Słońce jest najważniejszym obiektem Układu Słonecznego. Słońce jest gwiazdą sklasyfikowaną jako karzeł ciągu głównego. Jego typ widmowy (G2) charakteryzuje żółta barwa i obecność w widmie linii zjonizowanych i neutralnych metali oraz bardzo słabych linii wodoru. Około 98% masy całego Układu Słonecznego znajduje się w Słońcu - w jego wnętrzu zmieściło by się ponad 1 300 000 kul ziemskich, a średnica Słońca jeat prawie 110 razy większa od średnicy naszej planety.

Słońce jest ogromnym reaktorem nuklearnym. W jego jądrze w temperaturach przekraczających 13,6 mln °C i pod olbrzymim ciśnieniem wodór jest bezustannie przekształcany w hel. Co sekundę 700 mln ton wodoru zostaje spalone. Ponieważ jądro helu jest o ok. 0,71% lżejszy od czterech protonów wodoru z których powstaje utracona masa zostaje przetworzona w energię (98% w postaci wysokoenergetycznych fotonów i 2% w postaci neutrin). Neutrina opuszczają Słońce w ciągu 2 sekund - fotony przemieszczają się w kierunku powierzchni słońca w procesie konwekcji tracąc znaczną część początkowej energii dzięki czemu Słońce promieniuje głównie w świetle widzialnym i podczerwonym. Zanim jednak tam dotrze mija wg różnych szacunków od 100 000 do miliona lat. Co sekundę Słońce traci 5 milionów ton masy w postaci wypromieniowywanej energii.

Ponad jądrem znajduje się warstwa promienista, w której nie zachodzą reakcje termojądrowe. W głębszych warstwach, w temperaturach przekraczających 2 mln°C materia jest przezroczysta dla promieniowania. W tym obszarze transport energii ku powierzchni następuje poprzez dyfuzję promieniowania. Dalej jednak zarówno hel jak i wodór stają się nieprzezroczyste dla promieniowania, które ulega absorbcji. Tutaj właśnie rozpoczynają się prądy konwekcyjne biegnące aż na powierzchnię naszej gwiazdy. Chodciaż grubość warstwy konwekcyjnej szacuje się na 1/3 promienia Słońca, to zawiera ona zaledwie 2% jego masy - pozostałe 98% znajduje się w jądrze i w otoczce promienistej.

Obserwowana powierzchnia Słońca - fotosfera - ma temperaturę ok 6000°C i na zdjęciach wykonanych przez teleskopy ma granularną strukturę. Jasne obszary są cieplejsze - tu materia wynurza się, ciemniejsze, węższe pasma to obszary chłodniejszej, tonącej materii. Pojedyncze granule mają średnicę od 1000 do 2000 km a średni czas życia pojedynczej granuli to 10minut (istnieją też struktury większe - mezo- i supergranule, których czas życia jest dłuższy, a źródło materii położone głębiej - dla granul jest to ok 2 tysięcy kilometrów, podczas gdy dla supergranul nawet 30 000 km). W fotosferze gęstość materii gwałtownie maleje, i ponownie staje się przezroczysta dla fotonów. Obszar ten ma grubość wynoszącą zaledwie (w skali słonecznej) 100 km. Na wygląd fotosfery ma również wpływ pole magnetyczne - w obszarach o jego wyższym natężeniu pojawiają się plamy słoneczne, a tam, gdzie jest obniżone - flokuły - ciągi jasnych punktów.

Ponad fotosferą pojawia się gorący obszar - chromosfera, z temperaturą wzrastającą do ok 25 000 &dek;C. Ogrzewany jest on przez energię fal mechanicznych, akustycznych, hydrodynamicznych oraz niejednoroności pola magnetycznego. Tutaj pojawiają się spikule (bryzgi chromosferyczne), włókna i pochodnie (flary) słoneczne.

Powyżej temperatura wzrasta gwałtownie i sięga 1 miliona °C. Tutaj rozpoczyna się korona, ogrzewana przez fale hydromagnetyczne, widoczna w koronografach oraz podczas całkowitych zaćmień słońca. Rozciąga się na odległość 1-2 promieni Słońca i jest źródłem wiatru słonecznego.

Uwaga! Nigdy nie obserwuj Słońca bez specjalnych filtrów ochronnych - nawet przydymione okulary spawalnicze nie chronią przed promieniowaniem podczerwonym oraz ultrafioletowym, które może uszkadzać oczy. Nigdy nie kieruj niezabezpieczonego teleskopu w stronę Słońca a tym bardziej nie próbuj obserwować przez taki teleskop Słońca. Jeżeli jednak odpowiednio przygotujesz się do obserwacji nagrodą będzie możliwość prowadzenia ciekawych badań w ciągu dnia.

Obserwowana w paśmie widzialnym korona słoneczna - zdjęcie z 4-metrowego koronografu obserwatorium High Altitude Observatory Mauna Loa Solar Observatory na Hawajach

Teleskop obrazujący w dalekim ultrafiolecie (EIT)
Fe IX,X 171Å	Fe XII 195Å	Fe XV 284Å	Fe He II 304Å
Teleskop badający koronę i obszar przejściowy TRACE		Dopplerowska kamera obrazująca Michelsona (MDI)
Fe IX, X 171Å		6767Å
(SOHO) The Solar and Heliospheric Observatory SOHO jest wspólną misją Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) oraz Amerykańskiej Agencji Kosmicznej (NASA) w ramach szerokiego programu badawczego pod nazwą STSP (Solar Terrestial Science Program). Misja SOHO rozpoczęła się 2 grudnia 1995 roku. Satelita został umieszczony na orbicie okołosłonecznej w pnkcie Lagrange'a. W 1998 roku misja przeżywała trudne chwile gdy z powodu awarii dwóch (z trzech zainstalowanych) żyroskopów utracono kontrolę nad sondą. Udało się ją odzyskać, a później, dzięki instalacji nowego oprogramowania uniezależnić działanie sondy od niepewnych żyroskopów. Zdjęcia courtesy of SOHO (ESA & NASA)

MDI MAG	MDI Cont	GNH H-alpha
EIT 195Å	EIT 284Å	SXI X-ray
Solar Monitor (NASA Goddard Space Flight Center's) Na tej stronach prowadzony jest rejestr aktywnych obszarów na powierzchni Słońca, prowadzone na podstawie danych uzyskanych z Glabal H-alpha Network, SOHO, GONG+ i NOAA.

Podsumowanie aktywności Słońca z ostatnich trzech dni generowane przez
Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager


Centrum Badań nad Pogodą Kosmiczną NOAA