Солнце - ближайшая к нам звезда. Солнце огромно как по размерам, так и по массе. Его диаметр в 109 раз превосходит диаметр Земли, а объем - в 1 306 000 раз. Масса Солнца в 333 000 раз больше Земли и потому средняя плотность вещества равна 1,4 г/см³, что почти в четыре раза меньше плотности Земли.
Вся газообразная масса Солнца удерживается общим притяжением к его центру. Верхнии слои сжимают своим весом более глубокие, и по мере увеличения глубины залегания слоя сжатия возрастает. В недрах Солнца давление достигает сотен миллиардов атмосфер, в связи с чем и плотность вещества в солнечных глубинах весьма велика: в центре Солнца она измеряется несколькими десятками граммов в кубическом сантиметре! Это способствует протеканию в солнечных недрах термоядерных реакций, при которых водород превращается в гелий с выделением ядерной энергии. Эта энергия постепенно "просачивается" сквозь непрозрачное солнечное вещество во внешние слои и отсюда излучается в мировое пространство. При достижении внешней границы Солнца (фотосферы) непрозрачность вещества почти скачкообразно уменьшается, вследствие чего мы наблюдаем резко очерченный солнечный диск, хотя твердой поверхности у Солнца нет.
Если сравнить несколько последовательных фотографий Солнца, то можно заметить, как меняется положение всех пятен на диске. Это происходит из-за вращения Солнца. Солнце вращается не как твердое тело. Пятна, находившиеся на вблизи экватора Солнца, опережают пятна расположенные в средних широтах. Следовательно, скорости вращения разных слоев Солнца различны. Экваториальные области делают один оборот вокруг оси Солнца за 25 земных суток, а области вблизи полюсов Солнца - примерно за 30 суток. Линейная скорость вращения на экваторе составляет 2 км/с. Наблюдения показывают, что все пятна перемещаются от восточного края к западному. Следовательно, Солнце вращается вокруг своей оси в направлении движения планет вокруг него.

Европейские астрономы обнаружили в атмосфере нашей звезды, неизвестные ранее структуры, подобные земным смерчам. Скорости газовых потоков в них достигают 15 км/с (54 тыс. км/ч) в "спокойном" состоянии и 150 км/с - при порывах. Чаще всего подобные образования наблюдаются вблизи солнечных полюсов. Горячий газ в смерчах по спирали поднимается с видимой поверхности Солнца, постепенно набирая скорость. Возможно, что такие торнадо могут оказаться одним из механизмов образования "солнечного ветра". "Солнечный ветер" - это постоянное истечение плазмы из солнечной короны в окружающее пространство. Скорость этого потока увеличивается от 10 км/с у поверхности Солнца до сотен км/с на больших расстояниях от него. Уже давно считается, что солнечный ветер вытекает из корональных дыр - разреженных и холодных областей короны, в которых магнитные силовые линии выходят из фотосферы в окружающее пространство. Магнитное поле в области дыры имеет ячеистую структуру, непосредственно связанную с расположенными ниже конвективными ячейками. Ветер истекает не со всей площади корональной дыры. Потоки газа сосредоточены вблизи границ ячеек магнитной "сетки" и особенно сильны в ее узлах. Быстрый солнечный ветер в приполярных регионах "разглаживает" силовые линии магнитного поля, в результате чего они, вместо того чтобы сгущаться вблизи магнитных полюсов, равномерно расходятся во все стороны. Помимо известных 11-летних колебаний ученые обнаружили общее усиление солнечного магнитного поля. С 1901 г. его напряженность выросла в 2,3 раза! В интенсивности солнечного ветра наблюдаются не только случайные, но и правильные колебания, например, с периодом около 27 суток, близким к периоду осевого вращения Солнца. Обычно такие пульсации существуют недолго, но для одного из 27-дневных колебаний характерна совершенно невероятная стабильность: вот уже 38 лет. В годы солнечного максимума эта пульсация теряется в более сильных вариациях солнечного ветра, но по мере спада активности неизменно проявляется вновь.

