Soleu

Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.
Anar a : navigacion, Recercar
exemple de tèxte
Soleu
The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg

Donadas d'observacion
Distància mejana
de la Tèrra
149,6·106 km
(8 min 18,6 s
a la velocitat de la lutz)
Luminositat -26,74
Magnitud absoluda +4,83
Caracteristicas orbitalas
Distància mejana
del centre de la Via Lactèa
2,5·1017 km
26 000 annadas-lutz
Periòde orbital galactic 2,26·108 annadas
Velocitat 217 km/s
Periòde de rotacion siderala 25,38 d (a l'eqüator)
(25 d 9 h 7 min 13 s)
Caracteristicas fisicas
Diamètre (fotosfèra) 1 392 000 km
Massa 1,9891·1030 kg
Volum 1,412·1018 km3
Densitat mejana 1408 kg/m3
Temperatura Superficiala: 5780 K
Corona: 5 MK
Nuclèu: 13,6 MK
Composicion de la fotosfèra (en massa)
Idrogèn 71%
Èli 27%
Autres elements 2%
Composicion de la fotosfèra (en nombre d'atòms)
Idrogèn 90,965%
Èli 8,889%
Oxigèn 774 ppm
Carbòni 330 ppm
Neon 112 ppm
Azòt 102 ppm
Fèrre 43 ppm
Magnèsi 35 ppm
Silici 32 ppm
Sofre 15 ppm

Lo Soleu (var. Solelh, Sorelh, Solei) o lo Sol o lo es una estela situada au centre dau Sistèma Solar. La Tèrra e totei leis autrei planetas dau Sistèma Solar viran a l'entorn dau Soleu.

Caracteristicas fisicas[modificar | modificar la font]

Lo Soleu es una estèla dau tipe G que representa 99,8632% de la massa totala dau Sistèma Solar. Sa forma es quasi una esfèra amb una diamètre mejan egau a 1 392 000 km[1]. Es fach de plasma. Son interior es pas dirèctament visible per leis ondas electromagneticas. Dins aquò, coma ambé leis ondas sismicas, lei scientifics utilizan leis ondas de pression emesas per lo Soleu per estudiar son estructura intèrna[2].

Lo Soleu a pas de limits clarament definits coma per lei planetas telluricas. D'efèct, la densitat dau plasma demenís exponencialament dempuei lo centre fins a agantar un ponch ont la concentracion e la temperatura son tròp feblas per emetre de lutz[3]. Aquelei ponchs forman la fotosfèra qu'es considerada coma lo limit dau Soleu[4].

Composicion[modificar | modificar la font]

Lo Soleu es principalament compausat d'idrogèn e d'èli que representan 74,9% e 23,8% de sa massa totala au nivèu de la fotosfèra[5]. Leis autreis elements, 2% de la massa, son dichs « metaus » per leis astronòms. Lo pus frequent es l'oxigèn (1%) puei lo carbòni (0,3%), lo neon (0,2%) e lo fèrre (0,2%)[6]. Aquela composicion es considerada coma representativa de la composicion generala dau Soleu. L'idrogèn e l'èli foguèron creats per la nucleosintèsi entraïnada per lo Big Bang e lei metaus per la nucleosintèsi se debanant dins d'estèlas ancianas e disparegudas[7].

Aquela composicion foguèt pas totjorn identica. D'efèct, d'elements de la fotosfèra son probablament dispersats au luench per lo vent solar. Ansin, d'èli e 16% dei metaus aurián dispareguts a respèct dau proto-Soleu. Ansin, la composicion de la fotosfèra iniciala seriá estada 71,1% d'idrogèn, 27,4% d'èli e 1,5% de metaus[5]. De mai, coma lei zonas interioras dau Soleu son radiativas, lo percentatge dei partidas pròchas dau centre aurián de quantitats importantas d'èli en causa dei fenomèns de fusion nucleara. Aqueu percentatge seriá egau a 60% amb una concentracion de metaus identica[8].

Estructura intèrna[modificar | modificar la font]

L'estructura intèrna dau Soleu tèn tres zonas principalas dichas nuclèu, zona radiativa e zona convectiva. Lo nuclèu es la region ont se debana lo fenomèn de fusion nucleara e donc la produccion d'energia. Enviroutant aquela region, la zona radiativa tèn una densitat de plasma sufisenta per transmetre la cauda dau nuclèu per raionament termic. Aquela proprietat dispareis dins la zona convectiva. Lo transferiment termic es adonc realizat per de movements de conveccion.

