Slnko
Slnko je hviezda našej planetárnej sústavy. Planéta Zem obieha okolo Slnka. Je to naša najbližšia hviezda a zároveň najjasnejšia hviezda na oblohe. Gravitačné pôsobenie Slnka udržiava na obežných dráhach okolo Slnka všetky objekty slnečnej sústavy. Jeho energia je nevyhnutná pre život na Zemi. Astronomický symbol pre Slnko je kruh s bodom vo vnútri. Slovom slnko s malým s sa v niektorých prípadoch označuje aj hviezda alebo primárne hviezdne teleso, okolo ktorého obiehajú objekty.
Význam
Slnko je naša najbližšia hviezda. Svetlo z neho letí na Zem približne 8 minút a 20 sekúnd (pričom z našej druhej najbližšej hviezdy, Alfa Centauri letí svetlo na Zem 4,2 roka). Vzdialenosť Zeme od Slnka sa mení v rozpätí od 147 097 000 km (perihélium) do 152 099 000 km (afélium), tieto zmeny však nespôsobujú veľké kolísanie teploty na Zemi a nie sú ani príčinou striedania ročných období. Slnečná energia je základom takmer všetkých procesov prebiehajúcich na jej planétach a teda aj na Zemi.
Od slnečnej energie nevyhnutne závisia podnebie, počasie, teplota, slnečný príliv a odliv a tiež všetky formy života na Zemi. Slnko priamo neovplyvňuje iba sopečnú a tektonickú aktivitu a tiež mesačný príliv a odliv. Zemská atmosféra neprepúšťa celé spektrum slnečného žiarenia, iba všetky vlnové dĺžky viditeľného svetla, časť ultrafialového žiarenia, časť infračerveného a časť rádiového žiarenia. Okrem najzákladnejších fyzikálnych a chemických procesov (napr. udržanie vody na Zemi v kvapalnom skupenstve) je slnečná energia nevyhnutné pre fotosyntézu rastlín a zrakovú orientáciu živočíchov. Ultrafialové žiarenie naviac podmieňuje tvorbu vitamínu D v koži človeka, väčšinou však má nepriaznivé mutagénne účinky. Od zdanlivého pohybu Slnka sa odvodzuje tiež pravý slnečný čas, ktorého upravená hodnota - stredný slnečný čas je základom merania času v bežnom živote.
Vývoj predstáv o Slnku
Slnko bolo v staroveku v mnohých kultúrach uctievané ako božstvo. V starovekom Grécku bol bohom Slnka Helios. Tento boh cestoval každý deň po oblohe v zlatom voze. V starovekom Ríme to bol Sol a v starovekom Egypte sa boh Slnka nazýval aj Ré, Ra alebo Amon. V astrológii je okrem iného symbolom vitality. Tieto označenia sa používajú ešte aj dnes na pomenovanie javov alebo predmetov, ktoré majú nejaký súvis so Slnkom, napríklad solárna bunka a hélium. Vo viacerých kultúrach bolo Slnko symbolom života a znovuzrodenia.
Anaxagoras sa v roku 434 pred Kr. domnieval, že Slnko je kopa horiaceho kameňa, o málo väčšia než Grécko. Podľa predstáv mnohých civilizácií Slnko obiehalo okolo Zeme a nie Zem okolo Slnka. Aristoteles vo svojom modeli vesmíru umiestnil Slnko medzi obežnú dráhu Mesiaca a Merkúra. Táto predstava sa udržiavala ešte veľmi dlho. Napriek tomu, že Aristarchos zo Samu zastával názor, že Zem obieha okolo Slnka, jeho 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 ďalekohľadu. Galileo Galilei pomocou neho pozoroval slnečné škvrny. Toto zistenie pobúrilo katolícku cirkev, pretože až dovtedy sa tradovalo, že Slnko sa skladá z „dokonalého, čistého éteru“ a teda nemôže obsahovať tmavé miesta. V nasledujúcich dvoch rokoch sa však vyskytli minimálne štyri ďalšie pozorovania slnečných škvŕn. 
V 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 urobili Keplerove zákony a 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 Giovannim Cassinim a 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. storočia bola venovaná intenzívnemu štúdiu Slnka a hviezd, pretože Slnko je tiež len 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 Johnom Waterstonom hovorila, že vyžiarená energia pochádza z gravitačnej kontrakcie Slnka. Druhá hypotéza, ktorú predložil J. Mayer hovorila, že teplota Slnka je udržiavaná dopadmi meteoritov na jeho povrch. Ďalším významným krokom v spoznávaní Slnka bol objav 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 (syntéza, fúzia). 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 a iné vlastnosti
Slnko je jednoznačne najväčšie nebeské teleso slnečnej sústavy. Má približne 109-krát väčší priemer ako Zem a 1 300 000-násobne väčší objem. Zahŕňa v sebe až 99,8 % hmoty slnečnej sústavy. Je to obrovská rotujúca plazmová guľa s priemernou hustotou len o málo väčšou, ako hustota vody. Smerom k jeho stredu hustota aj teplota narastá. Je to tiež pomerne obyčajná hviezda Mliečnej dráhy patriaca k jej diskovej populácii. Jeho hmotnosť a svietivosť je však väčšia ako priemer hviezd nachádzajúcich sa v Mliečnej dráhe, ktorý sa odhaduje na asi polovicu hmotnosti Slnka. Priemer hmotnosti a svietivosti hviezd v Galaxii tvoria červení trpaslíci. V porovnaní s priemernými hviezdami Galaxie je teda jeho hmotnosť a svietivosť nadpriemerná, v porovnaní s hviezdami viditeľnými na oblohe voľným okom je však podpriemerná. Voľným okom totiž vidíme väčšinou len tie najväčšie a najžiarivejšie hviezdy (červení trpaslíci voľným okom nie sú pozorovateľní). Zvláštnosťou Slnka je tiež to, že je to osamotená hviezda (netvorí dvojhviezdny alebo viacnásobný systém) a tiež nie je členom žiadnej hviezdokopy.
