Sunce

Iz Vikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na: navigaciju, pretragu
Sunce i sunčeve pege. Dve male sunčeve pege u sredini slike su iste veličine kao Zemlja.
Sunce

Sunce je nama najbliža i najbolje proučena od svih zvezda. Oko njega kruži 8 planeta i njihovi sateliti, 5 patuljastih planeta, asteroidi, komete, meteori i čestice kosmičke prašine, tako da Sunce predstavlja središnju zvezdu Sunčevog sistema. Energija Sunca u vidu sunčeve svetlosti i toplote omogućava život na Zemlji putem procesa fotosinteze i utiče na klimu i vreme na Zemlji.[1] Srednja udaljenost između Sunca i Zemlje je 149 600 000 km ili jedna astronomska jedinica, što svetlost pređe za 8 minuta i 19 sekundi.

Sunce je gotovo savršena kugla (razlika između ekvatora i pola je samo 10 km) i sastoji se od gasovite vruće plazme. Ono ima jako magnetno polje.[2][3] Prečnik Sunca je oko 1 392 000 km, što je 109 puta viće od Zemlje i masu od oko 2×1030 kilograma, te je 330 000 teže od Zemlje, i ono sačinjava 99,86 % mase celog Sunčevog sistema.[4]

Sunce se sastoji od vodonika (oko 74% njegove mase ili 92% njegove zapremine), helijuma (oko 24% mase i 7 % zapremine) i male količine ostalih elemenata, uključujući gvožđe, nikl, kiseonik, silicijum, sumpor, magnezijum, ugljenik, neon, kalcijum i hrom.[5]

Sunce pripada spektralnoj klasi G2V. G2 označava da je temperatura na površini približno 5.500 °C (5.780 K), što mu daje belu boju, mada se Sunce čini žuto zbog atmosferskog rasipanja, koje uklanja talase kraćih talasnih dužina (plavu i ljubičastu svetlost) i ostavlja spektar frekvencija koje ljudsko oko opaža kao žuto. Ovo rasipanje daje okolnom nebu njegovu plavu boju. Kada se Sunce nalazi nisko na nebu rasipa se još više svetlosti, pa se Sunce čini narandžasto ili crveno. Sunčev spektar sadrži linije jonizovanih i neutralnih metala, kao i vrlo slabe vodonikove linije. Slovo V (rimski broj 5) u oznaci spektralne klase pokazuje da je Sunce zvezda glavnog niza. Ovo znači da ono generiše svoju energiju nuklearnom fuzijom jezgara vodonika u helijum.[6][7]

Sunce je nekada smatrano malom i beznačajnom zvezdom, ali danas je poznato da je ono svetlije od 85 % zvezda u galaksiji Mlečni put, od koje su većina crveni patuljci.[8][9] Apsolutna magnituda je +4,83, ali budući nam je Sunce puno bliže od ostalih zvezda, vidimo ga kao najsjajnije nebesko telo s prividnom magnitudom -26,74.[10][11] Spoljašnji deo Sunčeve atmosfere, koji se naziva korona, stalno ispušta deo plazme u svemir u obliku Sunčevog vetra, kao struja elektrisanih čestica koja se širi do otprilike 100 astronomskih jedinica (AJ – udaljenost od Zemlje do Sunca). Balon međuzvezdane materije koju stvara Sunčev vetar naziva se heliosfera: to je najveća neprekidna struktura u Sunčevom sistemu. Osim Zemlje i drugih planeta, oko Sunca kruže i asteroidi, komete, meteoroidi, trans-neptunski objekti u Kojperovom pojasu i čestice prašine.[12][13]

Sunce kruži oko centra galaksije Mlečni put na udaljenosti od približno 26-27.000 svetlosnih godina od centra galaksije, i kreće se u pravcu sazvežđa Labud. Ono obiđe jedan krug oko centra galaksije za oko 225-250 miliona godina (jedna galaktička godina). Za njenu orbitalnu brzinu se smatralo da iznosi 220±20 km/s, ali novije procene daju 251 km/s.[14] Ovo iznosi jednu svetlosnu godinu svakih 1194,5 godina ili jednu astronomsku jedinicu svakih 7 dana.

