Слънце

от Уикипедия, свободната енциклопедия
Направо към: навигация, търсене
Слънце Sun symbol.svg
Звезда
Sun920607.jpg
Общи данни
(Епоха J2000)
Ректасцензия 286,13º
(19 часа 4 мин. 31,2 сек.)[1]
Деклинация 63,87º
Разстояние 149,6×106 km
Видима зв. величина (V) −26,8m
Астрометрия
Радиална скорост (Rv) 1993 km/s
Орбитална скорост 217 km/s
Абсолютна звездна величина (V) 4,8m
Физически характеристики
Маса 1,9891 × 1030 kg
(332 950 земни маси)
Площ 6,09 × 1012 km²
(11 900 земни площи)
Обем 1,41 × 1018 km³
(1 300 000 земни обема)
Плътност – средна: 1,408 g/cm³
– в ядрото: 150 g/cm³
Сплеснатост 9 × 10−6
Радиус 6,96 × 105 km
(109 земни радиуса)
Възраст 4,6 млрд. год.
Повърхностна темп. 5780 K
Светимост (LS) 3,827×1026 W
Период на въртене 25,38 дни
(25 дни 9 часа 7 мин. 12±8 сек.)[1]
Втора космическа скорост 617,54 km/s
Наклон на оста 7,25º (към еклиптиката)
67,23º (към галактическата равнина)
Галактически период 2,26 × 108 години
Повърхностна гравитация 273,95 m s-2 (27,9 G)
Среден интензитет (IS) 2,009 × 107 W m−2 sr−1
Фотосферно съдържание
Водород 73,46 %
Хелий 24,85 %
Кислород 0,77 %
Въглерод 0,29 %
Желязо 0,16 %
Неон 0,12 %
Азот 0,09 %
Силиций 0,07 %
Магнезий 0,05 %
Сяра 0,04 %

Слънцето е звездата в центъра на Слънчевата система. То представлява почти идеална сфера, съставена от гореща плазма и магнитни полета.[2][3] Диаметърът му е около 1 392 000 km, близо 109 пъти по-голям от този на Земята, а масата му ( 1.9891 × 1030 kg, 330 000 пъти повече от земната) съставлява около 99,86% от общата маса на Слънчевата система.[4] От химическа гледна точка около три четвърти от масата на Слънцето е образувана от водород, а остатъкът е предимно хелий, като 1,69% от масата (или 5628 пъти повече от масата на Земята) са други по-тежки елементи, като кислород, въглерод, неон, желязо и други.[5]

Слънцето се класифицира по своя спектрален клас като G2V, като често се описва неформално като жълто джудже, защото видимото му излъчване е най-силно в жълто-зелената част на спектъра и защото, макар че цветът му е бял, от повърхността на Земята то обикновено изглежда жълто, заради разсейването на синята светлина в атмосферата.[6][7] В сигнатурата на спектралния клас G2 показва, че повърхностната му температура е около 5778 K (5505 °C), а V - че Слънцето, както повечето звезди, е част от главната последователност и генерира енергията си чрез ядрен синтез на водородни ядра в хелий. В своето ядро Слънцето преобразува по този начин 620 милиона тона водород всяка секунда. В миналото разглеждано от астрономите като малка и относително незначителна звезда, днес Слънцето се смята за по-ярко от около 85% от звездите в галактиката Млечен път, повечето от които са червени джуджета.[8][9] Абсолютната величина на Слънцето е +4,83, но поради неговата голяма близост до Земята то е най-яркият обект в небето с видима величина -26,74.[10][11] Горещата корона на Слънцето непрекъснато се разширява в пространството, създавайки слънчев вятър, поток от заредени частици, достигащ до хелиопаузата на близо 100 астрономически единици. Областта в междузвездната среда, образувана от слънчевия вятър, се нарича хелиосфера и е най-голямата непрекъсната структура в Слънчевата система.[12][13]

