Перегляд вихідного коду сторінки Сонце

{{Otheruses|Сонце (значення)}}
{{Infobox
| bodystyle   = border-collapse:collapse
|   title     = Сонце [[Image:Sun symbol (black).svg|20px|☉]]
|   image     = [[File:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|290px|alt=]]
| caption     = 
| headerstyle = background:#FCC857
|  labelstyle = padding:2px
|   datastyle = padding:2px
<!-- section break, rows 1-19-->
| header1  = Спостережувані дані
|  label2  = Середня відстань<br/><small>до [[Земля|Землі]]</small>
|   data2  = {{val|1.496|e=8|u=км}}<br/><small>8&nbsp;хв 19&nbsp;с [[швидкість світла|на швидкості світла]]</small>
|  label3  = [[Видима зоряна величина]] (''V'')
|   data3  = −26.74<ref name=nssdc>{{cite web |last=Williams |first=D. R. |date=1 липня 2013 |title=Sun Fact Sheet |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |publisher=[[NASA]] |accessdate=12 серпня 2013 |archive-date=15 липня 2010 |archive-url=https://web.archive.org/web/20100715200549/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html }}</ref>
|  label4  = [[Абсолютна зоряна величина]]
|   data4  = 4.83<ref name=nssdc />
|  label5  = [[Спектральна класифікація зір|Спектральний клас]]
|   data5  = G2V
|  label6  = [[Металічність]]
|   data6  = ''Z'' = 0.0122<ref>{{cite journal |last1=Asplund |first1=M. |last2=Grevesse |first2=N. |last3=Sauval |first3=A. J. |year=2006 |title=The new solar abundances - Part I: the observations |journal=[[Communications in Asteroseismology]] |volume=147 |pages=76–79 |bibcode=2006CoAst.147...76A |doi=10.1553/cia147s76 | issn=1021-2043}}</ref>
|  label7  = [[кутовий розмір]]
|   data7  = 31.6-32.7′<ref>{{cite web |title=Eclipse 99: Frequently Asked Questions |url=http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html |publisher=[[NASA]] |accessdate=24 жовтня 2010 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20100527142627/http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html |archivedate=27 травня 2010 |deadurl=yes }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100527142627/http://education.gsfc.nasa.gov/eclipse/pages/faq.html |date=2010-05-27 }}</ref>

| header10 = [[Орбіта]]льні характеристики
|  label11 = Середня відстань <br/><small>до центру [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]] </small>
|   data11 = ≈&thinsp;{{val|2.7|e=17|u=км}}<br/><small>{{val|27200|u=[[світловий рік|світлових років]]}}</small>
|  label12 = [[Галактичний рік|Галактичний період]]
|   data12 = (2.25-2.50){{e|8}} років
|  label13 = [[Швидкість]]
|   data13 = ≈&thinsp;{{val|220|u=км/с}} <small>(орбітальна навколо центру Галактики)</small> <br/>≈&thinsp;{{val|20|u=км/с}} <small>(відносно середньої швидкості інших зір в околицях)</small> <br/>≈&thinsp;{{val|370|u=км/с}}<ref>{{cite journal |last=Hinshaw |first=G. |display-authors=etal |year=2009 |title=Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results |journal=[[The Astrophysical Journal|The Astrophysical Journal Supplement Series]] |volume=180 |issue=2 |pages=225–245 |arxiv=0803.0732 |bibcode=2009ApJS..180..225H |doi=10.1088/0067-0049/180/2/225}}</ref> <small>(відносно [[Реліктове випромінювання|реліктового випромінювання]])</small>
<!-- section break, rows 20-39 -->
| header20 = Фізичні характеристики
|  label21  = Екваторіальний [[радіус]]
|   data21  = {{val|696342|65|u=км}}<ref name=arxiv1203_4898>{{cite journal |last1=Emilio |first1=M. |last2=Kuhn |first2=J. R. |last3=Bush |first3=R. I. |last4=Scholl |first4=I. F. |year=2012 |title=Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=750 |issue=2 |page=135 |arxiv=1203.4898 |bibcode=2012ApJ...750..135E |doi=10.1088/0004-637X/750/2/135}}</ref> <br/><small>109 × земних</small><ref name=sse/>
|  label23  = [[Сплющеність]]
|   data23  = {{val|9|e=-6}}
|  label24  = [[Площа поверхні]]
|   data24  = {{val|6.09|e=12|u=км²}}<ref name=sse>{{cite web |title=Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures |url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080102034758/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun&Display=Facts&System=Metric |archivedate=2 січня 2008 |publisher=[[NASA]] |accessdate=14 вересня 2014 |deadurl=no }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20151107042855/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun |date=2015-11-07 }}</ref><small>{{val|12000}} × земних</small><ref name=sse/>
|  label25  = [[Об'єм]]
|   data25  = {{val|1.41|e=18|u=км³}}<ref name=sse/><!-- NASA source has «1.412 x 10^18 km³» which is 1,412 × 10^27 m³ (basic arithmetic, also verified using the formula for volume of a sphere), but the Sun is not a sphere, and their radius is off a bit from what we have above, so we need to at least round a bit--><br/><small>{{val|1300000}} × земних</small>
|  label26  = [[Маса]]
|   data26  = {{val|1.98855|.00025|e=30}} кг<ref name=nssdc/><br/><small>{{val|333000}} × земних</small><ref name=nssdc/><!-- NASA Sun Fact Sheet states 333,000, a figure coherent with data already present in en.wiki -->
|  label27  = Середня [[густина]]
|   data27  = {{val|1.408|u=г/см³}}<br/>{{val|1.408|e=3|u=кг/м3}}<ref name=nssdc/><ref name=sse/><ref>{{cite web |last=Ko |first=M. |year=1999 |title=Density of the Sun |url=http://hypertextbook.com/facts/1999/MayKo.shtml |editor=Elert, G. |work=The Physics Factbook |accessdate=14 вересня 2014 |archive-date=13 липня 2019 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190713163245/https://hypertextbook.com/facts/1999/MayKo.shtml }}</ref><br/><small>{{val|0.255}} × земних</small><ref name=nssdc/><ref name=sse/>
|  label28  = Густина в центрі (модельована)
|   data28  = {{val|1.622|e=5|u=кг/м3}}<ref name=nssdc/>
|  label29  = Екваторіальна [[гравітація на поверхні]]
|   data29  = {{val|274.0|u=м/с2}}<ref name=nssdc/><br/>28 × прискорення біля земної поверхні</small><ref name=sse/>
|  label30  = [[Друга космічна швидкість]]<br/><small>(з поверхні)</small>
|   data30  = {{val|617.7|u=км/с}}<ref name=sse/><br/><small>55 × земних</small><ref name=sse/>
|  label31  = [[Температура]] в центрі (модельована)
|   data31  = {{val|1.57|e=7|u=K}}<ref name=nssdc/><br/>Фотосфера (ефективна): {{val|5778|ul=K}}<ref name=nssdc/><br/> Корона: ≈&thinsp;{{val|5|e=6|u=K}}
|  label32  = [[Світність]] (L<sub>sol</sub>)
|   data32  = {{val|3.846|e=26|ul=Вт}}<ref name=nssdc/><br/><small>≈&thinsp;{{val|3.75|e=28|u=[[люмен]]}}</small><br/><small>≈&thinsp;{{val|98|u=лм/Вт}} [[Світлова віддача]]</small>
|  label33  = Середня [[енергетична яскравість]]&nbsp;(I<sub>sol</sub>)
|   data33  = {{val|2.009|e=7|u=Вт·м<sup>−2</sup>·[[стерадіан|ср]]<sup>−1</sup>}}
|  label34  = Вік
|   data34  = ≈4.6 мільярдів років<ref name="Bonanno">{{Cite journal |last=Bonanno |first=A. |last2=Schlattl |first2=H. |last3=Paternò |first3=L. |year=2008 |title=The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=390 |issue=3 |pages=1115–1118 |arxiv=astro-ph/0204331 |bibcode=2002A&A...390.1115B |doi=10.1051/0004-6361:20020749 |ref=harv}}</ref><ref>{{Cite web|url=//www.sciencemag.org/content/338/6107/651.full|title=The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk|date=2 листопада 2012|accessdate=17 березня 2014|doi=10.1126/science.1226919|journal=Science|volume=338|issue=6107|pages=651–655|archive-date=15 листопада 2014|archive-url=https://web.archive.org/web/20141115124318/http://www.sciencemag.org/content/338/6107/651.full}}</ref>
<!-- section break, rows 40-49 -->
| header40  = [[Обертання|Обертові]] характеристики
|  label41  = [[Нахил осі обертання|Нахил осі]]
|   data41  = 7,25°<ref name=nssdc/><br/><small>(до [[екліптика|екліптики]])</small><br/>67.23°<br/><small>(до [[галактична площина|галактичної площини]])</small>
|  label42  = [[Пряме піднесення]]<br/><small>Північного полюсу<ref name="iau-iag">{{cite web |last1=Seidelmann |first1=P. K. |display-authors=etal |title=Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000 |url=http://www.hnsky.org/iau-iag.htm |publisher= |year=2000 |accessdate=22 березня 2006 |archive-date=10 серпня 2011 |archive-url=https://www.webcitation.org/60qCIcHwA?url=http://www.hnsky.org/iau-iag.htm }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070205185209/http://www.hnsky.org/iau-iag.htm |date=2007-02-05 }}</ref></small>
|   data42  = 286,13°<br/><small>{{nowrap|19 год 4 хв 30 с}}</small>
|  label43  = [[Схилення (астрономія)|Схилення]]<br/><small>Північного полюсу</small>
|   data43  = +63.87°<br/><small>63° 52' Пн</small>
|  label44  = Сидеричний період обертання <br/><small>(на екваторі)</small>
|   data44  = 25.05 днів<ref name=nssdc/>
|  label45  = <small>(на широті 16°)</small>
|   data45  = 25.38 днів<ref name=nssdc/><br/><small>{{nowrap|25 д 9 год 7 хв 12 с}}<ref name="iau-iag"/></small>
|  label46  = <small>(на полюсах)</small>
|   data46  = 34.4 днів<ref name=nssdc/><!-- derived from T = (14.37&nbsp;— 2.33 sin² L&nbsp;— 1.56 sin^4 L) deg/day, L = 90 deg -->
|  label47  = Швидкість обертання<br/><small>(на екваторі)</small>
|   data47  = {{val|7.189|e=3|u=км/год}}<ref name="sse"/><!-- Derived from NASA source: equatorial circumference of 4,379,000 kilometres divided by sidereal rotation period of 609.12 hours; maybe this kind of basic calculation could be done in some generic template code? -->
<!-- section break, rows 50-69 -->
| header50  = [[фотосфера|Фотосферний]] склад (за масою)
|  label51  = [[Водень]]
|   data51  = 73,46&nbsp;%<ref>{{cite web |title=The Sun's Vital Statistics |url=http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html |publisher=[[Stanford Solar Center]] |accessdate=29 липня 2008 |archive-date=14 жовтня 2012 |archive-url=https://www.webcitation.org/6BOkQXma3?url=http://solar-center.stanford.edu/vitalstats.html }} Citing {{cite book |last=Eddy |first=J. |year=1979 |title=A New Sun: The Solar Results From Skylab |url=http://history.nasa.gov/SP-402/contents.htm |page=37 |publisher=[[NASA]] |id=NASA SP-402 |accessdate=14 вересня 2014 |archive-date=13 січня 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150113155042/http://history.nasa.gov/SP-402/contents.htm }}</ref>
|  label52  = [[Гелій]]
|   data52  = 24,85&nbsp;%
|  label53  = [[Оксиген]]
|   data53  = 0,77&nbsp;%
|  label54  = [[Карбон]]
|   data54  = 0,29&nbsp;%
|  label55  = [[Залізо]]
|   data55  = 0,16&nbsp;%
|  label56  = [[Неон]]
|   data56  = 0,12&nbsp;%
|  label57  = [[Нітроген]]
|   data57  = 0,09&nbsp;%
|  label58  = [[Кремній]]
|   data58  = 0,07&nbsp;%
|  label59  = [[Магній]]
|   data59  = 0,05&nbsp;%
|  label60  = [[Сульфур]]
|   data60  = 0,04&nbsp;%
}}

'''Со́нце''' ({{lang-la|Sol}})&nbsp;— [[зоря]], що є центром [[сонячна система|Сонячної системи]]. Це майже ідеальна<ref>{{Cite news|url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun/|title=How Round is the Sun?|date=2 жовтня 2008|publisher=NASA|archive-url=https://web.archive.org/web/20110513220226/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun/|archive-date=13 травня 2011|accessdate=7 березня 2011}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110513220226/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun/|date=2011-05-13}}</ref> куля з гарячої [[Плазма (агрегатний стан)|плазми]], розігрітої до світіння [[Термоядерні реакції|термоядерними реакціями]], що йдуть в її надрах<ref>{{Cite web|title=Будова Сонця - Сонце — наша зоря - Астрономія 11 клас - М.П. Пришляк|url=https://subject.com.ua/textbook/astronomy/11klas/57.html|website=Віртуальна читальня освітніх матеріалів|accessdate=2022-11-12|language=uk-UA|last=https://website-designer-2149.business.site}}</ref><ref>{{Cite web|title=How Round is the Sun? {{!}} Science Mission Directorate|url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun/|website=science.nasa.gov|accessdate=2022-11-12|archive-date=2019-03-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20190329081811/https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20190329081811/https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/02oct_oblatesun |date=2019-03-29 }}</ref>. [[Земля]] та сім інших [[планета|планет]] обертаються навколо Сонця, як і [[комета|комети]], [[астероїд]]и, [[метеороїд]]и, [[космічний пил]] та інші дрібні об'єкти. Сонце випромінює переважно у спектрі видимого світла, в ультрафіолетовому та інфрачервоному діапазонах і є найважливішим джерелом енергії для [[життя]] на [[Земля|Землі]] ([[фотон]]и що воно випромінює необхідні для початкових стадій процесу [[фотосинтез]]у), а також визначає клімат планети<ref name="Simon2001">
{{Cite book
|url=http://books.google.com/?id=1gXImRmz7u8C&pg=PA26&dq=bacteria+that+live+with+out+the+sun
|title=The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants |last=Simon
|first=A.
|year=2001
|publisher=[[Simon & Schuster]]
|pages=25–27
|isbn=0-684-85618-2
}}</ref>. Сонячне світло є необхідним для [[фотосинтез]]у. Сонячна світність (сумарна кількість енергії, випромінена Сонцем за 1 секунду) в середньому становить 3,827⋅10<sup>26</sup> Вт.