Farba Slnka
Slnko je hviezda hlavnej postupnosti, spektrálnej triedy G2, čo znamená, že je to žltá hviezda o niečo hmotnejšia a teplejšia ako priemerná hviezda, ale oveľa menšia ako modrý obor. Hoci Slnko vyžaruje žiarenie v celom elektromagnetickom spektre, najintenzívnejšie vyžarovanie má na vlnovej dĺžke 501 nm. Nakoľko však slnečné spektrum obsahuje všetky farby, pri pohľade zo Zeme vyzerá byť biele. Ak jeho svetlo prechádza cez prekážky (oblaky) alebo cez hrubšiu vrstvu atmosféry (pri východe a západe), jeho farba je skreslená na žltú, oranžovú až červenú. Hlavná postupnosť, označovaná aj ako V znamená, že Slnko je v stabilnom štádiu vývoja a v svojom jadre premieňa ľahký vodík (prócium) na hélium.
Tvar Slnka
Slnko je takmer dokonalá guľa so sploštením približne 11 milióntin, čo znamená, že polárny priemer sa líši od rovníkového iba o 10 km. To je čiastočne preto, že odstredivý efekt slnečnej rotácie je 18 miliónov krát slabší ako príťažlivosť na povrchu (na rovníku).
Zloženie Slnka
Zloženie Slnka nie je presne známe. Sonda Genesis, ktorá mala odobrať vzorky slnečného vetra, zlyhala v roku 2004, keď sa jej neotvoril padák pri vstupe do zemskej atmosféry. Množstvo informácii 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 atómov, z hľadiska tiaže tvorí vodík 75 % a hélium 25 %). 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.
Stavba Slnka
Slnečné teleso a jeho atmosféra - heliosféra sa delí na niekoľko vrstiev. Vrstvy Slnka od stredu na povrch sú nasledovné:
Jadro
Jadrom Slnka sa považuje oblasť, ktorá siaha do vzdialenosti 175 000 kilometrov od stredu. Má teplotu 14 000 000 K, tlak v strede 150×109 atmosfér. V jadre je sústredených až 50 % celkovej slnečnej hmotnosti. Pri takejto teplote sú už atómy rozložené na jadrá a samostatne sa pohybujúce elektróny. Pod vplyvom obrovskej teploty a tlaku tu prebieha termonukleárna reakcia (nukleárna fúzia), premieňajúca ľahký vodík (prócium) na hélium. Reakcia prebieha v troch fázach. Každú sekundu sa premení okolo 8,9×1037 protónov (jadier vodíka) na jadrá hélia (inými slovami: 700 miliónov ton vodíka fúzuje na 695 miliónov ton hélia). Zo štyroch jadier atómov ľahkého vodíka - prócia vzniká jedno jadro hélia. Každú sekundu v jadre prebehne rádovo 1038 reakcií. Drvivá väčšina uvoľnenej energie má formu gama žiarenia a postupuje do radiačnej zóny.
Radiačná zóna
Má teplotu 7 až 2 000 000 K. Je to priestor medzi jadrom Slnka a styčnou vrstvou. Teplota tejto vrstvy už nedostačuje na prebiehanie termojadrových reakcií. Všetka energia vznikajúca v jadre sa cez túto oblasť prenáša žiarením. Vzhľadom na veľkú hustotu prostredia a neustále pohlcovanie fotónov sa žiarenie pohybuje smerom k povrchu len veľmi pomaly. Zároveň klesá jeho vlnová dĺžka.
Tachoklíma
Tachoklíma je medzivrstva. Táto pomerne tenká vrstva bola objavená meraniami družice SOHO. Predpokladá sa, že tu sa generuje magnetické pole Slnka. Dochádza tu tiež k zmene rýchlosti prúdov plazmy a zmene rotačnej rýchlosti.
Konvektívna zóna
Konvektívna zóna je najvrchnejšia časť vnútra Slnka a začína asi 200 km pod viditeľným povrchom Slnka. Energia sa z vnútorných oblastí do vonkajších prenáša prúdením - konvekciou. Pri konvekcii sa prenášaný plyn rýchlo ochladzuje a rozpína. Má teplotu 2 000 000 až 6 000 K.
Fotosféra
Fotosféra je viditeľný povrch Slnka, na ktorom sa zjavujú tmavé miesta - slnečné škvrny alebo naopak jasné fakulové polia. Má hustotu 1023 častíc/m3. Teplota je asi 5 700 K. Fotosféra je najchladnejšia časť Slnka. Jej hrúbka je asi 200 až 300 km. Na povrchu Slnka je pozorované veľké množstvo vertikálnych pohybov. Celú fotosféru pokrývajú slnečné granuly - stúpajúce a klesajúce plazmové útvary s veľkosťou asi 1000 km. Ich predĺžením vznikajú spikuly, niekoľko tisíc kilometrov vysoké plazmové útvary zasahujúce až do chromosféry. Ďalšie vertikálne pohyby sa nazývajú supergranulácie, obrie cely a slnečné oscilácie. Slnečné oscilácie vznikajú vďaka zvukovým vlnám v konvektívnej vrstve Slnka. Ich skúmaním sa zaoberá helioseizmológia.
Chromosféra
Chromosféra je vrstva silno ionizovaného plynu (plazmy) hrubá asi 15 000 km. Je to spodná časť slnečnej atmosféry. Počas zatmenia Slnka ju je vidno ako červenkastý svetelný úkaz. Má hustotu plynu 10-15 g/cm3. Teplota so stúpajúcou výškou vzrastá a jej priemer je 300 000 K. V chromosfére pozorujeme úkazy zvané flokuly, fibrily, protuberancie a erupcie. Z fotosféry sem zasahujú spikuly, vrcholky konvektívnych prúdov (granúl).
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 ultrafialovej časti spektra.
Koróna
Koróna je hrubá 15 000 km až 1 alebo 2 milióny km. Je to vrchná vrstva slnečnej atmosféry. Jej teplota dosahuje 1 000 000 K. Príčina vysokej teploty koróny dodnes nie je uspokojivo vysvetlená. Má hustotu 1011 častíc/m3. Hustotu plynu nej je 10-19 g/cm3. Aj v koróne sa vyskytujú erupcie a protuberancie. Za vrchnú časť koróny možno považovať celú oblasť, kam siaha slnečný vietor, až po heliopauzu.
