Wikiprojekt:Tłumaczenie artykułów/Słońce

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania


Ujednoznacznienie Ten artykuł dotyczy gwiazdy. Zobacz też: inne znaczenia tego słowa.
Słońce Astronomiczny symbol Słońca
kliknij obrazek, aby go powiększyć
Dane obserwacyjne
Typ widmowy G2 V
Wielkość
gwiazdowa
(V)
−26,74m[1]
Wielkość
gwiazdowa
absolutna
4,83m[1]
Wiek Słońca ~4,6 Ga[2][3]
Średnia odległość
od Ziemi
149 600 000 km
(8 min. 19 s świetlnych)
Średnica kątowa tarczy widziana z Ziemi 31,6–32,7′[4]
Parametry orbitalne
Średnia odległość
od centrum Galaktyki
~2,7×1017 km
(27 200 l.ś.)
Okres galaktyczny (2,25–2,50)×108 lat
Prędkość ~220 km/s (wokół centrum Galaktyki)
20 km/s (względem średniej prędkości sąsiednich gwiazd)
370 km/s (względem promieniowania tła)[5]
Właściwości fizyczne
Promień równikowy 696 342 ± 65 km[6]
(109 R)
Długość równika 4,379×106 km[7]
Spłaszczenie 9×10-6
Powierzchnia 6,09×1012 km²[7]
(11 900 powierzchni Ziemi)
Objętość 1,41 × 1018 km³[7]
(1 300 000 objętości Ziemi)
Masa (1,98855 ± 0,00025) ×1030 kg[1]

(~333 000 mas Ziemi)

Gęstość średnia 1408 kg/m³[1][7][8]
(0,255 gęstości Ziemi)
Gęstość w centrum 162 200 kg/m³[1](model)
Ciążenie
na równiku
274,0 m/s²[1]
(27,9 g)
Prędkość ucieczki
przy powierzchni
617,7 km/s[7]
(55 × wartość dla Ziemi)
Metaliczność Z = 0,0122[9]
Temperatura efektywna
powierzchni
5778 K (5505 °C)[1]
Temperatura
korony słonecznej
zmienna, od 1 do ~5 milionów K, typowo ~2 mln K
Temperatura jądra 1,57×107 K[1] (model)
Strumień promieniowania (L) 3,846×1026 W[1]

3,75×1028 lm

Ruch obrotowy
Inklinacja 7,25º[1]
(względem ekliptyki)
67,23º
(względem płaszczyzny
Galaktyki)
Rektascensja
bieguna
północnego[10]
286,13º (19h 4min 30s)
Deklinacja
bieguna
północnego
+63,87º (63° 52')
Okres obrotu ok. 1 miesiąc
Na równiku: 25,05 d[1]
Szerokość 16°: 25,38 d[1][10]
Na biegunach: 34,4 d[1]
Prędkość liniowa
na równiku
7189 km/h[7]
Skład fotosfery (wg masy):
wodór 73,46%[11]
hel 24,85%
tlen 0,77%
węgiel 0,29%
żelazo 0,16%
neon 0,12%
azot 0,09%
krzem 0,07%
magnez 0,05%
siarka 0,04%

Słońce (łac. Sol, Helius, gr. Ἥλιος Hḗlios) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała Układu Słonecznego. Słońce składa się z gorącej plazmy utrzymywanej przez grawitację i kształtowanej przez pole magnetyczne. Jest prawie idealnie kuliste[12][13], ma średnicę około 1 392 684 km[6], około 109 razy większą niż Ziemia, a jego masa (1,989 ×1030 kg, około 330 tysięcy razy większa niż masa Ziemi) stanowi około 99,86% całkowitej masy Układu Słonecznego[14]. Około trzy czwarte masy Słońca tworzy wodór, podczas gdy resztę stanowi głównie hel. Pozostałe 1,69% (co odpowiada 5,6 M) tworzą cięższe pierwiastki, w tym m.in. tlen, węgiel, neon i żelazo[15].

Słońce uformowało się około 4,567 mld lat temu[16] na skutek kolapsu grawitacyjnego obszaru w dużym obłoku molekularnym. Większość materii zgromadziła się w centrum, a reszta utworzyła orbitujący wokół niego, spłaszczony dysk, który przekształcił się w Układ Słoneczny. Centralna część stawała się coraz gęstsza i gorętsza, aż w jej wnętrzu zainicjowana została synteza termojądrowa. Uważa się, że niemal wszystkie gwiazdy powstają na skutek tego procesu. Typ widmowy Słońca to G2 V, jest to gwiazda ciągu głównego, nieformalnie określana jako „żółty karzeł”, ponieważ jej promieniowanie w zakresie widzialnym jest najintensywniejsze w żółto-zielonej części widma i chociaż w rzeczywistości ma barwę białą, obserwowane z powierzchni Ziemi może wydawać się żółte ze względu na rozpraszanie światła niebieskiego w atmosferze[17]. Oznaczenie typu widmowego „G2” wiąże się z jego temperaturą efektywną równą około 5778 K (5505 °C), a numer klasy widmowej „V” wskazuje że Słońce, jak większość gwiazd, należy do ciągu głównego ewolucji gwiazd i generuje energię w wyniku fuzji jądrowej, łącząc jądra wodoru w hel. Słońce przetwarza w jądrze w ciągu sekundy około 620 milionów ton wodoru[18][19].

Słońce długo było uznawane przez astronomów za małą i stosunkowo niewyróżniającą się gwiazdę; obecnie sądzi się, że Słońce jest jaśniejsze niż około 85% gwiazd w Drodze Mlecznej, z których większość jest czerwonymi karłami[20][21]. Absolutna wielkość gwiazdowa Słońca wynosi 4,83m; jednak jako gwiazda położona najbliżej Ziemi, Słońce jest najjaśniejszym obiektem na niebie o obserwowanej wielkości gwiazdowej równej -26,74m[22][23]. Jest przez to około 13 mld razy jaśniejsze niż następna co do jasności gwiazda, Syriusz, o pozornej wielkości -1,46m. Gorąca korona słoneczna stale rozszerza w przestrzeni, tworząc wiatr słoneczny, strumień naładowanych cząstek, który rozciąga się do heliopauzy położonej około 100 jednostek astronomicznych od gwiazdy. Heliosfera, bańka w ośrodku międzygwiazdowym utworzona przez wiatr słoneczny, jest największą ciągłą strukturą w Układzie Słonecznym[24][25].

Słońce obecnie przemieszcza się przez Lokalny Obłok Międzygwiazdowy (w pobliżu Obłoku G) w obrębie Bąbla Lokalnego, w wewnętrznej części Ramienia Oriona w galaktyce Drogi Mlecznej[26][27]. Z 50 najbliższych systemów gwiezdnych w promieniu 17 lat świetlnych od Ziemi, Słońce zajmuje czwartą pozycję pod względem masy (najbliżej niego położony jest czerwony karzeł Proxima Centauri, odległy o 4,2 roku świetlnego)[28]. Słońce krąży wokół centrum Drogi Mlecznej w odległości około 24000-26000 lat świetlnych, zgodnie z kierunkiem ruchu wskazówek zegara (patrząc od strony galaktycznego bieguna północnego), z okresem obiegu około 225-250 milionów lat. Jako, że Droga Mleczna porusza się względem promieniowania tła (CMB) w kierunku konstelacji Hydry z prędkością 550 km/s, wypadkowa prędkość Słońca względem CMB to około 370 km/s, w kierunku gwiazdozbioru Pucharu lub Lwa[29].

Średnia odległość Ziemi od Słońca, 1 jednostka astronomiczna, to około 150 mln km; odległość ta zmienia się w ruchu orbitalnym Ziemi, która osiąga peryhelium w styczniu i aphelium w lipcu[30]. Przy tej średniej odległości, podróż światła od Słońca do Ziemi zajmuje około 8 minut i 19 sekund. Energia słoneczna jest niezbędna dla większości form życia na Ziemi[a], poprzez proces fotosyntezy zasilający najniższy poziom troficzny większości ekosystemów[31], a także napędza ziemską pogodę. Ogromny wpływ Słońca na Ziemię był dostrzegany już w czasach prehistorycznych, a Słońce było w wielu kulturach traktowane jako bóstwo. Naukowe zrozumienie funkcjonowania Słońca rozwijało się powoli i nawet w XIX wieku wybitni naukowcy mieli ograniczone pojęcie o tym, jak zbudowane jest Słońce i co jest źródłem jego energii. Wiedza na temat Słońca stale się rozwija; wciąż istnieją pewne problemy teoretyczne z wyjaśnieniem zjawisk dziejących się na Słońcu.

Nazwa[edytuj | edytuj kod]

The English proper noun Sun developed from Old English sunne (in around 725, attested in Beowulf), and may be related to south. Cognates to English sun appear in other Germanic languages, including Old Frisian sunne, sonne, Old Saxon sunna, Middle Dutch sonne, modern Dutch zon, Old High German sunna, modern German Sonne, Old Norse sunna, and Gothic sunnō. All Germanic terms for the Sun stem from Proto-Germanic *sunnōn[32][33].

In relation, the Sun is personified as a goddess in Germanic paganism, Sól/Sunna[33]. Scholars theorize that the Sun, as a Germanic goddess, may represent an extension of an earlier Proto-Indo-European sun deity due to Indo-European linguistic connections between Old Norse Sól, Sanskrit Surya, Gaulish Sulis, Lithuanian Saulė, and Slavic Solntse[33].

The English weekday name Sunday stems from Old English (Sunnandæg; "Sun's day", from before 700) and is ultimately a result of a Germanic interpretation of Latin dies solis, itself a translation of the Greek ἡμέρα ἡλίου (hēméra hēlíou)[34]. The Latin name for the star, Sol, is widely known but is not common in general English language use; the adjectival form is the related word solar[35][36]. The term sol is also used by planetary astronomers to refer to the duration of a solar day on another planet, such as Mars[37]. A mean Earth solar day is approximately 24 hours, while a mean Martian 'sol' is 24 hours, 39 minutes, and 35.244 seconds[38].

Astronomiczny symbol Słońca to okrąg z punktem w środku: ☉ (Unicode: 2609).

Charakterystyka[edytuj | edytuj kod]

Obraz turbulencji na powierzchni Słońca w dalekim ultrafiolecie. (NASA-SDO)
Film stworzony ze zdjęć sondy Solar Dynamics Observatory opracowanych tak, by wzmocnić widoczność struktur. Film obejmuje 24 h aktywności, 25 września 2011.

Słońce to gwiazda typu widmowego G zawierająca około 99,86% łącznej masy Układu Słonecznego. Jest prawie idealną kulą, ze spłaszczeniem szacowanym na około 9/1000000 [39], co oznacza, że jego promień biegunowy różni się od równikowego tylko o 10 km[40]. Ponieważ Słońce składa się z plazmy, która nie jest ciałem stałym, to obraca się szybciej na równiku niż na biegunach. To zachowanie jest znane jako rotacja różnicowa i jest spowodowane przez konwekcję w Słońcu i przepływ masy, ze względu na duży gradient temperatury pomiędzy jądrem a zewnętrzem. Masa ta przenosi część momentu pędu Słońca (lewoskrętną, patrząc od bieguna północnego ekliptyki), w ten sposób rozprowadzając prędkość kątową. Okres rzeczywistego obrotu jest równy około 25,6 dni na równiku i 33,5 dni na biegunach. Jednakże, ze względu stały ruch orbitalny Ziemi w kierunku zgodnym z obrotem gwiazdy, obserwuje się rotację materii na równiku Słońca z okresem 28 dni[41]. Siła odśrodkowa wywoływana przez ten wolny obrót jest 18 milionów razy słabsza niż ciążenie na powierzchni na równiku Słońca. Wpływ oddziaływań pływowych planet jest jeszcze słabszy i nie wpływa znacząco na kształt słońca[42].

Słońce jest przedstawicielem I populacji gwiazd, bogatych w metale[b][43]. Proces zapaści obłoku molekularnego, który doprowadził do powstania Słońca, mógł zostać wywołany przez falę uderzeniową pobliskiej eksplozji supernowej[44]. Wskazuje na to wysoka zawartość ciężkich metali, takich jak złoto i uran, w Układzie Słonecznym w stosunku do zawartości tych pierwiastków w tzw. gwiazdach II populacji (ubogich w metale). Najprawdopodobniej te pierwiastki powstawały w endotermicznych reakcjach jądrowych zachodzących podczas wybuchu supernowej, lub procesach przemiany jądrowej przez wychwyt neutronów w masywnych gwiazdach drugiej populacji[43].

Słońce nie posiada określonej powierzchni, jak planety grupy ziemskiej, w jego zewnętrznych warstwach gęstość gazów spada wykładniczo wraz ze wzrostem odległości od jego centrum[45]. Niemniej jednak ma dobrze określoną strukturę wewnętrzną, opisaną poniżej. Promień Słońca jest mierzony od środka do krawędzi fotosfery. Fotosfera jest ostatnią, widoczną warstwą Słońca, jako że wyższe warstwy są zbyt chłodne albo zbyt rozrzedzone, aby emitować wystarczającą ilość światła, aby być widoczne gołym okiem[46] w obecności jaskrawego światła pochodzącego z fotosfery. Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, gdy fotosfera jest zasłonięta przez Księżyc, można łatwo dostrzec koronę słoneczną.

