Пређи на садржај

Сунце

Уреди везе
Извор: Wikipedija
Сунце у стварној боји виђено кроз сигурносни неутрални филтер.

Сунце (астрономски симбол: ☉) је звијезда у центру нашег Сунчевог сустава. Она је бљештава, бијела, готово савршена кугла (разлика између екватора и пола је само 10 км) и састоји се од плиновите вруће плазме, која је испреплетена с магнетским пољима.[1][2] Промјер му је око 1 392 000 км, што је за 109 пута више од Земље и масу око 2×1030 килограма, што је за 330 000 пута више од Земље, а то је 99,86 % масе цијелог Сунчевог сустава.[3] По кемијском саставу ¾ масе Сунца чини водик, док је остатак углавном хелиј, а мање од 2 % чине тежи елементи као што су кисик, угљик, неон, жељезо и други.

Према спектралној класи, Сунце спада у класу Г2В. Због тога што му је емисија зрачења најјача у жутозеленом дијелу електромагнетног спектра, још се зове и жути патуљак. Иако је свеукупно свјетлост са Сунца савршено бијела, када се проматра на изласку или заласку, због распршења свјетлости у Земљиној атмосфери изгледа жуто, наранчасто или чак црвено. Спектрална ознака Г2 показује површинску температуру, која износи 5778 К (5505 °Ц), док ознака V показује да је Сунце, као и већина других звијезда, у главном низу (Хертзспрунг-Русселлов дијаграм) и да ствара енергију нуклеарном фузијом, претварајући водик у хелиј.[4][5] У језгри Сунца, сваке секунде изгори 4 300 000 000 кг водика, претварајући се у хелиј. Иако су некоћ астрономи сматрали да је Сунце мала и безначајна звијезда, испоставило се да је Сунце свјетлије од 85 % звијезда у Млијечном путу, а већина звијезда спада у црвене патуљке.[6][7] Апсолутна магнитуда је +4,83, али будући нам је Сунце пуно ближе од осталих звијезди, видимо га као најсјајније небеско тијело с привидном магнитудом -26,74.[8][9] Вањски дио Сунчеве атмосфере, који зовемо корона, стално испушта дио плазме у свемир у облику Сунчевог вјетра, као струја електрички набијених честица која се шири до отприлике 100 астрономских јединица (АЈ – удаљеност од Земље до Сунца). Балон међузвјездане материје коју ствара Сунчев вјетар назива се хелиосфера: то је највећа непрекидна структура у Сунчевом суставу. Осим Земље и других планета, око Сунца круже и астероиди, комети, метеороиди, транс-нептунски објекти у Куиперовом појасу и честице прашине.[10][11]

Како се цијели свемир шири, тако се и ми крећемо заједно с нашом галаксијом или Млијечним путем, према звијежђу Водена змија и то брзином од 550 км/с. Најближа нам је звијезда алфа Кентаур, која је удаљена 4,2 године свјетлости.[12] Сунчев сустав се окреће око центра Млијечног пута, који је удаљен 24 000 – 26 000 година свјетлости и један пуни круг направи за 225 – 250 милијуна година и тај период се назива галактичка година. Ако узмемо у обзир кретање наше галаксије Млијечног пута и окретање око центра галаксије, онда резултанта кретања нашег Сунца је 370 км/с, у смјеру звијежђа Лав и Пехар.[13]

Средња удаљеност између Сунца и Земље је 149 600 000 км или једна астрономска јединица, што свјетлост пријеђе за 8 минута и 19 секунди. Енергија коју преноси Сунчева свјетлост даје готово сав живот на Земљи, захваљујући фотосинтези, а уједно покреће вријеме и климу на Земљи.[14]

Физичке карактеристике

[уреди | уреди извор]

Сунце је звијезда главног низа (погледати Хертзспрунг-Русселлов дијаграм), спектралног типа Г2, што значи да је нешто већа и топлија од просјечне звијезде, но недовољно велика да би припадала тзв. "дивовима". Животни вијек звијезда тог спектралног типа је око 10 милијарди година, а будући да је Сунце старо око 5 милијарди година, налази се у средини свог животног циклуса.

