Aurinko

Spektriluokituksen mukaan aurinko kuuluu tyyppiin G2V ( keltainen kääpiö ). Auringon keskimääräinen tiheys on 1,4 g/cm³ (1,4 kertaa veden tiheys). Auringon pinnan tehollinen lämpötila on 5780 Kelviniä [4] . Siksi Aurinko paistaa lähes valkoisella valolla, mutta auringon suora valo lähellä planeettamme pintaa saa tietyn keltaisen sävyn johtuen spektrin lyhyen aallon osan voimakkaammasta sironnasta ja absorptiosta Maan ilmakehässä . kirkas taivas, yhdessä sinisen hajavalon taivaalta, auringonvalo antaa jälleen valkoisen valaistuksen).

Auringon säteily tukee elämää maan päällä (valoa tarvitaan fotosynteesin alkuvaiheissa ), määrittää ilmaston . Auringon kirkkaus ( Auringon yhdessä sekunnissa vapauttaman energian kokonaismäärä) L ⊙ = 3,827⋅10 26 W.

Aurinko koostuu vedystä (vedyn massapitoisuus X ≈ 73 % ), heliumista (massapitoisuus Y ≈ 25 % [8] ) ja muista alkuaineista , joiden pitoisuus on pienempi (alla, kaikkia heliumia raskaampia alkuaineita tässä yhteydessä kutsutaan metalleiksi, kuten astrofysiikassa on tapana); niiden kokonaismassapitoisuus Z ≈ 2 % [8] . Yleisimmät vetyä ja heliumia raskaammat alkuaineet ovat happi , hiili , neon , typpi , rauta , magnesium , pii , rikki , argon , alumiini , nikkeli , natrium ja kalsium . Niissä on 98 000 heliumatomia , 851 happiatomia, 398 hiiliatomia, 123 neonatomia , 100 typpiatomia, 47 rautaatomia, 38 magnesiumatomia, 35 piiatomia, 16 rikkiatomia, 4 argonatomia, 3 alumiiniatomia 1 miljoonaa vetyatomia kohden. . , 2 atomia nikkeliä, natriumia ja kalsiumia sekä pieni määrä muita alkuaineita [9] .

Auringon massa M ⊙ = (1,98847 ± 0,00007)⋅10 30 kg [10] , se on 99,866 % koko aurinkokunnan kokonaismassasta [4] .

Auringon spektri sisältää ionisoitujen ja neutraalien metallien linjoja sekä vetyä ja heliumia. Galaksistamme ( Linnunrata ) on 200 - 400 miljardia tähteä [11] [12] . Samaan aikaan 85 % galaksimme tähdistä on tähtiä, jotka ovat vähemmän kirkkaita kuin Aurinko (useimmiten punaisia kääpiöitä ). Kuten kaikki pääsarjan tähdet , aurinko tuottaa energiaa fuusioimalla heliumia vedystä. Auringon tapauksessa yli 99 % energiasta vapautuu protoni-protonisyklin kautta , kun taas massiivisemmille pääsarjan tähdille CNO-sykli on hallitseva tapa heliumin fuusiossa .

Aurinko on maata lähinnä oleva tähti. Auringon keskimääräinen etäisyys Maasta - 149,6 miljoonaa km [1] - on suunnilleen yhtä suuri kuin tähtitieteellinen yksikkö , ja näennäinen kulmahalkaisija Maasta katsottuna , kuten Kuussa , on hieman yli puoli astetta. 31-32 minuuttia ). Aurinko sijaitsee noin 26 000 valovuoden etäisyydellä Linnunradan keskustasta ja kiertää sen ympäri laatikkoradalla tehden yhden kierroksen 225-250 miljoonassa vuodessa [13] . Auringon kiertonopeus on 217 km/s - eli se kulkee valovuoden noin 1400 maavuodessa ja yhden tähtitieteellisen yksikön - 8 maapäivässä [14] .

