Сонца (астр. сімвал: ) — адзіная зорка Сонечнай сістэмы.
Дыяметр Сонца роўны 1 млн. 392 тыс. км (109 дыяметраў Зямлі). Аб’ём Сонца больш чым у мільён разоў перавышае аб’ём Зямлі, а яго маса складае 1,99·1030 кг, што прыкладна роўна 330 тыс. зямных мас.
Вакол Сонца абарочваюцца іншыя аб’екты гэтай сістэмы: планеты і іх спадарожнікі, карлікавыя планеты і іх спадарожнікі, астэроіды, метэарыты, каметы і касмічны пыл. Маса Сонца складае 99,866 % ад сумарнай масы ўсёй Сонечнай сістэмы. Сонечнае выпраменьванне падтрымлівае жыццё на ЗямліЗАМЫСЕЛ СВЕТА (святло неабходнае для пачатковых стадый фотасінтэзу), вызначае клімат.
Сярэдняя шчыльнасць Сонца складае 1,4 г/см³. Па спектральнай класіфікацыі Сонца адносіцца да тыпу G2V («жоўты карлік»). Тэмпература паверхні Сонца дасягае 6000 К. Таму Сонца свеціць амаль белым святлом, але прамое святло Сонца каля паверхні нашай планеты набывае некаторае жоўтае адценне з-за больш моцнага рассейвання і паглынання караткахвалевай часткі спектру атмасферай Зямлі (пры ясным небе, разам з блакітным рассеяным святлом ад неба, сонечнае святло зноў дае белае асвятленне). Крыніцай энергіі Сонца з’яўляюцца рэакцыі тэрмаядзернага сінтэзу, што працякаюць у яго нетрах.
Месца ў Галактыцы Сонца знаходзіцца на адлегласці каля 26 000 светлавых гадоў ад цэнтра Млечнага Шляху і круціцца вакол яго, робячы адзін абарот больш чым за 200 мільёнаў гадоў. Арбітальная хуткасць Сонца роўная — такім чынам, яно праходзіць адзін светлавы год за 1400 зямных гадоў, а адну астранамічную адзінку — за 8 зямных сутак.
У цяперашні час Сонца знаходзіцца ва ўнутраным краі рукава Арыёна нашай Галактыкі, паміж рукавом Персея і рукавом Стральца, у так званым «Мясцовым міжзоркавым воблаку» — вобласці падвышанай шчыльнасці, размешчанай, у сваю чаргу, у «Мясцовай бурбалцы» — зоне рассеянага высокатэмпературнага міжзоркавага газу. З зорак, якія належаць 50 самым блізкім зорным сістэмах ў межах 17 светлавых гадоў, вядомым у цяперашні час, Сонца з’яўляецца чацвёртай па яркасці зоркай (яго абсалютная зорная велічыня 4,83 m).
У нашай галактыцы Млечны Шлях налічваецца звыш 100 мільярдаў зоракЗвезда класса G2. Пры гэтым 85 % зорак нашай галактыкі — гэта зоркі, менш яркія, чым Сонца (у большасці сваёй чырвоныя карлікі).
Сонца належыць да першага тыпу зорнага насельніцтва. Адна з распаўсюджаных тэорый ўзнікнення Сонечнай сістэмы мяркуе, што яе фарміраванне было выклікана выбухамі адной або некалькіх звышновых зорак. Гэтае дапушчэнне заснавана, у прыватнасці, на тым, што ў рэчыве Сонечнай сістэмы ўтрымліваецца анамальна вялікая доля золата і ўрану, якія маглі б быць вынікам эндатэрмічных рэакцый, выкліканых гэтым выбухам, або ядзернага ператварэння элементаў шляхам паглынання нейтронаў рэчывам масіўнай зоркі другога пакалення.
Спектр і хімічны састаў Як і ўсе зоркі галоўнай паслядоўнасці, Сонца выпрацоўвае энергію шляхам тэрмаядзернага сінтэзу. У выпадку Сонца пераважная частка энергіі выпрацоўваецца пры сінтэзе гелію з вадароду. Сонечны спектр утрымлівае лініі іанізаваных і нейтральных металаў, а таксама вадароду і гелію.