Wnętrze Słońca nie jest bezpośrednio obserwowalne, a samo Słońce jest nieprzezroczyste dla promieniowania elektromagnetycznego. Jednak, podobnie jak sejsmologia wykorzystuje fale generowane przez trzęsienia ziemi, aby badać wewnętrzną strukturę Ziemi, heliosejsmologia korzysta z fal ciśnienia (infradźwięki) przechodzących przez wnętrze Słońca do badań i wizualizacji wewnętrznej struktury gwiazdy[47]. Również modelowanie komputerowe jest używane jako narzędzie do teoretycznych badań jego głębszych warstw.

Jądro[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Jądro gwiazdy.
Struktura wewnętrzna Słońca

Uważa się, że jądro Słońca rozciąga się od centrum gwiazdy do około 20-25% promienia słonecznego[48]. Ma ono gęstość do 150 g/cm3[49][50] (około 150 razy większą niż gęstość wody) i temperaturę blisko 15,7 mln K[50]. Natomiast temperatura na powierzchni Słońca wynosi tylko około 5800 K. Najnowsze analizy SOHO wskazują, że jądro obraca się szybciej niż pozostała zewnętrzna część strefy promienistej[48]. Przez większość życia Słońca energia jest wytwarzana w procesach syntezy jądrowej w tak zwanym cyklu protonowym; proces ten przekształca wodór w hel[51]. Tylko 0,8% energii wytwarzanej w Słońcu pochodzi z cyklu CNO[52].

Jądro to jedyny obszar Słońca, który wytwarza znaczne ilości energii cieplnej poprzez syntezę jądrową; 99% energii jest generowane w obrębie 24% promienia Słońca, a w odległości od centrum równej 30% promienia, synteza nie zachodzi już niemal wcale. Reszta gwiazdy jest ogrzewana przez ciepło przenoszone na zewnątrz poprzez promieniowanie z jądra do leżących wyżej warstw konwekcyjnych, w których zachodzi także przenoszenie ciepła przez konwekcję. Energia wytwarzana przez syntezę w jądrze musi podróżować przez wiele kolejnych warstw do fotosfery słonecznej przed ucieczką w przestrzeń w postaci światła słonecznego lub energii kinetycznej cząstek[53][54].

Cykl protonowy zachodzi około 9,2 ×1037 razy w każdej sekundzie. Ponieważ reakcja ta wykorzystuje cztery wolne protony (jądra wodoru), zamienia około 3,7 ×1038 protonów w cząstki alfa (jądra helu) na sekundę (spośród łącznie ok. 8,9 ×1056 wolnych protonów w Słońcu), czyli około 6,2 ×1011 kg na sekundę[55]. Jako że synteza wodoru w hel przekształca około 0,7% masy w energię[56], Słońce traci energię równoważną 4,26 miliona ton na sekundę, co odpowiada 384,6 jottawatów (3,846 ×1026 W)[1] lub 9,192 ×1010 megaton trotylu na sekundę.

Produkcja energii przez syntezę w jądrze zmienia się wraz z odległością od środka Słońca. Modele teoretyczne oceniają, że w centrum jest to około 276,5 W/m3[57], Gęstość produkcji energii jest bardziej zbliżona do gadziego metabolizmu niż bomby termojądrowej[c]. Maksymalna produkcja energii w Słońcu jest porównywalna do ciepła generowanego w kompostowniku. Ogromna moc Słońca nie wynika z intensywnego generowania ciepła na jednostkę objętości, ale z jego dużych rozmiarów.

Tempo syntezy w jądrze jest w stanie równowagi trwałej: większe tempo syntezy spowodowałoby większe nagrzanie jądra i rozszerzenie się pomimo ciężaru wyższych warstw, a to zmniejszyłoby szybkość syntezy i skorygowało zaburzenie; podobnie nieco mniejsze tempo spowodowałoby ostygnięcie i skurczenie jądra, zwiększając szybkość syntezy i prowadząc do powrotu do obecnego poziomu[58][59].

Promieniowanie gamma (fotony o bardzo wysokiej energii) uwalniane w reakcji syntezy jest absorbowane po przebyciu zaledwie kilku milimetrów plazmy słonecznej, a następnie ponownie emitowane w losowym kierunku i z nieco mniejszą energią. Ze względu na to dotarcie promieniowania do powierzchni zajmuje dużo czasu. Oszacowania czasu podróży fotonów mieszczą się w zakresie od 10 000 do 170 000 lat[60]. Z kolei neutrina, które stanowią około 2% całkowitej produkcji energii, docierają do powierzchni Słońca w zaledwie 2,3 sekundy. Ponieważ transport energii w Słońcu to proces, w którym fotony pozostają w równowadze termodynamicznej z materią, skala czasu transportu energii w Słońcu jest dłuższa, rzędu 30 000 000 lat. Jest to czas, jaki zająłby Słońcu powrót do stanu równowagi, jeśli tempo produkcji energii w jądrze nagle się zmieniło[61].

Podczas ostatniej części podróży fotonu wewnątrz Słońca, w zewnętrznej warstwie konwekcyjnej, średnia droga swobodna jest dłuższa, a kolizje są rzadsze i mają mniej energii. Fotosfera jest przezroczystą powierzchnią Słońca, przez którą fotony uciekają jako światło widzialne. Każdy promień gamma wytwarzany w jądrze Słońca jest przekształcany na kilka milionów fotonów światła widzialnego przed ucieczką w kosmos. Reakcje syntezy w jądrze uwalniają także neutrina słoneczne, lecz one w przeciwieństwie do fotonów rzadko oddziałują z materią i prawie wszystkie są w stanie wydostać się ze Słońca. Przez wiele lat pomiary neutrin słonecznych wykazywały mniejszą ich liczbę niż wskazywała teoria. Liczba neutrin rejestrowanych neutrin była 3 razy mniejsza od oczekiwanych. Różnica ta została wyjaśniona w 2001 przez odkrycie oscylacji neutrin: Słońce emituje przewidywaną przez teorię liczbę neutrin, ale detektory neutrin nie wykrywały 2/3 z nich, dlatego że neutrina zmieniły zapach, zanim zostały wykryte[62].

Przekrój gwiazdy typu słonecznego (NASA)

Strefa promienista[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Strefa promienista.

Poniżej około 0,7 promienia słonecznego, materia słoneczna jest wystarczająco gorąca i gęsta, że promieniowanie cieplne jest podstawowym sposobem przekazywania energii z jądra[63]. W strefie tej wraz ze wzrostem odległości od jądra temperatura spada z około 7 do 2 milionów kelwinów[50]. Ten gradient temperatury jest mniejszy niż gradient adiabatyczny dla plazmy, dlatego nie nie zachodzi konwekcja[50]. Energia jest przekazywana przez promieniowanie - jony wodoru i helu emitują fotony, które pokonują jedynie krótki dystans i są pochłaniane przez inne jony [63]. Od 0,25 promienia słonecznego do górnej granicy strefy promienistej gęstość spada stukrotnie (od 20 g/cm3 do 0,2 g/cm3)[63].

Strefę promieniowania od strefy konwekcyjnej oddziela warstwa przejściowa, tzw. tachoklina. Jest to obszar, w którym zachodzi gwałtowna zmiana charakteru wielkoskalowego ruchu materii, pomiędzy jednolitym obrotem w strefie radiacyjnej a rotacją różnicową w strefie konwekcyjnej, co skutkuje dużym ścinaniem – stanem, w którym kolejne poziome warstwy przesuwają się jedna względem drugiej[64]. Ruchy płynu występujące w wyższej strefie konwekcyjnej, zanikają powoli wgłąb tej warstwy, przy dnie dopasowując się do zachowania strefy promienistej. Obecnie istnieje hipoteza, że słoneczne pole magnetyczne jest wytwarzane przez mechanizm dynama magnetohydrodynamicznego w tej strefie przejściowej[50].

Strefa konwektywna[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Strefa konwektywna.

W zewnętrznej warstwie Słońca, od jego powierzchni do głębokości około 200 000 km (70% promienia słonecznego od centrum), temperatura jest niższa niż w strefie promienistej i cięższe atomy nie są całkowicie zjonizowane. W rezultacie transport ciepła przez promieniowanie jest mniej wydajny. Gęstość gazów jest wystarczająco niska, aby umożliwić rozwinięcie się prądów konwekcyjnych. Materiał ogrzewany w tachoklinie zyskując ciepło rozszerza się, przez co zmniejsza się jego gęstość, co pozwala mu unosić się. W rezultacie rozwija się konwekcja termiczna: komórki konwekcyjne wynoszą większość ciepła na zewnątrz, w kierunku fotosfery. Gdy materia ochłodzi się w kontakcie z fotosferą, jej gęstość wzrasta, i gaz ponownie opada do podstawy strefy konwektywnej, gdzie odbiera ciepło z górnej części strefy promienistej i cykl się powtarza. W fotosferze temperatura spada do 5700 K, a gęstość do 0,2 g/m3 (około 1/6000 gęstości powietrza na poziomie morza)[50].

Małe komórki Bénarda obserwowane w mieszaninie acetonu i złotej farby w podgrzewanym płytkim naczyniu. Słoneczne komórki Bénarda są o rzędy wielkości większe, ale powstają na tej samej zasadzie – stąd podobieństwo.

Kolumny gorącej materii wznoszącej się w strefie konwekcyjnej tworzą ślad na powierzchni Słońca, w postaci granulacji powierzchni i supergranulacji. Turbulentna konwekcja w zewnętrznej części Słońca powoduje powstanie dynama o małej skali, które generuje lokalne pola magnetyczne o własnych biegunach północnych i południowych rozrzucone po całej powierzchni Słońca [50]. Komórki konwekcyjne na Słońcu są komórkami Bénarda, dlatego przybierają kształt podobny do graniastosłupów sześciokątnych[65].

Fotosfera[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Fotosfera.
Temperatura efektywna Słońca (5777 K) to temperatura, jaką musiało by mieć ciało doskonale czarne o tych samych rozmiarach, aby wypromieniowana moc była taka sama.

Widoczna powierzchnia Słońca, fotosfera, jest warstwą poniżej której Słońce staje się nieprzezroczyste dla światła widzialnego[66]. Powyżej fotosfery światło słoneczne rozchodzi się swobodnie w przestrzeni, a jego energia opuszcza Słońce całkowicie. Zmiana przezroczystości jest wynikiem zmniejszenia ilości jonów H-, które łatwo pochłaniają światło widzialne[66]. Światło widzialne które dociera do Ziemi jest wytwarzane, gdy elektrony reagują z atomami wodoru, tworząc jony H-[67][68]. Fotosfera ma od kilkudziesięciu do kilkuset kilometrów grubości, jest nieco bardziej przezroczysta niż powietrze na Ziemi. Ponieważ górna część fotosfery jest zimniejsza niż dolna, tarcza Słońca jest jaśniejsza w środku niż na krawędzi (limbie); zjawisko to znane jest jako pociemnienie brzegowe[66]. Widmo promieniowania słonecznego odpowiada widmu ciała doskonale czarnego o temperaturze ok. 6000 K, przeplecione liniami absorpcyjnymi (tzw. liniami Fraunhofera) pochodzącymi od gazów w rozrzedzonych warstwach leżących powyżej fotosfery. Fotosfera charakteryzuje się gęstością cząstek ~1023 m-3 (0,37% gęstości cząstek w atmosferze ziemskiej na poziomie morza). Fotosfera nie jest całkowicie zjonizowana, stopień jonizacji wynosi około 3%, prawie cały wodór istnieje w formie atomowej[69].

Podczas wczesnych badań widma optycznego fotosfery, stwierdzono, że niektóre linie absorpcyjne nie pasują do żadnego znanego pierwiastka chemicznego, jaki był znany na Ziemi. W 1868 r., Norman Lockyer postawił hipotezę, że te linie absorpcyjne reprezentują nieznany wcześniej pierwiastek, który nazwał hel, od greckiego boga Słońca Heliosa. Dwadzieścia pięć lat później, hel wyizolowano na Ziemi[70].

Atmosfera[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobne artykuły: Atmosfera słonecznaHeliosfera.
Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, koronę słoneczną można zobaczyć gołym okiem podczas krótkiej fazy pełnego zaćmienia.

Części Słońca położone poza fotosferą są określane łącznie jako atmosfera słoneczna[66]. Mogą być obserwowane dzięki teleskopom rejestrującym promieniowanie elektromagnetyczne od fal radiowych przez światło widzialne do promieniowania gamma. Poza fotosferą znajduje się pięć głównych obszarów: warstwa minimum temperaturowego, chromosfera, warstwa przejściowa, korona słoneczna i heliosfera[66].

Najchłodniejszym obszarem Słońca jest warstwa minimum temperaturowego, około 500 km nad fotosferą, gdzie temperatura spada do ~4100 K[66]. Jest ona dostatecznie niska, aby możliwe było istnienie molekuł prostych związków chemicznych, takich jak tlenek węgla i woda, które można wykryć w widmie absorpcyjnym[71].