У средишту Сунца у термонуклеарним реакцијама (нуклеарна фузија) водик се претвара у хелиј. Сваке секунде у нуклеарним реакцијама судјелује 3,8 x 1038 протона (водикових језгри). Ослобођена енергија бива израчена са сунчеве површине у облику електромагнетског зрачења и неутрина, те мањим дијелом као кинетичка и топлинска енергија честица сунчевог вјетра и енергија сунчевог магнетског поља.

Због екстремно високих температура, твар је у облику плазме. Посљедица тога је да Сунце не ротира као чврсто тијело. Брзина ротације је већа на екватору, него у близини полова, због чега долази до искривљења силница магнетског поља, ерупција плинова са сунчеве површине и стварања сунчевих пјега и проминенција (протуберанци). Ове појаве називамо сунчевом активношћу.

Будући се Сунце састоји од плиновите плазме, екватор се окреће брже од полова. Та се појава назива диференцијална ротација и на екватору она износи 25,6 дана, а на половима 33,5 дана. Будући да се и Земља окреће око Сунца, нама се чини да се екватор Сунца окрене за отприлике 28 дана.[15]

С обзиром на остале звијезде, Сунце се налази у популацији I, што значи да је богато тешким елементима и металима (златом и уранијем), а то највјеројатније можемо захвалити експлозији неке ближње супернове.[16]

Основни подаци:

Промјер 1 392 000 км
Маса 1,9891 x 1030 кг
Просјечна густоћа 1,411 г/цм3
Површинска температура 5780 К
Вријеме обиласка око средишта галактике 2,2 x 108 година

Кемијски састав:

Водик 73,46 %
Хелиј 24,58 %
Кисик 0,77 %
Угљик 0,29 %
Жељезо 0,16 %
Неон 0,12 %
Душик 0,09 %
Силициј 0,07 %
Магнезиј 0,05 %
Сумпор 0,04 %

Сунчев циклус

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Сунчев циклус

Промјене које опажамо на Сунцу и називамо сунчевом активношћу одвијају се периодично у цикусима просјечне дуљине 11 година.[17][18] Циклуси варирају у дуљини, између 8 и 15 година. Те промјене обухваћају:

  • количину израчене енергије[19]
  • бројност и распоред пјега
  • бројност сунчевих бакљи
  • облик и величину короне

Временски период највеће активности назива се сунчев максимум.[20] Може трајати неколико година, овисно о активности пјега и бакљи. Постоје и дуља периодичка раздобља сунчеве активности. У повијести је познат Маундеров минимум, раздобље у другој половици 17. ст. тијеком којега је број сунчевих пјега био изузетно мален. Збио се истовремено с периодом хладних година, названог мало ледено доба. Није сасвим јасно јесу ли климатске промјене биле узроковане екстремно ниском сунчевом активношћу.

Састав Сунца

[уреди | уреди извор]
Приказ структуре Сунца:
1. Сунчева језгра
2. Зона радијације
3. Зона конвекције
4. Фотосфера
5. Кромосфера
6. Корона
7. Сунчеве пјеге
8. Грануле
9. Проминенције

Сунце дијелимо на већи број слојева, према увјетима који у њима владају. Границе међу њима нису јасно оцртане и постоје пријелазна подручја. Сунце нема чврсту површину, па се као границу на којој почиње атмосфера узима највиши слој који је још увијек оптички непрозиран.

Такођер, Сунце не можемо точно ограничити јер његов гушћи дио прелази у рјеђу атмосферу, а иза ње се далеко простире подручје у којем дјелује сунчев вјетар.

Језгра

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Сунчева језгра

До четвртине полумјера Сунца простире се језгра, подручје високе температуре, око 15,6 милијуна К и тлака 1016 Па. У таквим увјетима одвија се фузија водика у хелиј. Спајањем 4 протона (језгре атома водика) настаје једна језгра атома хелија (2 протона и 2 неутрона), при чему се ослобађају субатомске честице и енергија у облику гама-зрачења.

