemnienie brzegowe[69]. Promieniowanie Słońca w zakresie widzialnym jest najintensywniejsze w żółto-zielonej części widma i chociaż w rzeczywistości ma barwę białą, obserwowane z powierzchni Ziemi może wydawać się żółte ze względu na dość mocne rozpraszanie światła niebieskiego w atmosferze[17][74]. Widmo promieniowania słonecznego (temperatura barwowa) odpowiada widmu ciała doskonale czarnego o temperaturze ok. 5900 K, z maksimum przy długości fali około 500 nm[75], przeplecione liniami absorpcyjnymi (tzw. liniami Fraunhofera) pochodzącymi od gazów w rozrzedzonych warstwach leżących powyżej fotosfery. Jeżeli jako punkt odniesienia zostanie przyjęty standardowy iluminant D65, to względem niego światło słoneczne przed wejściem w atmosferę Ziemi ma barwę, którą można określić jako brzoskwiniowo różową, w przestrzeni barw SRGB jest to #fff3ea, a w CIEXYZ x=0,3259, y=0,3379[76].
Podczas wczesnych badań widma optycznego fotosfery stwierdzono, że niektóre linie absorpcyjne nie pasują do żadnego pierwiastka chemicznego, jaki był znany wówczas na Ziemi. W 1868 roku Norman Lockyer postawił hipotezę, że te linie absorpcyjne reprezentują nieznany wcześniej pierwiastek, który nazwał hel od greckiego boga Słońca Heliosa. Dwadzieścia pięć lat później hel wyizolowano na Ziemi[77].
Atmosfera
Części Słońca położone poza fotosferą są określane łącznie jako atmosfera słoneczna[69]. Mogą być one obserwowane dzięki teleskopom rejestrującym promieniowanie elektromagnetyczne od fal radiowych przez światło widzialne do promieniowania gamma. Poza fotosferą znajduje się pięć głównych obszarów: warstwa minimum temperaturowego, chromosfera, warstwa przejściowa, korona słoneczna i heliosfera[69].
Najchłodniejszym obszarem Słońca jest warstwa minimum temperaturowego, około 500 km nad fotosferą, gdzie temperatura spada do około 4100 K[69]. Jest ona dostatecznie niska, aby możliwe było istnienie molekuł prostych związków chemicznych (tlenku węgla, wody), które można wykryć w widmie absorpcyjnym[78].
Chromosfera, warstwa przejściowa i korona są znacznie gorętsze niż powierzchnia Słońca[69]. Zjawisko to nie zostało jednoznacznie wyjaśnione; zebrane dowody wskazują, że fale Alfvéna mogą mieć wystarczająco dużą energię, aby ogrzewać koronę[79].
Powyżej warstwy minimum temperaturowego znajduje się warstwa o grubości około 2000 kilometrów, w której widmie dominują linie emisyjne i absorpcyjne[69]. Nazywa się ją „chromosferą” od greckiego χρώμα (chroma), oznaczającego „kolor”, ponieważ chromosfera jest widoczna podczas zaćmień Słońca jako kolorowy błysk na początku i na końcu fazy całkowitego zaćmienia[80]. Temperatura w chromosferze stopniowo wzrasta z wysokością do około 20 000 K u szczytu warstwy[69]. W górnej części chromosfery hel staje się częściowo zjonizowany[81].
Powyżej chromosfery znajduje się cienka (około 200 km) warstwa przejściowa, w której temperatura wzrasta gwałtownie z około 20 000 K w górnej chromosferze do blisko miliona kelwinów, temperatury charakterystycznej dla korony słonecznej[82]. Wzrost temperatury jest ułatwiony przez pełną jonizację helu w obszarze przejściowym, która znacznie zmniejsza radiacyjne ochładzanie plazmy[81]. Warstwa przejściowa nie występuje na ściśle określonej wysokości, ale raczej stanowi rodzaj „halo” wokół przejawów aktywności chromosferycznej, jak spikule i filamenty, i jest w stałym, chaotycznym ruchu[80]. Z powierzchni Ziemi trudno jest obserwować warstwę przejściową, ale jest ona dobrze widoczna z przestrzeni kosmicznej przez instrumenty wrażliwe na skrajny ultrafiolet[83].