Tällä hetkellä Aurinko sijaitsee galaksissamme Orionin haaran sisäreunassa Perseuksen ja Jousimiehen käsivarren välissä ja liikkuu Paikallisen tähtienvälisen pilven läpi - tiheän alueen, joka sijaitsee alemmalla alueella. tiheys Paikallinen kupla - hajallaan olevan korkean lämpötilan tähtienvälisen kaasun vyöhyke . Tällä hetkellä tunnetun 17 valovuoden 50 lähimpään tähtijärjestelmään kuuluvista tähdistä Aurinko on neljänneksi kirkkain tähti (sen absoluuttinen magnitudi on + 4,83 m ).

Yleistä tietoa

Aurinko kuuluu ensimmäiseen tähtipopulaatiotyyppiin . Yksi aurinkokunnan syntyä koskevista laajalle levinneistä teorioista viittaa siihen, että sen muodostuminen johtui yhden tai useamman supernovan räjähdyksistä [15] . Tämä oletus perustuu erityisesti siihen tosiasiaan, että aurinkokunnan aines sisältää poikkeuksellisen suuren osan kultaa ja uraania , mikä voi olla seurausta tämän räjähdyksen aiheuttamista endotermisistä reaktioista tai alkuaineiden ydinmuutoksista absorption seurauksena. neutroneja massiivisen toisen sukupolven tähden aineesta.

Auringon säteily on tärkein energianlähde maan päällä . Sen tehoa kuvaa aurinkovakio - säteilyn teho , joka kulkee yksikköpinta-alan läpi, kohtisuorassa auringonsäteisiin nähden ja sijaitsee yhden tähtitieteellisen yksikön etäisyydellä Auringosta (eli Maan kiertoradalla) maan ilmakehää . Tämä vakio on noin 1,37 kW/m² .

Maan ilmakehän läpi kulkeva auringon säteily menettää energiaa noin 370 W/m² ja vain 1000 W/m² saavuttaa maanpinnan (selkeällä säällä ja auringon ollessa zeniitissään ). Tätä energiaa voidaan käyttää erilaisissa luonnollisissa ja keinotekoisissa prosesseissa. Joten kasvit , jotka käyttävät sitä fotosynteesin kautta , syntetisoivat orgaanisia yhdisteitä vapauttamalla happea . Suoraa auringon lämmitystä tai energian muuntamista aurinkokennoilla voidaan käyttää sähkön tuottamiseen ( aurinkovoimaloissa ) tai muuhun hyödylliseen työhön. Kaukaisessa menneisyydessä öljyyn ja muihin fossiilisiin polttoaineisiin varastoitunut energia saatiin myös fotosynteesin avulla .

Auringon ultraviolettisäteilyllä on antiseptisiä ominaisuuksia, joten sitä voidaan käyttää veden ja erilaisten esineiden desinfiointiin . Se aiheuttaa myös auringonpolttamaa ja sillä on muita biologisia vaikutuksia, kuten stimuloi elimistön D- vitamiinin tuotantoa . Auringon spektrin ultraviolettiosan vaikutusta vaimentaa suuresti Maan ilmakehän otsonikerros , joten ultraviolettisäteilyn voimakkuus maan pinnalla vaihtelee suuresti leveysasteittain . Kulma, jossa Aurinko on horisontin yläpuolella keskipäivällä , vaikuttaa monentyyppiseen biologiseen sopeutumiseen , esimerkiksi ihmisen ihon väri maapallon eri alueilla riippuu siitä [16] .