Kako se celi svemir širi, tako se i mi krećemo zajedno s našom galaksijom ili Mlečnim putem, prema konstelaciji Hidra i to brzinom od 550 km/s. Najbliža nam je zvezda Alfa Kentaur, koja je udaljena 4,2 godine svjtlosti.[15] Ako uzmemo u obzir kretanje naše galaksije Mlečnog puta i okretanje oko centra galaksije, onda je rezultanta kretanja našeg Sunca 370 km/s, u smeru sazvežđa Lav i Pehar. [16]

Fizičke karakteristike[uredi]

Osnovni podaci:
Prečnik 1 392 000 km
Masa 1,9891 x 1030 kg
Luminoznost 3,84 h 1026 W
Prosečna gustina 1,411 g/cm3
Površinska (efektivna) temperatura 5780 K
Temperatura u centru 15 h 106 K
Vreme obilaska oko središta galaksije 2,2 x 108 godina
Ugaoni radijus na rastojanju 1 A. J. 960 "
Jačina gravitacionog polja na površini 274 N/kg
Spektralna klasa G2V
Prividna bolometrijska magnituda - 26,83
Apsolutna bolometrijska magnituda 4,74
Srednje rastojanje od Zemlje 149.6 h 106 km

Sunce je zvezda glavnog niza (pogledati Hercšprung-Raselov dijagram), spektralnog tipa G2, što znači da je nešto veća i toplija od prosečne zvezde, no nedovoljno velika da bi pripadala tzv. „divovima“. Životni vek zvezda ovog spektralnog tipa je oko 10 milijardi godina, a budući da je Sunce staro oko 5 milijardi godina, nalazi se u sredini svog životnog ciklusa.

Sunce rotira, ali ima takozvanu diferencijalnu rotaciju, tj. rotira slojevito, odnosno, period rotacije nije isti na heliografskom ekvatoru i polovima.

Hemijski sastav:
Vodonik 73,46 %
Helijum 24,58 %
Kiseonik 0,77 %
Ugljenik 0,29 %
Gvožđe 0,16 %
Neon 0,12 %
Azot 0,09 %
Silicijum 0,07 %
Magnezijum 0,05 %
Sumpor 0,04 %

U središtu Sunca u termonuklearnim reakcijama (nuklearna fuzija) vodonik se pretvara u helijum. Svake sekunde u nuklearnim reakcijama učestvuje 3,8 x 1038 protona (vodonikovih jezgara). Oslobođena energija biva izračena sa sunčeve površine u obliku elektromagnetnog zračenja i neutrina, i manjim delom kao kinetička i toplotna energija čestica sunčevog vetra i energija sunčevog magnetnog polja. Sunce pripada populaciji I planeta, što znači da je bogato teškim elementima i metalima (zlato i uranijum), a to najvjerojatnije posledica eksplozije neke bližnje supernove.[17]

Zbog ekstremno visokih temperatura, materija je u obliku plazme. Posledica toga je da Sunce ne rotira kao čvrsto telo. Brzina rotacije je veća na ekvatoru, nego u blizini polova, zbog čega dolazi do iskrivljenja silnica magnetskog polja, erupcija gasa sa sunčeve površine i stvaranja sunčevih pega i prominencija (protuberanci). Ove pojave nazivamo sunčevom aktivnošću.