Nuclèu[modificar | modificar la font]

Lo nuclèu solar se situa entre lo centre de l'estèla e un rai estimat a 0,2-0,25 rai solar. Sa densitat es quasi egala a 150 e sa temperatura a 13 600 000 °C[9] [10] [11]. Es la region onte se debana la fusion nucleara, e donc 99% de la produccion d'energia solara, per lo mecanisme dich cadena proton-proton. Entraïna la produccion d'èli à partir d'idrogèn[12] au taus de 9,2.1037 còps per segonda[13]. L'energia producha es donc egala a 3,846×1026 W/s o 9,192 megatonas de TNT per segonda.

La produccion d'energia varia segon la distància au centre. Vèrs lo centre, seriá egala a 276,5 W.m-3 [14]. Aquela densitat d'energia es pus similara au metabolisme d'un reptil qu'a una explosion nucleara. Lo maximum de produccion d'energia dins lo Soleu es egau au desgatjament causat per un mecanisme coma lo compostatge. Ansin, lo flux d'energia fòrça important produch per lo Soleu es mai causat per la talha de l'estèla que per una energia volumica auta.

Zona radiativa[modificar | modificar la font]

La zona radiativa es situada entre 0,25 e 0,7 rais solars a respèct dau centre dau Soleu. I a ges de movements de conveccion dins aquela zona car la densitat de matèria es sufisenta per permetre un transferiment de calor per raionament. La temperatura varia de 7 000 000 a 2 000 000 °C e la densitat de 20 a 0,2. Lo raionament es realizat per d'emissions de fotons dempuei leis ions idrogèn e èli vèrs d'autreis ions.

Zona convectiva[modificar | modificar la font]

Lo jaç exterior dau Soleu es la zona convectiva situada entre 0,7 e 1,0 rai solar. Dins aquela region, lo raionament pòu pas se perseguir car la densitat dei plasmas es plus sufisenta. La temperatura tomba de 2 000 000 a 5 500 °C e la massa volumica de 0,2  g/cm3 a 0,2 g/m3. Ansin, lei transferiments termics son assegurats per de movements de conveccion dichs colomnas termicas. Aquelei colomnas termicas son de cellulas de Bénard. An una forma exagonala qu'influéncia l'aspèct de la superficia solara[15].

Fotosfèra[modificar | modificar la font]

La fotosfèra es la superficia visibla dau Soleu. Es lo jaç onte lo Soleu vèn opac a la lutz visibla[16]. Delà, la lutz visbla pòu se propagar librament e son energia quitar lo Soleu[16]. La rason d'aqueu cambiament es la diminucion de la concentration d'ions H qu'absorbisson facilament lei radiacions compausant la lutz visibla[16]. A l'invèrs, aquelei radiacions son produchas per la reaccion entre d'electrons e d'atòms d'idrogèn que produson d'ions H[17] [18]. L'espessor de la fotosfèra varia entre quauquei desenaus e quauquei centenaus de quilomètres. Sa temperatura es estimada a aperaquí 5 700 °C en utilizant lo modèl dau còrs negre[16].

Atmosfèra[modificar | modificar la font]

Durant un eclipsi totau, lo corona solara vèn visibla pendant quauquei minutas coma en 1994.

Lei zonas situadas au dessús de la fotosfèra son consideradas coma l'atmosfèra solara[16]. Aquela atmosfèra, visibla dins leis espèctres visibles, radio o gamma, tèn cinc regions principalas [16]:

  • lo minimum de temperatura.
  • la cromosfèra.
  • la region de transicion.
  • la corona.
  • l'eliosfèra.

Lo region dicha minimum de temperatura tèn la temperatura solara mens auta. Es situada vèrs 500 km au dessús de la fotosfèra amb una valor egala a 3 800 °C[16]. Es sufisent per permetre l'existéncia de moleculas d'aiga o de monoxid de carbòni detectadas per lor espèctres d'absorcion[19].