Око 3,6×1038 протона (језгре водика) се сваке секунде претвара у језгре хелија, ослобађајући масу и енергију (еквиваленција масе и енергије) од 4 300 000 000 кг у секунди или 3,8×1026 W.[21] Кроз већину Сунчевог живота, енергија која се добива нуклеарном фузијом, иде кроз серију корака које називамо низ протон-протон (п-п низ), а то је поступак којим се водик претвара у хелиј. Мање од 2 % хелија се ствара у Сунцу с низом угљик-душик-кисик (ЦНО низ).

Сунчева језгра ствара готову сву топлину која се створи нуклеарном фузијом, осталих 1 % се створи изван језгре. Енергија која се створи у језгри (осим неутрина) мора путовати велики број пута кроз разне слојеве, док не дође до фотосфере и изађе у свемир као Сунчева свјетлост или кинетичка енергија честица.

Густоћа добивене енергије разликује се овисно о удаљености од центра, па се тако процјењује да се у центру ствара 276,5 W/м3. На удаљености 19 % од Сунчевог радијуса, температура падне на 10 000 000 К и густоћа енергије је 6,9 W/м3 и 91 % Сунчеве енергије се створи у том подручју. На удаљености 30 % од Сунчевог радијуса, нуклеарна фузија готово стане.[22]

Зона зрачења

[уреди | уреди извор]

Изнад језгре се налази зона зрачења, отприлике од 25 % до 70 % Сунчевог полумјера од центра. У тој зони није довољна температура да се створи нуклеарна фузија, па се топлина преноси зрачењем према вањским слојевима. У тој зони нема конвекције или мјешања плазме, а температуре се крећу од 7 000 000 до 2 000 000 К на вањском дијелу. Енергија се преноси зрачењем иона водика и хелија, који емитирају фотоне који врло брзо пријеђу ту удаљеност до вањског дијела зоне зрачења, гдје фотоне преузму други иони у зони конвекције. Густоћа се мијења од 20 г/цм3 до само 0,2 г/цм3 на врху тог слоја.[23]

Зона конвекције

[уреди | уреди извор]

Изнад зоне зрачења се налази зона конвекције, од цца. 70 % Сунчевог полумјера до фотосфере, што је отприлике 200 000 км. У том слоју плазма није довољно топла и густа за пријенос енергије зрачењем. Зато се појављују топлински ступови, који преносе врућу плазму од зоне зрачења до фотосфере: кад се плазма охлади, спушта се натраг и тако ствара затворени круг. Температура падне с 2 000 000 К на 5 778 К, а густоћа је око 0,2 г/цм3 .

Топлински ступови се на површини Сунца виде као грануле и супергрануле. Турбулентно кретање електрички набијене плазме (иони), кроз зону конвекције ствара на површини сваког топлинског ступа магнетско поље, које се затвара изнад површине Сунца.

Фотосфера

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Фотосфера

Привидну површину Сунца називамо још и фотосфером. Овдје се температуре крећу око 6000 К. Врући плин извире из унутрашњости на површину, због чега нам се чини да површина има грануласту (зрнату) структуру. Грануле су промјера око 1000 км, у сталном су покрету (попут врења воде), а вријеме трајања им је неколико минута. Понекад настају тзв. супергрануле промјера 30 000 км које трају и до 24 сата.[24][25]

Проминенција у сунчевој кромосфери. Ултраљубичаста снимка у лажној боји.
Бакља у Сунчевој кромосфери. Стварна боја.

Кромосфера

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Кромосфера

Кромосфера је нижи слој сунчеве атмосфере: протеже се изнад фотосфере до висине око 10 000 км. Знатно је рјеђа од фотосфере и неправилног је облика. Са Земље се може видјети само за вријеме потпуне помрчине Сунца. Порастом висине густоћа атмосфере опада, али се повећава температура. Ове промјене густоће и температуре изражене су у пријелазном подручју између кромосфере и короне. У кромосфери се догађају избоји плина стварајући ефекте које називамо проминенције и Сунчеве бакље. Проминенције (протуберанце) су облаци или млазови усијаног плина избаченог у вис. Могу се уздићи до висине 150 000 км изнад фотосфере, кроз кромосферу и корону. Гушће су од околне твари и достижу температуру око 20 000 К. На сличан начин долази до појаве бакљи, млазова плина који се брзо подижу унутар кромосфере и падају назад. Вријеме трајања једне бакље је око 10 мин.[26][27][28]