Chromosfera, warstwa przejściowa i korona są znacznie gorętsze niż powierzchnia Słońca[66]. Zjawisko to nie zostało jednoznacznie wyjaśnione; zebrane dowody wskazują, że fale Alfvéna mogą mieć wystarczająco dużą energię, aby ogrzewać koronę[72].

Powyżej warstwy minimum temperaturowego znajduje się warstwa o grubości około 2000 kilometrów, w której widmie dominują linie emisyjne i absorpcyjne[66]. Nazywa się ją „chromosferą” od greckiego χρώμα (chroma), co oznacza „kolor”, ponieważ chromosfera jest widoczna podczas zaćmień Słonca jako kolorowy błysk na początku i na końcu fazy całkowitego zaćmienia[63]. Temperatura w chromosferze stopniowo wzrasta z wysokością, do około 20 000 K u szczytu warstwy[66]. W górnej części chromosfery hel staje się częściowo zjonizowany[73].

Łuki plazmy łączącej obszary o przeciwnej polarności magnetycznej składają się z drobnych filamentów. Zdjęcie wykonane przez Solar Optical Telescope na pokładzie sondy Hinode 12 stycznia 2007.

Powyżej chromosfery znajduje się cienka (około 200 km) warstwa przejściowa, w której temperatura wzrasta gwałtownie z około 20 000 K w górnej chromosferze do temperatur korony, bliskich miliona kelwinów[74]. Wzrost temperatury jest ułatwiony przez pełną jonizację helu w obszarze przejściowym, która znacznie zmniejsza radiacyjne ochładzanie plazmy[73]. Warstwa przejściowa nie występuje na ściśle określonej wysokości, ale raczej stanowi rodzaj „halo” wokół przejawów aktywności chromosferycznej, takich jak spikule i filamenty, i jest w stałym, chaotycznym ruchu[63]. Warstwa przejściowa nie jest łatwo widoczne z powierzchni Ziemi, ale jest dobrze widoczna z przestrzeni kosmicznej przez instrumenty wrażliwe na skrajny ultrafiolet[75].

Korona słoneczna jest następną warstwą atmosfery Słońca. Niska korona, bliżej powierzchni Słońca, ma gęstość cząstek około 1015-10 16 m-3[73][d]. Średnia temperatura korony i wiatru słonecznego to 1 000 000-2 000 000 K; w najgorętszych obszarach osiąga 8 000 000-20 000 000 K[74]. Chociaż nie istnieje kompletna teoria, która wyjaśniałaby temperaturę korony, przynajmniej część jej ciepła generuje rekoneksja magnetyczna[74][76]. Korona jest rozszerzoną, zewnętrzną atmosferą Słońca, która ma objętość znacznie większą niż objętość zawarta w obrębie fotosfery. Fale na zewnętrznej powierzchni korony, które losowo rozchodzą się na jeszcze większą odległość od Słońca nazywa się wiatrem słonecznym; rozchodzi się on w obrębie całego Układu Słonecznego[76].

Heliosfera, rzadki, najbardziej zewnętrzny obszar atmosfery Słońca, jest wypełniona plazmą wiatru słonecznego. Jej wewnętrzną granicę wyznacza obszar, w którym przepływ wiatru słonecznego staje się szybszy niż prędkość fal Alfvéna[77], około 20 promieni słonecznych (0,1 j.a.) od środka gwiazdy. Turbulencja i siły dynamiczne działające w heliosferze nie może wpływać na kształt korony słonecznej, ponieważ informacje (odkształcenia) mogą podróżować tylko z prędkością fal Alfvéna. Wiatr słoneczny przemieszcza się na zewnątrz w sposób ciągły przez heliosferę, formując pole magnetyczne Słońca na kształt spirali Archimedesa[76], aż osiągnie heliopauzę, ponad 50 j.a. od Słońca. W grudniu 2004 r. sonda Voyager 1 przekroczyła szok końcowy, wewnętrzną granicę heliosfery, a w 2012 roku wydostał się poza heliopauzą. Obie sondy Voyager rejestrowały podwyższony poziom wysokoenergetycznych cząstek w miarę zbliżania się do tej granicy[78].

Heliosfera rozciąga się daleko poza obszar planet Układu Słonecznego i orbity obiektów Pasa Kuipera, takich jak Pluton. Helipoauza wyznacza granicę wpływu Słońca, poza którą rozpościera się ośrodek międzygwiazdowy (pole grawitacyjne Słońca dominuje na większym obszarze).

Pole magnetyczne[edytuj | edytuj kod]

Na tym zdjęciu w fałszywych kolorach, ukazującym Słońce w ultrafiolecie, widoczny jest rozbłysk słoneczny klasy C3 (biały obszar po lewej, powyżej środka), słoneczne tsunami (falista struktura, w górnej prawej ćwiartce) i liczne włókna plazmy układające się wzdłuż linii pola magnetycznego, unoszące się nad powierzchnią gwiazdy.
Powierzchnia, na której pole magnetyczne Słońca zmienia polarność, kształtowana przez wpływ obracającego się pola magnetycznego Słońca na plazmę ośrodka międzyplanetarnego[79].

Słońce jest gwiazdą magnetycznie aktywną. Posiada silne, zmienne pole magnetyczne, które zmienia się nieustannie, a co około jedenaście lat zmienia kierunek, w pobliżu maksimum słonecznego[80]. Pole magnetyczne Słońca powoduje wiele efektów, które są zbiorczo nazywane aktywnością słoneczną, w tym plamy na powierzchni Słońca, rozbłyski i zmiany wiatru słonecznego, który niesie materię poprzez Układ Słoneczny (tzw. pogoda kosmiczna)[81]. Wpływ aktywności słonecznej na Ziemię przejawia się m.in. w występowaniu zórz na umiarkowanych i wysokich szerokościach geograficznych, zakłóceniach łączności radiowej i przesyle prądu elektrycznego. Uważa się, że aktywność słoneczna odegrała dużą rolę w powstaniu i ewolucji Układu Słonecznego. Aktywność słoneczna zmienia strukturę zewnętrznej atmosfery Ziemi[82].

Cała materia w Słońcu występuje w postaci gazu a w wysokich temperaturach plazmy. Dzięki temu Słońce może obracać się szybciej na równiku (około 25 dni), niż w wyższych szerokościach heliograficznych (około 35 dni w pobliżu biegunów). Rotacja różnicowa Słońca powoduje skręcenie linii jego pola magnetycznego, tworząc pętle pola magnetycznego, wznoszące się z powierzchni Słońca i powodując powstawanie plam słonecznych i protuberancji (patrz: rekoneksja magnetyczna). Ten ruch napędza dynamo słoneczne i 11-letni słoneczny cykl aktywności[83][84].

Słoneczne pole magnetyczne znacznie wykracza poza granice samego Słońca. Plazma wiatru słonecznego niesie pole magnetyczne w przestrzeń międzyplanetarną, tworząc tzw. międzyplanetarne pole magnetyczne[76]. Ponieważ plazma może poruszać się tylko wzdłuż linii pola magnetycznego, międzyplanetarne pole magnetyczne jest początkowo rozciągnięte radialnie od Słońca. Ponieważ pola na północ i na południe od równika słonecznego mają różne bieguny, z wektorem indukcji wskazującym w stronę Słońca bądź odwrotnie, w płaszczyźnie równikowej Słońca istnieje cienka warstwa graniczna, wzdłuż której płynie słaby prąd, która nazywana jest heliospheric current sheet[76]. W większej odległości obrót Słońca skręca pole magnetyczne i tę warstwę w kształt spirali Archimedesa, tworząc strukturę zwaną spiralą Parkera[76]. Międzyplanetarne pole magnetyczne jest o wiele silniejsze niż składowa dipolowa słonecznego pola magnetycznego, która na powierzchni fotosfery ma indukcję od 50 do 400 μT i maleje z odwrotnością sześcianu odległości od Słońca, do około 0,1 nT przy orbicie Ziemi. Jednakże, zgodnie z obserwacjami sond kosmicznych międzyplanetarne pole magnetyczne w pobliżu Ziemi ma wartość 5 nT, około sto razy większą[85]. Różnicę powodują pola magnetyczne generowane przez prądy elektryczne, płynące w plazmie pochodzącej ze Słońca.

Skład chemiczny[edytuj | edytuj kod]

Zdjęcie Słońca w skrajnym ultrafiolecie (171 Å) uzyskane przez sondy STEREO wysłane przez NASA w 2006.
Quote-alpha.png
Z punktu widzenia chemika, powierzchnia lub wnętrze gwiazdy… jest nudne — nie ma tam cząsteczek.”—Roald Hoffmann[86]

Słońce składa się głównie z dwóch pierwiastków chemicznych: wodoru i helu; stanowią one w fotosferze odpowiednio 74,9% i 23,8% masy Słońca[87]. Wszystkie cięższe pierwiastki, zwane w astronomii metalami, stanowią mniej niż 2% masy. Najliczniejszymi są tlen (około 1% masy Słońca), węgiel (0,3%), neon (0,2%) i żelazo (0,2%)[88].

Słońce odziedziczyło skład chemiczny po ośrodku międzygwiazdowym z którego powstało. Wodór i hel, które zawiera zostały wytworzone w procesach pierwotnej nukleosyntezy, a „metale” zostały wyprodukowane przez nukleosyntezę we wcześniejszych pokoleniach gwiazd, które zakończyły swoje życie i zwróciły swoją materię do ośrodka międzygwiezdnego przed powstaniem Słońca[89]. Skład chemiczny fotosfery jest zwykle uważany za reprezentatywny dla pierwotnego składu Układu Słonecznego[90]. Jednakże, od czasu gdy Słońce powstało, część helu i cięższych pierwiastków opadła w głąb gwiazdy z fotosfery. Dlatego stężenie helu w dzisiejszej fotosferze jest zmniejszone, a metaliczność stanowi tylko 84% metaliczności, jaką miało Słońce w fazie protogwiazdy (przed rozpoczęciem syntezy jądrowej w jądrze). Uważa się, że Słońce w fazie protogwiazdy zawierało 71,1% wodoru, 27,4% helu i 1,5% metali[87].

W wewnętrznej części Słońca, synteza jądrowa zmodyfikowała skład poprzez przekształcenie części wodoru w hel. Najgłębsza część Słońca zawiera obecnie mniej więcej 60% helu, przy niezmienionej zawartości metali. Ponieważ we wnętrzu Słońca energia jest przenoszona przez promieniowanie, a nie konwekcję (patrz strefa promienista powyżej), żaden z produktów syntezy z jądra nie wzniósł się do ​​fotosfery[91].

Reaktywna strefa „spalania” wodoru, gdzie ten pierwiastek jest przekształcany w hel, stopniowo otacza jądro helowym „popiołem”. Ten proces będzie trwał dalej i doprowadzi w końcu do tego, że Słońce opuści ciąg główny, by stać się czerwonym olbrzymem[92].

Zawartość cięższych pierwiastków jest typowo badana za pomocą spektroskopii fotosfery Słońca i analiz meteorytów, które nigdy nie były ogrzane do temperatury topnienia. Uważa się, że te meteoryty zachowały skład mgławicy przedsłonecznej, a zatem opadanie cięższych pierwiastków w Słońcu nie miało wpływu na zawartość metali w meteorytach. Te dwie metody na ogół dają zgodne wyniki[15].

Jony pierwiastków z grupy żelaza[edytuj | edytuj kod]

W latach 70. XX wieku wiele badań koncentrowało się na zawartości pierwiastków grupy żelaza w Słońcu[93][94]. Chociaż przeprowadzono znaczną liczbę badań, określenie zawartości niektórych pierwiastków (np. kobaltu i manganu) było nadal problematyczne (co najmniej do 1978), ze względu na ich strukturę nadsubtelną[93].

Pierwszy generalnie kompletny zestaw mocy oscylatora dla pojedynczo zjonizowanych pierwiastków grupy żelaza został opracowany w 1960 roku[95], a jego wersja w 1976[96]. W 1978 roku wyznaczono zawartość pojedynczo zjonizowanych atomów pierwiastków grupy żelaza[93].

Stosunki izotopów w Słońcu i planetach[edytuj | edytuj kod]

Różni autorzy rozważali frakcjonowanie masowe izotopów gazów szlachetnych pomiędzy Słońcem i planetami[97], np. korelacje między składem izotopowym planetarnego i słonecznego neonu i ksenonu[98]. Niemniej jednak przekonanie, że całe Słońce ma ten sam skład co atmosfera słoneczna, co najmniej do 1983 było szeroko rozpowszechnione[99]. W 1983 r. postawiono hipotezę, że to frakcjonowanie izotopów zachodzące w Słońcu wpłynęło na różnice w proporcjach izotopów w planetach i wietrze słonecznym[99].

