Сонце

Оваа статија е за Сонцето како ѕвезда. За други значења видете Сонце (појаснување).

Сонце

Сонцето во видливиот дел на спектарот при што е филтрирана белата светлина на 8 јули 2014 година. Можат да се забележат рабното затемнување и бројните сончеви дамки.
Податоци добиени од набљудувањата
Средно растојание од Земјата	1,496⋅108 км 8 мин 19 с со брзина на светлината
Видлива сјајност (V)	−26,74
Апсолутна величина	4,83
Спектрална класификација	G2V
Металичност	Z = 0,0122
Аголна големина	31,6–32,7′
Орбитални особености
Средно растојание од центарот на Млечниот Пат	≈ 2,7⋅1017 км 27.200 сг
Галактички период	(2,25–2,50)×108 a
Брзина	≈ 220 км/с (во орбита околу центарот на галаксијата) ≈ 20 км/с (релативно во однос на просечната брзина на останатите ѕвезди во соседството) ≈ 370 км/с (релативно во однос на космичкото позадинско зрачење)
Физички особености
Екваторски полупречник	696.342 ± 65 км 109 × Земјени полупречници
Екваторска обиколка	4,379⋅106 км 109 × Земјини обиколки
Сплеснатост	9⋅10-6
Површина	6,09⋅1012 км2 12.000 × Земјени површини
Зафатнина	1,41⋅1018 км3 1.300.000 × Земјини зафатнини
Маса	(1,98855 ± ,00025)⋅1030 kg 333.000 × Земјени маси
Просечна густина	1,408 г/см3 0,255 × Земјени густини
Јадрена густина (модел)	162,2 г/см3 12,4 × Земјини густини
Екваторска површинска гравитација	274,0 м/с2 27,94 g 27.542,29 cgs 28 × Земјени
Прва космичка брзина за Сонцето (од површината)	617,7 км/с 55 × Земјина
Температура	Центар (модел): 1,57⋅107 K Фотосфера (делотворна): 5.778 K Корона: ≈ 5⋅106 K
Сјајност (L)	3,846⋅1026 W ≈ 3,75⋅1028 lm ≈ 98 lm/W ефикасност
Средна јачина на зрачењето  (I)	2,009⋅107 W·m−2·sr−1
Старост	≈4,6 милијарди години
Вртежни особености
Закосеност	7,25° (во однос на еклиптиката) 67,23° (во однос на галактичката рамнина)
Ректасцензија од Северниот Пол	286,13° 19 ч 4 мин 30 с
Деклинација од Северниот Пол	+63,87° 63° 52' северно
Ѕвезден вртежен период (при екваторот)	25,05 денови
(на 16° должина)	25,38 денови 25 д 9 ч 7 мин 12 с
(на половите)	34,4 денови
Вртежна брзина (на екваторот)	7,189⋅103 км/ч
Состав на фотосферата (според маса)
водород	73,46%
хелиум	24,85%
кислород	0,77%
јаглерод	0,29%
железо	0,16%
неон	0,12%
азот	0,09%
силициум	0,07%
магнезиум	0,05%
сулфур	0,04%

Сонце (латински: Sol) — ѕвезда што се наоѓа во средиштето на Сончевиот Систем. Земјата и друга материја (вклучувајчи други планети, астероиди, метеороиди, комети и вселенска прашина) орбитираат околу Сонцето, кое самото претставува 98,6 % од целокупната маса на сончевиот Систем, а тежи околу 200.000 пати повеќе од Земјата. Тоа е масивна, речиси совршена сфера од топла плазма, загреана до вжареност со реакции на јадрено соединување во неговото јадро, зрачејќи ја енергијата од неговата површина главно како видлива светлина и инфрацрвено зрачење со 10 % при ултравиолетови енергии. Тоа е убедливо најважниот извор на енергија за животот на Земјата. Енергијата од Сонцето, во форма на сончева светлина, го одржува скоро целиот живот на Земјата преку фотосинтеза и ја управува Земјината клима и време. Сонцето е предмет на почитување во многу култури. Тоа е основна тема за астрономски истражувања уште од антиката.

Сонцето орбитира околу Галактичкот Средиште на растојание од 24.000 до 28.000 светлосни години. Од Земјата е оддалечено 1 астрономска единица (1.496×10⁸ км) или на околу 8 светлосни минути. Неговиот полупречник е околу 1.391.400 км (864.600 ми), 109 пати повеќе од Земјата. Неговата маса е околу 330.000 пати поголема од онаа на Земјата, што сочинува околу 99,86 % од вкупната маса на Сончевиот Систем. Приближно три четвртини од масата на Сонцето се состои од водород (~ 73 %); остатокот е главно хелиум (~25 %), со многу помали количини на потешки елементи, вклучувајќи кислород, јаглерод, неон и железо.

Сонцето е ѕвезда од главната низа од G-тип (G2V), неформално наречена жолто џуџе, иако нејзината светлина е всушност бела. Сонцето било формирано приближно пред 4,6 милијарди години од гравитациониот колапс на материјата во подрачје на голем молекуларен облак. Поголемиот дел од оваа материја се собрал во средиштето, додека остатокот се претворил во орбитален диск кој станал Сончев Систем. Средишната маса станала толку жешка и густа што на крајот иницирала јаглеродно соединување во неговото јадро. Секоја секунда, сончевото јадро се спојува околу 600 милијарди килограми (кг) водород во хелиум и претвора 4 милијарди килограми материја во енергија.

За околу 4 до 7 милијарди години од денес, кога соединувањето на водородот во јадрото на Сонцето ќе се намали до точка каде што Сонцето повеќе нема да е во хидростатичка рамнотежа, неговото јадро ќе претрпи значително зголемување на густината и температурата што ќе предизвика неговите надворешни слоеви да се прошират и на крајот претварајќи го Сонцето во црвен џин. Овој процес ќе го направи Сонцето доволно големо за да ја направи Земјата непогодна за живот околу пет милијарди години од сегашноста. По фазата на црвениот џин, моделите сугерираат дека Сонцето ќе ги отфрли своите надворешни слоеви и ќе стане густ тип на ѕвезда (бело џуџе) и повеќе нема да произведува енергија со спојување, но сепак ќе свети и ќе испушта топлина од претходната фузија, по можеби трилиони години. После тоа, Спнцето би требало да стане супер густо црно џуџе, кое испушта незначителна енергија.

Етимологија

Англискиот збор sun е развиен од староанглискиот sunne. Когнатите се појавуваат во други германски јазици, вклучувајќи го и западнофризиското sinne, холандското zon, долногерманското Sünn, стандарден германски Sonne, баварското Sunna, старонордиското sunna, и готското sunnō. Сите овие зборови потекнуваат од прагерманскиот *sunnōn. Ова е на крајот поврзано со зборот за сонце во другите гранки на индоевропското јазично семејство, иако во повеќето случаи се наоѓа номинативно стебло со l, наместо генитивот во n, како на пример во латинското sōl, старогрчкото ἥλιος ( hēlios), велшки haul и чешки slunce, како и санскрит स्वर् (svár) и персиски خور (xvar). Стеблото преживеало и во прагермански, како *sōwelan, од што се појавила готското sauil (заедно со sunnō) и старонордиското sól (заедно со поетското sunna), а преку него зборовите за сонце во современите скандинавски јазици: шведски и дански sol и исландски sól итн.

Главните придавки за Сонцето на англиски се сончеви за сончева светлина и, во технички контекст, соларни ( /ˈsoʊlər/), од латински sol — кое има употреба во термини како што се сончев ден, затемнување на Сонцето и Сончев систем. Од грчкото helios доаѓа ретката придавка хелијак. На англиски, грчките и латинските зборови се појавуваат во поезијата како персонификација на Сонцето, Хелиос и Сол, додека во научната фантастика Сол може да се користи за да се разликува Сонцето од другите ѕвезди. Терминот „сол“ со мала буква s го користат планетарните астрономи за времетраењето на еден сончев ден на друга планета како што е Марс.

Англиското име за делничен ден Недела потекнува од староанглиското име Sunnandæg „сончев ден“, германска интерпретација на латинската фраза diēs sōlis, самиот превод на старогрчкио е ἡμέρα ἡλίου „ден на сонцето“. Астрономскиот симбол за Сонцето е круг со точка,. Се користи за единици како што се M _☉ (Сончева маса), R_☉ ( Сончев полупречник) и L_☉ (Сончева сјајност).

Општи карактеристики

Сонцето е ѕвезда од главната низа од G-тип која сочинува околу 99,86% од масата на Сончевиот Систем. Има апсолутна магнитуда од +4,83, што се проценува дека е посветла од околу 85% од ѕвездите во Млечниот Пат, од кои повеќето се црвени џуџиња. Сонцето е помасивно од 95% од блиските ѕвезди од 7 парсеци. (~ 23 светлосни години.) Сонцето содржинаселение I, кое означува дека ѕвездата е богата со тешки елементи. Неговото формирање пред приближно 4,6 милијарди години можеби било предизвикани од ударни бранови од една или повеќе блиски супернови. Ова го сугерира големото изобилство на тешки елементи во Сончевиот Систем, како што се златото и ураниумот, во однос на изобилството на овие елементи во таканареченото население II, ѕвезди сиромашни со тешки елементи. Тешките елементи најверодостојно би можеле да бидат произведени со ендотермни нуклеарни реакции за време на супернова, или со менување на формата преку впивање на неутрони во масивна ѕвезда од втората генерација.

Сонцето е убедливо најсветлото тело на небото гледано од Земјата, со привидна величина од -26,74. Како ѕвезда е околу 13 милијарди пати посветла од следната најсветла ѕвезда, Сириус, која има привидна светлинска величина од -1,46.

1 астрономска единица (околу 150 милиони километри) се дефинира како средно растојание помеѓу средиштата на Сонцето и Земјата. Моменталното растојание варира за околу ± 2,5 милиони км или 1,55 милиони милји додека Земјата се движи од перихел на ~ 3 јануари до афел на ~ 4 јули. На своето просечно растојание, светлината патува од сончевиот хоризонт до хоризонтот на Земјата за околу 8 минути и 20 секунди, додека на светлината од најблиските точки на Сонцето и Земјата и се потребни околу две секунди помалку. Енергијата на оваа сончева светлина го поддржува речиси целиот живот на Земјата преку процесот на фотосинтеза, и ја поттикнува климата и времето на Земјата.

Сонцето нема дефинитивна граница, но неговата густина се намалува експоненцијално со зголемување на висината над фотосферата . За целите на мерењето, полупречникот на Сонцето се смета за растојание од неговото средиште до работ на фотосферата, привидната видлива површина на Сонцето. Според оваа мерка, Сонцето е речиси совршена сфера со сплеснатост проценета на 9 милионити дел, што значи дека неговиот поларен пречник се разликува од неговиот екваторијален пречник за само 10 километри. Плимниот ефект на планетите е слаб и не влијае значително на обликот на Сонцето.

Вртење

Главна статија: Сончево вртење

Сонцето се врти побрзо на својот екватор отколку на неговите полови. Ова диференцијално вртење е предизвикано од конвективното движење поради пренос на топлина и Кориолисовата сила поради вртење на Сонцето. Во референтната рамка дефинирана од ѕвездите, периодот на вртење е приближно 25,6 дена на екваторот и 33,5 дена на половите. Гледано од Земјата додека орбитира околу Сонцето, очигледниот период на вртење на Сонцето на неговиот екватор е околу 28 дена. Гледано од гледна точка над неговиот северен пол, Сонцето се врти спротивно од стрелките на часовникот околу својата оска на вртење.