Slnečná energia
Takmer všetka energia Slnka je vyžarovaná vo forme elektromagnetického žiarenia, ktoré je nevyhnutné pre všetky formy života na Zemi. Všetko elektromagnetické, čiže aj viditeľné žiarenie pochádza z fotosféry. Každú sekundu vyžiari Slnko toľko energie, že by to stačilo pokryť potreby celého sveta na viac než 1000 rokov. Termojadrové reakcie v strede Slnka, produkujú energiu 4,26 milióna ton hmoty (podľa E = m × c2) alebo energiu výbuchu okolo 9,1×1016 ton TNT za sekundu. Táto termojadrová energia je zdrojom všetkej energie Slnka.
Energia vzniká vo forme fotónov gama žiarenia a neutrín. Na povrch Slnka, do fotosféry, sa energia dostáva prostredníctvom konvekcie, absorpcie a emisie a opúšťa ho v podobe elektromagnetickej radiácie a neutrín (a v malej miere tiež ako kinetická a termálna energia slnečného vetra a ako energia magnetických polí). Tlak žiarenia, ktoré sa dostáva na povrch Slnka je obrovský a vyrovnáva pôsobenie gravitačnej sily, ktorou sú všetky časti Slnka priťahované k jeho stredu. Hovoríme, že Slnko je v hydrostatickej rovnováhe. Fyzici sú schopní spustiť neriadenú termonukleárnu reakciu vo vodíkovej bombe. Riadená jadrová fúzia možno bude v budúcnosti využívaná na výrobu elektrickej energie vo fúznych reaktoroch.
Slnečné neutrína možno detekovať pomocou neutrínových detektorov. Sledovanie slnečných neutrín je dôležité, pretože nám môžu poskytnúť informácie o jadre Slnka v takmer reálnom čase na rozdiel od fotónov, ktorým cesta do fotosféry trvá státisíce až milióny rokov. Súčasný počet pozorovaných slnečných neutrín je však asi trikrát menší, ako počet neutrín predpovedaných teóriou. Tento rozdiel medzi predpokladaným a skutočným počtom neutrín sa doteraz nepodarilo uspokojivo vysvetliť.
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. Slnko sa nafúkne do rozmerov tzv. červeného obra, čím zároveň pohltí niektoré vnútorné planéty našej sústavy.
Magnetické pole Slnka
Slnko má silné magnetické pole. Celkové magnetické pole Slnka má hodnotu približne 10-4 Tesla, lokálne polia slnečných škvŕn dosahujú až 10-1 T. Väčšina útvarov na jeho povrchu, ako aj slnečná aktivita úzko súvisia s magnetickým poľom. Slnko je magneticky premenná hviezda. Polarita jeho poľa sa mení spolu s 11-ročným slnečným cyklom. Celkové magnetické pole vzniklo v pôvodnom magnetizme plynno-prachovej slnečnej hmloviny, z ktorého vzniklo 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 sú v miestach tzv. aktívnych oblastí. Vznik tohoto magnetického poľa ako aj vznik a vývoj fotosférických, chromosférických a koronálnych objektov nevieme zatiaľ celkom vysvetliť.
Fyzikálne pohyby Slnka
Rotácia
Všetka hmota na Slnku je vďaka extrémnej teplote v skupenstve plazmy. To umožňuje, aby Slnko rotovalo rýchlejšie na rovníku ako vo vyšších zemepisných šírkach. Tento rozdiel je zapríčinený magnetickým poľom, ktoré tiež spôsobuje erupcie a spúšťa vytváranie slnečných škvŕn a protuberancií. Slnko rotuje okolo svojej osi v porovnaní s inými hviezdami pomaly. Nakoľko nie je pevným telesom, ani rýchlosť jeho rotácie nie je všade rovnaká. Na rovníku sa Slnko otočí raz za 25,38 dňa, na póloch raz za 36 dní. Toto sa nazýva diferenciálna rotácia. Vnútro Slnka sa otáča ako tuhé teleso jednotnou rýchlosťou jedna otáčka za 27 dní. Toto je len synodická doba rotácie, čiže rotácia, ktorá berie do úvahy aj rotáciu Zeme. Voči nehybnému objektu sa Slnko otočí okolo svojej osi priemerne raz za 25,38 dňa - siderická rotačná doba.
Obeh Slnka
Slnko sa voči Zemi a ostatným telesám Slnečnej sústavy nepohybuje. Napriek tomu ako každá hviezda vykonáva v priestore pohyb. Hlavným pohybom je obeh okolo jadra Galaxie. Slnko obehne Mliečnu dráhu vo vzdialenosti od 25 000 do 28 000 svetelných rokov od jej stredu za 226 Ma (226 miliónov rokov). Slnko neobieha stred galaxie po kruhovej alebo eliptickej dráhe, ale vykonáva zvláštny pohyb po tzv. galaktických epicykloch. Galaktický epicyklus je elipsa, ktorej stred obieha okolo stredu Galaxie po 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.
Varovanie: pohľad priamo do Slnka môže vážne poškodiť zrak.
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. 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. 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.
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 62,86×106, celý povrch Slnka 3,826×1026 J. Na Zem z toho dopadá asi 2×10 17 J, ale asi polovicu z tejto hodnoty odráža a rozptyľuje zemská atmosféra. 
V blízkosti Zeme dosahuje slnečný vietor rýchlosť od 300 do 800 km/h. Množstvo slnečného vetra sa zvýši aj vtedy, keď dôjde k výronu koronálnej hmoty v dôsledku slnečnej erupcie. Výron koronálnej hmoty má nepriaznivý vplyv na družice a astronautov na obežnej dráhe. Na Zemi spôsobuje 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 kratší - 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
Slnko je jednoznačne dominantné teleso Slnečnej sústavy. Má 745-krát väčšiu hmotnosť, ako všetky jej planéty spolu s Plutom dokopy. Slnko obiehajú planéty, asteroidy, meteoroidy, kométy a 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. Na to, aby teleso opustilo gravitačné pôsobenie Slnka, musí vyvinúť minimálne tretiu únikovú rýchlosť. Obežné dráhy telies sú vo veľkej väčšine prípadov eliptické.