La cromosfèra, la region de transicion e la corona an de temperaturas pus autas que la superficia solara. Pasmens, maugrat d'ipotèsis coma l'influéncia d'ondas d'Alfvén per la corona[20], l'explicacion d'aquelei fenomèns es pas coneguda a l'ora d'ara. La cromosfèra es una zona situada après lo minimum de temperatura que tèn una espessor egala a 2 000 km. Es caracterizada per d'espèctres d'emission e d'absorcion de linhas[16]. Son nom vèn dau fach que la cromosfèra apareis coma un lamp acolorit durant lo començament e la fin d'eclipsis. La temperatura i aumenta gradualament ambé l'altitud per montar a 20 000 °C[16]. L'èli es donc parcialament ionizat dins lei partidas superioras de la cromosfèra[21].

La region de transicion es un pichon jaç d'una espessor de 200 km caracterizat per una aumentacion fòrça de la temperatura de 20 000 °C a 1 000 000 °C[22]. Aquela aumentacion es facilitada per l'ionizacion complèta deis atòms d'èli[21]. D'efèct, en causa d'aquela ionizacion, lo refrejament dei plasmas demenís[21]. Aquela zona a pas una altitud constanta. Forma puslèu de nívols o de filaments facilament visibles per leis aparelhs d'observacions ultravioletas dei sondas espacialas[23].

La corona es la partida exteriora de l'atmosfèra solara e son volum es pus important que lo Soleu. De mai, son expansion entraïna la formacion dau vent solar qu'escoba tot lo Sistèma Solar[24]. Sa temperatura mejana es entre 1 000 000 °C e 2 000 000 °C mai pòu montar a 8-20 000 000 °C. Dins lei regions bassas de la corona, la quantitat de particulas es environ 1015-1016 m-3. Enfin, l'eliosfèra es la cavitat creada a l'entorn dau Soleu per lo vent solar. Se situa entre 20 rais solars e lei frontieras dau Sistèma Solar fins a l'eliopausa[25]. Un frònt de tuert existís adonc entre lo vent solar e lei particulas dau mitan interestellar.

Camp magnetic[modificar | modificar la font]

Espirala de Parker e representacion dau camp magnetic solar.

Lo Soleu es una estèla magneticament activa amb un camp poderós que sei direccions cambian environ cada onze annadas vèrs lo maximum de l'activitat solara[26]. Aque camp magnetic entraïna divèrseis efècts dichs activitat solara coma la formacion dei tacas sornas, d'erupcions solaras o de variacions dins lo vent solar[27]. D'autreis efècts de l'activitat solara son, per exemple, la formacion d'auròras polaras o de perturbacions dins lei transmissions ràdios. De mai, l'activitat solara cambia l'estructura de l'atmosfèra exteriora de la Tèrra[28].

En causa de sa temperatura fòrça auta, lei plasmas compausant lo Soleu an una rotacion diferenciala, valent a dire que la rotacion a l'eqüator es pus rapida qu'ai pòls amb environ 25 jorns contra 35. La consequéncia es que lei linhas dau camp magnetic son deformadas e tòrtas causant l'aparicion dei tacas sornas o d'erupcions solaras. Aquela deformacion causa tanben un efèct dinamo per lo Soleu e l'existéncia de cicles d'onze ans per l'inversion dei pòls magnetics solars[29].

Lo camp magnetic s'estènd luench dau Soleu per formar lo camp magnetic interplanetari[24]. Son intensitat varia entre 50 e 400 µT vèrs la fotosfèra solara es egau a 5 nT au nivèu de la Tèrra[30]. Pròche dau Soleu, aqueu camp es organizat radialament mai, au luench, pren una forma en espirala dicha espirala de Parker[24].

Cicles solars[modificar | modificar la font]

Cicle dei tacas solaras[modificar | modificar la font]

Tacas sornas a la superficia dau Soleu.

Lei tacas sornas son lo fenomèn pus visible de l'activitat solara. Apareisson coma de tacas negras ben definidas a la superficia dau Soleu. En fach, son de zonas pus freja a respèct dau rèsta de la superficia onte la conveccion es blocada per de camps magnetics fòrça importants. Puei, lo camp magnetic entraïna una aumentacion de la temperatura de la corona causant la formacion de regions activas que son la fònt d'erupcions solaras. La superficia dei tacas sornas pòu montar a de desenaus de miliers de quilomètres carrats[31].

La quantitat de tacas sornas varia ambé l'activitat solara. Vèrs lo minimum, se forman ai latituds autas e lor nombre pòu meme, de còps, èsser nul. Ambé l'aumentacion de l'activitat, lei zonas de formacion dei tacas se raprochan de l'eqüator e lor nombre aumenta. Generalament, lei tacas existisson per pareu amb una polaritat inversada.

