mini|300x300px|Sunce u prirodnoj boji, sjaja smanjenog jakim neutralnim filterom. mini|300px|desno|Sunce stvara energiju nuklearnom fuzijom, pretvarajući vodik u helij. Niz proton-proton dominira u zvijezdama veličine Sunca ili manjim.
Sunce (astronomski simbol: ) je zvijezda u centru našeg Sunčevog sustava. Ona je bijelo usijana, gotovo savršena kugla (razlika između ekvatora i pola je samo 10 km) i sastoji se od plazme isprepletene s magnetskim poljima. Promjer mu je oko 1 392 000 km, što je za 109 puta više od Zemlje a masa oko 2 ∙ 1030 kilograma, što je za 330 000 puta više od Zemlje, a to je 99,86 % mase cijelog Sunčevog sustava. Sunčev je obujam 1,3 milijuna puta veći od Zemljina. Prosječne je gustoće 1 411 kg/m³ (oko 1/4 gustoće Zemlje). Većina poznatih kemijskih elemenata otkrivena je i na Suncu. Po kemijskom sastavu ¾ mase Sunca čini vodik, dok je ostatak uglavnom helij, a manje od 2 % čine teži elementi kao što su kisik, ugljik, neon, željezo i drugi. U središtu Sunca, gdje se nalazi izvor energije i gdje temperatura doseže 15 milijuna kelvina, vodika je manje od helija.
Prema spektralnoj klasi, Sunce spada u klasu G2V, te se još naziva žuti patuljak, zato što je najviše zrači u žutozelenom dijelu spektra. Boja Sunčeve svjetlosti je bijela, ali kada je na nebu nisko nad obzorom, ovisno o količini prašine u atmosferi i zbog raspršenja svjetlosti, izgleda žuto, narančasto ili crveno. Spektralna oznaka G2 pokazuje površinsku temperaturu, koja iznosi 5 778 K (5 505 °C), dok oznaka V pokazuje da je Sunce, kao i većina drugih zvijezda, u glavnom nizu (Hertzsprung-Russellov dijagram) i da stvara energiju nuklearnom fuzijom, pretvarajući vodik u helij.
U jezgri Sunca, svake sekunde u helij fuzionira 4 300 000 000 kg vodika. Iako su nekoć astronomi smatrali da je Sunce mala i beznačajna zvijezda, ispostavilo se da je Sunce svjetlije od 85 % zvijezda u Mliječnom putu, a većina zvijezda spada u crvene patuljke. Apsolutna magnituda mu je +4,83, ali budući da nam je Sunce puno bliže od ostalih zvijezda, vidimo ga kao najsjajnije nebesko tijelo s prividnom magnitudom -26,74. Vanjski dio Sunčeve atmosfere (korona) stalno ispušta dio plazme u svemir u obliku Sunčevog vjetra, kao struju električno nabijenih čestica koja se širi do otprilike 100 astronomskih jedinica. Balon međuzvjezdane tvari koju stvara Sunčev vjetar naziva se heliosfera: to je najveća neprekidna struktura u Sunčevom sustavu. Osim Zemlje i drugih planeta, oko Sunca kruže i patuljasti planeti, asteroidi, kometi, meteoroidi, trans-neptunski objekti u Kuiperovom pojasu i čestice prašine.
Kako se cijeli svemir širi, tako se i Zemlja kreće s našom galaktikom ili Mliječnim putem, prema zviježđu Vodena zmija i to brzinom od 550 km/s. Najbliža nam je zvijezda alfa Kentaur, koja je udaljena 4,2 godine svjetlosti. Sunčev sustav se okreće oko centra Mliječnog puta, koji je udaljen 24 000 – 26 000 godina svjetlosti i jedan puni krug napravi za 230 milijuna godina. Ako se u obzir uzme kretanje naše galaktike i naše orbitiranje oko njenog centra, onda je rezultanta kretanja Sunca 370 km/s u smjeru zviježđa Lav i Pehar.
Srednja udaljenost između Sunca i Zemlje je 149 600 000 km ili jedna astronomska jedinica (AJ), što svjetlost prijeđe za 8 minuta i 19 sekundi. Energija koju prenosi Sunčeva svjetlost (Sunčeva konstanta) daje gotovo sav život na Zemlji, zahvaljujući fotosintezi, a ujedno pokreće vrijeme i klimu na Zemlji.
Fizičke karakteristike mini|585x585px|Sunčeve pjege. mini|desno|300px|Sunčeve pjege u zadnjih 400 godina.
mini|300px|Sunčeva pjega u ultraljubičastom zračenju, svemirska letjelica TRACE.
Sunce je zvijezda glavnog niza (pogledati Hertzsprung-Russellov dijagram), spektralnog tipa G2, što znači da je nešto veća i toplija od prosječne zvijezde, no nedovoljno velika da bi pripadala takozvanim "divovima". Životni vijek zvijezda tog spektralnog tipa je oko 10 milijardi godina, a jer je Sunce staro oko 5 milijardi godina, nalazi se u sredini svog životnog ciklusa.