Истражувањето на сончевите аналози покажува дека раното Сонце се вртело до десет пати побрзо отколку денес. Ова би ја направило површината многу поактивна, со поголема емисија на Х-зраци и УВ-зраци. Сончевите дамки би покривале 5-30% од површината. Стапката на вртење постепено се забавувле со магнетно сопирање, бидејќи магнетното поле на Сонцето комуницирало со сончевиот ветер. Остатокот од тоа брзо исконско вртење сè уште опстојува во јадрото на Сонцето, за кое е откриено дека се врти со брзина од еднаш неделно; четири пати поголема од просечната стапка на вртење на површината.

Хемиски состав

Главна статија: Молекули во ѕвездите

Сонцето главно се состои од елементите водород и хелиум. Во овој период од животот на Сонцето, тие сочинуваат 74,9% и 23,8%, соодветно, од масата на Сонцето во фотосферата. Сите потешки елементи, наречени метали во астрономијата, сочинуваат помалку од 2% од масата, со кислород (околу 1% од масата на Сонцето), јаглерод (0,3%), неон (0,2%) и железо (0,2%).

Оригиналниот хемиски состав на Сонцето бил наследен од меѓуѕвездената средина од која настанала. Првично, составот на Сонцето се состоел од околу 71,1% водород, 27,4% хелиум и 1,5% потешки елементи.[53] Водородот и поголемиот дел од хелиумот на Сонцето би биле произведени со нуклеосинтезата на Биг Бенг во првите 20 минути од вселената, а потешките елементи биле произведени од претходните генерации на ѕвезди пред да се формира Сонцето и се рашириле во меѓуѕвездената средина за време на последните фази на ѕвездениот живот и со настани како што се суперновите.

Од формирањето на Сонцето, главниот процес на фузија вклучува соединување на водород во хелиум. Во текот на изминатите 4,6 милијарди години, количината на хелиум и неговата местоположба во рамките на Сонцето постепено се менувало. Процентот на хелиум во јадрото се зголемило од околу 24% на околу 60% поради фузија, а дел од хелиумот и тешките елементи се населиле од фотосферата кон средиштето на Сонцето поради гравитацијата. Пропорциите на потешките елементи се непроменети. Топлината се пренесува нанадвор од јадрото на Сонцето со зрачење наместо со конвекција, така што производите од фузија не се подигнуваат нанадвор со топлина; тие остануваат во јадрото, и постепено започнало да се формира внатрешно јадро на хелиум кое не можело да се спои бидејќи во тој момент јадрото на Сонцето не било доволно жешко или густо за да го спои хелиумот. Во сегашната фотосфера, фракцијата на хелиумот е намалена, а металичноста е само 84% од она што било во протоѕвездената фаза (пред да започне нуклеарната фузија во јадрото). Во иднина, хелиумот ќе продолжи да се акумулира во јадрото, а за околу 5 милијарди години ова постепено акумулирање на крајот ќе предизвика Сонцето да излезе од главната низа и да стане црвен џин.

Хемискиот состав на фотосферата вообичаено се смета за претставник на составот на исконскиот Сончев Систем. Вообичаено, изобилството на сончеви тешки елементи опишани погоре се мери и со користење на спектроскопија на фотосферата на Сонцето и со мерење на изобилството во метеорити кои никогаш не биле загреани до температури на топење. Се смета дека овие метеорити го задржуваат составот на протоѕвезденото Сонце и затоа не се засегнати од таложењето на тешки елементи. Двата методи генерално добро се согласуваат.

Структура и јадрено соединување

Главна статија: Стандарден сончев модел

Илустрација на структурата на Сонцето

Јадро

Главна статија: Сончево јадро

Јадрото на Сонцето е најважниот дел од него. Тоа е како мотор. Тоа ја дава светлината и ги дава тие честички внатре во Сонцето. Секогаш кога Сонцето сјае, испушта енергија околу милион атомски бомби. Сончевото јадро се смета дека се протега од средиштето до 0,2 до 0,25 сончеви полупречници.. Густината изнесува од 150 g (150 пати повеќе од густината на водата на Земјата), а температурата изнесува приближно 13.600.000 келвини (додека на површината на Сонцето изнесува околу 5.800 К). Неодамнешна анализа на мисијата SOHO е наклонета кон побрзата стапка на ротација во јадрото отколку во остатокот од зрачниот слој. Во поголемиот дел од постоењето на Сонцето енергијата се добива со јадрено соединување преку серија чекори наречени п-п (протонско-протонски ланец); овој процес го претвора водородот во хелиум. Во моментов, 0,8% од енергијата генерирана на Сонцето доаѓа од друга низа на реакции, наречена јаглеродно-азотно-кислороден циклус; пропорцијата што доаѓа од овој циклус се очекува да се зголеми како што Сонцето станува постаро и посјајно.

Јадрото е единственото место во Сонцето кое што произведува значително количество на топлина преку соединување: остатокот од ѕвездата се загрева со енергија која што се пренесува надвор од јадрото. Севкупната енергија добиена со соединување во јадрото мора да патува преку многу последователни слоеви до сончевата фотосфера пред да се ослободи во вселената како сончева светлина или кинетичка енергија на честичките.

Илустрација на синџир на реакција протон-протон, од формирање на водород деутериум, хелиум-3 и правилен хелиум-4

Р-р низата се појавува околу 9,2⋅10³⁷ пати секоја секунда во сончевото јадро. Бидејќи оваа реакција користи четири протони, претвора околу 3.7×10³⁸ протони (водород јадро) во хелиум јадро секоја секунда. Сепак, на секој протон (во просек) му требаат околу 9 милијарди години за да се спои со друг со помош на синџирот протон-протон. Спојувањето на четири слободни протони (јадра на водород) во една алфа-честичка (јадро на хелиум) ослободува околу 0,7% од сплотената маса како енергија, така што Сонцето ослободува енергија со стапка на конверзија маса-енергија од 4,26 милијарди kg/s (за што се потребни 600 милијарди kg водород), за (3,846⋅10²⁶ W), или 9.192×10¹⁰ мегатони ТНТ во секунда. Големата излезна моќност на Сонцето главно се должи на огромната големина и густина на неговото јадро (во споредба со Земјата и телата на Земјата), при што се генерира само прилично мала количина на енергија по кубен метар. Теоретските модели на внатрешноста на Сонцето укажуваат на максимална густина на моќност, или производство на енергија, од приближно 276,5 вати на кубен метар во средиштето на јадрото, што, според Карл Крушелнички, е приближно иста густина на моќност во купот компост.

Стапката на јадреното соединување многу зависи од густината и температурата. Стапката на соединување во јадрото е во рамнотежа која сама по себе се поправа, така што малку повисока стапка на соединување би предизвикала јадрото да се загрее повеќе и да се шири малку наспроти тежината на надворешните слоеви, и на тој начин прави да се намали стапката на соединување и да се поправи грешката; а малку пониска стапка би предизвикала ладење на јадрото и мало стеснување, и на тој начин прави да се зголеми стапката на соединување и повторно да се врати на сегашното ниво. Протоните со висока енергија (гама-зраците) кои се ослободуваат за време на реакциите со соединување се апсорбираат во само неколку милиметри во сончевата плазма и потоа повторно се реемитуваат во случаен правец (и на малку пониска енергија)- така што е потребно повеќе време за зрачењето да стигне до површината на Сонцето. Се проценува дека “времето за патување на фотонот” изнесува помеѓу 10 000 и 170 000 години.

По крајното патување низ надворешниот слој до видливата “површина” на фотосферата, фотоните се ослободуваат како видлива светлина. Секој гама-зрак во јадрото на Сонцето се претвора во неколку милиони видливи светлосни протони пред да се ослободи во вселената. Неутрините исто така се ослободуваат со реакции на соединување во јадрото, но за разлика од фотоните тие ретко реагираат со материја, така што речиси сите се способни веднаш да се ослободат од Сонцето. Долго време мерењата на бројот на неутрини создадени во Сонцето покажале дека тие биле помали од тоа што теориите го предвиделе дури за 3. Ова несовпаѓање неодамна било решено со откривањето на ефектите на осцилирањето на неутрините: Сонцето, всушност, емитува онолку неутрини колку што се теоретски предвидени, но на детекторите на неутрини им недостасувале 2/3 од нив бидејќи неутрините го промениле вкусот.

Зрачен слој

Главна статија: Зрачен слој

Илустрација на внатрешната структура на различни ѕвезди врз основа на масата. Сонцето во средината има внатрешен зрачен слој и надворешен струевит слој.

Зрачниот слој е најдебелиот слој на Сонцето, со 0,45 сончеви полупречници. Од јадрото до околу 0,7 сончеви радиуси, топлинското зрачење е основното средство за пренос на енергија. Температурата паѓа од приближно 7 милиони на 2 милиони келвини со зголемување на растојанието од јадрото. Овој температурен градиент е помал од вредноста на адијабатската стапка на пропуст и затоа не може да ја поттикне конвекцијата, што објаснува зошто преносот на енергија низ овој слој е со зрачење наместо со топлинска конвекција. Јоните од водород и хелиум испуштаат фотони, кои патуваат само кратко растојание пред да бидат реапсорбирани од други јони.Густината паѓа стократно (од 20 000 kg/m3 на 200 kg/m3) помеѓу 0,25 сончеви полупречници и 0,7 полупречници, врвот на зрачниот слој.

Тахоклина

Главна статија: Тахоклина

Тахоклина е преодно подрачје на Сонцето помеѓу зрачната внатрешност и диференцијално вртечкиот надворешен струевит слој. Ова е надворешната третина на Сонцето (по полупречник). Ова предизвикува многу големо смолкнување во подрачјето при наглите промени во вртежната брзина. Струевитата надворешност се врти како нормална течност со диференцијално вртење, каде половите вртат бавно, а екваторот се врти брзо. Зрачната внатрешност покажува цврстотелесно вртење, веројатно поради фосилното поле. Вртежната брзина низ внатрешноста е приближно еднаква на вртежната брзината при средните должини, т.е. помеѓу бавните полови и брзиот екватор. тахоклината се наоѓа на највеќе 70 % од растојанието до јадрото до површината, со дебелина од 0,04 Сончеви полупречници. Ова значи дека подрачјето има многу голем профил на смолкнување, што е е ден начин на образување на големоразмерни магнетни полиња.

Струевит слој

Главна статија: Струевит слој

Струевитиот слој на Сонцето се протега од 0,7 сончеви полупречници (500.000 км) до блиску до површината. Во овој слој, сончевата плазма не е доволно густа или жешка за да ја пренесе топлинската енергија на внатрешноста нанадвор преку зрачење. Наместо тоа, густината на плазмата е доволно мала за да дозволи струевитите слоеви да се развијат и да ја придвижат енергијата на Сонцето нанадвор кон неговата површина. Материјалот загреан на тахоклинот ја зема топлината и се шири, а со тоа ја намалува неговата густина и дозволува да се крене. Како резултат на тоа, уредно движење на масата се развива во термални ќелии кои носат најголем дел од топлината нанадвор кон фотосферата на Сонцето горе. Штом материјалот дифузно и радијативно ќе се олади веднаш под фотосферската површина, неговата густина се зголемува и тоне до основата на струевитиот слој, каде што повторно ја зема топлината од врвот на струевитиот слој и струевитиот циклус продолжува. На фотосферата, температурата се намалила за 350 пати на 5.700 К (9.800 °F), а густината на само 0,2 g/m3 (околу 1/10.000 од густината на воздухот на ниво на морето и 1 милионити дел од густината на внатрешниот слој).