Фотосфера и хромосфера

Видимая солнечная поверхность - фотосфера - посылает в пространство все лучи непрерывного спектра. Над фотосферой расположен более разреженный слой, в котором возникают спектральные линии поглощения. Солнечный спектр содержит свыше 30 тысяч линий поглощений, с помощью него устаналивается химический состав не фотосферы, а расположенных над ней слоев. В спектре Солнца найдено присутствие спектральных линий более 60 химических элементов.
Толщина фотосферы невелика, всего 100 - 200 км. Над ней расположен слой хромосферы, имеющий в среднем толщину около 20 000 км. Хромосферу мы видим во время полных солнечных затмений. Хромосфера - слой, в котором происходят быстрые конвективные движения газов, поднимающихся вверх и опускающихся вниз. Этим и вызвано ее струистое строение. Были также обнаружены сравнительно небольшие, быстро движущиеся кратковременные выступы из хромосферы - спикулы (колоски), существующие всего несколько минут.
В хромосфере берут начало и более мощные выбросы газов, возвышающиеся иногда до 250 000 км (и более) - протуберанцы. Среди них выделяются два основных типа: стационарные, медленно изменяющиеся устойчиввые облака газов, находящиеся во взвешенном состоянии над хромосферой, и быстро изменяющиеся - эруптивные (изверженные), которые с большими скоростями, подчас превышающими 500 км/с, отрываются от хромосферы, вздымаясь на большие высоты.

Солнечная корона

Внутренние области короны, удаленные от фотосферы на расстояние до одного радиуса Солнца, можно наблюдать не только во время солнечных затмений, но и вне затмения с помощью коронографа - специального телескопа, в фокусе объектива которого ставиться зачерченный диск ("искусственная Луна"). Коронографы устанавливают в горах на высоте не ниже 2000 м над уровнем моря, где солнечное излучение значительно меньше рассеивается земной атмосферой.
Форма короны не остается постаянной. В годы, когда на поверхности Солнца много пятен, корона почти круглая. Когда же пятен мало, корона сильно вытянута в плоскости экватора Солнца. Корона неоднородна: в ней наблюдаются лучи, дуги, отдельные сгущения вещества, полярные "щеточки" (короткие прямые лучи, наблюдаемые у полюсов) и т.д. Детали короны неразрывно связаны с пятнами и факелами, а также с явлениями, происходящими в хромосфере. Все детали короны вращаются с той же угловой скоростью, что и расположенные под ними участки фотосферы.
Как далеко простирается корона? По фотографиям, полученным во время затмений, корону удается проследить на расстоянии до нескольких солнечных радиусов от края Солнца. Отдельные выбросы солнечной плазмы, которые как бы входят в состав сверхкороны Солнца, достигают земной орбиты. Сверхкорона была открыта радиоастрономическими методами. Огромная протяженность короны объясняется большими скоростями входящих в нее частиц, а значит, и высокой температурой короны. Этот вывод подверждает исследование спектра короны. Ряд линий в спектре короны оставлся загадочным вплоть до 40-х гг. Оказалось, что эти линии принадлежат многократно ионизованным атомам хорошо известных на Земле элементов, например атомам железа, лишенным 13 электронов. Такая высокая ионизация в очень разреженном веществе короны возможна при температуре не менее 10⁶ К. Следовательно, наблюдая корону, можно изучить в космической лаборатории высокотемпературную разреженную плазму в естественных условиях.
Солнечная корона более чем в 200 раз горячее солнечной поверхности. Роль проводника тепла берет на себя магнитное поле Солнца. Как было установленно, вся поверхность нашей звезды покрыта переплетающейся сетью движущихся магнитных полей, силовые линии которых возвышаются над фотосферой в виде петель, подобных гигантским аркам. У оснований "арок" располагаются намагниченные области различной полярности, покрывающие поверхность Солнца непрерывно меняющимся узором. Вскоре после своего образования петля магнитных силовых линий разделяется на меньшие петли, некоторое время перемещается по поверхности, а затем исчезает. Весь этот цикл занимает порядка 40 часов. Время от времени в магнитных петлях происходят "короткие замыкания", в плазме начинает течь сильный ток, который и нагревает вещество короны до таких высоких температур. Выделение тепла при этом происходит практически непрерывно.

Вид поверхности Солнца

Солнечные пятна

Солнечная активность