Радіус Сонця становить близько {{nts|695000}}&nbsp;км, що в 109 разів більше від [[Радіус Землі|радіуса Землі]]. Маса Сонця приблизно в 330 000 разів перевищує Земну&nbsp;— це <math>1.989\times 10^{30}</math> кг, що становить приблизно 99,86&nbsp;% від загальної маси [[Сонячна система|Сонячної системи]]<ref name=Woolfson00>{{Cite journal |last=Woolfson |first=M. |date=2000 |title=The origin and evolution of the solar system |journal={{нп|Astronomy & Geophysics|Astronomy & Geophysics|en|Astronomy & Geophysics}} |volume=41 |issue=1 |page=12 |bibcode=2000A&G....41a..12W |doi=10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x |url=http://inis.jinr.ru/sl/vol1/_djvu/P_Physics/Woolfson%20M.M.%20Origin%20and%20evolution%20of%20the%20solar%20system%20(IOP)(425s).pdf |doi-access=free |access-date=12 квітня 2020 |archive-date=11 липня 2020 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200711133403/http://inis.jinr.ru/sl/vol1/_djvu/P_Physics/Woolfson%20M.M.%20Origin%20and%20evolution%20of%20the%20solar%20system%20(IOP)(425s).pdf |url-status=live }}</ref>. Приблизно три чверті маси Сонця становить [[водень]] (~73&nbsp;%); решта&nbsp;— переважно [[гелій]] (~25&nbsp;%) і набагато менша кількість важчих елементів, зокрема [[кисень]], [[вуглець]], [[неон]], [[залізо]]. Сонце&nbsp;— зірка головної послідовності G-типу (G2V). Отож його неофіційно, і не зовсім точно, називають жовтим карликом (його світло насправді біле). Він утворився приблизно 4,6&nbsp;млрд<ref name="Connelly2012">{{cite journal |title=The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk |url=https://archive.org/details/sim_science_2012-11-02_338_6107/page/651 |journal=[[Science (journal)|Science]] |first1=James N. |last1=Connelly |first2=Martin |last2=Bizzarro |first3=Alexander N. |last3=Krot |first4=Åke |last4=Nordlund |first5=Daniel |last5=Wielandt |first6=Marina A. |last6=Ivanova |volume=338 |issue=6107 |pages=651–655 |date=2 листопада 2012 |doi=10.1126/science.1226919 |bibcode=2012Sci...338..651C |pmid=23118187|s2cid=21965292 }}</ref> років тому в результаті гравітаційного колапсу речовини в області великої молекулярної хмари. Сонце перебуває на відстані близько 26&nbsp;000 світлових років від центру «[[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]]» й обертається навколо нього з періодом близько 220&nbsp;млн років.

У [[Чумацький Шлях|нашій Галактиці]] налічується понад 100&nbsp;млрд зірок<ref>{{Cite web|url=https://www.space.com/25959-how-many-stars-are-in-the-milky-way.html|title=How Many Stars Are in the Milky Way?|last=updated|first=Elizabeth Howell last|date=2021-06-09|website=Space.com|language=en|access-date=2024-05-17}}</ref>. З них 85&nbsp;%&nbsp;— це зірки, менші за Сонце (здебільшого&nbsp;— [[червоний карлик|червоні карлики]]). При цьому, Сонце є масивнішим за 71 із 75 інших зірок у радіусі 5 парсек (16,3 світлового року), що робить його однією з найбільших зірок у нашому безпосередньому сусідстві, а саме, воно входить в топ-5&nbsp;% найважчих серед своїх сусідів у цьому радіусі<ref>{{Cite web|url=http://www.astro.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm|title=The 100 nearest star systems|website=astro.gsu.edu|archive-url=https://web.archive.org/web/20071112173559/http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm|archive-date=12 листопада 2007|url-status=live|access-date=2022-04-30}}</ref>.

Температура поверхні Сонця становить близько 6000°[[Кельвін (одиниця)|К]]<ref name="Phillips1995-47">
{{Cite book
|title=Guide to the Sun |last=Phillips
|first=K. J. H.
|year=1995
|publisher=[[Cambridge University Press]]
|pages=47–53
|isbn=978-0-521-39788-9
}}</ref>, його поверхня пронизана магнітними полями, що виникають внаслідок механізму [[Сонячне динамо|сонячного динамо]].

== Характеристики та хімічний склад Сонця ==
Сонце&nbsp;— центральне і наймасивніше тіло [[Сонячна система|Сонячної системи]], типова зоря [[головна послідовність|головної послідовності]] [[Спектральна класифікація зір|спектрального класу]] G2. Його маса приблизно в 333&nbsp;000 раз більша за масу Землі та у 750 разів перевищує масу всіх інших [[планета|планет]], разом узятих (маса Сонця становить 99,866&nbsp;% від загальної маси всієї Сонячної системи<ref>{{Cite journal|last=Woolfson|first=M.|year=2000|title=The origin and evolution of the solar system|journal={{нп|Astronomy & Geophysics|Astronomy & Geophysics|en|Astronomy & Geophysics}}|volume=41|issue=1|pages=12|bibcode=2000A&G....41a..12W|doi=10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x|ref=harv}}</ref>). Сонце&nbsp;— потужне джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках [[Спектр електромагнітного випромінювання|спектра електромагнітних хвиль]]&nbsp;— від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання сильно впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на [[атмосфера планети|атмосферах планет]], дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі.

Сонце&nbsp;— найближча до нас [[зоря]], на поверхні якої, завдяки її великому кутовому розміру, за допомогою [[телескоп]]а можна вивчати дрібні деталі, розміром до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зірок загалом. За зоряною класифікацією Сонце має [[спектральний клас]] G2V. Водночас Сонце доволі часто класифікують як [[жовтий карлик]].

Сонце світить майже білим світлом, однак через сильніше розсіювання і поглинання [[Короткі хвилі|короткохвильової]] частини спектра атмосферою Землі пряме світло Сонця біля поверхні нашої планети набуває певного жовтого відтінку. Якщо небо ясне, то блакитний відтінок розсіяного світла складається з жовтуватим прямим сонячним світлом і загальне освітлення об'єктів на Землі стає білим. Сонячний спектр містить лінії іонізованих і нейтральних металів, а також іонізованого водню.

Відстань Сонця від Землі&nbsp;— близько 149,6&nbsp;млн км&nbsp;— приблизно дорівнює [[Астрономічна одиниця довжини|астрономічній одиниці]]. Видимий кутовий діаметр Сонця дещо змінюється через [[еліпс|еліптичність]] [[орбіта|орбіти]] Землі. У середньому він становить близько 32' або 1/107 [[радіан]]а, тобто [[діаметр]] Сонця дорівнює 1/107 [[а.о.]], або приблизно 1&nbsp;400&nbsp;000&nbsp;км. Згідно з спостереженнями [[НАСА]], [[радіус]] Сонця становить 696&nbsp;342&nbsp;км із похибкою 65 км<ref>{{Cite web |url=http://ecowars.tv/info/485-novye-dannye-o-radiuse-solnca.html |title=Новые данные о радиусе Солнца |accessdate=30 березня 2012 |archive-date=27 серпня 2012 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120827105315/http://ecowars.tv/info/485-novye-dannye-o-radiuse-solnca.html }}</ref>. Цікаво, що видимі кутові діаметри Місяця та Сонця досить близькі за значенням.

=== Хімічний склад ===
Сонце складається в основному з [[водень|водню]] та [[гелій|гелію]]. В сьогоднішню епоху еволюції Сонця їхня масова частка, зокрема, в фотосфері Сонця складає (визначено з аналізу сонячного спектра) 74.9&nbsp;% та 23.8&nbsp;% відповідно, з часом частка водню зменшуватиметься через термоядерне горіння<ref name=lodders>{{cite journal |doi=10.1086/375492 |last=Lodders |first=Katharina |author-link=Katharina Lodders |date=10 липня 2003 |title=Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements |journal=The Astrophysical Journal |volume=591 |issue=2 |pages=1220–1247 |url=http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf |bibcode=2003ApJ...591.1220L |access-date=1 вересня 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20151107043527/http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf |archive-date=7 листопада 2015 |url-status=dead |citeseerx=10.1.1.666.9351 |s2cid=42498829 }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20151107043527/http://weft.astro.washington.edu/courses/astro557/LODDERS.pdf |date=2015-11-07 }}{{Cite journal |last=Lodders |first=K. |author-link=Katharina Lodders |title=Abundances and Condensation Temperatures of the Elements |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/metsoc2003/pdf/5272.pdf |journal=[[Meteoritics & Planetary Science]] |volume=38 |issue=suppl |page=5272 |date=2003 |bibcode=2003M&PSA..38.5272L |access-date=3 серпня 2008 |archive-date=13 травня 2011 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110513163004/http://www.lpi.usra.edu/meetings/metsoc2003/pdf/5272.pdf |url-status=live }}</ref>. Всі важчі елементи, що в астрономії називають ''[[металічність|металами]]'', складаються менше 2&nbsp;% маси, а саме: [[кисень]]&nbsp;— приблизно 1&nbsp;% маси Сонця, [[вуглець]]&nbsp;— 0.3&nbsp;%, [[неон]]&nbsp;— 0.2&nbsp;%, [[залізо]]&nbsp;— 0.2&nbsp;% та інші з ще меншими частками<ref name=hkt2004>{{Cite book |last1=Hansen |first1=C. J. |last2=Kawaler |first2=S. A. |last3=Trimble |first3=V. |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution |pages=19–20 |edition=2nd |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |date=2004 |isbn=978-0-387-20089-7}}</ref>.
Хімічний склад за кількістю [[атом]]ів є таким: водень становить близько 90&nbsp;% всіх атомів, гелій&nbsp;— 9,88&nbsp;%, інші елементи&nbsp;— порядку 0,1&nbsp;%, а саме: на 1&nbsp;млн атомів водню припадає 851 атом кисню, 398 вуглецю, 123 неону, 100 азоту, 47 заліза, 38 магнію, 35 кремнію, 16 сірки, 4 [[аргон]]у, 3 [[алюміній|алюмінію]], по 2 атоми нікелю, натрію і кальцію, а також зовсім небагато всіх інших елементів.

В 2024 році, за результатами дослідження, яке було проведене командою з Південно-Західного науково-дослідного інституту (SwRI)<ref>[https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ad7a65 A Broad Set of Solar and Cosmochemical Data Indicates High C-N-O Abundances for the Solar System. // Ngoc Truong, Christopher R. Glein, and Jonathan I. Lunine. Published 2024 November 12 2024. The Author(s). Published by the American Astronomical Society. The Astrophysical Journal, Volume 976, Number 1]</ref>, було встановлено, що рівні вуглецю, азоту та кисню на Сонці значно вищі, ніж вважалося раніше. Цей висновок, заснований на об'єднанні спектроскопічних, геліосейсмологічних і космохімічних даних, дав змогу переглянути хімічний склад Сонця та первісної сонячної туманності<ref>[https://cikavosti.com/novi-dani-pro-himichnyj-sklad-sonczya-zminyuyut-uyavlennya-pro-jogo-formuvannya/ Нові дані про хімічний склад Сонця змінюють уявлення про його формування. // Автор: Анатолій Шевченко. 16.11.2024]</ref>.

Початковий хімічний склад Сонця був успадкований від [[міжзоряне середовище|міжзоряного середовища]], з якого воно утворилося. Спочатку він складався з 71,1&nbsp;% водню, 27,4&nbsp;% гелію і 1,5&nbsp;% важких елементів<ref name=lodders />. Водень і більша частина гелію на Сонці були б утворені в результаті [[Первинний нуклеосинтез|первинного нуклеосинтезу]] у перші 20 хвилин життя Всесвіту, а важчі елементи були синтезовані в ході [[Зоряний нуклеосинтез|зоряного нуклеосинтезу]] у зорях попередніх поколінь перед тим як утворилось Сонце і були розповсюджені у міжзоряне середовище during the [[stellar evolution|final stages of stellar life]] and by events such as [[supernova]]e<ref name="hkt2004_78">{{Cite book |last1=Hansen |first1=C. J. |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution |last2=Kawaler |first2=S. A. |last3=Trimble |first3=V. |year=2004 |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |isbn=978-0-387-20089-7 |edition=2nd |pages=77–78}}</ref>.

З моменту утворення Сонця основний процес термоядерного синтезу включав перетворення водню в гелій. За останні 4,6 мільярда років кількість гелію та його розташування у Сонці поступово змінювалися. Частка гелію в ядрі зросла з приблизно 24&nbsp;% до приблизно 60&nbsp;% через термоядерний синтез, а частина гелію та важких елементів осіла з фотосфери до центру Сонця через гравітацію. Пропорції важчих елементів не змінюються. Тепло передається назовні від ядра Сонця за допомогою випромінювання, а не конвекції, тому продукти термоядерного синтезу не піднімаються назовні під дією тепла; вони залишаються в ядрі<ref name=hkt2004_9.2.3>{{Cite book |last1=Hansen |first1=C. J. |last2=Kawaler |first2=S. A. |last3=Trimble |first3=V. |title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution |pages=§&nbsp;9.2.3 |no-pp=yes |edition=2nd |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]] |year=2004 |isbn=978-0-387-20089-7}}</ref>, і поступово починають формувати внутрішнє ядро з гелію.

Речовина Сонця дуже [[Іонізація|іонізована]], тобто атоми втратили свої зовнішні [[електрон]]и й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу&nbsp;— [[Плазма (агрегатний стан)|плазми]].

=== Густина та температура ===
Середня [[густина]] сонячної речовини ρ ≈ 1400 кг/м³. Це значення близьке до густини води та в 1000 разів більше від густини повітря біля поверхні Землі. У зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша. Теоретичні моделі Сонця засвідчують, що в центрі Сонця густина становить близько 1,5×10<sup>5</sup> кг/м³ &nbsp;— у 100 разів більша за його середню, тиск&nbsp;— близько 2×10<sup>18</sup> Па, а температура&nbsp;— близько 15&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;°К. За такої температури ядра атомів водню ([[протон]]и та [[дейтрон]]и) мають дуже великі швидкості (сотні км/с) і можуть наближатися одне до одного попри дію [[електростатика|електростатичної]] сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються [[ядерна реакція|ядерними реакціями]], внаслідок яких з водню утворюється [[гелій]] і вивільняється значна кількість енергії, що перетворюється на тепло. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції.

Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячної плазми знижується з віддаленням від центра. Залежно від температури й характеру процесів, що нею визначаються, Сонце можна умовно поділити на 4 частини:
* внутрішня, центральна частина (''ядро''), де тиск і температура забезпечують перебіг ядерних реакцій; вона займає центральну частину на відстань приблизно 1/3 радіуса;
* ''промениста зона'' (відстань від 1/3 до 2/3 радіуса), в якій енергія передається назовні внаслідок послідовного поглинання і випромінювання [[квант]]ів електромагнітної енергії;
* ''конвективна зона''&nbsp;— від верхньої частини «променистої» зони майже до видимої поверхні Сонця; тут температура швидко зменшується з наближенням до видимої поверхні світила, внаслідок чого збільшується концентрація нейтральних атомів, речовина стає прозорішою, променисте перенесення стає менш ефективним і тепло передається здебільшого шляхом перемішування речовини ([[конвекція]]), подібно до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу;
* ''[[зоряна атмосфера|сонячна атмосфера]]''&nbsp;— починається відразу за конвективною зоною і сягає далеко за межі видимого диска Сонця; нижній шар атмосфери&nbsp;— [[фотосфера]]&nbsp;— тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця; верхніх шарів атмосфери ([[хромосфера|хромосфери]] та [[сонячна корона|корони]]) безпосередньо не видно через значну розрідженість, їх можна бачити хіба під час повних [[сонячне затемнення|сонячних затемнень]] або з допомогою спеціальних приладів.

== Сонячна активність і сонячні цикли ==
{{main|Цикли сонячної активності|Сонячна активність}}

Спостерігаючи [[сонячні плями]] в [[телескоп]], [[Галілео Галілей]] помітив, що вони пересуваються вздовж видимого диска Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо власної осі. [[Кутова швидкість]] обертання світила зменшується від [[екватор]]а до [[Географічний полюс|полюсів]], точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається своєю орбітою в тому ж напрямку, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний [[меридіан]] Сонця за 27 діб.

