Звезда на име Слънце - куче - светът на спасителя!
Като цяло масата на една звезда недвусмислено определя бъдещата й съдба. Нашето слънце ще завърши живота си като бяло джудже, зарадвайки неизвестните за нас бъдещи извънземни астрономи с нова планетарна мъглявина, чиято форма може да се окаже много странна поради влиянието на планетите.
Мощността на излъчване на Слънцето е 3,8x1020 MW. 48% от радиацията е във видимата област на спектъра, 45% в инфрачервената, а останалите 8% са разпределени между останалите (радио, ултравиолетови и др.). На Земята 8 минути и 20 секунди след радиацията пада само около половин милиард. Въпреки това поддържа земната атмосфера в газообразно състояние, постоянно нагрява земята и водните тела, дава енергия на ветровете и водопадите, осигурява жизнената дейност на животните и растенията.
Почти цялата енергия на Слънцето се генерира в централен регион с радиус около 1/3 от този на Слънцето. Чрез слоевете, обграждащи централната част, тази енергия се пренася навън. По последната трета от радиуса има конвективна зона. Причината за възникването на смесване (конвекция) във външните слоеве на Слънцето е същата като при кипящ чайник: количеството енергия, идващо от нагревателя, е много по-голямо от това, което се отделя чрез топлопроводимост. Следователно веществото е принудено да се движи и започва да пренася самата топлина. Над конвективната зона са пряко видими слоеве на Слънцето, наречени негова атмосфера.
Слънчевата атмосфера също се състои от няколко различни слоя. Най-дълбоката и тънка от тях е фотосферата, която се наблюдава директно във видимия непрекъснат спектър. Дебелината на фотосферата е само около 300 км. Колкото по-дълбоки са слоевете на фотосферата, толкова по-горещи са те. Във външните по-студени слоеве на фотосферата, на фона на непрекъснат спектър, Фраунхоферабсорбционни линии.
По време на най-спокойната атмосфера на земната атмосфера, характерната гранулирана структура на фотосферата може да се наблюдава през телескоп. Редуването на малки светли петна – гранули – с големина около 1000 km, заобиколени от тъмни празнини, създава впечатление за клетъчна структура – гранулация. Появата на гранулация е свързана с конвекция, възникваща под фотосферата. Отделните гранули са няколкостотин градуса по-горещи от газа около тях и разпределението им върху слънчевия диск се променя в рамките на няколко минути. Спектралните измервания показват движението на газ в гранули, подобно на конвективните: газът се издига в гранулите и пада между тях. Тези движения на газове генерират акустични вълни в слънчевата атмосфера, подобни на звуковите вълни във въздуха.
Разпространявайки се в горните слоеве на слънчевата атмосфера, вълните, възникнали в конвективната зона и във фотосферата, предават част от механичната енергия на конвективните движения към тях и загряват газовете на следващите слоеве на атмосферата - хромосферата и короната. В резултат на това горните слоеве на фотосферата с температура около 4500 К се оказват "най-студените" на Слънцето. Както дълбоко в тях, така и нагоре от тях, температурата на газовете нараства бързо.
Слоят над фотосферата, наречен хромосфера, по време на пълно слънчево затъмнение в онези минути, когато Луната напълно покрива фотосферата, се вижда като розов пръстен, обграждащ тъмен диск. На ръба на хромосферата се наблюдават изпъкнали като че ли езици на пламъка - хромосферни спикули, които са удължени колони от кондензиран газ. В същото време може да се наблюдава и спектърът на хромосферата, така нареченият спектър на пламъка. Състои се от ярки емисионни линии на водород, хелий, йонизиран калций и други елементи, които мигат внезапно по време на пълната фаза.затъмнение. Чрез разделянето на излъчването на Слънцето в тези линии може да се получи неговият образ в тях.
