Zobrazenie zdroja stránky Slnko

{{Najlepší článok}}
{{Substovaný infobox}}
{| class="infobox" cellspacing="3" style="width: 22em; text-align: left; font-size: 90%; line-height: 1.5em;"
|-
! colspan="2" style="text-align :center; font-size: 125%; font-weight: bold; background-color: #FFFFC0" | Slnko [[Image:Sun symbol.svg|25px]]
|-
| colspan="2" align="center" | [[File:The Sun in white light.jpg|250px]]
|-
! bgcolor="#ffffc0" colspan="2" align="center" | '''Pozorovacie údaje'''
|-
! align="left" | Stredná vzdialenosť od <br />Zeme
| {{km|149600000|m|w}}
|-
! align="left" | [[Zdanlivá jasnosť]] (V)
| −26,8<sup>m</sup>
|-
! align="left" | [[Absolútna jasnosť]]
| 4,8<sup>m</sup>
|-
! bgcolor="#ffffc0" colspan="2" align="center" | '''Obehové vlastnosti'''
|-
! align="left" | Stredná vzdialenosť od stredu [[Galaxia (Mliečna cesta)|Galaxie]] 
| ~2,5×10<sup>17</sup> km <br />(26 000 [[svetelný rok|ly]])
|-
! align="left" | [[Galaxia|Galaktická]] perióda
| ~2,26×10<sup>8</sup> [[Juliánsky rok|a]]
|-
! align="left" | Rýchlosť
| ~{{km|217|m}}/[[sekunda|s]]
|-
! bgcolor="#ffffc0" colspan="2" align="center" | '''Fyzikálne vlastnosti'''
|-
! align="left" | Priemer
| [[1 E9 m|1 392 000]] km<br />(109 [[zem]]ských priemerov)
|-
! align="left" | Sploštenie
| ~9×10<sup>−6</sup>
|-
! align="left" | Povrch
| [[1 E18 m²|6,09]] × 10<sup>12</sup> [[štvorcový kilometer|km²]]<br />(11 900 zemských povrchov)
|-
! align="left" | Objem
| [[1 E27 m³|1,41]] × 10<sup>18</sup> [[kubický kilometer|km³]]<br />(1 300 000 zemských objemov)
|-
! align="left" | Hmotnosť
| [[1 E30 kg|1,9891]] × 10<sup>30</sup> [[kilogram|kg]]<br />
(332 950 zemských hmotností)
|-
! align="left" | Hustota
| 1,408 g/cm³
|-
! align="left" | [[gravitácia|Gravitačné]] zrýchlenie na povrchu 
| {{m|273.95|m}}/s<sup>2</sup><br />
(27,9 [[gravitačné zrýchlenie|g]])
|-
! align="left" | Úniková rýchlosť
| {{km|617.54|m}}/s
|-
! align="left" | Povrchová teplota
| 5 780 [[Kelvin|K]]
|-
! align="left" | Teplota [[koróna (astronómia)|koróny]]
| 5 [[Mega|M]][[Kelvin|K]]
|-
! align="left" | [[Jas]] (L<sub>S</sub>)
| 3,827×10<sup>26</sup> [[joule|J]] s<sup>−1</sup>
|-
|'''Spektrálny typ'''
|G2V
|-
! bgcolor="#ffffc0" colspan="2" align="center" | '''[[Rotácia|Rotačné]] vlastnosti'''
|-
! align="left" | [[Sklon]] k [[ekliptika|ekliptike]]
| 7,25[[stupeň|º]] 
|-
! align="left" | [[Rektascenzia]]<br /> severného pólu <ref>{{Citácia elektronického dokumentu | priezvisko = | meno = | autor = | odkaz na autora = | titul = Report of the IAU/IAG working group on cartographic coordinates and rotational elements of the planets and satellites: 2000 | url = http://www.hnsky.org/iau-iag.htm | url archívu = https://web.archive.org/web/20180930043625/http://www.hnsky.org/iau-iag.htm | vydavateľ = hnsky.org | dátum vydania = | dátum aktualizácie = | dátum prístupu = | dátum archivácie = 2018-09-30 | miesto = | jazyk = }}</ref>
| 286,13º (19 h 4 min 31,2 s)
|-
! align="left" | [[Deklinácia]]<br /> severného pólu
| 63,87º
|-
! align="left" | Rotačná perióda
|  
|-
| align="right" | Na rovníku:
| 27 [[deň|d]] 6 [[hodina|h]] 36 [[minúta|min]]
|-
| align="right" | Na 30° zemepisnej šírky:
| 28 d 4 h 48 min
|-
| align="right" | Na 60° zemepisnej šírky:
| 30 d 19 h 12 min
|-
| align="right" | Na 75° zemepisnej šírky:
| 31 d 19 h 12 min
|-
| Rotačná rýchlosť
| {{km|7008.17|m}}/h (na rovníku)
|-
! bgcolor="#ffffc0" colspan="2" align="center" | '''Zloženie [[Fotosféra|fotosféry]]'''
|-
! align="left" | [[Vodík]]
| 73,46 %
|-
! align="left" | [[Hélium]]
| 24,85 %
|-
! align="left" | [[Kyslík]]
| 0,77 %
|-
! align="left" | [[Uhlík]]
| 0,29 %
|-
! align="left" | [[Železo]]
| 0,16 %
|-
! align="left" | [[Neón]]
| 0,12 %
|-
! align="left" | [[Dusík]]
| 0,09 %
|-
! align="left" | [[Kremík]]
| 0,07 %
|-
! align="left" | [[Horčík]]
| 0,05 %
|-
! align="left" | [[Síra]]
| 0,04 %
|-
|}

'''Slnko''' je centrálna [[hviezda]] [[slnečná sústava|slnečnej sústavy]] a jediná hviezda tejto [[planetárna sústava|planetárnej sústavy]]. Je to naša najbližšia hviezda a zároveň najjasnejšia hviezda na oblohe. [[gravitácia|Gravitačné]] pôsobenie Slnka udržiava na [[obežná dráha|obežných dráhach]] okolo Slnka všetky objekty slnečnej sústavy vrátane planéty [[Zem]]. Jeho [[energia]] je nevyhnutná pre život na Zemi. [[Astronomický symbol]] pre Slnko je kruh s bodom vnútri (☉).

Slnko je tvorené [[plazma (fyzika)|plazmou]], v ktorej sú zastúpené [[jadro atómu|jadrá]] všetkých [[chemický prvok|chemických prvkov]] známych aj na Zemi, no s výraznou prevahou [[vodík]]a a [[hélium|hélia]]. [[Hmotnosť Slnka]] (2×10<sup>30</sup> kg) predstavuje 99,87 % hmotnosti celej slnečnej sústavy. Slnko má približne 109-krát väčší priemer ako planéta Zem. Teplota na jeho povrchu dosahuje približne 5 500 °C a ostatné časti telesa a [[atmosféra Slnka|atmosféry Slnka]] sú ešte teplejšie. Slnko patrí medzi hviezdy [[hlavná postupnosť|hlavnej postupnosti]], čo znamená, že v jeho [[jadro Slnka|jadre]] prebieha premena vodíka na hélium a že vďaka tomu zostáva dlhodobo stabilné. Jeho [[spektrálny typ]] je G2, čiže ide o [[žltá|žltú]] hviezdu. 

Na všetky telesá Slnečnej sústavy dopadá [[elektromagnetické žiarenie]] zo Slnka, ktoré dosahuje celkový žiarivý výkon 3,826.10<sup>26</sup> [[Watt (jednotka)|W]]. Všetky ostatné telesá v slnečnej sústave sú viditeľné len vďaka tomu, že odrážajú slnečné [[svetlo]], alebo žiaria preto, lebo boli k žiareniu vybudené slnečnou energiou (napr. [[kométa|kométy]] alebo [[polárna žiara]]). Väčšina telies vrátane všetkých planét obieha Slnko v smere jeho [[rotácia|rotácie]]. Tento smer sa nazýva aj priamy (prográdny) smer a je dedičstvom po rotácii pôvodnej pracho-plynovej hmloviny, z ktorej všetky telesá slnečnej sústavy [[vznik a vývoj slnečnej sústavy|vznikli]]. 

Slovom slnko s malým ''s'' sa v niektorých prípadoch označuje aj [[hviezda]] alebo primárne hviezdne teleso, okolo ktorého obiehajú objekty.

Deň Slnka sa oslavuje [[15. apríl]]a.