Cykle słoneczne[edytuj | edytuj kod]

Plamy słoneczne i cykl słoneczny[edytuj | edytuj kod]

Aktywność słoneczna w ostatnich 30 latach. Oznaczenia wykresów: Irradiancja (dzienna/roczna), Plamy słoneczne, Rozbłysk słoneczny, Strumień radiowy 10,7 cm

Przy obserwacji Słońca przez odpowiednie filtry, najczęściej natychmiast widocznymi cechami jego powierzchni są zwykle plamy, wyraźne obszary powierzchni ciemniejsze niż ich otoczenie, ze względu na niższą temperaturę. Plamy słoneczne to regiony intensywnej aktywności magnetycznej, gdzie konwekcja jest hamowana przez silne pole magnetyczne, redukując transport ciepła z gorącego wnętrza na powierzchnię. Pole magnetyczne powoduje silne nagrzewanie korony, tworząc regiony aktywne, które są źródłem intensywnych rozbłysków i koronalnych wyrzutów masy. Największe plamy mogą mieć średnicę dziesiątek tysięcy kilometrów[100].

Liczba plam widocznych na Słońcu nie jest stała, ale zmienia się w 11-letnim cyklu znanym jako cykl słoneczny. W typowym minimum aktywności słonecznej plamy są mało widoczne, a czasami wcale. Te, które się pojawiają, występują się na wysokich szerokościach heliograficznych. W miarę rozwijania się cyklu słonecznego, liczba plam wzrasta i przenoszą się one bliżej równika Słońca; zjawisko to opisuje prawo Spörera. Plamy słoneczne zwykle występują w parach o przeciwnej biegunowości magnetycznej. Polaryzacja magnetyczna wiodącej plamy zmienia się na przeciwną w każdym kolejnym cyklu słonecznym, tak, że północny biegun magnetyczny w jednym cyklu słonecznym zostanie zastąpiony przez południowy biegunem magnetyczny w następnym[101].

Liczba obserwowanych plam na przestrzeni ostatnich 250 lat, uwidaczniająca cykl ~11-letni

Cykl słoneczny ma duży wpływ na pogodę kosmiczną, a także na klimat Ziemi, jako że jasność Słońca ma bezpośredni związek z aktywnością magnetyczną[102]. Słoneczne minima aktywności wydają się być skorelowane z niższymi temperaturami na Ziemi, a szczególnie długie cykle słoneczne korelują z cieplejszymi okresami. W XVII wieku cykl słoneczny zdawał się całkowicie zatrzymać na kilka lat; w tym okresie zaobserwowano bardzo niewiele plam. Podczas tej epoki, znanej jako minimum Maundera lub mała epoka lodowa, Europa doświadczyła wyjątkowo niskich temperatur[103]. Wcześniejsze wydłużone minima zostały odkryte poprzez analizę słojów przyrostu rocznego drzew i wydaje się, że zbiegły się w czasie z okresami niższych niż średnie temperatur na Ziemi[104].

Hipotetyczny cykl długookresowy[edytuj | edytuj kod]

Jedna z nowszych teorii twierdzi, że niestabilności magnetyczne w jądrze Słońca, które powodują wahania o okresach 41 000 lub 100 000 lat. Mogą one stanowić wyjaśnienie epok lodowcowych alternatywne wobec cykli Milankovicia[105][106].

Etapy życia[edytuj | edytuj kod]

Słońce obecnie jest w przybliżeniu w połowie najbardziej stabilnej części swojego życia. Nie zmieniło się znacznie w ciągu ostatnich czterech miliardów lat i pozostanie stabilne przez kolejne cztery miliardy. Jednakże po ustaniu syntezy wodoru w hel w jądrze, Słońce czekają poważne zmiany, zarówno wewnętrzne, jak i zewnętrzne.

Powstanie[edytuj | edytuj kod]

Słońce uformowało się około 4,57 miliarda lat temu w wyniku zapadnięcia się części wielkiego obłoku molekularnego, który składał się głównie z wodoru i helu, i przypuszczalnie utworzył wiele innych gwiazd[107]. Jego wiek został oszacowany na podstawie modeli komputerowych ewolucji gwiazd i pomiarów zawartości ciężkich radioizotopów[2]. Wynik ten jest spójny z datowaniem izotopowym najstarszej materii w Układzie Słonecznym, o wieku 4,567 miliarda lat[108][109]. Badania meteorytów ujawniły ślady stabilnych izotopów potomnych, pochodzących z rozpadu krótkożyciowych izotopów, takich jak żelazo-60, które mogą powstać naturalnie tylko w wyniku eksplozji krótko żyjących gwiazd. To wskazuje, że jedna lub więcej supernowych musiało eksplodować w pobliżu miejsca, gdzie narodziło się Słońce. Fale uderzeniowe wybuchów mogły spowodować zagęszczenie gazów w obłoku molekularnym i sprawić, że pewne jego regiony zapadły się pod wpływem własnej grawitacji[110]. Zachowanie momentu pędu sprawiło, że takie zapadający się obłok zaczynał obracać się, a także rozgrzewać w związku z wzrostem ciśnienia. Większość masy skupiła się w centrum, podczas gdy reszta spłaszczyła się, formując dysk protoplanetarny, z którego później powstały planety i inne satelity Słońca. Kompresja materii w jądrze tego obłoku generowała duże ilości ciepła, którego przybywało w miarę akrecji gazu z otaczającego dysku, aż do zainicjowania reakcji termojądrowych. W ten sposób narodziło się Słońce.

Ciąg główny[edytuj | edytuj kod]

Ewolucja jasności, promienia i temperatury efektywnej Słońca, w porównaniu ze stanem obecnym. Źródło: Ribas (2010)[111]

Słońce jest obecnie mniej więcej w połowie swojego pobytu w ciągu głównym ewolucji gwiazd, podczas którego reakcje w jądrze łączą jądra wodoru w hel. W kazdej sekundzie ponad cztery miliony ton materii są zamieniane w energię w jądrze Słońca; tworzone są fotony i neutrina. Takie tempo oznacza, że Słońce zdążyło przekształcić w energię masę około 100 mas Ziemi. Łącznie Słońce będzie gwiazdą ciągu głównego przez około 10 miliardów lat[112].

Ewolucja po zużyciu wodoru w jądrze[edytuj | edytuj kod]

Rozmiar Słońca dzisiaj w porównaniu z szacowanym rozmiarem w przyszłej fazie czerwonego olbrzyma

Słońce nie ma wystarczającej masy, aby wybuchnąć jako supernowa. Za około 5,4 miliarda lat opuści ono ciąg główny i zacznie proces przekształcania się w czerwonego olbrzyma. Ocenia się, że Słońce stanie się dostatecznie duże, żeby pochłonąć najbliższe planety, przypuszczalnie także Ziemię[113][114].

Jeszcze zanim Słońce stanie się olbrzymem, jego jasność niemal się podwoi i Ziemia stanie się gorętsza, niż Wenus jest obecnie. Kiedy za 5,4 mld lat wyczerpie się wodór w jądrze, Słońce wejdzie w fazę podolbrzyma i powoli podwoi swoje rozmiary w ciągu około pół miliarda lat. Przez następne pół miliarda lat będzie rozszerzało się szybciej, aż stanie się około 200 razy większe (pod względem średnicy) niż obecnie i kilka tysięcy razy jaśniejsze. Znajdzie się wtedy na tzw. gałęzi czerwonych olbrzymów (ang. red giant branch, RGB), w której to fazie spędzi około miliarda lat i utraci około 1/3 masy[114].

Ścieżka rozwoju gwiazdy o masie Słońca na diagramie H-R od ciągu głównego do stadium po asymptotycznej gałęzi olbrzymów (AGB).

Po zakończeniu fazy RGB Słońcu pozostanie tylko około 120 milionów lat aktywnego życia, ale będzie to okres obfitujący w wydarzenia. Najpierw nastąpi błysk helowy, gwałtowny zapłon reakcji syntezy helu w węgiel, a Słońce skurczy się do rozmiarów ok. 10 razy większych niż obecne przy 50 razy większej jasności i nieco niższej temperaturze niż dziś. Słońce trafi wtedy na tzw. gałąź horyzontalną diagramu H-R (ang. horizontal branch, HB), ale przy posiadanej masie nie będzie ewoluować daleko w błękitną stronę gałęzi; stanie się tylko nieznacznie większe i jaśniejsze w ciągu następnych 100 milionów lat syntezy helu w jądrze[114].

Po wyczerpaniu helu w jądrze Słońce ponownie rozszerzy się, ale szybciej niż po wyczerpaniu wodoru i do większych rozmiarów, osiągając większą jasność. Stanie się wtedy gwiazdą z asymptotycznej gałęzi olbrzymów (ang. asymptotic giant branch, AGB), prowadzącą syntezę wodoru i helu w powłokach otaczających zdegenerowane jądro. Po około 20 milionach lat wczesnej fazy AGB, Słońce zacznie stawać się stopniowo coraz mniej stabilne, gwałtownie tracąc masę i podlegając pulsom termicznym, które co ok. sto tysięcy lat zwiększą rozmiar i jasność na kilkuset lat. Kolejne pulsy będą coraz silniejsze, prowadząc do wzrostu jasności nawet do 5000 razy większej niż obecna i promienia do ponad 1 j.a.[115] Modele różnią się ocenami tempa i czasu utraty masy; większa utrata masy w fazie RGB prowadzi do mniejszych rozmiarów i jasności u szczytu AGB, przypuszczalnie sięgających tylko 200 R i 2000 L, odpowiednio[114]. Przewiduje się, że na Słońcu zajdą cztery pulsy termiczne, zanim gwiazda całkowicie straci otoczkę i stworzy mgławicę planetarną. Pod koniec tej fazy, trwającej ok. 500 tys. lat, Słońce będzie miało już tylko połowę obecnej masy.

Ewolucja po AGB jest jeszcze szybsza. Jasność pozostanie w przybliżeniu stała, podczas gdy temperatura wzrośnie; połowa masy Słońca zostanie wyrzucona i utworzy mgławicę planetarną, zjonizowaną przez promieniowanie odsłoniętego jądra, którego temperatura osiągnie 30 000 K. Ostatecznie temperatura jądra sięgnie ponad 100 000 K, po czym zacznie spadać, a jądro mgławicy przekształci się w białego karła. Mgławica planetarna rozproszy się po około 10 000 lat, ale biały karzeł przetrwa biliony (~1012) lat, zanim ostygnie całkowicie, stając się czarnym karłem[116][117].

Los Ziemi[edytuj | edytuj kod]

An artist's depiction of the Sun entering its red giant phase viewed from Earth. All life on Earth is extinct at this phase.

In the long run, the Earth's water and most of its atmosphere will eventually escape into space. During the Sun's life in the main sequence, the Sun is becoming more luminous (about 10% every 1 milliard years, at the present time). The surface temperature of the Sun is almost constant. The increase of luminosity is essentially due to a slow increase in the solar radius. The increase in solar luminosity is such that in about another milliard years the Earth's water will evaporate and escape into space, rendering the planet inhospitable to all known terrestrial life[114][118]. The Earth is not expected to survive the Sun's transition into a red giant. At its largest, the Sun will have a maximum radius beyond the Earth's current orbit, 1 AU (1.5×1011 m), 250 times the present radius of the Sun[114] By the time the Sun has entered the asymptotic red giant branch, the orbits of the planets will have drifted outwards due to a loss of roughly 30% of the Sun's present mass. Most of this mass will be lost as the solar wind increases. Also, tidal acceleration will help boost the Earth to a higher orbit (similar to what the Earth does to the moon). If it were only for this, Earth would probably remain outside the Sun. However, current research suggests that after the Sun becomes a red giant, Earth will be pulled in owing to tidal deceleration[114].

Światło słoneczne[edytuj | edytuj kod]

Comparison of the Sun's apparent size, as seen from the vicinity of Mercury, Venus, Earth, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptune and Pluto

Sunlight is Earth's primary source of energy. The only other source of energy the Earth has are the fissionable materials generated by the cataclysmic death of another star. These fissionable materials trapped in the Earth's crust is what gives rise to geothermal energy, which drives the volcanism on Earth while also making it possible for mankind to fuel nuclear reactors. The solar constant is the amount of power that the Sun deposits per unit area that is directly exposed to sunlight. The solar constant is equal to approximately Szablon:Val (watts per square meter) at a distance of one astronomical unit (AU) from the Sun (that is, on or near Earth)[119]. Sunlight at the top of Earth's atmosphere is composed (by total energy) of about 50% infrared light, 40% visible light, and 10% ultraviolet light[120].

Sunlight on the surface of Earth is attenuated by the Earth's atmosphere so that less power arrives at the surface—closer to Szablon:Val in clear conditions when the Sun is near the zenith[121]. The atmosphere in particular filters out over 70% of solar ultraviolet, especially at the shorter wavelengths[122].

Solar energy can be harnessed by a variety of natural and synthetic processes—photosynthesis by plants captures the energy of sunlight and converts it to chemical form (oxygen and reduced carbon compounds), while direct heating or electrical conversion by solar cells are used by solar power equipment to generate electricity or to do other useful work, sometimes employing concentrating solar power (that it is measured in suns). The energy stored in petroleum and other fossil fuels was originally converted from sunlight by photosynthesis in the distant past[123].

