Щоб всесторонньо досліджувати явища, що відбуваються на Сонці, проводяться систематичні нагляди Сонця на численних обсерваторіях. Вивчення дії Сонця на Землю вимагає об'єднання зусиль вчених багатьох країн.

Висновок

Резюмуємо вищесказане.

Сонце є типовою зіркою, однієї з 100 000 000 000 зірок в нашій Галактиці. Спектральний клас Сонця G2V, на діаграмі Герцшпрунга-Рессела воно знаходиться ближче до холодного кінця головної послідовності, і відноситься до класу жовтих карликів.

Сонце – центральне світило нашої планетної системи, і фізичні процеси, що протікають в ньому, в значній мірі визначають також фізику планет, принаймні, найближчих до Сонця. Середня відстань від Землі до Сонця – 150 мільйонів кілометрів – світло проходить його за 8 хвилин.

Маючи діаметр майже 1 392 000 км ( приблизно в 109 разів більше діаметра Землі) і маса 1.9891х1030кг (це складає 98% маси сонячної системи), Сонце є могутнім джерелом енергії - джерелом всього життя на Землі.

В даний час приблизно половина водню в ядрі вже вицвіла в термоядерних реакціях. Сонце в цілому на 92,1% складається з водню, 7,8% складає гелій і 0,01% доводиться на вуглець, залізо і інші елементи. Кожну секунду 700 млрд. тонн водню згоряє на Сонці. Не дивлячись на таку величезну швидкість втрат, енергії Сонця вистачить ще на 5 млрд. років такого життя (приблизно стільки ж років Сонцю від народження). Закінчить своє життя Сонце білим карликом.

Середня густина киплячої плазмової кулі, якою є Сонце, разу в 4 менше густини Землі. Фотону потрібен мільйон років, щоб добратися від ядра Сонця до його поверхні. Спочатку енергія передається випромінюванням – приблизно 70% шляху. Потім починає працювати конвекція - процес, що нагадує кипіння. За конвективною зоною слідує шар атмосфери Сонця, званий фотосферою – це поверхня Сонця, яку ми бачимо. Товщина фотосфери дуже маленька - ~350 км - це близько 1/200 радіусу Сонця. Розташовані над фотосферою хромосфера і корона практично вільно пропускають безперервне випромінювання фотосфери. В першому наближенні можна вважати, що фотосфера випускає безперервне теплове випромінювання як абсолютно чорне тіло з температурою 6000К. Практично вся енергія випромінювання Сонця укладена у випромінюванні фотосфери, що доводиться на інтервал довжин хвиль від 1500 А до 0,5см. У видимій області спектру випромінювання Сонця майже не залежить від сонячної активності – наявність на фотосфері плям і т.д. Кількість енергії, приношуваної сонячним промінням за 1 мін на майданчик в 1 см2, розташований зовні земної атмосфери на середній відстані від Землі до Сонця, називають сонячною постійною, її значення рівне 1,4х103 вт/м2. Звідси можна порахувати, що світимість Сонця рівна 3,86х1026 Ватів. Зірки типу Сонця – стаціонарні зірки з термоядерним джерелом енергії – не міняють своєї світимості протягом багатьох мільйонів років. Все ж таки слід помітити, що зміни сонячної постійної можуть складати частки відсотка залежно від сонячної активності.

До винаходу радіо і запуску космічних телескопів, які дозволили спостерігачам освоїти всю шкалу електромагнітних хвиль, від найжорсткішого гамма випромінювання, рентгена і ультрафіолета до метрових радіохвиль, єдиним свідоцтвом змінності сонячної активності була зміна кількості плям на фотосфері – воно міняється з періодом в 11 років.

В даний час Сонце знаходиться на списі активності.

Насправді повний магнітний цикл Сонця складає 22 роки – за цей час відбувається повна переполюсовка магнітного поля Сонця, і плями, які є місцями виходу магнітного поля з-під фотосфери, повертаються на свої місця.