Aqueu cicle a una influéncia importanta sus lo clima terrèstre car la luminositat es en relacion ambé l'activitat magnetica. Ansin, un minimum d'activitat solara correspònd amb un minimum de temperatura per la Tèrra[32]. Per exemple, pendent la màger part dau sègle XVII, l'activitat solara foguèt fòrça febla. Aqueu periòde veguèt de recòrds de freg en Euròpa[33].

Autre cicle[modificar | modificar la font]

De cicles de duradas pus lòngas que lo cicle dei tacas sornas podrián existir ambé de periòdes de 41 000 o 100 000 ans. Aquelei cicles serián una explicacion possibla per lei periòdes glacièrs[34] [35].

Orbita e rotacion[modificar | modificar la font]

Movement dau centre de massa dau Sistèma solar

Lo Soleu es situat dins lo braç d'Orion de la Via Lactèa a una distància dau centre de la galaxia estimada entre 25 000 e 28 000 annadas lutz[36] [37] [38] [39]. A l'ora d'ara, lo movement dau Soleu es dirigit vèrs l'estèla Vega. La region ont orbita lo Soleu es dicha la Bofiga locala. Es una region formada per lei rèstas d'una supernova, probablament la supernova Geminga [40]. Lo periòde de rotacion dau Soleu a l'entorn de la galaxia es estimada entre 225 e 250 milions d'annadas. Pasmens, aquela rotacion, e sa trajectòria, son probablament irregularas en causa de l'influéncia dei braç de la Via Lactèa e de lor distribucion de massa non unifòrma[41]. La velocitat d'aqueu movement es quasi 251 km/s. De mai, i a d'oscillacions a respèct dau plan galactic durant una orbita.

Lo movement dau Soleu dins lo Sistèma Solar es generalament complicat en causa de l'influéncia dei planetas. Aqueu movement evoluciona entre de trajectòrias prograda o retrògrada amb un periòde de quauquei centenaus d'annadas[42].

Formacion e evolucion[modificar | modificar la font]

Lo Soleu es una estèla de populacion I, richa en elements pesants, amb un periòde d'environ 4,57 miliards d'annadas[43]. I a dos biais per datar sa formacion : de simulacions informaticas e la nucleocosmocronologia[44]. Lei materiaus pus ancians detectats per de mesuras radiometricas an un periòde similar de 4,567 miliards d'annadas[45]. La formacion dau Soleu foguèt probablament entraïnat per l'influéncia de l'explosion d'una supernova causant l'afondrament d'un nívol de gas[46].

A l'ora d'ara, lo Soleu es una estèla de la sequéncia principala que transforma l'idrogèn en èli per de reaccions de fusion. Deuriá restar sus aquela sequéncia pendant dètz miliards d'annadas e donc durant encara quasi cinc miliards d'annadas[47]. Après, lo Soleu deuriá venir una estèla giganta roja. La temperatura de son centre podriá montar a 100 000 000 °C e la fusion de l'èli en elements pus lords acomençar. En causa de l'aumentacion de la temperatura, lo diamètre solar deuriá èsser 250 còps pus grand, destrusent Mercuri, Vènus e probablament la Tèrra[48]. Lo destin de la Tèrra es pas encara segur car la pèrda de massa dau Soleu causada per lei reaccions de fusions aluncha pauc a pauc lei planetas. Dins aquò, la vida terrèstra serà destrucha per la temperatura auta entraïnada per la proximitat dau Soleu[48]. Puei, après aquela fasa, lo Soleu serà de pulsacions que emporterián au luench sei jaç superiors formant una nebulosa planetària. Lo nuclèu vendriá una naneta blanca, puei, après unei miliards d'annadas de refrejament, una naneta bruna. Aqueu scenari es classic per una estèla dau tipe solar[49] [50].

Evolucion dau Soleu.jpg

Observacion e efècts[modificar | modificar la font]

Lo Soleu vist dempuei la Tèrra.