В момента Слънцето се придвижва през Местния междузвезден облак в зоната на Местния мехур, част от вътрешния ръб на ръкава Орион на галактиката Млечен път. Сред 50-те най-близки звездни системи, разположени на разстояние до 17 светлинни години от Земята, Слънцето е на четвърто място по маса.[14] То се движи в орбита около галактичния център на Млечния път на разстояние около 24-26 хиляди светлинни години, извършвайки едно завъртане по часовниковата стрелка, гледано от галактичния северен полюс, за около 225-250 милиона години. Тъй като галактиката се движи спрямо реликтовото излъчване със скорост 550 km/s в посока на съзвездието Хидра, резултантната скорост на Слънцето спрямо реликтовото излъчване е около 370 km/s в посока на съзвездията Чаша и Лъв.[15]

Средното разстояние от Слънцето до Земята е приблизително 149,6 милиона километра (1 AU), като действителното разстояние варира при движението на Земята от перихелия през януари до афелия през юли и обратно.[16] При това средно разстояние светлината пътува от Слънцето до Земята за около 8 минути и 19 секунди. Енергията на тази слънчева светлина поддържа почти целия живот на Земята чрез процеса на фотосинтеза[17] и направлява климата на планетата. Силното въздействие на Слънцето върху Земята е известно от праисторически времена, като Слънцето е смятано от някои култури за божество. Точната научна представа за Слънцето се развива бавно, като дори през 19 век водещи учени познават зле неговото физично устройство и източника му на енергия. Познанието за Слънцето продължава да се развива и в наши дни, като някои аномалии в поведението му остават необяснени.

Характеристики[редактиране | edit source]

На тази неестествено оцветена ултравиолетова снимка на Слънцето се виждат слънчево изригване от клас C3 (бялата зона в горния ляв край), вълна на Мортън (вълновидната структура в горния десен край) и множество нишки от плазма, следващи магнитното поле и издигащи се от повърхността на звездата

Слънцето е звезда от главната последователност от спектрален клас G2, съдържаща около 99,8632% от общата маса на Слънчевата система. То има почти идеално сферична форма със сплеснатост, оценявана на около 9 милионни,[18] което означава, че полярният му диаметър се различава от екваториалния само с 10 km. Тъй като Слънцето се състои от плазма и не е твърдо, то се върти по-бързо на екватора, отколкото на полюсите си. Това явление се нарича диференциално въртене и се дължи на конвекцията в Слънцето и на движението на маса, вследствие на големите температурни градиенти от ядрото към външността. Тази маса носи част от момента на импулса на Слънцето с посока, обратна на движението на часовниковата стрелка, гледано от северния полюс на еклиптиката, като по този начин преразпределя ъгловата скорост. Периодът на това действително завъртане е приблизително 25,6 дни на екватора и 33,5 дни на полюсите. В същото време, поради непрекъснато променящото се положение на Земята при нейното въртене около Слънцето, видимото завъртане на звездата е около 28 дни.[19] Центробежният ефект от това бавно въртене е 18 милиона пъти по-слаб от повърхностната гравитация на слънчевия екватор. Приливното въздействие на планетите е още по-слабо и не се отразява значимо на формата на Слънцето.[20]

Слънцето е звезда от I популация, богата на тежки елементи (различни от водород и хелий).[21] Образуването му изглежда е предизвикано от ударни вълни от една или повече близки свръхнови.[22] За това говори голямото количество тежки елементи, като злато и уран, в Слънчевата система в сравнение със системите от II популация. Тези елементи най-вероятно са произведени при ендергонни ядрени реакции при появата на свръхнова или при трансмутация чрез неутронно захващане във вътрешността на масивна звезда от второ поколение.[21]

Слънцето няма ясно изразена повърхност, като земеподобните планети, и във външните му части плътността на изграждащите го газове намалява експоненциално с отдалечаване от центъра.[23] Въпреки това то има ясна вътрешна структура, описана по-долу. Слънчевият радиус се определя като разстоянието от центъра на звездата до външния край на фотосферата. Това е слоят, над който газовете са прекалено охладени и разредени, за да излъчват значително количество светлина, поради което е и най-видимата с невъоръжено око повърхност на Слънцето.[24]