Vznik a vývoj
Slnko vzniklo spolu s celou slnečnou sústavou zo slnečnej hmloviny. Materiál v strede globuly sa vďaka gravitačnej kontrakcii postupne zahusťoval. Odstredivá sila zrýchľujúcej sa rotácie hmloviny sploštila pôvodne guľatú globulu do 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 miliárd rokov (10 Ga) 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 červeného obra. Jeho rozpínajúci sa povrch pohltí Merkúr, 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 gravitačnom kolapse. Jadro skolabuje, scvrkne sa a zmení sa na bieleho trpaslíka - malú hustú horúcu hviezdu svietiacu však iba z nažiarených zásob. Vonkajšie vrstvy Slnka sa oddelia a vytvoria pomaly sa zväčšujúcu planetárnu hmlovinu. Biely trpaslík napokon vychladne. Hmlovina sa rozptýli a môže slúžiť ako časť materiálu pre vznik novej hviezdy a planetárnej sústavy.
Zdanlivý pohyb Slnka po oblohe
Zem obieha okolo Slnka a zároveň rotuje okolo svojej osi. Vďaka rotácii Zeme smerom zo západu 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 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 rovníku Slnko vychádza a zapadá pod uhlom 90°. Na póloch je uhol jeho východu nulový - nad a pod obzor ho vynáša len zdanlivý pohyb Slnka po ekliptike. Uhol, pod ktorým vychádza ovplyvňuje aj dĺžku súmraku. Tá je najmenšia na rovníku a najväčšia na póloch.
Obeh Zeme okolo Slnka spôsobuje zdanlivý pohyb Slnka po ekliptike. Tento pohyb sa deje proti v smere zemskej rotácie. Preto je slnečný - synodický deň o štyri minúty dlhší ako hviezdny - siderický. Slnko postupne prechádza zvieratníkovými súhvezdiami a znameniami zvieratníka. Dvakrát za rok prejde Slnko svetovým rovníkom a to v čase 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). 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.
-------------------------------------------------------------------------------------------------------------
Mesiac
Mesiac s veľkým začiatočným písmenom označuje vesmírne teleso obiehajúce okolo Zeme. Je jej jediným prirodzeným satelitom. Nemá iné formálne meno ako "Mesiac", aj keď sa občas nazýva Luna (latinský výraz pre "mesiac"), aby bol odlíšený od bežných "mesiacov". Jeho symbolom je kosák. Okrem slova lunárny sa k odkazu na Mesiac používa aj kmeň selen- (podľa gréckej bohyne Mesiaca Seléné) (selenocentrický, Seleniti, atď.).
Zohráva dôležitú úlohu pri udržiavaní sklonu osi rotácie Zeme v určitých medziach, čo má za následok stabilné striedanie ročných období z dlhodobého časového hľadiska. Mesiac sa podstatnou zložkou podieľa na prílive a odlive na Zemi.
Priemerná vzdialenosť medzi Mesiacom na Zemou je 384 403 km. Priemer Mesiaca je 3 476 kilometrov. V roku 1969 pristáli Neil Armstrong a Buzz Aldrin ako prví ľudia na Mesiaci.
Dve strany
Mesiac je v synchrónnej rotácii so Zemou, čo znamená, že jedna strana Mesiaca ("privrátená strana") je stále obrátená k Zemi. Druhú, "odvrátenú stranu", nie je možné zo Zeme z väčšej časti vidieť, okrem malých častí na okraji disku, ktoré možno príležitostne vidieť vďaka librácii. Väčšina odvrátenej strany bola až do éry kozmických sond celkom neznáma. Táto synchrónna rotácia je výsledkom otočného momentu, ktorý spomaľoval rotáciu Mesiaca v jeho skorej histórii, až došlo k rezonancii obehu a rotácie.
Odvrátená strana sa občas nazýva tiež "temnou stranou". "Temná" v tomto prípade znamená "neznáma a skrytá" a nie "bez svetla"; v skutočnosti prijíma odvrátená strana v priemere rovnaké množstvo slnečného svetla ako privrátená strana. Kozmická loď na odvrátenej strane Mesiaca je odrezaná od priamej rádiovej komunikácie so Zemou.
Odlišujúcim rysom odvrátenej strany je takmer úplná absencia tmavých škvŕn (oblastí s nízkym albedom), tzv. morí.
Prvú mapu Mesiaca, urobenú z pozorovaní ďalekohľadom, nakreslil Thomasom Harritovom v roku 1609. Odvrátenú stranu Mesiaca prvýkrát odfotografovala sonda Luna 3 v roku 1959; veľmi podrobné mapy Mesiaca boli urobené v rámci programu Apollo.
Obeh
Mesiac vykoná kompletný obeh Zeme asi za jeden kalendárny mesiac. Každú hodinu sa Mesiac posunie vzhľadom ku hviezdam o vzdialenosť zhruba rovnú jeho uhlovému priemeru, približne o 0,5°. Mesiac, na rozdiel od väčšiny satelitov iných planét, má orbitu blízku rovine ekliptiky a nie rovine zemského rovníku.
Niektoré spôsoby nazerania na obeh sú podrobnejšie rozobraté v nasledujúcej tabuľke, ale dva najbežnejšie sú: siderický mesiac, čo je doba úplného obehu vzhľadom ku hviezdam, trvajúci asi 27,3 dní, a synodický mesiac, čo je doba, ktorú zaberie dosiahnutie rovnakej fázy, dlhá približne 29,5 dňa. Rozdiel medzi nimi je spôsobený tým, že v priebehu obehu prejde Zem aj Mesiac určitú vzdialenosť na orbite okolo Slnka.
Za jeden siderický mesiac Zem obehne okolo Slnka uhol asi 26,9° - pri pozorovaní zo Zeme to pozorujeme tak, že Slnko sa posunie o ten istý uhol po ekliptike smerom na východ, prejde približne jedno znamenie. Mesiac sa teda musí posunúť o ten istý uhol 26,9° okolo Zeme, aby sme na Zemi pozorovali rovnakú fázu. Dĺžka synodického mesiaca je 29d 12h 44m 02,8s - 29,530 59 stredných slnečných dní.
Po ubehnutí jedného siderického mesiaca opíše Mesiac okolo Zeme 360°, no potrebuje ešte asi 2d 5h, aby sa dostal do rovnakej polohy vzhľadom na Zem a Slnko - do rovnakej fázy pozorovanej zo Zeme - do novu.