Ruch i położenie[edytuj | edytuj kod]

Illustration of the Milky Way galaxy, showing the location of the Sun (click to enlarge)

Szablon:See also The Sun lies close to the inner rim of the Milky Way Galaxy's Orion Arm, in the Local Fluff or the Gould Belt, at a hypothesized distance of 7.5–8.5 kpc (25,000–28,000 light-years) from the Galactic Center[124][125][126][127], contained within the Local Bubble, a space of rarefied hot gas, possibly produced by the supernova remnant, Geminga[128]. The distance between the local arm and the next arm out, the Perseus Arm, is about 6,500 light-years[129]. The Sun, and thus the Solar System, is found in what scientists call the galactic habitable zone.

The Apex of the Sun's Way, or the solar apex, is the direction that the Sun travels through space in the Milky Way, relative to other nearby stars. The general direction of the Sun's galactic motion is towards the star Vega in the constellation of Lyra at an angle of roughly 60 sky degrees to the direction of the Galactic Center.

The Sun's orbit around the Galaxy is expected to be roughly elliptical with the addition of perturbations due to the galactic spiral arms and non-uniform mass distributions. In addition the Sun oscillates up and down relative to the galactic plane approximately 2.7 times per orbit. It has been argued that the Sun's passage through the higher density spiral arms often coincides with mass extinctions on Earth, perhaps due to increased impact events[130]. It takes the Solar System about 225–250 million years to complete one orbit of the galaxy (a galactic year)[131], so it is thought to have completed 20–25 orbits during the lifetime of the Sun. The orbital speed of the Solar System about the center of the Galaxy is approximately 251 km/s (156 mi/s)[132]. At this speed, it takes around 1,190 years for the Solar System to travel a distance of 1 light-year, or 7 days to travel 1 AU[133].

Motion of the barycenter of the Solar System relative to the Sun

The Sun's motion about the center of mass of the Solar System is complicated by perturbations from the planets. The barycenter is just outside the volume of the Sun when Jupiter and Saturn (the two planets with the greatest masses) are roughly in the same direction, as seen from the Sun. When they are in opposite directions, and the other planets are aligned appropriately, the barycentre can be very close to the centre of the Sun. Every few hundred years this motion switches between prograde and retrograde[134].

Problemy teoretyczne[edytuj | edytuj kod]

Map of the full sun by STEREO and SDO spacecraft

Ogrzewanie korony[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Korona słoneczna.

The optical surface of the Sun (the photosphere) is known to have a temperature of approximately 6,000 K. Above it lies the solar corona, rising to a temperature of 1,000,000–2,000,000 K.[74] The high temperature of the corona shows that it is heated by something other than direct heat conduction from the photosphere[76].

It is thought that the energy necessary to heat the corona is provided by turbulent motion in the convection zone below the photosphere, and two main mechanisms have been proposed to explain coronal heating[74]. The first is wave heating, in which sound, gravitational or magnetohydrodynamic waves are produced by turbulence in the convection zone[74]. These waves travel upward and dissipate in the corona, depositing their energy in the ambient gas in the form of heat.[135] The other is magnetic heating, in which magnetic energy is continuously built up by photospheric motion and released through magnetic reconnection in the form of large solar flares and myriad similar but smaller events—nanoflares[136].

Currently, it is unclear whether waves are an efficient heating mechanism. All waves except Alfvén waves have been found to dissipate or refract before reaching the corona[137]. In addition, Alfvén waves do not easily dissipate in the corona. Current research focus has therefore shifted towards flare heating mechanisms[74].

Problem słabego, młodego Słońca[edytuj | edytuj kod]

Theoretical models of the Sun's development suggest that 3.8 to 2.5 milliard years ago, during the Archean period, the Sun was only about 75% as bright as it is today. Such a weak star would not have been able to sustain liquid water on the Earth's surface, and thus life should not have been able to develop. However, the geological record demonstrates that the Earth has remained at a fairly constant temperature throughout its history, and that the young Earth was somewhat warmer than it is today. The consensus among scientists is that the young Earth's atmosphere contained much larger quantities of greenhouse gases (such as carbon dioxide, methane and/or ammonia) than are present today, which trapped enough heat to compensate for the smaller amount of solar energy reaching the planet[138].

Historia obserwacji[edytuj | edytuj kod]

Wczesne próby zrozumienia[edytuj | edytuj kod]

The Trundholm Sun chariot pulled by a horse is a sculpture believed to be illustrating an important part of Nordic Bronze Age mythology. The sculpture is probably from around 1350 BC. It is displayed at the National Museum of Denmark.
Information icon.svg Osobny artykuł: Słońce w kulturze.

Like other natural phenomena, the Sun has been an object of veneration in many cultures throughout human history. Humanity's most fundamental understanding of the Sun is as the luminous disk in the sky, whose presence above the horizon creates day and whose absence causes night. In many prehistoric and ancient cultures, the Sun was thought to be a solar deity or other supernatural phenomenon. Worship of the Sun was central to civilizations such as the ancient Egyptians, the Inca of South America and the Aztecs of what is now Mexico. In religions such as Hinduism, the Sun is still considered a God. Many ancient monuments were constructed with solar phenomena in mind; for example, stone megaliths accurately mark the summer or winter solstice (some of the most prominent megaliths are located in Nabta Playa, Egypt; Mnajdra, Malta and at Stonehenge, England); Newgrange, a prehistoric human-built mount in Ireland, was designed to detect the winter solstice; the pyramid of El Castillo at Chichén Itzá in Mexico is designed to cast shadows in the shape of serpents climbing the pyramid at the vernal and autumn equinoxes.

The Egyptians portrayed Ra (=the sun) as being carried across the sky in a solar barque, accompanied by lesser gods, and to the Greeks, he was Helios, carried by a chariot drawn by fiery horses. From the reign of Elagabalus in the late Roman Empire the Sun's birthday was a holiday celebrated as Sol Invictus (literally “unconquered sun”) soon after the winter solstice which may have been an antecedent to Christmas. Regarding the fixed stars, the Sun appears from Earth to revolve once a year along the ecliptic through the zodiac, and so Greek astronomers considered it to be one of the seven planets (Greek planetes, “wanderer”), after which the seven days of the week are named in some languages[139][140][141].

Rozwój poglądów naukowych[edytuj | edytuj kod]

Since the discovery of sunspots by Galileo in 1609, scientists have continued to study the Sun.

In the early first millennium BC, Babylonian astronomers observed that the Sun's motion along the ecliptic was not uniform, though they were unaware of why this was; it is today known that this is due to the movement of the Earth in an elliptic orbit around the Sun, with the Earth moving faster when it is nearer to the Sun at perihelion and moving slower when it is farther away at aphelion[142].

One of the first people to offer a scientific or philosophical explanation for the Sun was the Greek philosopher Anaxagoras, who reasoned that it was a giant flaming ball of metal even larger than the Peloponnesus rather than the chariot of Helios, and that the Moon reflected the light of the Sun.[143] For teaching this heresy, he was imprisoned by the authorities and sentenced to death, though he was later released through the intervention of Pericles. Eratosthenes estimated the distance between the Earth and the Sun in the 3rd century BC as "of stadia myriads 400 and 80000", the translation of which is ambiguous, implying either 4,080,000 stadia (755,000 km) or 804,000,000 stadia (148 to 153 million kilometers or 0.99 to 1.02 AU); the latter value is correct to within a few percent. In the 1st century AD, Ptolemy estimated the distance as 1,210 times the Earth radius, approximately Szablon:Convert[144].

The theory that the Sun is the center around which the planets move was first proposed by the ancient Greek Aristarchus of Samos in the 3rd century BC, and later adopted by Seleucus of Seleucia (see Heliocentrism). This largely philosophical view was developed into fully predictive mathematical model of a heliocentric system in the 16th century by Nicolaus Copernicus. In the early 17th century, the invention of the telescope permitted detailed observations of sunspots by Thomas Harriot, Galileo Galilei and other astronomers. Galileo made some of the first known telescopic observations of sunspots and posited that they were on the surface of the Sun rather than small objects passing between the Earth and the Sun.[145] Sunspots were also observed since the Han Dynasty (206 BC – AD 220) by Chinese astronomers who maintained records of these observations for centuries. Averroes also provided a description of sunspots in the 12th century[146].

Arabic astronomical contributions include Albatenius' discovery that the direction of the Sun's apogee (the place in the Sun's orbit against the fixed stars where it seems to be moving slowest) is changing[147]. (In modern heliocentric terms, this is caused by a gradual motion of the aphelion of the Earth's orbit). Ibn Yunus observed more than 10,000 entries for the Sun's position for many years using a large astrolabe[148].

Sol, the Sun, from a 1550 edition of Guido Bonatti's Liber astronomiae.

The transit of Venus was first observed in 1032 by Persian astronomer and polymath Avicenna, who concluded that Venus is closer to the Earth than the Sun.[149] In 1672 Giovanni Cassini and Jean Richer determined the distance to Mars and were thereby able to calculate the distance to the Sun.

Isaac Newton observed the Sun's light using a prism, and showed that it was made up of light of many colors[150], while in 1800 William Herschel discovered infrared radiation beyond the red part of the solar spectrum[151]. The 19th century saw advancement in spectroscopic studies of the Sun; Joseph von Fraunhofer recorded more than 600 absorption lines in the spectrum, the strongest of which are still often referred to as Fraunhofer lines. In the early years of the modern scientific era, the source of the Sun's energy was a significant puzzle. Lord Kelvin suggested that the Sun was a gradually cooling liquid body that was radiating an internal store of heat.[152] Kelvin and Hermann von Helmholtz then proposed a gravitational contraction mechanism to explain the energy output, but the resulting age estimate was only 20 million years, well short of the time span of at least 300 million years suggested by some geological discoveries of that time[152]. In 1890 Joseph Lockyer, who discovered helium in the solar spectrum, proposed a meteoritic hypothesis for the formation and evolution of the Sun.[153]

Not until 1904 was a documented solution offered. Ernest Rutherford suggested that the Sun's output could be maintained by an internal source of heat, and suggested radioactive decay as the source[154]. However, it would be Albert Einstein who would provide the essential clue to the source of the Sun's energy output with his mass-energy equivalence relation E = mc2[155]. In 1920, Sir Arthur Eddington proposed that the pressures and temperatures at the core of the Sun could produce a nuclear fusion reaction that merged hydrogen (protons) into helium nuclei, resulting in a production of energy from the net change in mass.[156] The preponderance of hydrogen in the Sun was confirmed in 1925 by Cecilia Payne using the ionization theory developed by Meghnad Saha, an Indian physicist. The theoretical concept of fusion was developed in the 1930s by the astrophysicists Subrahmanyan Chandrasekhar and Hans Bethe. Hans Bethe calculated the details of the two main energy-producing nuclear reactions that power the Sun.[157][158] Finally, a seminal paper entitled "Synthesis of the Elements in Stars" was published in 1957 by Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler and Fred Hoyle[159]. The paper demonstrated convincingly that most of the elements in the universe had been synthesized by nuclear reactions inside stars, some like the Sun.

Misje kosmiczne[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg Osobny artykuł: Obserwatorium słoneczne.
The Sun giving out a large geomagnetic storm on 1:29 pm, EST, 13 March 2012
A lunar transit of the Sun captured during calibration of STEREO B's ultraviolet imaging cameras[160]

The first satellites designed to observe the Sun were NASA's Pioneers 5, 6, 7, 8 and 9, which were launched between 1959 and 1968. These probes orbited the Sun at a distance similar to that of the Earth, and made the first detailed measurements of the solar wind and the solar magnetic field. Pioneer 9 operated for a particularly long time, transmitting data until May 1983[161][162].

In the 1970s, two Helios spacecraft and the Skylab Apollo Telescope Mount provided scientists with significant new data on solar wind and the solar corona. The Helios 1 and 2 probes were U.S.–German collaborations that studied the solar wind from an orbit carrying the spacecraft inside Mercury's orbit at perihelion[163]. The Skylab space station, launched by NASA in 1973, included a solar observatory module called the Apollo Telescope Mount that was operated by astronauts resident on the station[75]. Skylab made the first time-resolved observations of the solar transition region and of ultraviolet emissions from the solar corona[75]. Discoveries included the first observations of coronal mass ejections, then called "coronal transients", and of coronal holes, now known to be intimately associated with the solar wind[163].