== Význam ==
Slnko je naša najbližšia hviezda. Svetlo z neho letí na Zem približne 8 minút a 19 sekúnd, pričom z našej druhej najbližšej hviezdy, [[Proxima Centauri]], letí svetlo na Zem 4,2 roka. Intenzita svetla dopadajúceho zo Slnka je preto s intenzitou svetla, ktoré na Zem dopadá zo vzdialených hviezd, neporovnateľná. Vzdialenosť Zeme od Slnka sa mení v rozpätí od {{km|147097000|m}} ([[perihélium]]) do {{km|152099000|m}} ([[afélium]]). Tieto zmeny však nespôsobujú veľké kolísanie [[teplota|teploty]] na Zemi a nie sú ani príčinou striedania [[ročné obdobie|ročných období]]. [[Slnečná energia]] je základom takmer všetkých procesov prebiehajúcich na povrchoch jeho planét a teda aj na Zemi. Žiarenie, ktoré je najintenzívnejšie v oblasti okolo zemského [[rovník]]a, zahrieva [[vzduch]] viac v rovníkových vrstvách ako vo vyšších [[zemepisná šírka|zemepisných šírkach]]. Zahriaty vzduch sa z dôvodu svojej nižšej hustoty dvíha a prúdi do miest vzdialenejších od rovníka, kde sa ochladzuje a klesá. Táto cirkulácia umožňuje vznik globálnych tepelných režimov. Podobný proces prebieha aj v [[oceán]]och, kde dochádza k výraznejšiemu zahrievaniu rovníkových vôd, ktoré sa potom pohybujú smerom k pólom.<ref>{{Cite book  
| title = Zem 
| author = James F. Luhr a kol. 
| publisher = Ikar 
| place = Bratislava 
| year = 2004 
| isbn = 80-551-0796-3
| pages = strana: 48  
}}</ref> Od slnečnej energie teda nevyhnutne závisia [[podnebie (klíma)|podnebie]], [[počasie]] a [[teplota]] na Zemi. [[slapová sila|Slapové sily]] Slnka spôsobujú slnečný [[príliv]] a [[odliv]]. Slnko priamo neovplyvňuje napríklad [[sopečná aktivita|sopečnú]] a [[tektonika|tektonickú aktivitu]] a mesačný príliv a odliv. Slnečná energia sa využíva aj v [[energetika|energetike]] a to buď priamo (cez [[solárny panel|solárne panely]]), alebo jej dôsledky (veterná energia, vodná energia, energia zo spaľovania produktov organizmov, ktoré ju zachytili fotosyntézou). 

[[Zemská atmosféra]] neprepúšťa celé [[spektrum]] slnečného žiarenia, iba všetky [[vlnová dĺžka|vlnové dĺžky]] viditeľného svetla, časť [[ultrafialové žiarenie|ultrafialového žiarenia]], časť [[infračervené žiarenie|infračerveného]] a časť [[rádiové žiarenie|rádiového žiarenia]]. Okrem najzákladnejších fyzikálnych a chemických procesov (napr. udržanie vody na Zemi v [[kvapalina|kvapalnom]] [[skupenstvo|skupenstve]]) je slnečná energia nevyhnutná pre [[zrak]]ovú orientáciu živočíchov a [[fotosyntéza|fotosyntézu]] [[rastliny|rastlín]], [[riasy|rias]] a [[fotoautotrofia|fotoautotrofných]] mikróbov. Od produktov fotosyntézy sú priamo či nepriamo závislé takmer všetky ostatné [[živý organizmus|živé organizmy]] na Zemi. Ultrafialové žiarenie navyše podmieňuje tvorbu [[vitamín D|vitamínu D]] v koži človeka, väčšinou však má nepriaznivé [[mutácia|mutagénne]] účinky. Od zdanlivého pohybu Slnka sa odvodzuje tiež pravý [[slnečný čas]], ktorého upravená hodnota – stredný slnečný čas – je základom merania času v bežnom ľudskom živote. Doba obehu Zeme okolo Slnka, jeden [[rok]], je základom [[kalendár]]a.

== Vývoj predstáv o Slnku ==
[[File:Ilion---metopa.jpg|left|thumb|Reliéf z chrámu v Aténach: [[Hélios]], boh a zosobnenie Slnka, na svojom slnečnom voze]]
[[File:Sun clock Šentrupert.jpg|left|thumb|[[Slnečné hodiny]]]]
Slnko bolo v [[starovek]]u v mnohých kultúrach uctievané ako [[božstvo]]. V [[staroveké Grécko|starovekom Grécku]] bol bohom Slnka ''[[Helios]]''. Tento boh cestoval každý deň po oblohe v zlatom voze. V [[Staroveký Rím|starovekom Ríme]] to bol ''[[Sol]]'' a v [[staroveký Egypt|starovekom Egypte]] sa boh Slnka nazýval aj [[Ré]], Ra alebo Amon. V [[Astrológia|astrológii]] je okrem iného symbolom vitality. Vo viacerých kultúrach bolo Slnko symbolom života a znovuzrodenia. 

[[Anaxagoras z Klazomen|Anaxagoras]] sa v roku 434 pred Kr. domnieval, že Slnko je kopa horiaceho kamenia, o málo väčšia než [[Grécko]]. [[Anaximandros]] si predstavoval vznik Slnka takto: látka plodiaca od večnosti teplo a chlad sa pri vzniku tohto sveta oddelila. Z nej okolo vzduchu, ktorý obklopuje Zem, vyrástla akási ohnivá guľa ako kôra okolo stromu. Keď sa potom táto guľa roztrhla a rozdelila do rozličných kruhovitých pásov, vznikli Slnko, Mesiac a hviezdy. ''Slnko je kruh dvadsaťosemkrát väčší než Zem, podobný vozovému kolesu; má dutý veniec bahrov plný ohňa, a na jednom mieste cez ústie ukazuje oheň akoby cez otvor mechu. (z [[Aetios z Antiochie|Aetia]])''

Podľa predstáv mnohých civilizácií Slnko obiehalo okolo Zeme a nie Zem okolo Slnka. [[Aristoteles]] vo svojom modeli vesmíru umiestnil Slnko medzi obežnú dráhu [[Mesiac]]a a [[Merkúr]]a. Táto predstava sa udržiavala ešte veľmi dlho. Napriek tomu, že [[Aristarchos zo Samu]] zastával názor, že Zem obieha okolo Slnka, jeho [[heliocentrizmus|heliocentrické]] predstavy sa neujali. Názor, že Zem je stredom vesmíru, pretrvával až do roku [[1507]], keď [[Mikuláš Kopernik]] predložil svoje prvé tézy o heliocentrizme. Vo výskume Slnka výrazne pomohol aj objav [[ďalekohľad]]u. [[Galileo Galilei]] pomocou neho pozoroval [[slnečná škvrna|slnečné škvrny]]. Toto zistenie pobúrilo [[katolícka cirkev|katolícku cirkev]], pretože až dovtedy sa tradovalo, že Slnko sa skladá z „dokonalého, čistého [[éter (fyzika)|éteru]]“ a teda nemôže obsahovať tmavé miesta. V nasledujúcich dvoch rokoch sa však vyskytli minimálne štyri ďalšie pozorovania slnečných škvŕn.

V [[17. storočie|17. storočí]] jezuita [[Christoph Scheiner]] zistil, že Slnko rotuje okolo svojej osi podobne ako Zem. Tento objav urobil na základe pozorovania slnečných škvŕn. Ďalší pokrok v približovaní sa ku skutočnej podstate Slnka spravili [[Keplerove zákony]] a [[Isaac Newton|Newtonov]] [[gravitačný zákon]]. Vďaka nim sa zistilo, že Slnko je veľmi hmotné a všetky telesá Slnečnej sústavy obiehajú okolo neho. Veľkosť a vzdialenosť Zeme od Slnka boli po prvýkrát pomerne presne určené v roku [[1672]] [[Giovanni Domenico Cassini|Giovannim Cassinim]] a [[John Flamsteed|Johnom Flamsteedom]]. 

V roku [[1814]] nemecký astronóm [[Joseph von Fraunhofer]] použil [[spektroskop]] pre analýzu slnečného svetla a zistil, že [[spektrum]] Slnka je prerušované tmavými absorpčnými čiarami. Tieto čiary boli pomenované [[Fraunhoferove čiary]] a zohrali veľkú úlohu pri poznávaní chemického zloženia Slnka. 