Mesiac je na svojej obežnej dráhe udržiavaný gravitačnou silou Zeme. Rovnako aj Mesiac pôsobí svojou gravitačnou silou na Zem, čo sa prejavuje najmä kolísavou zmenou výšky hladín morí a oceánov. Mesiac spôsobuje svojou gravitáciou zdvih hladiny, ktorému hovoríme príliv na privrátenej strane Zeme k Mesiacu a súčasne odstredivá sila spôsobuje príliv aj na odvrátenej strane Zeme (vzhľadom na to, že aj Zem obieha okolo spoločného ťažiska z Mesiacom). Poklesu hladiny v dôsledku slabnúcej gravitačnej sily Mesiaca hovoríme odliv. Bežný interval medzi jedným a druhým prílivom je 12 hodín a 25 minút, čo je dané dobou rotácie Zeme okolo vlastnej osi a obehu Mesiaca okolo Zeme. Rozdiel výšky hladiny medzi prílivom a odlivom môže byť aj viac ako 19 metrov (Fundyjský záliv v Severnej Amerike / Kanada).
Prílivová vlna je synchronizovaná s obehom Mesiaca okolo Zeme. Synchrónnosť rotácie je presná iba v priemere, pretože mesačná orbita má istú výstrednosť. Keď je Mesiac v perigeu, jeho rotácia je pomalšia ako pohyb po obežnej dráhe, čo nám umožňuje vidieť asi osem stupňov dĺžky z jeho východnej (pravej) strany naviac. Na druhej strane, keď sa Mesiac dostane do apogea, jeho rotácia je rýchlejšia ako pohyb po obežnej dráhe, čo odkrýva ďalších osem stupňov dĺžky z jeho západnej (ľavej) strany. To sa nazýva optická librácia v dĺžke. Slapové vzdutie Zeme spôsobené mesačnou gravitáciou sa oneskoruje za príslušnou polohou Mesiaca z dôvodu odporu oceánskeho systému – najmä kvôli zotrvačnosti vody a treniu, ako sa prelieva cez oceánske dno, preniká do zálivov a ústí riek a zase sa z nich vracia. Následkom toho je časť zemského rotačného momentu pomaly premieňaná do obehového momentu Mesiaca, takže sa Mesiac pomaly vzďaľuje od Zeme rýchlosťou asi 38 mm za rok a súčasne sa tak spomaľuje rotačná doba Zeme okolo svojej osi (v geologickej minulosti trval rok aj viac ako 400 dní - dni boli kratšie). Pretože je mesačná orbita naklonená k zemskému rovníku, zdá sa, že Mesiac osciluje hore a dole (podobne ako ľudská hlava, keď kýva na súhlas) pri svojom pohybe v ekliptikálnej šírke (deklinácia). Tento jav sa nazýva optická librácia v šírke a odkrýva pozorovateľovi z polárnych oblastí Mesiaca asi sedem stupňov šírky.
Na koniec, pretože je Mesiac vzdialený iba asi 60 zemských polomerov, pozorovateľ na rovníku vidí Mesiac v priebehu noci z dvoch bodov vzdialených od seba jeden zemský priemer. Táto vlastnosť sa nazýva optická librácia paralaktická a odkrýva asi jeden stupeň mesačnej dĺžky.
Zem a Mesiac obiehajú okolo ich barycentra alebo všeobecnejšie ťažiska, ktoré leží asi 4700 km od zemského stredu (asi 3/4 cesty k povrchu). Pretože sa barycentrum nachádza pod povrchom Zeme, zemský pohyb sa dá popísať ako "hojdanie". Ak sa pozrieme z pozemského severného pólu, Zem a Mesiac rotujú proti smeru hodinových ručičiek okolo svojich osí; Mesiac obieha Zem proti smeru hodinových ručičiek a Zem obieha Slnko tiež proti smeru hodinových ručičiek.
Môže vyzerať zvláštne, že sklon lunárnej orbity a vychýlenia mesačnej osi rotácie sú v prehľade vypísané ako významne sa meniace. Tu je potrebné poznamenať, že sklon orbity je meraný vzhľadom k primárnej rovníkovej rovine (v tomto prípade zemskej) a vychýlenie osi rotácie vzhľadom k normále voči rovine orbity satelitu (mesačnej). Pre väčšinu satelitov planét, nie však pre Mesiac, tieto konvencie odrážajú fyzikálnu realitu a ich hodnoty sú preto stabilné. 
Zem a Mesiac prakticky tvoria "dvojplanétu": sú tesnejšie spojení so Slnkom ako jeden s druhým. Rovina mesačnej orbity zachováva sklon 5,145 396° vzhľadom k ekliptike (orbitálnej rovine Zeme) a mesačná os rotácie má stálu výchylku 1,5424° vzhľadom k normále na rovnakú rovinu. Rovina mesačnej orbity vykonáva rýchlu precesiu (čiže jej prienik s ekliptikou rotuje v smere hodinových ručičiek) počas 6793,5 dní (18,5996 rokov), z dôvodu gravitačného vplyvu zemskej rovníkovej deformácie. V priebehu tejto periódy sa preto zdá, že sklon roviny mesačnej orbity kolíše medzi 23,45° + 5,15° = 28,60° a 23,45° - 5,15° = 18,30°. Súčasne sa javí, že výchylka osi mesačnej rotácie vzhľadom k normále na rovinu obežnej dráhy Mesiaca kolíše medzi 5,15° + 1,54° = 6.69° a 5,15° - 1,54° = 3,60°. Za povšimnutie stojí, že výchylka zemskej osi tiež reaguje na tento proces a sama kolíše o 0,002 56° na každú stranu okolo svojej priemernej hodnoty; tento jav sa nazýva nutácia.
Body, v ktorých Mesiac pretína ekliptiku sa nazývajú "lunárne uzly": severný (alebo vzostupný) uzol je tam, kde Mesiac prechádza na sever ekliptiky; južný (alebo zostupný) je tam, kde prechádza na juh. Zatmenie Slnka nastáva, ak sa uzol stretne s Mesiacom v nove; zatmenie Mesiaca, ak sa uzol stretne s Mesiacom v splne.