Вътрешността на Слънцето не може да се наблюдава пряко, а Слънцето като цяло е непрозрачно за електромагнитно излъчване. Въпреки това, подобно на сеизмологията, която използва вълните, предизвикани от земетресенията, за да изследва вътрешната структура на Земята, хелиосеизмологията използва инфразвуковите вълни, преминаващи през вътрешността на Слънцето, за да измерва и визуализира вътрешната структура на Слънцето.[25] Компютърното моделиране също играе важна роля при изследването на вътрешните слоеве на Слънцето.

Ядро[редактиране | edit source]

Разрез на звезда от типа на Слънцето

Смята се, че ядрото достига от неговия център до около 20–25% от слънчевия радиус.[26] То има плътност, достигаща 150 g/cm3[27][28] (около 150 пъти повече от плътността на водата), и температура почти 15,7 милиона келвина. За сравнение, повърхностната температура на Слънцето е приблизително 5 800 K. Според последните анализи на данните от мисията СОХО, ядрото се върти с по-голяма скорост, отколкото междинната зона.[26] През по-голямата част от жизнения цикъл на Слънцето, енергията се произвежда чрез ядрен синтез, преминаващ през поредица стъпки, известни като протон-протонен цикъл, при което водород се преобразува в хелий.[29] По-малко от 2% от хелият, създаван в Слънцето, идва от CNO-цикъл.

Ядрото е единствената част на Слънцето, където се отделят значими количества топлинна енергия чрез ядрен синтез. Във вътрешните 24% от слънчевия радиус се генерират 99% от енергията, а на 30% от радиуса ядреният синтез вече е почти напълно прекратен. Останалата част от звездата се нагрява от енергията, предавана от ядрото навън. Енергията от ядрения синтез в ядрото преминава през поредица от слоеве, докато достигне до фотосферата и излезе в космоса като слънчева светлина или кинетична енергия на частиците.[30][31]

Протон-протонният цикъл се извършва в ядрото на Слънцето около 9,2×1037 пъти всяка секунда. Тъй като тази реакция използва четири от общо ~8,9×1056 свободни протона (водородни ядра) в Слънцето, всяка секунда тя преобразува около 3,7×1038 или около 6,2×1011 kg протони в алфа частици (хелиеви ядра).[31] Синтезът на хелий от водород освобождава около 0,7% от синтезираната маса във вид на енергия,[32] поради което Слънцето отделя енергия със скорост на преобразуването на маса в енергия от 4,26 милиона тона в секунда, 3,846×1026 W или 9,192×1010 мегатона тротилов еквивалент в секунда. Тази маса не е унищожена при създаването на енергия, а е освободена в излъчваната енергия, съгласно концепцията за равенство на маса и енергия.

Генерирането на енергия чрез ядрен синтез в ядрото се променя с разстоянието от центъра на Слънцето. В центъра теоретичните модели го оценяват на приблизително 276,5 W/m3,[33] плътност на производството на енергия, по-близка до метаболизма на влечугите, отколкото до термоядрена бомба. Върховото производство на енергия в Слънцето е сравнимо с топлината, генерирана в активен компостен куп. Огромната отделяна от Слънцето енергия не се дължи на голямата концентрация на генерирането, а на големия му размер.

Скоростта на ядрения синтез в ядрото се намира в самоподдържащо се равновесие: малко по-висока скорост би предизвикала по-голямо нагряване на ядрото и топлинно разширение към масата на външните слоеве, което би намалило скоростта, а малко по-ниска скорост би довела до охлаждане и леко свиване, увеличайвайки скоростта до равновесното ниво.[34][35]