L'observacion dirècta dau Soleu per l'uelh uman pòu èsser dolorosa mai es pas normalament perilhosa per un uelh non dilatat[51] [52]. Pasmens, l'energia solara receupuda durant l'observacion pòu caufar la retina a entraïnar una pèrda de sensibilitat de l'uelh per veire lei causas lusentas[53] [54]. De mai, lei radiacions ultravioletas blanquisson pauc a pauc la retina e pòdon causar la formacion de cataractas[55]. Enfin, aquelei radiacions pòdon causar de cremaduras de la retina après environ 100 segondas d'observacions, especialament se la lutz solara es intensa o se l'observacion a luòc dempuei una montanha o quand lo Soleu es au zenit[56] [57].

D'autra part, l'observacion dau Soleu amb un pòrtavista o un telescòpi es fòrça dangeirosa sensa l'utilizacion de filtres UV e d'una reduccion de la quantitat de lutz receupuda per l'uelh. D'efèct, un pòrtavista sensa filtre permet de recebre 500 còps l'energia solara arribant sus la retina durant una observacion a uelh nus. Lei cellulas de la retina son donc quasi tuadas immediatament car la dispersion de la calor es pas pron rapida. Una fissura dins un filtre a lo meme efèct[58].

Enfin, leis eclipsis solars parciaus son egalament dangeirós per que l'uelh es pas acostumat a la lutz particulara d'aquelei fenomèns. Ansin, l'uelh recebe dètz còps l'energia solara normala. La retina pòu donc subir de degalhs fòrça importants. De mai, aquelei lesions son renforçadas per l'abséncia de dolors immediatas.

Recèrca e exploracion[modificar | modificar la font]

Desvolopament dei conoissenças scientificas[modificar | modificar la font]

Lei premiereis observacions dau Soleu foguèron probablament fachas per leis astronòms babilonians au començament dau Millenni I avC. Descurbiguèron lei movements irregulars dau Soleu a respèct dau plan ecliptic mai pas lor explicacion[59]. Dins la Grècia antica, Anaxagòras declarèt que lo Soleu èra pas lo carri d'Eliòs mai una bola de metaus en fusion e que la Luna rebat la lutz solara[60]. Puei, vèrs lo sègle III avC, Eratostènes estimèt probablament corrèctament la distància Tèrra-Soleu entre 148 e 153 milions de quilomètres. Enfin, au sègle I, l'astronòm Ptolemèu donèt una distància egala a 1 210 rais terrèstres[61].

Lo premier que placèt lo Soleu au centre dau Sistèma Solar foguèt lo Grèc Aristarc de Samos au sègle III avC. Puei, son idèa foguèt adoptada per Seleuc de Selèucia. Au sègle XVI, Nicolau Copernic realizèt lo premier modèl matematic eliocentric. Galileo Galilei, au sègle XVII, tenguèt la pròva de la veracitat dau sistèma eliocentric après l'invencion dau telescòpi. Ambé d'astronòms coma Thomas Harriot, Galilei observèt tanben lei tacas sornas solaras e descurbiguèt que son d'objèctes situats a la superficia dau Soleu.

Isaac Newton descurbiguèt la descomposicion de la lutz solara per un prisma en 1672 e William Herschel lei rais infraroges en 1800. Leis annadas 1800 veguèron lei progrès de l'espectroscopia e son utilizacion per estudiar la lutz solara per Joseph von Fraunhofer. Puei, lei scientics s'interessèron a la fònt d'energia dau Soleu fins au començament dau sègle XX. Kelvin supausèt que lo Soleu èra un còrs liquid en refrejament amb un raionament causat per sa calor intèrna. Ambé Hermann von Helmholtz, prepausèt l'existéncia d'un mecanisme de contraccion gravitacionala per explicar l'origina de la calor dau Soleu. Dins aquò, lo periòde estimat per lo Soleu amb aquela teoria èra solament 20 milions d'annadas, en desacòrd ambé lei observacions geologicas suggerissent a l'epòca un periòde de 300 milions d'annadas per la Tèrra[62]. En 1890, Joseph Lockyer, descubraire de l'èli, emés una ipotèsi meteoritica per la formacion e l'evolucion dau Soleu[63]. Enfin, Ernest Rutherford supausèt que lo declin deis elements radioactius podriá fornir l'energia solara.

Lo solucion venguèt finalament après lei trabalhs d'Albert Einstein e lo principi d'equivaléncia massa-energia E=mc2. Foguèt Arthur Eddington qu'imaginèt, en 1920, que la pression e la temperatura dau nuclèu solar pòdon entretenir de reaccions de fusion entre l'idrogèn e l'èli, la pèrda de massa durant la reaccion explicant adonc l'origina de l'energia emesa. Puei, la preponderància de l'idrogèn dins la composicion dau Soleu foguèt demostrada per Cecilia Payne en 1925 e lo modèl teoric de la fusion desvolopat per Subrahmanyan Chandrasekhar e Hans Bethe dins leis annadas 1930[64] [65].