Korona słoneczna jest następną warstwą atmosfery Słońca. Niska korona, bliżej powierzchni Słońca, ma gęstość cząstek około 1015-10 16 m−3[uwaga 5][81]. Średnia temperatura korony i wiatru słonecznego to 1 000 000–2 000 000 K; w najgorętszych obszarach osiąga 8 000 000–20 000 000 K[82]. Chociaż nie istnieje kompletna teoria, która wyjaśniałaby temperaturę korony, przynajmniej część jej ciepła generuje rekoneksja magnetyczna[82][84]. Korona jest rozszerzoną, zewnętrzną atmosferą Słońca, która ma objętość znacznie większą niż objętość zawarta w obrębie fotosfery. Fale na zewnętrznej powierzchni korony, które losowo rozchodzą się na jeszcze większą odległość od Słońca, nazywa się wiatrem słonecznym; rozchodzi się on w obrębie całego Układu Słonecznego[84].
Heliosfera – rzadki, najbardziej zewnętrzny obszar atmosfery Słońca – jest wypełniona plazmą wiatru słonecznego. Jej wewnętrzną granicę wyznacza obszar, w którym przepływ wiatru słonecznego staje się szybszy niż prędkość fal Alfvéna[85], około 20 promieni słonecznych (0,1 au) od środka gwiazdy. Turbulencja i siły dynamiczne działające w heliosferze nie mogą wpływać na kształt korony słonecznej, ponieważ informacje (odkształcenia) mogą podróżować tylko z prędkością fal Alfvéna. Wiatr słoneczny przemieszcza się na zewnątrz w sposób ciągły przez heliosferę, formując pole magnetyczne Słońca na kształt spirali Archimedesa[84], aż osiągnie heliopauzę, ponad 50 au od Słońca. W grudniu 2004 roku sonda Voyager 1 przekroczyła szok końcowy, wewnętrzną granicę heliosfery, a w 2012 roku wydostała się poza heliopauzę. Obie sondy Voyager rejestrowały podwyższony poziom wysokoenergetycznych cząstek w miarę zbliżania się do tej granicy[86].
Heliosfera rozciąga się daleko poza obszar planet Układu Słonecznego i orbity obiektów Pasa Kuipera, takich jak Pluton. Heliopauza wyznacza granicę wpływu Słońca, poza którą rozpościera się ośrodek międzygwiazdowy. Pole grawitacyjne Słońca dominuje na większym obszarze, utrzymując obłok Oorta rozciągający się daleko poza granicę heliosfery[86].
Pole magnetyczne
Słońce jest gwiazdą magnetycznie aktywną, ma silne pole magnetyczne, które w małej skali zmienia się nieustannie, a co około jedenaście lat, w pobliżu maksimum słonecznego zmienia biegunowość[88]. Pole magnetyczne Słońca powoduje wiele efektów, które są zbiorczo nazywane aktywnością słoneczną, w tym plamy na powierzchni Słońca, rozbłyski i zmiany wiatru słonecznego, który niesie materię poprzez Układ Słoneczny (tzw. pogoda kosmiczna)[89]. Wpływ aktywności słonecznej na Ziemię przejawia się m.in. w występowaniu zórz na umiarkowanych i wysokich szerokościach geograficznych, zakłóceniach łączności radiowej i przesyłu prądu elektrycznego. Odegrała ona najprawdopodobniej dużą rolę w powstaniu i ewolucji Układu Słonecznego[90]. Aktywność słoneczna zmienia także strukturę zewnętrznej atmosfery Ziemi[91].
Cała materia w Słońcu występuje w postaci gazu, a w wysokich temperaturach plazmy. Dzięki temu Słońce może obracać się szybciej na równiku (około 25 dni) niż w wyższych szerokościach heliograficznych (około 35 dni w pobliżu biegunów). Rotacja różnicowa Słońca powoduje skręcenie linii jego pola magnetycznego, tworząc pętle pola magnetycznego wznoszące się z powierzchni Słońca i powodując powstawanie plam słonecznych i protuberancji (patrz: rekoneksja magnetyczna). Ten ruch napędza dynamo słoneczne i 11-letni cykl aktywności słonecznej[92][93].
Słoneczne pole magnetyczne znacznie wykracza poza granice samego Słońca. Plazma wiatru słonecznego niesie pole magnetyczne w przestrzeń międzyplanetarną, tworząc tzw. międzyplanetarne pole magnetyczne[84]. Ponieważ plazma może poruszać się tylko wzdłuż linii pola magnetycznego, międzyplanetarne pole magnetyczne jest początkowo rozciągnięte radialnie od Słońca. Ponieważ pola na północ i na południe od równika słonecznego mają różne bieguny, z wektorem indukcji wskazującym w stronę Słońca bądź odwrotnie, w płaszczyźnie równikowej Słońca istnieje cienka warstwa graniczna, wzdłuż której płynie słaby prąd – tzw. heliosferyczna warstwa prądowa (ang. heliospheric current sheet[84]). W większej odległości obrót Słońca skręca pole magnetyczne i tę warstwę w kształt spirali Archimedesa, tworząc strukturę zwaną spiralą Parkera[84]. Międzyplanetarne pole magnetyczne jest o wiele silniejsze niż składowa dipolowa słonecznego pola magnetycznego, która na powierzchni fotosfery ma indukcję od 50 do 400 μT i maleje z odwrotnością sześcianu odległości od Słońca, do około 0,1 nT przy orbicie Ziemi. Jednakże zgodnie z obserwacjami sond kosmicznych, międzyplanetarne pole magnetyczne w pobliżu Ziemi ma wartość 5 nT, około sto razy większą[94]. Różnicę powodują pola magnetyczne generowane przez prądy elektryczne, płynące w plazmie pochodzącej ze Słońca.