Striedanie mesačných fáz
Dochádza k nemu preto, že Slnko osvetľuje vždy inú časť mesačného povrchu. Ako sa mení poloha Mesiaca voči Slnku a Zemi, mení sa vzhľad Mesiaca ako ho vidíme zo Zeme.
- V nove je natočená k Zemi tmavá strana a Mesiac nie je zo Zeme viditeľný s výnimkou prípadu, kedy leží presne na priamke prechádzajúcej Slnkom a Zemou; vtedy pozorujeme zatmenie Slnka.
O dva - tri dni sa Mesiac objaví na západe po západe Slnka ako tenký kosáčik. Zo dňa na deň kosáčik Mesiaca dorastá (vyzerá ako písmeno D) a posúva sa na východ.
- V prvej štvrti je vidieť polovica pologule Mesiaca. Mesiac ďalej pribúda.
- V splne je osvetlená celá privrátená pologuľa Mesiaca. Žiari po celú noc, pretože je presne oproti Slnku. Potom Mesiac opäť ubúda.
- Posledná štvrť - Mesiac „cúva“ až k poslednej štvrti a kotúčik v tvare „C“ je na rannej oblohe, smeruje opäť až k novu, ktorý je začiatkom nového cyklu fáz.
Medzi dvoma novmi uplynie takmer 29,5 dňa, hovoríme tomu lunácia.
Pôvod
Sklon mesačnej orbity robí možnosť, že by sa Mesiac vytvoril spolu so Zemou, alebo že by bol zachytený neskôr, nepravdepodobnou. Jeho pôvod je predmetom mnohých vedeckých debát.
Jedna z dávnejších špekulácií – teória odtrhnutia predpokladala, že sa Mesiac odtrhol zo zemskej kôry vplyvom odstredivej sily, zanechávajúc za sebou dnešné oceánske dno ako jazvu. Tento koncept by však vyžadoval príliš rýchlu počiatočnú rotáciu Zeme. Niektorí si mysleli, že sa Mesiac sformoval inde a bol zachytený na terajšiu obežnú dráhu (teória zachytenia).
Iní dávali prednosť teórii spoločného vzniku, podľa ktorej vznikli Zem a Mesiac zhruba v rovnakom čase z akreačného disku. Táto teória však nevie vysvetliť nedostatok železa na Mesiaci. Ďalší navrhli, že sa Mesiac mohol sformovať z úlomkov zachytených na obežnú dráhu po kolízii asteroidov alebo planetesimál.
V súčasnosti sa prijíma Teória veľkého impaktu, podľa ktorej Mesiac pochádza z vyvrhnutého materiálu po kolízii formujúcej sa žeravej Zeme s planetesimálou veľkosti Marsu (pracovne nazývanou Theia).
Geologické obdobia Mesiaca sú definované na základe datovania rôznych významných impaktov v mesačnej histórii.
Slapové sily deformovali predtým žeravý Mesiac do tvaru elipsoidu s jeho hlavnou osou nasmerovanou k Zemi.
Fyzikálne charakteristiky
Zloženie
Pred viac ako 4,5 miliardami rokov pokrýval povrch Mesiaca tekutý oceán magmy. Vedci sa domnievajú, že jeden typ lunárnych kameňov, KREEP (K – draslík, REE – rare earth elements – kovy vzácnych zemín, P – fosfor) predstavuje po chemickej stránke zvyšok tohto magmatického oceánu. KREEP je vlastne zmes toho, čo vedci nazývajú „nekompatibilné prvky“: tie, ktoré sa nemohli zapojiť do kryštalickej štruktúry, zostali mimo nej a vyplávali na povrch magmy. Pre výskumníkov je KREEP vhodným svedkom schopným podať správu o vulkanickej histórii mesačnej kôry a zaznamenať frekvenciu dopadov komét a iných nebeských telies.
Mesačná kôra je zložená z množstva rôznych prvkov, vrátane uránu, tória, draslíka, kyslíka, kremíka, horčíka, železa, titánu, vápnika, hliníka a vodíka. Pri bombardovaní kozmickým žiarením vyžaruje každý prvok späť do vesmíru vlastnú radiáciu ako gama lúče. Niektoré prvky ako urán, tórium a draslík sú rádioaktívne a produkujú gama lúče samy od seba. Gama lúče sú však, nezávisle na tom, čo ich spôsobuje, pre každý prvok navzájom rôzne – všetky produkujú jedinečné spektrálne čiary, zistiteľné spektrometrom.
Kompletné globálne zmapovanie Mesiaca podľa miery výskytu týchto prvkov sa dosiaľ neuskutočnilo. Niektoré kozmické lode ho však uskutočnili na časti Mesiaca; sonda Galileo sa touto činnosťou zaoberala počas svojho preletu okolo Mesiaca v roku 1992. Predpokladá sa, že celkové zloženie Mesiaca je podobné ako zemské až na nedostatok prchavých prvkov a železa.
Geografia povrchu
Mesiac je pokrytý desiatkami tisíc kráterov s priemerom väčším ako 1 kilometer. Väčšina je stará stovky miliónov alebo miliardy rokov; neprítomnosť atmosféry, počasia a nových geologických procesov zabezpečuje, že väčšina z nich zostane prakticky navždy zachovaná. Krátery vznikli väčšinou v dôsledku dopadu meteoritov, niektoré možno aj sopečnou činnosťou (v kráteri Alphonsus sú zistené výrony oxidu uhličitého). Na južnej pologuli je vidieť najvýraznejší kráter Tycho s rozbiehajúcimi sa svetlými lúčmi (typickými pre mladé krátery), v oblasti morí východnej pologule aj voľnými očami vidíme kráter Kopernik, ktorého priemer je približne 100 km.
Najväčší kráter na Mesiaci a naozaj najväčší známy kráter v slnečnej sústave tvorí panvu South Pole-Aitken. Tento kráter sa nachádza na odvrátenej strane blízko južného pólu, má priemer 2 240 km a hĺbku 13 km.