Budući se Sunce sastoji od plazme, ekvator se okreće brže od polova. Ta se pojava naziva diferencijalna rotacija i na ekvatoru ona iznosi 25,6 dana, a na polovima 33,5 dana. Budući da se i Zemlja okreće oko Sunca, nama se čini da se ekvator Sunca okrene za otprilike 28 dana.[18]

Sunčev ciklus[uredi]

Glavni članak: Sunčev ciklus

Promene koje opažamo na Suncu i nazivamo sunčeva aktivnost odvijaju se periodično u ciklusima prosečne dužine 11 godina.[19][20] Ciklusi variraju u dužini, između 8 i 15 godina. Ove promene obuhvataju:

  • količinu izračene energije[21]
  • brojnost i raspored pega
  • brojnost sunčevih baklji
  • oblik i veličinu korone

Vremenski period najveće aktivnosti naziva se sunčev maksimum.[22] Može trajati nekoliko godina, zavisno od aktivnosti pega i baklji. Postoje i duža periodična razdoblja sunčeve aktivnosti. U istoriji je poznat Monderov minimum, razdoblje u drugoj polovini 17. veka, tokom kog je broj sunčevih pega bio izuzetno mali. Zbio se istovremeno sa periodom hladnih godina, nazvanog malo ledeno doba. Nije sasvim jasno da li su klimatske promene bile uzrokovane ekstremno niskom sunčevom aktivnošću.

Sastav Sunca[uredi]

Prikaz strukture Sunca:
1. Sunčevo jezgro 2. Zona radijacije
3. Zona konvekcije
4. Fotosfera
5. Hromosfera
6. Korona
7. Sunčeve pege
8. Granule
9. Protuberance

Sunce delimo na veći broj slojeva, prema uslovima koji u njima vladaju. Granice među njima nisu jasno ocrtane i postoje prelazna područja. Sunce nema čvrstu površinu, pa se kao granicu na kojoj počinje atmosfera uzima najviši sloj koji je još uvek optički neproziran.

Glavni delovi Sunca su:

Unutrašnjost Sunca[uredi]

Glavni članak: Sunčevo jezgro

Jezgro Sunca se proteže od centra do oko 20–25% solarnog radijusa.[23] Njegova gustina je do 150 g/cm3[24][25] (oko 150 veća od gustine vode) i temperatura je blizo 15.7 miliona kelvina (K).[25] U kontrastu s tim, temperatura Sunčeve površine je aproksimativno 5,800 K. Nedavna analiza podataka SOHO misije sugeriše veću brzinu rotacije jezgra nego gornje radijativne zone.[23] Tokom najvećeg dela Sunčevog postojanja, energija se oslobađa putem nuklearne fuzije u regionu jezgra kroz seriju koraka zvanih p–p (proton–proton) lanac; tim procesom se konvertuje vodonik u helijum, spajanjem 4 protona (jezgra atoma vodonika) nastaje jedno jezgro atoma helijuma (2 protona i 2 neutrona), pri čemu se oslobađaju subatomske čestice i energija u obliku gama-zračenja.[26] Samo 0.8% energije generasane u Suncu potiče od CNO ciklusa, mada se očekuje da će se taj odnos povećati sa starenjem Sunca.[27]

Radijaciona ili radijativna zona je zona u kojoj se energija proizvedena u jezgru prenosi zračenjem, tj. radijacijom. Ona doseže do oko 70% poluprečnika Sunca. Radijaciona zona je prostran region visoke jonizacije veoma gustih gasova, sa ogromnim fluksom gama-zraka nastalih u Sunčevom jezgru. U ovoj zoni ovi gama-zraci interaguju sa materijom prosečno posle samo 1 mm svog kretanja, te tim interakcijama počinju da gube energiju i dalje se emituju sa manjom energijom (kao gama ili iks zraci).

Konvektivna zona je region gde je materija dovoljno hladna i gde postoji dovoljno veliki gradijent temperature za javljanje molekulskih i jonskih veza. Temperatura Sunca opada udaljavajući se od centra, tako da su gasovi u ovoj oblasti manje jonizovani i zbog toga imaju veću mogućnost da apsorbuju fotone koji se dolaze iz radijativne zone. U ogromnim petljama gasovi prenose energiju do fotosfere, vidljive površine Sunca. Gubeći energiju na fotosferi sada relativno hladniji gasovi počinju dug pad nazad do donjeg dela konvektivne zone.