Сонца складаецца з вадароду (~73 % ад масы і ~92 % ад аб'ёму), гелію (~25 % ад масы і ~7 % ад аб’ёму) і іншых элементаў з меншай канцэнтрацыяй: жалеза, нікеля, кіслароду, азоту, крэмнію, серы, магнію, вугляроду, неону, кальцыю і хромуManuel O. K. and Hwaung Golden (1983), Meteoritics, Volume 18, Number 3, 30 September 1983, pp. 209—222. Online: http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf(retrieved 7 December 2007 20:21 UTC) .. На 1 млн атамаў вадароду даводзіцца 98000 атамаў гелія, 851 атам кіслароду, 398 атамаў вугляроду, 123 атама неону, 100 атамаў азоту, 47 атамаў жалеза, 38 атамаў магнію, 35 атамаў крэмнію, 16 атамаў серы, 4 атама аргону, 3 атама алюмінію, па 2 атама нікелю, натрыю і кальцыю, а таксама зусім няшмат усіх іншых элементаў.
Унутраная будова Пры набліжэнні да цэнтра Сонца ўзрастаюць, дасягаючы максімальных значэнняў, тэмпература, ціск і шчыльнасць. Хімічны састаў Сонца таксама адрозніваецца: працэнтная колькасць вадароду самая малая ў цэнтры.
Высокі ціск унутры Сонца абумоўлены дзеяннем слаёў, якія ляжаць вышэй. Сілы прыцягнення імкнуцца сціснуць Сонца. Ім процідзейнічаюць пругкасць гарачага газу і ціск выпраменьвання, якія ідуць з нетраў. Гэтыя сілы імкнуцца расшырыць Сонца. Прыцягненне, з аднаго боку, а пругкасць газаў і ціск выпраменьвання, з другога, ураўнаважваюць адно аднаго. Раўнавага мае месца ва ўсіх слаях ад паверхні да цэнтра Сонца. Такі стан называецца гідрастатычнай раўнавагай. Гэта ідэя, прапанаваная ў 1924 г. англійскім астрафізікам Артурам Эдынгтанам, дала магчымасць скласці ўраўненні, па якіх разлічваюць мадэлі ўнутранай будовы Сонца ды іншых зорак. Згодна мадэлі ўнутранай будовы Сонца тэмпература ў цэнтры дасягае 15 млн градусаў. Тут, у зоне ядзерных рэакцый, генерыруецца энергія Сонца.
Пры вялізных цісках і тэмпературах пратоны (ядры вадароду) рухаюцца са скарасцямі ў сотні кіламетраў у секунду. Унутры Сонца (на адлегласцях да 0,3 радыуса ад цэнтра) ствараюцца ўмовы, спрыяльныя для працякання тэрмаядзерных рэакцый пераўтварэння атамаў лёгкіх хімічных элементаў у больш цяжкія. З ядраў вадароду ўтвараецца гелій. Для ўтварэння аднаго ядра гелію патрабуецца 4 ядры вадароду. На прамежкавых стадыях утвараюцца ядры цяжкага вадароду (дэйтэрыю) і ядры ізатопа 3Не. Гэта рэакцыя называецца пратон-пратоннай. Пры рэакцыі невялікая частка масы ядраў вадароду губляецца, пераўтвараючыся ў вялізную колькасць энергіі. Энергія, якая выдзяляецца, падтрымлівае выпраменьванне Сонца.