Druhá polovica [[19. storočie|19. storočia]] bola venovaná intenzívnemu štúdiu Slnka a hviezd, pretože už bolo známe, že Slnko je tiež hviezda, a poznávanie Slnka nám umožňuje poznať aj ostatné hviezdy, a naopak, výskum hviezd pomôže prehĺbiť poznatky o Slnku. Príčina jeho žiarenia však ostávala dlho nejasná. Jedna [[hypotéza]] vyslovená škótskym inžinierom [[John James Waterston|Johnom Waterstonom]], hovorila, že vyžiarená energia pochádza z [[gravitačná kontrakcia|gravitačnej kontrakcie]] Slnka. Druhá hypotéza, ktorú predložil J. Mayer, hovorila, že teplota Slnka je udržiavaná dopadmi [[meteorit]]ov na jeho povrch. Ďalším významným krokom v spoznávaní Slnka bol objav [[spektroskopia|spektroskopie]]. Vďaka nej bolo možné spoznať chemické zloženie Slnka. Ako ďalší možný zdroj energie Slnka sa začala pokladať [[jadrová reakcia]]. Formy jadrovej reakcie však mohli byť rôzne (fúzia, jadrový rozpad). Až v roku [[1938]] navrhol nemecký fyzik [[Hans Bethe]] jadrovú fúziu ako zdroj energie Slnka. Táto teória bola definitívne potvrdená až v roku [[2002]].

== Fyzikálne vlastnosti ==

Slnko je jednoznačne najväčšie [[nebeské teleso]] Slnečnej sústavy. Má približne 109-krát väčší priemer ako Zem a 1 300 000-násobne väčší objem. Je to obrovská rotujúca [[plazma (fyzika)|plazmová]] guľa s priemernou hustotou len o málo väčšou ako hustota vody.<ref name="aldebaran">{{Cite web
 | author =  
 | title = Aldebaran.cz - Slunce
 | url = http://www.aldebaran.cz/astrofyzika/sunsystem/slunce.html 
 | accessdate = 2008-6-28
 | publisher = Aldebaran.cz
}}</ref> Smerom k jeho stredu hustota aj teplota narastá. Je to tiež pomerne obyčajná hviezda [[Galaxia (Mliečna cesta)|Galaxie]] patriaca k jej [[disková populácia|diskovej populácii]]. Jeho [[hmotnosť]] a svietivosť je však väčšia ako priemer hviezd nachádzajúcich sa v Mliečnej ceste, ktorý sa odhaduje na asi polovicu hmotnosti Slnka. Priemerne hmotnostné a svietivé hviezdy v Galaxii sú [[červený trpaslík|červené trpaslíky]]. V porovnaní s nimi je teda hmotnosť a svietivosť Slnka nadpriemerná, v porovnaní s hviezdami viditeľnými na oblohe voľným okom je však podpriemerná. Voľným okom totiž vidíme väčšinou len tie najväčšie a najžiarivejšie hviezdy (červené trpaslíky voľným okom nie sú pozorovateľné) v našom hviezdnom okolí. Zvláštnosťou Slnka je tiež to, že je to osamotená hviezda (netvorí [[dvojhviezda|dvojhviezdny]] alebo viacnásobný systém) a tiež nie je členom žiadnej [[hviezdokopa|hviezdokopy]]. Nachádza sa síce vo vnútri [[pohybová hviezdokopa|pohybovej hviezdokopy]] [[Collinder 285]], ale nezdieľa pohyb jej členov a teda k nej nepatrí (členovia pohybovej hviezdokopy musia zdieľať podobný smer a rýchlosť pohybu). 


=== Farba Slnka ===
Slnko je hviezda [[Hlavná postupnosť|hlavnej postupnosti]], [[Hviezdna klasifikácia|spektrálnej triedy]] G2. Hviezdy rovnakého spektrálneho typu ako Slnko pozorujeme na oblohe ako žlté. Hoci Slnko vyžaruje žiarenie v celom [[elektromagnetické spektrum|elektromagnetickom spektre]], najintenzívnejšie vyžarovanie má na [[Vlnová dĺžka|vlnovej dĺžke]] 501 nm. Tejto hodnote je blízke aj maximum citlivosti ľudského [[Oko|oka]] pri jasnom osvetlení (555 nm). Nakoľko však slnečné spektrum obsahuje všetky farby, pri pohľade z vesmíru alebo vyšších vrstiev atmosféry Zeme vyzerá byť biele. Ak jeho svetlo prechádza cez prekážky ([[oblak]]y) alebo cez hrubšiu vrstvu [[Atmosféra Zeme|atmosféry]] (pri východe a západe), jeho farba je skreslená na žltú, oranžovú až červenú.<ref name="yellow sun paradox">{{Cite journal
 |last=Wilk
 |first=S. R.
 |date=2009
 |title=The Yellow Sun Paradox
 |url=http://www.osa-opn.org/Content/ViewFile.aspx?id=11147
 |journal=[[Optics & Photonics News]]
 |pages=12 – 13
 |ref=harv
 }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170706233250/http://www.osa-opn.org/Content/ViewFile.aspx?id=11147 |date=2017-07-06 }}</ref> Hlavná postupnosť, označovaná aj ako ''V'', znamená, že Slnko je v stabilnom štádiu vývoja a v svojom jadre premieňa ľahký vodík ([[prócium]]) na [[hélium]]. Hviezdy hlavnej postupnosti typu G sa niekedy zvyknú označovať aj ako [[trpaslík (hviezda)|trpaslíky]] na odlíšenie od žltých [[obor (hviezda)|obrov]] a [[nadobor|nadobrov]], čo sú rovnako sfarbené hviezdy, ktoré už v jadrách nespaľujú vodík.

=== Tvar Slnka ===
Slnko je takmer dokonalá [[guľa]]<ref name="slunce">{{Cite book
| author = Josip Klezcek
| title = Velká encyklopedie vesmíru
| Publisher = Academia, Praha
| year = 2002
| pages = strany: 455
| isbn = 80-200-0906-X 
}}</ref> so [[sploštenie|sploštením]] približne 11 milióntin, čo znamená, že polárny priemer sa líši od rovníkového iba o {{km|10|m}}. To je čiastočne preto, že [[Odstredivá sila|odstredivý]] efekt slnečnej rotácie je 18 miliónkrát slabší ako príťažlivosť na povrchu (na rovníku).

Podobne ako Zem, aj Slnko má vlastnú [[sústava súradníc|súradnicovú sieť]], ktorá slúži napríklad na určovanie polohy slnečných škvŕn. Táto sústava sa nazýva [[heliografická sústava súradníc]] a určuje sa na nej heliografická dĺžka a heliografická šírka. Heliografická šírka sa meria od slnečného rovníka, vzťažnou [[kružnica|kružnicou]] pre heliografickú dĺžku je tzv. [[Carringtonov poludník]].

=== Zloženie Slnka ===
Zloženie Slnka nie je presne známe. Sonda [[Genesis (sonda)|Genesis]], ktorá mala odobrať vzorky [[slnečný vietor|hmoty unikajúcej zo Slnka]], zlyhala v roku [[2004]], keď sa jej neotvoril padák pri vstupe do [[zemská atmosféra|zemskej atmosféry]]. Množstvo informácií o chemickom zložení Slnka máme zo slnečného spektra. Všeobecne sa však udáva, že 92,1 % Slnka tvorí [[vodík]] a 7,8 % [[hélium]] (tieto percentá udávajú počet [[atóm]]ov, z hľadiska hmotnosti tvorí vodík 75 % a hélium 25 %). Samotný prvok hélium bol vďaka spektroskopii prvýkrát objavený práve na Slnku (z čoho pochádza aj jeho názov), až potom bol nájdený aj na Zemi. V jadre je zastúpenie hélia väčšie ako vo vonkajších vrstvách, pretože od jeho vzniku tu neustále prebieha premena vodíka na hélium. V jadre tvorí vodík už iba 34 % a hélium 64 %. Rozborom slnečného spektra sa tiež zistilo, že väčšinou v stopových množstvách Slnko obsahuje všetky chemické prvky známe aj na Zemi. Atómy Slnka prakticky nevytvárajú [[molekula|molekuly]] a pod vplyvom vysokej teploty sú spravidla silne [[ionizácia|ionizované]].

== Stavba Slnka ==
[[Súbor:Vrstvy Slnka.png|right|thumb|Vnútorná stavba Slnka]]
Slnečné teleso a jeho [[atmosféra (kozmického telesa)|atmosféra]] – heliosféra – sa delia na niekoľko vrstiev. Vrstvy Slnka od stredu na povrch sú nasledovné:

=== Jadro ===
{{hlavný článok|Jadro Slnka}}
Za jadro Slnka sa považuje oblasť, ktorá siaha do vzdialenosti 175 000 kilometrov od stredu. Má teplotu 14 000 000 [[Kelvin|K]], tlak v strede 1,50×10<sup>11</sup> atmosfér. V jadre je sústredených až 49,9% celkovej slnečnej hmotnosti. Pri takejto teplote sú už atómy rozložené na jadrá a samostatne sa pohybujúce [[elektrón]]y. Pod vplyvom obrovskej teploty a tlaku tu prebieha [[termonukleárna reakcia]] (nukleárna fúzia), premieňajúca ľahký vodík ([[prócium]]) na hélium. Slnečný typ reakcie má tri fázy a označuje sa ako [[protón-protónový cyklus]]. Každú sekundu sa premení okolo 8,9×10<sup>37</sup> [[protón]]ov (jadier vodíka) na jadrá hélia (inými slovami: 700 miliónov ton vodíka fúzuje na 695 miliónov ton hélia). Zo štyroch jadier atómov prócia vzniká jedno jadro hélia. Každú sekundu v jadre prebehne rádovo 10<sup>38</sup> reakcií. Drvivá väčšina uvoľnenej energie má formu [[gama žiarenie|gama žiarenia]] a postupuje do radiačnej zóny. [[Fyzik|Fyzici]] sú schopní spustiť neriadenú termonukleárnu reakciu vo [[vodíková bomba|vodíkovej bombe]].