Термичките столбови на струевитиот слој формираат отпечаток на површината на Сонцето што му дава зрнест изглед наречен сончева гранулација во најмал размер и супергранулација во поголеми размери. Турбулентната конвекција во овој надворешен дел од сончевата внатрешност одржува „мали“ динамо дејства над волуменот на Сонцето блиску до површината. Топлинските столбови на Сонцето се Бенарови ќелии и имаат облик на приближно шестоаголни призми.

Корона

Короната e најодалечениот слој од сонцето. Таа може да достигне температури повеќе од милиони °C. Короната (Сонцето) испушта енергија достигајќи 9,3 трилиони милји (околу 14484096000000 км), подалеку и од Плутон. Таа енергија всушност не штити од меѓугалаксичните ветрови. Исто така како и на Земјата, има посебна гравитација, па не ја пушта Земјата и останатите планети да се изгубат во просторот.

Фотосфера

Главна статија: Фотосфера

Слика на површинските структури на Сонцето слични на клетки

Фотосферата е површината на Сонцето. Површината не е толку цврста, како што се другите делови, а и испушта гасови. Температурата на површината достига до 10.000 °C

Видливата површина на Сонцето, фотосферата, е слој кој го прави Сонцето видливо на светлина. Над фотосферата видливата сончева светлина слободно може да се шири во вселената и нејзината енергија целосно го одбегнува Сонцето. Промената во непроѕирноста се должи на намалувањето на H−јоните, кои лесно апсорбираат видлива светлина. Обратно од тоа, видливата светлина која што ја гледаме се создава кога електроните реагираат заедно со водород атомите за да се добијат H−јоните. Фотосферата е десетици и стотици километри густа и на тој начин е малку повеќе непроѕирна од воздухот на Земјата. Поради тоа што горниот дел на фотосферата е поладен отколку долниот дел, Сонцето изгледа посветло во центарот отколку на краевите. Сончевата светлина има приближно спектар на црно тело што упатува на температура од 6 000 К која распрснува со апсорбирачки атомски линии од слабите слоеви над фотосферата. Фотосферата има густина од ~1023 m−3.

За време на првичните студии на оптичкиот спектар на фотосферата се сметало дека некои апсорбирачки линии не кореспондираат со ниту еден хемиски елемент тогаш познат на Земјата. Во 1868, Норман Локиер претпоставувал дека овие апсорбирачки линии се создале биле новиот елемент кој тој го нарекол хелиум по грчкиот бог на сонцето Хелиос. Дури после 25 години се открило дека овој елемент се наоѓа на Земјата.

Атмосфера

Главна статија: Ѕвездена атмосфера

Деловите од Сонцето кои се наоѓаат над фотосферата се сите заедно наречени сончева атмосфера. Тие може да се видат преку телескопи кои оперираат низ електромагнетниот спектар, од радио преку видлива светлина до гама-зраци, и кои вклучуваат пет основни слојни: најниската температура, хромосферата, преодното подрачје, короната и хелиосферата.

Хелиосферата се шири нанадвор покрај орбитата на Плутон па сè до хелиопаузата каде што формира остра предна граница со меѓуѕвездена средна.

Најстудениот дел на Соцето е регионот на температурниот минимум кој се наоѓа на 500 км над фотосферата и изнесува 4.100.. Овој дел од Сонцето е доволно ладен за да ги поддржи простите молекули како што се јаглерод моноксид и вода, коишто можат да се забележат преку нивниот спектар на апсорбирање.Хромосферата, преодното подрачје и короната се многу пожешки од површината на Сонцето. Причината за тоа сè уште не е докажана; доказите покажуваат дека Алфa брановите имаат доволно енергија да ја загреат короната..

Преодниот регион на Сонцето снимен од сончевиот оптички телескоп на Хиноде

Над температурниот минимален слој има слој дебел околу 2.000 km, доминиран од спектарни линии на емисија и апсорпција. Тој слој е наречен хромосфера, кој доаѓа од грчкиот збор chroma што значи боја бидејќи хромосферата е видлива како обоена светлина на почетокот и на крајот на затемнувањето на Сонцето. Температурата на хромосферата постепено се зголемува во висина од и околу 20.000 K во близина на врвот. Во горниот дел од хромосферата хелиумот делумно се јонизира.

Над хромосферата се наоѓа преодно подрачје тенко околу 200 km каде што температурата расте брзо од околу 20.000 K во горниот дел на хромосферата до 1.000.000 K на короната.. Зголемувањето на температурата е овозможено од целосното јонизирање на хелиумот во премински регион кој во голема мера го намалува ладењето на плазмата. Транзитниот регион не се наоѓа на точно дефинирана висина. Поточно речено, тој формира еден вид на нимбус околу обележјата на хромосферата и е во постојано хаотично движење. Транзитниот регион не е лесно видлив од површината на Земјата, но лесно може да се набљудува од вселената преку инструменти чувствителни на екстремни ултравиолетови зраци.

Короната е надворешната проширена атмосфера на Сонцето, која по зафатнина е многу поголема од Сонцето. Короната постојано се проширува во вселената формирајќи сончев ветер. Долната корона, која што е многу блиску до површината на Сонцето, има густина на честичките од околу 10¹⁵ m⁻³ to 10¹⁶ m⁻³.. Просечната температура на короната и на сончевиот ветер изнесува околу 1-2 милиони К, додека во најжешките региони изнесува дури и до околу од 8-20 милиони келвини. Иако сè уште не постои целосна теорија за да се објасни температурата на короната, барем дел од неговата топлина е познато дека е од магнетно повторно поврзување.

Хелиосферата, која што претставува шуплина околу Сонцето која се полни со плазмата од сончевиот ветер. Се шири од приближно 20 сончеви полупречници до надворешните рабови на сончевиот Систем. Нејзината внатрешна грaница се дефинира како слој во којшто протокот на сончевиот ветер станува побрз од брзината на Алфa брановите, на приближно 20 сончеви полупречници (0,1 AU). Турбуленцијата и динамичните сили надвор од оваа граница не можат да влијаат на обликот на внатрешната сончева корона бидејќи информацијата може да патува само со брзина на алфа-брановите. Сончевиот ветер постојано патува нанадвор преку хелиосферата обликувајќи го сончевото магнетно поле во спирала сè додека не удри во хелиопаузата повеќе од 50 AU од Земјата. Во декември 2004 година, сондата Војаџер 1 поминала низ ударен фронт за кој се смета дека е дел од хелиопаузата.. Кон крајот на 2012 година, Војаџер 1 забележал значително зголемување на судирите на космичките зраци и остар пад на честичките со пониска енергија од сончевиот ветер, што сугерирало дека сондата поминала низ хелиопаузата и влегла во меѓуѕвездената средина, и навистина го сторила тоа на 25 август 2012 година, на приближно 122 астрономски единици (18 Tm) од Сонцето. Хелиосферата има хелиоопашка која се протега зад неа поради необичното движење на Сонцето низ галаксијата.

Сончево зрачење

Главни статии: Сончево зрачење и Сончева озраченост

Сонцето видено низ слаба магла

Сонцето емитира светлина низ видливиот спектар, така што неговата боја е бела, со показател на CIE блиску (0,3, 0,3), кога се гледа од вселената или кога Сонцето е високо на небото. Сончевото зрачење по бранова должина достигнува врв во зелениот дел од спектарот кога се гледа од вселената. Кога Сонцето е многу ниско на небото, атмосферското расејување го прави Сонцето жолто, црвено, портокалово или магента, а во ретки случаи дури и зелено или сино. И покрај неговата типична белина (бели сончеви зраци, бела амбиентална светлина, бело осветлување на Месечината итн.), некои култури го прикажуваат Сонцето како жолто, а некои дури и црвено; Причините за тоа се културни и често предмет на дебата. Сонцето е класифицирано како ѕвезда G2, што значи дека е ѕвезда од главната низа од типот G, со 2 што покажува дека неговата површинска температура е во вториот опсег од класата G.

Сончевата константа е количината на енергија што ја депонира Сонцето по единица површина што е директно изложена на сончева светлина. Сончевата константа е еднаква на приближно 1.368 W/m2 (вати на квадратен метар) на растојание од една астрономска единица (AU) од Сонцето (т.е. на или во близина на орбитата на Земјата).. Сончевата светлина на површината на Земјата е ослабена од Земјината атмосфера, така што помалку енергија пристигнува на површината (поблиску до 1.000 W/m2) во јасни услови кога Сонцето е блиску до зенитот. Сончевата светлина на врвот на Земјината атмосфера е составена (од вкупната енергија) од околу 50% инфрацрвена светлина, 40% видлива светлина и 10% ултравиолетова светлина. Атмосферата филтрира над 70% од сончевата ултравиолетова светлина, особено на пократките бранови должини. Сончевото ултравиолетово зрачење ја јонизира горната атмосфера на Земјата, создавајќи електрично спроводлива јоносфера.

Ултравиолетовата светлина од Сонцето има антисептички својства и може да се користи за дезинфекција на алати и вода. Ова зрачење предизвикува изгореници од сонце, а има и други биолошки ефекти како што се производство на витамин Д и сончање. Тоа е главната причина за рак на кожата. Ултравиолетовата светлина е силно ослабена од озонската обвивка на Земјата, така што количината на УВ во голема мера варира во зависност од географската ширина и е делумно одговорна за многу биолошки адаптации, вклучително и варијации во бојата на човечката кожа во различни подрачја на Земјата.

Откако ќе излезат од површината на Сонцето, неутрината и фотоните патуваат со брзина на светлината.

Високо-енергетските фотонски гама зраци првично ослободени со реакции на јадрено соединување речиси веднаш се впиваат од сончевата плазма на зрачниот слој, обично по патувањето само неколку милиметри. Повторната емисија се случува во случаен правец и обично со малку помала енергија. Со оваа низа на емисии и апсорпции, потребно е долго време зрачењето да стигне до површината на Сонцето. Проценките за времето на патување на фотонот се движат помеѓу 10.000 и 170.000 години. Спротивно на тоа, потребни се само 2,3 секунди за неутрината, кои сочинуваат околу 2% од вкупното производство на енергија на Сонцето, да стигнат до површината. Бидејќи пренесувањето на енергија во Сонцето е процес кој вклучува фотони во термодинамичка рамнотежа со материјата, временската скала на пренос на енергија на Сонцето е подолга, од редот на 30.000.000 години. Ова е време кое би му било потребно на Сонцето да се врати во стабилна состојба доколку ненадејно се промени стапката на генерирање енергија во неговото јадро..

Електронските неутрина се ослободуваат со реакции на јадрено соединување, но, за разлика од фотоните, тие ретко влегуваат во заемно дејство со материјата, така што речиси сите се способни веднаш да избегаат од Сонцето. Сепак, мерењата на бројот на овие неутрина произведени на Сонцето се помали од теориите предвидени со фактор 3. Во 2001 година, откривањето на осцилацијата на неутрината го решило несовпаѓањето: Сонцето го емитува бројот на електронски неутрина предвиден со теоријата, но На детекторите за неутрино им недостасуваа 2⁄3 бидејќи неутрината го промениле вкусот до моментот кога биле откриени.

