Słońce

 
- najsilniejsze źródło radiowe na niebie (ale to że względu na bliskość)
- rozmiar kątowy $0.5^o$, odległość $1.5\cdot10^{11}~m$
 

- 3 składniki radiowe:
 
- Słońce spokojne - zawsze obecne, pochodzenie termiczne (ciało doskonale czarne) i swobodno-swobodna z gorącego, zjonizowanego gazu (atmosfera: metale głównym źródłem elektronów swobodnych, dopiero od typu A wodór zjonizowany). To z której części Słońca promieniowanie obserwujemy zależy od nieprzezroczystości (opacity) poszczególnych warstw atmosfery. Dla krótkich fal ( $\nu> 3~GHz$) widoczne fale pochodzą z fotosfery (ten sam rejon co światło optyczne) co odpowiada temp. 6000 K. Dla korona głębokość optyczna jest tak mała, że pochodzące od niej promieniowanie jest zaniedbywalne. Dla fal $0.1~GHz < \nu < 3~GHz$ głębokość optyczna osiaga jedność w okolicach wyzszych warstw atmosfery, a odbicia są zaniedbywalne. Promieniowanie można przybliżyć świecącą atmosfera nad nieświecącym ciałem, co daje efekt jasnej otoczki (gdzie obserwowana warstwa atmosfery jest najgrubsza). Przykładowo dla 21 cm pochodzi że szczytu chromosfery, gdzie temp. jest rzędu 100 000 K, a dla jeszcze wyższych jak 300 cm pochodzi z korony i temp. wynosi 2 mln K. Zatem im dłuższa fala tym rozmiar Słońca generalnie rożnie. Dla fal $\nu > 0.1~GHz$ zaczyna być istotny efekt odbicia od zewnętrznych warstw korony. Przez to dysk Słoneczny jest najjaśniejszy w centrum, a potem jasność spada wraz z oddalaniem się od centrum.  
- wolno zmienny składnik, istotny od 3 do 60 cm. Emisja termiczna z obszarów powyżej plam słonecznych (sunspots), gdzie gęstość elektronowa i temperatura jasnościowa jest wyższa. Zatem emisja ta zależy od ilości plam Słonecznych, a dokładniej jest proporcjonalna do całkowitego zajmowanego przez nie obszaru. Stąd emisja ta ma okres 11 lat. Też dzięki silnemu polu magnetycznemu w plamach ($B=4000~G$) odkryto tam efekt Zeemana.  
- szybko zmienny składnik, widoczny szczególnie na metrowych falach. Pochodzący od obszarów wysoko nad plamami słonecznymi (burze) i rozbłysków (flare) (5-30 min wybuchy) podczas których zostaje wyrzucona z dużymi prędkościami plazma, co stanowi najsilniejszą emisję. Stąd emisja swobodno-swobodna (plazma podróżuje do Ziemskiej atmosfery około dzień i ją zakłóca) i cyklotronowa. Oprócz tego krótko po wybuchu obserwuje się szpilki słoneczne (trwają kilka sekund i szybka zmiana częstotliwości 20 MHz/s) i emisję synchrotronową od uwięzionych w polu magnetycznym elektronów. Zmienia się w okresach sekund do godzin. Im dłuższe fale tym krótszy okres trwania.