In 1980, the Solar Maximum Mission was launched by NASA. This spacecraft was designed to observe gamma rays, X-rays and UV radiation from solar flares during a time of high solar activity and solar luminosity. Just a few months after launch, however, an electronics failure caused the probe to go into standby mode, and it spent the next three years in this inactive state. In 1984 Space Shuttle Challenger mission STS-41C retrieved the satellite and repaired its electronics before re-releasing it into orbit. The Solar Maximum Mission subsequently acquired thousands of images of the solar corona before re-entering the Earth's atmosphere in June 1989.[164]

Launched in 1991, Japan's Yohkoh (Sunbeam) satellite observed solar flares at X-ray wavelengths. Mission data allowed scientists to identify several different types of flares, and demonstrated that the corona away from regions of peak activity was much more dynamic and active than had previously been supposed. Yohkoh observed an entire solar cycle but went into standby mode when an annular eclipse in 2001 caused it to lose its lock on the Sun. It was destroyed by atmospheric re-entry in 2005.[165]

One of the most important solar missions to date has been the Solar and Heliospheric Observatory, jointly built by the European Space Agency and NASA and launched on 2 December 1995.[75] Originally intended to serve a two-year mission, a mission extension through 2012 was approved in October 2009.[166] It has proven so useful that a follow-on mission, the Solar Dynamics Observatory (SDO), was launched in February 2010.[167] Situated at the Lagrangian point between the Earth and the Sun (at which the gravitational pull from both is equal), SOHO has provided a constant view of the Sun at many wavelengths since its launch[75]. Besides its direct solar observation, SOHO has enabled the discovery of a large number of comets, mostly tiny sungrazing comets which incinerate as they pass the Sun.[168]

A solar prominence erupts in August 2012, as captured by SDO

All these satellites have observed the Sun from the plane of the ecliptic, and so have only observed its equatorial regions in detail. The Ulysses probe was launched in 1990 to study the Sun's polar regions. It first travelled to Jupiter, to "slingshot" past the planet into an orbit which would take it far above the plane of the ecliptic. Serendipitously, it was well-placed to observe the collision of Comet Shoemaker-Levy 9 with Jupiter in 1994. Once Ulysses was in its scheduled orbit, it began observing the solar wind and magnetic field strength at high solar latitudes, finding that the solar wind from high latitudes was moving at about 750 km/s which was slower than expected, and that there were large magnetic waves emerging from high latitudes which scattered galactic cosmic rays.[169]

Elemental abundances in the photosphere are well known from spectroscopic studies, but the composition of the interior of the Sun is more poorly understood. A solar wind sample return mission, Genesis, was designed to allow astronomers to directly measure the composition of solar material. Genesis returned to Earth in 2004 but was damaged by a crash landing after its parachute failed to deploy on re-entry into Earth's atmosphere. Despite severe damage, some usable samples have been recovered from the spacecraft's sample return module and are undergoing analysis[170].

The Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) mission was launched in October 2006. Two identical spacecraft were launched into orbits that cause them to (respectively) pull further ahead of and fall gradually behind the Earth. This enables stereoscopic imaging of the Sun and solar phenomena, such as coronal mass ejections[171][172].

The Indian Space Research Organisation has scheduled the launch of a 100 kg satellite named Aditya for 2015–16. Its main instrument will be a coronagraph for studying the dynamics of the Solar corona[173].

Obserwacje i ich rezultaty[edytuj | edytuj kod]

The Sun, as seen from low Earth orbit overlooking the International Space Station. This sunlight is not filtered by the lower atmosphere, which blocks many wavelengths of light

The brightness of the sun can cause pain from looking at it with the naked eye; however, doing so for brief periods is not hazardous for normal non-dilated eyes.[174][175] Looking directly at the Sun causes phosphene visual artifacts and temporary partial blindness. It also delivers about 4 milliwatts of sunlight to the retina, slightly heating it and potentially causing damage in eyes that cannot respond properly to the brightness[176][177]. UV exposure gradually yellows the lens of the eye over a period of years, and is thought to contribute to the formation of cataracts, but this depends on general exposure to solar UV, and not whether one looks directly at the Sun.[178] Long-duration viewing of the direct Sun with the naked eye can begin to cause UV-induced, sunburn-like lesions on the retina after about 100 seconds, particularly under conditions where the UV light from the Sun is intense and well focused[179][180]; conditions are worsened by young eyes or new lens implants (which admit more UV than aging natural eyes), Sun angles near the zenith, and observing locations at high altitude.

Viewing the Sun through light-concentrating optics such as binoculars may result in permanent damage to the retina without an appropriate filter that blocks UV and substantially dims the sunlight. When using an attenuating filter to view the Sun, the viewer is cautioned to use a filter specifically designed for that use. Some improvised filters that pass UV or IR rays, can actually harm the eye at high brightness levels[181]. Herschel wedges, also called Solar Diagonals, are effective and inexpensive for small telescopes. The sunlight that is destined for the eyepiece is reflected from an unsilvered surface of a piece of glass. Only a very small fraction of the incident light is reflected. The rest passes through the glass and leaves the instrument. If the glass breaks because of the heat, no light at all is reflected, making the device fail-safe. Simple filters made of darkened glass allow the full intensity of sunlight to pass through if they break, endangering the observer's eyesight. Unfiltered binoculars can deliver hundreds of times as much energy as using the naked eye, possibly causing immediate damage. It is claimed that even brief glances at the midday Sun through an unfiltered telescope can cause permanent damage[182].

Partial solar eclipses are hazardous to view because the eye's pupil is not adapted to the unusually high visual contrast: the pupil dilates according to the total amount of light in the field of view, not by the brightest object in the field. During partial eclipses most sunlight is blocked by the Moon passing in front of the Sun, but the uncovered parts of the photosphere have the same surface brightness as during a normal day. In the overall gloom, the pupil expands from ~2 mm to ~6 mm, and each retinal cell exposed to the solar image receives up to ten times more light than it would looking at the non-eclipsed Sun. This can damage or kill those cells, resulting in small permanent blind spots for the viewer[183]. The hazard is insidious for inexperienced observers and for children, because there is no perception of pain: it is not immediately obvious that one's vision is being destroyed.

The Sun as it appears from the surface of the Earth at sunrise.
The Sun as it appears from the surface of the Earth at sunset.

During sunrise and sunset sunlight is attenuated due to Rayleigh scattering and Mie scattering from a particularly long passage through Earth's atmosphere[184], and the Sun is sometimes faint enough to be viewed comfortably with the naked eye or safely with optics (provided there is no risk of bright sunlight suddenly appearing through a break between clouds). Hazy conditions, atmospheric dust, and high humidity contribute to this atmospheric attenuation[185].

A rare optical phenomenon may occur shortly after sunset or before sunrise, known as a green flash. The flash is caused by light from the Sun just below the horizon being bent (usually through a temperature inversion) towards the observer. Light of shorter wavelengths (violet, blue, green) is bent more than that of longer wavelengths (yellow, orange, red) but the violet and blue light is scattered more, leaving light that is perceived as green[186].

Ultraviolet light from the Sun has antiseptic properties and can be used to sanitize tools and water. It also causes sunburn, and has other medical effects such as the production of vitamin D. Ultraviolet light is strongly attenuated by Earth's ozone layer, so that the amount of UV varies greatly with latitude and has been partially responsible for many biological adaptations, including variations in human skin color in different regions of the globe[187].

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Uwagi[edytuj | edytuj kod]

  1. Kominy hydrotermalne na grzbietach środoceanicznych są miejscem istnienia ekosystemów niezależnych od światła słonecznego. Podstawę sieci troficznej stanowią bakterie wykorzystujące związki siarki do chemosyntezy.
  2. W astronomii termin „metale” odnosi się do wszystkich pierwiastków poza wodorem i helem.
  3. Dorosły człowiek o masie ciała 50 kgma objętość ok. 0,05 m3, co odpowiada 13,8 wata przy gęstości mocy w centrum Słonca. To odpowiada 285 kcal/dzień, około 10% średniej dziennej dawki przyjmowanych i oddawanych kalorii dla człowieka, w niestresujących warunkach.
  4. Atmosfera Ziemi blisko poziomu morza ma gęstość cząsteczek ok. 2×1025 m−3.

Przypisy[edytuj | edytuj kod]