=== Сонячна активність ===
[[Файл:Incandescent Sun.ogv|thumb|right|300px|Для створення цього відео було використано знімки, виконані обсерваторією [[Solar Dynamics Observatory]], та додатково опрацьовані у графічному редакторі для підсилення візуальних особливостей. Загальна тривалість відео відповідає 24 годинам сонячної активності за 25 вересня 2011 року.]]
Сукупність явищ, спричинених генерацією потужних магнітних полів на Сонці, називають сонячною активністю. Ці поля проявляються у [[фотосфера|фотосфері]] як [[сонячні плями]] та зумовлюють такі події, як [[сонячний спалах|сонячні спалахи]], генерація потоків пришвидшених частинок, зміни рівня електромагнітного випромінювання Сонця в різних діапазонах, [[корональні викиди маси]], збурення [[сонячний вітер|сонячного вітру]], варіації потоків галактичних космічних променів ([[Ефект Форбуша|Форбуш-ефект]]) тощо.

Із сонячною активністю пов'язані також зміни [[геомагнітна активність|геомагнітної активності]] (зокрема, [[Магнітна буря|магнітні бурі]]), які є наслідком збурень міжпланетного середовища, що досягають Землі, зумовлені, своєю чергою, активними явищами на Сонці.

Одним із найпоширеніших показників рівня сонячної активності є [[число Вольфа]], пов'язане з кількістю сонячних плям на видимій півсфері Сонця. Загальний рівень сонячної активності змінюється з характерним періодом, що дорівнює приблизно 11 років (так званий «цикл сонячної активності» або «одинадцятирічний цикл»). Цей період витримується неточно і в XX&nbsp;ст. був ближчим до 10 років, а за останні 300 років змінювався приблизно від 7 до 17 років. Циклам сонячної активності дають послідовні номери за початком від умовно обраного першого циклу, максимум якого був [[1761]] року. [[2000]] року спостерігався максимум [[23-й цикл сонячної активності|23-го циклу сонячної активності]].

Сонячну пляму AR3310, яка виявилася вчетверо більшою за [[Земля|Землю]], наприкінці травня 2023 року можна було спостерігати фактично неозброєним оком за умови наявності відповідного обладнання для безпечного спостереження Сонця. Згідно з повідомленнями в ЗМІ, спостерігачі в [[Нью-Джерсі]], [[Нью-Йорк]]у, [[Пенсільванія|Пенсільванії]] та [[Небраска|Небрасці]] (США) змогли сфотографувати сонячну пляму без жодних окулярів, оскільки дим від сусідніх лісових пожеж став природним фільтром для променів Сонця<ref>[https://nnews.com.ua/poruch-iz-sontsem-ruhayetsya-gigantska-plyama-i-yiyi-mozhna-pobachyty-neozbroyenym-okom.html Поруч із Сонцем рухається гігантська пляма і її можна побачити неозброєним оком. 24.05.2023]</ref>.

В червні 2023 року на Сонці з'явилася пляма, яка була вдесятеро більшою за розмір Землі, що зробило її однією з найбільших сонячних плям 25-го сонячного циклу. За даними Центру прогнозування космічної погоди, саме у червні на поверхні Сонця з'явилися 163 сонячні плями. Востаннє така кількість темних плям вкривала Сонце у вересні 2002 року, коли спостерігали 187 сонячних плям<ref>[https://newsyou.info/2023/07/sonce-shvidko-nablizhayetsya-do-svogo-vibuxovogo-piku Сонце швидко наближається до свого вибухового піку. 08.07.2023, 21:03]</ref>.

Проте найбільшу групу сонячних плям за всю історію спостережень зафіксували [[8 квітня]] 1947 року у південній півкулі Сонця. Її максимальна довжина становила 300&nbsp;000&nbsp;км, найбільша ширина&nbsp;— 145&nbsp;000&nbsp;км<ref>{{статья|автор = Бернштейн П.|заглавие = От Солнца до Земли|ссылка = http://kvant.mirror1.mccme.ru/1984/06/ot_solnca_do_zemli.htm|ответственный = |автор издания = |издание = [[Квант (журнал)|Квант]]|место = М.|издательство = [[Наука (видавництво)|Наука]]|год = 1984|номер = 6|страницы = 12—18|issn = 0130-2221|archiveurl = https://web.archive.org/web/20120315181924/http://kvant.mirror1.mccme.ru/1984/06/ot_solnca_do_zemli.htm|archivedate = 15 березня 2012}}</ref>. 

Групу плям було добре видно неозброєним оком у вечірні години. Згідно з каталогом [[Пулковська обсерваторія|Пулковської обсерваторії]], ця група (№&nbsp;87 за 1947 рік) проходила видимою із Землі півсферою Сонця з 31 березня до 14 квітня 1947 року, її максимальна площа становила 6761&nbsp;мчп (мільйонних часток площі півсфери Сонця), що приблизно в 36 разів більша від площі поверхні Землі, а максимальна площа найбільшої плями в групі&nbsp;— 5&nbsp;055 мчп; кількість плям у групі сягала 172<ref>[http://www.gao.spb.ru/database/csa/groups_r.html Группы солнечных пятен] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130614170542/http://www.gao.spb.ru/database/csa/groups_r.html |date=14 червня 2013 }} // Интерактивная база данных по солнечной активности в системе Пулковского «Каталога солнечной деятельности»</ref>. Кількість сонячних плям та інтенсивність випромінювання Сонця корелюють між собою. Цікаво те, що [[сонячна стала]] зазвичай на кілька десятих відсотка вища, коли [[Цикли сонячної активності|кількість сонячних плям найбільша]].

Існують також варіації сонячної активності більшої тривалості. Так, у другій половині [[XVII століття]] сонячна активність і, зокрема, її 11-річний цикл були значно ослаблені ([[мінімум Маундера]]). У цю епоху в Європі спостерігалося зниження середньорічних температур (так званий [[малий льодовиковий період]]), можливо, зумовлене впливом сонячної активності на [[клімат]] Землі. Існує також думка, що [[глобальне потепління]] певною мірою зумовлене підвищенням рівня сонячної активності в другій половині XX століття. Проте механізми такого впливу поки що недостатньо зрозумілі.

=== Сонце як змінна зоря ===
Оскільки магнітна активність Сонця схильна до періодичних змін, а разом з цим змінюється і його [[світність]] (див. [[Цикли сонячної активності|Сонячний цикл]]), його можна розглядати як [[змінні зорі|змінну зорю]]. У роки максимуму [[Сонячна активність|активності]] Сонце яскравіше, ніж у роки мінімуму. Амплітуда змін [[Сонячна стала|сонячної сталої]] досягає 0,1&nbsp;% (в абсолютних значеннях це {{s|1 Вт/м²}}, тоді як середнє значення сонячної постійної&nbsp;— {{s|1361,5 Вт/м²}})<ref>{{Cite web |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2010/05feb_sdo.htm |title=Sidebar: «Solar Constant» is an Oxymoron |accessdate=9 жовтня 2013 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20100323165735/http://science.nasa.gov/headlines/y2010/05feb_sdo.htm |archivedate=23 березня 2010 |deadurl=yes }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100323165735/http://science.nasa.gov/headlines/y2010/05feb_sdo.htm |date=2010-03-23 }}</ref>.

Також деякі дослідники відносять Сонце до класу малоактивних [[Змінна типу BY Дракона|змінних зір типу BY Дракона]]<ref>[http://www.springerlink.com/content/p678227267r6l16t/ Statistics of BY Draconis variables]{{Недоступне посилання|date=листопада 2019 |bot=InternetArchiveBot }}</ref><ref>{{Cite web |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983iue..prop.1475L |title=Studies of Spots & Plages in by Draconis-Type Variable Stars |accessdate=9 жовтня 2013 |archive-date=26 вересня 2017 |archive-url=https://web.archive.org/web/20170926140840/http://adsabs.harvard.edu/abs/1983iue..prop.1475L }}</ref>. Поверхня таких зір вкрита великими плямами (до 30&nbsp;% від загальної площі), і, внаслідок обертання цих зір, із Землі спостерігаються зміни їх блиску. У Сонця така змінність дуже слабка.

== Еволюція Сонця як зорі ==
{{Main|Формування та еволюція Сонячної системи|Еволюція зір}}
[[Файл:Solar evolution uk.png|thumb|Еволюція Сонця як зорі]]
Сонце є зорею третього покоління ([[Зоряне населення|популяції I]]) із високим [[металічність|вмістом металів]], тобто, воно утворилося з речовини, яка була збагачена важкими елементами, що утворилися в надрах зір першого й другого поколінь (відповідно популяцій III і II). Сьогодні Сонце приблизно на середині найстабільнішої фази свого життя. Воно не зазнало кардинальних змін за понад 4 останніх мільярди років і залишатиметься відносно стабільним ще понад 5 мільярдів років. Однак після того, як зупиниться синтез водню в його ядрі, Сонце зазнає драматичних змін, як внутрішніх, так і зовнішніх.

=== Формування ===
Вважається, що Сонце сформувалося приблизно 4,59&nbsp;млрд років тому, коли колапс під дією сил гравітації гігантської [[молекулярна хмара|молекулярної хмари,]] що складалась переважно з водню та гелію, призвів до утворення [[зорі типу T Тельця]]<ref name="Zirker2002-7">{{Cite book
|title=Journey from the Center of the Sun |url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk_f4e3
|last=Zirker
|first=Jack B.
|date=2002
|publisher=[[Princeton University Press]]
|pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk_f4e3/page/7 7]–8
|isbn=978-0-691-05781-1
}}</ref>, та, можливо, кількох інших зір. Цей вік оцінюється за допомогою комп'ютерних моделей зоряної еволюції з одного боку, з іншого ж з [[нуклеокосмохронологія|нуклеокосмохронології]] за вмістом важких елементів<ref name="Bonanno"/> та радіометричним датуванням найдавнішого матеріалу Сонячної системи, яке дає час утворення 4.567&nbsp;млрд років тому<ref>{{Cite journal |last1=Amelin |first1=Y. |last2=Krot |first2=A. |last3=Hutcheon |first3=I. |last4=Ulyanov |first4=A. |title=Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=297 |issue=5587 |pages=1678–1683 |date=2002 |doi=10.1126/science.1073950 |pmid=12215641|bibcode=2002Sci...297.1678A|s2cid=24923770 }}</ref><ref name="nature436">{{Cite journal |last1=Baker |first1=J. |last2=Bizzarro |first2=M. |last3=Wittig |first3=N. |last4=Connelly |first4=J. |last5=Haack |first5=H. |title=Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=436 |issue=7054 |pages=1127–1131 |date=2005 |pmid=16121173 |doi=10.1038/nature03882|bibcode=2005Natur.436.1127B|s2cid=4304613 }}</ref>. Дослідження стародавніх метеоритів виявили сліди стабільних дочірніх ядер короткоживучих ізотопів, таких як залізо-60, які утворюються лише у зірках, що живуть недовго та вибухають. Це вказує на те, що одна або кілька [[наднова|наднових]] мали виникнути поблизу місця, де утворилося Сонце.

[[Ударна хвиля]] від наднової що вибухнула поруч могла зініціювати формування Сонячної системи: вона могла стиснути газ материнської молекулярної хмари достатньо, щоб хмара почала колапсувати під дією власної гравітації<ref>{{Cite journal|last1=Williams|first1=J.|year=2010|title=The astrophysical environment of the solar birthplace|journal=Contemporary Physics|volume=51|issue=5|pages=381–396|arxiv=1008.2973|bibcode=2010ConPh..51..381W|citeseerx=10.1.1.740.2876|doi=10.1080/00107511003764725|s2cid=118354201}}</ref>. У міру колапсу частини хмари, матерія почала обертатися навколо центра мас, внаслідок [[Закон збереження моменту імпульсу|закону збереження моменту імпульсу]], водночас нагріваючись зі збільшенням тиску<ref>{{Cite web|last=Glozman|first=Igor|date=2022|title=Formation of the Solar System|url=https://people.highline.edu/iglozman/classes/astronotes/solsys_form.htm|access-date=2022-01-16|website={{нп|Highline College|Highline College|en|Highline College}}|publication-place=Des Moines, WA|archive-date=26 березня 2023|archive-url=https://web.archive.org/web/20230326035535/https://people.highline.edu/iglozman/classes/astronotes/solsys_form.htm|url-status=live}}</ref>. В ядрі колапсуючої хмари гравітація та тиски зрештою підняли температуру матерії настільки, щоб почались термоядерні реакції, що і означало народження Сонця<ref>{{Cite web|last=Jones|first=Andrew Zimmerman|date=30 травня 2019|title=How Stars Make All of the Elements|url=https://www.thoughtco.com/stellar-nucleosynthesis-2699311|access-date=2023-01-16|website={{нп|Dotdash Meredith|ThoughtCo|en|Dotdash Meredith}}|language=en|archive-date=11 липня 2023|archive-url=https://web.archive.org/web/20230711191648/https://www.thoughtco.com/stellar-nucleosynthesis-2699311|url-status=live}}</ref>.

Зорі [[HD 162826]] та [[HD 186302]] вважаються «близнятами» Сонця, що народились при колапсі тієї ж молекулярної хмари, оскільки мають дуже схожий з Сонцем вміст рідкісних елементів, таких як [[барій]] та [[ітрій]]<ref>{{cite web|url=http://www.natureworldnews.com/articles/6974/20140509/astronomers-find-suns-sibling-called-hd-162826.htm|title=Astronomers Find Sun's Sibling 'HD 162826'|date=9 травня 2014|publisher=Nature World News|access-date=2022-01-16|archive-date=3 березня 2016|archive-url=https://web.archive.org/web/20160303235530/http://www.natureworldnews.com/articles/6974/20140509/astronomers-find-suns-sibling-called-hd-162826.htm|url-status=live}}</ref><ref>{{cite web |url=https://www.universetoday.com/140598/astronomers-find-one-of-the-suns-sibling-stars-born-from-the-same-solar-nebula-billion-of-years-ago/ |title=Astronomers Find One of the Sun's Sibling Stars. Born From the Same Solar Nebula Billions of Years Ago |author=Matt Williams |date=2018-11-21 |website=[[Universe Today]] |access-date=2022-10-07 |archive-date=26 березня 2023 |archive-url=https://web.archive.org/web/20230326035623/https://www.universetoday.com/140598/astronomers-find-one-of-the-suns-sibling-stars-born-from-the-same-solar-nebula-billion-of-years-ago/ |url-status=live }}</ref>.

=== На головній послідовності ===
Зоря такої маси, як Сонце, має перебувати на [[головна послідовність|головній послідовності]] близько 10&nbsp;млрд років, перед тим як перетворитись на [[Червоні гіганти|червоного гіганта]]<ref>{{Cite book |last1=Goldsmith |first1=D. |last2=Owen |first2=T. |title=The search for life in the universe |url=https://books.google.com/books?id=Q17NmHY6wloC&pg=PA96 |page=96 |publisher=University Science Books |date=2001 |isbn=978-1-891389-16-0 |access-date=22 серпня 2020 |archive-date=30 жовтня 2020 |archive-url=https://web.archive.org/web/20201030203521/https://books.google.com/books?id=Q17NmHY6wloC&pg=PA96 |url-status=live }}</ref>. Таким чином, зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого еволюційного шляху. На сучасному етапі в сонячному ядрі відбуваються термоядерні реакції [[водневий цикл|перетворення водню на гелій]]. Щосекунди близько 4&nbsp;млн тонн речовини перетворюється на променисту енергію, внаслідок чого генерується сонячне випромінювання й потік сонячних [[нейтрино]]. У віці 8 мільярдів років Сонце досягне своєї найвищої температури&nbsp;— на це вказують дані спостережень за зорями такого ж класу космічним телескопом [[Gaia]]<ref>{{Cite web |last=Source |first=News Staff / |date=2022-08-12 |title=ESA's Gaia Mission Sheds New Light on Past and Future of Our Sun {{!}} Sci.News |url=https://www.sci.news/astronomy/sun-future-11093.html |access-date=2022-08-15 |website=Sci.News: Breaking Science News |language=en-US |archive-date=4 квітня 2023 |archive-url=https://web.archive.org/web/20230404001136/https://www.sci.news/astronomy/sun-future-11093.html |url-status=live }}</ref>.