Zona zračenja[uredi]

Iznad jezgra se nalazi zona zračenja, otprilike 25% do 70% Sunčevog poluprečnika od centra.[28] U toj zoni temperatura nije dovoljno visoka da se odvija nuklearna fuzija, pa se toplota prenosi zračenjem prema spoljašnjim slojevima. U toj zoni nema konvekcije ili mešanja plazme, a temperature se kreću od 7 000 000 do 2 000 000 K na spoljašnjem delu. Energija se prenosi zračenjem jona vodonika i helijuma, koji emitiraju fotone koji vrlo brzo prijeđu tu udaljenost do spoljašnjeg dela zone zračenja, gde fotone preuzmu drugi joni u zoni konvekcije. Gustina se menja od 20 g/cm3 do samo 0,2 g/cm3 na vrhu tog sloja.[29]

Zona zračenja i zona konvekcije su razdvojene prelaznim slojem, tahoklinom. To je region gde dolazi do oštre promene režima iz uniformne rotacije radijacine zone u diferencijalnu rotaciju konvekcione zone, što rezultira u ogromnom smicanju između dva sloja — stanje u kome uzastopni horizontalni slojevi proklizavaju jedan na drugom.[30] Pretpostavlja se da magnetni dinamo unutar tog sloja generiše sunčevo magnetno polje.[25]

Zona konvekcije[uredi]

Iznad zone zračenja se nalazi zona konvekcije, od cca. 70% Sunčevog poluprečnika do fotosfere, što je otprilike 200 000 km. U tom sloju plazma nije dovoljno topla i gusta za prijenos energije zračenjem. Zato se pojavljuju toplotni stupovi, koji prenose vruću plazmu od zone zračenja do fotosfere: kad se plazma ohladi, spušta se nazad i tako stvara zatvoreni krug. Temperatura pada s 2 000 000 K na 5 778 K, a gustina je oko 0,2 g/cm3.[31]

Toplotni stubovi se na površini Sunca vide kao granule i supergranule. Turbulentno kretanje naelektrisane plazme (joni), kroz zonu konvekcije stvara na površini svakog toplotnog stupa magnetno polje, koje se zatvara iznad površine Sunca.

Fotosfera[uredi]

Prominencija u sunčevoj hromosferi

Fotosfera (sfera svetlosti) je bleštava Sunčeva površina koja deli neprozračnu unutrašnjost Sunca od razređene prozračne atmosfere. Debljina fotosfere je veoma mala, ima samo oko 300 km, ali je ona izrazito gusta. Oštro ograničava Sunčev disk. Ovde se temperature kreću od 7000 K na donjoj granici do 4000 K na gornjoj granici.

Fotosfera izračava skoro svu energiju koju Sunce emituje, i to oko 93% ukupne izračene energije se izrači u vidljivom i IC delu spektra. Spektar zračenja je neprekidan sa maksimumom u žuto-zelenoj boji i tamnim apsorpcionim linijama.

Vrući gas izvire iz unutrašnjosti na površinu, zbog čega nam se čini da površina ima granulastu (zrnastu) strukturu. Granule su prečnika oko 1000 km, u stalnom su pokretu (poput vrenja vode) i vreme trajanja im je nekoliko minuta. Ponekada nastaju tzv. supergranule prečnika 30.000 km i vremena života 24 č.

Sunčeva atmosfera[uredi]

Sunčeva atmosfera je razređeni prozračni omotač Sunca kroz koji se lepo može videti sjajna fotosfera. Ovaj omotač se može podeliti na 2 zone - hromosferu i koronu.