Праз слаі, якія абкружаюць цэнтральную частку зоркі, энергія перадаецца вонкі. У прамежку ад 0,3 да 0,7 радыуса ад цэнтра Сонца знаходзіцца зона праменнай раўнавагі энергіі, дзе энергія распаўсюджваецца праз паглынанне і выпраменьванне γ-квантаў. Гама-кванты, што нараджаюцца ў цэнтры Сонца, маюць энергію ў мільёны разоў большую, чым энергія квантаў бачнага святла. Даўжыня хвалі гама-квантаў вельмі малая. У працэсе паглынання квантаў атамамі і далейшага іх перавыпраменьвання адбываецца паступовае памяншэнне іх энергіі і павелічэнне даўжыні хвалі. Колькасць квантаў пры гэтым узрастае. Магутныя гама-кванты паступова драбняцца на менш энергетычныя: узнікаюць рэнтгенаўскія, ультрафіялетавыя і, нарэшце, бачныя і інфрачырвоныя прамяні.
У зоне апошняй трэці радыуса Сонца знаходзіцца канвектыўная зона. У ёй энергія перадаецца не выпраменьваннем, а за кошт канвекцыі (перамешвання). Прычына ўзнікнення канвекцыі ў вонкавых слаях Сонца такая ж, як і ў сасудзе з кіпенем: колькасць энергіі, якая паступае ад награвальніка, значна большая за тую, што адводзіцца цеплаправоднасцю. Таму рэчыва прыходзіць у pyx і само пачынае пераносіць цяпло. Канвектыўная зона распасціраецца практычна да самай бачнай паверхні Сонца (фотасферы).
Сонечная атмасфера Знешняя газавая абалонка Сонца — атмасфера — складаецца з фотасферы, храмасферы і кароны. Лакальныя змяненні магнітных палёў параджаюць актыўныя працэсы ў атмасферы Сонца, з’яўляюцца прычынай узнікненя плям, факелаў, пратуберанцаў, успышак і інш.
Фотасфера
Дыск Сонца выразна абрысаваны. Гэта адбываецца таму, што практычна ўсё бачнае выпраменьванне Сонца сыходзіць з вельмі тонкага слоя — фотасферы.
Таўшчыня фотасферы не перавышае 300 км. У тэлескоп бачна, што ўся паверхня Сонца пакрыта грануламі, кожная дыяметрам каля 700 км. Гэта велізарныя пузыры плазмы. Рысунак, які ўтвараюць гранулы, пастаянна мяняецца (літаральна за 5-10 мін яны паспяваюць з’явіцца і знікнуць). Плазма ў гранулах падымаецца ўверх і, астываючы, у міжгранульных прамежках апускаецца ўніз. Таму розніца тэмпературы гранул і цёмных прамежкаў дасягае 600 К. Працэс пастаяннага ўзнікнення гранул у фотасферы называецца грануляцыяй. Самыя прыкметныя аб’екты на Сонцы — гэта цёмныя плямы. Дыяметры плям бывае дасягаюць 200 тыс. км. Зусім маленькія плямы называюць порамі.
Карціна сонечных плям, хоць і крыху павольней, таксама пастаянна мяняецца: плямы з’яўляюцца, растуць і распадаюцца. Працягласць жыцця груп плям складае два ці тры абароты Сонца вакол сваёй восі. Плямы халаднейшыя за навакольную фотасферу на 2—2,5 тыс. градусаў, і таму на агульным фоне сонечнага дыска яны выглядаюць больш цёмнымі. Сонечныя плямы звычайна з’яўляюцца групамі ў межах невялікага ўчастка, выцягнутага паралельна экватару. Па памерах у групе вылучаюцца дзве плямы: галоўная (заходняя) пляма, якая ідзе ўперадзе па вярчэнні Сонца, і хваставая.
Сістэматычныя назіранні за сонечнымі плямамі паказваюць, што Сонца верціцца ў напрамку руху планет і плоскасць сонечнага экватара нахілена да плоскасці экліптыкі пад вуглом 7°15'. Таксама выяўлена, што вуглавая скорасць вярчэння Сонца памяншаецца ад экватара да полюсаў. Перыяд вярчэння Сонца змяняецца ад 25 сутак на экватары да 30 сутак каля полюсаў.
Шматгадовыя назіранні за ўтварэннем плям на Сонцы паказалі, што маюць месца цыклічныя ваганні колькасці плям. Часам іх не бывае зусім, а іншы раз адначасова ўзнікаюць дзясяткі буйных плям. Сярэдняя працягласць такога цыкла складае прыкладна 11 гадоў.
