Розділ 1

Основні фізичні характеристики. Сонце відноситься до класу невеликих зірок. Виникло воно близько 5 млрд. років тому і в даний час має масу ~ 2*10³⁰кг, радіус ~ 700тис.км, середню щільність речовини 1,41 г/см³, прискорення сили тяжіння на поверхні – 274м/с². Видимий біло-жовтий диск Сонця – це його фотосфера, що представляє гарячу плазмову атмосферу зірки з температурою поверхні 6000К . В Сонці зосереджено близько 99% всієї маси Сонячної системи.

Розділ 2

Будова Сонця. Сонце — величезна розжарена плазмова куля, що має складну будову своїх зовнішніх і внутрішніх шарів. У результаті фізичних процесів, що протікають в надрах Сонця, безперервно виділяється енергія, яка передається зовнішнім шарам і розподіляється на все більшу площу. Сонце умовно розділяють на такі області з різним фізичним станом речовини та розподілом енергії: ядро, зона радіації, конвективна зона та фотосфера.

Розділ 3

Реєстрація сонячних нейтрино. Сонячний нейтрино є видом випромінювання, який приходить до земного спостерігача з найглибших надр Сонця і несе в собі інформацію про процеси, що там відбуваються. Нейтрино — «невловима» частинка, яка бере безпосередню участь у термоядерних реакціях.

Розділ 4

Прояви сонячної активності та їхній вплив на Землю

Сонячна активність визначається кількістю плям та їхньою загальною площею. Дослідження показали, що температура всередині плями досить висока і сягає 4500 K, але пляма здається темною на фоні більш гарячої фотосфери з температурою 5780 K (рис. 3.1, 3.2). Виникає питання: що знижує температуру всередині плями? Плями на Сонці можуть існувати протягом кількох місяців, тому виникла гіпотеза, що якийсь процес гальмує конвекцію плазми в сонячній плямі та підтримує різницю температур. Зараз доведено, що таким «ізолятором» є сильне магнітне поле, яке взаємодіє з електрично зарядженими частинками плазми і гальмує конвекційні процеси всередині плями.