Гама-лъчите (фотони с висока енергия), освобождавани при ядрения синтез, се абсорбират от слънчевата плазма само на милиметри от мястото на реакцията, след което се излъчват отново в произволна посока и с малко по-ниска енергия. По тази причина достигането на излъчването до повърхността на Слънцето отнема много време. Оценките за времето на преминаване на фотоните варират между 10 и 170 хиляди години.[36] За сметка на това при отделяните неутрино, на които се падат около 2% от общата енергия, произвеждана от Слънцето, това време е едва 2,3 секунди. Тъй като преносът на енергия в Слънцето е процес, включващ фотони в термодинамично равновесие с материята, мащабът на преноса на енергия в слънцето е в порядъка на 20 милиона години. Това е времето, което би било необходимо на Слънцето, за да се върне в устойчиво състояние, ако скоростта на генериране на енергия в ядрото му бъде внезапно променена.[37]

След последен преход през конвективния външен слой до прозрачната повърхност на фотосферата, фотоните напускат Слънцето като видима светлина. Гама-лъчите в ядрото се преобразуват в милиони фотони видима светлина преди да излязат в космоса. При реакциите в ядрото се отделят и неутрино, но за разлика от фотоните те почти не взаимодействат с материята, така че почти всички незабавно напускат Слънцето. В продължение на години измерванията на количеството неутрино, отделяни от Слънцето, показват около 3 пъти по-ниски стойности от теоретично очакваните. Това разминаване е обяснено през 2001 година с откриването на ефектите на неутринната осцилация - Слънцето отделя теоретичния брой неутрино, но детекторите на неутрино пропускат 2/3 от тях, тъй като при достигането си до тях те са променили своя аромат.[38]

Междинна зона[редактиране | edit source]

Междинната зона е вътрешен слой на Слънцето, който се намира между ядрото и конвективната зона.Там основно се пренася енергия от ядрото към по-външните слоеве, чрез дифузия. Енергията се придвижва през междинната зона под формата на фотони. Материята в този слой е толкова гъста, че фотоните се придвижват на много малко разстояние преди да бъдат абсорбирани или разпръснати от други частици. Поради тази причина на гама лъчите са нужни средно 171 000 години за да успеят да напуснат междинната зона на Слънцето. През този интервал температурата на плазмата спада от 15 милиона Келвина, близо до ядрото, до 1,5 милиона Келвина, в края на междинната зона.

Конвективна зона[редактиране | edit source]

Конвективната зона е външният слой на Слънцето, от неговата повърхност, до около 200 000 км навътре към ядрото, което е около 70% от слънчевия радиус от центъра. Енергията в този слой се пренася предимно чрез конвекция.Температурата тук е по-ниска от колкото в междинната зона и в резултат на това преносът на топлина е по-бавен. Плътността на газовете обаче е достатъчно ниска за да се образуват конвективни течения, които успяват да пренесат топлината до фотосферата на Слънцето. След като материята стигне до фотосферата, тя се охлажда и плътността и се увеличава, при което тя отново спада до повърхността на междинната зона, където поема още топлина и така цикълът се повтаря.

Фотосфера[редактиране | edit source]

Фотосферата е видимата повърхност на Слънцето. Над нея слънчевата светлина е свободна да се разпространява в пространството, а енергията изцяло напуска Слънцето чрез този слой. Фотосферата е десетки до стотици километри дебела и е малко по-непрозрачна от въздуха на Земята. Тъй като външната част на този слой е по-студена от вътрешната, изображенията на Слънцето изглеждат по-ярки в центъра, от колкото в краищата на слънчевия диск. По време на ранните изследвания на оптичния спектър на фотосферата се установило че там има елемент, който не е бил открит на Земята по това време. През 1868 година Норман Локиер нарича този елемент хелий, на гръцкия бог на Слънцето- Хелиос. 25 години по-късно хелият бива изолиран и на Земята.

