Структура Внутрішня будова Сонця Сонячне ядро

Центральна частина Сонця радіусом приблизно 150–175 тис. км (тобто 20-25% від радіуса Сонця), в якій відбуваються термоядерні реакції, називається сонячним ядром.Густина речовини в ядрі становить приблизно 150 000 кг/м³ (що в 150 разів більше густини води і в ~6,6 разів перевищує густину найщільнішого металу на Землі —осмію), а температура в центрі ядра — більше 14 млн К. В ядрі відбуваються термоядерні реакції, в результаті яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію-4. Внаслідок цього щосекунди на випромінювання перетворюється 4,26 млн тонн речовини, однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця — 2×10²⁷ тонн. Потужність, що виділяється у різних зонах ядра, залежить від їх відстані до центру Сонця. У самому центрі відповідно до теоретичних оцінок вона сягає 276,5 Вт/м³, що на порядок менше питомого тепловиділення сплячої людини^[7]. Питоме ж тепловиділення Сонця у цілому ще на два порядки менше. Завдяки настільки невеликому питомому енерговиділенню, запасів «палива» (водню) для підтримки термоядерної реакції вистачає на кілька мільярдів років.

Ядро — єдине місце на Сонці, в якому виділяється енергія, інша частина зірки нагріта цією енергією. Вся енергія ядра послідовно проходить крізь шари, аж дофотосфери, з якої випромінюється у вигляді сонячного світла.

Аналіз даних, здійснений місією SOHO, довів, що в ядрі швидкість обертання Сонця навколо своєї осі значно вища, ніж на поверхні.

Зона променистого переносу

Над ядром, на відстані приблизно від 0,2-0,25 до 0,7 радіуса Сонця, розташована зона променистого переносу. У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів. Напрямок кожного конкретного фотона, випроміненого шаром плазми, ніяк не залежить від того, які фотони плазмою поглиналися, тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні, так і повернутися назад, до центру. Через це проміжок часу, за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони, може вимірюватися мільйонами років. В середньому цей термін становить 170 тис. років.

Зміна температури у цій зоні становить від 2 млн К на поверхні до 7 млн ​​К у глибині^[8]. Густина речовини змінюється від 0,2 г/см³ (на поверхні) до 20 г/см³ (у глибині). У цій зоні відсутні макроскопічні конвекційні рухи, що свідчить про те, що адіабатичний градієнт температури в ній більший, ніж градієнт променевої рівноваги^{[Джерело?]}. Для порівняння, у червоних карликів зона конвекції охоплює майже всю зорю.

Конвективна зона Сонця

Ближче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання. 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 променистого переносу і піднімається вгору, обидва процеси йдуть зі значною швидкістю. Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією, а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км, де вона відбувається — конвективною зоною. Із наближенням до поверхні температура спадає в середньому до 5800 К, а густина газу стає у 1000 разів меншою густини приземного повітря^[9].

За сучасними даними, роль конвективної зони у фізиці сонячних процесів надзвичайно велика, оскільки саме в ній відбувається різноманітний рух сонячної речовини.Терміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і 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 комірок Бенара. Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо, і відповідно породжують магнітне поле, що має складну структуру.