Положення Сонця в нашій Галактиці
Сонце розташоване в площині Галактики і віддалене від її центру на 8 кпк та від площини Галактики приблизно на 25 пк. В області Галактики, де розташоване наше Сонце, зоряна щільність становить 0,12 зірок на ПК3. Сонце (і Сонячна система) рухається зі швидкістю 20 км / с у напрямку до кордону сузір'їв Ліри і Геркулеса. Це пояснюється місцевим рухом всередині найближчих зірок. Ця точка називається апексом руху Сонця, Точка на небесній сфері, протилежна апекса, називається антіапекс. У цій точці перетинаються напрямки власних швидкостей найближчих до Сонця зірок. Рухи найближчих до Сонця зірок відбуваються з невеликою швидкістю, це не заважає їм брати участь в обігу навколо галактичного центру. Сонячна система бере участь в обертанні навколо центру Галактики зі швидкістю близько 220 км / с. Цей рух відбувається в напрямку сузір'я Лебедя. Період обертання Сонця навколо галактичного центру близько 220 млн. років.
Внутрішня будова Сонця
Сонце - розпечений газова куля, температура в центрі якого дуже висока, настільки, що там можуть відбуватися ядерні реакції. У центрі Сонця температура сягає 15 мільйонів градусів, а тиск в 200 мільярдів разів вище, ніж біля поверхні Землі.
Сонце - сферично симетричне тіло, що знаходиться в рівновазі. Щільність і тиск швидко наростають усередину; зростання тиску пояснюється вагою всіх верхніх шарів. У кожній внутрішній точці Сонця виконується умова гідростатичної рівноваги. Тиск на будь-якій відстані від центру врівноважується гравітаційним притяганням.
Радіус Сонця приблизно дорівнює 696 000 км. У центральній області з радіусом приблизно в третину сонячного ядра відбуваються ядерні реакції. Потім через зону променевого переносу енергія випромінюванням переноситься з внутрішніх областей Сонця до поверхні. І фотони, і нейтрино народжуються в зоні ядерних реакцій в центрі Сонця. Але якщо нейтрино дуже слабо взаємодіють з речовиною і миттєво вільно залишають Сонце, то фотони багаторазово поглинаються і розсіюються до тих пір, поки не досягнуть зовнішніх, більш прозорих шарів атмосфери Сонця, яку називають фотосферою.
Поки температура висока - більше 2 мільйонів градусів, - енергія переноситься променистої теплопровідністю, тобто фотонами. Зона непрозорості, обумовлена розсіюванням фотонів на електронах, простягається приблизно до відстані 2/3R радіуса Сонця. При зниженні температури непрозорість сильно зростає, і дифузія фотонів триває близько мільйона років. Приблизно з відстані 2/3R знаходиться конвективна зона. У цих шарах непрозорість речовини стає настільки великою, що виникають великомасштабні конвективні руху. Тут починається конвекція, тобто перемішування гарячих і холодних шарів речовини. Час підйому конвективної осередку порівняно невелика - кілька десятків років. У сонячній атмосфері поширюються акустичні хвилі, подібні звуковим хвилям в повітрі.
У верхніх шарах сонячної атмосфери хвилі, що виникли в конвективній зоні й у фотосфері, передають сонячному речовині частину механічної енергії конвективних рухів і виробляють нагрівання газів наступних шарів атмосфери - хромосфери й корони. У результаті верхні шари фотосфери з температурою близько 4500 K виявляються найбільш «холодними» на Сонці. Як углиб, так і вгору від них температура газів швидко росте. Будь-яка сонячна атмосфера постійно коливається. У ній поширюються як вертикальні, так і горизонтальні хвилі з довжинами в кілька тисяч кілометрів. Коливання носять резонансний характер і відбуваються з періодом близько 5 хвилин.
Внутрішні частині Сонця обертаються швидше; особливо швидко обертається ядро. Саме особливості такого обертання можуть приводити до виникнення магнітного поля Сонця.