Корона

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Корона

У вишим слојевима сунчеве атмосфере, корони, температура наставља расти до 1 000 000 К. Није сасвим јасно због чега се тај пораст температуре догађа. Претпоставка је да га стварају струјања плина под утјецајем магнетског поља. Вањски дијелови короне стално губе масу у облику сунчевог вјетра.[29]

Сунчева корона (1 – 3 000 000 К) је око 200 пута топлија од видљиве површине Сунца или фотосфере (у просјеку 5 800 К).[30] Осим тога, корона је за 1 000 000 000 000 пута рјеђа од фотосфере. Корона је одвојена од фотосфере релативно танким слојем кромосфере. Прави механизам како долази до толикога гријања короне још није сасвим познат, али сматра се да је то највјеројатније посљедица индуктивног дјеловања Сунчевог магнетског поља на плазму у корони (види: Лорентзова сила). Прије се сматрало да то настаје због притиска звучних валова из унутрашњости Сунца, али се открило да и младе звијезде имају корону с јаким магнетским пољем, па се од те теорије све чешће одустаје. Вањски дијелови короне стално одлазе са Сунца дуж отворених магнетских линија у облику Сунчевог вјетра.

Корона није увијек једнолико распоређена по површини Сунца: за мирног је раздобља више или мање распоређена по екваторијалном дијелу, с короналним шупљинама на половима. С друге стране, у вријеме Сунчевог активног раздобља корона је једнолико распоређена и по екваторијалним и по поларним подручјима, иако је најиспупченија у подручју Сунчевих пјега. Трајање Сунчевог циклуса је у просјеку 11 година, од Сунчевог минимума до Сунчевог максимума, када се Сунчево магнетско поље стално увија (због диференцијалне ротације – различити дијелови Сунца се окрећу различитим кутним брзинама, екваторијални појаси се окрећу брже од полова). Сунчеве пјеге су активније у вријеме максимума Сунчевог магнетског поља. Са Сунчевим су пјегама повезани и коронални лукови, кад се лук магнетског поља уздиже из Сунчеве унутрашњости. Магнетски ток гура топлију фотосферу у страну, откривајући “хладније” и тамније дијелове које називамо Сунчевим пјегама.[31][32][33]

Сунчев вјетар

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Сунчев вјетар
Помрчина Сунца 11. коловоза 1999. године

Сунчев (соларни) вјетар је струја честица избачених великом брзином из горњих слојева сунчеве атмосфере, углавном електрона и протона. Иако је овај губитак масе Сунца готово безначајан и густоћа сунчевог вјетра мала, честице се крећу великим брзинама изазивајући видљиве учинке на тијелима у сунчевом суставу. Познатији учинци сунчевог вјетра су поларна свјетлост и усмјеравање репа комета супротно од Сунца.

У близини Земље земљино магнетско поље заробљава честице сунчевог вјетра и усмјерава их према магнетским половима. Будући да се честице сунчевог вјетра крећу брзинама од више стотина км/с, при судару с честицама у земљиној атмосфери долази до ионизирања плина и појаве свјетлости. Ова се појава уочава у поларним подручјима, због чега је добила име поларна свјетлост или Аурора Бореалис (односно Аурора Аустралис на јужној земљиној полутци). Уколико је сунчева активност већа, појачано дјеловање сунчева вјетра може довести до појаве поларне свјетлости и на мањим земљописним ширинама. У таквим увјетима постоји могућност ометања или чак оштећења радио-комуникацијских уређаја на Земљи и умјетним сателитима.

Комети се приликом доласка у близину Сунца загријавају, слеђена површина комета испарава и ослобађа облак плина и честица прашине. Дјеловањем честица сунчевог вјетра, облак се обликује у реп комета. Будући да сунчев вјетар долази из смјера Сунца, потискује реп комета у супротном смјеру.