Поступово, під час перебування в головній послідовності, ядро та поверхня Сонця ставатимуть гарячішими, а Сонце ставатиме більшим у радіусі та яскравішим<ref>{{Cite web|url=https://thealphacentauri.net/144983-dodatok-ch2-do-kosmodovidkovoyi-za-kviten-2024/|title=Додаток (ч.2) до космодовідкової за квітень 2024|last=Ціж|first=Максим|date=2024-04-11|website=Alpha Centauri|language=uk|access-date=2024-04-20}}</ref>. З початку свого перебування на головній послідовності його радіус збільшився на 15&nbsp;%, а температура поверхні підвищилася з 5620К до 5772К, що призвело до збільшення світності на 48&nbsp;% з 0,677 сьогоднішньої сонячної світності, до її сучасного значення. Це відбувається тому, що атоми гелію мають вищу середню [[молярна маса|молярну масу]], ніж атоми водню, що призводить до поступового зменшення теплового тиску під час синтезу перших з других в ядрі. Тому ядро стискається, дозволяючи зовнішнім шарам Сонця наближатися до центру, вивільняючи гравітаційну потенційну енергію. Згідно з [[Теорема віріалу|теоремою віріала]], половина цієї вивільненої гравітаційної енергії йде на нагрівання, що призводить до поступового збільшення швидкості термоядерного синтезу та розширення області синтезу далі від центру і, отже, до збільшення світності. Цей процес прискорюється, оскільки ядро поступово стає щільнішим<ref name="carroll_ostlie">{{cite book |last1=Carroll |first1=Bradley W. |title=An introduction to modern astrophysics |last2=Ostlie |first2=Dal A |date=2017 |publisher=Cambridge University Press |isbn=978-1-108-42216-1 |edition=Second |location=Cambridge, United Kingdom |pages=350, 447, 448, 457}}</ref>. Тепер{{Коли}} його яскравість збільшується приблизно на 1&nbsp;% кожні 100&nbsp;млн років.

=== Стадія червоного гіганта ===
Приблизно через 5&nbsp;млрд років від сьогодні перебування Сонця на головній послідовності закінчиться. Вигорання водню в ядрі приведе до його зжимання і підвищення температури в ньому. Це, в свою чергу, приводитиме до підвищення температури оболонки та її розширення. Температура в шарах близьких до тепер вже інертного гелієвого ядра стане достатньою, щоб в них почалось термоядерне вигорання водню<ref>{{Cite web|url=https://earthsky.org/astronomy-essentials/what-are-red-giants-definition/|title=What are red giants? Our sun will become one!|date=2023-11-09|website=earthsky.org|language=en-US|access-date=2024-05-28}}</ref>. Із початком термоядерного горіння водню в оболонці, а не в ядрі, Сонце вступить в свою фазу червоного гіганта. Це призведе до подальшого розширення оболонки, можливо, аж до радіусу сучасної орбіти Венери<ref name="carroll_ostlie"/><ref>{{cite web|url=http://www.space.com/22471-red-giant-stars.html|title=Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun|last=Redd|first=Nola Taylor|website=space.com|archive-url=https://web.archive.org/web/20160209042249/http://www.space.com/22471-red-giant-stars.html|archive-date=9 лютого 2016|url-status=live|access-date=20 лютого 2016}}</ref><ref name="schroder2">{{Cite journal|last1=Schröder|first1=K.-P.|last2=Connon Smith|first2=R.|year=2008|title=Distant future of the Sun and Earth revisited|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=386|issue=1|pages=155–163|arxiv=0801.4031|bibcode=2008MNRAS.386..155S|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|s2cid=10073988}}</ref>.

Зрештою, в ядрі температура підніметься настільки (до приблизно 100&nbsp;млн К), що у ньому почнеться термоядерна реакція [[потрійна альфа-реакція|синтезу вуглецю з гелію]]. Оскільки газ в гелієвому ядрі буде за такого тиску й температури виродженим, то воно стане ізотермічним, а отже, початок потрійного альфа-процесу (горіння гелію) відбудеться одночасно у всьому ядрі&nbsp;— що приведе до гелієвого спалаху Сонця. Після цього горіння стане поступовим в новій термодинамічній рівновазі.

На той час коли Сонце досягне кінчика еволюційної гілки червоних гігантів, воно буде приблизно в 256 разів більше, ніж сьогодні, з радіусом 1,19 астрономічних одиниць<ref name="schroder2" /><ref name="sackmann2">{{Cite journal|last1=Boothroyd|first1=Arnold I.|last2=Sackmann|first2=I.-Juliana|date=1 січня 1999|title=The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge-up|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/306546|journal=The Astrophysical Journal|publisher=The American Astronomical Society (AAS), The Institute of Physics (IOP)|volume=510|issue=1|pages=232–250|arxiv=astro-ph/9512121|bibcode=1999ApJ...510..232B|doi=10.1086/306546|orig-date=19 December 1995|s2cid=561413}}</ref>. Сонце проіснує в стадії червоного гіганта приблизно мільярд років і втратить приблизно третину своєї маси на момент до цієї стадії<ref name="schroder2" />.

=== Стадія білого карлика ===
Після того, як Сонце пройде фазу червоного гіганта, термічні пульсації приведуть до того, що його зовнішня оболонка (приблизно половина від сьогоднішньої маси Сонця) буде іонізована й зірвана. З неї утворюється [[планетарна туманність]]. У центрі цієї туманності залишиться сформований із дуже гарячого (температури порядку 100 000К) ядра [[білий карлик]]<ref name="schroder2" />, який протягом мільярдів років буде поступово остигати й згасати. Планетарна туманність розвіється приблизно через 10 000 років, а білий карлик повільно остигатиме трильйони років, аж поки не перетвориться на [[Чорний карлик|чорного карлика]]<ref name="bloecker1">{{Cite journal|last=Bloecker|first=T.|year=1995|title=Stellar evolution of low and intermediate-mass stars. I. Mass loss on the AGB and its consequences for stellar evolution|url=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1995-05_297_3/page/727|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=297|page=727|bibcode=1995A&A...297..727B}}</ref><ref name="bloecker2">{{Cite journal|last=Bloecker|first=T.|year=1995|title=Stellar evolution of low- and intermediate-mass stars. II. Post-AGB evolution|url=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1995-07_299_3/page/755|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=299|page=755|bibcode=1995A&A...299..755B}}</ref><ref>{{cite journal|last=Christensen-Dalsgaard|first=Jørgen|year=2021|title=Solar structure and evolution|journal=Living Reviews in Solar Physics|volume=18|page=2|arxiv=2007.06488|bibcode=2021LRSP...18....2C|doi=10.1007/s41116-020-00028-3|number=2}}</ref>, мертву зорю з надвисокою густиною. Таким чином, він не виділятиме більше енергії протягом навіть більш тривалішого часу, ніж коли був білим карликом<ref name="Johnson-Groh 2020 j255">{{cite web|url=https://www.livescience.com/black-dwarf-supernovae-end-universe.html|title=The end of the universe may be marked by 'black dwarf supernova' explosions|last=Johnson-Groh|first=Mara|date=25 серпня 2020|website=Live Science|archive-url=https://web.archive.org/web/20230602022731/https://www.livescience.com/black-dwarf-supernovae-end-universe.html|archive-date=2 червня 2023|url-status=live|access-date=24 листопада 2023}}</ref>.

Такий життєвий цикл вважається типовим для зір малої та середньої маси. Маса Сонця недостатня для того, щоб його еволюція завершилася вибухом [[наднова|наднової]] й утворенням [[чорна діра|чорної діри]].

=== Доля Землі ===
При переході до стадії червоного гіганта зовнішні шари Сонця досягнуть сучасної орбіти Землі. Дослідження показують, що ще до того часу втрата Сонцем маси призведе до того, що Земля перейде на віддаленішу від Сонця орбіту і, таким чином, уникне поглинання зовнішніми шарами сонячної плазми<ref name=sackmann>{{cite journal|url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/510/1/232/|title=The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge-up IOPscience|author=Arnold I. Boothroyd and I.-Juliana Sackmann|accessdate=1.10.2014|issue=1 |date=1999 January 1; Received 1997 March 3, accepted for publication 1998 August 6|journal=The Astrophysical Journal|doi=10.1086/306546}}{{ref-en}}</ref><ref name = schroder>{{cite journal|url=http://mnras.oxfordjournals.org/content/386/1/155|title=Distant future of the Sun and Earth revisited|author=K.-P. Schröder and Robert Connon Smith|journal=MNRAS|date=In original form 2007 September 25; Received 2007 December 14; Accepted 2008 January 23; First published online May 1, 2008|accessdate=1.10.2014|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|volume=386|issue=1|pages=155-163|archive-date=24 липня 2016|archive-url=https://web.archive.org/web/20160724104322/http://mnras.oxfordjournals.org/content/386/1/155}}{{ref-en}}</ref>.

Попри це, уся вода на Землі перейде в газоподібний стан, а більша частина її атмосфери розсіється в космічному просторі<ref name=sackmann />. Збільшення світності Сонця в цей період буде таким, що протягом наступних 500—700&nbsp;млн років поверхня Землі буде занадто гарячою для того, щоб на ній могло існувати життя в його сучасному вигляді.

== Структура ==
[[Файл:Sun poster uk.svg|thumb|400px|Сонце у розрізі.]]

=== Внутрішня будова Сонця ===
Всередині Сонця (під [[фотосфера|фотосферою]]) виокремлюють такі структурні шари:
* [[сонячне ядро]]&nbsp;— внутрішня частина, де відбуваються термоядерні реакції, простягається до 173 тис. км від центру
* [[зона променистого переносу]], в якій перенесення енергії від центральної частини до верхніх шарів відбувається переважно шляхом випромінювання, простягається від ядра до 494 тис. км від центру.
* [[конвективна зона]], в якій перенесення теплової енергії відбувається переважно шляхом конвекції, тобто рухами розпеченого газу, і яка простягається до видимої поверхні Сонця.

==== Сонячне ядро ====
[[Файл:Proton-proton_reaction_chain.svg|ліворуч|міні|Ілюстрація протон-протонного ланцюжка реакцій, в якому з водню утворюється [[дейтерій]], [[гелій-3]] і зрештою [[гелій-4]]]]
Ядро Сонця простягається від центру приблизно до 20-25&nbsp;% сонячного радіуса<ref name="Garcia2007">{{Cite journal|last=García|first=R.|displayauthors=etal|date=2007|title=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core|journal=[[Science (journal)|Science]]|volume=316|issue=5831|pages=1591–1593|bibcode=2007Sci...316.1591G|doi=10.1126/science.1140598|pmid=17478682}}</ref>. Має густину до 150 г/см<sup>3</sup><ref name="Basu">{{Cite journal|last=Basu|first=Sarbani|last2=Chaplin|first2=William J.|last3=Elsworth|first3=Yvonne|last4=New|first4=Roger|last5=Serenelli|first5=Aldo M.|year=2009|title=Fresh insights on the structure of the solar core|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=699|issue=2|pages=1403–1417|arxiv=0905.0651|bibcode=2009ApJ...699.1403B|doi=10.1088/0004-637X/699/2/1403}}</ref><ref name="NASA1">{{Cite web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml|title=NASA/Marshall Solar Physics|date=18 січня 2007|publisher=[[Центр космічних польотів імені Маршалла|Marshall Space Flight Center]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml|archive-date=29 березня 2019|url-status=live|access-date=11 липня 2009}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |date=2019-03-29 }}</ref> (приблизно в 150 разів більша за густину води) і температуру близько 15,7&nbsp;млн. [[Кельвін|К]]<ref name="NASA1" />. Протягом більшої частини життя Сонця енергія вироблялася шляхом [[Ядерний синтез|термоядерного синтезу]] водню у гелій в ядрі Сонця через [[протон-протонний ланцюжок]]<ref>{{Cite conference|location=Zeuthen, Germany|title=XXIII PHYSICS IN COLLISION 2003|url=http://www.slac.stanford.edu/econf/C030626/|archive-url=https://web.archive.org/web/20170421113407/http://www.slac.stanford.edu/econf/C030626/|archivedate=21 April 2017|url-status=live}}</ref>. На цьому етапі еволюції Сонця лише 0,8&nbsp;% енергії походить від іншої послідовності реакцій термоядерного синтезу, яка називається [[Вуглецево-азотний цикл|вуглецево-азотним циклом]], але очікується, що ця частка зростатиме, коли Сонце буде старішим і яскравішим<ref name="jpcs271_1_012031">{{Cite journal|last=Goupil|first=M. J.|last2=Lebreton|first2=Y.|last3=Marques|first3=J. P.|last4=Samadi|first4=R.|last5=Baudin|first5=F.|date=2011|title=Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns|journal={{нп|Journal of Physics: Conference Series|Journal of Physics: Conference Series|en|Journal of Physics: Conference Series}}|volume=271|issue=1|page=012031|arxiv=1102.0247|bibcode=2011JPhCS.271a2031G|doi=10.1088/1742-6596/271/1/012031}}</ref><ref>{{Cite journal|last=The Borexino Collaboration|date=2020|title=Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun|url=https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=587|issue=?|pages=577–582|arxiv=2006.15115|bibcode=2020Natur.587..577B|doi=10.1038/s41586-020-2934-0|pmid=33239797|archive-url=https://web.archive.org/web/20201127093809/https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0|archive-date=27 листопада 2020|access-date=26 листопада 2020|url-status=live}}</ref>.

Енерговиділення Сонця відбувається майже виключно в ядрі: 99&nbsp;% енергії виробляється в межах 24&nbsp;% радіуса Сонця, а на 30&nbsp;% радіуса термоядерний синтез майже повністю зупинився. Решта Сонця нагрівається тією енергією, яка переноситься назовні процесами теплообміну, зрештою досягаючи сонячної фотосфери, звідки енергія виходить у космос через випромінювання (фотони) або адвекцію (масивні частинки)<ref name="Phillips1995-472">{{Cite book
|url=https://books.google.com/books?id=idwBChjVP0gC&pg=PA47
|title=Guide to the Sun |last=Phillips
|first=K. J. H.
|year=1995
|publisher=[[Cambridge University Press]]
|pages=47–53
|isbn=978-0-521-39788-9
}}</ref><ref name="Zirker2002-15">{{Cite book
|url=https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/15
|title=Journey from the Center of the Sun |last=Zirker
|first=J. B.
|date=2002
|publisher=[[Princeton University Press]]
|pages=[https://archive.org/details/journeyfromcente0000zirk/page/15 15–34]
|isbn=978-0-691-05781-1
}}</ref>.