Магнетно поле

Сонцето е магнетно активна ѕвезда. Силното променливо магнетно поле варира од година на година и го менува правецот на секои 11 години околу сончевиот максимум. Сонцето има ѕвездено магнетно поле кое варира низ неговата површина. Неговото поларно поле е 1–2 гаус (0,0001–0,0002 Т), додека полето е типично 3.000 гауси (0,3 Т) во карактеристики на Сонцето наречени сончеви дамки и 10–100 гаус (0,001–0,01 Т). Магнетното поле варира во време и местоположба.

Сончевото магнетно поле придонесува за многуте ефекти кои сите заедно се нарекуваат сончева активност, вклучувајќи ги сончевите дамки на површината на Сонцето, сончевите пламени, и варијациите во сончевиот ветер кои преносуваат материјал низ сончевиот Систем. Ефектите од сончевата активност на Земјата вклучуваат и поларна светлина на умерена до висока географска широчина како и нарушувањето на радио комуникацијата и електричната струја. Се смета дека сончевата активност има одиграно главна улога во создавањето и еволуцијата на Сончевиот Систем. Сончевата активност ја менува структурата на надворешната атмосфера на Земјата.

Севкупната материја на Сонцето е во форма на гас и плазма поради неговите високи температури. Ова придонесува сонцето да може да ротира побрзо околу неговиот екватор (околу 25 дена) отколку на повисока географска широчина (околу 35 дена околу неговите полови). Диференцијалното ротирање доведува до искривување на линиите на магнетното поле со тек на време предизвикувајќи ерупција на дупки на магнетното поле на површината на Сонцето и формирање на сончевите пеѓи и сончеви проминенции. Ова искривување придонесува за 11 годишниот циклус на магнетна активност како што сончевото магнетно поле го менува својот правец на секои 11 години.

Сончевото магнетно поле се шири далеку над самото Сонце. Магнетно-обликуваната плазма на сончевиот ветер го пренесува сончевото магнетно поле во вселената образувајќи го она што се нарекува меѓупланетарно магнетно поле. Бидејќи плазмата може да се движи само по линиите на магнетното поле, меѓупланетарното магнетно поле првенствено се растегнува далеку од Сонцето. Меѓупланетарното магнето поле е многу посилно од двополната составница на сончевото магнетно поле.

Сончеви дамки

Главна статија: Сончева дамка

Голема група сончеви дамки забележани во бела светлина

Кога Сонцето се набљудува со соодветна филтрација, најпрвин се забележуваат неговите дамки кои претставуваат јасно видливи делови на површината коишто изгледаат потемни од нивното опкружување поради ниските температури. Сончевите дамки претставуваат делови на висока магнетна активност каде што струењети е инхибирано од силни магнетни полиња намалувајќи го преносот на енергијата од жешката внатрешност до површината. Магнетното поле овозможува силно загревање во короната кое што формира активни делови коишто претставуваат извор на сончеви пламени. Најголемите сончеви дамки може да имаат пречник долг 80 000 км. Бројот на видливи сончеви дамки не е постојан, но варира во текот на 11 годишниот циклус познат како сончев циклус. На вообичаен сончев минимум, неколку сончеви дамки се видливи, а повремено не може да се види ниту една. Оние коишто се појавуваат на високи сончеви висини. Како што сончевиот циклус напредува, бројот на сончевите дамки се зголемува и тие се приближуваат до екваторот на Сонцето. Ова е феномен кој е опишан според законот на Спорер. Сончевите дамки вообичаено се појавуваат во парови со спротивна магнетна поларност.

Сончевиот Систем има огромно влијание врз времето во вселената како и врз климата на Земјата бидејќи светлината има директна врска со магнетната активност. Во 17 век, сончевиот циклус целосно запрел за време од неколку декади; многу малку сончеви дамки биле забележани за време на овој период. Овој период е познат и како минимумот на Маундер или Мало ледено доба во кое што Европа доживела многу ниски температури.

Кога Сонцето се набљудува со соодветна филтрација прво нешто што се забележува се неговите дамки кои претставуваат јасно видливи делови на површината коишто изгледаат потемни од нивното опкружување поради ниските температури. Сончевите дамки претставуваат делови на висока магнетна активност каде што струењети е инхибирано од силни магнетни полиња намалувајќи го преносот на енергијата од жешката внатрешност до површината. Магнетното поле овозможува силно загревање во короната кое што формира активни делови коишто претставуваат извор на сончеви пламени. Најголемите сончеви дамки може да имаат пречник долг 80 000 км. Бројот на видливи сончеви дамки не е постојан, но варира во текот на 11 годишниот циклус познат како сончев циклус. На вообичаен сончев минимум, неколку сончеви дамки се видливи, а повремено не може да се види ниту една. Оние коишто се појавуваат на високи сончеви висини. Како што сончевиот циклус напредува, бројот на сончевите дамки се зголемува и тие се приближуваат до екваторот на Сонцето. Ова е феномен кој е опишан според законот на Спорер. Сончевите дамки вообичаено се појавуваат во парови со спротивна магнетна поларност.

Сончевиот Систем има огромно влијание врз времето во вселената како и врз климата на Земјата бидејќи светлината има директна врска со магнетната активност. Во 17 век, сончевиот циклус целосно запрел за време од неколку декади; многу малку сончеви дамки биле забележани за време на овој период. Овој период е познат и како минимумот на Маундер или Мало ледено доба во кое што Европа доживела многу ниски температури.

Животен циклус

Главна статија: Сончев циклус

Животниот циклус на Сонцето

Мерења од 2005 година на варијации на сончевиот циклус во текот на претходните 30 години

Сончев циклус: монтажа на слики од десет годишен период, на кој се прикажани промените во сончевата активност за време на циклусот на сончевите дамки, по 30 август 1991 година до 6 септември 2001 година. Заслуга: мисијата Јоко ISAS (Јапонија) и НАСА (САД).

Магнетното поле на Сонцето доведува до многу ефекти кои колективно се нарекуваат сончева активност. Сончевите блесоци и короналните масовни исфрлања имаат тенденција да се појават кај групите на сончевите дамки. Од короналните дупки на фотосферската површина се испуштаат променливи струи на сончев ветар со голема брзина. И короналните масовни исфрлања и брзите струи на сончевиот ветер носат плазма и меѓупланетарното магнетно поле нанадвор во Сончевиот Систем. Ефектите од сончевата активност на Земјата вклучуваат поларни зраци на умерени до високи географски широчини и нарушување на радио комуникациите и електричната енергија. Се смета дека сончевиот циклус одиграл голема улога во формирањето и развојот на Сончевиот Систем.

Некои научници сметаат дека долготрајната секуларна промена во бројот на сончевите дамки е поврзана со долгорочната промена на сончевото зрачење, што, пак, може да влијае на долгорочната клима на Земјата. Сончевиот циклус влијае на временските услови во вселената, вклучувајќи ги и оние околу Земјата.

На пример, во 17 век, сончевиот циклус се сметало дека целосно престанал неколку децении; неколку сончеви дамки биле забележани во периодот познат како Маундеров минимум. Ова се совпаднало во времето со периодот на малото ледено доба, кога Европа доживеала невообичаено ниски температури. Претходните продолжени минимуми биле откриени преку анализа на прстените на дрвјата и се смета дека се совпаѓаа со глобалните температури пониски од просечните.

Сончев ветер

Сончевиот ветер претставува струја од честички испуштени при голема брзина од горните слоеви на сончевата атмосфера, во главно електрони и протони. Иако овој губиток на масата на Сонцето е безначаен а густината на сончевиот ветер е мала, честичките се движат со огромна брзина и вршат огромно влијание врз телата во сончевиот Систем. Познати ефекти на сончевиот ветер се оларната светлина и насочување на опашот на кометите спротивно од Сонцето.

Во близина на Земјата Земјиното магнетно поле ги заробува честичките на сончевиот ветер и ги насочува кон магнетните полови. Доколку честичките на сончевиот ветер се движат со брзина од повеќе стотици километри на час, при сударот со честичките на Земјината атмосфера доаѓадо јонизирање на гас и појавата на светлина.

Оваа појава се сретнува и во поларните подрачја, и токму и поради тоа го добила и името поларна светлина или Аврора бореалис (односно Аврора аустралис на јужната Земјина полутопка). Доколку сончевата активност е поголема, зголеменото делување на сончевиот ветер може да доведе до појава на поларна светлост и на помала географска ширина. Во такви услови постои можност сметање или оштетување на радио-комуникативните уреди на Земјата и вештачките сателити.

Кометите во близина на Сонцето се загреваат, така што заледената поврина на кометите испарува и ослободува облак од гас и прашина од честички. Со делувањето на честичките во сончевиот ветер, облакот се обликува во форма на опаш на кометата. Доклку сончевиот ветер доаѓа од правецот на Сонцето, тој го потиснува опашот на кометата во спротивен правец.

Сончеви пламени

Сончевиот пламен претставува голема експлозија во атмосферата на Сонцето којшто ослободува 6 x 1025 џули енергија. Овој термин исто така се користи за да се означи сличен феномен во останатите ѕвезди, каде што терминот ѕвезден пламен се употребува.

Сончевите пламени влијаат на сите слоеви од сончевата атмосфера (фотосфера, корона и хромосфера), загревајќи ја плазмата до десетици милиони келвини и зголемувајќи ја брзината на електроните, протоните и потешките јони речиси до брзината на светлината. Тие произведуваат зрачење низ електромагнетниот спектар на сите бранови должини, од радио бранови до гама-зраци. Повеќето пламени се создаваат во активните региони околу сончевите дамки, каде што силните магнетни полиња пенетрираат во фотосферата за да ја поврзат короната со сончевата внатртешност. Пламените се засилуваат со ненадејно ослободување на магнетна енергија складирана во короната. Ако сончевиот пламен е изворедно силен може да предизвика исфрлање на коронарна маса.

Рендгенските зраци и УВ-зрачењето ослободени од сончевите пламени може да влијаат на Земјината јоносфера и да ги прекинат радио комуникациите на далечина. Директните радио емитувања на дециметрични бранови должини може да влијаат на работењето на радарите и другите апарати коишто работата на овие честоти. Сочевите пламени за првпат биле забележани на Сонцето од страна на Ричард Кристофер Керингтон и Ричард Ходсон во 1859 како видливи посветли места во рамките на група од сончеви дамки. Ѕвездените пламени исто така биле забележани на разни видови ѕвезди.

Честотата на појавување на сончевите пламени варира, од неолку пати на ден кога Сонцето е особено активно до помалку од еднаш неделно кога Сонцето е тивко. Големите пламени поретко се појавуваат од помалите. Сончевата активност варира во единаесет годишниот циклус (сончевиот циклус). На врвот на циклусот има повеќе сончеви дамки а со тоа и повеќе сончеви пламени.

Годишни времиња

Како што на Земјата има пролет, лето, есен и зима, така и на сонцето постојат годишни времиња. На Сонцето се наречени „сончеви сезони“ и траат по приближно 11 години секоја. Сезоните имаат различен карактер, и нашата технологија и заедницата може да реагира на нив, а дури и времето на Земјата.

Објаснување

Сончевиот минимум е сезоната кога Сонцето користи најмалку енергија и има најмалку таканаречени сончеви дамки. Сончевиот максимум е спротивното.