U središtu Sunca u termonuklearnim reakcijama (nuklearna fuzija) vodik se pretvara u helij. Svake sekunde u nuklearnim reakcijama sudjeluje 3,8 ∙ 1038 protona (vodikovih jezgri). Oslobođena energija biva izračena sa Sunčeve površine u obliku elektromagnetskog zračenja i neutrina, te manjim dijelom kao kinetička i toplinska energija čestica Sunčevog vjetra i energija Sunčevog magnetskog polja.
Zbog ekstremno visokih temperatura, tvar je u obliku plazme. Posljedica toga je da Sunce ne rotira kao čvrsto tijelo. Brzina rotacije je veća na ekvatoru, nego u blizini polova, zbog čega dolazi do iskrivljenja silnica magnetskog polja, erupcija plinova sa Sunčeve površine i stvaranja Sunčevih pjega i prominencija (protuberanci). Ove pojave nazivamo Sunčevom aktivnošću.
Budući da se Sunce sastoji od plazme, ekvator se okreće brže od polova. Ta se pojava naziva diferencijalna rotacija i na ekvatoru ona iznosi 25,6 dana, a na polovima 33,5 dana. Budući da se i Zemlja okreće oko Sunca, nama se čini da se ekvator Sunca okrene za otprilike 28 dana (sinodički period vrtnje). U tom periodu Sunčeva aktivnost iskazuje promjene utjecaja na Zemlju. Os vrtnje nagnuta je prema okomici na ekliptiku za 7,2°. Zbog toga nagiba Sunčeva se kugla ne vidi sa Zemlje stalno u istoj projekciji. Sjeverni joj je pol prema Zemlji najviše nagnut u rujnu.
S obzirom na ostale zvijezde, Sunce se nalazi u populaciji I, što znači da je bogato teškim elementima (zlatom i uranijem), za što je vjerojatno zaslužna eksplozija neke bliske supernove.
Osnovni podaci: Promjer 1 392 000 km Masa 1,9891 ∙ 1030 kg Prosječna gustoća 1 411 kg/m3 Površinska temperatura 5 778 K Vrijeme obilaska oko središta Galaktike 2,2 ∙ 108 godina
Maseni udjeli kemijskih elemenata: Vodik 73,46 % Helij 24,85 % Kisik 0,77 % Ugljik 0,29 % Željezo 0,16 % Neon 0,12 % Dušik 0,09 % Silicij 0,07 % Magnezij 0,05 % Sumpor 0,04 %
Sunčev ciklus
mini|desno|400px|Prikaz Sunčevih aktivnosti u zadnjih 11 400 godina (datiranje ugljikom-14). Očito je vidljiv Maunderov minimum, razdoblje u drugoj polovici 17. stoljeća tijekom kojega je broj Sunčevih pjega bio izuzetno malen. Zbio se istovremeno s razdobljem hladnih godina, nazvanog Malo ledeno doba. Promjene koje se opažaju na Suncu i zovu Sunčevom aktivnošću odvijaju se periodično u ciklusima prosječne duljine 11 godina. Ciklusi variraju u duljini, između 8 i 15 godina. Te promjene obuhvaćaju: količinu izračene energije (Sunčeva konstanta) brojnost i raspored Sunčevih pjega brojnost Sunčevih baklji oblik i veličinu korone
Vremenski period najveće aktivnosti naziva se Sunčev maksimum. Može trajati nekoliko godina, ovisno o aktivnosti pjega i baklji. Postoje i dulja periodička razdoblja Sunčeve aktivnosti. U povijesti je poznat Maunderov minimum (Edward Walter Maunder), razdoblje u drugoj polovici 17. stoljeća tijekom kojega je broj Sunčevih pjega bio izuzetno malen. Zbio se istovremeno s razdobljem hladnih godina, nazvanog Malo ledeno doba. Nije sasvim jasno jesu li klimatske promjene bile uzrokovane ekstremno niskom Sunčevom aktivnošću.
Sastav Sunca mini|desno|300 px|Prikaz strukture Sunca: 1. Sunčeva jezgra 2. Zona radijacije 3. Zona konvekcije 4. Fotosfera 5. Kromosfera 6. Korona 7. Sunčeve pjege 8. Granule 9. Prominencije
mini|desno|300 px|Prikaz unutrašnjosti Sunca (lijevo) i crvenog diva (desno), gdje se vidi zona konvekcije. Na vanjskoj površini zvijezda se vide granule.
mini|300px|Prominencija u Sunčevoj kromosferi. Snimka u ekstremnom ultraljubičastom zračenju, lažno obojana žuto-narančasto.
mini|300px|Sunčeva baklja u Sunčevoj kromosferi. Snimka u H-alfa području, lažno obojana u narančasto.
mini|300 px|Spikule, vidljive kao tamne cijevi. Snimio Švedski solarni teleskop 16. lipnja 2003 u H-alfa području. Lažno obojano narančasto.
mini|300 px|desno|Lukovi koronalnog izbacivanja mase se dižu iznad aktivnih područja na Suncu. Snimka sonde STEREO B u ekstremnom ultraljubičastom zračenju, lažno obojana u narančasto.
mini|desno|300 px|Pomrčina Sunca 11. kolovoza 1999.
