English    Български  

   Слънцето представлява масивно газово кълбо, което се намира в равновесно състояние.
   Ние можем да наблюдаваме само повърхностните слоеве на Слънцето - атмосферата, а неговите вътрешни области са недостъпни за наблюдения ( с изкл. на сеизмичните вълни и неутринните детектори). Затова нашите знания за тях са получени въз основа на теоретични изследвания, изходните условия при които са определени от наблюдателните данни за слънчевата атмосфера.

   Общоприетата схема на вътрешния строеж на Слънцето е следната. Съгласно теоретичните модели температурата и плътността в центъра на Слънцето - съответно 1,6.10⁷K и 1,6.10⁵кг/м³ - са достаъчно високи, за да могат да протичат термоядрени реакции. Налягането в центъра на нашата звезда е 2,5 милиарда пъти по-голямо от атмосферното налягане при земната повърхност, а плътността там е 30 пъти по-голяма от средната плътност на Земята. От всеки килограм водород, който се превръща в хелий в процеса на термоядрената реакция 0,007 кг се превръщат в енегия, като Слънцето изгаря до 5 милиона тона водород за секунда. Тази енергия бавно, но непрекъснато прониква навън към слънчевата повърхност, от където по-голямата част от нея се излъчва в космическото пространство.

   Вътре в Слънцето могат да се отделят три области - ядро, междинна зона, наречена още зона на лъчев пренос, и конвективна зона, във всяка от които протичат различни физически процеси. В посока от центъра към повърхността на Слънцето температурата и плътността в тези зони падат съответно 3,5 и 8,5 порядъка, достигайки стоиности съответно 6600К и 4.10^-4kg/m³ при видимата повърхност, т.е. фотосферата на Слънцето. Ядрото, което съдържа половината от слънчевата маса и заема само 1/50 част от неговия обем, генерира 99% от слънчевата енергия. Тази енергия бавно се пренася през междинната зона към повърхността чрез лъчева дифузия, т. е. в процеса на многократно поглъщане и преизлъчване на фотоните. Вътрешните области на Слънцето са толкова непрозрачни, че пътят от центъра до повърхността, за преминаването на който са необходими само 2 секунди за безпрепятствено движещ се фотон, отнема поради многочислените поглъщания и преизлъчвания 10 милиона години. В резултат от този начин на пренасяне на енергията характерната дължина на вълната нараства от дължина, присъща на високоенергетичното гама-излъчване в ядрото, до тази на видимата свтлина при слънчевата повърхност.

   Близо до видимата повърхност, на разстояние 0.86R от центъра на Слънцето, преизлъчването е недостатъчно, за да се предаде навън енергията и градиентът на температурата става много голям. Веществото там не може да остане в устойчиво равновесие, в резултат на което възниква конвективна неустойчивост. Това води до формирането на конвективна зона на Слънцето, където енергията се пренася вече чрез конвекция.

   Конвекцията пренася енергия, тъй като отделните конвективни клетки от плазма, издигайки се нагоре като по-горещи, пренасят със себе си топлина. След като отдадат част от нея на по-високите слоеве, те се спускат в по-ниските слоеве на конвективната зона, загряват се и се издигат отново.

   От наблюденията на слънчвевата повърхност следва, че в конвективната зона преобладават конвективни клетки с 4 добре различими размера, характерни за гранулацията, мезогранулацията,свръхгранулацията и свръхгигантските клетки. Предполага се, че първите 3 типа конвективни клетки възникват като следствие от нарастналото поглъщане на веществото, поради йонизацията на атомите на водорода и хелия. Съществуването на гигантски конвективни все още не е доказано.