Атмосфера[редактиране | edit source]

Частите на Слънцето над фотосферата се наричат общо слънчева атмосфера. Те могат да бъдат наблюдавани с телескопи и се разделят на 5 основни зони: температурния минимум, хромосферата, преходния слой, короната и хелиосферата. Хромосферата, преходният слой и короната са много по-горещи от повърхността на Слънцето. Най-студеният слой на Слънцето е температурният минимум, който е на около 500км над фотосферата и е с температура от около 4100 Келвина. Тази част на Слънцето е достатъчно студена, за да могат да съществуват прости молекули като водороден окис и вода. Над температурния минимум се намира слой с дебелина от около 2000км, наречен хромосфера, от гръцкия корен хромо, означаващ цвят, наречен така защото хромосферата изглежда като цветен блясък в началото и в края на пълните слънчеви затъмнения. Над нея се простира 200-километровия преходен слой, в който температурите много рязко се повишават. Този слой е трудно видим от повърхността на Земята. Короната е разширената външна част от атмосферата на Слънцето, която е много по-голяма по обем от колкото е самото Слънце. Короната непрекъснато се разширява в пространството и се превръща в слънчев вятър, който изпълва цялата Слънчева система. В най-горещите си части, короната е от 8 до 20млн Келвина, като все още не е ясно от къде идва цялата тази топлина. Хелиосферата,която се счита за най-слабия външен слой на атмосферата, се простира чак до орбитата на Плутон.

Магнитно поле[редактиране | edit source]

Слънцето е магнитно активна звезда. То поддържа силно магнитно поле, което се променя от година на година и обръща посоката си на всеки 11 години около слънчевия максимум. Магнитното поле на Слънцето води до много процеси, наречени общо слънчева активност, включваща слънчевите петна по повърхността на звездата, слънчевите изригвания, както и промените в слънчевия вятър, който пренася материя през Слънчевата система. Процесите, следствие от слънчевата активност на Земята, включват сиянията и нарушаването на радио-комуникацията и електрическата енергия. Слънчевата дейност променя структурата на външната атмосфера на Земята.

Химичен състав[редактиране | edit source]

Слънцето е съставено главно от водород и хелий. Съдържа много по малко други елементи като кислород, въглерод, неон, желязо и други. Когато Слънцето изчерпи запасите си от водород (по долу още информация) ще започне процес на разширение.

Слънчеви цикли[редактиране | edit source]

Жизнен цикъл[редактиране | edit source]

Слънцето е звезда, далеч по-малка от сините гиганти. Тя се е формирала преди 4,6 милиарда години (според ядрената космохронология); за типична G2 звезда се очаква да съществува в продължение на около 10 милиарда години.

Слънцето не е достатъчно масивно, за да избухне като свръхнова. Вместо това след още 4 до 5 милиарда години то ще се превърне в червен гигант, изчерпвайки водорода в ядрото си. Тогава то ще започне да преобразува хелий във въглерод и температурата на ядрото му ще нарастне до 3×108 K. Високата температура ще предизвика „раздуване“ на външните конвекционални слоеве на Слънцето, които вероятно ще достигнат чак до орбитата на Земята. Скорошни изследвания обаче показват, че вследствие на интензивната загуба на маса на Слънцето при раздуването Земята ще се премести на по-висока орбита. Плътността на външните слоеве на Слънцето като червен гигант ще е по-малка от сегашната плътност на земната атмосфера, но със значително по-висока температура (около 2000-3000 K). Изчерпвайки хелия в ядрото си, Слънцето ще претърпи термични пулсации — свивания и раздувания с нарастваща амплитуда, при всеки следващ цикъл, губейки част от външните си слоеве, докато накрая се превърне в бяло джудже.

Жизнен цикъл на Слънцето

За разлика от по-масивните звезди като Сириус и Бетелгейзе, Слънцето не може да преобразува значителни количества въглерод в по-тежки елементи и поради тази причина бялото джудже ще бъде съставено предимно от въглерод.

Слънчева светлина[редактиране | edit source]

Движение и разположение в галактиката[редактиране | edit source]

Слънцето обикаля около центъра на Млечния път на разстояние от около 25 000 до 28 800 светлинни години, извършвайки една обиколка за около 226 милиона години. Орбиталната скорост на Слънцето е 217 km/s (1/1400 от скоростта на светлината или 1 АЕ за 8 дни).