  1. 1,00 1,01 1,02 1,03 1,04 1,05 1,06 1,07 1,08 1,09 1,10 1,11 1,12 1,13 D.R. Williams: Sun Fact Sheet. NASA, 2013-06-01. [dostęp 2013-08-12].
  2. 2,0 2,1 A. Bonanno, H. Schlattl, L. Paternò. The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS. „Astronomy and Astrophysics”. 390 (3), s. 1115–1118, 2008. doi:10.1051/0004-6361:20020749. Bibcode2002A&A...390.1115B. 
  3. The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk. 2012-11-02. [dostęp 2014-03-17]. s. 651–655.Szablon:Registration required
  4. Eclipse 99: Frequently Asked Questions. NASA. [dostęp 2010-10-24].
  5. G. Hinshaw, et al.. Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results. „The Astrophysical Journal Supplement Series”. 180 (2), s. 225–245, 2009. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. Bibcode2009ApJS..180..225H. 
  6. 6,0 6,1 M. Emilio, J.R. Kuhn, R.I. Bush, I.F. Scholl. Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits. „The Astrophysical Journal”. 750 (2), s. 135, 2012. doi:10.1088/0004-637X/750/2/135. Bibcode2012ApJ...750..135E. 
  7. 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures. NASA. [zarchiwizowane z adresu 2008-01-02].
  8. M. Ko: Density of the Sun. W: The Physics Factbook [on-line]. 1999.
  9. M. Asplund, N. Grevesse, A.J. Sauval. The new solar abundances - Part I: the observations. „Communications in Asteroseismology”. 147, s. 76–79, 2006. doi:10.1553/cia147s76. Bibcode2006CoAst.147...76A. 
  10. 10,0 10,1 P. K. Seidelmann, et al.: Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000. 2000. [dostęp 2006-03-22].
  11. The Sun's Vital Statistics. Stanford Solar Center. [dostęp 2008-06-29]. Źródło danych: J. Eddy: A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA, 1979. NASA SP-402.
  12. How Round is the Sun?. NASA, 2008-10-02. [dostęp 2011-03-07].
  13. First Ever STEREO Images of the Entire Sun. NASA, 2011-02-06. [dostęp 2011-03-07].
  14. M. Woolfson. The origin and evolution of the solar system. „Astronomy & Geophysics”. 41 (1), s. 12, 2000. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. Bibcode2000A&G....41a..12W. 
  15. 15,0 15,1 S. Basu, H.M. Antia. Helioseismology and Solar Abundances. „Physics Reports”. 457 (5–6), s. 217, 2008. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. Bibcode2008PhR...457..217B. 
  16. James N. Connelly, Martin Bizzarro, Alexander N. Krot, Åke Nordlund i inni. The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk. „Science”. 338 (6107), s. 651-655, 2012-11-02. doi:10.1126/science.1226919. Bibcode2012Sci...338..651C. 
  17. S. R. Wilk. The Yellow Sun Paradox. „Optics & Photonics News”, s. 12–13, 2009. 
  18. Phillips 1995 ↓, s. 47–53.
  19. Karl S. Kruszelnicki: Dr Karl's Great Moments In Science: Lazy Sun is less energetic than compost. 2012-04-17. [dostęp 2014-02-25].  Cytat: "Every second, the Sun burns 620 million tonnes of hydrogen..."
  20. K. Than: Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single. Space.com, 2006. [dostęp 2007-08-01].
  21. C. J. Lada. Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single. „Astrophysical Journal Letters”. 640 (1), s. L63–L66, 2006. doi:10.1086/503158. Bibcode2006ApJ...640L..63L. 
  22. W. B. Burton. Stellar parameters. „Space Science Reviews”. 43 (3–4), s. 244–250, 1986. doi:10.1007/BF00190626. 
  23. M.S. Bessell, F. Castelli, B. Plez. Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars. „Astronomy and Astrophysics”. 333, s. 231–250, 1998. Bibcode1998A&A...333..231B. 
  24. A Star with two North Poles. W: Science @ NASA [on-line]. 2003-04-22.
  25. P. Riley, J.A. Linker, Z. Mikić. Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations. „Journal of Geophysical Research”. 107 (A7), s. SSH 8–1, 2002. doi:10.1029/2001JA000299. Bibcode2002JGRA..107.1136R. CiteID 1136. 
  26. http://interstellar.jpl.nasa.gov/interstellar/probe/introduction/neighborhood.html, Our Local Galactic Neighborhood, NASA
  27. http://www.centauri-dreams.org/?p=14203, Into the Interstellar Void, Centauri Dreams
  28. F.C. Adams, G. Graves, G.J.M. Laughlin. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence. „Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica”. 22, s. 46–49, 2004. Bibcode2004RMxAC..22...46A. 
  29. A. Kogut, et al.. Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps. „Astrophysical Journal”. 419, s. 1, 1993. doi:10.1086/173453. Bibcode1993ApJ...419....1K. 
  30. Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020. US Naval Observatory, 2008-01-31. [dostęp 2009-06-17].
  31. A. Simon: The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster, 2001, s. 25–27. ISBN 0-684-85618-2.
  32. R. K. Barnhart: The Barnhart Concise Dictionary of Etymology. HarperCollins, 1995, s. 776. ISBN 0-06-270084-7.
  33. 33,0 33,1 33,2 J.P. Mallory: In Search of the Indo-Europeans: Language, Archaeology and Myth. Thames & Hudson, 1989, s. 129. ISBN 0-500-27616-1.
  34. R. K. Barnhart: The Barnhart Concise Dictionary of Etymology. HarperCollins, 1995, s. 778. ISBN 0-06-270084-7.
  35. Sol. W: W Little, H.W. Fowler, J. Coulson: Oxford Universal Dictionary on Historical Principles.
  36. Sol. Merriam-Webster. [dostęp 2009-07-19].
  37. Opportunity's View, Sol 959 (Vertical). NASA, 2006-11-15. [dostęp 2007-08-01].
  38. M. Allison, R. Schmunk: Technical Notes on Mars Solar Time as Adopted by the Mars24 Sunclock. NASA/GISS, 2012-08-08. [dostęp 2012-09-16].
  39. S. Godier, J.-P. Rozelot. The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface. „Astronomy and Astrophysics”. 355, s. 365–374, 2000. Bibcode2000A&A...355..365G. 
  40. G. Jones: Sun is the most perfect sphere ever observed in nature. W: The Guardian [on-line]. 2012-08-16. [dostęp 2013-08-19].
  41. Phillips 1995 ↓, s. 78-79.
  42. B.F. Schutz: Gravity from the ground up. Cambridge University Press, 2003, s. 98–99. ISBN 978-0-521-45506-0.
  43. 43,0 43,1 M.A. Zeilik, S. A. Gregory: Introductory Astronomy & Astrophysics. Saunders College Publishing, 1998, s. 322. ISBN 0-03-006228-4.
  44. S. W. Falk, J. M. Lattmer, S. H. Margolis. Are supernovae sources of presolar grains?. „Nature”. 270 (5639), s. 700–701, 1977. doi:10.1038/270700a0. Bibcode1977Natur.270..700F. 
  45. Zirker 2002 ↓, s. 11.
  46. Phillips 1995 ↓, s. 73.
  47. Phillips 1995 ↓, s. 58–67.
  48. 48,0 48,1 R. García, et al.. Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core. „Science”. 316 (5831), s. 1591–1593, 2007. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682. Bibcode2007Sci...316.1591G. 
  49. S. Basu, et al.. Fresh insights on the structure of the solar core. „The Astrophysical Journal”. 699 (699), s. 1403, 2009. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. Bibcode2009ApJ...699.1403B. 
  50. 50,0 50,1 50,2 50,3 50,4 50,5 50,6 NASA/Marshall Solar Physics. Marshall Space Flight Center, 2007-01-18. [dostęp 2009-07-11].
  51. C. Broggini. Nuclear Processes at Solar Energy. , s. 21, 2003. Bibcode2003phco.conf...21B. 
  52. M. J. Goupil, Y. Lebreton, J. P. Marques, R. Samadi i inni. Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns. „Journal of Physics: Conference Series”. 271 (1), s. 012031, 2011. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031. Bibcode2011JPhCS.271a2031G. 
  53. Philips 1995 ↓, s. 58-67.
  54. Zirker 2002 ↓, s. 15-34.
  55. Philips 1995 ↓, s. 47-53.
  56. F.H. Shu: The Physical Universe: An Introduction to Astronomy. University Science Books, 1982, s. 102. ISBN 0-935702-05-9.
  57. H. Cohen: Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun. Contemporary Physics Education Project, 1998-11-09. [dostęp 2011-08-30]. [zarchiwizowane z adresu 2011-08-16].
  58. H.J. Haubold, A. M. Mathai. Solar Nuclear Energy Generation & The Chlorine Solar Neutrino Experiment. „AIP Conference Proceedings”. 320, s. 102, 1994. doi:10.1063/1.47009. Bibcode1995AIPC..320..102H. 
  59. S.T. Myers: Lecture 11 – Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium. W: Introduction to Astrophysics II [on-line]. 1999-02-18. [dostęp 2009-07-15].
  60. Ancient Sunlight. W: Technology Through Time [on-line]. NASA, 2007. [dostęp 2009-06-24].
  61. M. Stix. On the time scale of energy transport in the sun. „Solar Physics”. 212 (1), s. 3–6, 2003. doi:10.1023/A:1022952621810. Bibcode2003SoPh..212....3S. 
  62. H. Schlattl. Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem. „Physical Review D”. 64 (1), s. 013009, 2001. doi:10.1103/PhysRevD.64.013009. Bibcode2001PhRvD..64a3009S. 
  63. 63,0 63,1 63,2 63,3 63,4 NASA – Sun. World Book at NASA. [dostęp 2012-10-10].
  64. The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo. W: S.M. Tobias: Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics. Red. A.M. Soward et al.. CRC Press, 2005, s. 193–235. ISBN 978-0-8493-3355-2.
  65. Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona. W: D. J Mullan: From the Sun to the Great Attractor. Page, D., Hirsch, J.G. (red.). Springer, 2000, s. 22. ISBN 978-3-540-41064-5.
  66. 66,0 66,1 66,2 66,3 66,4 66,5 66,6 66,7 66,8 K.D. Abhyankar. A Survey of the Solar Atmospheric Models. „Bulletin of the Astronomical Society of India”. 5, s. 40–44, 1977. Bibcode1977BASI....5...40A. 
  67. E. G. Gibson: The Quiet Sun. NASA, 1973.
  68. F.H. Shu: The Physics of Astrophysics, Volume 1. University Science Books, 1991. ISBN 0-935702-64-4.
  69. M. Rast, Å. Nordlund, R. Stein, J. Toomre. Ionization Effects in Three-Dimensional Solar Granulation Simulations. „The Astrophysical Journal Letters”. 408 (1), s. L53–L56, 1993. doi:10.1086/186829. Bibcode1993ApJ...408L..53R. 
  70. C. Parnel: Discovery of Helium. University of St Andrews. [dostęp 2006-03-22].
  71. S. K. Solanki, W. Livingston, T. Ayres. New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere. „Science”. 263 (5143), s. 64–66, 1994. doi:10.1126/science.263.5143.64. PMID 17748350. Bibcode1994Sci...263...64S. 
  72. B. De Pontieu, et al.. Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind. „Science”. 318 (5856), s. 1574–77, 2007. doi:10.1126/science.1151747. PMID 18063784. Bibcode2007Sci...318.1574D. 
  73. 73,0 73,1 73,2 V. H. Hansteen, E. Leer, T. E. Holzer. The role of helium in the outer solar atmosphere. „Astrophysical Journal”. 482 (1), s. 498–509, 1997. doi:10.1086/304111. Bibcode1997ApJ...482..498H. 
  74. 74,0 74,1 74,2 74,3 74,4 74,5 74,6 R. Erdèlyi, Ballai, I.. Heating of the solar and stellar coronae: a review. „Astron. Nachr.”. 328 (8), s. 726–733, 2007. doi:10.1002/asna.200710803. Bibcode2007AN....328..726E. 
  75. 75,0 75,1 75,2 75,3 75,4 B.N. Dwivedi. Our ultraviolet Sun. „Current Science”. 91 (5), s. 587–595, 2006. 
  76. 76,0 76,1 76,2 76,3 76,4 76,5 76,6 Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial. W: C. T. Russell: Space Weather (Geophysical Monograph). Song, Paul; Singer, Howard J. i Siscoe, George L. (red.). American Geophysical Union, 2001, s. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4.
  77. Particle Acceleration. W: Emslie A. G, Miller J.A.: Dynamic Sun. Cambridge University Press, 2003, s. 275. ISBN 978-0-521-81057-9.
  78. The Distortion of the Heliosphere: Our Interstellar Magnetic Compass. , 2005. European Space Agency. [dostęp 2006-03-22]. 
  79. The Mean Magnetic Field of the Sun. Wilcox Solar Observatory, 2006. [dostęp 2007-08-01].
  80. Zirker 2002 ↓, s. 119-120.
  81. Zirker 2002 ↓, s. 120–127.
  82. Phillips 1995 ↓, s. 14–15, 34–38.
  83. Sun flips magnetic field. W: CNN [on-line]. 2001-02-16. [dostęp 2009-07-11].
  84. T. Phillips: The Sun Does a Flip. NASA, 2001-02-15. [dostęp 2009-07-11].
  85. Y.-M. Wang, N.R. Sheeley. Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum. „The Astrophysical Journal”. 591 (2), s. 1248–56, 2003. doi:10.1086/375449. Bibcode2003ApJ...591.1248W. 
  86. http://www.americanscientist.org/issues/pub/stellar-molecules
  87. 87,0 87,1 Katharina Lodders. Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements. „The Astrpohysical Journal”. 591 (2), s. 1220, 2003. doi:10.1086/375492. 
  88. C.J. Hansen, S.A. Kawaler, V. Trimble: Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. Springer, 2004, s. 19–20. ISBN 0-387-20089-4.
  89. C.J. Hansen, S.A. Kawaler, V. Trimble: Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. Springer, 2004, s. 77–78. ISBN 0-387-20089-4.
  90. L.H. Aller. The chemical composition of the Sun and the solar system. „Proceedings of the Astronomical Society of Australia”. 1, s. 133, 1968. Bibcode1968PASAu...1..133A. 
  91. C.J. Hansen, S.A. Kawaler, V. Trimble: Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution. Springer, 2004, s. § 9.2.3. ISBN 0-387-20089-4.
  92. Iben, I Jnr. Stellar Evolution II. The Evolution of a 3 M_{sun} Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning. „Astrophysical Journal”. 142, s. 1447, 1965. 
  93. 93,0 93,1 93,2 E. Biemont. Abundances of singly ionized elements of the iron group in the Sun. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 184, s. 683–694, 1978. Bibcode1978MNRAS.184..683B. 
  94. Ross i Aller 1976, Withbroe 1976, Hauge i Engvold 1977, cytowane w: Biemont 1978.
  95. Corliss and Bozman (1962) cited in Biemont (1978) and Warner (1967) cytowane w: Biemont (1978)
  96. Smith (1976), cytowany w: Biemont (1978)
  97. Signer and Suess 1963; Manuel 1967; Marti 1969; Kuroda and Manuel 1970; Srinivasan and Manuel 1971, cytowani w: Manuel and Hwaung 1983
  98. Kuroda and Manuel 1970 cited in Manuel and Hwaung 1983:7
  99. 99,0 99,1 O.K. Manuel, G. Hwaung. Solar abundances of the elements. „Meteoritics”. 18 (3), s. 209, 1983. doi:10.1111/j.1945-5100.1983.tb00822.x. Bibcode1983Metic..18..209M. 
  100. The Largest Sunspot in Ten Years. Goddard Space Flight Center, 2001-03-30. [dostęp 2009-06-10]. [zarchiwizowane z adresu 2007-08-23].
  101. NASA Satellites Capture Start of New Solar Cycle. PhysOrg, 2008-01-04. [dostęp 2009-07-10].
  102. R. C. Willson, H. S. Hudson. The Sun's luminosity over a complete solar cycle. „Nature”. 351 (6321), s. 42–4, 1991. doi:10.1038/351042a0. Bibcode1991Natur.351...42W. 
