Oprócz tego, że jest centralnym źródłem światła i ciepła w naszym Układzie Słonecznym, Słońce jest również źródłem inspiracji historycznych, religijnych i naukowych. Ze względu na ważną rolę, jaką Słońce odgrywa w naszym życiu, badano ją bardziej niż jakikolwiek inny obiekt we wszechświecie, poza naszą planetą Ziemią. Dzisiaj fizycy słoneczni zagłębiają się w jego strukturę i działania, aby dowiedzieć się więcej o tym, jak działa ona i inne gwiazdy.
Z naszego punktu obserwacyjnego na Ziemi Słońce wygląda jak żółto-biała kula światła na niebie. Leży około 150 milionów kilometrów od Ziemi, w części galaktyki Drogi Mlecznej zwanej Ramieniem Oriona.
Grawitacja to siła, która utrzymuje planety krążące wokół układu słonecznego. Grawitacja powierzchniowa Słońca wynosi 274,0 m / s 2. Dla porównania siła przyciągania ziemskiego wynosi 9,8 m / s2. Ludzie jadący na rakiecie w pobliżu powierzchni Słońca i próbujący uciec przed przyciąganiem grawitacyjnym musieliby przyspieszyć z prędkością 2223.720 km / h, aby uciec. To typowy Ja silny powaga!
Słońce emituje również stały strumień cząstek zwany „wiatrem słonecznym”, który kąpie wszystkie planety w promieniowanie. Wiatr ten jest niewidocznym połączeniem między Słońcem a wszystkimi obiektami w Układzie Słonecznym, powodując zmiany sezonowe. Na Ziemi ten wiatr słoneczny wpływa również na prądy w oceanie, nasza codzienna pogodai nasz długoterminowy klimat.
Słońce jest ogromne. Objętościowo zawiera większość masy w Układzie Słonecznym - ponad 99,8% całej masy planet, księżyców, pierścieni, planetoid i komet łącznie. Jest również dość duży, mierząc 4 379 000 km wokół równika. Zmieściłoby się w nim ponad 1 300 000 Ziem.
Słońce jest kulą przegrzanego gazu. Jego materiał jest podzielony na kilka warstw, prawie jak płonąca cebula. Oto, co dzieje się w Słońcu od wewnątrz.
Po pierwsze, energia jest wytwarzana w samym centrum, zwanym rdzeniem. Tam wodór topi się, tworząc hel. Proces syntezy wytwarza światło i ciepło. Rdzeń jest podgrzewany do ponad 15 milionów stopni od stopienia, a także przez niewiarygodnie wysokie ciśnienie z warstw nad nim. Siła grawitacji Słońca równoważy ciśnienie ciepła w jego rdzeniu, utrzymując go w kulistym kształcie.
Nad rdzeniem znajdują się strefy radiacyjne i konwekcyjne. Tam temperatury są niższe, od około 7 000 K do 8 000 K. Fotony światła potrzebują kilkuset tysięcy lat, aby uciec z gęstego rdzenia i przemierzyć te regiony. W końcu docierają do powierzchni, zwanej fotosferą.
Ta fotosfera jest widoczną warstwą o grubości 500 km, z której w końcu ucieka większość promieniowania słonecznego i światła. To także punkt początkowy plam słonecznych. Nad fotosferą znajduje się chromosfera („kula koloru”), którą można krótko zobaczyć podczas całkowitych zaćmień Słońca jako czerwonawą obwódkę. Temperatura stale rośnie wraz z wysokością do 50 000 K, a gęstość spada do 100 000 razy mniej niż w fotosferze.
Nad chromosferą znajduje się korona. To zewnętrzna atmosfera Słońca. Jest to region, w którym wiatr słoneczny opuszcza Słońce i przemierza Układ Słoneczny. Korona jest niezwykle gorąca, wyższa od milionów stopni Kelvina. Do niedawna fizycy słoneczni nie do końca rozumieli, w jaki sposób korona może być tak gorąca. Okazuje się, że miliony małych rozbłysków, zwane nanoparami, może odgrywać rolę w podgrzewaniu korony.
W porównaniu z innymi gwiazdami astronomowie uważają naszą gwiazdę za żółtego karła i nazywają ją typ spektralny G2 V. Jego rozmiar jest mniejszy niż wiele gwiazd w galaktyce. Jego wiek 4,6 miliarda lat czyni go gwiazdą w średnim wieku. Podczas gdy niektóre gwiazdy są prawie tak stare jak wszechświat, około 13,7 miliarda lat, Słońce jest gwiazdą drugiej generacji, co oznacza, że uformowało się dobrze po urodzeniu się pierwszej generacji gwiazd. Część jej materiału pochodzi z gwiazd, które już dawno zniknęły.
Słońce uformowało się w chmurze gazu i pyłu zaczynając od około 4,5 miliarda lat temu. Zaczęło świecić, gdy tylko jego rdzeń zaczął stapiać wodór z wytworzeniem helu. Będzie kontynuować ten proces syntezy jądrowej przez kolejne pięć miliardów lat. Następnie, gdy skończy się wodór, zacznie się topić hel. W tym momencie Słońce ulegnie radykalnej zmianie. Jego zewnętrzna atmosfera rozszerzy się, co prawdopodobnie doprowadzi do całkowitego zniszczenia planety Ziemia. W końcu umierające Słońce skurczy się, by stać się białym karłem, a to, co pozostało z jego zewnętrznej atmosfery, może zostać wysadzone w kosmos w nieco pierścieniowej chmurze zwanej mgławicą planetarną.
Naukowcy zajmujący się energią słoneczną badają Słońce za pomocą wielu różnych obserwatoriów, zarówno na ziemi, jak i w przestrzeni kosmicznej. Monitorują zmiany na jej powierzchni, ruchy plam słonecznych, stale zmieniające się pola magnetyczne, rozbłyski i koronalne wyrzuty masy oraz mierzą siłę wiatru słonecznego.
Najbardziej znanymi naziemnymi teleskopami słonecznymi są szwedzkie 1-metrowe obserwatorium na La Palmie (Wyspy Kanaryjskie), Mt Obserwatorium Wilsona w Kalifornii, para obserwatoriów słonecznych na Teneryfie na Wyspach Kanaryjskich i inne w okolicy świat.
Orbitujące teleskopy dają im widok spoza naszej atmosfery. Zapewniają stały widok Słońca i jego ciągle zmieniającej się powierzchni. Niektóre z najbardziej znanych kosmicznych misji słonecznych to SOHOObserwatorium Dynamiki Słonecznej (SDO) i bliźniak STEREOFONICZNY statek kosmiczny.