Maasta havaittu Auringon polku taivaanpallon poikki vaihtelee vuoden aikana . Polkua, jonka vuoden aikana kuvaa Auringon taivaalla tietyllä hetkellä valitsema piste, kutsutaan analemmaksi ja se on muodoltaan numero 8, pitkänomainen pohjois-etelä-akselia pitkin. Huomattavin vaihtelu Auringon näennäisessä sijainnissa taivaalla on sen pohjois - etelä - heilahdus 47° amplitudilla (syynä on ekliptisen tason 23,5° kallistuminen taivaan päiväntasaajan tasoon). Tässä vaihtelussa on myös toinen komponentti, joka on suunnattu itä - länsi -akselia pitkin ja joka johtuu Maan kiertoradan nopeuden lisääntymisestä sen lähestyessä periheliaa ja laskusta, kun se lähestyy aphelionia . Ensimmäinen näistä liikkeistä (pohjoinen-etelä) on syy vuodenaikojen vaihtumiseen .

Maa kulkee aphelion -pisteen läpi heinäkuun alussa ja siirtyy pois Auringosta 152 miljoonan km:n etäisyydellä ja perihelipisteen läpi tammikuun alussa ja lähestyy Aurinkoa 147 miljoonan km:n etäisyydellä [17] . Auringon näennäinen halkaisija näiden kahden päivämäärän välillä muuttuu 3 % [18] . Koska etäisyysero on noin 5 miljoonaa kilometriä, maapallo saa noin 7 % vähemmän lämpöä aphelionissa. Näin talvet pohjoisella pallonpuoliskolla ovat hieman lämpimämpiä kuin eteläisellä ja kesät hieman viileämpiä.

Aurinko on magneettisesti aktiivinen tähti. Sillä on voimakas magneettikenttä , joka muuttuu ajan myötä ja muuttaa suuntaa noin 11 vuoden välein aurinkomaksimin aikana . Auringon magneettikentän vaihtelut aiheuttavat erilaisia vaikutuksia, joiden kokonaisuutta kutsutaan auringon aktiivisuudeksi ja joka sisältää sellaiset ilmiöt kuin auringonpilkut , auringonpurkaukset , auringon tuulen vaihtelut jne., ja Maapallolla aiheuttaa revontulia korkeilla ja keskimmäisillä leveysasteilla ja geomagneettiset myrskyt , jotka vaikuttavat haitallisesti viestinnän toimintaan , sähkönsiirtovälineisiin ja vaikuttavat negatiivisesti myös eläviin organismeihin (aiheuttaa päänsärkyä ja huonoa terveyttä ihmisille, jotka ovat herkkiä magneettisille myrskyille) [19] [20] . Auringon aktiivisuudella oletetaan olevan suuri rooli aurinkokunnan muodostumisessa ja kehityksessä. Se vaikuttaa myös maan ilmakehän rakenteeseen.

Elinkaari

Aurinko on kolmannen sukupolven nuori tähti ( populaatio I), jolla on korkea metallipitoisuus, eli se muodostui ensimmäisen ja toisen sukupolven tähtien jäännöksistä (populaatiot III ja II).

Auringon nykyinen ikä (tarkemmin sanottuna sen olemassaolon aika pääsekvenssissä ), arvioituna tähtien evoluution tietokonemalleilla , on noin 4,5 miljardia vuotta [21] .

Uskotaan [21] , että aurinko syntyi noin 4,5 miljardia vuotta sitten, kun molekyylivetypilven (myös mahdollisesti molekyylivedyn ja muiden kemiallisten atomien atomien seoksen pilvet) nopea puristuminen painovoimavoimien vaikutuksesta elementit) johti tähden muodostumiseen galaksin tähtipopulaatiossa , kuten T Taurus .

Auringon kanssa saman massaisen tähden olisi pitänyt olla pääsarjassa yhteensä noin 10 miljardia vuotta. Näin ollen aurinko on nyt suunnilleen elinkaarensa puolivälissä [22] . Auringon ytimessä tapahtuu tällä hetkellä lämpöydinreaktioita , jotka muuttavat vetyä heliumiksi . Joka sekunti Auringon ytimessä noin 4 miljoonaa tonnia ainetta muuttuu säteilyenergiaksi , mikä johtaa auringon säteilyn ja auringon neutriinovirran syntymiseen .

