Słońce

Słońce
Słońce jest jedną z paruset miliardów gwiazd w Galaktyce. Znajduje się w jednym z jej ramion spiralnych, w odległości około 8,5 kiloparseka (kpc) od środka i 8 parseków (pc) od płaszczyzny równikowej Drogi Mlecznej. W otoczeniu Słońca, wewnątrz kuli o promieniu 50 pc, znajduje się około 100 gwiazd, spośród których najbliższą jest Proxima Centauri, odległa o 1,3 pc. Wraz z innymi gwiazdami Słońce obiega centrum Galaktyki. Poruszając się z prędkością 220 km/s, zatacza pełny okrąg w ciągu niespełna 250 milionów lat. Przemieszcza się również względem otaczających gwiazd, zmierzając w kierunku gwiazdozbioru Herkulesa z prędkością 20 km/s.
>>>

Położenie Słońca (G2 V) na diagramie H-R. Zaznaczone zostały również miejsca kilku najjaśniejszych gwiazd ziemskiego nieba oraz Proxima Centauri, najbliższa sąsiadka Słońca w Galaktyce.

Słońce obserwowane z dużej odległości jest typową gwiazdą stacjonarną, nie przejawiającą wyraźnej zmienności, o przeciętnej masie i rozmiarach. Na diagramie H-R znajduje się wśród gwiazd ciągu głównego - jest karłem (klasa jasności V) o wizualnej jasności absolutnej 4,84 wielkości gwiazdowej (m) (bolometrycznej 4,74m) i typie widmowym G2. Należy do gwiazd populacji I, które powstały stosunkowo późno w historii Galaktyki. Tworząca je materia międzygwiazdowa była już wzbogacona pierwiastkami ciężkimi (o liczbie masowej większej od 12), będącymi produktami przemian termojądrowych, które zachodziły w starszych gwiazdach.
Słońce zajmuje centralne miejsce w Układzie Słonecznym, skupiając w sobie 99,8% jego całkowitej masy. Jest głównym źródłem energii docierającej do Ziemi, przede wszystkim w postaci fal elektromagnetycznych, a także najjaśniejszym i największym obiektem na niebie. Widoma jasność Słońca jest równa -26,7m, a jego średnica wynosi około 32' (minut kątowych), co w przybliżeniu równa się wielkości tarczy Księżyca w pełni. Stosunkowo duże rozmiary Słońca na niebie stwarzają szczególne możliwości bezpośredniego badania obiektów i zjawisk występujących w jego atmosferze. Obserwacje prowadzone z przeciętną zdolnością rozdzielczą 1" pozwalają rozróżnić na tarczy słonecznej szczegóły o rozmiarach 750 km.
Specyficzne warunki obserwacji Słońca (rozciągłość i duże natężenie promieniowania) wymagają stosowania innych instrumentów pomiarowych i metod niż w przypadku pozostałych gwiazd. Z tego powodu, jak i ze względu na wpływ zjawisk zachodzących na Słońcu na warunki panujące w przestrzeni międzyplanetarnej oraz na Ziemi, wyodrębniony został dział astrofizyki poświęcony badaniom najbliższej gwiazdy - heliofizyka. Obejmuje ona zarówno teorię budowy i ewolucji Słońca, jego oddziaływania z otoczeniem, jak i olbrzymią różnorodność zjawisk i procesów związanych z jego aktywnością magnetyczną.
Podstawowe parametry Słońca, określające jego miejsce pośród innych gwiazd (masa, promień i jasność), można wyznaczyć z dużą dokładnie za pomocą bezpośrednich pomiarów. I tak obserwacje ruchu ciał w Układzie Słonecznym pozwalają określić masę Słońca M . Na podstawie precyzyjnych pomiarów czasu i położenia wyznaczane są wartości okresów i półosi wielkich orbit ciał obiegających Słońce, co pozwala wykorzystać III prawo Keplera do obliczenia iloczynu GM . Jego wartość, równa (132 712 438 5) x 1012 m3 s-2, jest znana z dużo większą dokładnością niż wartość stałej grawitacji, G = (6,672 0,004) x 10-11 m3 kg-1 s-2, mierzonej laboratoryjnie. Toteż niepewność wyznaczenia masy Słońca, M = (1,9891 0,0012) x 1030 kg, wynika głównie z błędu pomiaru G. Promień Słońca R wyznaczany jest na podstawie pomiarów średnicy kątowej tarczy słonecznej przy znanej w momencie pomiaru odległości Ziemia-Słońce. Promień Słońca wynosi (6,9626 0,0007) x 108 m.

Znajomość tych dwóch parametrów można wykorzystać do obliczenia średniej gęstości Słońca,
= 3M / 4 R 3 = 1048 kg/m3
oraz przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni
g = GM / R 2 = 274 m/s2,
którego wielkość ma istotny wpływ na strukturę słonecznej atmosfery i zjawiska w niej zachodzące. Ważnym parametrem, którego wartość również można zmierzyć bezpośrednio, jest stała słoneczna S, czyli strumień energii promienistej Słońca w odległości równej jednostce astronomicznej. Stała słoneczna jest związana z mocą promieniowania Słońca L (L = 4 r2S, gdzie r = 1 j.a.), zdefiniowaną jako całkowita energia wypromieniowana przez Słońce w jednostce czasu i we wszystkich długościach fal widma elektromagnetycznego. Moc promieniowania wyrażona w wielkościach gwiazdowych jest absolutną jasnością bolometryczną. Do pomiarów stałej słonecznej służy pyrheliometr, którego zasadniczą częścią jest czarna wnęka, absorbująca wszystkie wpadające do niej kwanty promieniowania. Ze względu na nieprzezroczystość atmosfery Ziemi dla pewnych zakresów promieniowania dokładne pomiary stałej słonecznej można uzyskać tylko z obserwacji pozaatmosferycznych. Tak mierzona wartość S = (1367 2) W/m2 daje moc promieniowania L = (3,845 0,006) x 1026 W. Znajomość L pozwala określić jeszcze jeden, obok przyspieszenia grawitacyjnego, istotny parametr dla struktury atmosfery gwiazdy: temperaturę efektywną, Tef. Jest to temperatura sfery o promieniu R promieniującej jak ciało doskonale czarne z mocą L . Związek pomiędzy tymi parametrami określa relacja:
L = 4 R 2 T4
( jest stałą Stefana-Boltzmanna), z której wynika

Tef = (5777 2,5) K.
Warstwę gazu w atmosferze o temperaturze równej temperaturze efektywnej często utożsamia się z powierzchnią Słońca, gdyż stamtąd pochodzi większość promieniowania.