Recèrca espaciala[modificar | modificar la font]

Lei premierei sondas d'observacion dau Soleu foguèron mandadas entre 1959 e 1968 per la NASA. Puei, d'autrei foguèron mandadas per lei principaleis agéncias espacialas :

Lei premierei missions (Pioneer e Helios) estudièron lo vent solar, lo camp magnetic e la corona enterin que de recèrcas ambé de telescòpis coma l'Apollo Telescope Mount de l'estacion estatsunidenca Skylab. Aquelei missions descurbiguèron leis emissions de massa de la corona e lor associacion ambé lo vent solar. Leis annadas 1980 foguèron marcadas per la mission SolarMax qu'estudièt lei radiacions gamma, UV e X durant un maximum d'activitat solara. La mission japonesa Yohkoh observèt tanben lei rais X solars e descurbiguèt lei diferents tipes d'emissions de massa solara e lor activitat pus importanta.

La mission la pus importanta foguèt probablament SOHO mandada en 1995 e prolongada fins a 2012. Observa lo Soleu, sus divèrsei frequéncias, per son plan eqüatorial dempuei lo ponch de Lagrange L1. Especialament, a descurbèrt de collisions de cometas ambé lo Soleu. Enterin, la mission Ulysses, après un transit per Jupitèr observèt lo Soleu dempuei una orbita polara. Enfin, una mission foguèt mandada per estudiar e adurre de mòstras dei particulas dau vent solar. Foguèt la mission Genesis que capitèt maugrat un aterratge mancat en 2004[66].

Cultura[modificar | modificar la font]

Dieus solars[modificar | modificar la font]

Lei dieus e lei divessas solars son fòrça nombrós dins lei mitologias e lei religions terrèstras. Per exemple, lei pòples germanics avián una deessa dicha Sól o Sunna. Lo Soleu aviá egalament una plaça fòrça importanta per lei premierei civilizacions coma en Egipte o a l'entorn dau monument de Stonehenge. En America, foguèt egalament lo cas dei Maias (Chichen Itza) e deis Aztècs.

Provèrbis[modificar | modificar la font]

  • "Amistat de gendre, solelh d'ivèrn".
  • "Quand lo solelh lusís, i a pas besonh de luna".
  • "Quand lo solelh se regarda, de la plueia pren-te garda".

Referéncias[modificar | modificar la font]