Tmavé a relatívne jednotvárne mesačné planiny sa nazývajú moria (po latinsky mare, v množnom čísle maria), pretože starí astronómovia verili, že ide o moria naplnené vodou. V skutočnosti ide o rozsiahle prastaré čadičové prúdy lávy, ktoré vyplnili panvy veľkých impaktných kráterov. Svetlejšie vrchoviny sa označujú ako pevniny (po latinsky terra, v množnom čísle terrae). Moria sa nachádzajú takmer výlučne na privrátenej strane Mesiaca, na odvrátenej je iba niekoľko rozptýlených fľakov. Vedci sa domnievajú, že asymetria v mesačnej kôre je spôsobená synchronizáciou medzi mesačnou rotáciou a obehom okolo Zeme. Táto synchronizácia vystavuje odvrátenú stranu Mesiaca častejším dopadom asteroidov a meteoritov ako privrátenú stranu, na ktorej neboli moria prekryté krátermi tak rýchlo.
Najvrchnejšiu časť mesačnej kôry tvorí nesúdržná kamenná vrstva rozdrvených hornín a prachu nazývaná regolit. Kôra aj regolit nie sú po celom Mesiaci rozložené rovnomerne. Hrúbka kôry kolíše od 60 km na privrátenej strane do 100 km na odvrátenej strane. Hrúbka regolitu sa pohybuje od 3 do 5 m v moriach a od 10 do 20 m vo vrchovinách.
V roku 2004 zistil tím vedený Dr. Benem Busseym z Univerzity Johna Hopkinsa na základe obrázkov získaných sondou Clementine, že štyri hornaté oblasti lemujúce 73 km široký kráter Peary na mesačnom severnom póle sa zdajú byť osvetlené po celý mesačný deň. Tieto nemenované „hory večného svetla“ môžu existovať vďaka extrémne malej výchylke mesačnej osi, ktorá na druhej strane umožňuje tiež existenciu večného tieňa na dne mnohých polárnych kráterov. Na menej hornatom južnom póle oblasti večného svetla nenájdeme, aj keď okraj krátera Shackleton je osvetlený až 80 % mesačného dňa. Obrázky z Clementine boli získané, keď severná mesačná pologuľa zažívala letné obdobie a nie je známe, či sa tieto hory v zimnom období predsa len neschovali do tieňa.
Prítomnosť vody
V priebehu času Mesiac vytrvalo bombardujú kométy a meteority. Veľa z týchto objektov je bohatých na vodu. Slnečná energia ju následne rozštiepi na jej základné prvky vodík a kyslík, ktoré okamžite unikajú do vesmíru. Napriek tomu existuje hypotéza, že na Mesiaci sa môžu vyskytovať významné zvyšky vody buď na povrchu alebo uväznené v kôre. Výsledky misia Clementine naznačujú, že malé zmrznuté kapsule ľadu (zvyšky po dopade na vodu bohatých komét) môžu byť nerozmrazené uchované vo vnútri mesačnej kôry. Napriek tomu, že sa o kapsulách uvažuje ako o malých, celkové predpokladané množstvo vody je dosť významné – 1 km^(3).
Iné vodné molekuly mohli poletovať pri povrchu a byť zachytené vo vnútri kráterov na mesačných póloch. Vďaka veľmi miernej výchylke mesačnej osi, iba 1,5°, do niektorých z týchto hlbokých kráterov nikdy neprenikne svetlo Slnka – je v nich večný tieň. Clementine zmapovala krátery na mesačnom južnom póle, ktoré sú zatienené týmto spôsobom. Ak je na Mesiaci vôbec voda, tak by podľa vedcov mala byť práve v týchto kráteroch. Pokiaľ tam je, ľad by sa mohol ťažiť a rozštiepiť na vodík a kyslík v elektrárňach založených na solárnych paneloch alebo nukleárnom reaktore. Prítomnosť použiteľného množstva vody na Mesiaci je dôležitým faktorom pre osídlenie Mesiaca, pretože nákladnosť prepravy vody (alebo vodíka a kyslíka) zo Zeme by podobný projekt prakticky znemožnila.
Kamene z mesačného rovníka zozbierané astronautmi z Apolla neobsahovali žiadne známky vody. Sonda Lunar Prospector ani skoršie mapovanie Mesiaca, organizované napríklad Smithsonovým ústavom, nepriniesli žiadny priamy dôkaz mesačnej vody, ľadu alebo vodných pár. Pozorovania sondy Lunar Prospector však napriek tomu naznačujú prítomnosť vodíka v oblastiach večného tieňa, ktorý by sa mohol nachádzať vo forme vodného ľadu.
Magnetické pole
Oproti Zemi má Mesiac veľmi slabé magnetické pole. Zatiaľ čo časť mesačného magnetizmu je považovaná za jeho vlastný (ako pásmo mesačnej kôry nazývané Rima Sirsalis), je možné, že zrážka s inými nebeskými telesami jeho magnetické vlastnosti posilnila. To, či teleso slnečnej sústavy bez atmosféry ako Mesiac môže získať magnetizmus vďaka dopadom komét a asteroidov, je dlhotrvajúcou vedeckou otázkou. Magnetické merania môžu poskytnúť tiež informácie o veľkosti a elektrickej vodivosti mesačného jadra – tieto výsledky by vedcom pomohli lepšie porozumieť pôvodu Mesiaca. Napríklad, pokiaľ by sa ukázalo, že jadro obsahuje viac magnetických prvkov (ako je železo) ako Zem, ubralo by to teórii veľkého impaktu na vierohodnosti (aj keď sú tu alternatívne vysvetlenia, podľa ktorých by mesačná kôra mala tiež obsahovať menej železa).
Atmosféra
Mesiac má relatívne nevýznamnú a riedku atmosféru. Jedným zo zdrojov tejto atmosféry je odplyňovanie – uvoľňovanie plynov, napríklad radónu, ktorý pochádza hlboko z mesačného vnútra. Ďalším dôležitým zdrojom plynov je slnečný vietor, ktorý je rýchlo zachytávaný mesačnou gravitáciou.
Zatmenie
Hoci ide naozaj len o zhodu okolností, uhlové priemery Mesiaca a Slnka videné zo Zeme sú v rámci svojich zmien schopné sa navzájom prekrývať, takže je možné ako úplné tak aj prstencové zatmenie Slnka. Pri úplnom zatmení Mesiac celkom zakrýva slnečný disk a slnečná koróna je viditeľná voľným okom.