Хромосферата се различава от фотосферата по много по-неправилна нехомогенна структура. Забелязват се два вида нееднородности - светли и тъмни. Те са по-големи от фотосферните гранули. Като цяло разпределението на нехомогенностите образува така наречената хромосферна мрежа, която се вижда особено добре в линията на йонизирания калций. Подобно на гранулирането, това е следствие от движението на газовете в субфотосферната конвективна зона, което се случва само в по-голям мащаб. Температурата в хромосферата расте бързо, достигайки десетки хиляди градуси в горните й слоеве. Най-външната и разредена част от слънчевата атмосфера е короната, която може да бъде проследена от слънчевия крайник до разстояния от десетки слънчеви радиуси и има температура от около милион градуса. Короната може да се види само по време на пълно слънчево затъмнение или с коронограф.
Слънчевата атмосфера непрекъснато се променя. Разпространява както вертикални, така и хоризонтални вълни с дължина от няколко хиляди километра. Трептенията имат резонансен характер и възникват с период от около 5 минути.
За възникването на явления, случващи се на Слънцето, важна роля играе магнитното поле, което е 6000 пъти по-силно от земното. Субстанцията на Слънцето е навсякъде магнетизирана плазма, смес от електрони и ядра на водород и хелий. Понякога в някои области силата на магнитното поле нараства бързо и силно. Този процес е придружен от появата на цял комплекс от явления на слънчевата активност в различни слоеве на слънчевата атмосфера. Те включват факли и петна във фотосферата, флокули в хромосферата, слънчеви изригвания, произхождащи от хромосферата и протуберанци (емисиивещества) в короната.
Слънчевите петна се появяват по двойки, където линиите на изкривено магнитно поле излизат и навлизат в повърхността. Двойка петна в този случай образува двойка полеви полюси - южен и северен. В годините на повишена слънчева активност магнитното поле е по-изкривено и на Слънцето има повече петна. През годините на „спокойно“ Слънце може изобщо да няма петна. Периодът на промяна на слънчевата активност приблизително се счита за равен на 11,2 години. След появата на петната те могат да продължат от няколко часа до няколко месеца. Формата и големината на петната са различни. Тяхната температура е с 1000-1500° по-ниска от тази на останалата повърхност на Слънцето, поради което изглеждат тъмни. Студените петна могат да се разглеждат само спрямо други части от повърхността на Слънцето.
Слънцето е мощен източник на радиоизлъчване. Радиовълните проникват в междупланетното пространство, които се излъчват от хромосферата (сантиметрови вълни) и короната (дециметрови и метрови вълни).
Радиоизлъчването на Слънцето има два компонента - постоянен и променлив (избухвания, "шумни бури"). По време на силни слънчеви изригвания радиоизлъчването от Слънцето се увеличава хиляди и дори милиони пъти в сравнение с радиоизлъчването от тихото Слънце. Това радиоизлъчване има нетермичен характер.
Рентгеновите лъчи идват главно от горните слоеве на хромосферата и короната. Особено силна е радиацията в годините на максимална слънчева активност. Слънцето излъчва не само светлина, топлина и всякакви други видове електромагнитно излъчване. Освен това е източник на постоянен поток от частици - корпускули. Неутрино, електрони, протони, алфа частици и по-тежки атомни ядра всички заедно съставляват корпускулярното излъчване на Слънцето. Голяма част от това излъчване е повече или по-малко непрекъснатоизтичането на плазма е слънчевият вятър, който е продължение на външните слоеве на слънчевата атмосфера - слънчевата корона. На фона на този постоянно духащ плазмен вятър, отделни региони на Слънцето са източници на по-насочени, засилени, така наречените корпускулярни потоци. Най-вероятно те са свързани със специални области на слънчевата корона - коронарни дупки, а също така, вероятно, с дълготрайни активни области на Слънцето. И накрая, най-мощните краткосрочни потоци от частици, главно електрони и протони, са свързани със слънчевите изригвания. В резултат на най-мощните светкавици частиците могат да придобият скорости, които съставляват значителна част от скоростта на светлината. Частиците с такава висока енергия се наричат слънчеви космически лъчи. Слънчевата корпускулярна радиация оказва силно влияние върху Земята и преди всичко върху горните слоеве на нейната атмосфера и магнитното поле, причинявайки много геофизични явления.