=== Radiačná zóna  ===
{{hlavný článok|Oblasť žiarivej rovnováhy}}
Je to priestor medzi jadrom Slnka a styčnou vrstvou. Má teplotu 2 000 000 K až 7 000 000 K. Je tvorená slnečnou plazmou s hustotou je 20 g/cm<sup>3</sup> v spodných vrstvách a asi 0,2 g/cm<sup>3</sup> na hornej hranici. Teplota tejto vrstvy už nedostačuje na prebiehanie termojadrových reakcií. Všetka energia vznikajúca v jadre sa cez túto oblasť prenáša [[vyžarovanie|žiarením]]. Vzhľadom na veľkú hustotu prostredia a neustále pohlcovanie fotónov žiarenie postupuje smerom k povrchu len veľmi pomaly. Zároveň vzrastá jeho [[vlnová dĺžka]], čím klesá jeho energia. [[Energia]], ktorú tieto fotóny klesaním vlnovej dĺžky strácajú, sa mení na tepelnú energiu častíc vrstvy žiarivej rovnováhy.

=== Tachoklína ===
[[Tachoklína]] je medzivrstva. Táto pomerne tenká vrstva bola objavená meraniami družice [[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]]. Predpokladá sa, že tu sa generuje [[magnetické pole]] Slnka. Dochádza tu tiež k zmene rýchlosti prúdov plazmy a zmene rotačnej rýchlosti.

=== Konvektívna zóna ===
{{hlavný článok|Konvektívna zóna}}
[[Konvektívna zóna]] je najvrchnejšia časť vnútra Slnka a začína asi {{km|200|m}} pod viditeľným povrchom Slnka. Tak ďaleko od jadra sa už prenos tepla žiarením stáva málo účinným, pretože niektoré [[ión (častica)|ióny]] sú vďaka nízkej teplote schopné fotóny pohltiť a neemitovať ich ďalej. Zahriata hmota spôsobuje v slnečnej plazme [[turbulencia|turbulencie]] a ďalší prenos energie sa preto deje prúdením – [[prúdenie tepla|konvekciou]]. Pri konvekcii sa prenášaný plyn rýchlo ochladzuje a rozpína. Vrcholky výstupných prúdov z konvektívnej zóny možno pozorovať vo fotosfére ako [[granulácia|granuly]] a [[granulácia#supergranulácia|supergranuly]]. Táto časť Slnka má teplotu 2 000 000 až 6 000 K.
[[Súbor:Sun projection with spotting-scope large.jpg|left|thumb|[[Fotosféra]] so skupinou [[slnečná škvrna|slnečných škvŕn]]]]

=== Fotosféra ===
{{hlavný článok|Fotosféra}}
Fotosféra je viditeľný povrch Slnka a najchladnejšia časť Slnka. Pochádza z nej všetko viditeľné žiarenie Slnka, ktoré v spodnejších vrstvách narážalo na prekážky. Občas sa označuje aj ako najspodnejšia časť atmosféry Slnka. Má hustotu 10<sup>23</sup> častíc/m<sup>3</sup> a teplota je asi 5 700 K. Jej hrúbka je asi 200 až {{km|300|m}}. Celú fotosféru pokrývajú [[Slnečná granulácia|slnečné granuly]] – stúpajúce a klesajúce plazmové útvary s veľkosťou asi {{km|1000|m}}. Ich predĺžením vznikajú [[Spikula (Slnko)|spikuly]], niekoľko tisíc kilometrov vysoké plazmové útvary zasahujúce až do chromosféry. Ďalšie vertikálne pohyby vo fotosfére sa nazývajú supergranulácie, obrie cely a slnečné oscilácie. Slnečné oscilácie vznikajú vďaka zvukovým vlnám v konvektívnej vrstve Slnka. Ich skúmaním sa zaoberá [[helioseizmológia]]. Príležitostne sa v niektorých miestach fotosféry zjavujú tmavé miesta – [[slnečná škvrna|slnečné škvrny]] – alebo naopak jasné [[fakulové pole|fakulové polia]].

=== Chromosféra ===
{{hlavný článok|Chromosféra}}
Chromosféra je vrstva silno ionizovanej plazmy hrubá asi {{km|15000|m}}, táto hodnota je však veľmi premenlivá. Je to spodná časť slnečnej atmosféry. Počas [[zatmenie Slnka|zatmenia Slnka]] ju je vidno ako červenkastý svetelný úkaz tesne pri okraji mesačného disku. Červenkastá farba je spôsobená tým, že maximum jej žiarenia sa nachádza vo vodíkovej čiare [[H-alfa]], čomu zodpovedá vlnová dĺžka 656,7 nanometrov. Má hustotu plynu 10<sup>−15</sup> g/cm<sup>3</sup>. Teplota so stúpajúcou výškou vzrastá a jej priemer je 20 000 K. V chromosfére pozorujeme úkazy zvané [[flokula|flokuly]], [[fibrila|fibrily]], [[protuberancia|protuberancie]] a erupcie. Z fotosféry sem zasahujú spikuly, vrcholky konvektívnych prúdov (granúl).

=== Prechodová oblasť ===
{{hlavný článok|Prechodová oblasť}}
Prechodová oblasť (v niektorých zdrojoch sa neuvádza) je tenká a nepravidelná vrstva slnečnej atmosféry, ktorá oddeľuje horúcu korónu od chladnejšej fotosféry. Teplota sa tu náhle mení z 20 000 K (na hranici s chromosférou) na 1 milión K (na hranici s korónou). Táto vrstva sa skúma hlavne v [[ultrafialové žiarenie|ultrafialovej časti spektra]]. Z pozorovaní vyplýva, že prechodová vrstva je skôr obálkou okolo nehomogenít, ako napr. spikuly, ako súvislou vrstvou. Jej priemerná výška nad pokojnými oblasťami Slnka je okolo {{km|1700|m}}  ± {{km|800|m}}.<ref>{{Cite book
| author = 
| year = 1983
| title = Ilustrovaný slovník termínov slnečnej a slnečno-zemskej fyziky
| publisher = Slovenské ústredie amatérskej astronómie Hurbanovo
| isbn = 
| pages = strany: 198 – 199}}</ref>

=== Koróna ===
[[Súbor:Detached sola prominence.jpg|right|thumb|[[Protuberancia]] na okraji slnečného disku]]
{{hlavný článok|Koróna (astronómia)}}
Koróna je hrubá od {{km|15000|m}} až 1 alebo 2 milióny km. Je to najvrchnejšia a najteplejšia vrstva slnečnej atmosféry. Možno ju pozorovať počas úplných zatmení Slnka alebo pomocou [[koronograf]]u. Jej teplota dosahuje 1 000 000 K, čiže je asi stokrát teplejšia než fotosféra. Príčina vysokej teploty koróny dodnes nie je uspokojivo vysvetlená.

Je extrémne riedka, jej hustota dosahuje len 10<sup>11</sup> častíc/m<sup>3</sup>. Aj v koróne sa vyskytujú erupcie a protuberancie. Rozpínaním koróny do okolitého priestoru vzniká [[slnečný vietor]]. Prúdenie tepla nastáva smerom z koróny do nižších oblastí Slnka. Toto tepelné rozhranie, kde sa teplota náhle mení z asi milióna kelvinov v spodnej koróne na asi 20 000 Kelvinov vo vrchnej chromosfére, je práve prechodová oblasť. Tvar koróny je premenlivý. 

Hmota koróny neustále uniká do okolitého priestoru rýchlosťou asi milión ton každú sekundu. Toto množstvo sa zvyšuje až na miliardy ton pri slnečných [[erupcia|erupciách]]. Náhle úniky hmoty sa nazývajú [[výron koronálnej hmoty|výrony koronálnej hmoty]] alebo ejekcia koronálnej hmoty (po anglicky coronal mass ejection, skratka CME). V užšom zmysle siaha koróna do vzdialenosti niekoľkých slnečných polomerov, v širšom zmysle za vrchnú časť koróny možno považovať celú oblasť, kam siaha slnečný vietor, až po [[heliopauza|heliopauzu]].