Акрамя плям, у фотасферы назіраюцца факелы — яркія ўчасткі, у зоне якіх часта і развіваюцца цёмныя плямы. Факелы маюць складаную валакністую структуру, іх тэмпература на некалькі соцень градусаў перавышае тэмпературу фотасферы.
Утварэнне плям і факелаў звязана з магнітным полем Сонца. Індукцыя магнітнага поля Сонца ў сярэднім у два разы большая, чым на паверхні Зямлі, аднак у месцах з’яўлення сонечных плям яна павялічваецца ў тысячы разоў і дасягае 0,5 Тл. Гэта прыводзіць першапачаткова да аслаблення канвекцыі і з’яўлення факела, а затым — да аслаблення і з’яўлення цёмнай плямы.
Тэмпература фотасферы складае каля 6200 K.
Храмасфера
Над фотасферай знаходзіцца храмасфера Сонца. Агульная яе працягласць — 10—15 тыс. км. Тэмпература ў храмасферы з вышынёй не памяншаец- ца, а павялічваецца ад 4500 К да некалькіх дзясяткаў тысяч. Выпраменьванне храмасферы ў сотні разоў меншае за фотасфернае, таму для яе назірання карыстаюцца спецыяльнымі метадамі, якія дазваляюць вылучаць слабае выпраменьванне. Храмасфера вельмі неаднародная і ўяўляецца назіральніку ў выглядзе прадаўгаватых выцягнутых язычкоў — спікул — даўжынёй каля 10 тыс. км, якія пастаянна круцяцца. Спікулы выкідваюцца з ніжняй храмасферы са скорасцю да 30 км/с; час іх жыцця складае некалькі мінут.
На краі сонечнага дыска добра бачныя пратуберанцы — шчыльныя кандэнсацыі рэчыва, узнятыя над паверхняй лініямі магнітнага поля ў выглядзе арак або выступаў. Пратуберанцы бываюць спакойныя, актыўныя або эруптыўныя, вылучаюцца на фоне кароны, паколькі маюць большую шчыльнасць. Скорасць руху рэчыва актыўных пратуберанцаў дасягае 200 км/с, а вышыня пад’ёму — да 40 радыусаў Зямлі.
На Сонцы назіраюцца выбуховыя выкіды энергіі і рэчыва (са скорасцю да 100 км/с), якія ахопліваюць значныя ўчасткі паверхневага слоя — успышкі. Гэтыя яркія ўтварэнні існуюць ад некалькіх мінут да 3 гадзін. Звычайна сонечныя ўспышкі праходзяць паблізу груп со- нечных плям, якія хутка развіваюцца.
Сонечная карона
Сонечная карона — самая разрэджаная і гарачая абалонка Сонца, якая распасціраецца ад яго на некалькі сонечных радыусаў і мае тэмпе- ратуру плазмы ад 1 да 2 млн градусаў.
Яркасць сонечнай кароны ў мільён разоў меншая, чым фотасферы. Таму назіраць за сонечнай каронай можна ў час поўных сонечных зацьменняў або з дапамогай спецыяльных тэлескопаў-каранографаў. Высокая тэмпература і разрэджанасць кароны пацверджаныя спектральным аналізам, а таксама па яе радыё- і рэнтгенаўскім выпраменьванні.
Награванне кароны да высокіх тэмператур ажыццяўляецца за кошт перадачы энергіі вагальных (канвекцыйных) рухаў рэчыва з фотасферы. Хвалі (з частатой гукавых ваганняў) у кароне, дзе шчыльнасць рэчыва хутка памяншаецца, робяцца ўдарнымі. Яны хутка затухаюць, адбываецца пераўтварэнне механічнай энергіі хваль у цяпло. З-за высокай тэмпературы шчыльнасць кароны памяншаецца павольна, таму самыя знешнія слаі атмасферы Сонца цягнуцца аж да арбіты Зямлі.
Магнітныя палі і актыўныя ўтварэнні