Hromosfera (obojena sfera) je niži sloj sunčeve atmosfere, proteže se iznad fotosfere do visine oko 10.000 km. Znatno je ređa od fotosfere i nepravilnog oblika. Sa Zemlje se primećuje samo za vreme potpunog pomračenja Sunca. Porastom visine gustina atmosfere opada, ali se povećava temperatura. Ove promene gustine i temperature izražene su u prelaznom području između hromosfere i korone. U hromosferi se događaju izboji gasa stvarajući efekte koje nazivamo prominencije i sunčeve baklje. Prominencije (protuberance) su oblaci ili mlazovi usijanog gasa izbačenog uvis. Mogu se uzdići do visine 150.000 km iznad fotosfere, kroz hromosferu i koronu. Gušće su od okolne tvari i dostižu temperaturu oko 20.000 K. Na sličan način dolazi do pojave baklji, mlazova gasa koji se brzo podižu unutar hromosfere i padaju nazad. Vreme trajanja jedne sunčeve baklje je oko 10 min.

U višim slojevima sunčeve atmosfere, koroni, temperatura nastavlja da raste do 1.000.000 K. Nije sasvim jasno zbog čega se događa ovaj porast temperature. Pretpostavka je da ga stvaraju strujanja gasa pod uticajem magnetnog polja. Spoljašnji delovi korone stalno gube masu u obliku sunčevog vetra.

Sunčeva aktivnost[uredi]

Aktivnost Sunca se manifestuje u raznim oblicima kako na površini, tako i u unutrašnjosti Sunca, ali uzrok za svu Sunčevu aktivnost je magnetno polje. Svi oblici aktivnosti pokazuju promene u toku 11-ogodišnjeg ciklusa poznatom kao Sunčev ciklus.

Oblici Sunčeve aktivnosti:

  • Na fotosferi:
    • pege (mesta na kojima je temperatura niža nego u fotosferi i u kojima postoji jako magnetno polje)
    • fakule (gušće, toplije i sjajnije oblasti nego fotosfera)
  • Na hromosferi:
    • plaže (gušće, toplije i sjajnije oblasti nego hromosfera)
    • protuberance (mlazevi hromosferske plazme u koroni)
    • erupcije ili flerovi (kratkotrajni bleskovi koji se javljaju iznad mesta gde se u fotosferi nalaze pege)
  • Na koroni:
    • koronalne rupe
    • koronalne kondenzacije
    • sporadični impulsi radio-zračenja

Sunčev vetar[uredi]

Glavni članak: Sunčev vetar

Sunčev vetar (solarni vetar) je struja čestica izbačenih velikom brzinom iz gornjih slojeva sunčeve atmosfere, uglavnom elektrona i protona. Iako je ovaj gubitak mase Sunca gotovo beznačajan i gustina sunčevog vetra mala, čestice se kreću velikim brzinama i izazivaju vidljive učinke na telima u sunčevom sistemu. Poznatiji učinci sunčevog vetra su polarna svetlost i usmeravanje repa kometa suprotno od Sunca.

U blizini Zemlje zemljino magnetsko polje zarobljava čestice sunčevog vetra i usmerava ih prema magnetnim polovima. Budući da se čestice sunčevog vetra kreću brzinama od više stotina km/h, pri sudaru sa česticama u Zemljinoj atmosferi dolazi do jonizovanja gasa i pojave svetlosti. Ova pojava se uočava u polarnim područjima, zbog čega je dobila ime polarna svetlost ili Aurora borealis (odnosno Aurora australis na južnoj zemljinoj hemisferi). Ukoliko je sunčeva aktivnost veća, pojačano delovanje sunčevog vetra može dovesti do pojave polarne svetlosti i na manjim geografskim širinama. U takvim uslovima postoji mogućnost ometanja ili čak oštećenja radio-komunikacionih uređaja na Zemlji i veštačkim satelitima.

Komete se prilikom dolaska u blizinu Sunca zagrevaju, zaleđena površina kometa isparava i oslobađa oblak gasa i čestica prašine. Delovanjem čestica sunčevog vetra, oblak se oblikuje u rep komete. Budući da sunčev vetar dolazi iz smera Sunca, potiskuje rep komete u suprotnom smeru.