Животни фази

Преглед на развојот на ѕвезда како Сонцето, од колабирачка протоѕвезда лево до сцената на црвен џин десно

Сонцето денес е приближно на половина пат низ главниот дел од својот животен век. Не се променило драматично во повеќе од четири милијарди години и ќе остане прилично стабилно уште околу пет милијарди. Меѓутоа, откако ќе престане соединувањето на водородот во неговото јадро, Сонцето ќе претрпи драматични промени, и внатрешно и надворешно.

Настанок

Повеќе информации: Настанок и развој на Сончевиот Систем

Сонцето е создадено пред околу 4,57 милијарди години кога молекуларниот облак од водород експлодирал. Сончевото создавање се пресметува на два начина: денешните последователни години на Сонцето се одредени со помош на компјутерски модели на ѕвезден развој и нуклеокосмохронологијата и изнесува дека постои околу 4,57 милијарди години. Ова речиси се совпаѓа со радиометричната дата на најстарата материја на Сончевиот Систем која е стара 4,567 милијарди години.

Иследувањата на древните метеорити откриваат траги од стабилни јадра на краткотрајни изотопи, како што е железо-60, кои се формираат само во експлодирани, краткотрајни ѕвезди. Ова покажува дека една или повеќе супернови мора да се случиле во близина на местото каде што се формирало Сонцето. Ударниот бран од блиската супернова би го активирал формирањето на Сонцето со компресирање на материјата во молекуларниот облак и предизвикувајќи одредени подрачја да колабираат под нивната гравитација. Како што еден фрагмент од облакот се рушел, тој исто така започнал да се врти поради зачувувањето на аголниот момент и да се загрева со зголемениот притисок. Поголемиот дел од масата се концентрирал во средиштето, додека остатокот се израмнил во диск кој би станал планети и други тела на Сончевиот Систем. Gravity and pressure within the core of the cloud generated a lot of heat as it accumulated more matter from the surrounding disk, eventually triggering nuclear fusion.

Ѕвездите HD 162826 и HD 186302 споделуваат сличности со Сонцето и затоа се претпоставува дека се неговите ѕвездени браќа и сестри, формирани во истиот молекуларен облак.

Главна низа

Развој на ѕвезда слична на Сонцето. Трагата на ѕвезда со една сончева маса на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм е прикажана од главната низа до сцената пост-асимптотична-џиновска гранка.

Сонцето е на половина пат од негвиот развој за кое време реакциите на јадрено соединување во неговото јадро го претвораат водородот во хелиум. Секоја секунда, повеќе од четири милијарди килограми материја се претвораат во енергија во јадрото на Сонцето, произведувајќи неутрина и сончево зрачење. Со оваа брзина, Сонцето досега претворило околу 100 пати поголема од масата на Земјата во енергија, околу 0,03% од вкупната сончева маса. Сонцето ќе помине вкупно околу 10 до 11 милијарди години како ѕвезда од главната низа пред фазата на претварање во црвен џин. На 8 милијарди години, Сонцето ќе биде во најжешката точка според вселенската опсерваторија Гаја на ЕСА во 2022 година.

Сонцето постепено станува потопло во неговото јадро, потопло на површината, поголемо во полупречник и посветло за време на неговото време на главната низа: од почетокот на животот на неговата главна низа, тоа се проширило во полупречник за 15% и површината се зголемило во температурата од 5.620 K (9.660 °F) на 5.772 K (9.930 °F), што резултира со 48% зголемување на сјајноста од 0,677 сончеви сјајности до неговата денешна сончева светлина 1,0. Ова се случува затоа што атомите на хелиум во јадрото имаат поголема средна молекуларна тежина од атомите на водород што биле споени, што резултира со помал термички притисок. Затоа, јадрото се намалува, дозволувајќи им на надворешните слоеви на Сонцето да се приближат до средиштето, ослободувајќи ја гравитациската потенцијална енергија. Според виријалната теорема, половина од оваа ослободена гравитациона енергија оди во загревање, што доведува до постепено зголемување на брзината со која се јавува фузија и со тоа зголемување на сјајноста. Овој процес се забрзува бидејќи јадрото постепено станува погусто. Во моментов, таа се зголемува во осветленоста за околу 1% на секои 100 милиони години. Од денес, ќе бидат потребни најмалку 1 милијарда години за да се исцрпи течната вода од Земјата од таквото зголемување. После тоа, Земјата ќе престане да може да поддржува сложен, повеќеклеточен живот и последните преостанати повеќеклеточни организми на планетата ќе претрпат конечно, целосно масовно изумирање.

Формирање

Големината на денешното Сонце (денес во главната низа) во споредба со неговата проценета големина за време на фазата на црвен џин во иднина

Сонцето нема доволно маса за да експлодира како супернова. Наместо тоа, кога ќе му снема водород во јадрото за приближно 5 милијарди години, соединувањето на водородот на јадрото ќе престане и нема да има ништо што ќе го спречи јадрото да се стегне. Ослободувањето на гравитационата потенцијална енергија ќе предизвика зголемување на сјајноста на Сонцето, завршувајќи ја фазата на главната низа и доведувајќи го Сонцето да се прошири во следните милијарда години: прво во подџин, а потоа во црвен џин. Загревањето поради гравитациско собирање, исто така, ќе доведе до проширување на Сонцето и фузија на водород во обвивка веднаш надвор од јадрото, каде што останува нефузиран водород, што придонесува за зголемена сјајност, која на крајот ќе достигне повеќе од 1.000 пати поголема од неговата сегашна сјајност. Кога Сонцето ќе влезе во фазата на својата црвена џиновска гранка (ЦЏГ), тоа ќе ги проголта (и многу веројатно ќе ги уништи) Меркур и Венера. Според еден труд од 2008 година, орбитата на Земјата првично ќе се прошири на најмногу 1.5 астрономска единицаs (220×10^⁶ kм; 140×10^⁶ ми) поради губењето на масата на Сонцето. Сепак, орбитата на Земјата потоа ќе почне да се намалува поради плимните сили (и, на крајот, влечење од долната хромосфера) така што ќе биде проголтана од Сонцето за време на врвот на фазата на гранката на црвениот џин за 7,59 милијарди години, 3,8 и 1 милиони години откако Меркур и Венера соодветно ќе ја доживеат истата судбина.

Кога Сонцето ќе го достигне врвот на гранката на црвениот џин, ќе биде околу 256 пати поголемо отколку што е денес, со полупречник од 1.19 астрономска единицаs (178×10^⁶ kм; 111×10^⁶ ми). Сонцето ќе помине околу милијарда години во црвената џиновска гранка и ќе изгуби околу една третина од својата маса.

По црвено-џиновската гранка, на Сонцето ќе му останат приближно 120 милиони години активен живот, но претходно ќе се случат неколку настани. Прво, јадрото (полно со дегенериран хелиум) насилно се запали во хелиумскиот блиц; се проценува дека 6% од јадрото - самото 40% од масата на Сонцето - ќе се претвори во јаглерод во рок од неколку минути преку тројниот алфа-процес. Тогаш Сонцето се намалува на околу 10 пати од неговата денешна големина и 50 пати поголема од сјајноста, со температура малку пониска од денешната. Потоа ќе стигне до црвена грутка или хоризонтална гранка, но ѕвездата на металичноста на Сонцето не се развива во сина боја по хоризонталната гранка. Наместо тоа, ќе стане умерено поголемо и посветло над околу 100 милиони години додека продолжува да реагира со хелиум во јадрото.

Кога хелиумот ќе се исцрпи, Сонцето ќе го повтори проширувањето што го следело кога водородот во јадрото бил исцрпен. Овој пат, сепак, сето тоа се случува побрзо, а Сонцето станува поголемо и посветло. Ова е фаза на асимптотичко-џиновска гранка, а Сонцето наизменично реагира водород во обвивка или хелиум во подлабока обвивка. По околу 20 милиони години на раната асимптотична џиновска гранка, Сонцето ќе стане сè понестабилно, со брзи загуби на маса и термички импулси кои ја зголемуваат големината и сјајноста неколку стотини години на секои 100.000 години. Топлинските импулси стануваат поголеми секој пат, при што подоцнежните импулси ја туркаат осветленоста до дури 5.000 пати повеќе од сегашното ниво. И покрај ова, максималниот полупречник на Сонцето нема да биде толку голем како во неговиот максимум: 179 R☉ или околу 0.832 астрономски единици (124.5 милиони километри).

Моделите варираат во зависност од стапката и времето на губење на масата. Моделите кои имаат поголема загуба на маса на гранката на црвениот џин произведуваат помали, помалку светлечки ѕвезди на врвот на асимптотичната џиновска гранка, можеби само 2.000 пати поголема сјајност и помалку од 200 пати поголема од полупречникот. За Сонцето се предвидуваат четири топлински импулси пред целосно да ја изгуби својата надворешна обвивка и да почне да прави планетарна маглина.

Пост-асимптотичната џиновска гранка е уште побрза. Осветленоста останува приближно константна како што се зголемува температурата, при што исфрлената половина од масата на Сонцето станува јонизирана во планетарна маглина кога изложеното јадро достигнува 30,000 K (53,500 °F), како да е во некој вид сина јамка. Конечното голо јадро, бело џуџе, ќе има температура од над 100,000 K (180,000 °F) и содржат околу 54,05% од денешната маса на Сонцето.(Симулациите покажуваат дека Сонцето може да биде меѓу најмалку масивните ѕвезди способни да формираат планетарна маглина.) Планетарната маглина ќе се распрсне на околу 10.000 години, но белото џуџе ќе преживее трилиони години пред да избледи во хипотетичко супер-густо црно џуџе. Како такво, нема да испушта повеќе енергија за уште подолго време отколку што е бело џуџе.

Местоположба

Сончев Систем

Сончевиот Систем, со големини на Сонцето и планети во размер. Копнените планети се десно, гасните и ледените џинови се лево.

Сонцето има осум познати планети кои орбитираат околу него. Ова вклучува четири земјовидни планети (Меркур, Венера, Земја и Марс), два гасни џинови (Јупитер и Сатурн) и два ледени џинови (Уран и Нептун). Сончевиот Систем, исто така, има девет тела кои генерално се сметаат за џуџести планети и уште неколку кандидати, астероиден појас, бројни комети и голем број ледени тела кои лежат надвор од орбитата на Нептун. Шест од планетите и многу помали тела имаат и свои природни сателити: особено, сателитските системи на Јупитер, Сатурн и Уран на некој начин се како минијатурни верзии на Сончевиот Систем.

Сонцето е придвижено од гравитационата сила на планетите. Средиштето на Сонцето се движи околу барицентарот на Сончевиот Систем, во опсег од 0,1 до 2,2 сончеви полупречници. Движењето на Сонцето околу барицентарот приближно се повторува на секои 179 години, вртежливо за околу 30° пред се поради орбиталниот период на Јупитер и Сатурн.

Небесно соседство

Сончевиот Систем е опкружен со Месен Меѓуѕвезден Облак, иако не е јасно дали е вграден во него или дали е во регионот каде што облакот комуницира со соседниот Г-облак. Двата простори се меѓуѕвездени облаци во регионот познат како Месен Меур широк 300 светлосни години.