Pretože sa vzdialenosť medzi Mesiacom a Zemou veľmi pomaly zväčšuje, uhlový priemer Mesiaca sa zmenšuje. To znamená, že pred niekoľkými miliónmi rokov pri zatmení Slnka Mesiac Slnko vždy úplne zakryl a nemohlo nastať žiadne prstencové zatmenie. Z toho ale vyplýva, že za niekoľko miliónov rokov už nebude Mesiac schopný Slnko úplne zakryť a žiadne úplné zatmenia už nebudú.
Zatmenia nastávajú iba vtedy, keď sa Slnko, Zem a Mesiac nachádzajú v jednej priamke. Zatmenia Slnka môžu nastať iba ak je Mesiac v nove; zatmenie Mesiaca iba ak je v splne.
Pozorovanie Mesiaca
Mesiac (a tiež Slnko) sa zdajú byť väčšími, keď sa približujú k horizontu. Je to čisto psychologický efekt (pozrite sa na Mesačné ilúzie). Uhlový priemer Mesiaca zo Zeme je asi pol stupňa.
Rôzne svetlejšie a tmavšie zafarbené oblasti (najmä moria) tvoria vzor videný rôznymi kultúrami ako Muž na Mesiaci, králik a bizón a pod. Krátery a horské masívy tiež patria medzi nápadné mesačné rysy.
Počas najjasnejšieho splnu môže mať Mesiac magnitúdu asi -12,6. Pre porovnanie, Slnko má magnitúdu -26,8.
Mesiac je najjasnejší v noci, ale občas je možné ho vidieť aj počas dňa.
Pre ľubovoľné miesto na Zemi kolíše najväčšia výška Mesiaca počas dňa v rovnakých medziach ako najväčšia výška Slnka a závisí na ročnom období a mesačnej fázy. Napríklad v zime putuje Mesiac najvyššie, ak je v splne a v splne putuje najvyššie práve v zime.
Prieskum Mesiaca
Prvý človekom vyrobený predmet, ktorý dosiahol Mesiac, bola automatická sovietska sonda Luna 2, ktorá na neho dopadla 4. septembra 1959 o 21:02:24 Z. Odvrátená strana bola po prvýkrát vyfotografovaná 7. októbra 1959 sovietskou sondou Luna 3. Luna 9 bola prvou sondou, ktorá mäkko pristála na Mesiaci a 3. februára 1966 preniesla obrázky mesačného povrchu. Prvým umelým satelitom Mesiaca bola sovietska sonda Luna 10 (odštartovala 31. marca 1966).
Členovia posádky Apolla 8, Frank Borman, James Lovell a William Anders, sa 24. decembra 1968 stali prvými ľuďmi, ktorí na vlastné oči videli odvrátenú stranu Mesiaca.
Ľudia po prvýkrát pristáli na Mesiaci 20. júla 1969, čím vyvrcholili studenou vojnou inšpirované vesmírne preteky medzi Sovietskym zväzom a Spojenými štátmi americkými. Prvým mužom, ktorý kráčal po mesačnom povrchu, bol Neil Armstrong, veliteľ americkej misie Apollo 11. Posledným človekom, ktorý stál na Mesiaci, bol Eugene Cernan, ktorý v rámci misie Apollo 17 kráčal po Mesiaci v decembri 1972. Pozri aj: Kompletný zoznam lunárnych astronautov.
Posádka Apolla 11 nechala na Mesiaci 23×18 cm doštičku z nehrdzavejúcej ocele na oslavu pristátia, ktorá je schopná priniesť základné informácie o návšteve akýmkoľvek iným bytostiam, ktoré by ju mohli vidieť. Nápis na nej hovorí:
Tu sa ľudia z planéty Zem prvýkrát dotkli nohami Mesiaca. Júl, LP 1969.
Prišli sme v mieri v mene celého ľudstva.
Doštička zobrazuje dve strany planéty Zem a je podpísaná tromi astronautmi a prezidentom USA Richardom Nixonom.
Mesačné vzorky privezené na Zem pochádzajú zo šiestich misií s ľudskou posádkou a z troch misií Luna (číslo 16, 20 a 24).
Na Mesiac bol dopravený tiež Lunochod, pohyblivý, na diaľku zo Zeme riadený prieskumný prostriedok (osemkilový), dopravený na Mesiac sovietskou kozmickou sondou Luna 17 (pristál v Mori dažďov v roku 1970). Získal snímky povrchu, skúmal chemické zloženie a mechanické vlastnosti povrchu Mesiaca.
V februári 2004 sa americký prezident George W. Bush prihlásil k plánu na obnovenie letov k Mesiacu s posádkou do roku 2020. Európska vesmírna agentúra rovnako ako Čínska ľudová republika majú tiež plán na skoré vypustenie sond na prieskum Mesiaca. Európska kozmická sonda SMART 1 odštartovala 27. septembra 2003 a na mesačnú orbitu vstúpila 15. novembra 2004. Bude sledovať mesačný povrch a vytvárať jeho röntgenovú mapu. Čína deklarovala ambiciózne plány na výskum Mesiaca a skúmanie vhodných nálezísk pre ťažbu na Mesiaci, hľadá najmä izotop hélium 3 využiteľný ako energetický zdroj na Zemi. Japonsko a India sa tiež chystajú na Mesiac. Japonci už načrtli plány svojich nadchádzajúcich misií k nášmu susedovi: Lunar-A a Selene. Japonská vesmírna agentúra (JAXA) dokonca plánuje obývanú lunárnu základňu. Prvým pokusom Indie bol automatický orbitálny satelit Chandrayan.
Ak sme na povrchu Mesiaca a chceme sa odpútať ako od Mesiaca tak aj od Zeme, potrebná úniková rýchlosť je druhou odmocninou súčtu štvorcov jednotlivých únikových rýchlostí – 2,4 km/s (od Mesiaca) a 1,5 km/s (od Zeme) dajú celkovo 2,8 km/s. Ak teda využijeme orbitálnu rýchlosť 1,1 km/s a ak
sa urýchlime o 2,4 km/s, je to dohromady dosť nielen na opustenie Mesiaca, ale tiež na opustenie Zeme.