Кожному протону, в середньому, потрібно близько 9&nbsp;млрд років, щоб злитися з іншими у протон-протонному ланцюжку в ядрі Сонця<ref name="Phillips1995-473">{{Cite book
|url=https://books.google.com/books?id=idwBChjVP0gC&pg=PA47
|title=Guide to the Sun |last=Phillips
|first=K. J. H.
|year=1995
|publisher=[[Cambridge University Press]]
|pages=47–53
|isbn=978-0-521-39788-9
}}</ref>. Злиття чотирьох вільних [[протон]]ів (ядер водню) в одну альфа-частинку (ядро гелію) вивільняє близько 0,7&nbsp;% маси у вигляді енергії<ref>{{Cite book
|url=https://archive.org/details/physicaluniverse00shuf/page/102
|title=The Physical Universe: An Introduction to Astronomy |last=Shu
|first=F. H.
|year=1982
|publisher=University Science Books
|page=[https://archive.org/details/physicaluniverse00shuf/page/102 102]
|isbn=978-0-935702-05-7
}}</ref>. Сонце щосекунди перетворює на гелій 600&nbsp;млрд кг водню<ref>{{Cite web|url=https://helios.gsfc.nasa.gov/qa_sun.html|title=Ask Us: Sun|year=2012|website=Cosmicopia|publisher=NASA|archive-url=https://web.archive.org/web/20180903223810/https://helios.gsfc.nasa.gov/qa_sun.html|archive-date=3 вересня 2018|url-status=dead|access-date=13 липня 2017}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20180903223810/https://helios.gsfc.nasa.gov/qa_sun.html |date=2018-09-03 }}</ref>, обертаючи таким чином масу на енергію зі швидкістю 4,26&nbsp;млрд.&nbsp;кг/с і виділяючи потужність 3.846·10<sup>26</sup> Вт. Велика сумарна потужність Сонця зумовлена його великим розміром, натомість як на одиницю об'єму виробляється відносно невелика кількість енергії,&nbsp;— приблизно 276,5 Вт/м<sup>3</sup> у центрі ядра<ref>{{Cite web|url=http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html|title=Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun|last=Cohen|first=H.|date=9 листопада 1998|publisher=Contemporary Physics Education Project|archive-url=http://webarchive.loc.gov/all/20011129122524/http%3A//fusedweb%2Ellnl%2Egov/cpep/chart_pages/5%2Eplasmas/sunlayers%2Ehtml|archive-date=29 листопада 2001|access-date=30 серпня 2011}} {{Webarchive|url=http://webarchive.loc.gov/all/20011129122524/http%3A//fusedweb%2Ellnl%2Egov/cpep/chart_pages/5%2Eplasmas/sunlayers%2Ehtml |date=2001-11-29 }}</ref> (або ж 2×10<SUP>-4</SUP>&nbsp;[[Ват|Вт]]/[[Кілограм|кг]] в загальному), тобто приблизно така ж, як потужність енерговиділення в одиниці об'єму [[Компост|компостної купи]] (купи [[гниття|гнилого]] листя)<ref>{{Cite web|url=http://www.abc.net.au/science/articles/2012/04/17/3478276.htm|title=Lazy Sun is less energetic than compost|date=17 квітня 2012|website=[[Australian Broadcasting Corporation]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20140306123113/http://www.abc.net.au/science/articles/2012/04/17/3478276.htm|archive-date=6 березня 2014|url-status=live|access-date=25 лютого 2014}}</ref>.

==== Зона променистого переносу ====
{{main|Зона променистого переносу}}
[[Файл:Heat_Transfer_in_Stars.svg|міні|300x300пкс|Ілюстрація внутрішньої структури зір різної маси на [[Головна послідовність|головній послідовності]]. Сонце (по центру) має внутрішню зону променистого переносу і зовнішню конвективну зону.]]
Зона променистого переносу&nbsp;— найтовщий шар Сонця, який простягається від ядра до приблизно 0,7 сонячного радіуса, і в якому [[теплове випромінювання]] є основним способом передачі енергії<ref name="autogenerated1">{{Cite web|url=http://mynasa.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html|title=Sun|website=World Book at NASA|publisher=NASA|archive-url=https://web.archive.org/web/20130510142009/http://mynasa.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html|archive-date=10 травня 2013|url-status=dead|access-date=10 жовтня 2012}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130510142009/http://mynasa.nasa.gov/worldbook/sun_worldbook.html |date=2013-05-10 }}</ref>. Зі збільшенням відставні від центру Сонця густина тут знижується у 100 разів&nbsp;— від 0,2 г/см³ (на 0.25 радіуса Сонця) до 20 г/см³ (на 0.7 радіуса Сонця), а температура знижується приблизно з 7&nbsp;млн. до 2&nbsp;млн. кельвінів<ref name="NASA13">{{Cite web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml|title=NASA/Marshall Solar Physics|date=18 січня 2007|publisher=[[Центр космічних польотів імені Маршалла|Marshall Space Flight Center]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml|archive-date=29 березня 2019|url-status=live|access-date=11 липня 2009}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |date=2019-03-29 }}</ref>. Цей [[Градієнт температури|температурний градієнт]] менший за значення [[Термічний градієнт в атмосфері|адіабатичного градієнта]] і, отже, не може викликати конвекцію, що пояснює, чому передача енергії через цю зону відбувається за допомогою [[Випромінення|випромінювання]]<ref name="NASA13" />. [[Іон]]и водню та гелію випромінюють фотони, які проходять лише коротку відстань, перш ніж знову поглинаються іншими іонами<ref name="autogenerated1" />. Напрямок кожного випроміненого фотона ніяк не залежить від напрямку поглинутого фотона: він може піти як в бік поверхні Сонця, так і в бік його центру. Багаторазово поглинаючись і знову випромінюючись в іншому напрямку, фотони виконують [[Випадкове блукання|випадкові блукання]], і подолання зони променистого переносу займає у фотона десятки тисяч років<ref>{{cite web
 |url         = http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php
 |title       = The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core
 |publisher   = NASA
 |accessdate  = 2009-05-14
 |lang        = en
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64scmqfqS?url=http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php
 |archivedate = 2012-01-22
 |deadlink    = yes
}}</ref>, хоча по прямій фотон міг би пройти цю відстань за секунду.

==== Тахоклин ====
{{main|Тахоклин}}
Радіаційна зона і конвективна зона розділені перехідним шаром&nbsp;— [[тахоклин]]ом. Це область, де різка зміна режиму між рівномірним обертанням радіаційної зони та [[Диференціальне обертання|диференціальним]] обертанням [[Конвективна зона|конвекційної зони]] призводить до великого [[Напруження зсуву|зсуву]] між ними&nbsp;— умови, коли сусідні горизонтальні шари ковзають один відносно одного<ref>{{Cite book |last=Tobias |first=S. M. |title=Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics |date=2005 |publisher=[[CRC Press]] |isbn=978-0-8493-3355-2 |editor-first=A. M. | editor-last=Soward |pages=193–235 |chapter=The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo |access-date=22 серпня 2020 |display-editors=etal |chapter-url=https://books.google.com/books?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193 |archive-url=https://web.archive.org/web/20201029102001/https://books.google.com/books?id=PLNwoJ6qFoEC&pg=PA193 |archive-date=29 жовтня 2020 |url-status=live}}</ref>. Поширена гіпотеза, за якою магнітне динамо всередині цього шару ([[сонячне динамо]]) створює [[магнітне поле]] Сонця<ref name="NASA12">{{Cite web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml|title=NASA/Marshall Solar Physics|date=18 січня 2007|publisher=[[Центр космічних польотів імені Маршалла|Marshall Space Flight Center]]|archive-url=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml|archive-date=29 березня 2019|url-status=live|access-date=11 липня 2009}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |date=2019-03-29 }}</ref>.

==== Конвективна зона Сонця ====
{{main|Конвективна зона}}
Ближче до поверхні Сонця температура та [[густина]] речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом перевипромінення. Виникає вихрове перемішування плазми, і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини. Охолоджуючись на поверхні, речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони, а в нижній частині речовина нагрівається від зони [[Зона променистого переносу|променистого перенесення]] і піднімається вгору, обидва процеси йдуть зі значною швидкістю. Такий спосіб передачі енергії називається [[конвекція|конвекцією]], а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000&nbsp;км, де вона відбувається&nbsp;— конвективною зоною. З наближенням до поверхні температура спадає в середньому до 5800 К, а густина газу стає у 1000 разів меншою густини приземного повітря<ref name=TheSolarInterior>{{cite web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml|title=The Solar Interior|work=NASA|archiveurl=https://www.webcitation.org/6HZFzBf71?url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml|archivedate=2013-06-22|accessdate=2012-03-16|deadurl=no}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20190329081742/https://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml |date=2019-03-29 }}</ref>.

За сучасними даними, роль конвективної зони у фізиці сонячних процесів надзвичайно велика, оскільки саме в ній відбувається різноманітний рух сонячної речовини. [[Термальна колона|Терміки]] в конвекційній зоні викликають на поверхні [[Сонячна грануляція|гранули]] (які по суті є вершинами терміків) і [[Супергрануляція|супергрануляцію]]. Швидкість потоків становить в середньому 1-2 км/с, а максимальні її значення досягають 6 км/с. Час життя гранули становить 10-15 хвилин, що можна порівняти із періодом, за який газ може обійти навколо гранули. Отже, терміки в конвекційній зоні перебувають в умовах, різко відмінних від умов, що сприяють виникненню [[Комірки Бенара|комірок Бенара]]. Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо, і відповідно породжують магнітне поле, що має складну структуру<ref name="TheSolarInterior"/>.

=== Атмосфера Сонця ===
{{main|Зоряна атмосфера}}
Сонячну атмосферу можна умовно поділити на кілька шарів.

==== Фотосфера ====
{{Main|Фотосфера}}

Найглибший шар атмосфери, завтовшки 200—300&nbsp;км, називається фотосферою (сфера світла). З нього випромінюється майже вся енергія, яка спостерігається у видимій частині спектра, вона утворює видиму поверхню Сонця. Її товщина відповідає [[оптична товщина|оптичній товщині]] приблизно у 2/3. Температура із наближенням до зовнішнього краю фотосфери зменшується з 6600 К до 4400 К, зовнішні шари фотосфери охолоджуються внаслідок випромінювання в міжпланетний простір. [[Файл:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|left|thumb|300px|Плазма ниткоподібної форми, що з'єднує регіони з різною магнітною полярністю. <br/>(Фото з оптичного телескопа на супутнику [[Hinode]], 12.01.2007)]]

На фотографіях фотосфери добре помітно її тонку структуру у вигляді яскравих «зернят»&nbsp;— гранул розміром близько 1000&nbsp;км, розмежованих вузькими темними проміжками. Ця структура називається [[грануляція|грануляцією]]. Вона є результатом руху газів, який відбувається в розташованій під атмосферою конвективній зоні Сонця.

Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К. Вона може бути розрахована за [[Закон Стефана — Больцмана|законом Стефана&nbsp;— Больцмана]], за яким потужність випромінювання абсолютно чорного тіла прямо пропорційна четвертому ступеню температури тіла. Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані. Фотосфера утворює видиму поверхню Сонця, від якої визначаються розміри Сонця, відстань від поверхні Сонця і&nbsp;т.&nbsp;д. Оскільки газ у фотосфері є доволі розрідженим, то швидкість його обертання багато менша швидкості обертання твердих тіл. При цьому газ в екваторіальній і полярних областях, рухається нерівномірно&nbsp;— на екваторі він здійснює оберт за 24 дні, на полюсах&nbsp;— за 30 днів.

У спектрі видимого випромінювання Сонця, що майже цілком утворюється у фотосфері, зниженню температури у зовнішніх шарах відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються ''фраунгоферовими'' на честь німецького оптика [[Йозеф фон Фраунгофер|Й. Фраунгофера]] (1787—1826), який уперше [[1814]]&nbsp;року замалював кілька сотень таких ліній. З тієї ж причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.

Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі [[сонячні плями|темні плями]], оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіально витягнутих фотосферних гранул.

==== Хромосфера і корона Сонця ====
{{main|Сонячна корона}}
[[Файл:Solar eclipse 1999 4.jpg|thumb|200px|right|[[Сонячна корона]] під час сонячного затемнення 1999 року]]
[[Файл:Sun's Quiet Corona.jpg|мини|Знімок Сонця 9 квітня 2013 року на довжині хвилі 17 [[нм]]. Зображення від NASA/SDO.|185x185px]]
У найвищих шарах фотосфери температура становить близько 4000 К. За такої температури та густини 10<sup>−3</sup>—10<sup>−4</sup> кг/м³ [[водень]] стає практично нейтральним. Іонізовано лише близько 0,01&nbsp;% атомів, здебільшого [[метал]]ів. <br/>Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація, знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура й послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається [[хромосфера|хромосферою]], її температура становить десятки й сотні тисяч [[кельвін]]ів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска [[Місяць (супутник)|Місяця]] в нечасті моменти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери температура сонячних газів становить 10<sup>6</sup>&nbsp;— 2×10<sup>6</sup> К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється.

Ця розріджена й гаряча оболонка називається [[сонячна корона|сонячною короною]]. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається [[сонячний вітер|сонячним вітром]].. [[Сонячна корона|Корона]] переважно складається з [[Протуберанець|протуберанців]] та енергетичних вивержень, що вириваються й вивергаються на кілька сотень, а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір, утворюючи таким чином [[сонячний вітер]]. Середня корональна температура становить від 1 до 2&nbsp;млн&nbsp;К, а максимальна, в окремих ділянках,&nbsp;— до 20&nbsp;млн&nbsp;К.

Надзвичайно інтенсивний нагрів цього шару викликано, мабуть, [[ефект магнітного перез'єднання|ефектом магнітного перез'єднання]] і впливом [[ударна хвиля|ударних хвиль]]. Форма корони змінюється в залежності від фази циклу сонячної активності: у періоди максимальної активності вона має округлу форму, а в мінімумі&nbsp;— витягнута уздовж сонячного екватора. Оскільки температура корони дуже висока, вона інтенсивно випромінює в ультрафіолетовому й рентгенівському діапазонах. Це випромінювання поглинається [[атмосфера Землі|земною атмосферою]], але останнім часом з'явилася можливість вивчати його за допомогою космічних апаратів. Випромінювання на різних ділянках [[Сонячна корона|корони]] відбувається нерівномірно. Існують гарячі активні та спокійні ділянки, а також [[Корональна діра|корональні діри]] із порівняно невисокою температурою в 600&nbsp;000 К, з яких у простір виходять магнітні силові лінії. Така («відкрита») магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце, тому [[сонячний вітер]] випромінюється здебільшого з корональних дір.

Видимий спектр сонячної корони складається з трьох різних складових, названих L, K і F компонентами (або, відповідно, L-корона, K-корона і F-корона; ще одна назва L-компоненти&nbsp;— E-корона. K-компонента&nbsp;— неперервний спектр корони. На його тлі до висоти 9-10' від видимого краю Сонця видно емісійну L-компоненту. Починаючи з висоти близько 3' (кутовий діаметр Сонця&nbsp;— близько 30') і вище видно [[Фраунгоферові лінії|Фраунгоферовий спектр]], такий же як і спектр фотосфери. Він становить F-компоненту сонячної корони. На висоті 20' F-компонента домінує в спектрі корони. Висота 9-10' вважається межею, що відокремлює внутрішню корону від зовнішньої. Випромінювання Сонця з довжиною хвилі менше 20 нм, повністю виходить з корони. Це означає, що, наприклад, на поширених знімках Сонця на довжинах хвиль 17,1&nbsp;нм (171&nbsp;Å), 19,3&nbsp;нм (193&nbsp;Å), 19,5&nbsp;нм (195&nbsp;Å), видно виключно [[Сонячна корона|сонячну корону]] з її елементами, а [[хромосфера|хромосферу]] та [[фотосфера|фотосферу]]&nbsp;— не видно. Дві корональні діри майже завжди наявні біля північного і південного полюсів Сонця, а інші лише тимчасово з'являються на його видимій поверхні, і практично зовсім не випромінюють рентгенівське випромінювання.