На десет светлосни години од Сонцето има релативно малку ѕвезди, а најблиску е тројниот ѕвезден систем Алфа Кентаур, кој е оддалечен околу 4,4 светлосни години и во Г-облакот. Алфа Кентаурите А и Б претставуваат тесно врзан пар ѕвезди слични на Сонцето, додека најблиската до Земјата, малото црвено џуџе Проксима Кентаур, кружи околу парот поблиску на растојание од 0,2 светлосни години. Во 2016 година, било потврдено дека потенцијално населлива вонсончева планета кружи околу Проксима Кентаур, наречена Проксима Кентаур б, најблиската потврдена вонсончева планета до Сонцето. Следните најблиски познати фусори и непријателски планети до Сонцето се црвеното џуџе Барнардова ѕвезда (на 5,9 ly), најблиските кафеави џуџиња на бинарниот систем Луман 16 (6,6 ly), најблискиот познат непријателски или слободно лебдечки објект со планетарна маса со помала од 10 од масата на Јупитер како и црвените џуџиња Волк 359 (7.8 ly) и Лаланд 21185 (8.3 ly).

Следниот најблизок на 8.6 ly е Сириус, најсветлата ѕвезда на ноќното небо на Земјата, со приближно двојно поголема маса на Сонцето, орбитирана од најблиското бело џуџе до Земјата, Сириус Б. Други системи во рок од десет светлосни години се двојниот црвено-џуџест систем Лујтен 726-8 ( 8.7 ly) и осаменото црвено џуџе Рос 154 (9.7 ly). Најблиската осамена ѕвезда слична на Сонцето до Сончевиот Систем е Тау Цети на 11,9 светлосни години. Има приближно 80% од масата на Сонцето, но само 60% од неговата сјајност.

Најблиската и невидлива група ѕвезди надвор од непосредното небесно соседство е Движечката група Голема Мечка‎ на приближно 80 светлосни години, која е во рамките на Месниот Меур, како најблиското, како и ѕвезденото јато кои лежат на нејзиниот раб. Месниот Меур е шуплина или супермеур во форма на песочен часовник во меѓуѕвездената средина со ширина од околу 300 светлосни години. Меурот е преполн со плазма со висока температура, што сугерира дека е производ на неколку неодамнешни супернови. Месниот Меур е мал супермеур во споредба со соседните пошироки Гоулдов Појас и Редклифски Бран, секоја од илјадници светлосни години во должина, од кои сите се дел од Орионовиот Крак, кој ги содржи повеќето невозможни видливи ѕвезди на Млечниот Пат. Најблиските области за формирање на ѕвезди се Молекуларниот облак Јужна Круна, облак комплексот Rho Ophiuchi и Молекуларниот облак Бик, вториот лежи веднаш зад Месниот Меур и е дел од Редклифскиот Бран. Непомогнато видливи објекти во овие региони од илјада светлосни години кон Галактичкото Средиште оддалечен 26 илјади светлосни години се објекти како Шаула и нанадвор во галактичката рамнина како што е Елнат.

Движење

Општото движење и ориентација на Сонцето и Земјата и Месечината како сателити на Сончевиот Систем.

Бидејќи е дел од галаксијата Млечен Пат, Сонцето, земајќи го целиот Сончев Систем, се движи на орбитален начин околу средиштето на Галаксијата со просечна брзина од 230 km/s (828.000 km/h) или 143 mi/s (514.000 mph), земајќи околу 220-250 милиони земјини години за да се заврши револуција (галактичка година), откако го направило тоа околу 20 пати од формирањето на Сонцето. Насоката на движењето на Сонцето, Сончевиот врв, е приближно во насока на ѕвездата Вега.

Идеализираната орбита на Сонцето околу Галактичкото Средиште во уметнички приказ од врвот надолу на моменталниот распоред на Млечниот Пат.

Сонцето орбитира околу средиштето на Млечниот Пат и се движи во правец на соѕвездието Лебед со брзина од повеќе од 220 километри во секунда (490.000 милји на час). Едноставен модел на движење на ѕвезда во галаксијата ги дава галактичките координати X, Y и Z (вртежни координати така што средиштето на галаксијата секогаш е во насока X) како: $$X(t)=X(0)+{\frac {U(0)}{\kappa }}\sin(\kappa t)+{\frac {V(0)}{2B}}(1-\cos(\kappa t))$$ $$Y(t)=Y(0)+2A\left(X(0)+{\frac {V(0)}{2B}}\right)t-{\frac {\Omega _{0}}{B\kappa }}V(0)\sin(\kappa t)+{\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)(1-\cos(\kappa t))$$ $$Z(t)={\frac {W(0)}{\nu }}\sin(\nu t)+Z(0)\cos(\nu t)$$

каде U, V и W се соодветните брзини во однос на месниот стандард на мирување, A и B се Ортовите константи, $\Omega _{0}=A-B$ е аголната брзина на галактичко втење за месниот стандард на мирување, $\kappa ={\sqrt {-4\Omega _{0}B}}$ е „епицикличната честота“, а ν е честота на вертикална осцилација. За сонцето, сегашните вредности на U, V, and W се проценети како $(U(0),V(0),W(0))=(10.00,5.25,7.17)$, а проценките за другите константи се A = 15,5 km/s/kpc, B = -12,2 km/s/kpc, κ = 37 km/s/kpc, и ν=74 km/s/kpc. Познати се показатели X(0) и Y(0) дека се нула, а Z(0) се проценува дека е 17 парсеци. Овој модел имплицира дека Сонцето циркулира околу точка која самата се движи околу галаксијата. Периодот на кружење на Сонцето околу точката е$2\pi /\kappa$ што, користејќи ја еквивалентноста дека парсек е еднаков на 1 km/s по 0,978 милиони години, доаѓа до 166 милиони години, пократко од времето потребно за точката да ја обиколи галаксијата. Во координатите (X, Y), Сонцето опишува елипса околу точката, чија должина во насока Y е 1035 парсеци и чија ширина во насока X е 691 парсек. Подвижната точка е моментално на $$X={\frac {V(0)}{2B}}=-215{\text{ parsec}}$$ $$Y={\frac {2\Omega _{0}}{\kappa ^{2}}}U(0)=405{\text{ parsec}}.$$

Осцилацијата во насока Z го носи Сонцето 98 парсеци над галактичката рамнина и исто растојание под него, со период од 83 милиони години, приближно 2,7 пати по орбита. Иако $2\pi /\Omega _{0}$ е 222 милиони годиним износот на $\Omega$ во точката околу која циркулира Сонцето е$$\Omega \approx \Omega _{0}-{\frac {2A}{R_{0}}}\Delta X\approx 26.1{\text{ km/s/kpc}}$$ што одговара на 235 милиони години, а тоа е времето кое е потребно за да се заобиколи еднаш околу галаксијата. Други ѕвезди со иста вредност на $X+V/(2B)$ треба да одвои исто време за да ја обиколи галаксијата како Сонцето и на тој начин да остане во истата општа близина како Сонцето.

Орбитата на Сонцето околу Млечниот Пат е нарушена поради нееднаквата распространетост на масата во Млечниот Пат, како што е онаа во и помеѓу галактичките спирални краци. На Сончевиот Систем му требаат околу 225-250 милиони години за да заврши една орбита низ Млечниот Пат (галактичка година), па се смета дека има завршено 20-25 орбити за време на животот на Сонцето. Орбиталната брзина на Сончевиот Систем околу средиштето на Млечниот Пат е приближно 251 km/s (156 mi/s). Со оваа брзина, потребни се околу 1.190 години за Сончевиот Систем да помине растојание од 1 светлосна година, или 7 дена за да помине 1 АЕ.

Млечниот Пат се движи во однос на космичкото микробраново позадинско зрачење (CMB) во правец на соѕвездието Водна Змија со брзина од 550 km/s, но бидејќи Сонцето се движи во однос на Галактичкото Средиште во правец на Лебед (галактичка географска должина 90°, на повеќе од 200 км/сек.] Ова е 132° оддалечено од Лебед.

Историја на набљудување

Рано разбирање

Сончевата кочија влечена од коњ е скулптура за која се верува дека илустрира важен дел од митологијата на нордиското бронзено време.

Во многу праисториски и антички култури, се сметало дека Сонцето е сончево божество или друг натприроден ентитет. Во почетокот на првиот милениум п.н.е., вавилонските астрономи забележале дека движењето на Сонцето по должина на еклиптиката не е униформно, иако не знаеле зошто; денес е познато дека ова се должи на движењето на Земјата во елипсовидна орбита, се движи побрзо кога е поблиску до Сонцето во перихел и се движи побавно кога е подалеку во афел.

Еден од првите луѓе кој понудил научно или филозофско објаснување за Сонцето бил грчкиот филозоф Анаксагора. Тој образложил дека тоа е џиновска запалена метална топка уште поголема од земјата на Пелопонез и дека Месечината ја рефлектира светлината на Сонцето. Ератостен го проценил растојанието помеѓу Земјата и Сонцето во третиот век пред нашата ера како „безброј стадиуми од 400 и 80.000“, чиј превод е двосмислен, што подразбира или 4.080.000 стадиуми (755.000 км) или 804.000.000 стадиони (148 до 153 милиони километри или 0,99 до 1,02 АЕ); последната вредност е точна во рок од неколку проценти. Во првиот век од нашата ера, Птоломеј го проценил растојанието како 1.210 пати повеќе од полупречникот на Земјата, приближно 7.71 милиони километри.

Теоријата дека Сонцето е средиште околу кој орбитираат планетите првпат била предложена од античкиот Грк Аристарх од Самос во третиот век п.н.е., и подоцна усвоена од Селевк Селевкиски (види Хелиоцентризам). Ова гледиште е развиено во подетален математички модел на хелиоцентричен систем во 16 век од Никола Коперник.

Развој на научно разбирање

Сол, Сонцето, од изданието на Liber astronomiae на Гвидо Бонати од 1550 година

Набљудувањата на сончевите дамки биле забележани за време на династијата Хан (206 п.н.е. – 220 г. н.е.) од кинески астрономи, кои одржувале записи за овие набљудувања со векови. Авероес, исто така, дал опис на сончевите дамки во 12 век. Пронајдокот на телескопот на почетокот на 17 век овозможило детални набљудувања на сончевите дамки од страна на Томас Хариот, Галилео Галилеј и други астрономи. Галилеј претпоставил дека сончевите дамки се наоѓаат на површината на Сонцето наместо мали тела кои минуваат помеѓу Земјата и Сонцето.

Арапските астрономски придонеси го вклучуваат откритието на ел-Батани дека насоката на апсидата на Сонцето (местото во орбитата на Сонцето наспроти неподвижните ѕвезди каде што се смета дека се движи најбавно) се менува. (Во современите хелиоцентрични термини, ова е предизвикано од постепено движење на афелот на орбитата на Земјата). Ибн Јунус набљудувал повеќе од 10.000 записи за местоположбата на Сонцето многу години користејќи голем астролаб.

Од набљудување на преминот на Венера во 1032 година, персискиот астроном и полимат Авицена заклучил дека Венера е поблиску до Земјата отколку Сонцето. Во 1677 година, Едмонд Халеј забележал премин на Меркур преку Сонцето, што го навело да сфати дека набљудувањата на сончевата паралакса на планетата (поидеално користејќи го преминот на Венера) може да се користат за тригонометриски да се одредат растојанијата помеѓу Земјата, Венера и Сонцето. Внимателните набљудувања на преминот на Венера во 1769 година им овозможиле на астрономите да го пресметаат просечното растојание Земја-Сонце на 150,838,800 километри, само 0,8% поголема од современата вредност.

