Slunce je nejbližší hvězda Zemi a je zatím jediná, jejíž povrch můžeme detailněji sledovat (povrchem máme na mysli nejspodnější vrstvu, kterou jsme schopni vidět). Jsme na jeho povrchu schopni pozorovat útvary o velikosti desítek a stovek kilometrů. Avšak nitro Slunce můžeme popisovat pouze modely, jež se shodují s pozorováním vnějších projevů Slunce.
Slunce je centrální těleso naší sluneční soustavy. Obsahuje 99 % hmotnosti celé soustavy. Je mohutným zdrojem energie, kterou vyzařuje ve všech oblastech elektromagnetického záření, čímž ovlivňuje všechna tělesa sluneční soustavy. Je to obrovská žhavá plazmová koule.
Hmotnost [kg]
Hmotnost [Země = 1] 330 000
Rovníkový poloměr [km]* 696 342
Rovníkový poloměr [Země = 1] 109
Objem [Země = 1] 1 300 000
Střední hustota [] 1 400
Hustota povrchu []
Hustota v centru [] 150 000
Teplota povrchu [K] 5 770
Teplota v centru [K] 15 600 000
Střední vzdálenost od Země [km] 149 600 000
Minimální vzdálenost od Země [km] 147 100 000
Maximální vzdálenost od Země [km] 152 100 000
Úniková rychlost [] 617
Sklon rovníku k ekliptice [o] 7,25
Spektrální typ G2V
Celkový výkon [W]
Hvězdná velikost -26,7
Absolutní hvězdná velikost 4,1
Stáří [roky]
Rotace na rovníku [dny] 25,1
Rotace na pólech [dny] 34,4
| Prvek | % z celkového počtu atomů |
| Kyslík | 0,078 |
| Uhlík | 0,043 |
| Dusík | 0,0088 |
| Křemík | 0,0045 |
| Vápník | 0,0038 |
| Neon | 0,0035 |
| Železo | 0,0030 |
| Síra | 0,0015 |
Vznik Slunce
Zobrazit stránku
Naše Slunce se zřejmě zrodilo ve velké mlhovině v rovině naší Galaxie spolu se stovkami dalších hvězd. Takovéto mlhoviny jsou složeny převážně z vodíku a z 1–10 % prachových částic, mají hmotnosti řádově stovek hmotností Slunce a rozměry několika desítek parseků. Teploty v těchto mračnech jsou velmi různé, mračna mohou mít 10–30 K, od teploty oblastí s neionizovaným atomárním vodíkem, tzv. oblastí HI, kde je teplota okolo 100 K až po teploty okolo 10 000 K v oblastech svítícího ionizovaného vodíku HII. Mlhovina mohla vypadat nějak takto:
Aby se splnila podmínka pro vznik hvězd, musela být mlhovina:
a) stlačována
b) musela ztratit nadbytečnou tepelnou energii
c) musela snížit rotaci
V mlhovině původně panovala ve všech bodech stejná teplota a hustota. Impulsem k tvorbě hvězd byl zřejmě výbuch blízké supernovy, který změnil rozložení hmoty v mlhovině. Vznikly regiony, v kterých byla vyšší hustota. Animace rázové vlny, měnící hustotu mlhoviny:
Region má po několika stovkách tisíc let asi stonásobně vyšší hustotu než okolí. Začíná se tvořit husté jádro, do kterého padá materiál z okolí, těmto jádrům říkáme globule. Do globule stále padá materiál. Jádro globule se stává hustějším a hustějším, tím se zahřívá a dochází k rovnováze mezi gravitační silou a tlakovou silou plynu. Plynová obálka se však dále smršťují. Teplota v jádru globule se zvyšuje. V okamžiku, kdy globule začíná vyzařovat v infračerveném oboru, mluvíme o Protoslunci. Při teplotě asi 2 000 se vypaří prachové částice. Teplota stále roste. Při teplotě asi 1 000 000 K začnou probíhat první jaderné reakce. Ty dále zahřívají jádro. Při teplotě asi se zapálí termonukleární reakce. Protoslunce se stává Sluncem a usazuje se na hlavní posloupnosti.