== Slnečná energia ==
Termojadrové reakcie v strede Slnka produkujú energiu 4,26 milióna ton hmoty (podľa <math>E = m c^2</math>) alebo energiu výbuchu okolo 9,1×10<sup>16</sup> ton [[Trinitrotoluén|TNT]] za sekundu. Táto termojadrová energia je zdrojom všetkej energie Slnka.
[[Súbor:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|left|thumb|Fotografia slnečnej [[chromosféra|chromosféry]] vytvorená sondou [[Hinode]] (Solar-B) [[12. január]]a [[2007]]]] 
Energia vzniká vo forme fotónov gama žiarenia a [[neutríno|neutrín]]. Na povrch Slnka, do fotosféry, sa energia dostáva prostredníctvom [[konvekcia|konvekcie]], [[Absorpcia (žiarenie)|absorpcie]] a [[emisia|emisie]] a opúšťa ho v podobe [[elektromagnetické žiarenie|elektromagnetickej radiácie]] a [[Neutríno|neutrín]] (a v malej miere tiež ako [[kinetická energia|kinetická]] a [[termálna energia]] slnečného vetra a ako energia magnetických polí). Všetko elektromagnetické, čiže aj viditeľné svetlo, opúšťa Slnko cez fotosféru. Každú sekundu vyžiari Slnko toľko energie, že by to stačilo pokryť potreby celého sveta na viac než 1 000 rokov. 

Tlak žiarenia, ktoré sa dostáva na povrch Slnka, je obrovský, a vyrovnáva pôsobenie gravitačnej sily, ktorou sú všetky časti Slnka priťahované k jeho stredu. Vďaka tomu sa Slnko pod vplyvom svojej obrovskej gravitácie nezmenšuje, ani sa nerozpína pod vplyvom tlaku žiarenia. Hovoríme, že Slnko je v [[hydrostatická rovnováha|hydrostatickej rovnováhe]].

Slnečné neutrína možno detegovať pomocou [[neutrínový detektor|neutrínových detektorov]]. Sledovanie slnečných neutrín nám môže poskytnúť informácie o jadre Slnka v takmer reálnom čase na rozdiel od fotónov, ktorým cesta do fotosféry trvá státisíce až milióny rokov. Neutrína totiž s hmotou reagujú len veľmi slabo a vysoká hustota vnútra Slnka ich teda nezdržuje v ceste do kozmu. Súčasný počet pozorovaných slnečných neutrín je však asi trikrát menší ako počet neutrín predpovedaných teóriou. Tento rozdiel medzi predpokladaným a skutočným počtom neutrín sa dlho nepodarilo uspokojivo vysvetliť. Meranie neutrínového detektora ''[[Subdury Neutrino Observatory]]'' však potvrdilo predpokladanú teóriu, že neutrína majú nenulovú hmotnosť a že počas svojej cesty zvnútra Slnka k Zemi neutrína oscilujú medzi elektrónovým neutrínom, miónovým neutrínom a tauónovým neutrínom. Detektory používajúce [[chlór]] alebo [[gálium]] však mohli zachytiť len elektrónové neutrína, čiže len tretinu celkového počtu slnečných neutrín.<ref>{{Cite book
| author = Josip Klezcek
| title = Velká encyklopedie vesmíru
| publisher = Academia, Praha
| year = 2002
| pages = strany: 461
| isbn = 80-200-0906-X 
}}</ref>.

Od svojho vzniku už Slnko spotrebovalo polovicu svojich zásob vodíka. Ďalších približne 5 miliárd rokov bude ešte v Slnku prebiehať termonukleárna reakcia, až kým sa neminú zásoby vodíka v jadre. Vtedy sa na krátky čas poruší hydrostatická rovnováha. V konečnom dôsledku narušenia rovnováhy sa vonkajšie vrstvy Slnka nafúknu do rozmerov tzv. [[červený obor|červeného obra]], čím pravdepodobne pohltia niektoré [[vnútorná planéta|vnútorné planéty]] našej sústavy.

== Magnetické pole Slnka ==
[[File:172197main NASA Flare Gband lg-withouttext.jpg|right|thumb|Slnečné škvrny sú najviditeľnejším prejavom [[slnečná aktivita|slnečnej aktivity]]. Vznikajú v miestach, kde [[magnetické pole]] zabraňuje prúdeniu tepla z vnútorných častí Slnka, a preto sa toto miesto ochladí a v porovnaní s okolitým prostredím stmavne.]]
Slnko má silné [[magnetické pole]]. Celkové magnetické pole Slnka má hodnotu približne 10<sup>−4</sup> [[tesla (jednotka)|tesla]], lokálne polia slnečných škvŕn dosahujú až 10<sup>−1</sup> T<ref name="cyklus">{{Cite book
| author = Josip Klezcek
| title = Velká encyklopedie vesmíru
| publisher = Academia, Praha
| year = 2002
| pages = strany: 456
| isbn = 80-200-0906-X 
}}</ref>. Väčšina útvarov na jeho povrchu, ako aj slnečná aktivita, úzko súvisia s magnetickým poľom. Slnko je magneticky [[premenná hviezda]]. Polarita jeho poľa a orientácia jeho siločiar sa mení spolu s 11-ročným [[slnečný cyklus|slnečným cyklom]]. V maxime slnečného cyklu je magnetické pole Slnka veľmi zložité, v minime je najviac zastúpený dvojpólový moment.

Celkové magnetické pole vzniklo v pôvodnom magnetizme plynno-prachovej slnečnej hmloviny, z ktorej sa sformovalo Slnko a ostatné objekty Slnečnej sústavy. Toto pole sa podľa posledných meraní vyskytuje všade na Slnku. Ďalšia zložka celkového magnetického poľa sú tzv. lokálne magnetické polia. Sú veľmi premenlivé a najsilnejšie sa nachádzajú v miestach tzv. ''[[aktívna oblasť|aktívnych oblastí]]''. Vznik tohoto magnetického poľa, ako aj vznik a vývoj fotosférických, chromosférických a koronálnych objektov, nevieme zatiaľ celkom vysvetliť.

== Fyzikálne pohyby Slnka ==
=== Rotácia ===
Ako všetky hviezdy, aj Slnko rotuje. Plazma, z ktorej je Slnko zložené, umožňuje, aby sa toto teleso neotáčalo okolo osi rovnakou rýchlosťou v celom svojom objeme. Na [[rovník]]u rotuje rýchlejšie ako vo vyšších [[heliografická šírka|heliografických šírkach]]. Takáto nerovnomerná rotácia sa nazýva [[diferenciálna rotácia]] a okrem hviezd je typická aj pre [[Joviálna planéta|plynné planéty]]. Kvôli tomuto rozdielu je magnetické pole Slnka deformované a tvarom pripomína silotrubicu. Táto deformácia magnetického poľa tiež spôsobuje [[slnečná erupcia|erupcie]] a spúšťa vytváranie [[slnečná škvrna|slnečných škvŕn]] a [[protuberancia|protuberancií]]. 

Slnko rotuje okolo svojej osi v porovnaní s inými hviezdami hlavnej postupnosti pomaly. Na [[rovník]]u sa otočí raz za 25,38 dňa, na póloch raz za 36 dní. Vnútro Slnka sa otáča ako tuhé teleso jednotnou rýchlosťou jedna otáčka za 27 dní. Toto je synodická doba rotácie, čiže rotácia, ktorá berie do úvahy aj [[pohyby Zeme|pohyb Zeme okolo Slnka]].

=== Obeh Slnka ===
Slnko sa voči Zemi a ostatným telesám Slnečnej sústavy takmer nepohybuje. Napriek tomu ako každá hviezda vykonáva v priestore [[vlastný pohyb|pohyb]]. Hlavným pohybom je obeh okolo [[jadro Galaxie|jadra Galaxie]]. Slnko obehne stred Galaxie vo vzdialenosti od 25 000 do 28 000 [[svetelný rok|svetelných rokov]] za [[1 E15 s|226 MY]] (226 miliónov rokov). Slnko neobieha stred Galaxie po kruhovej alebo eliptickej dráhe, ale vykonáva zvláštny pohyb po tzv. galaktických [[epicyklus|epicykloch]]. Galaktický epicyklus je [[elipsa]], ktorej stred obieha okolo stredu Galaxie po [[kružnica|kružnici]]. Jeden obeh Slnka okolo stredu Galaxie sa nazýva [[galaktický rok]]. Slnko má zhruba 15 až 20 galaktických rokov, čiže od svojho vzniku absolvovalo už 15 až 20 obehov.