Хромосферу та корону найкраще спостерігати з супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях.

=== Магнітні поля Сонця ===
Оскільки сонячна [[плазма (агрегатний стан)|плазма]] має високу [[електропровідність]], у ній можуть виникати [[електричний струм|електричні струми]] і, як наслідок, [[магнітне поле|магнітні поля]]. Спостережувані в сонячній фотосфері магнітні поля поділяють на два типи, відповідно до їх масштабів.

Великомасштабне (''загальне'' або ''глобальне'') магнітне поле з характерними розмірами, порівняними з розмірами Сонця, має середню напруженість на рівні фотосфери близько декількох [[Гаус (одиниця вимірювання)|гаус]]. У мінімумі циклу сонячної активності воно має приблизно [[диполь]]ну структуру, напруженість поля на полюсах Сонця максимальна. Потім, у міру наближення до максимуму циклу сонячної активності, напруженість поля на полюсах поступово зменшуються і через один-два роки після максимуму циклу дорівнює нулю (так звана «переполюсовка сонячного магнітного поля»). У цій фазі загальне магнітне поле Сонця не зникає повністю, але його структура має не дипольний, а [[квадрупольний момент|квадрупольний]] характер. Після цього напруженість сонячного диполя знову зростає, але він має вже іншу полярність. Таким чином, повний цикл змін загального магнітного поля Сонця, з урахуванням зміни полярності, дорівнює подвоєній тривалості 11-річного циклу сонячної активності&nbsp;— приблизно 22 роки («закон Хейла»).

Середньо- й дрібномасштабні (''локальні'') поля Сонця відрізняються значно більшою напруженістю та меншою регулярністю. Найпотужніші магнітні поля (до декількох тисяч гаус) спостерігаються в групах [[сонячні плями|сонячних плям]] у максимумі сонячного циклу. Типовою є ситуація, коли магнітне поле плям у західній частині групи, зокрема, найбільшої плями (т.&nbsp;зв. «лідера групи») збігається з полярністю загального магнітного поля на відповідному полюсі Сонця («p-полярністю»), а в східній («хвостовій») частині&nbsp;— протилежна їй («f-полярність»). Таким чином, магнітні поля плям мають, зазвичай, біполярну або мультиполярну структуру. У фотосфері також спостерігаються уніполярні ділянки магнітного поля, які, на відміну від груп сонячних плям, розташовуються ближче до полюсів та мають значно меншу напруженість магнітного поля (кілька гаус), але велику площу та тривалість життя (до декількох обертів Сонця).

Відповідно до сучасних уявлень магнітне поле Сонця генерується в нижній частині [[#Конвективна зона Сонця|конвективної зони]] за допомогою механізму [[магнітне динамо|гідромагнітного конвективного динамо]], а потім підіймається у фотосферу під впливом [[магнітна плавучість|магнітної плавучості]]. Цим же механізмом пояснюється 22-річна циклічність сонячного магнітного поля.

Існують також деякі натяки<ref>{{cite journal
|author=Rashba, T. I.; Semikoz, V. B.; Valle, J. W. F.
|year=2006
|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-data_query?bibcode=2006MNRAS.370..845R&link_type=ARTICLE&db_key=AST&high=4701082b0028646
|title=Radiative zone solar magnetic fields and g modes |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
|volume=370
|pages=845—850}}</ref> на наявність первинного (тобто такого, що утворилося разом із Сонцем) або, принаймні, магнітного поля, що дуже довго існує нижче дна конвективної зони&nbsp;— у [[#Зона променистого переносу|променистій зоні]] та [[#Сонячне ядро|ядрі Сонця]].

== Рух і положення Сонця ==

=== Сонячна система ===
Навколо Сонця обертається вісім планет: чотири земного типу, два газові гіганти та два крижані гіганти. Також в Сонячній системі є 9 тіл що розглядаються як карликові планети, тисячі малих планет, сотні тисяч астероїдів, включаючи астероїдний пояс, багато комет та інше. І хоча Сонце є безумовною гравітаційною домінантою в системі, планети також впливають на його рух. Так, центр Сонця завжди знаходиться в межах 2,2 радіуса Сонця від барицентру системи, і Сонце обертається навколо нього. Цей рух Сонця переважно зумовлений [[Юпітер (планета)|Юпітером]], [[Сатурн (планета)|Сатурном]], [[Уран (планета)|Ураном]] і [[Нептун (планета)|Нептуном]]. Протягом деяких періодів у кілька десятиліть рух є досить регулярним, утворюючи візерунок трилисника, тоді як між цими періодами він виглядає хаотичнішим<ref>Див. рисунок 5 та посилання в {{cite journal |last1=Valentina Zharkova |title=Oscillations of the baseline of solar magnetic field and solar irradiance on a millennial timescale |journal=[[Scientific Reports]] |date=24 червня 2019 |doi=10.1038/s41598-019-45584-3 |display-authors=etal|arxiv=2002.06550 |volume=9 |issue=1 |page=9197 |pmid=31235834 |pmc=6591297 }}</ref>. Кожні 179 років (помножений на 9 [[синодичний період]] Юпітера і Сатурна), паттерн біль-менш повторюється, однак він стає повернутим на приблизно 24°<ref>{{cite journal |last1=Paul Jose |title=Sun's Motion and Sunspots |journal=[[The Astronomical Journal]] |date=Apr 1965 |volume=70 |pages=193–200 |doi=10.1086/109714 |bibcode=1965AJ.....70..193J |url=http://www.landscheidt.info/pdf/jose1965.pdf |access-date=22 березня 2020 |archive-date=22 березня 2020 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200322184010/http://www.landscheidt.info/pdf/jose1965.pdf |url-status=live }}</ref>.

=== Рух і положення серед зір-сусідок ===
Сонце перебуває у внутрішньому краї [[Рукав Оріона|рукава Оріона]] нашої Галактики, між рукавом Персея і рукавом Стрільця, у так званій «[[Місцева міжзоряна хмара|Місцевій міжзоряній хмарі]]»&nbsp;— ділянці підвищеної щільності, що розташована, у свою чергу, у «Місцевому міхурі»&nbsp;— зоні розсіяного високотемпературного міжзоряного газу. Серед 50 найближчих зір, що наразі відомі (у межах 17 світлових років), Сонце є четвертою за яскравістю зорею (його [[абсолютна зоряна величина]] +4,83<sup>m</sup>).

=== Рух і положення в галактиці ===
Сонце знаходиться в галактиці [[Чумацький Шлях]], [[Спіральні галактики з баром|спіральної галактики з перемичкою]], що має діаметр близько 100 000 [[світловий рік|світлових років]] та містить понад 100&nbsp;млрд зірок<ref name=Lang2013>{{cite book
 | title=The Life and Death of Stars
 | first=Kenneth R.
 | last=Lang
 | date=2013
 | page=264
 | isbn=9781107016385
 | publisher=Cambridge University Press
 | url=https://www.google.com/books/edition/The_Life_and_Death_of_Stars/MN-UCkUK9pcC?gbpv=1&pg=PA264
 | access-date=8 April 2022
| archive-date=20 April 2022
| archive-url=https://web.archive.org/web/20220420161220/https://www.google.com/books/edition/The_Life_and_Death_of_Stars/MN-UCkUK9pcC?gbpv=1&pg=PA264
 | url-status=live
 }}</ref>. Сонце знаходиться в одному із зовнішніх рукавів галактики, що знаний як [[Рукав Оріона]], або Локальний Шпур<ref>{{cite journal |title=Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk |first1=R. |last1=Drimmel |first2=D. N. |last2=Spergel |date=2001 |pages=181–202 |volume=556 |issue=1 |doi=10.1086/321556 |journal=[[The Astrophysical Journal]] |arxiv=astro-ph/0101259 |bibcode=2001ApJ...556..181D|s2cid=15757160 }}</ref>. Відстань Сонця до Галактичного центру складає 26 660 світлових років<ref>{{Cite journal |last1=Abuter |first1=R. |last2=Amorim |first2=A. |last3=Bauböck |first3=M. |last4=Berger |first4=J. P. |last5=Bonnet |first5=H. |last6=Brandner |first6=W. |last7=Clénet |first7=Y. |last8=Coudé du Foresto |first8=V. |last9=de Zeeuw |first9=P. T. |last10=Dexter |first10=J. |display-authors=6 |date=May 2019 |title=A geometric distance measurement to the Galactic center black hole with 0.3% uncertainty |url=https://www.aanda.org/10.1051/0004-6361/201935656 |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=625 |pages=L10 |doi=10.1051/0004-6361/201935656 |issn=0004-6361 |bibcode=2019A&A...625L..10G |arxiv=1904.05721 |s2cid=119190574 |access-date=1 квітня 2022 |archive-date=20 квітня 2022 |archive-url=https://web.archive.org/web/20220420161243/https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2019/05/aa35656-19/aa35656-19.html |url-status=live }}</ref>, а його швидкість відносно центру&nbsp;— приблизно 220&nbsp;km/s (таким чином, воно долає один світловий рік за 1400 земних років, а одну астрономічну одиницю&nbsp;— за 8 земних діб). То ж повний оберт Сонце здійснює кожні 240&nbsp; мільйонів років<ref name=Lang2013/> Такий оберт називають також [[Галактичний рік|Галактичним роком]] Сонячної системи<ref>{{cite web |title=Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year) |first=Stacy |last=Leong |url=http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml |date=2002 |work=The Physics Factbook |access-date=2 квітня 2007 |archive-date=7 січня 2019 |archive-url=https://web.archive.org/web/20190107010909/https://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml |url-status=live }}</ref>. Сонячний [[апекс]], напрям руху Сонця крізь міжзоряний простір знаходиться в районі сузір'я Геркулеса, цей рух націлений на найближчу яскраву зорю, [[Вега|Вегу]]<ref>{{Cite book |last=Greiner |first=Walter |url=https://www.worldcat.org/oclc/56727455 |title=Classical Mechanics: Point particles and relativity |date=2004 |publisher=Springer |isbn=978-0-387-21851-9 |location=New York |pages=323 |oclc=56727455 |access-date=29 березня 2022 |archive-date=20 квітня 2022 |archive-url=https://web.archive.org/web/20220420161222/https://www.worldcat.org/title/classical-mechanics-point-particles-and-relativity/oclc/56727455 |url-status=live }}</ref>. Площина екліптики лежить під кутом приблизно 60° до галактичної площини{{Refn |group=lower-alpha |1=Якщо <math>\psi</math> є кутом між {{нп|Орбітальний полюс|північним полюсом екліптики|en|Orbital pole}} та північним [[Галактична система координат|полюсом Галактики]], тоді:
<br />{{big|1=<math>\cos\psi=\cos(\beta_g)\cos(\beta_e)\cos(\alpha_g-\alpha_e)+\sin(\beta_g)\sin(\beta_e)</math>}}<br/>
де <math>\beta_g</math> = 27° 07′ 42.01″ і <math>\alpha_g</math> = 12h 51m 26.282s&nbsp;— схилення та пряме сходження північного галактичного полюса<ref>{{cite journal |last1=Reid|first1=M. J. |last2=Brunthaler |first2=A. |title=The Proper Motion of Sagittarius A* |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=616 |issue=2 |pages=872–884 |doi=10.1086/424960 |date=2004 |bibcode=2004ApJ...616..872R |arxiv=astro-ph/0408107|s2cid=16568545  |language=en}}</ref>, тоді як <math>\beta_e</math> = 66° 33′ 38.6″ і <math>\alpha_e</math> = 18h 0m 00s&nbsp;— схилення та пряме сходження північного полюса екліптики. (Обидві пари координат для епохи [[J2000]].) Результат розрахунку 60,19°.}}.

Орбіта Сонця навколо Галактики приблизно еліптична з вкладом збурень від галактичних спіральних рукавів та неоднорідного розподілу маси. Крім того, сонце коливається вгору і вниз відносно площини Галактики приблизно 2.7 раз на орбіту. Є припущення, що проходження Сонця крізь зони вищої густини спіральних рукавів збігаються з [[масове вимирання|масовими вимираннями]] на Землі<ref>{{Cite web |url=http://compulenta.computerra.ru/universe/SETI/10009112/ |title=стаття на compulenta.computerra.ru  |accessdate=22 вересня 2013 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20130925020406/http://compulenta.computerra.ru/universe/SETI/10009112/ |archivedate=25 вересня 2013 |deadurl=yes }}</ref>, можливо, через [[Зіткнення з космічним тілом|зіткнення з космічними тілами]]<ref name="extinction">
{{Cite journal
|last=Gillman|first=M.
|last2=Erenler|first2=H.
|title=The galactic cycle of extinction |journal=[[International Journal of Astrobiology]]
|volume=7|issue = 1|pages=17–26
|year=2008
|doi=10.1017/S1473550408004047
|ref=harv|bibcode=2008IJAsB...7...17G
}}</ref>.

== Спостереження Сонця ==
[[Файл:Сонце.jpg|міні|Захід Сонця на півдні України.]]
У 1905 році [[Джордж Еллері Гейл]] ({{lang-en|George Ellery Hale}}) в обсерваторії Маунт-Вілсон встановив перший сонячний телескоп побудований в невеликій обсерваторії, і зайнявся пошуком відповіді на проблему походження плям на Сонці, відкритих Галілеєм. Джордж Хейл відкрив, що плями на Сонці викликані магнітним полем, оскільки воно призводить до зниження температури поверхні. На сьогодні Сонце постійно спостерігають із численних наземних обсерваторій. Проте найбільш детальну та цінну інформацію про природу та активність нашої найближчої [[зоря|зорі]] можна отримати лише за допомогою [[Космічна обсерваторія|орбітальних телескопів]] таких як [[SOHO]], [[Solar Dynamics Observatory|Обсерваторія сонячної динаміки]] та інші.

=== Космічні дослідження Сонця ===
{{Детальніше|Список космічних геліофізичних місій}}
{{external media|align = right|width = 350px
| video1 = 1.&nbsp;[https://www.youtube.com/watch?v=EpJJ3aB8ZBQ Як долетіти до Сонця]&nbsp;// Канал «Цікава наука» на [[YouTube]], 26 листопада 2020.
}}
[[Атмосфера Землі]] в багатьох діапазонах заважає проходженню [[електромагнітне випромінювання|електромагнітного випромінювання]] із космосу. Крім того, навіть у видимій частині спектру, для якої атмосфера майже прозора, зображення можуть викривлюватись її коливаннями. Тому, якщо потрібно отримати дуже чітке зображення Сонця, дослідити його [[ультрафіолетове випромінювання|ультрафіолетове]] чи [[рентгенівське випромінювання]], точно виміряти [[сонячна стала|сонячну сталу]], то спостереження проводять з [[аеростат]]ів, [[ракета|ракет]], [[космічний апарат|супутників і космічних станцій]], космічних сонячних телескопів. Окремим класом наукових апаратів є сонячні зонди, що здійснють зближення на малі відстані до Сонця, що допомагає досліджувати ближню геліосферу "''in situ''".