  1. Williams, D. R. (2004). "Sun Fact Sheet". NASA. [1]
  2. Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 58–67. ISBN 978-0-521-39788-9.
  3. Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. p. 11. ISBN 978-0-691-05781-1.
  4. Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. p. 73. ISBN 978-0-521-39788-9.
  5. 5,0 5,1 Lodders, K. (2003). "Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements". Astrophysical Journal 591 (2): 1220. doi:10.1086/375492.
    Lodders, K. (2003). "Abundances and Condensation Temperatures of the Elements" (PDF). Meteoritics & Planetary Science 38 (suppl.): 5272. Bibcode: 2003M&PSA..38.5272L. [2]
  6. Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. pp. 19–20. ISBN 0-387-20089-4.
  7. Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. pp. 77–78. ISBN 0-387-20089-4.
  8. Hansen, C.J.; Kawaler, S.A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (2nd ed.). Springer. § 9.2.3. ISBN 0-387-20089-4.
  9. García, R.; et al. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science 316 (5831): 1591–1593. doi:10.1126/science.1140598.
  10. Basu et al.; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; New, Roger; Serenelli, Aldo M. (2009). "Fresh insights on the structure of the solar core". The Astrophysical Journal 699 (699): 1403. doi:10.1088/0004-637X
  11. "NASA/Marshall Solar Physics". Solarscience.msfc.nasa.gov.
  12. Broggini, Carlo (26–28 June 2003). Nuclear Processes at Solar Energy. [3]
  13. Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  14. B. Stromgrew (1965) reprinted in D. Clayton Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. New York: McGraw-Hill, 1968.
  15. Mullan, D.J (2000). "Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona". In Page, D., Hirsch, J.G.. From the Sun to the Great Attractor. Springer. p. 22. ISBN 978-3-540-41064-5. [4]
  16. 16,0 16,1 16,2 16,3 16,4 16,5 16,6 16,7 16,8 Abhyankar, K.D. (1977). "A Survey of the Solar Atmospheric Models". Bull. Astr. Soc. India 5: 40–44. [5]
  17. Gibson, E.G. (1973). The Quiet Sun. NASA. ASIN B0006C7RS0
  18. Shu, F.H. (1991). The Physics of Astrophysics. 1. University Science Books. ISBN 0-935702-64-4.
  19. Solanki, S.K.; , W. and Ayres, T. (1994). "New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere". Science 263 (5143): 64–66. doi:10.1126/science.263.5143.64 PMID 17748350.
  20. De Pontieu, B.; et al. (2007). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science 318 (5856): 1574–77. doi:10.1126/science.1151747. PMID 18063784.
  21. 21,0 21,1 21,2 Hansteen, V.H.; Leer, E. (1997). "The role of helium in the outer solar atmosphere". The Astrophysical Journal 482: 498–509. doi:10.1086/304111
  22. Erdèlyi, R.; Ballai, I. (2007). "Heating of the solar and stellar coronae: a review". Astron. Nachr. 328: 726–733. doi:10.1002/asna.200710803. [6]
  23. Dwivedi, Bhola N. (2006). "Our ultraviolet Sun" (pdf). Current Science 91 (5): 587–595. ISSN 0011-3891. [7]
  24. 24,0 24,1 24,2 Russell, C.T. (2001). "Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial". In Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L. (pdf). Space Weather (Geophysical Monograph). American Geophysical Union. pp. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4. [8]
  25. A.G, Emslie; J.A., Miller (2003). "Particle Acceleration". In Dwivedi, B.N.. Dynamic Sun. Cambridge University Press. p. 275. ISBN 978-0-521-81057-9. [9]
  26. Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 119–120. ISBN 978-0-691-05781-1.
  27. Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 120–127. ISBN 978-0-691-05781-1.
  28. hillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 14–15, 34–38. ISBN 978-0-521-39788-9.
  29. The Sun Does a flip, NASA, [10]
  30. Wang, Y.-M.; Sheeley, N.R. (2003). "Modeling the Sun's Large-Scale Magnetic Field during the Maunder Minimum". The Astrophysical Journal 591: 1248–56. doi:10.1086/375449
  31. "The Largest Sunspot in Ten Years". Goddard Space Flight Center. 30 de març de 2001.
  32. Willson, R. C.; Hudson, H. S. (1991). "The Sun's luminosity over a complete solar cycle". Nature 351: 42–4. doi:10.1038/351042a0
  33. Lean, J.; Skumanich, A.; White, O. (1992). "Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum". Geophysical Research Letters 19 (15): 1591–1594. doi:10.1029/92GL01578.
  34. Ehrlich, R. (2007). "Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics 69 (7): 759.
  35. Clark, S. (2007). "Sun's fickle heart may leave us cold". New Scientist 193 (2588): 12. doi:10.1016/S0262-4079(07)60196-1.
  36. Reid, M.J. (1993). "The distance to the center of the Galaxy". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 31: 345–372. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002021
  37. Eisenhauer, F.; et al. (2003). "A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center". Astrophysical Journal 597 (2): L121–L124. doi:10.1086/380188.
  38. Horrobin, M.; et al. (2004). "First results from SPIFFI. I: The Galactic Center" (PDF). Astronomische Nachrichten 325 (2): 120–123. doi:10.1002/asna.200310181.