== Slnečná aktivita ==
{{hlavný článok|Slnečná aktivita}}
Slnečná aktivita je komplex dynamických javov, ktoré sa v obmedzenom čase a priestore vyskytujú na slnečnom povrchu alebo tesne pod ním. Následkom týchto procesov je zmena magnetického poľa a zmena množstva vyvrhovaných častíc do okolitého priestoru. Elektricky nabité a neutrálne častice opúšťajúce korónu a s nimi súvisiace žiarenie a elektromagnetické polia sa nazývajú [[slnečný vietor]]. Častice slnečného vetra sa pohybujú po zakrivených špirálovitých dráhach. Je to preto, lebo sledujú siločiary slnečného magnetického poľa, ktoré v dôsledku svojej rotácie deformuje magnetické pole do tvaru tzv. [[Archimedova špirála|Archimedových špirál]]. Tie planéty slnečnej sústavy, ktoré majú magnetické pole, väčšinu častíc slnečného vetra od seba odkláňajú. Množstvo slnečného vetra závisí nielen od slnečnej aktivity, ale aj od miesta na povrchu Slnka, skadiaľ ho opúšťa. Najväčšie množstvá slnečného vetra sa uvoľňujú cez tzv. [[koronálna diera|koronálne diery]]. Každú sekundu Slnko opustí asi 1 milión ton slnečnej plazmy. Od svojho vzniku až dodnes však takto Slnko stratilo len 0,1 % svojej hmoty.
[[Súbor:Solar-filament.gif|left|thumb|Vzplanutie v slnečnej fotosfére zaznamenané v oblasti extrémneho [[ultrafialové žiarenie|ultrafialového žiarenia]]]]
V perióde slnečného cyklu sa mení tiež celkové množstvo jeho žiarenia – celkové vyžarovanie, nazývané tiež nesprávne aj [[slnečná konštanta]]. Táto hodnota však nie je konštantná. Každý štvorcový meter slnečného povrchu vyžiari za sekundu do priestoru 62,86×10<sup>6</sup>, celý povrch Slnka 3,826×10<sup>26</sup> J<ref name="čerman91">{{Cite book
| author = Róbert Čeman
| title = VESMÍR 1 Slnečná sústava
| publisher = Mapa Slovakia Bratislava, Bratislava
| year = 2002
| pages = strany: 91
| isbn = 80-8067-072-2
}}</ref>. Na Zem z toho dopadá asi 2×10 <sup>17</sup> J, ale asi polovicu z tejto hodnoty odráža a rozptyľuje zemská atmosféra.

V blízkosti Zeme dosahuje slnečný vietor rýchlosť od 300 do {{km|800|m}}/h. Množstvo slnečného vetra sa zvýši aj vtedy, keď dôjde k [[výron koronálnej hmoty|výronu koronálnej hmoty]] v dôsledku slnečnej erupcie. Výron koronálnej hmoty má nepriaznivý vplyv na [[umelá družica|družice]] a [[astronaut]]ov na obežnej dráhe. Na Zemi spôsobuje [[geomagnetická búrka|geomagnetické búrky]], ktoré majú za následok poruchy navigácie, výpadky bezdrôtového spojenia, prípadne výpadky elektrického prúdu. Slnečná aktivita sa mení v závislosti od slnečného cyklu. Stredná dĺžka slnečného cyklu je 11 rokov. Tento cyklus má asymetrický tvar: nábeh cyklu do maxima trvá približne 4 roky, jeho pokles k minimu je pomalší – 7 rokov. Jeho najviditeľnejším prejavom sú slnečné škvrny. V čase slnečného minima sa na Slnku takmer nevyskytujú, v maxime je ich zase veľké množstvo. Maximá výskytu škvŕn nie sú rovnaké, pretože ich prekrýva druhý, 80-ročný slnečný cyklus. Ďalším prejavom slnečnej aktivity sú protuberancie. Protuberancie sú gigantické výrony plynu do slnečnej atmosféry, ktoré môžu nadobudnúť tvar slučiek.

== Obiehajúce telesá ==
{{hlavný článok|Slnečná sústava}}
Slnko je jednoznačne dominantné teleso Slnečnej sústavy. Má 745-krát väčšiu hmotnosť ako všetky jej planéty spolu s Plutom dokopy. Slnko obiehajú [[planéta|planéty]], [[asteroid]]y, [[meteoroid]]y, [[kométa|kométy]] a [[Hviezdny prach|prach]]. Nie všetky objekty prechádzajúce Slnečnou sústavou sú gravitačne zachytené na obežných dráhach okolo Slnka, ale tieto výnimky sú zriedkavé a ich hmotnosť je malá. Medzihviezdne častice prechádzajúce slnečnou sústavou majú priemernú rýchlosť {{km|26|m}}/s a ich rozmery len zriedka presiahnu jeden [[mikrometer]].<ref>{{cite journal
| title = Záchyt medzihviezdnych častíc v Slnečnej sústave
| journal = Kozmos
| volume = XXXIX
| issue = 5 
| year = 2008
| pages = strany: 24
| issn=}}</ref>

Obežné dráhy telies sú vo veľkej väčšine prípadov eliptické. Ich pohyb okolo Slnka popisujú [[Keplerove zákony]]. Na to, aby teleso opustilo obežnú dráhu okolo Slnka vo vzdialenosti 1 AU, musí vyvinúť minimálne [[3. kozmická rýchlosť|tretiu]] [[kozmická rýchlosť|kozmickú rýchlosť]].

== Vznik a vývoj ==
{{hlavný článok|Vznik a vývoj slnečnej sústavy}}
Slnko pravdepodobne vzniklo spolu s celou slnečnou sústavou zo [[slnečná hmlovina|slnečnej hmloviny]]. Pôvodná [[medzihviezdna hmota]] sa zhruba pred 7 miliardami rokov rozpadla na malé a relatívne husté útvary – [[globula|globuly]]. Materiál v strede globuly sa vďaka [[gravitačná kontrakcia|gravitačnej kontrakcii]] postupne zahusťoval. [[Odstredivá sila]] zrýchľujúcej sa rotácie [[hmlovina|hmloviny]] sploštila pôvodne guľatú globulu do [[protoplanetárny disk|protoplanetárneho disku]]. V jeho strede sa utvorila [[protohviezda]], v ktorej strede naďalej rástla [[hustota]] a [[tlak]], až kým sa nezapálili termojadrové reakcie a Slnko sa nedostalo do stabilného štádia hlavnej postupnosti.

Dĺžka života hviezdy typu G2 je približne 10 [[Miliarda|miliárd]] rokov (10 [[Giga-years|GY]]) a Slnko vzniklo asi pred 4,5 miliardami rokov. Čaká ho teda ešte približne ďalších 5 miliárd rokov stabilnej existencie. Potom sa zásoby vodíka v jeho jadre minú, termojadrové reakcie na chvíľu prestanú a tlak žiarenia prestane pôsobiť proti tlaku jeho vlastnej gravitácie. Jadro sa zmrští, jeho teplota a tlak sa zvýši a dôjde k syntéze hélia na ďalšie chemické prvky, napríklad [[uhlík]] a [[kyslík]]. To mu zabezpečí stabilitu na ďalších pár miliónov až miliárd rokov. Vonkajšie vrstvy sa však začnú rozpínať, rednúť a chladnúť. Slnko prejde do štádia [[červený obor|červeného obra]]. Jeho rozpínajúci sa povrch pohltí [[Merkúr]], [[Venuša|Venušu]] a možno aj [[Zem]].

Zásoby hélia v jadre však tiež nie sú večné. Po ich minutí opäť dôjde k zastaveniu jadrových reakcií a tentoraz už nebude mať čo zabrániť jadru Slnka v [[Gravitačný kolaps|gravitačnom kolapse]]. Jadro skolabuje, scvrkne sa a zmení sa na [[biely trpaslík|bieleho trpaslíka]] – malú hustú horúcu hviezdu svietiacu však iba z nažiarených zásob. Vonkajšie vrstvy Slnka sa oddelia a vytvoria pomaly sa zväčšujúcu [[planetárna hmlovina|planetárnu hmlovinu]]. Biely trpaslík napokon vychladne. Hmlovina sa rozptýli a môže slúžiť ako časť materiálu pre vznik novej hviezdy a [[planetárna sústava|planetárnej sústavy]].