Kun Aurinko kuluttaa vähitellen vetypolttoainettaan , se kuumenee ja sen valoisuus kasvaa hitaasti mutta tasaisesti. 5,6 miljardin vuoden iässä, 1,1 miljardin vuoden kuluttua, päivänvalomme on 11 % kirkkaampaa kuin nyt [23] .

Jo tänä aikana, jopa ennen punaisen jättiläisen vaihetta , elämän katoaminen tai radikaali muutos Maan päällä on mahdollista johtuen planeetan pinnan lämpötilan noususta, joka johtuu auringon ja kasvihuoneen kirkkauden lisääntymisestä. vesihöyryn aiheuttama vaikutus [24] [25] [26] [27] . Tähän mennessä Aurinko on saavuttanut maksimipintalämpötilansa (5800 K) koko evoluution aikansa menneisyydessä ja tulevaisuudessa aina valkoisen kääpiön vaiheeseen saakka ; seuraavissa vaiheissa fotosfäärin lämpötila on alhaisempi. Huolimatta elämän päättymisestä sen nykyisessä merkityksessä, elämä planeetalla voi jäädä merien ja valtamerten syvyyksiin [28] .

8 miljardin vuoden ikään mennessä (3,5 miljardin vuoden kuluttua) Auringon kirkkaus kasvaa 40 % [23] . Siihen mennessä maapallon olosuhteet ovat todennäköisesti samanlaiset kuin Venuksen nykyiset olosuhteet : planeetan pinnalta tuleva vesi katoaa kokonaan ja haihtuu avaruuteen. Todennäköisimmin tämä johtaa kaikkien maanpäällisten elämänmuotojen lopulliseen tuhoutumiseen [28] . Kun aurinkoytimen vetypolttoaine palaa, sen ulkokuori laajenee ja ydin kutistuu ja kuumenee.

Kun Aurinko saavuttaa 10,9 miljardin vuoden iän (6,4 miljardin vuoden kuluttua tästä hetkestä), ytimessä oleva vety loppuu ja siitä muodostuva helium, joka ei näissä olosuhteissa vielä kykene lämpöydinpalamiseen, alkaa kutistua ja tiivistyy, koska se on aiemmin tukenut sitä "painolle" energiavirran keskustasta. Vedyn palaminen jatkuu sydämen ohuessa ulkokerroksessa. Tässä vaiheessa Auringon säde saavuttaa 1,59 R ⊙ ja kirkkaus on 2,21 kertaa suurempi kuin nykyinen. Seuraavien 0,7 miljardin vuoden aikana Aurinko laajenee suhteellisen nopeasti (jopa 2,3 R ⊙ ) säilyttäen lähes vakion valovoiman, ja sen lämpötila laskee 5500 K:sta 4900 K:een [28] . Tämän vaiheen lopussa 11,6 miljardin vuoden iässä (7 miljardin vuoden kuluttua tästä hetkestä) Auringosta tulee alajättiläinen [28] .