Sunce se u dubinu dijeli na veći broj slojeva prema uvjetima koji u njima vladaju. Granice među njima nisu jasno ocrtane i postoje prijelazna područja. Sunce nema čvrstu površinu pa se kao granicu na kojoj počinje atmosfera uzima najviši sloj koji je još uvijek optički neproziran. Također, Sunce se ne možemo točno ograničiti jer njegov gušći dio prelazi u rjeđu atmosferu, a iza nje se daleko prostire područje u kojem djeluje Sunčev vjetar.
Jezgra
Do četvrtine polumjera Sunca prostire se jezgra, područje visoke temperature, oko 15,6 milijuna K i tlaka 1016 Pa. U takvim uvjetima odvija se nuklearna fuzija vodika u helij. Spajanjem 4 protona (jezgre atoma vodika) nastaje jedna jezgra atoma helija (2 protona i 2 neutrona), pri čemu se oslobađaju subatomske čestice (neutrino) i energija u obliku gama zračenja.
Oko 3,6 ∙ 1038 protona (jezgre vodika) se svake sekunde pretvara u jezgre helija, oslobađajući masu i energiju (ekvivalencija mase i energije) od 4 300 000 000 kg u sekundi ili 3,8 ∙ 1026 W.
Izračunata gustoća snage fuzije u Sunčevoj jezgri iznosi 276.5 W/m3, što je blisko gustoći snage središta komposta ili reptilskog metabolizma. Ipak, Sunce je toliko veliko i sporo provodi toplinu da ona uspijeva ostati dovoljno nagomilana i održavati visoku temperaturu potrebnu za nastavak nuklearne fuzije. Sunčeva jezgra stvara gotovu svu toplinu koja se stvori nuklearnom fuzijom, ostalih 1 % se stvori izvan jezgre. Energija koja se stvori u jezgri (osim neutrina) mora putovati veliki broj puta kroz razne slojeve, dok ne dođe do fotosfere i izađe u svemir kao Sunčeva svjetlost ili kinetička energija čestica.
Na udaljenosti 19 % od Sunčevog polumjera, temperatura padne na 10 000 000 K, a gustoća snage je 6,9 W/m3. U tim uvjetima se oslobađa 91 % Sunčeve energije. Na udaljenosti 30 % Sunčevog polumjera, nuklearna fuzija gotovo stane.
Kroz većinu Sunčevog života, energija koja se dobiva nuklearnom fuzijom, ide kroz seriju koraka koje nazivamo niz proton-proton (p-p niz), a to je postupak kojim se vodik pretvara u helij. Manje od 2 % helija se stvara u Suncu s nizom ugljik-dušik-kisik (CNO niz). Dokaz odvijanja nuklearnih procesa dalo je proučavanje neutrina kao sporednih proizvoda termonuklearnih reakcija, koji gotovo brzinom svjetlosti pristižu do Zemlje izravno iz Sunčeva središta.
Zona zračenja Iznad jezgre se nalazi zona zračenja, otprilike od 25 % do 70 % Sunčevog polumjera od centra. U toj zoni nije dovoljna temperatura da se stvori nuklearna fuzija, pa se toplina prenosi zračenjem prema vanjskim slojevima. U toj zoni nema konvekcije ili miješanja plazme, a temperature se kreću od 7 000 000 do 2 000 000 K na vanjskom dijelu. Energija se prenosi zračenjem iona vodika i helija, koji emitiraju fotone koji vrlo brzo prijeđu tu udaljenost do vanjskog dijela zone zračenja, gdje fotone preuzmu drugi ioni u zoni konvekcije. Gustoća se mijenja od 20 g/cm3 do samo 0,2 g/cm3 na vrhu tog sloja.
Zona konvekcije Iznad zone zračenja se nalazi zona konvekcije, od oko 70 % Sunčevog polumjera do fotosfere, što je otprilike 200 000 km. U tom sloju plazma nije dovoljno topla i gusta za prijenos energije zračenjem. Zato se pojavljuju toplinski stupovi, koji prenose vruću plazmu od zone zračenja do fotosfere: kad se plazma ohladi, spušta se natrag i tako stvara zatvoreni krug. Temperatura padne s 2 000 000 K na 5 778 K, a gustoća je oko 0,2 g/cm3. Toplinski stupovi se na površini Sunca vide kao granule i supergranule. Turbulentno kretanje plazme kroz zonu konvekcije stvara na površini svakog toplinskog stupa magnetsko polje, koje se zatvara iznad površine Sunca.