  103. J. Lean, A. Skumanich, O. White. Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum. „Geophysical Research Letters”. 19 (15), s. 1591–1594, 1992. doi:10.1029/92GL01578. Bibcode1992GeoRL..19.1591L. 
  104. Greenhouse gases and global warming. W: R. M. Mackay, M.A.K Khalil: Trace Gas Emissions and Plants. Singh, S.N. (red.). Springer, 2000, s. 1–28. ISBN 978-0-7923-6545-7.
  105. R. Ehrlich. Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change. „Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics”. 69 (7), s. 759, 2007. doi:10.1016/j.jastp.2007.01.005. Bibcode2007JASTP..69..759E. 
  106. S. Clark. Sun's fickle heart may leave us cold. „New Scientist”. 193 (2588), s. 12, 2007. doi:10.1016/S0262-4079(07)60196-1. 
  107. Zirker 2002 ↓, s. 7-8.
  108. Y. Amelin, A. Krot, I. Hutcheon, A. Ulyanov. Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions. „Science”. 297 (5587), s. 1678–1683, 2002. doi:10.1126/science.1073950. PMID 12215641. Bibcode2002Sci...297.1678A. 
  109. J. Baker, M. Bizzarro, N. Wittig, J. Connelly i inni. Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites. „Nature”. 436 (7054), s. 1127–1131, 2005. doi:10.1038/nature03882. PMID 16121173. Bibcode2005Natur.436.1127B. 
  110. . doi:10.1080/00107511003764725. 
  111. Ignasi Ribas. Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium. „Proceedings of the International Astronomical Union”. 264, s. 3–18, luty 2010. doi:10.1017/S1743921309992298. Bibcode2010IAUS..264....3R. 
  112. D. Goldsmith, T. Owen: The search for life in the universe. University Science Books, 2001, s. 96. ISBN 978-1-891389-16-0.
  113. Arnold I. Boothroyd, I-Juliana Sackmann. The CNO isotopes: deep circulation in red giants and first and second dredge-up. „The Astrophysical Journal”. 510 (1), s. 232, 1999. doi:10.1086/306546. 
  114. 114,0 114,1 114,2 114,3 114,4 114,5 114,6 K.-P. Schröder, R.C. Smith. Distant future of the Sun and Earth revisited. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 386 (1), s. 155, 2008. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. Bibcode2008MNRAS.386..155S.  Zob. też: J. Palmer. Hope dims that Earth will survive Sun's death. „New Scientist”, 2008. [dostęp 2008-03-24]. 
  115. E. Vassiliadis, P.R. Wood. Evolution of low-and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss. „The Astrophysical Journal”. 413, s. 641-657, 1993. doi:10.1086/173033. 
  116. Blöcker, T.. Stellar evolution of low and intermediate-mass stars. I. Mass loss on the AGB and its consequences for stellar evolution. „Astronomy and Astrophysics”. 297, s. 727, 1995. Bibcode1995A&A...297..727B. 
  117. Blöcker, T.. Stellar evolution of low-and intermediate-mass stars. II. Post-AGB evolution. „Astronomy and Astrophysics”. 299, s. 755, 1995. Bibcode1995A&A...299..755B. 
  118. D. Carrington: Date set for desert Earth. BBC News, 2000-02-21. [dostęp 2007-03-31].
  119. Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time Series from 1978 to present. [dostęp 2005-10-05].
  120. Solar radiation
  121. Mohamed A. El-Sharkawi: Electric energy. CRC Press, 2005, s. 87–88. ISBN 978-0-8493-3078-0.
  122. Reference Solar Spectral Irradiance: Air Mass 1.5. [dostęp 2009-11-12].
  123. Phillips 1995 ↓, s. 319–321.
  124. M.J. Reid. The distance to the center of the Galaxy. „Annual Review of Astronomy and Astrophysics”. 31 (1), s. 345–372, 1993. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002021. Bibcode1993ARA&A..31..345R. 
  125. F. Eisenhauer, et al.. A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center. „Astrophysical Journal”. 597 (2), s. L121–L124, 2003. doi:10.1086/380188. Bibcode2003ApJ...597L.121E. 
  126. M. Horrobin, et al.. First results from SPIFFI. I: The Galactic Center. „Astronomische Nachrichten”. 325 (2), s. 120–123, 2004. doi:10.1002/asna.200310181. Bibcode2004AN....325...88H. 
  127. F. Eisenhauer, et al.. SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month. „Astrophysical Journal”. 628 (1), s. 246–259, 2005. doi:10.1086/430667. Bibcode2005ApJ...628..246E. 
  128. Neil Gehrels, Wan Chen, S. Mereghetti. The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble. „Nature”. 361 (6414), s. 706–707, 1993-02-25. doi:10.1038/361704a0. Bibcode1993Natur.361..704B. 
  129. J. English. Exposing the Stuff Between the Stars. , 2000. Hubble News Desk. [dostęp 2007-05-10]. 
  130. M. Gillman, H. Erenler. The galactic cycle of extinction. „International Journal of Astrobiology”. 7 (1), s. 17–26, 2008. doi:10.1017/S1473550408004047. Bibcode2008IJAsB...7...17G. 
  131. S. Leong: Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year). W: The Physics Factbook [on-line]. 2002. [dostęp 2007-05-10].
  132. K. Croswell. Milky Way keeps tight grip on its neighbor. „New Scientist”. 199 (2669), s. 8, 2008. doi:10.1016/S0262-4079(08)62026-6. 
  133. M.A. Garlick: The Story of the Solar System. Cambridge University Press, 2002, s. 46. ISBN 0-521-80336-5.
  134. Sun's retrograde motion and violation of even-odd cycle rule in sunspot activity. „Mon.Not.Roy.Astron.Soc.”. 362 (4), s. 1311–1318, 2005. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09403.x. Bibcode2005MNRAS.362.1311J. 
  135. H. Alfvén. Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 107 (2), s. 211, 1947. Bibcode1947MNRAS.107..211A. 
  136. E.N. Parker. Nanoflares and the solar X-ray corona. „Astrophysical Journal”. 330 (1), s. 474, 1988. doi:10.1086/166485. Bibcode1988ApJ...330..474P. 
  137. P.A. Sturrock, Y. Uchida. Coronal heating by stochastic magnetic pumping. „Astrophysical Journal”. 246 (1), s. 331, 1981. doi:10.1086/158926. Bibcode1981ApJ...246..331S. 
  138. J.F. Kasting, T.P. Ackerman. Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere. „Science”. 234 (4782), s. 1383–1385, 1986. doi:10.1126/science.11539665. PMID 11539665. 
  139. planet, n.. Oxford English Dictionary, grudzień 2007. [dostęp 2008-02-07]. Note: select the Etymology tab
  140. Bernard R. Goldstein. Saving the phenomena : the background to Ptolemy's planetary theory. „Journal for the History of Astronomy”. 28 (1), s. 1–12, 1997. Bibcode1997JHA....28....1G. 
  141. Ptolemy, Toomer, G. J.: Ptolemy's Almagest. Princeton University Press, 1998. ISBN 978-0-691-00260-6.
  142. David Leverington: Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy. Cambridge University Press, 2003, s. 6–7. ISBN 0-521-80840-5.
  143. D. Sider. Anaxagoras on the Size of the Sun. „Classical Philology”. 68 (2), s. 128–129, 1973. doi:10.1086/365951. 
  144. B.R. Goldstein. The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses. „Transactions of the American Philosophical Society”. 57 (4), s. 9–12, 1967. doi:10.2307/1006040. 
  145. Galileo Galilei (1564–1642). BBC. [dostęp 2006-03-22].
  146. Hamed A. Ead: Averroes As A Physician. University of Cairo.
  147. C. Singer: A short History of scientific ideas to 1900. Oxford University Press, 1959, s. 151.
  148. The Arabian Science, C. Ronan, pp. 201–244 in The Cambridge Illustrated History of the World's Science, Cambridge University Press, 1983; at pp. 213–214.
  149. Bernard R. Goldstein. Theory and Observation in Medieval Astronomy. „Isis”. 63 (1), s. 39–47 [44], marzec 1972. University of Chicago Press. doi:10.1086/350839. 
  150. Sir Isaac Newton (1643–1727). BBC. [dostęp 2006-03-22].
  151. Herschel Discovers Infrared Light. Cool Cosmos. [dostęp 2006-03-22].
  152. 152,0 152,1 W. Thomson. On the Age of the Sun's Heat. „Macmillan's Magazine”. 5, s. 388–393, 1862. 
  153. J.N. Lockyer: The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems. Macmillan and Co, 1890.
  154. L. Darden: The Nature of Scientific Inquiry. 1998.
  155. S. W. Hawking: The Universe in a Nutshell. Bantam Books, 2001. ISBN 0-553-80202-X.
  156. Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington. W: Space Science [on-line]. European Space Agency, 2005. [dostęp 2007-08-01].
  157. H. Bethe, C. Critchfield. On the Formation of Deuterons by Proton Combination. „Physical Review”. 54 (10), s. 862–862, 1938. doi:10.1103/PhysRev.54.862.2. Bibcode1938PhRv...54Q.862B. 
  158. H. Bethe. Energy Production in Stars. „Physical Review”. 55 (1), s. 434–456, 1939. doi:10.1103/PhysRev.55.434. Bibcode1939PhRv...55..434B. 
  159. E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W.A. Fowler, F. Hoyle. Synthesis of the Elements in Stars. „Reviews of Modern Physics”. 29 (4), s. 547–650, 1957. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. Bibcode1957RvMP...29..547B. 
  160. T. Phillips: Stereo Eclipse. W: Science@NASA [on-line]. NASA, 2007. [dostęp 2008-06-19].
  161. M. Wade: Pioneer 6-7-8-9-E. Encyclopedia Astronautica, 2008. [dostęp 2006=03-22].
  162. Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9. NASA. [dostęp 2010-10-30].  Cytat: NASA maintained contact with Pioneer 9 until May 1983
  163. 163,0 163,1 L.F. Burlaga. Magnetic Fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results. „Planetary and Space Science”. 49 (14–15), s. 1619–27, 2001. doi:10.1016/S0032-0633(01)00098-8. Bibcode2001P&SS...49.1619B. 
  164. C. Burkepile: Solar Maximum Mission Overview. 1998. [dostęp 2006-03-22]. [zarchiwizowane z adresu 2006-04-05].
  165. Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere. , 2005. Japan Aerospace Exploration Agency. [dostęp 2006-03-22]. 
  166. Mission extensions approved for science missions. W: ESA Science and Technology [on-line]. 2009-10-07. [dostęp 2010-02-16].
  167. NASA Successfully Launches a New Eye on the Sun. W: NASA Press Release Archives [on-line]. 2010-02-11. [dostęp 2010-02-16].
  168. Sungrazing Comets. LASCO (US Naval Research Laboratory). [dostęp 2009-03-19].
  169. JPL/CALTECH: Ulysses: Primary Mission Results. NASA, 2005. [dostęp 2006-03-22].
  170. M.J. Calaway, Eileen K. Stansbery, Lindsay P. Keller. Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1. „Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B”. 267 (7), s. 1101, 2009. doi:10.1016/j.nimb.2009.01.132. Bibcode2009NIMPB.267.1101C. 
  171. STEREO Spacecraft & Instruments. W: NASA Missions [on-line]. 2006-03-08. [dostęp 2006-05-30].
  172. Howard R.A., Moses J.D., Socker D.G., Dere K.P., Cook J.W.. Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI). „Advances in Space Research”. 29 (12), s. 2017–2026, 2002. doi:10.1007/s11214-008-9341-4. Bibcode2008SSRv..136...67H. 
  173. Srinivas Laxman & Rhik Kundu, TNN: Aditya 1 launch delayed to 2015-16. W: The Times of India [on-line]. Bennett, Coleman & Co. Ltd., 2012-09-09.
  174. T.J. White, M.A. Mainster, P.W. Wilson, J.H. Tips. Chorioretinal temperature increases from solar observation. „Bulletin of Mathematical Biophysics”. 33 (1), s. 1, 1971. doi:10.1007/BF02476660. 
  175. M.O.M. Tso, F.G. La Piana. The Human Fovea After Sungazing. „Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology”. 79 (6), s. OP788–95, 1975. PMID 1209815. 
  176. M.W. Hope-Ross, GJ Mahon, TA Gardiner, DB Archer. Ultrastructural findings in solar retinopathy. „Eye”. 7 (4), s. 29–33, 1993. doi:10.1038/eye.1993.7. PMID 8325420. 
  177. H. Schatz, F. Mendelblatt. Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD. „British Journal of Ophthalmology”. 57 (4), s. 270–3, 1973. doi:10.1136/bjo.57.4.270. PMID 4707624. PMC:1214879. 
  178. B.R. Chou: Eye Safety During Solar Eclipses. 2005. "While environmental exposure to UV radiation is known to contribute to the accelerated aging of the outer layers of the eye and the development of cataracts, the concern over improper viewing of the Sun during an eclipse is for the development of "eclipse blindness" or retinal burns."
  179. W.T. Jr. Ham, H.A. Mueller, D.H. Sliney. Retinal sensitivity to damage from short wavelength light. „Nature”. 260 (5547), s. 153, 1976. doi:10.1038/260153a0. Bibcode1976Natur.260..153H. 
  180. Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear. W: W.T. Jr. Ham, H.A. Mueller, J.J. Jr. Ruffolo, D. III Guerry: The Effects of Constant Light on Visual Processes. Plenum Press, 1980, s. 319–346. ISBN 0-306-40328-5.
  181. T. Kardos: Earth science. J.W. Walch, 2003, s. 87. ISBN 978-0-8251-4500-1.
  182. 2. Equipment for Observing the Sun. W: Lee Macdonald: How to Observe the Sun Safely. New York: Springer Science + Business Media, 2012, s. 17. DOI:10.1007/978-1-4614-3825-0_2. Cytat: NEVER LOOK DIRECTLY AT THE SUN THROUGH ANY FORM OF OPTICAL EQUIPMENT, EVEN FOR AN INSTANT. A brief glimpse of the Sun through a telescope is enough to cause permanent eye damage, or even blindness. Even looking at the Sun with the naked eye for more than a second or two is not safe. Do not assume that it is safe to look at the Sun through a filter, no matter how dark the filter appears to be..
  183. Fred Espenak: Eye Safety During Solar Eclipses. NASA, 1996. [dostęp 1996-04-26].
  184. Jorg Haber, Magnor, Marcus, Seidel, Hans-Peter. Physically based Simulation of Twilight Phenomena. „ACM Transactions on Graphics (TOG)”. 24 (4), s. 1353–1373, 2005. doi:10.1145/1095878.1095884. 
  185. I.G. Piggin. Diurnal asymmetries in global radiation. „Springer”. 20 (1), s. 41–48, 1972. doi:10.1007/BF02243313. Bibcode1972AMGBB..20...41P. 
  186. The Green Flash. BBC. [dostęp 2008-08-10]. [zarchiwizowane z adresu 2008-12-16].
  187. G.S. Barsh. What Controls Variation in Human Skin Color?. „PLoS Biology”. 1 (1), s. e7, 2003. doi:10.1371/journal.pbio.0000027. PMID 14551921. PMC:212702. 

Błąd w przypisach: Znacznik <ref> o nazwie „Marsh”, zdefiniowany w <references>, nie był użyty wcześniej w treści.

Bibliografia[edytuj | edytuj kod]

Dalsza literatura[edytuj | edytuj kod]

  • Richard Cohen: Chasing the Sun: the Epic Story of the Star that Gives us Life. Simon & Schuster, 2010. ISBN 1-4000-6875-4.
  • M.J. Thompson. Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior. „Astronomy & Geophysics”. 45 (4), s. 21–25, 2004. 

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

Kategoria:Gwiazdy typu widmowego G Kategoria:Żółte karły