Pozri aj: [[Vznik hviezdy]], [[vývoj hviezd]]

== Zdanlivý pohyb Slnka po oblohe ==
[[Súbor:Equinox-50.jpg|thumb|Zdanlivý denný pohyb Slnka po oblohe na 50. stupni severnej [[zemepisná šírka|zemepisnej šírky]], čo je blízke zemepisnej šírke Slovenska]]
Zem obieha okolo Slnka a zároveň rotuje okolo svojej osi. Vďaka rotácii Zeme smerom zo [[západ]]u na [[východ]] sa Slnko zdanlivo pohybuje opačným smerom – z východu na západ. [[Azimut]] jeho východu a západu sa mení v závislosti od ročného obdobia. V rámci [[zemepisná šírka|zemepisnej šírky]] ostáva rovnaký len uhol, pod ktorým vychádza a zapadá. Na 48° severnej zemepisnej šírky (južné časti Slovenska) Slnko vychádza aj zapadá pod uhlom 42°. Na [[rovník]]u Slnko vychádza a zapadá pod uhlom 90°. Na [[pól]]och je uhol jeho východu nulový – nad a pod obzor ho vynáša len zdanlivý pohyb Slnka po [[ekliptika|ekliptike]]. Uhol, pod ktorým Slnko vychádza, ovplyvňuje aj dĺžku [[súmrak]]u. Tá je najmenšia na rovníku a najväčšia na póloch.

Obeh Zeme okolo Slnka spôsobuje zdanlivý pohyb Slnka po ekliptike. Tento pohyb sa deje proti smeru zemskej rotácie. Preto je slnečný – [[synodický deň]] o štyri minúty dlhší ako hviezdny – [[siderický deň|siderický]]. Slnko postupne prechádza [[zvieratník]]ovými súhvezdiami a [[znamenie zvieratníka|znameniami zvieratníka]]. Dvakrát za rok prejde Slnko [[svetový rovník|svetovým rovníkom]] a to v čase [[rovnodennosť|rovnodennosti]]. Od svetového rovníka sa nikdy nevzdiali na väčšiu vzdialenosť ako 23,5° (sklon rotačnej osi Zeme). Tým sa mení maximálna výška Slnka nad južným bodom horizontu. Na 48. rovnobežke sa jeho výška mení od 18,5° ([[zimný slnovrat]]) do 65,5° ([[letný slnovrat]]). Od výšky Slnka nad obzorom závisí hrúbka atmosféry, cez ktorú jeho žiarenie prechádza. Čím hrubšiu vrstvu atmosféry musí slnečné žiarenie prekonať, tým viac sa ho pohltí a tým menej ho dopadne na povrch. Preto je v [[zima|zime]], keď je Slnko nízko, omnoho chladnejšie ako v [[leto|lete]], keď Slnko stojí vysoko. Na obeh Zeme okolo Slnka sa vzťahujú [[ekliptikálne súradnice]]. Nakoľko Zem  obieha Slnko nerovnomernou rýchlosťou, Slnko nekulminuje každý deň presne o dvanástej, resp. v letnom čase o jednej hodine. Tieto rozdiely medzi pravým slnečným časom a stredným slnečným časom vyrovnáva [[časová rovnica]]. Odfotografovaním každodennej polohy Slnka o tom istom čase dostaneme krivku s názvom [[analema]].

== Zatmenie Slnka ==
[[Súbor:Solar eclipse 1999 4.jpg|left|thumb|Úplné [[zatmenie Slnka]]. Na tejto fotografii je dobre viditeľná fotosféra, koróna aj protuberancie.]]
{{hlavný článok|Zatmenie Slnka}}
Zatmenie Slnka je jav, pri ktorom sa Slnko, [[Mesiac]] a Zem dostanú do jednej priamky. Stane sa to vtedy, keď je Mesiac v [[Nov (fáza Mesiaca)|nove]] a zároveň v blízkosti roviny ekliptiky. Na určitých miestach pri pohľade zo Zeme Mesiac dočasne zakryje Slnko. Zhodou okolností je pre pozemského pozorovateľa uhlová veľkosť Slnka približne rovnaká ako uhlová veľkosť Mesiaca, takže mesačný disk môže Slnko úplne zakryť. Vtedy hovoríme o [[úplné zatmenie Slnka|úplnom zatmení]]. Úplné zatmenie Slnka sa prejaví len na úzkom páse, ktorý sa nazýva [[pás totality]]. Mimo tohto pásu je oveľa širšia oblasť, z ktorej možno pozorovať čiastočné zatmenie. Pri čiastočnom zatmení Mesiac zakryje len časť slnečného disku a takýto pokles jasnosti väčšinou nie je voľným okom pozorovateľný. V miestach úplného zatmenia Slnka dôjde k ochladeniu, zotmeniu a najjasnejšie hviezdy sa stanú viditeľnými. V minulosti sa v niektorých kultúrach tomuto prírodnému javu prisudzovali náboženské a [[mystika|mystické]] významy. Niekedy sa zatmenia využívali aj na vojenské účely. Pre [[astronóm]]ov mali úplné zatmenia Slnka veľký význam, pretože len počas nich bolo možné pozorovať slnečnú atmosféru a telesá v tesnej uhlovej blízkosti Slnka, ktoré boli inak prežiarené.
Hoci v súčasnosti možno určité javy v slnečnej atmosfére pozorovať aj mimo zatmení pomôckou zvanou [[koronograf]], slabšie vrstvy koróny a telesá v tesnej blízkosti Slnka sa mimo zatmenia zo Zeme pozorovať nedajú. Pri [[prstencové zatmenie|prstencovom zatmení]] Mesiac nezakryje Slnko celkom, ale po okrajoch zostáva viditeľný úzky prstenec slnečného kotúča.

== Pozorovanie Slnka ==
=== Amatérske pozorovanie ===
Slnko má na oblohe zdanlivý [[uhlový priemer]] asi 0,5°, presnejšie 31 oblúkových minút 59,2 sekundy v čase strednej vzdialenosti od Zeme. Je to jediná hviezda, na ktorej povrchu sú pozorovateľné nejaké detaily a tiež jediná hviezda, ktorú môžeme (bez využitia špeciálnej optiky) pozorovať ako kotúčik. Pozorovanie Slnka voľným okom je však nebezpečné. Aj letmý pohľad na Slnko môže vážne poškodiť zrak. Bezpečné nie je ani pozorovanie cez zadymené sklo. Na pozorovanie Slnka, či už voľným okom alebo [[ďalekohľad]]om, sa odporúča používať špeciálne [[slnečný filter|slnečné filtre]]. U ďalekohľadov je oveľa bezpečnejšie použiť [[objektív]]ové filtre ako [[okulár]]ové. Okulárové filtre sa môžu používať len pri [[refraktor]]och a hrozí ich nečakané prasknutie alebo poškodenie zraku. Okulárové filtre tiež veľmi zaťažujú optiku ďalekohľadu. 

Ďalší spôsob pozorovania Slnka je [[projekcia]]. Tú je takisto možné robiť len cez refraktor, najlepšie [[triéder]]. Projekcia je premietanie obrazu Slnka cez neclonený ďalekohľad na podložku, napr. [[papier]]. Výhodou tejto metódy je, že takto môže Slnko pozorovať viacero pozorovateľov naraz a tiež je to jedna z najbezpečnejších metód pozorovania Slnka. Ďalekohľadom je možné pozorovať Slnko tiež fotograficky.
[[Súbor:MagnetSchool2.jpg|right|thumb|Študenti pri pozorovaní slnečných škvŕn metódou projekcie]]
Prakticky jediný útvar, ktorý sa dá na povrchu Slnka vidieť voľným okom, je slnečná škvrna, častejšie je však na ich pozorovanie potrebný aspoň malý ďalekohľad. Za dobrých podmienok sú ďalekohľadom pozorovateľné aj póry a fakulové polia. Pri úplnom zatmení Slnka alebo za použitia špeciálneho ďalekohľadu je však možné vidieť aj pôsobivé protuberancie, chromosféru a korónu. Tieto útvary sa dajú pozorovať aj mimo zatmenia koronografom, ktorý však neumožňuje vidieť napríklad celú korónu, pretože slnečné svetlo rozptýlené v zemskej atmosfére je intenzívnejšie ako svetlo vzdialenejších častí koróny.

Pri vedeckom pozorovaní pozorovateľ vypĺňa pozorovací protokol, do ktorého zaznačí orientáciu kresby, miesto pozorovania, dátum a čas, pozorovacie podmienky, použitý filter a intenzitu viditeľnosti jednotlivých škvŕn. Pri zakresľovaní slnečných škvŕn cez ďalekohľad sa musia pridať údaje o heliografickej dĺžke stredu disku, heliografickú dĺžku centrálneho meridiánu, pozičný uhol rotačnej osi Slnka a číslo [[Carringtonova rotácia|Carringhtonovej otočky]] v čase pozorovania.