Теоретични проблеми[редактиране | edit source]

История на изследванията[редактиране | edit source]

Първите спътници проектирани за наблюдения на Слънцето са Пионер 5, 6, 7, 8 и 9 конструирани от НАСА и изстреляни между 1959 и 1968 г. Тези сонди се движат в близка орбита около слънцето и правят първите измервания върху слънчевия вятър и слънчевото магнитно поле. Пионер 9 функционира особено дълго време и изпраща информация до 1989 г.

Мисията СОХО (съкратено от английски „Слънчева хелиосферна обсерватория“) е изстреляна съвместно от ЕКА и НАСА на 2 декември 1995 г. Първоначално е замислена като двегодишна мисия, но СОХО функционира вече над десет години. Поради големия си успех, ще бъде последван от нова мисия наречена „Слънчева Динамична Обсерватория“ (Solar Dynamics Observatory), която по план трябва да бъде изстреляна през 2008 г. Разположен в точките на Лагранж между Земята и Слънцето (така че гравитационното привличане между двете е равно) СОХО осигурява постоянен поглед върху звездата. Апарата открива голямо количество малки комети, повечето от които изгарят при преминаването си около слънцето.

Мисията Дженезис на НАСА, изстреляна през 2001 г., има за цел събиране на частици от слънчевия вятър в околоземна орбита и доставянето им обратно на Земята. При връщането си през септември 2004 г. спускаемият парашут на апарата не се отваря и той се разбива в пустинята Мохаве в Невада, САЩ. Въпреки това учените са оптимистични, че ще могат да анализират част от частиците, донесени от апарата.

Наблюдения и ефекти[редактиране | edit source]

При наблюдение на Слънцето са видни следните явления:

Внимание: НИКОГА не гледайте Слънцето директно. Неговата светлина уврежда ретината и може да причини частична или пълна загуба на зрението.

В културата[редактиране | edit source]

За древните Слънцето е било божество, даряващо живота. Наричали са го с най-различни имена — египтяните Атон, гърците Хелиос, а римляните Сол. Изследването на Слънцето има огромно значение за Земята и представлява ключ за разбиране на особеностите на далечните звезди, които не могат да се наблюдават толкова детайлно.

„Слънце“

У нас то е централен елемент от иконостасите на редица църкви и резбованите тавани в паметници на културата от Копривщица, Рилският манастир и др.

Бележки[редактиране | edit source]