Vidi još[uredi]

Reference[uredi]

  1. Simon, A. (2001). The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. str. 25—27. ISBN 978-0-684-85618-6. 
  2. „How Round is the Sun?”. NASA. 2. 10. 2008. Pristupljeno 7. 3. 2011. 
  3. „First Ever STEREO Images of the Entire Sun”. NASA. 6. 2. 2011. Pristupljeno 7. 3. 2011. 
  4. Woolfson, M. (2000). „The origin and evolution of the solar system”. Astronomy & Geophysics. 41 (1): 1.12. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. 
  5. Basu, Sarbani; Antia, H. M. (2008). „Helioseismology and Solar Abundances” (PDF). Physics Reports. 457: 217. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. arXiv:0711.4590. 
  6. „Sun”. World Book. NASA. Pristupljeno 31. 10. 2009. 
  7. Wilk, S. R. (2009). „The Yellow Sun Paradox”. Optics & Photonics News: 12—13. 
  8. Than, Ker (30. 1. 2006). „Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single”. SPACE.com. Pristupljeno 1. 8. 2007. 
  9. Lada, C. J. (2006). „Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single”. Astrophysical Journal Letters. 640 (1): L63—L66. Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158. 
  10. Burton, W. B. (1986). „Stellar parameters” (PDF). Space Science Reviews. 43 (3–4): 244—250. doi:10.1007/BF00190626. 
  11. Bessell, M. S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). „Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars”. Astronomy and Astrophysics. 333: 231—250. Bibcode:1998A&A...333..231B. 
  12. „A Star with two North Poles”. Science @ NASA. NASA. 22. 4. 2003. 
  13. Riley, P.; Linker, J. A.; Mikić, Z. (2002). „Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations” (PDF). Journal of Geophysical Research. 107 (A7): SSH 8—1. Bibcode:2002JGRA.107g.SSH8R. doi:10.1029/2001JA000299. CiteID 1136. 
  14. "Milky Way keeps tight grip on its neighbor", New Scientist 13 Aug., (2008). str. 8.
  15. Adams, F. C.; Laughlin, G.; Graves, G. J. M. (2004). „Red Dwarfs and the End of the Main Sequence” (PDF). Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. 22: 46—49. Bibcode:2004RMxAC..22...46A. 
  16. Kogut, A.; et al. (1993). „Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps”. Astrophysical Journal. 419: 1. Bibcode:1993ApJ...419....1K. doi:10.1086/173453. 
  17. Falk, S.W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S.H. (1977). „Are supernovae sources of presolar grains?”. Nature. 270 (5639): 700—701. doi:10.1038/270700a0. 
  18. Phillips (1995). str. 78–79.
  19. H. Schwentek and W. Elling: "A possible relationship between spectral bands in sunspot number and the space-time organization of our planetary system", Solar Physics, 1984. [1]
  20. Attila Grandpierre: "On the origin of solar cycle periodicity", journal = Astrophysics and Space Science, 2004., [2]
  21. Willson R.C., Hudson H.S.: "The Sun's luminosity over a complete solar cycle", journal:Nature, (1991) [3]
  22. Tapping, K.F.: "Recent solar radio astronomy at centimeter wavelength: the temporal variability of the 10.7-cm flux", journal: J. Geophys. Res., 1987.
  23. 23,0 23,1 García, R.; et al. (2007). „Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core”. Science. 316 (5831): 1591—1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682. 
  24. Basu, S.; et al. (2009). „Fresh insights on the structure of the solar core”. The Astrophysical Journal. 699 (2): 1403—1417. arXiv:0905.0651Слободан приступ. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. 
  25. 25,0 25,1 25,2 „NASA/Marshall Solar Physics”. Marshall Space Flight Center. 18. 1. 2007. Приступљено 11. 7. 2009. 
  26. Broggini, C. (2003). Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy. XXIII Physics in Collisions Conference. Zeuthen, Germany. стр. 21. arXiv:astro-ph/0308537Слободан приступ. Bibcode:2003phco.conf...21B. 
  27. Goupil, M. J.; Lebreton, Y.; Marques, J. P.; Samadi, R.; Baudin, F. (2011). „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): 012031. arXiv:1102.0247Слободан приступ. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031. 
  28. „Sun”. World Book at NASA. NASA. Архивирано из оригинала на датум 10. 05. 2013. Приступљено 10. 10. 2012. 
  29. ed. by Andrew M. Soward... (2005). „The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo”. Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid Mechanics, July 29 to August 8, 2002. Boca Raton: CRC Press. стр. 193—235. ISBN 9780849333552. 
  30. Tobias, S. M. (2005). „The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo”. Ур.: A. M. Soward; et al. Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics. CRC Press. стр. 193—235. ISBN 978-0-8493-3355-2. 
  31. Mullan, D. J (2000). „Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona”. Ур.: Page, D.; Hirsch, J.G. From the Sun to the Great Attractor. Springer. стр. 22. ISBN 978-3-540-41064-5. 