Магнетско поље

[уреди | уреди извор]

Сунце је магнетски активна звијезда. Она одржава јако и промјењиво магнетско поље, које се мијења у 11 годишњем Сунчевом циклусу. Сунчево магнетско поље изазива многе појаве, које се једним именом називају Сунчеве активности, у које убрајамо Сунчеве пјеге на фотосфери, Сунчеве бакље, као и Сунчев вјетар, који односи дио плазме кроз Сунчев сустав. Утјецај Сунчевог магнетског поља на Земљи може бити у виду поларне свјетлости, те ометати радио-комуникације и електричне мреже.

Разлика у брзини окретања екватора и полова или диференцијална ротација, узрокује и увијање магнетског поља, које ствара ерупцију лукова на површини Сунца и покретање Сунчевих пјега и проминенција.

Сунчево магнетско поље излази из самог простора Сунца, будући да магнетизирани Сунчев вјетар носи дио Сунчевог магнетског поља у Сунчев сустав, стварајући тако међупланетарно магнетско поље. Док је јачина магнетског поља на Сунчевој фотосфери око 50 – 400 μТ, у близини Земље оно износи око 0,1 нТ.[34]

Животни циклус

[уреди | уреди извор]

Сунце је настало прије 4,57 милијарде година, што одговара положају у главном низу (Хертзспрунг-Русселлов дијаграм), а и доказ су пронађене најстарије стијене из Сунчевог сустава, за које је након датирања радиоактивним материјалом утврђено да су старе 4,567 милијарда година. На основу материјала којим располаже за нуклеарну фузију, Сунце је на пола пута према главном низу, то значи да још око 5 милијарда година треба да се потроши сав водик. Сунце нема довољно материјала да заврши као супернова, него ће након 5 милијарда година постати црвени див.[35]

Сунчева свјетлост

[уреди | уреди извор]
Главни чланак: Сунчева свјетлост

Сунчева свјетлост је првенствени извор енергије за Земљу. Сунчева константа је снага коју Сунце пренесе на Земљину атмосферу по јединици површине. Она износи 1 368 W/м2 у горњим слојевима Земљине атмосфере, док на директно осунчаној Земљиној површини у зениту износи око 1 000 W/м2, јер га ослаби атмосфера.[36]