В цілому, можна виділити наступні найважливіші косміні місії, що досліджували Сонце: 
* Перші позаатмосферні спостереження Сонця були проведені другим штучним супутником Землі [[Супутник-2|«Спутник-2»]] в 1957 році. Спостереження проводились в декількох діапазонах від 1 до 120 [[ангстрем]], що виділялись за допомогою органічних та металічних фільтрів<ref>{{Cite web |url=http://www.tesis.lebedev.ru/about_experiments_fian.html |title=Космические эксперименты ФИАН<!-- Заголовок ссылки сгенерирован ботом --> |accessdate=8 жовтня 2014 |archive-date=13 жовтня 2014 |archive-url=https://web.archive.org/web/20141013222403/http://www.tesis.lebedev.ru/about_experiments_fian.html }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20141013222403/http://www.tesis.lebedev.ru/about_experiments_fian.html |date=2014-10-13 }}</ref>. 1959 року, на досліді було виявлено [[сонячний вітер]] з допомогою іонних пасток космічних апаратів «[[Луна-1]]» і «[[Луна-2]]»<ref>{{книга-ру|заглавие=Introduction to Plasma Physics|автор=Alexander Piel.|часть=The Solar Wind|год=2010|издательство=Springer|allpages=420|pages=7|ссылка=http://books.google.com/books?id=wWlQ4Qz5hcwC&pg=PA7|isbn=9783642104909|}}</ref><ref>''Алексей Левин.'' [http://www.inauka.ru/astrophisics/article66054/print.html Ветреное светило таит немало загадок] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080205115936/http://www.inauka.ru/astrophisics/article66054/print.html |date=5 лютого 2008 }}</ref>.
* Першими космічними апаратами, створеними навмисно для вивчення Сонця і дослідження сонячного вітру, стали створені [[NASA]] супутники серії «[[Піонер (програма)|Піонер]]» з номерами 5—9, що були запущені між [[1960]] і [[1968]] роками. Ці супутники обертались навколо Сонця поблизу орбіти Землі і виконували детальні вимірювання параметрів сонячного вітру. Піонер 9 працював дуже довго, передаючи дані аж до травня 1983 року<ref>{{cite web
 |last=Wade
 |first=M.
 |title=Pioneer 6-7-8-9-E  |url=http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm
 |year=2008
 |publisher={{нп|Encyclopedia Astronautica|Encyclopedia Astronautica|en|Encyclopedia Astronautica}}
 |accessdate=22 березня 2006
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060422075141/http://www.astronautix.com/craft/pio6789e.htm
 |archivedate=22 квітня 2006
 |deadurl=yes
 }}</ref><ref>{{cite web
 |title=Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9  |url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?MCode=Pioneer_09
 |publisher=[[NASA]]
 |accessdate=30 жовтня 2010
 |quote=NASA maintained contact with Pioneer 9 until May 1983
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20120402205810/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?MCode=Pioneer_09
 |archivedate=2 квітня 2012
 |deadurl=yes
 }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20120402205810/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?MCode=Pioneer_09 |date=2012-04-02 }}</ref>.
*У 1970-х роках два космічні апарати Helios  і телескоп Apollo Telescope Mount на першій космічній станції [[Skylab]] США надали вченим значні нові дані про сонячний вітер і сонячну корону. Зонди Геліос 1 і 2 були спільними зусиллями США та Німеччини, які досліджували сонячний вітер з близької до Сонця орбіти, з радіусом менше перигелію Меркурія<ref name=Burlaga2001>{{Cite journal |last=Burlaga |first=L. F. |title=Magnetic Fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results | year=2001 |journal=Planetary and Space Science |volume=49 |issue=14–15 |pages=1619–1627 |doi=10.1016/S0032-0633(01)00098-8 |bibcode=2001P&SS...49.1619B |url=https://zenodo.org/record/1259695 |access-date=25 серпня 2019 |archive-date=13 липня 2020 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200713051926/https://zenodo.org/record/1259695 |url-status=live }}</ref>. Skylab здійснив перші спостереження [[Сонячна зона переносу|сонячної зони переносу]] та ультрафіолетового випромінювання сонячної корони<ref name=Dwivedi2006 />.Відкриття включало перші спостереження корональних викидів маси, які тоді називали «корональними транзієнтами», і корональних дір, які тісно пов’язані з сонячним вітром.
[[File:Smm.jpg|left|thumb|Рисунок зонду [[Solar Maximum Mission]]]]
* У 1980 році НАСА запустило зонд Solar Maximum Mission. Цей космічний апарат був розроблений для спостереження гамма-променів, рентгенівського та ультрафіолетового випромінювання від сонячних спалахів під час високої сонячної активності та сонячної світності. Однак через кілька місяців після запуску збій електроніки спричинив перехід зонда в режим очікування, і провів у цьому неактивному стані наступні три роки. У 1984 році місія [[космічний шатл|космічного шатла]] Challenger [[STS-41C]] добралась до супутника на орбіті  відремонтувала його електроніку, після чого повторно випустила його на орбіту. Місія Solar Maximum згодом отримала тисячі зображень сонячної корони і увійшла в атмосферу Землі в червні 1989 року<ref>{{cite web |last=Burkepile |first=C. J. |title=Solar Maximum Mission Overview |url=http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html |date=1998 |access-date=22 березня 2006 |archive-url=https://web.archive.org/web/20060405183758/http://web.hao.ucar.edu/public/research/svosa/smm/smm_mission.html |archive-date=5 квітня 2006}}</ref>.
* Запущений у 1991 році японський супутник [[Yohkoh]] ("сонячний промінь") спостерігав сонячні спалахи на довжинах хвиль рентгенівського випромінювання. Дані місії дозволили вченим ідентифікувати кілька різних типів спалахів і продемонстрували, що корона далеко від областей піку активності була набагато більш динамічною та активною, ніж передбачалося раніше. Yohkoh спостерігав весь сонячний цикл, але перейшов у режим очікування, коли кільцеподібне затемнення в 2001 році призвело до його розфокусування на Сонці. Зруйнований в результаті входу в атмосферу в 2005 році<ref>{{cite press release |title=Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere |url=http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html |publisher=[[Japan Aerospace Exploration Agency]] | date=13 September 2005 |access-date=22 березня 2006 |archive-date=10 серпня 2013 |archive-url=https://web.archive.org/web/20130810150641/http://www.jaxa.jp/press/2005/09/20050913_yohkoh_e.html |url-status=dead }}</ref>.
* Космічний апарат [[SOHO]] (Solar and Heliospheric Observatory), був запущений спільно ЄКА та НАСА 2 грудня 1995 року<ref name="Dwivedi2006">{{Cite journal |last=Dwivedi |first=B. N. |date=2006 |title=Our ultraviolet Sun |url=http://www.iisc.ernet.in/currsci/sep102006/587.pdf |url-status=live |journal=[[Current Science]] |volume=91 |issue=5 |pages=587–595 |archive-url=https://web.archive.org/web/20201025001339/http://www.iisc.ernet.in/currsci/sep102006/587.pdf |archive-date=25 жовтня 2020 |access-date=22 березня 2015}}</ref>. Початково планувалось, що він пропрацює всього 2 роки<ref>{{cite web|url=https://www.universetoday.com/138664/22-years-of-the-sun-from-soho/ |title=22 Years of the Sun from SOHO |website=Universe Today |access-date=31 травня 2024 |date=26 лютого 2018 |first=Evan |last=Gough}}</ref>, одна станом на 2024 рік він продовжує свої спостереження<ref>{{cite web|url=https://www.universetoday.com/166353/someone-just-found-sohos-5000th-comet/ |title=Someone Just Found SOHO's 5,000th Comet |first=Nancy |last=Atkinson |date=28 березня 2024 |access-date=31 травня 2024 |website=Universe Today}}</ref>. Обертаючись навколо Сонця в точці Лагранжа L1 (між Землею та Сонцем), SOHO забезпечує постійний огляд Сонця на багатьох довжинах хвиль<ref name=Dwivedi2006 />. Окрім прямого спостереження за Сонцем, SOHO дозволив виявити велику кількість переважно крихітних комет, що згорають, коли проходять повз Сонце<ref>{{cite web |title=Sungrazing Comets |url=http://sungrazer.nrl.navy.mil/ |publisher=[[Large Angle and Spectrometric Coronagraph|LASCO]] ([[US Naval Research Laboratory]]) | date=13 March 2015 |access-date=19 березня 2009 |archive-date=25 травня 2015 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150525060147/http://sungrazer.nrl.navy.mil/ |url-status=live }}</ref>.
* [[Solar Dynamics Observatory|Обсерваторія сонячної динаміки]] була запущена в 2010 році. Вона призначена для дослідження впливу Сонця на [[Земля|Землю]] і навколоземний простір шляхом вивчення сонячної атмосфери на малих масштабах часу і простору в багатьох [[довжина хвилі|довжинах хвиль]] одночасно.
* Місія Solar Terrestrial Relations Observatory ([[STEREO]]) була запущена в жовтні 2006 року. Два подібні апарати було запущено на орбіту Землі навколо Сонця&nbsp;— один позаду, другий попереду нашої планети, що дозволило отримати стереозображення світила і вивчати в [[Тривимірний опис об'єкта|3D]], наприклад, корональні викиди Сонця<ref name=inst>{{cite web|date = 8 березня 2006|url = http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/spacecraft/index.html|title = STEREO Spacecraft & Instruments|work = NASA Missions|accessdate = 30 травня 2006|archive-date = 23 травня 2013|archive-url = https://web.archive.org/web/20130523040216/http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/spacecraft/index.html}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130523040216/http://www.nasa.gov/mission_pages/stereo/spacecraft/index.html |date= 23 травня 2013 }}</ref><ref>{{Cite journal| title= Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI)| url= https://archive.org/details/sim_advances-in-space-research_2002_29_12/page/2017|author= Howard R. A., Moses J. D., Socker D. G., Dere K. P., Cook J. W.|journal=Advances in Space Research|volume= 29|issue= 12|pages=2017–2026|year= 2002| ref= harv |bibcode=2008SSRv..136...67H |doi=10.1007/s11214-008-9341-4}}</ref>.
* [[Hinode]]&nbsp;— японський супутник, запущений в 2006 році, що вивчає динаміку магнітних полів Сонця, а також варіацію світності, сонячний вітер та інше<ref>{{Cite web |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/masterCatalog.do?sc=2006-041A |title=Hinode |accessdate=9 жовтня 2014 |website=nssdc.gsfc.nasa.gov |archive-date=30 липня 2009 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090730232722/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/masterCatalog.do?sc=2006-041A }}</ref>.
* [[Parker Solar Probe]]&nbsp;— космічний апарт, що був розроблений NASA і запущений 12 серпня 2018 року. Цей апарат наблизиться на рекордно близьку відтань до Сонця. Він споряджений надміцним щитом, який витримує температури до 1400°С. На відстані 6.4&nbsp;млн км від Сонця цей теплозахисний щит візьме на себе увесь жар, дозволяючи решті пристрою справно працювати, його становить 80&nbsp;кг, а складається щит із двошарового вуглецевого композита та товстого шару піни. Метою цієї подорожі до Сонця є вивчення явища сонячних вітрів, котрі впливають на роботу [[Електрична мережа|енергомереж]] та супутників на орбіті Землі<ref>{{Cite news|url=https://tokar.ua/read/26105|title=2019 року NASA відправить перший зонд до Сонця|date=2018-07-18|language=uk-UA|work=[[Tokar.ua]]|accessdate=2018-09-28|archive-date=29 вересня 2018|archive-url=https://web.archive.org/web/20180929041325/https://tokar.ua/read/26105}}</ref><ref name="NYT-20180812-kc">{{cite news|last=Chang|first=Kenneth|title=Parker Solar Probe Launches on NASA Voyage to 'Touch the Sun'|url=https://www.nytimes.com/2018/08/11/science/parker-solar-probe-launch.html|date=12 серпня 2018|work=[[The New York Times]]|access-date=12 серпня 2018|archive-date=24 грудня 2021|archive-url=https://web.archive.org/web/20211224041603/https://www.nytimes.com/2018/08/11/science/parker-solar-probe-launch.html|url-status=live}}</ref>.

Станом на 2025 космічні дослідження Сонця активно продовжуються. Так, до запуску в цьому році готуються 6 спеціалізованих геліофізичних місій. Всього ж за попередні 50 років було запущено 54 космічних апаратів (або серій чи угруповань космічних апаратів), присвячених вивченню Сонця<ref>{{Cite web|url=https://thealphacentauri.net/151920/|title=Наукові космічні місії в 2025. Геліофізика|last=Ціж|first=Максим|date=2025-01-09|website=Alpha Centauri|language=uk|access-date=2025-01-18}}</ref>.

=== Ефекти при спостереженні ===
Шлях, що проходить за рік місце Сонця на небосхилі в один і той час щодня, називають [[Аналема|аналемою]]. Вона подібна до витягнутої цифри 8 й витягнута вздовж осі південь&nbsp;— північ.

Рідко при заході чи сході Сонця можна спостерігати оптичний ефект під назвою [[зелений промінь]]. Він викликаний світлом від Сонця, коли воно знаходиться ще за обрієм. Це світло зазнає [[Рефракція світла в атмосфері|рефракції]] в атмосфері Землі (зазвичай через [[інверсія температури|інверсію температури]]) в бік спостерігача. Світло коротшої довжини хвилі (фіолетове, синє, зелене) відхиляється більше, ніж світло більшої довжини (жовте, оранжеве, червоне), однак через [[розсіяння Релея]] фіолетове і синє розсіюється більше, залишаючи зелене переважати в промені<ref>
{{cite web
 |title=The Green Flash  |url=http://www.bbc.co.uk/weather/features/understanding/greenflash.shtml
 |publisher=BBC
 |accessdate=10 серпня 2008
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20081216135504/http://www.bbc.co.uk/weather/features/understanding/greenflash.shtml
 |archivedate=16 грудня 2008
 |deadurl=no
 }}
</ref>.

Нове дослідження, яке було проведено у 2024 році Національним центром атмосферних досліджень Національного наукового фонду США (NSF NCAR) показало, що на Сонці, як на Землі, спостерігаються полярні вихори, які з'являються залежно від змін у магнітному полі зірки. За повідомленням SciTechDaily, автори дослідження дійшли висновку, що на Сонці також існують закручені полярні вихори, але на відміну від атмосферних вихорів Землі, вони формуються і розвиваються за рахунок магнітних полів<ref>[https://scitechdaily.com/unveiling-the-suns-secret-twisters-magnetic-vortices-at-the-poles/ Unveiling the Sun's Secret Twisters: Magnetic Vortices at the Poles. NOV 11, 2024]</ref><ref>[https://newsyou.info/2024/11/na-polyusax-soncya-postijno-shhos-ruxayetsya-vcheni-shhe-nikoli-ne-bachili-ce-na-vlasni-ochi На полюсах Сонця постійно щось рухається: вчені ще ніколи не бачили це на власні очі. 15.11.2024, 23:30]</ref>.

