Слънце

Слънцето е звездата в центъра на Слънчевата система.
То представлява почти идеална сфера, съставена от гореща плазма и магнитни полета. Диаметърът му е около 1 392 000 km, близо 109 пъти по-голям от този на Земята, а масата му ( 1 9891 1030 kg, 330 000 пъти повече от земната) съставлява около 99,86% от общата маса на Слънчевата система.
От химическа гледна точка около три четвърти от масата на Слънцето е образувана от водород, а остатъкът е предимно хелий, като 1,69% от масата (или 5628 пъти повече от масата на Земята) са други по-тежки елементи, като кислород, въглерод, неон, желязо и други.

Характеристики

Слънцето е звезда от спектрален клас G2.
То има почти идеално сферична форма със сплеснатост. Полярният му диаметър се различава от екваториалния само с 10 km.
Слънцето се състои от плазма и не е твърдо, то се върти по-бързо на екватора, отколкото на полюсите си.

Строеж

1.Ядро
2. Междинна зона
3. Конвективна зона
4. Фотосфера
5. Хромосфера
6. Корона
7. Петна
8. Гранули
9. Протуберанс

Температурата е 15.6 млн.К, а налягането е 250 млрд. атмосфери. Газовете на повърхността са с гъстота 150 пъти повече от водата. Енергията на Слънцето се произвежда от ядрени реакции. Всяка секунда около 700 000 000 тона водород се превръщат в 695 000 000 тона хелий и 5 000 000 енергия под формата на гама лъчи. При отдалечаването й от повърхността, енергията е постоянно поглъщана и отдавана при по-ниски и по-ниски температури така, че до времето, когато достига повърхността, тя е главно видима светлина. При последните 20 % от пътя, енергията е носена повече от конвекция, отколкото от радиация. Повърхността на Слънцето, наречена фотосфера, е с температура около 5800 К .

Слънчеви петна
Слънчевите петна са "хладни" региони, само 3800^oК.
Те могат да бъдат много големи - до 50 000 км. в диаметър.
Резултат са от сложно взаимодействие с магнитното поле на Слънцето.

Жизнен цикъл
Слънцето е по-масивна и по-гореща от повечето звезди, но е далеч по-малка от сините гиганти.
Тя се е формирала преди 4,6 милиарда години (според ядрената космохронология); за типична G2 звезда се очаква да съществува в продължение на около 10 милиарда години.
Слънцето не е достатъчно масивно, за да избухне. Вместо това след още 4 до 5 милиарда години то ще се превърне в червен гигант, изчерпвайки водорода в ядрото си.
Тогава то ще започне да преобразува хелий във въглерод и температурата на ядрото му ще нарастне до 3108 K.
Високата температура ще предизвика "раздуване" на външните конвекционални слоеве на Слънцето, които вероятно ще достигнат чак до орбитата на Земята.
Скорошни изследвания обаче показват, че вследствие на интензивната загуба на маса на Слънцето при раздуването Земята ще се премести на по-висока орбита.
Изчерпвайки хелия в ядрото си, Слънцето ще претърпи термични пулсации - свивания и раздувания с нарастваща амплитуда, при всеки следващ цикъл, губейки част от външните си слоеве, докато накрая се превърне в бяло джудже.