  1. а б ((en))  Report of the IAU/IAG Working Group on Cartographic Coordinates and Rotational Elements of the Planets and Satellites: 2000. // www.hnsky.org. Посетен на 22 Dec 2013.
  2. ((en))  How Round is the Sun?. // NASA, 2 October. Посетен на 2011-03-07.
  3. ((en))  First Ever STEREO Images of the Entire Sun. // NASA, 6 February. Посетен на 2011-03-07.
  4. ((en)) Woolfson, M. The origin and evolution of the solar system. // Astronomy & Geophysics 41 (1). 2000. DOI:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. с. 1.12.
  5. ((en)) Basu, S. и др. Helioseismology and Solar Abundances. // Physics Reports 457 (5–6). 2008. DOI:10.1016/j.physrep.2007.12.002. с. 217.
  6. ((en))  Sun. // World Book. NASA. Посетен на 2009-10-31.
  7. ((en)) Wilk, S. R. The Yellow Sun Paradox. // Optics & Photonics News. 2009. с. 12–13.
  8. ((en)) Than, K. Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single. // Space.com, 2006. Посетен на 2007-08-01.
  9. ((en)) Lada, C. J. Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single. // Astrophysical Journal Letters 640 (1). 2006. DOI:10.1086/503158. с. L63–L66.
  10. ((en)) Burton, W. B. Stellar parameters. // Space Science Reviews 43 (3–4). 1986. DOI:10.1007/BF00190626. с. 244–250.
  11. ((en)) Bessell, M. S и др. Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars. // Astronomy and Astrophysics 333. 1998. с. 231–250.
  12. ((en))  A Star with two North Poles. // Science @ NASA. NASA, 22 April.
  13. ((en)) Riley, P и др. Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations. // Journal of Geophysical Research 107 (A7). 2002. DOI:10.1029/2001JA000299. CiteID 1136. с. SSH 8–1.
  14. ((en)) Adams, F. C. и др. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence. // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 22. 2004. с. 46–49.
  15. ((en)) Kogut, A. и др. Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps. // Astrophysical Journal 419. 1993. DOI:10.1086/173453. с. 1.
  16. ((en))  Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020. // US Naval Observatory, 31 January. Посетен на 2009-07-17.
  17. ((en)) Simon, A. The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster, 2001. ISBN 0684856182. с. 25–27.
  18. ((en)) Godier, S и др. The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface. // Astronomy and Astrophysics 355. 2000. с. 365–374.
  19. ((en)) Phillips, Kenneth J. H. Guide to the Sun. Cambridge University Press, 1995. ISBN 9780521397889. с. 78–79.
  20. ((en)) Schutz, Bernard F. Gravity from the ground up. Cambridge University Press, 2003. ISBN 9780521455060. с. 98–99.
  21. а б ((en)) Zeilik, M.A. и др. Introductory Astronomy & Astrophysics. 4th. Saunders College Publishing, 1998. ISBN 0030062284. с. 322.
  22. ((en)) Falk first = S.W. и др. Are supernovae sources of presolar grains?. // Nature 270 (5639). 1977. DOI:10.1038/270700a0. с. 700–701.
  23. ((en)) Zirker, Jack B. Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press, 2002. ISBN 9780691057811. с. 11.
  24. ((en)) Phillips, Kenneth J. H. Guide to the Sun. Cambridge University Press, 1995. ISBN 9780521397889. с. 73.
  25. ((en)) Phillips, Kenneth J. H. Guide to the Sun. Cambridge University Press, 1995. ISBN 9780521397889. с. 58–67.
  26. а б ((en)) García, R. и др. Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core. // Science 316 (5831). 2007. DOI:10.1126/science.1140598. с. 1591–1593.
  27. ((en)) Basu и др. Fresh insights on the structure of the solar core. // The Astrophysical Journal 699 (699). 2009. DOI:10.1088/0004-637X/699/2/1403. с. 1403.
  28. ((en))  NASA/Marshall Solar Physics. // Solarscience.msfc.nasa.gov, 2007-01-18. Посетен на 2009-07-11.
  29. ((en)) Broggini, Carlo. Nuclear Processes at Solar Energy. // Physics in Collision. 26–28 June 2003. с. 21.
  30. ((en)) Zirker, Jack B. Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press, 2002. ISBN 9780691057811. с. 15–34.
  31. а б ((en)) Phillips, Kenneth J. H. Guide to the Sun. Cambridge University Press, 1995. ISBN 9780521397889. с. 47–53.
  32. ((en)) Shu, Frank H. The physical universe: an introduction to astronomy. University Science Books, 1982. ISBN 0-935702-05-9. с. 102.
  33. ((en)) Cohen, Hannah. From Core to Corona. Layers of the Sun. // fusedweb.llnl.gov. Lawrence Livermore National Laboratory, 1998. Посетен на 2012-01-05.
  34. ((en)) Haubold, H.J. и др. Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment. // Basic space science. AIP Conference Proceedings 320. May 18, 1994. DOI:10.1063/1.47009. с. 102.
  35. ((en)) Myers, Steven T.. Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium. // 1999-02-18. Посетен на 2009-07-15.
  36. ((en)) NASA. Ancient Sunlight. // Technology Through Time (50). 2007.
  37. ((en)) Stix, Michael. On the time scale of energy transport in the sun. // Solar Physics 212 (1). January 2003. DOI:10.1023/A:1022952621810. с. 3–6.
  38. ((en)) Schlattl, H. Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem. // Physical Review D 64 (1). 2001. DOI:10.1103/PhysRevD.64.013009. с. 013009.

Вижте също[редактиране | edit source]

Външни препратки[редактиране | edit source]