Słońce (łac. Sol, gr. Ἥλιος, trb. Hḗlios; symbol: ) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której orbituje Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała Układu Słonecznego. Słońce składa się z gorącej plazmy utrzymywanej przez grawitację i kształtowanej przez pole magnetyczne. Jest prawie idealnie kuliste. Ma średnicę około 1 392 684 km, około 109 razy większą niż Ziemia, a jego masa (1,989 ×1030 kg, około 333 tysiące razy większa niż masa Ziemi (M⊕)) stanowi około 99,86% całkowitej masy Układu Słonecznego. Około trzy czwarte masy Słońca stanowi wodór, resztę głównie hel. Pozostałe 1,69% (co odpowiada około 5600 M🜨) tworzą cięższe pierwiastki, w tym m.in. tlen, węgiel, neon i żelazo. Słońce uformowało się około 4,567 mld lat temu na skutek zapadania grawitacyjnego obszaru w dużym obłoku molekularnym. Większość materii zgromadziła się w centrum, a reszta utworzyła orbitujący wokół niego spłaszczony dysk, z którego ukształtowała się pozostała część Układu Słonecznego. Centralna część stawała się coraz gęstsza i gorętsza, aż w jej wnętrzu rozpoczęła się synteza termojądrowa. Naukowcy sądzą, że niemal wszystkie gwiazdy powstają na skutek tego procesu. Słońce jest typu widmowego G2 V, czyli należy do tzw. żółtych karłów ciągu głównego. Widziane z Ziemi ma barwę białą. Oznaczenie typu widmowego „G2” wiąże się z jego temperaturą efektywną równą 5778 K (5505 °C). Oznaczenie klasy widmowej „V” wskazuje, że Słońce należy do ciągu głównego gwiazd i generuje energię w wyniku fuzji jądrowej, łącząc jądra wodoru w hel. W ciągu sekundy Słońce przetwarza w jądrze około 620 mln ton wodoru. Słońce długo było uznawane przez astronomów za małą i stosunkowo niewyróżniającą się gwiazdę. Jednak w 2006 roku oceniano, że jest jaśniejsze niż około 85% gwiazd w Drodze Mlecznej, z których większość jest czerwonymi karłami. Badania z 2010 roku pozwalają skorygować tę wartość na 95%. Absolutna wielkość gwiazdowa Słońca wynosi 4,83m, jednak jako gwiazda położona najbliżej Ziemi Słońce jest najjaśniejszym obiektem na niebie o obserwowanej wielkości gwiazdowej równej –26,74m. Jest przez to około 13 mld razy jaśniejsze niż następna co do jasności gwiazda, Syriusz, o jasności wizualnej –1,46m. Gorąca korona słoneczna stale rozprasza się w przestrzeni, tworząc wiatr słoneczny, strumień naładowanych cząstek, który rozciąga się do heliopauzy położonej około 100 jednostek astronomicznych od gwiazdy. Heliosfera, bańka w ośrodku międzygwiazdowym utworzona przez wiatr słoneczny, jest największą ciągłą strukturą w Układzie Słonecznym. Słońce obecnie przemieszcza się przez Lokalny Obłok Międzygwiazdowy (w pobliżu Obłoku G) w obrębie Bąbla Lokalnego, w wewnętrznej części Ramienia Oriona w Drodze Mlecznej. Z 50 najbliższych znanych systemów gwiezdnych w promieniu 17 lat świetlnych od Ziemi Słońce zajmuje czwartą pozycję pod względem masy. Gwiazdą znajdującą się najbliżej Słońca jest czerwony karzeł Proxima Centauri, odległy o 4,2 roku świetlnego. Słońce krąży wokół centrum Drogi Mlecznej w odległości około 8 kpc (26 000 lat świetlnych), zgodnie z kierunkiem ruchu wskazówek zegara (patrząc od strony galaktycznego bieguna północnego), z okresem obiegu około 225–250 mln lat. Jako że Droga Mleczna porusza się względem promieniowania tła (CMB) w kierunku konstelacji Hydry z prędkością 550 km/s, wypadkowa