Сонце како што се гледа во H-алфа светлина

Во 1666 година, Исак Њутн ја набљудувал сончевата светлина со помош на призма и докажал дека се состои од светлина со многу бои. Во 1800 година, Вилијам Хершел открил инфрацрвено зрачење надвор од црвениот дел од сончевиот спектар. 19 век забележал исто така напредок во спектроскопските испитувања на Сонцето; Џозеф фон Фраунхофер снимил повеќе од 600 спектрални линии, од кои најсилните сè уште често се нарекуваат линии на Фраунхофер. 20 век донел неколку специјализирани системи за набљудување на Сонцето, особено на различни бранови должини со тесен појас, како што се оние што користат калциум H (396,9 nm), К (393,37 nm) и водород-алфа (656,46 nm).

За време на раните испитувања на оптичкиот спектар на фотосферата, биле пронајдени некои линии на впивање кои не одговараат на ниту еден хемиски елемент тогаш познат на Земјата. Во 1868 година, Норман Локиер претпоставил дека тие линии на впивање биле предизвикани од нов елемент што тој го нарекол хелиум, според грчкиот бог на Сонцето Хелиј. Дваесет и пет години подоцна, хелиумот бил изолиран на Земјата.

Во раните години на современата научна ера, изворот на енергијата на Сонцето претставувал значајна загатка. Лордот Келвин сугерирал дека Сонцето е течно тело кое постепено се лади и зрачи внатрешно складиште на топлина. Келвин и Херман фон Хелмхолц потоа предложиле механизам за гравитациска контракција за да го објаснат излезот на енергија, но проценката на возраста била само 20 милиони години, многу помалку од временскиот распон од најмалку 300 милиони години предложено од некои геолошки откритија од тоа време. Во 1890 година, Џозеф Локиер, кој открил хелиум во сончевиот спектар, предложил метеоритска хипотеза за формирање и развој на Сонцето.

Дури во 1904 година било понудено документирано решение. Ернест Радерфорд предложил дека излезот на Сонцето може да се одржува со внатрешен извор на топлина и предложил радиоактивно распаѓање како извор. Сепак, Алберт Ајнштајн би бил тој што би обезбедил суштинска трага за изворот на излезната енергија на Сонцето со неговата релација маса-енергија E = mc². Во 1920 година, Сер Артур Едингтон предложил дека притисоците и температурите во јадрото на Сонцето може да произведат реакција на јадрено соединување кое го споила водородот (протоните) во јадрата на хелиумот, што резултирало со производство на енергија од нето промената на масата. Преовладувањето на водородот на Сонцето било потврдено во 1925 година од Сесилија Пејн користејќи ја теоријата на јонизација развиена од Мегнад Саха. Теоретскиот концепт на фузија бил развиен во 1930-тите од астрофизичарите Субраманијан Чандрасекар и Ханс Бете. Ханс Бете ги пресметал деталите за двете главни нуклеарни реакции кои произведуваат енергија што го напојуваат Сонцето. Во 1957 година, Маргарет Бурбиџ, Џефри Бурбиџ, Вилијам Фаулер и Фред Хојл покажале дека повеќето елементи во вселената се синтетизирани со нуклеарни реакции во ѕвездите, некои како Сонцето.

Сончевите мисии во вселената

Илустрација на Пионер 6, 7, 8 и 9

Првите сателити дизајнирани за долгорочно набљудување на Сонцето од меѓупланетарниот простор билеПионер 6, 7, 8 и 9 на НАСА, кои биле лансирани помеѓу 1959 и 1968 година. Овие сонди кружеле околу Сонцето на растојание слично на она на Земјата и ги направиле првите детални мерења на сончевиот ветер и сончевото магнетно поле. Пионер 9 работел особено долго време, пренесувајќи податоци до мај 1983 година.

Во 1970-тите, две вселенски летала Хелиос и телескоп Аполо Скајлаб им дале на научниците значајни нови податоци за сончевиот ветер и сончевата корона. Сондите Хелиос 1 и 2 биле американско-германска соработка што го проучувала сончевиот ветер од орбитата што го носела леталото во орбитата на Меркур во перихел. Вселенската станица Скајлаб, лансирана од НАСА во 1973 година, вклучувала модул за соларна опсерваторија наречена планината на телескопот Аполо, со кој управувале астронаути кои живееле на станицата. Скајлаб ги направил првите временски решени набљудувања на сончевиот премински регион и на ултравиолетовите емисии од сончевата корона. Откритијата ги вклучиле првите набљудувања на коронални масовни исфрлања, тогаш наречени „коронални транзиенти“ и коронални дупки, кои денес се познати дека се тесно поврзани со сончевиот ветер.

Цртеж на Сончева максимална мисија

Во 1980 година, сондите Solar Maximum Mission биле лансирани од НАСА. Ова вселенско летало било дизајнирано да ги набљудува гама зраците, рендгенските зраци и УВ зрачењето од сончевите блесоци за време на висока сончева активност и сончева сјајност. Меѓутоа, само неколку месеци по лансирањето, дефект на електрониката предизвикал сондата да премине во режим на подготвеност и следните три години ги поминало во оваа неактивна состојба. Во 1984 година, мисијата Спејс шатл Челинџер STS-41C го извадил сателитот и ја поправил неговата електроника пред повторно да го пушти во орбитата. Сончевата максимална мисија последователно доби илјадници слики од сончевата корона пред повторно да влезе во атмосферата на Земјата во јуни 1989 година.

Лансиран во 1991 година, јапонскиот сателит Јокох (Сончев зрак) набљудувал сончеви блесоци на бранови должини на Х-зраци. Податоците од мисијата им овозможиле на научниците да идентификуваат неколку различни типови на ракети и покажала дека короната подалеку од регионите на најголема активност е многу подинамична и поактивна отколку што претходно се претпоставуваше. Јокох забележал цел сончев циклус, но отишол во режим на подготвеност кога прстенесто затемнување во 2001 година го натерало да ја изгуби својата позиција кон Сонцето. Тој бил уништен со атмосферско повторно влегување во 2005 година.

Сончевата и хелиосферската опсерваторија, заеднички изградена од Европската вселенска агенција и НАСА, била лансирана на 2 декември 1995 година. Првично наменета да служи двегодишна мисија, SOHO останува во функција според податоци од 2024 година. Сместена на Лагранжовата точка помеѓу Земјата и Сонцето (на која гравитациското влечење од двете е еднакво), SOHO обезбедува постојан поглед на Сонцето на многу бранови должини од неговото лансирање. Покрај директното набљудување на Сонцето, SOHO овозможил откривање на голем број комети, главно ситни комети кои горат додека поминуваат покрај Сонцето.

Тестирање на вселенското летало <i id="mwBes">Улис</i>

Уметничка изведба на сончевата сонда Паркер

Сите овие сателити го набљудувале Сонцето од рамнината на еклиптиката, и така само детално ги набљудувале неговите екваторијални региони. Сондата <i id="mwBfM">Улис</i> била лансирана во 1990 година за да ги проучува поларните региони на Сонцето. Најпрвин отпатувала до Јупитер, за да „шутне“ во орбитата што ќе го однесе далеку над рамнината на еклиптиката. Откако Улис стапил во својата планирана орбита, почнал да го набљудува сончевиот ветер и јачината на магнетното поле на високи сончеви географски широчини, откривајќи дека сончевиот ветер од големите географски широчини се движи на околу 750 km/s, што било побавно од очекуваното, и дека имало големи магнетни бранови кои се појавувале од големите географски широчини кои ги расфрлале галактичките космички зраци.

Елементарното изобилство во фотосферата е добро познато од спектроскопските проучувања, но составот на внатрешноста на Сонцето е послабо разбрано. Мисијата за враќање на примерок од сончев ветер, Генеза, била дизајнирана да им овозможи на астрономите директно да го измерат составот на сончевиот материјал.

Религиозни аспекти

Златен украс на сонцето и бесмртните птици од древните луѓе Шу. Средината на сончевиот модел со дванаесет точки околу кои четири птици летаат во иста насока спротивно од стрелките на часовникот. Античко Кралство Шу, што се совпаѓа со династијата Шанг .

Сончевите божества играат голема улога во многу светски религии и митологии. Обожувањето на Сонцето било во средината за цивилизациите како што се древните Египќани, Инките од Јужна Америка и Ацтеките од денешно Мексико. Во религиите како што е хиндуизмот, Сонцето сè уште се смета за бог, познат како Сурија. Многу антички споменици биле изградени имајќи ги предвид сончевите феномени; на пример, камените мегалити точно го означуваат појасот или зимската краткоденица (на пример во Набта Плаја, Египет; Мнајдра, Малта; и Стоунхенџ, Англија); Њугранџ, праисториска планина изградена од човекот во Ирска, била дизајнирана да ја открие зимската краткоденица; пирамидата Ел Кастиљо во Чичен Ица во Мексико е дизајнирана да фрла сенки во форма на змии кои се качуваат по пирамидата на пролетната и есенската рамноденица.

Старите Сумери верувале дека Сонцето е Уту, богот на правдата и брат близнак на Инана, небесната кралица која била идентификувана како планетата Венера. Подоцна, Уту бил идентификуван со источносемитскиот бог Шамаш. Уту се сметал за божество-помошник, кое им помагало во неволја.

Ра од гробот на Нефертари, 13-ти век п.н.е

Најмалку од четвртата династија на древниот Египет, Сонцето се обожавало како богот Ра, прикажано како божество со глава на сокол над кое е надминато сончевиот диск и опкружено со змија. Во периодот на Новото Кралство, Сонцето се поистоветувало со буба. Во форма на сончевиот диск Атон, Сонцето имало кратко оживување за време на периодот Амарна, кога повторно станало најистакнато, ако не само, божество за фараонот Ахенатон. Египќаните го прикажувале богот Ра како носен преку небото, придружуван од помали богови, а за Грците тој бил Хелиј, носен од кочија влечена од огнени коњи. Од владеењето на Елагабал во доцното Римско Царство, роденденот на Сонцето бил празник кој се прославувал како Sol Invictus (буквално „Непобедено Сонце“) веднаш по зимската краткоденица, која можеби била претходник на Божиќ. Што се однесува до неподвижните ѕвезди, Сонцето се сметало од Земјата дека се врти еднаш годишно по еклиптиката низ зодијакот, и затоа грчките астрономи го категоризирале како една од седумте планети (грчки планети, „скитник“); именувањето на деновите на неделите по седумте планети датира од римскиот период.

Во прото-индоевропската религија, Сонцето било персонифицирано како божица <i id="mwBrs">*Сех <sub id="mwBrw">2</sub> ул</i> . Дериватите на оваа божица во индоевропските јазици ги вклучуваат старонордискиот Сол, санскритскиот сурија, галскиот сулис, литванскиот Сауле и словенскиот Солнце. Во античката грчка религија, божеството на сонцето бил машкиот бог Хелиј, кој во подоцнежните времиња бил синкретизиран со Аполон.

Во Библијата, Малахија 4:2 го спомнува „Сонцето на правдата“, што некои христијани го протолкувале како упатување на Месијата (Христос). Во античката римска култура, недела бил денот на богот на сонцето. Во паганството, Сонцето било извор на живот, давајќи топлина и просветлување. Тоа бил центар на популарниот култ меѓу Римјаните, кои чекале во зори за да ги видат првите сончеви зраци додека се молеле. Прославата на зимската краткоденица (која влијаела на Божиќ) била дел од римскиот култ на непобеденото Сонце. Тој бил усвоен како сабота од христијаните. Симболот на светлината бил пагански празник усвоен од христијаните, а можеби и најважниот што не потекнува од еврејските традиции. Христијанските цркви биле изградени така што собранието гледало кон изгрејсонцето.