Извори

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ „Хоw Роунд ис тхе Сун?”. НАСА. 2 Оцтобер 2008. Архивирано из оригинала на датум 2011-05-13. Приступљено 7 Марцх 2011. 
  2. ↑ „Фирст Евер СТЕРЕО Имагес оф тхе Ентире Сун”. НАСА. 6 Фебруарy 2011. Архивирано из оригинала на датум 2011-04-16. Приступљено 7 Марцх 2011. 
  3. ↑ Wоолфсон, M. (2000). „Тхе оригин анд еволутион оф тхе солар сyстем”. Астрономy & Геопхyсицс 41 (1): 1.12. ДОИ:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. ИССН 1366-8781. 
  4. ↑ „Сун”. Wорлд Боок. НАСА. Архивирано из оригинала на датум 2005-02-17. Приступљено 2009-10-31. 
  5. ↑ Wилк, С. Р. (2009). „Тхе Yеллоw Сун Парадоx”. Оптицс & Пхотоницс Неwс: 12–13. Архивирано из оригинала на датум 2012-06-18. Приступљено 2015-03-05. 
  6. ↑ Тхан, К. (2006). „Астрономерс Хад ит Wронг: Мост Старс аре Сингле”. Спаце.цом. Приступљено 2007-08-01. 
  7. ↑ Лада, C. Ј. (2006). „Стеллар мултиплицитy анд тхе инитиал масс фунцтион: Мост старс аре сингле”. Астропхyсицал Јоурнал Леттерс 640 (1): Л63–Л66. Бибцоде 2006ApJ...640L..63L. ДОИ:10.1086/503158. 
  8. ↑ Буртон, W. Б. (1986). „Стеллар параметерс”. Спаце Сциенце Ревиеwс 43 (3–4): 244–250. ДОИ:10.1007/BF00190626. [мртав линк]
  9. ↑ Бесселл, M. С.; Цастелли, Ф.; Плез, Б. (1998). „Модел атмоспхерес броад-банд цолорс, болометриц цоррецтионс анд температуре цалибратионс фор О–М старс”. Астрономy анд Астропхyсицс 333: 231–250. Бибцоде 1998A&A...333..231B. 
  10. ↑ „А Стар wитх тwо Нортх Полес”. Сциенце @ НАСА. НАСА. 22 Април 2003. Архивирано из оригинала на датум 2009-07-18. Приступљено 2015-03-05. 
  11. ↑ Рилеy, П.; Линкер, Ј. А.; Микић, З. (2002). „Моделинг тхе хелиоспхериц цуррент схеет: Солар цyцле вариатионс”. Јоурнал оф Геопхyсицал Ресеарцх 107 (А7): ССХ 8–1. Бибцоде 2002JGRA..107.1136R. ДОИ:10.1029/2001JA000299. ЦитеИД 1136. Архивирано из оригинала на датум 2009-08-14. Приступљено 2015-03-05. 
  12. ↑ Адамс, Ф. C.; Лаугхлин, Г.; Гравес, Г. Ј. M. (2004). „Ред Дwарфс анд тхе Енд оф тхе Маин Сеqуенце”. Ревиста Меxицана де Астрономíа y Астрофíсица 22: 46–49. Бибцоде 2004RMxAC..22...46A. Архивирано из оригинала на датум 2011-07-26. Приступљено 2015-03-05. 
  13. ↑ Когут, А.; ет ал (1993). „Диполе Анисотропy ин тхе ЦОБЕ Дифферентиал Мицроwаве Радиометерс Фирст-Yеар Скy Мапс”. Астропхyсицал Јоурнал 419: 1. Бибцоде 1993ApJ...419....1K. ДОИ:10.1086/173453. 
  14. ↑ Симон, А. (2001). Тхе Реал Сциенце Бехинд тхе X-Филес : Мицробес, метеоритес, анд мутантс. Симон & Сцхустер. стр. 25–27. ИСБН 0684856182. 
  15. ↑ Пхиллипс, Кеннетх Ј. Х. (1995). Гуиде то тхе Сун. Цамбридге Университy Пресс. стр. 78–79. ИСБН 9780521397889. 
  16. ↑ Фалк, С.W.; Латтмер, Ј.M.; Марголис, С.Х. (1977). „Аре суперновае соурцес оф пресолар граинс?”. Натуре 270 (5639): 700–701. ДОИ:10.1038/270700a0. 
  17. ↑ Х. Сцхwентек анд W. Еллинг: "А поссибле релатионсхип бетwеен спецтрал бандс ин сунспот нумбер анд тхе спаце-тиме организатион оф оур планетарy сyстем", Солар Пхyсицс, 1984. [1][мртав линк]
  18. ↑ Аттила Грандпиерре: "Он тхе оригин оф солар цyцле периодицитy", јоурнал = Астропхyсицс анд Спаце Сциенце, 2004., [2][мртав линк]
  19. ↑ Wиллсон Р.C., Худсон Х.С.: "Тхе Сун'с луминоситy овер а цомплете солар цyцле", јоурнал:Натуре, (1991) [3]