Z punktu widzenia chemika, powierzchnia lub wnętrze gwiazdy… jest nudne – nie ma tam cząsteczek.” – Roald Hoffmann[95]
Słońce składa się głównie z dwóch pierwiastków chemicznych: wodoru i helu; stanowią one w fotosferze odpowiednio 74,91% i 23,77% masy, pozostałe pierwiastki stanowią 1,33%[96]. Wszystkie cięższe pierwiastki, zwane w astronomii metalami, to głównie tlen (około 1% masy), węgiel (0,3%), neon (0,2%) i żelazo (0,2%)[97].
Słońce odziedziczyło skład chemiczny po ośrodku międzygwiazdowym, z którego powstało. Wodór i hel, które zawiera, zostały wytworzone w procesach pierwotnej nukleosyntezy, a „metale” zostały wyprodukowane przez nukleosyntezę we wcześniejszych pokoleniach gwiazd, które zakończyły swoje życie i zwróciły swoją materię do ośrodka międzygwiezdnego przed powstaniem Słońca[98]. Skład chemiczny fotosfery jest zwykle uważany za reprezentatywny dla pierwotnego składu Układu Słonecznego[99]. Jednakże od czasu, gdy Słońce powstało, część helu i cięższych pierwiastków opadła w głąb gwiazdy z fotosfery. Dlatego stężenie helu w dzisiejszej fotosferze jest zmniejszone, a metaliczność stanowi tylko 84% metaliczności, jaką miało Słońce w fazie protogwiazdy (przed rozpoczęciem syntezy jądrowej w jądrze). Słońce w fazie protogwiazdy zawierało przypuszczalnie 71,1% wodoru, 27,4% helu i 1,5% metali[96].
W wewnętrznej części Słońca synteza jądrowa zmieniła skład materii, przekształcając część wodoru w hel. Najgłębsza część Słońca zawiera obecnie mniej więcej 60% helu przy niezmienionej zawartości metali. Ponieważ we wnętrzu Słońca energia jest przenoszona przez promieniowanie, a nie konwekcję (patrz strefa promienista powyżej), produkty syntezy z jądra nie wzniosły się do fotosfery[100].
„Spalanie” wodoru w centrum tworzy obszar wypełniony „helowym popiołem”, przekształcanie wodoru w hel, stopniowo słabnie w centrum Słońca i przechodzi do coraz wyższych warstw. Ten proces będzie trwał dalej i doprowadzi w końcu do tego, że Słońce opuści ciąg główny, by stać się czerwonym olbrzymem[101].
Zawartość cięższych pierwiastków jest typowo badana za pomocą spektroskopii fotosfery Słońca i porównywana ze składem meteorytów szczególnie chondrytów węglistych, które nigdy nie były ogrzane do temperatury topnienia[96]. Dzięki temu mogły zachować pierwotny skład mgławicy przedsłonecznej. Te dwie metody na ogół dają zgodne wyniki[16]. Zawartość litu w porównaniu do innych metali w fotosferze Słońca jest około 150 razy mniejsza niż w meteorytach, a boru i berylu porównywalna[96]. Mała zawartość litu wskazuje na jego ubywanie w procesie Li + H = 2He, zachodzące w takim obszarze Słońca, by zachodziła wymiana materii między wierzchnimi warstwami Słońca a miejscem zachodzenia reakcji. Rozważano możliwość zachodzenia tego procesu w centrum Słońca w fazie protogwiazdy oraz w dolnej części strefy konwektywnej, gdy Słońce było już na ciągu głównym, a jego centrum było promieniste. Wykazano jednak, że temperatura w strefie konwekcji była zawsze zbyt mała, by zachodziło w niej „spalanie” litu[102].