  39. Eisenhauer, F.; et al. (2005). "SINFONI in the Galactic Center: Young Stars and Infrared Flares in the Central Light-Month". Astrophysical Journal 628 (1): 246–259. doi:10.1086/430667.
  40. Gehrels, Neil; Chen, Wan; Mereghetti, S. (February 25, 1993). "The Geminga supernova as a possible cause of the local interstellar bubble". Nature 361: 706–707. doi:10.1038/361704a0.
  41. eong, S. (2002). "Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)". The Physics Factbook. [11]
  42. Sun's retrograde motion and violation of even-odd cycle rule in sunspot activity, J. Javaraiah, 2005
  43. Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 7–8.
  44. Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2008). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS". Astronomy and Astrophysics 390: 1115–1118. doi:10.1051/0004-6361:20020749
  45. Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I.; Ulyanov, A. (2002). "Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions.". Science 297 (5587): 1678–1683. doi:10.1126/science.1073950
  46. alk, S.W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S.H. (1977). "Are supernovae sources of presolar grains?". Nature 270: 700–701.
  47. Goldsmith, D.; Owen, T. (2001). The search for life in the universe. University Science Books. p. 96. ISBN 978-1-891389-16-0. [12]
  48. 48,0 48,1 Schröder, K.-P.; Smith, R.C. (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1): 155. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. arXiv:0801.4031. See also Palmer, J. (2008). "Hope dims that Earth will survive Sun's death". New Scientist. [13]
  49. Pogge, R.W. (1997). "The Once and Future Sun". New Vistas in Astronomy. Ohio State University (Department of Astronomy). [14]
  50. Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A.I.; Kraemer, K.E. (1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457. doi:10.1086/173407.
  51. White, T.J.; Mainster, M.A.; Wilson, P.W.; Tips, J.H. (1971). "Chorioretinal temperature increases from solar observation". Bulletin of Mathematical Biophysics 33 (1): 1. doi:10.1007/BF02476660.
  52. Tso, M.O.M.; La Piana, F.G. (1975). "The Human Fovea After Sungazing". Transactions of the American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology 79 (6): OP788.
  53. Hope-Ross, M.W.; Mahon, GJ; Gardiner, TA; Archer, DB (1993). "Ultrastructural findings in solar retinopathy". Eye 7: 29.
  54. Schatz, H.; Mendelblatt, F.; Gardiner, TA; Archer, DB (1973). "Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD". British Journal of Ophthalmology 57 (4): 270. doi:10.1136/bjo.57.4.270.
  55. Chou, B.R. (2005). "Eye Safety During Solar Eclipses". [15]
  56. Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Sliney, D.H. (1976). "Retinal sensitivity to damage from short wavelength light". Nature 260: 153. doi:10.1038/260153a0
  57. Ham, W.T. Jr.; Mueller, H.A.; Ruffolo, J.J. Jr.; Guerry, D. III, (1980). "Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear". In Williams, T.P.; Baker, B.N.. The Effects of Constant Light on Visual Processes. Plenum Press. pp. 319–346. ISBN 0-306-40328-5.
  58. Marsh, J.C.D. (1982). "Observing the Sun in Safety" (PDF). Journal of the British Astronomical Association 92 (6): 257.
  59. David Leverington (2003). Babylon to Voyager and beyond: a history of planetary astronomy. Cambridge University Press. pp. 6–7. ISBN 0-521-80840-5.
  60. Sider, D. (1973). "Anaxagoras on the Size of the Sun". Classical Philology 68 (2): 128–129. doi:10.1086/365951.
  61. Goldstein, B.R. (1967). "The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses". Transactions of the American Philosophical Society 57 (4): 9–12. doi:10.2307/1006040.
  62. Thomson, W. (1862). "On the Age of the Sun's Heat". Macmillan's Magazine 5: 388–393. [16]
  63. Lockyer, J.N. (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems.
  64. Bethe, H.; Critchfield, C. (1938). "On the Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review 54 (10): 862–862. doi:10.1103/PhysRev.54.862.2
  65. Bethe, H. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review 55 (1): 434–456. doi:10.1103/PhysRev.55.434
  66. Calaway, M.J.; Stansbery, Eileen K.; Keller, Lindsay P. (2009). "Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1". Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B 267 (7): 1101. doi:10.1016/j.nimb.2009.01.132



Sistèma Solar (estela : lo Solelh)
Solar System XXVII.png
Planetas :  Mercuri · Vènus · Tèrra · Mart · Jupitèr · Saturne · Uranus · Neptun
Planetas nanas :  Cères · Pluton · Èris
Pichons còrses :  Asteroïdes · Cencha d'asteroïdes · Cometas · Cencha de Kuiper · Objèctes eparses · Nívol d'Oort
Satellits :  T (1) Luna · M  (2) Fòbos Deimos · J  (63) Io Euròpa Ganimèdes Callisto... ·
S   (62) Titan Rhea Mimas Enceladus Tethys Dione...  · U (27)  Miranda Ariel Umbriel Titània Oberó... · N (13) Triton...
Vejatz tanben la lista d'objèctes celèstes del Sistèma Solar · La galariá del Sistèma Solar