  20. ↑ Таппинг, К.Ф.: "Рецент солар радио астрономy ат центиметер wавеленгтх: тхе темпорал вариабилитy оф тхе 10.7-цм флуx", јоурнал: Ј. Геопхyс. Рес., 1987.
  21. ↑ „Табле оф температурес, поwер денситиес, луминоситиес бy радиус ин тхе сун”. Архивирано из оригинала на датум 2001-11-29. Приступљено 2015-03-05. 
  22. ↑ Види [4] Архивирано 2001-11-29 на Либрарy оф Цонгресс-у
  23. ↑ ед. бy Андреw M. Соwард... (2005). „Тхе солар тацхоцлине: Форматион, стабилитy анд итс роле ин тхе солар дyнамо”. Флуид дyнамицс анд дyнамос ин астропхyсицс анд геопхyсицс ревиеwс емергинг фром тхе Дурхам Сyмпосиум он Астропхyсицал Флуид Мецханицс, Јулy 29 то Аугуст 8, 2002. Боца Ратон: ЦРЦ Пресс. стр. 193–235. ИСБН 9780849333552. 
  24. ↑ Група аутора, Мала енциклопедија Просвета, Београд, 1968
  25. ↑ „Солар Пхотоспхере“. У Енцyцлопедиа оф Астрономy & Астропхyсицс, Натуре Публисхинг Гроуп, 2001
  26. ↑ Фреедман, Р. А.; Кауфманн III, W. Ј. (2008). Универсе. Неw Yорк, УСА: W. Х. Фрееман анд Цомпанy. стр. 762. ИСБН 978-0-7167-8584-2. 
  27. ↑ Контар, Е. П.; Ханнах, I. Г.; Мацкиннон, А. L. (2008), „Цхромоспхериц магнетиц фиелд анд денситy струцтуре меасурементс усинг хард X-раyс ин а фларинг цоронал лооп”, Астрономy анд Астропхyсицс 489 (3): Л57, арXив:0808.3334, Бибцоде 2008A&A...489L..57K, ДОИ:10.1051/0004-6361:200810719 
  28. ↑ Авретт, Е. Х. (2003), „Тхе Солар Температуре Минимум анд Цхромоспхере”, АСП Цонференце Сериес 286: 419, Бибцоде 2003ASPC..286..419A, ИСБН 1-58381-129-X 
  29. ↑ Асцхwанден M. Ј., 2004. "Пхyсицс оф тхе Солар Цорона. Ан Интродуцтион", публисхер=Праxис Публисхинг Лтд.
  30. ↑ Ваиана, Г.С., Криегер, А.С., Тимотхy, А.Ф., јоурнал = Солар Пхyсицс, 1973.
  31. ↑ Ваиана, Г.С., Туцкер, W.Х: "Солар X-Раy Емиссион ин "X-Раy Астрономy" ед. бy Р. Гиаццони анд Х. Гунскy, 1974.
  32. ↑ Ваиана, Г.С., Роснер, Р.: "Рецент адванцес ин Цоронае Пхyсицс", јоурнал = Анн. Рев. Астрон. Астропхyсицс, 1978.
  33. ↑ Гибсон Е. Г., 1973. "Тхе Qуиет Сун", публисхер=Натионал Аеронаутицс анд Спаце Администратион, Wасхингтон D.C.
  34. ↑ Wиллсон, Р. C.; Худсон, Х. С. (1991). „Тхе Сун'с луминоситy овер а цомплете солар цyцле”. Натуре 351 (6321): 42–4. ДОИ:10.1038/351042a0. 
  35. ↑ Голдсмитх, D.; Оwен, Т. (2001). Тхе сеарцх фор лифе ин тхе универсе. Университy Сциенце Боокс. стр. 96. ИСБН 9781891389160. 
  36. ↑ Пхиллипс, Кеннетх Ј. Х. (1995). Гуиде то тхе Сун. Цамбридге Университy Пресс. стр. 319–321. ИСБН 9780521397889. 

Литература

[уреди | уреди извор]

Вањске везе

[уреди | уреди извор]
Сунце Сунце
Унутрашња структура: Језгро • Радијативна зона • Тахоклин • Конвективна зона • Фотосфера
Спољашња структура: Атмосфера (Хромосфера · Транзициона зона · Корона) • Сунчев ветар • Хелиосфера • Терминациони шок • Хелиопауза • Магнетно поље
Појаве на Сунцу: Сунчеве пеге • Факуле • Грануле • Супергрануле • Спикуле • Сунчеве бакље • Ерупције • Протуберанце • Коронални лукови • Короналне експлозије • Короналне рупе
Појаве везане за Сунце: Сунчева активност (Сунчев циклус) • Сунчево зрачење • Сунчев динамо • Ротација • Помрачења • Хелиосеизмологија • Проблем Сунчевих неутрина • Стандардни модел Сунца
Астрономија
Преузето из „https://sh.wikipedia.org/w/index.php?title=Sunce&oldid=42238806”