Jony pierwiastków z grupy żelaza
W latach 70. XX wieku wiele badań koncentrowało się na zawartości pierwiastków grupy żelaza w Słońcu[103][104]. Chociaż przeprowadzono znaczną liczbę badań, określenie zawartości niektórych pierwiastków (np. kobaltu i manganu) było nadal problematyczne (co najmniej do 1978 roku), ze względu na ich strukturę nadsubtelną[103].
Pierwszy w dużej mierze kompletny zestaw mocy oscylatora dla pojedynczo zjonizowanych pierwiastków grupy żelaza został opracowany w 1960 roku[105], a jego poprawiona wersja w 1976[106]. W 1978 roku wyznaczono zawartość pojedynczo zjonizowanych atomów pierwiastków grupy żelaza[103].
Stosunki izotopów w Słońcu i planetach
Wielu autorów rozważało przyczynę istnienia różnic składu izotopów gazów szlachetnych między Słońcem a planetami[107], na przykład korelacje między składem izotopowym planetarnego i słonecznego neonu i ksenonu[108]. Przed 1983 rokiem powszechnie funkcjonował pogląd, że skład izotopowy metali w całej objętości Słońca jest jednakowy[109]. W 1983 roku postawiono hipotezę, że frakcjonowanie izotopów zachodzące w Słońcu wpłynęło na różnice w proporcjach izotopów w planetach i wietrze słonecznym[109].
Plamy słoneczne i cykl słoneczny
Przy obserwacji Słońca przez odpowiednie filtry zwykle natychmiast zauważalne stają się plamy na jego powierzchni, obszary powierzchni wyraźnie ciemniejsze niż ich otoczenie. Powodem mniejszej jasności jest ich niższa temperatura. Wewnętrzna część plamy nazywana jest cieniem, jest ona zazwyczaj otoczona półcieniem, obszarem, na którym widać zdeformowaną strukturę granuli. Małe plamy pozbawione półcienia nazywane są porami, stanowią one pierwszy etap ewolucji plam. Plamy słoneczne to regiony intensywnej aktywności magnetycznej, gdzie konwekcja jest hamowana przez silne pole magnetyczne, redukując transport ciepła z gorącego wnętrza na powierzchnię. Pole magnetyczne powoduje silne nagrzewanie korony, tworząc regiony aktywne, które są źródłem intensywnych rozbłysków i koronalnych wyrzutów masy. Największe plamy mogą mieć średnicę dziesiątek tysięcy kilometrów[110].
Liczba plam widocznych na Słońcu (zobacz: liczba Wolfa) nie jest stała, ale zmienia się w 11-letnim cyklu znanym jako cykl słoneczny. W typowym minimum aktywności słonecznej plamy są mało widoczne, czasami wcale, a te, które się pojawiają, występują na wysokich szerokościach heliograficznych. W miarę rozwijania się cyklu słonecznego liczba plam wzrasta i przenoszą się one bliżej równika Słońca; zjawisko to opisuje prawo Spörera. Plamy słoneczne zwykle występują w parach o przeciwnej biegunowości magnetycznej. Polaryzacja magnetyczna wiodącej plamy zmienia się na przeciwną w każdym kolejnym cyklu słonecznym, tak, że północny biegun magnetyczny w jednym cyklu słonecznym zostanie zastąpiony przez południowy biegun magnetyczny w następnym[111]. Cykl słoneczny związany jest z cyrkulacją plazmy w warstwie konwektywnej; długie minima aktywności mogą być związane z przyspieszeniem ruchu w górnych warstwach „pasa transmisyjnego” plazmy w średnich szerokościach heliograficznych[112].
Cykl słoneczny ma duży wpływ na pogodę kosmiczną, a także na klimat Ziemi, jako że jasność Słońca ma bezpośredni związek z aktywnością magnetyczną[113]. Słoneczne minima aktywności wydają się być skorelowane z niższymi temperaturami na Ziemi, a szczególnie długie cykle słoneczne korelują z cieplejszymi okresami. Wydaje się, że w XVII wieku cykl słoneczny całkowicie zatrzymał się na kilka lat – w tym okresie zaobserwowano bardzo niewiele plam. Podczas tej epoki, znanej jako minimum Maundera lub mała epoka lodowa, Europa doświadczyła wyjątkowo niskich temperatur[114]. Wcześniejsze wydłużone minima zostały odkryte poprzez analizę słojów przyrostu rocznego drzew i wydaje się, że zbiegły się w czasie z okresami niższych niż średnie temperatur na Ziemi[115].
Hipotetyczny cykl długookresowy
Jedna z nowszych teorii twierdzi, że niestabilności magnetyczne w jądrze Słońca powodują wahania o okresach 41 000 lub 100 000 lat. Mogą one stanowić wyjaśnienie epok lodowych alternatywne wobec cykli Milankovicia[116][117].