=== Najväčšie slnečné observatóriá ===
Astronómovia sledujú Slnko buď veľkými zrkadlovými ďalekohľadmi, neutrínovými detektormi, slnečnými rádioteleskopmi, rádiointerferometrami, rádiopolarimetrami alebo rádiospektrografmi. Zrkadlové ďalekohľady umožňujú sledovať napríklad slnečnú fotosféru a javy prebiehajúce na nej. Neutrínové detektory zachytávajú slnečné neutrína, patrí medzi ne napríklad [[Slnečné observatórium Kamiokande]] ([[Japonsko]]). [[Rádioteleskop]]y zhromažďujú rádiové žiarenie Slnka pomocou jednej alebo niekoľkých [[parabola|parabolických]] antén. [[Rádiointerferometer]] je zariadenie skladajúce sa z dvoch alebo väčšieho počtu antén, ktoré sú elektricky spojené. [[Rádiopolarimeter]] meria [[polarizácia|polarizáciu]] slnečného rádiového žiarenia a [[rádiospektrograf]] zaznamenáva okamžité rozdelenie spektrálnej intenzity slnečných rádiových úkazov.

Päť najväčších optických observatórií na svete, ktoré sa špecializujú na pozorovanie Slnka a slnečných javov:
* [[Big Bear Solar Observatory]] ([[Kalifornia]], [[Spojené štáty|USA]])
* GONG ([[Global Oscillation Network Group]])
* [[High Altitude Observatory]] ([[Colorado (štát USA)|Colorado]], USA)
* [[Instituto de Astrofísica]], ([[Kanárske ostrovy]])
* [[Kitt Peak National Solar Observatory]] ([[Arizona]], USA)

=== Významné [[Slnečná sonda|slnečné sondy]] ===
[[Súbor:TRACE satellite.jpg|right|thumb|Umelecká predstava observatória [[TRACE]] na zemskej orbite]]
Slnečné sondy sú zamerané na výskum Slnka, čomu je prispôsobené aj ich prístrojové vybavenie. Môžu byť umiestnené na zemskej orbite alebo obežnej dráhe okolo Slnka. Špeciálnym typom obežnej dráhy okolo Slnka je umiestnenie sondy v [[libračný bod|libračnom bode L1]], čo je bod ležiaci na priamke medzi Slnkom a Zemou, v ktorom sa gravitačné sily Slnka a Zeme vyrovnávajú.

;[[Ulysses (sonda)|Ulysses]] ([[Európska vesmírna agentúra|ESA]], NASA)
:Sonda, ktorá obiehala Slnko na dráhe nad slnečnými pólmi, vďaka čomu mohla pozorovať Slnko tak, ako to nie je možné zo Zeme alebo z roviny ekliptiky. Slúžila hlavne na výskum slnečného vetra.
;[[Solar and Heliospheric Observatory|SOHO]] (ESA, [[National Aeronautics and Space Administration|NASA]])
:Sonda obiehajúca Slnko v libračnom bode Zeme (L1). Cieľom sondy SOHO je pozorovanie koróny a slnečných oscilácií.
;[[TRACE]] (NASA)
:Družica obiehajúca okolo Zeme. Slúžila na výskum koróny a rozhrania chromosféra–koróna a pomáhala lepšie pochopiť vzťahy medzi magnetickým poľom Slnka a doteraz nevysvetleným zahrievaním koróny.
;[[YOHKOH]] (NASA, [[Japonsko]])
:Táto sonda sledovala 10 rokov vysokoenergetické (röntgenové a gama) žiarenie Slnka.
;[[STEREO (satelity)|STEREO]] (medzinárodná)
:Dva takmer identické satelity, ktoré Slnko sledujú súčasne z dvoch rôznych miest na obežnej dráhe Zeme okolo Slnka. Slnko zobrazujú pomocou trojdimenzionálneho zobrazenia.
;[[Hinode]] alebo Solar B (NASA, Japonsko, [[Spojené kráľovstvo]])
:Satelit na obežnej dráhe okolo Zeme, ktorý sleduje slnečný magnetizmus, erupcie a štruktúru a ohrev chromosféry a koróny.
;[[Solar Dynamics Observatory]] (NASA)
:Americké slnečné observatórium obiehajúce Zem vo výške 36 000 km. Fotografuje Slnko na mnohých rôznych vlnových dĺžkach. Denne vytvára desiatky tisíc fotiek našej najbližšej hviezdy.
;[[Parker Solar Probe]] (NASA)
* 28. apríla 2021 preletela sonda, pri svojom ôsmom prelete okolo Slnka, vo výške približne 13 miliónov km nad povrchom a prvýkrát v histórii tak sonda vstúpila do slnečnej atmosféry.<ref>{{Citácia elektronického dokumentu
 | priezvisko = 
 | meno = 
 | autor = 
 | odkaz na autora = 
 | titul = NASA Enters the Solar Atmosphere for the First Time
 | url = https://www.nasa.gov/feature/goddard/2021/nasa-enters-the-solar-atmosphere-for-the-first-time-bringing-new-discoveries/
 | vydavateľ = nasa.gov
 | dátum vydania = 
 | dátum aktualizácie = 
 | dátum prístupu = 2021-12-17
 | miesto = 
 | jazyk = 
}}</ref><ref>{{Citácia elektronického dokumentu
 | priezvisko = 
 | meno = 
 | autor = 
 | odkaz na autora = 
 | titul = Phys. Rev. Lett. 127, 255101 (2021) - Parker Solar Probe Enters the Magnetically Dominated Solar Corona
 | url = https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.127.255101
 | vydavateľ = journals.aps.org
 | dátum vydania = 2021-12-14
 | dátum aktualizácie = 
 | dátum prístupu = 2021-12-17
 | miesto = 
 | jazyk = 
}}</ref>

== Referencie ==
{{Referencie}}

== Pozri aj ==
{{portál|Slnečná sústava|}}
* [[Zatmenie Slnka]]
* [[Prechod Venuše]]
* [[Prechod Merkúra]]
* [[Východ Slnka]]
* [[Západ Slnka]]
* [[Pohyb Slnka]]
* [[Deň]]

== Zdroje ==
* [[Vojtech Rušin]]: ''Slnko - Naša najbližšia hviezda'', [[VEDA, vydavateľstvo Slovenskej akadémie vied|VEDA]], 2006
* [[Róbert Čeman]] a [[Eduard Pittich]]: ''VESMÍR 1 Slnečná sústava'', MAPA Slovakia Bratislava
* [[Josip Kleczek]]: ''Velká encyklopedie vesmíru'', Praha, 2002
* [[Heather Couperová]] a [[Nigel Henbest]]: ''Encyklopédia vesmíru'', Slovart, 2000
* [[Martin Rees]]: ''Vesmír'', Ikar, a. s., Bratislava, 2006
* {{Cite journal
 | author = Keteřina Andréeová
 | title = Když to vane od Slunce
 | journal = ASTROPIS
 | year = 2007
 | pages = 6 – 10}}
*[[Ivan Dorotovič]]: ''Pozorovanie slnečnej fotosféry'', Slovenská ústredná hvezdáreň Hurbanovo, 1993

== Iné projekty ==
{{Projekt|q=Slnko|commonscat=Sun}}

== Externé odkazy ==
=== Po slovensky ===
* [http://astroportal.sk/sol_syst/sun_strukt.html Vesmír okolo nás (Štruktúra Slnka)]

=== Po česky ===
* [http://www.ta3.sk/zne/zneXXXIII1998C.html ŽEŇ OBJEVŮ 1998 (J. Grygar)]

=== Po anglicky ===
* [http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/realtime-images.html Súčasné SOHO zábery]
* [http://soi.stanford.edu/data/farside/index.html Far-Side Helioseismická holografia] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20090416165919/http://soi.stanford.edu/data/farside/index.html |date=2009-04-16 }} zo [http://www.stanford.edu Stanfordu]
* [https://archive.is/20120523184353/sunearth.gsfc.nasa.gov/eclipse/eclipse.html Domovská stránka NASA Eclipse]
* [http://sohowww.nascom.nasa.gov/ Nasa SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) satelit]
* [http://soi.stanford.edu/results/sounds.html Solárny zvuk] zo [http://www.stanford.edu Stanfordu]
* [http://www.spaceweather.com Spaceweather.com]
* [http://www.science20.com/solar_fun_of_the_heliochromologist/the_color_of_the_sun_revelation Farba Slnka]

{{Slnko}}
{{Slnečná sústava}}

[[Kategória:Slnko| ]]
[[Kategória:Slnečná sústava]]
[[Kategória:Hviezdy s planétami]]
[[Kategória:Žlté trpaslíky]]
[[Kategória:Astronomické objekty známe od staroveku]]
[[Kategória:Miestna bublina]]