prędkość Słońca względem CMB to około 370 km/s w kierunku gwiazdozbioru Pucharu lub Lwa. Odległość Ziemi od Słońca zmienia się podczas ruchu orbitalnego Ziemi, która osiąga peryhelium w styczniu i aphelium w lipcu. Jej średnia długość to około 150 mln km (1 jednostka astronomiczna, AU ). Tę średnią odległość światło pokonuje w ciągu około 8 minut i 19 sekund. Energia słoneczna jest niezbędna dla większości form życia na Ziemi, poprzez proces fotosyntezy zasilający najniższy poziom troficzny większości ekosystemów, a także napędza ziemską pogodę. Ogromny wpływ Słońca na Ziemię był dostrzegany już w czasach prehistorycznych, a Słońce w wielu kulturach traktowano jako bóstwo. Naukowe zrozumienie funkcjonowania Słońca rozwijało się powoli. Nawet w XIX wieku wybitni naukowcy mieli ograniczone pojęcie o tym, jak zbudowane jest Słońce i co jest źródłem jego energii. Chociaż wiedza na temat Słońca stale się rozwija, wciąż istnieją pewne problemy teoretyczne z wyjaśnieniem zjawisk dziejących się na Słońcu. == Nazwa == Nazwy Słońca w językach słowiańskich, w tym języku polskim, wywodzą się od prasłowiańskiego słowa *slnъce. Wyrazy pokrewne polskiemu „słońcu” to m.in. białoruskie сонца, czeskie slunce, rosyjskie солнце, słowackie slnko i ukraińskie сонце. Podobnie w językach germańskich nazwy wywodzą się od pragermańskiego słowa *sunnōn. Przykładami są angielskie sun, niemieckie Sonne i niderlandzkie zon. W mitologii germańskiej bogini Sól/Sunna uosabia Słońce; uczeni na podstawie podobieństwa nazw w różnych językach indoeuropejskich postulują, że bogini ta może wywodzić się od starszego bóstwa praindoeuropejskiego. Podobieństwo wykazują wcześniej wymienione nazwy Słońca w językach słowiańskich i germańskich, a także litewskie saulė i sanskryckie सूर्य (sūrya). Nazwa „niedziela” w wielu językach wywodzi się od Słońca: angielskie Sunday i niemieckie Sonntag pochodzą od łacińskiego dies Solis, które to określenie jest z kolei tłumaczeniem greckiego ἡμέρα ἡλίου (hēméra hēlíou). Astronomiczny symbol Słońca to okrąg z punktem w środku: (Unicode: 2609). Łacińska nazwa Słońca, Sol, jest używana w planetologii dla określenia dnia słonecznego na planetach innych niż Ziemia, np. na Marsie. == Charakterystyka == Słońce to pojedyncza gwiazda typu widmowego G, zawierająca około 99,86% łącznej masy Układu Słonecznego. Jest prawie idealną kulą, ze spłaszczeniem szacowanym na około 9/1000000, co oznacza, że jego promień biegunowy różni się od równikowego tylko o 10 km. Siła odśrodkowa na powierzchni na równiku Słońca, wywoływana przez ruch obrotowy, jest 18 mln razy słabsza od siły grawitacji. Wpływ oddziaływań pływowych planet jest jeszcze słabszy i nie wpływa zauważalnie na kształt Słońca. Ponieważ Słońce składa się z plazmy, która nie jest ciałem stałym, jego różne części mogą obracać się z różnymi prędkościami; zachowanie to jest znane jako rotacja różnicowa. Zagadnienie transportu momentu pędu w Słońcu, który powoduje tę rotację, jest złożone – głównym czynnikiem odpowiedzialnym za jego rozprowadzanie w warstwie konwektywnej są naprężenia Reynoldsa, które odpowiadają za przepływ w kierunku południkowym, ale występuje tu więcej czynników, m.in. pole magnetyczne i przepływ baroklinowy. Okres rzeczywistego obrotu jest równy około 25,6 dni na równiku i 33,5 dni na biegunach. Jednakże ze względu