== Сонячні нейтрино ==
{{Детальніше|Проблема сонячних нейтрино}}
[[Ядерна реакція|Ядерні реакції]], що відбуваються в ядрі Сонця, призводять до утворення великої кількості [[нейтрино|електронних нейтрино]]. При цьому вимірювання потоку нейтрино на [[Земля|Землі]], які постійно виконуються з кінця 1960-х років, показали, що кількість зареєстрованих сонячних електронних нейтрино приблизно удвічі-втричі менша, ніж передбачала [[стандартна сонячна модель]], яка описує процеси на Сонці. Ця неузгодженість між дослідом та теорією, отримала назву ''«проблема сонячних нейтрино»'' та понад 30 років була однією з загадок сонячної фізики. Проблема ускладнювалась тим, що нейтрино вкрай слабко взаємодіє з речовиною, і створення [[нейтринний детектор|нейтринного детектора]], який здатний досить точно виміряти потік нейтрино навіть такої потужності, як іде від Сонця&nbsp;— технічно складна та дорога задача (див. [[нейтринна астрономія]]).

Пропонувалося два головних шляхи розв'язання проблеми сонячних нейтрино. По-перше, можна було модифікувати модель Сонця таким чином, щоб зменшити передбачувану термоядерну активність (а, значить, і [[температура|температуру]]) в його ядрі і, отже, потік випромінюваних Сонцем нейтрино. По-друге, можна було припустити, що частина електронних нейтрино, випромінюваних ядром Сонця, під час руху до Землі перетворюється на нереєстровані звичайними детекторами нейтрино інших [[Покоління елементарних частинок|поколінь]] ([[Мюонне нейтрино|мюонні]] та [[тау-нейтрино]])<ref name=Haxton>{{cite journal
|author=Haxton, W. C.
|year=1995
|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1995ARA%26A..33..459H&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf
|format=PDF
|title=The Solar Neutrino Problem
|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
|volume=33
|pages=459—504
|accessdate=29 березня 2022
|archive-date=11 серпня 2021
|archive-url=https://web.archive.org/web/20210811223721/http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1995ARA%26A..33..459H&data_type=PDF_HIGH&type=PRINTER&filetype=.pdf
}}</ref>. З часом стало зрозуміло, що правильним є другий шлях.

Для того, щоб відбувалося перетворення одного виду нейтрино в інший&nbsp;— тобто відбувалися так звані [[осциляції нейтрино]]&nbsp;— нейтрино повинно мати відмінну від нуля [[маса|масу]]. На межі 20 і 21 століть було встановлено, що це справді так<ref name=Schlattl>{{cite journal
|author=Schlattl, Helmut.
|year=2001
|title=Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem
|journal=Physical Review D
|volume=64
|url=http://arxiv.org/abs/hep-ph/0102063
|issue=1
|accessdate=22 жовтня 2013
|archive-date=10 серпня 2013
|archive-url=https://web.archive.org/web/20130810105250/http://arxiv.org/abs/hep-ph/0102063
}}</ref>. [[2001]] року в нейтринній обсерваторії в [[Садбері]] були безпосередньо зареєстровані сонячні нейтрино всіх трьох поколінь, і було доведено, що їх повний потік узгоджується зі стандартною сонячною моделлю. Лише близько третини нейтрино, що долітають до Землі виявились електронними, тобто такими, якими вони народжуються в ядрі Сонця. Ця кількість узгоджується з теорією, яка передбачає перетворення електронних нейтрино на нейтрино іншого [[Покоління елементарних частинок|покоління]] як у [[вакуум]]і (власне «[[осциляції нейтрино]]»), так і в сонячній матерії («[[ефект Міхеєва — Смирнова — Вольфенштейна|ефект Міхєєва&nbsp;— Смирнова&nbsp;— Вольфенштейна]]»). Таким чином, проблему сонячних нейтрино було вирішено.

На нейтрино припадає приблизно 2&nbsp;% всієї енергії, випроміненої Сонцем. Сонячним нейтрино потрібно всього 2.3 секунди, щоб дістатись із Сонячного ядра у відкритий космос<ref>{{Cite journal |last=Stix |first=M. |date=2003 |title=On the time scale of energy transport in the sun |journal=[[Solar Physics (journal)|Solar Physics]] |volume=212 |issue=1 |pages=3–6 |bibcode=2003SoPh..212....3S |doi=10.1023/A:1022952621810 |s2cid=118656812}}</ref>. Сонячні нейтрино є важливим джерелом інформації про процеси, що протікають у ядрі Сонця.

== Сонце у світовій культурі ==

=== Сонце в релігії та міфології ===
{{main|Солярні міфи}}
Протягом всієї [[Історія|історії]] людської [[цивілізація|цивілізації]] в багатьох [[культура]]х Сонце було об'єктом поклоніння. Культ Сонця існував у [[Стародавній Єгипет|Стародавньому Єгипті]], де сонячним божеством був [[Ра]]<ref>
{{cite web
 |url         = http://www.egyptianmyths.net/re.htm
 |title       = Re (Ra)
 |work        = Ancient Egypt: The Mythology
 |publisher   = 
 |accessdate  = 28 серпня 2010
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64scu356k?url=http://www.egyptianmyths.net/re.htm
 |archivedate = 2012-01-22
 |quote       = 
 |deadurl     = no
}}
</ref>. У греків богом Сонця був [[Геліос]]<ref>Мифы народов мира. М., 1991—92. В 2 т. Т. 1. С. 271. ''Любкер Ф.'' Реальный словарь классических древностей. М., 2001. В 3 т. Т. 2. С. 99. Псевдо-Аполлодор. Мифологическая библиотека I 2, 2 далее</ref>, який, за переказами, щодня проїжджав небом на своїй [[Колісниця|колісниці]]. У [[слов'янська міфологія|слов'янській міфології]] було два сонячних божества&nbsp;— [[Хорс]] (власне уособлене сонце) і [[Дажбог]]. Річний святково-ритуальний цикл [[слов'яни|слов'ян]], як і інших народів, був тісно пов'язаний з річним сонячним циклом, і ключові його моменти ([[сонцестояння]]) уособлювалися такими персонажами, як [[Коляда (божество)|Коляда]] ([[Овсень]]) і [[Купала]].

У більшості народів сонячне божество було чоловічої статі (наприклад, в англійській мові стосовно до Сонця використовується особовий [[займенник]] «he»&nbsp;— «він»), але в [[Скандинавія|скандинавській]] [[міфологія|міфології]] Сонце (Суль)&nbsp;— жіноче божество.

У [[Східна Азія|Східній Азії]], зокрема, у [[В'єтнам]]і Сонце позначається символом 日 (китайський [[піньінь]] rì), хоча є також інший символ&nbsp;— 太阳 (тай ян). У цих питомих [[В'єтнам]]ських словах, слова nhật і thái dương вказують на те, що в Східній Азії [[Місяць (супутник)|Місяць]] і Сонце вважалися двома протилежностями&nbsp;— [[інь і ян]]. Як в'єтнамці, так і китайці в давнину вважали їх двома первинними природними силами, причому Місяць пов'язували з інь, а Сонце&nbsp;— з ян<ref>'' Osgood, Charles E.'' From Yang and Yin to and or but.&nbsp;— Language 49.2 (1973): 380—412.</ref>.

=== Сонце у мовах світу ===
У багатьох [[Індоєвропейські мови|індоєвропейських мовах]] Сонце позначається словом, що має корінь ''sol''. Так, слово ''sol'' означає «Сонце» [[Латинська мова|латинською мовою]] і в сучасних [[Португальська мова|португальській]], [[Іспанська мова|іспанській]], [[Ісландська мова|ісландській]], [[Данська мова|данській]], [[Норвезька мова|норвезькій]], [[Шведська мова|шведській]], [[каталанська мова|каталонській]] та [[Галісійська мова|галісійській]] мовах. В [[англійська мова|англійській мові]] слово ''Sol'' також іноді вживають для позначення Сонця (переважно в науковому контексті), проте головним значенням цього слова є ім'я римського бога<ref>William Little (ed.)'' Oxford Universal Dictionary'', 1955.</ref><ref>[http://www.merriam-webster.com/dictionary/Sol Sol] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110512160917/http://www.merriam-webster.com/dictionary/Sol |date=12 травня 2011 }}, Merriam-Webster online, accessed July 19, 2009.</ref>. [[Перська мова|Перською мовою]] ''sol'' означає «сонячний рік». Від цього ж кореня утворене [[Давньоруська мова|давньоруське слово]] ''сълньце'', сучасне українське ''сонце'', а також відповідні слова в багатьох інших [[Слов'янські мови|слов'янських мовах]].

На честь Сонця названо [[валюта|грошову одиницю]] держави [[Перу]] ([[новий соль]]), яка раніше називалася ''інті'' (так називався бог сонця в [[Імперія Інків|інків]], який займав ключове місце в їхній [[Астрономія|астрономії]] та [[Міфологія інків|міфології]]), що в перекладі з мови [[кечуа (мова)|кечуа]] означає ''сонце''.

=== Сонце у малярстві ===
<gallery widths="200" heights="160" class="center" caption="Сонце та сонячне світло">
Файл:The Fighting Temeraire, JMW Turner, National Gallery.jpg|<small>"[[Останній рейс «Тімірера»]]", [[Вільям Тернер]], 1839.</small>
Файл:Hovhannes Aivazovsky - The Ninth Wave - Google Art Project.jpg|<small>[[Дев'ятий вал (картина Айвазовського)|Дев'ятий вал]], [[Іван Айвазовський]], 1850.</small>
Файл:Claude_Monet%2C_Impression%2C_soleil_levant.jpg|<small>"[[Враження. Схід сонця]]", [[Клод Моне]], 1872.</small>
Файл:The Sower.jpg|<small>"Сівач", [[Ван Гог]], 1888.</small>
Файл:Willows at Sunset 1888 Vincent van Gogh.jpg|<small>"Верби на заході сонця", [[Ван Гог]], 1888.</small>
Файл:Vincent van Gogh Olive Trees MIA 517.jpg|<small>"Оливкові дерева з жовтим небом та сонцем", [[Ван Гог]], 1889.</small>
Файл:Vincent Willem van Gogh 063.jpg|<small>"Обгорожене поле з сонцем, що сходить", [[Ван Гог]], 1889.</small>
Файл:Труш_Иван_Иванович_26.jpg|<small>[[Іван Труш]].</small>
Файл:Solen_av_Edvard_Munch.jpg|<small>"Сонце", [[Едвард Мунк]], 1911.</small>
</gallery>

== Див. також ==
* [[Маса Сонця|Сонячна маса]]
* [[Сонячний радіус]]
* [[Ядро Сонця]]
* [[Сонячний вітер]]
* [[Список сонячних бур]]
* [[Аналема]]
* [[Сонячна енергія]]
* [[Сонячна енергетика]]
* [[Сонячна нейтринна одиниця]]

== Примітки ==
{{reflist|3}}

=== Коментарі ===
{{notelist}}

== Джерела ==

=== Україномовні ===
* {{книга
 |автор          = Пришляк М. П.
 |частина        = 
 |заголовок      = Астрономія 11 клас. Підручник
 |оригінал       = 
 |посилання      = 
 |видання        = 
 |відповідальний = 
 |місце          = Харків
 |видавництво    = "Ранок"
 |рік            = 2011
 |том            = 
 |сторінки       = 96-100
 |сторінок       = 159
 |isbn           = 978-617-540-424-9
}}
* {{А-Е-С}}
* {{УМЕ14|частина=Сонце|сторінки=1806}}

=== Англомовні ===
* {{книга
 |автор          = Kenneth R. Lang.
 |заголовок      = The Sun from Space
 |оригінал       = 
 |посилання      = 
 |видання        = 2nd ed
 |відповідальний = 
 |місце          = Berlin
 |видавництво    = Springer
 |рік            = 2009
 |сторінки       = 
 |allpages       = 581
 |isbn           = 978-3-540-76952-1
}}
* {{Cite book |last=Cohen |first=Richard |date=2010 |title=Chasing the Sun: The Epic Story of the Star That Gives Us Life |url=https://archive.org/details/chasingsunepicst0000cohe_l0j7 |publisher=Simon & Schuster |isbn=978-1-4000-6875-3}}
* {{Cite journal |last=Hudson |first=Hugh |date=2008 |title=Solar Activity |journal=[[Scholarpedia]] |volume=3 |issue=3 |page=3967 |doi=10.4249/scholarpedia.3967|bibcode=2008SchpJ...3.3967H |doi-access=free }}
* {{Cite journal |last=Thompson |first=M.J. |date=August 2004 |title=Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior |journal=[[Astronomy & Geophysics]] |volume=45 |issue=4 |doi=10.1046/j.1468-4004.2003.45421.x |pages=21–25|bibcode=2004A&G....45d..21T |doi-access=free }}

=== Інші ===
* {{книга
 |автор          = 
 |частина        = 
 |заголовок      = [[Фізична енциклопедія|Физическая энциклопедия]]
 |оригінал       = 
 |посилання      = 
 |видання        = 
 |відповідальний = гл. ред. А. М. Прохоров
 |місце          = Москва
 |видавництво    = Советская энциклопедия
 |рік            = 1988
 |том            = 4
 |сторінки       = 589-595
 |сторінок       = 704
 |isbn           = 5-85270-034-7
}}

== Посилання ==
{{Вікіцитати1}}
{{commonscat|Sun}}

=== Україномовні ===
* [https://universemagazine.com/chy-znayete-vy-12-czikavyh-faktiv-pro-soncze/ Чи знаєте ви? 12 цікавих фактів про Сонце&nbsp;— The Universe. Space. Tech ]
* [https://www.youtube.com/watch?v=t4dI68c0PVQ Порівняння найбільших об'єктів у Всесвіті]
* [http://tyzhden.ua/Society/16889 Фахівцям NASA вперше вдалося отримати тривимірний знімок Сонця] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20111214033908/http://tyzhden.ua/Society/16889 |date=14 грудня 2011 }} // [[Український тиждень]]
* {{cite web|url=http://sdo.gsfc.nasa.gov/assets/img/latest/latest_4096_0171.jpg|title=Сонце зараз. Фотографії із обсерваторії сонячної динаміки NASA|work=sdo.gsfc.nasa.gov|archiveurl=https://www.webcitation.org/60qCazU6r?url=http://sdo.gsfc.nasa.gov/assets/img/latest/latest_4096_0171.jpg|archivedate=2011-08-10|accessdate=2014-09-22|deadurl=no}}
* [https://www.youtube.com/watch?v=T4EGuV8vgIw&list=PLsFoEbPGCGQGRtBcAu_3PGHxdVv5pdB_r Сюжет про Сонце] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150512172704/https://www.youtube.com/watch?v=T4EGuV8vgIw&list=PLsFoEbPGCGQGRtBcAu_3PGHxdVv5pdB_r |date=12 травня 2015 }}&nbsp;— французький науково-популярний серіал «[[Всі на орбіту!]]» ({{lang-fr|Tous sur orbite !}}).

=== Англомовні ===
* [https://web.archive.org/web/20181001081332/http://www.suntrek.org/ Sun|Trek, an educational website about the Sun]
* [http://alienworlds.glam.ac.uk/sunStructure.html An animated explanation of the structure of the Sun]
* [https://www.youtube.com/watch?v=qpMRtvFD8ek&hl=fr Animation&nbsp;— The Future of the Sun]
* [http://www.boston.com/bigpicture/2008/10/the_sun.html A collection of spectacular images of the Sun from various institutions] (''[[The Boston Globe]]'')
{{Сонце}}
{{Сонячна система}}
{{добра стаття}}

{{Бібліоінформація}}

[[Категорія:Сонце| ]]
[[Категорія:Сонячна система]]
[[Категорія:Природні ресурси]]
[[Категорія:Надпопулярні статті]]
[[Категорія:Космічні плазми]]