Литература[uredi]

  • Cohen, Richard (2010). Chasing the Sun: the Epic Story of the Star that Gives us Life. Simon & Schuster. ISBN 978-1-4000-6875-3. 
  • Thompson, M. J. (2004). „Solar interior: Helioseismology and the Sun's interior”. Astronomy & Geophysics. 45 (4): 21—25. 
  • Kenneth R. Lang: Die Sonne – Stern unserer Erde. Springer, Berlin – Heidelberg – New York. 1996. ISBN 978-3-540-59437-6.
  • Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben. DVA, Stuttgart. 1990. ISBN 978-3-421-02755-9.
  • Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. BI-Wiss.-Verl., Mannheim. 1990. ISBN 978-3-411-14172-2.
  • I.-J. Sackmann u. a.: Our Sun. T 3. Present and Future. In: Astrophysical Journal. Univ. of Chicago Press, Chicago Ill 418.1993, 11 (Nov.), 457–468 (Online). ISSN 0004-637X
  • C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde. In: Spektrum der Wissenschaft. Spektrum, Heidelberg 2004, 10 (Okt.), S. 52–59. ISSN 0170-2971
  • Wolfgang Mattig: Die Sonne. C. H. Beck, München. 1995. ISBN 978-3-406-39001-2.
  • Wolfgang Mattig: Bevor die Sonnenbeobachtung zur Sonnenphysik wurde – in Deutschland und Umgebung. (PDF; 61 kB) In: SONNE. Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter. Berlin 2002, 103, 67 (online – pdf). ISSN 0721-0094
  • Michael Stix: The Sun – An Introduction. Springer, New York. 2004. ISBN 978-3-540-20741-2.
  • Josef Langer: Theoria motuum Solis et Lunae.
  • F. Herrmann, H. Hauptmann: Understanding the stability of stars by means of thought experiments with a model star. Am. J. Phys. 65, 292–295 (1997)
  • Thorsten Dambeck: Der Hexenkessel im Sonnenofen (PDF; 2,0 MB) in: MaxPlanckForschung, 1/2008, S. 28–33, ISSN 1616-4172

Spoljašnje veze[uredi]

Sunce Sunce
Unutrašnja struktura: JezgroRadijativna zonaTahoklinKonvektivna zonaFotosfera
Spoljašnja struktura: Atmosfera (Hromosfera · Tranziciona zona · Korona) • Sunčev vetarHeliosferaHeliopauzaMagnetno polje
Pojave na Suncu: Sunčeve pegeFakuleGranuleSupergranuleSpikuleSunčeve bakljeFleroviProtuberanceKoronalne eksplozijeKoronalne rupe
Pojave vezane za Sunce: Sunčeva aktivnost (Sunčev ciklus) • Sunčevo zračenjeRotacijaPomračenjaHelioseizmologijaProblem Sunčevih neutrinaStandardni model Sunca
Crystal Clear app konquest.png Portal Astronomija