na ruch orbitalny Ziemi w kierunku zgodnym z obrotem gwiazdy obserwuje się rotację materii na równiku Słońca z okresem 28 dni. Słońce jest przedstawicielem I populacji gwiazd, bogatych w pierwiastki cięższe od helu (w astronomii określane ogólnie jako metale). Proces zapaści obłoku molekularnego, który doprowadził do powstania Słońca, mógł zostać wywołany przez falę uderzeniową pobliskiej eksplozji supernowej. Wskazuje na to duża zawartość metali ciężkich, między innymi złota i uranu, w Układzie Słonecznym w stosunku do zawartości tych pierwiastków w gwiazdach II populacji (ubogich w metale; zob. hasło częstość występowania pierwiastków we Wszechświecie). Najprawdopodobniej te pierwiastki powstawały w endotermicznych reakcjach jądrowych zachodzących podczas wybuchu supernowej lub w procesach przemiany jądrowej przez wychwyt neutronów w masywnych gwiazdach drugiej populacji. Słońce nie ma określonej powierzchni (jaką mają np. planety grupy ziemskiej); w jego zewnętrznych warstwach gęstość gazów spada wykładniczo wraz ze wzrostem odległości od jego centrum. Niemniej jednak ma dobrze określoną strukturę wewnętrzną, opisaną poniżej. Promień Słońca jest mierzony od środka do krawędzi fotosfery. Fotosfera jest ostatnią widoczną warstwą Słońca, jako że wyższe warstwy są zbyt chłodne albo zbyt rozrzedzone, aby emitować wystarczającą ilość światła, by być widoczne gołym okiem w obecności jaskrawego światła pochodzącego z fotosfery. Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, gdy fotosfera jest zasłonięta przez Księżyc, można łatwo dostrzec koronę słoneczną. Wnętrze Słońca nie jest bezpośrednio obserwowalne, a samo Słońce jest nieprzezroczyste dla promieniowania elektromagnetycznego. Jednak – podobnie jak sejsmologia wykorzystuje fale generowane przez trzęsienia ziemi, aby badać wewnętrzną strukturę Ziemi – heliosejsmologia korzysta z fal ciśnienia (infradźwięków) przechodzących przez wnętrze Słońca do badań i wizualizacji wewnętrznej struktury gwiazdy. Również modelowanie komputerowe wykorzystuje się jako narzędzie do testowania zgodności modeli teoretycznych jego głębszych warstw z obserwacjami. === Jądro === Uważa się, że jądro Słońca rozciąga się od centrum gwiazdy do około 20–25% promienia słonecznego. Ma ono gęstość do około 150 g/cm³ (około 150 razy większą niż gęstość wody) i temperaturę około 15 mln K. Składa się z plazmy, której głównymi składnikami są elektrony, protony i jądra atomów helu. W tych warunkach elektrony nie są zdegenerowane, a ciśnienie promieniowania niewielkie, plazma zachowuje się jak gaz doskonały. Najnowsze analizy danych uzyskanych przez SOHO wskazują, że jądro obraca się szybciej niż zewnętrzna część strefy promienistej. Przez większość życia Słońca energia jest wytwarzana w procesach syntezy jądrowej w cyklu protonowym; proces ten przekształca wodór w hel. Tylko 0,8% energii wytwarzanej w Słońcu pochodzi z cyklu CNO. Jądro to jedyny obszar Słońca, który wytwarza znaczne ilości energii cieplnej poprzez syntezę jądrową; 99% energii jest generowane w obrębie 24% promienia Słońca, a w odległości od centrum równej 30% promienia synteza nie zachodzi już niemal wcale. Reszta gwiazdy jest ogrzewana przez ciepło przenoszone z jądra na zewnątrz. Słońce emituje energię o mocy 384,6 jottawatów (3,846 ×1026 W), co odpowiada 9,192 ×1010 megaton trotylu