Тонатиух, богот на сонцето на Ацтеките, бил тесно поврзан со практикувањето на човечки жртви. Божицата на сонцето Аматерасу е најважното божество во шинтоистичката религија, и се верува дека таа е директен предок на сите јапонски цареви.

Сонцето како тема во уметноста и во популарната култура

Сонцето се јавува како тема во бројни дела од уметноста и популарната култура.

Сонцето како тема во народното творештво

• „Јана и сонцето“ — македонска народна песна.
• „Ќерката на Сонцето“ — кавкаска народна приказна.
• „Шуревите на Сонцето“ — унгарска народна приказна.
• „Месечината и сонцето“ (српски: Мјесец и сунце) — српска народна песна.
• „Сонцето се ожени со девојка“ (српски: Сунце се с дјевојком ожени) — српска народна песна.

Сонцето како тема во книжевноста

• „Сонцето на овој ден“ (српски: Сунце овог дана) — песна во проза на српскиот писател Иво Андриќ од 1933 година.
• „Залезот на сонцето“ - драма на советскиот писател Исак Бабел од 1928 година.
• „Сонцето на Италија“ — расказ на Исак Бабел.
• „Петлето ветроказ и сонцето“ — кус расказ за деца на ангискиот писател Доналд Басет од 1967 година.
• „Сонце“ — расказ на македонската писателка Виолета Бојковска.
• „Зајдисонце“ — песна на францускиот поет Пол Верлен.
• „Плажа песок сонце плажа“ — кус расказ на македонскиот писател Драган Георгиевски од 2013 година.
• „Додека трае сонцето“ — расказ на италијанскиот писател Итало Калвино.
• „Сончева бура“ - расказ на италијанскиот писател Итало Калвино.
• „Под сонцето на јагуарот“ — збирка раскази на италијанскиот писател Итало Калвино од 1986 година.
• „Сонце“ — песна на македонскиот поет Васил Куноски.
• „Ќе се дружам со сонцето“ (српски: Družiću se sa suncem) — песна на српската поетеса Десанка Максимовиќ од 1983 година.
• „Сонце искористено како епитаф“ - песна на српскиот поет Бранко Миљковиќ.
• „Затемнување на сонцето“ — кус расказ на македонската писателка Сања Михајловиќ-Костадиновска од 2018 година.
• „Брачниот живот на сонцето“ - песна на унгарскиот поет Шандор Петефи.
• „Имитирање на сонцето“ (Podražavanje sunca) - циклус песни на српскиот поет Васко Попа од 1962-1968, со песните: „Смртта на сончевиот татко“, „Слепото сонце“, „Судир во зенитот“, „Подготовки за дочек“, „Полноќно сонце“, „Туѓо сонце“, „Имитирање на сонцето“.
• „Утрински игри“ — песна на македонскиот поет Живко Ризовски од 1995 година.
• „Сонцето и облакот“ — расказ на италијанскиот писател Џани Родари.
• „Сончева песна“ — песна на македонскиот поет Стојан Тарапуза.
• „Сонцето се скрило“ — песна на Стојан Тарапуза.
• „Сонцето генерал“ — песна на македонскиот поет Васе Тодоров - Шлеговец.
• „Западот на Сонцето“ - песна на германскиот поет Хајнрих Хајне.
• „Залезот на Сонцето“ - песна на германскиот поет Хајнрих Хајне.
• „Ајде зајди јасно сонце“ - песна на македонскиот поет Наум Целакоски од 1998 година.
• „Нешто за сонцето и стапиците за волци“ - расказ на македонскиот писател Живко Чинго од 1963 година.
• „Зајдисонце“ - книга на македонската писателка Катерина Џатева.
• „Сонцето и телото“ - песна на македонскиот поет Ацо Шопов.
• „Црно сонце“ - песна на македонскиот поет Ацо Шопов.
• „Пак црно сонце“ - песна на македонскиот поет Ацо Шопов.
• „И уште еднаш црно сонце“ - песна на македонскиот поет Ацо Шопов.

Сонцето како тема во музиката

• „Зајди, зајди, јасно сонце“ - македонска народна песна.
• „Изгрејсонце“ (англиски: Sunrise) - песна на австралиската рок-група Ајсхаус (Icehouse) од 1987 година.
• „Обожавај го сонцето“ (англиски: Worship The Sun) — песна од истоимениот музички албум на американската рок-група Allah-Las од 2014 година.
• „Кога заоѓа сонцето“ (англиски: When the sun goes down) - песна на британската рок-група Арктик манкис (Arctic Monkeys) од 2006 година.
• „Сонцето секогаш заоѓа на ТВ“ (англиски: The Sun Always Shines On TV) - песна на норвешката поп-група А-ха (A-ha).
• „Деца на сонцето“ (српски: Deca sunca) - песна на македонската група Бастион.
• „Набљудувај го изгрејсонцето“ (англиски: Watch the Sunrise) - песна на американската поп-група Биг стар (Big Star) од 1972 година.
• „Доаѓа сонцето“ (англиски: Here Comes The Sun) - песна на британската група Битлси од 1969 година.
• „Кралот-Сонце“ (англиски: Sun King) - песна на Битлси од 1969 година.
• „Кој го сака сонцето“ (англиски: Who Loves The Sun) - песна на американската рок-група Велвет Андерграунд (Velvet Underground) од 1970 година.
• „На сонце“ (англиски: In the sun) - песна на американската рок-група Блонди (Blondie) од 1976 година.
• „Сонце, пиштол, бегај“ (англиски: Sun, Gun, Run) - песна на американската група Boredoms од 1990 година.
• „Изгревање на сонцето“ (англиски: Sun Arise) — песна на англиската рок-група The Godfathers.
• „Химна на сонцето“ (англиски: Anthem Of The Sun) — музички албум на американската рок-група The Grateful Dead од 1968 година.
• „Патеката на сонцето“ (англиски: The Path of the Sun) - албум на македонската енто-група Dragan Dautovski Quartet.
• „Во кралството на сонцето што умира“ (англиски: Within The Realm Of A Dying Sun) - албум на британската група Дед кен денс (Dead Can Dance) од 1987 година.
• „Црно сонце“ (англиски: Black Sun) - песна на британската група Дед кен денс од 1990 година.
• „Чекајќи го сонцето“ (Waiting For The Sun) - албум на американската рок-група Дорс (The Doors) од 1968 година.
• „Чекајќи го сонцето“ (англиски: Waiting For The Sun) - песна на Дорс од 1970 година.
• „Саботно сонце“ (англиски: Saturday Sun) - песна на британскиот поп-рок пејач Ник Дрејк (Nick Drake).
• „Топење на сонце“ (англиски: Melting in the Sun) - песна на австралиската поп-рок група INXS од 1984 година.
• „Нема да дозволам да ми зајде сонцето“ (англиски: I won't let the sun go down on me) - песна на британскиот поп-пејач Ник Кершо (Nik Kershaw).
• „Зајдисонце во Ватерло“ (англиски: Waterloo Sunset) - песна на британската рок-група Кинкс (The Kinks) од 1967 година.
• „Мрзливото старо сонце“ (англиски: Lazy Old Sun) - песна на Кинкс од 1967 година.
• „Изгрејсонце“ (англиски: Rising Sun) - песна на австралиската поп-рок група Колд Чизел (Cold Chisel) од 1980 година.
• „Далечно сонце“ (англиски: Distant Sun) - песна на австралиската поп-група Краудед хаус (Crowded House) од 1986 година.
• „Изгрејсонце“ (англиски: Sun Arise) - песна на американскиот рок-музичар Алис Купер (Alice Cooper).
• „Хартиена вреќа и сонцето“ (англиски: A Paper Bag And The Sun) - композиција на американската џез-група Лаунџ лизардс (The Lounge Lizards) од 1989 година.
• „Црно сонце“ (англиски: Black Sun) - песна на британската рок-група Луп (Loop) од 1989 година.
• „Сонцето свети“ (англиски: Sun Is Shining) — песна на јамајската реге-група Bob Marley & The Wailers од 1978 година.
• „Златно сонце“ - песна на македонската рок-група Мизар од 1988 година.
• „Горе на сонцето“ (англиски: Up On The Sun) — песна од истоимениот музички албум на американската рок-група Мит папетс (Meat Puppets) од 1985 година.
• „Сончева светлина“ (англиски: Sunshine) — песна на американската соул-група О'Џејс (The O'Jays) од 1972 година.
• „Паднав од сонцето“ (англиски: Fell From The Sun) — песна на британската рок-група Pale Saints од 1990 година.
• „Сонце и месечина“ — музички албум на македонската поп-пејачка Александра Пилева од 2005 година.
• „Постави ги контролните направи за срцето на сонцето“ (англиски: Set The Controls For The Heart Of The Sun) — песна на британската рок-група Пинк флојд од 1969 година.
• „Дебело старо сонце“ (англиски: Fat Old Sun) — песна на Пинк флојд од 1970 година.
• „Сонце-Црна дупка“ (англиски: Black Hole Sun) — песна на американската рок-група Саундгарден (Soundgarden) од 1994 година.
• „Сонцето се крева“ (англиски: Sun's Coming Up) — песна на австралиската група Tame Impala од 2012 година.
• „Мамбо-сонце“ (англиски: Mambo Sun) — песна на британската рок-група Т. Рекс (T.Rex) од 1971 година.
• „Црвено сонце“ (англиски: Red Sun) — песна на американската рок-група Тин вајт роуп (Thin White Rope) од 1988 година.
• „Сончева светлина“ (англиски: Sunshine) — песна на американска рап-група Џангл брадерс (Jungle Brothers) од 1989 година.
• „Погледни во сонцето“ (англиски: Look Into The Sun) — песна на британската рок-група Џетро тал (Jethro Tull) од 1969 година.
• „Под големото црно сонце“ (англиски: Under The Big Black Sun) — песна од истоимениот музички албум на американската рок-група X од 1982 година.

Сонцето како тема во филмот

• „Сонце зад решетки“ - македонски филм од 1957 година, во режија на Славко Јаневски.
• Деца на сонцето“ - македонски филм од 2014 година.

Поврзано

• Сончев Систем
• Сончева маса
• Сончева плоча

Дополнителна литература

• Cohen, Richard (2010). Chasing the Sun: The Epic Story of the Star That Gives Us Life. Simon & Schuster. ISBN 978-1-4000-6875-3.
• Hudson, Hugh (2008). „Solar Activity“. Scholarpedia. 3 (3): 3967. Bibcode:2008SchpJ...3.3967H. doi:10.4249/scholarpedia.3967.
• Thompson, M.J. (August 2004). „Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior“. Astronomy & Geophysics. 45 (4): 21–25. Bibcode:2004A&G....45d..21T. doi:10.1046/j.1468-4004.2003.45421.x.

Надворешни врски

Слушнете ја статијава (инфо)

noicon

Говорна статија

Ова е звучна снимка на статијата „Сонце“ според нејзината состојба на  г., и не ги одразува подоцнежните промени направени во неа. (Помош со снимки)

Други говорни статии

• Discovery Македонија
• Сонцето и времето на Земјата Архивирано на 5 јуни 2010 г.
• Astronomy Cast: The Sun
• Satellite observations of solar luminosity Архивирано на 11 јуни 2017 г.
• Animation – The Future of the Sun
• "Thermonuclear Art – The Sun In Ultra-HD" | Goddard Space Flight Center
• "A Decade of Sun" | Goddard Space Flight Center