Słońce „Wpatruj się w niebo i śpiewaj z radości, gdyż Słońce otula cię ciepłem i opromienia światłem- za darmo.” Phil Bosmans

Jest gwiazdą w centrum Układu Słonecznego; liczy ok. 5 miliardów lat; jest żółtą gwiazdą ciągu głównego; średnica 1,4 miliony km; składa się prawie wyłączne z wodoru i helu; w jego jądrze zachodzi synteza wodoru w hel w wyniku reakcji termojądrowych, przy których wydziela się energia; energia przechodzi z jądra przez warstwę promienistą i konwekcyjną do fotosfery, którą opuszcza w postaci światła i ciepła; na tarczy słonecznej są często ciemne, chłodniejsze od otoczenia obszary zwane plamami; występują rozbłyski łączące się z plamami i protuberancjami; poza fotosferą rozciąga się chromosfera, a ponad nią bardzo rozrzedzona korona; cząstki wyrzucone z korony tworzą wiatr słoneczny; chromosfera o korona widoczne są z Ziemi podczas całkowitego zaćmienia Słońca przez Księżyc.

Wygląd zewnętrzny i budowa wewnętrzna Słońca

Pola magnetyczne Na Słońcu występują silne pola magnetyczne. Generowane są one w warstwie konwektywnej i wynurzają się do fotosfery powodując wzrost aktywności magnetycznej. W miejscach niewielkiego podwyższenia pola obserwuje się jaśniejsze (gorętsze) miejsca tworzące - flokule. Silne pola powodują powstanie ciemniejszych (chłodniejszych) obszarów - są to plamy i pory.

W chromosferze silne pola magnetyczne są odpowiedzialne za protuberancje - łukowate struktury, których kształt jest dyktowany przez konfigurację pola magnetycznego. Linie pola magnetycznego tworzą pętle wzdłuż przemieszcza się świecący gaz .

Plamy słoneczne Widoczny ciemniejszy obszar na powierzchni Słońca (fotosfera), którego cechami są temp. niższa niż temp. otoczenia i silne pole magnetyczne (kilka tysięcy Gs). Mimo jasności (temperatura ok. 4000-5000 K) kontrast z otoczeniem o temperaturze ok. 6000 kelwinów powoduje, że plamy słoneczne mają kolor czarny.

Pochodnie fotosferyczne Obserwowane na poziomie fotosfery, ale powyżej plam słonecznych, o kształcie zawiłych jasnych pól lub włókien. Lepiej widoczne są blisko brzegu tarczy słonecznej, gdzie promieniowanie fotosfery jest mniej intensywne wskutek pociemnienia brzegowego. W środku tarczy pochodnie znikają na tle fotosfery, gdyż mniejsza jest różnica temperatur, a tym samym różnica jasności.

Pochodnie chromosferyczne Obserwowane na poziomie chromosfery w zakresie ultrafioletowym, bądź w jądrach silnych fotosferycznych linii absorpcyjnych, glównie dubletu linii H i K jednokrotnie zjonizowanego wapnia Ca II. Pochodnie te mają znacznie większe rozmiary niż pochodnie fotosferyczne. Są jedną z pierwszych oznak pojawiania się kolejnego obszaru aktywnego.

Protuberancje Kłęby gorącego i rzadkiego gazu w postaci "języków" lub łuków wyrzucanych z powierzchni Słońca. Protuberancje mają zwykle temp. od 8000 K do 15000 K. Ten gaz to najczęściej wodór. Wznosi się on na tysiące kilometrów nad powierzchnię Słońca. Protuberancje są najlepiej widoczne przy zaćmieniu Słońca. Zdjęcie przedstawia ogromną protuberancję w której materia jest wyrzucona gorącą  na miliony kilometrów w przestrzeń kosmiczną, oraz obraz Ziemi (malutki obiekt w kolorze niebieskim) - dodany dla porównania wielkości.

Rozbłysk chromosferyczny Jeden z elementów aktywności Słońca; rozbłyski chromosferyczne zachodzą w chromosferze i polegają na gwałtownym (w ciągu kilku minut) pojaśnieniu relatywnie małego obszaru (mniej niż 0,1% powierzchni Słońca). Rozbłysk widoczny jest w górnej prawej części tarczy słonecznej.

Bryzgi chromosferyczne Cienkie, jasne, krótko żyjące wytryski materii wyrzucane ku górze z dolnych warstw chromosfery na wysokość rzędu kilku tys. km. Są na ogół prostopadłe do powierzchni Słońca, poruszają się z prędkościami 10-40 km/s. Ich średnia wysokość wynosi 2800 km, grubość 800 km, średni czas życia około 15 minut. O ile dolne części chromosfery są dość jednolite, to od wysokości ok. 1000 km cała emisja chromosfery koncentruje się w bryzgach chromosferycznych, co sprawia, że chromosfera oglądana podczas całkowitych zaćmień Słońca ma wygląd czerwonej, postrzępionej otoczki.

Obłoki wapniowe Jasny obłok wapniowy, który tworzy się na parę dni przed pojawieniem się plamy w fotosferze Pojedynczy obłok wapniowy jest większy od całej grupy plam. Obłoki znikają powoli, w ciągu wielu tygodni po zniknięciu ostatnich śladów plam. Obłoki chromosferyczne podobnie jak pochodnie to dość trwałe twory, ale podlegają też zmianom bardzo powolnym - są to cykliczne zmiany w rytmie aktywności słonecznej Słońca.

Dziury koronalne Ciemniejsze obszary w koronie słonecznej, związane są z "otwartymi" liniami pola magnetycznego i są często spotykane w pobliżu biegunów Słońca. Dziury koronalne są źródłami wiatru słonecznego o dużej prędkości.

Granule, pociemnienie brzegowe Niewielkie (do 1400 km średnicy) komórki konwekcyjne plazmy wynoszone do góry w strefie konwekcyjnej Słońca, o temp. wyższej niż średnia temperatura powierzchni. Ziarnisty wygląd powierzchni Słońca pochodzi od szczytów granul i nosi nazwę granulacji. Brzegi granul są ciemniejsze, gdyż tworzy je zimniejsza, opadająca plazma. Jednak różnice jasności między środkiem a brzegiem granuli nie są duże, i wynoszą kilkanaście procent średniej wartości.

Wiatr słoneczny Strumień naładowanych cząstek wypływających w przestrzeń międzyplanetarną z korony słonecznej. Składa się głównie z protonów poruszających się z prędkościami od 250 do 800 km/s, natężenie słonecznego wiatru w pobliżu Ziemi wynosi ok. 5×108protonów na cm2 na s. Wywołuje zaburzenia pola magnetycznego Ziemi (tzw. burze magnetyczne), odpowiada również za odchylanie warkoczy komet. 

Zaćmienie słońca Powstaje, gdy Księżyc znajdzie się pomiędzy Słońcem a Ziemią i tym samym przesłoni światło słoneczne. zaćmienie częściowe zaćmienie całkowite zaćmienie obrączkowe zaćmienie hybrydowe

Koniec Monika Dacewicz kl. II LO