Noin 7,6-7,8 [29] [28] miljardissa vuodessa, 12,2 miljardin vuoden iässä, Auringon ydin lämpenee niin paljon, että se alkaa polttaa vetyä ympäröivässä kuoressa [29] . Tämä johtaa tähden ulkokuorten nopeaan laajenemiseen, joten Aurinko jättää pääsekvenssin , jolla se on ollut melkein syntymästään lähtien, ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi , joka siirtyy punaisen jättiläisen huipulle. Hertzsprung-Russell-kaavion haara [29] . Tässä vaiheessa Auringon säde kasvaa 256-kertaiseksi nykyiseen verrattuna [29] . Tähden laajeneminen johtaa sen kirkkauden voimakkaaseen kasvuun (2700-kertaiseksi) ja pinnan jäähtymiseen 2650 K:een [29] . Ilmeisesti Auringon laajenevat ulommat kerrokset saavuttavat Maan nykyaikaisen kiertoradan tällä hetkellä. Samaan aikaan tutkimukset osoittavat, että jo ennen tätä hetkeä aurinkotuulen lisääntymisen vuoksi, joka johtuu pinta-alan moninkertaisesta kasvusta, Aurinko menettää yli 28 % [28] massastaan, ja tämä johtaa siihen tosiasiaan, että Maa siirtyy kauempana olevalle kiertoradalle Auringosta välttäen siten absorption aurinkoplasman ulompiin kerroksiin [30] [26] . Vaikka vuonna 2008 tehdyt tutkimukset osoittavat, että Aurinko absorboi maapallon todennäköisesti Auringon pyörimisen hidastumisesta ja sitä seuranneista vuorovesivuorovaikutuksista sen ulkokuoren kanssa [29] , mikä johtaa Maan kiertoradan lähestymiseen takaisin aurinkoon. . Vaikka maapallo välttyisi absorboimasta Auringosta, kaikki sen päällä oleva vesi muuttuu kaasumaiseksi ja voimakkain aurinkotuuli repii sen ilmakehän irti [31] .

Tämä Auringon olemassaolon vaihe kestää noin 10 miljoonaa vuotta. Kun ytimen lämpötila saavuttaa 100 miljoonaa K, tapahtuu heliumin leimahdus ja lämpöydinreaktio alkaa syntetisoida hiiltä ja happea heliumista [28] . Aurinko, joka sai uuden energialähteen, pienenee kooltaan 9,5 R ⊙ [28] . 100-110 miljoonan vuoden kuluttua, kun heliumvarastot loppuvat, tähden ulkokuorten nopea laajeneminen toistuu ja siitä tulee jälleen punainen jättiläinen [28] . Tätä Auringon olemassaolon ajanjaksoa seuraa voimakas soihdutus, ajoittain sen kirkkaus ylittää nykyisen tason 5200 kertaa [28] [32] . Tämä johtuu siitä tosiasiasta, että aiemmin vaikuttamattomat heliumjäännökset pääsevät lämpöydinreaktioon [32] . Tässä tilassa aurinko on olemassa noin 20 miljoonaa vuotta [28] .

Auringon massa ei riitä sen evoluution päättymiseen supernovaräjähdukseen . Kun Aurinko on ohittanut punaisen jättiläisvaiheen, lämpöpulsaatiot saavat sen ulkokuoren irti ja siitä muodostuu planetaarinen sumu . Tämän sumun keskelle jää Auringon ytimestä muodostunut valkoinen kääpiö , erittäin kuuma ja tiheä esine, joka on kooltaan verrattavissa Maaplaneetan kokoon [28] . Aluksi tämän valkoisen kääpiön pintalämpötila on 120 000 K [28] ja valovoima 3500 [28] aurinkoa, mutta miljoonien ja miljardien vuosien aikana se jäähtyy ja haalistuu. Tätä elinkaaria pidetään tyypillisenä pieni- ja keskimassaisille tähdille.

Rakenne

Auringon sisäinen rakenne

auringon ydin

Auringon keskiosaa, jonka säde on noin 150-175 tuhatta km (eli 20-25 % Auringon säteestä), jossa tapahtuu lämpöydinreaktioita, kutsutaan auringon ytimeksi [33] . Aineen tiheys ytimessä on noin 150 000 kg/m³ [34] (150 kertaa suurempi kuin veden tiheys ja noin 6,6 kertaa suurempi kuin maan tiheimmän metallin , osmiumin , tiheys ) ja lämpötila keskellä. ydin on yli 14 miljoonaa K. SOHO -operaation suorittamien tietojen analyysi osoitti, että ytimessä Auringon pyörimisnopeus akselinsa ympäri on paljon suurempi kuin pinnalla [33] [35] . Ytimessä tapahtuu protoni - protoni lämpöydinreaktio , jonka seurauksena helium-4 muodostuu neljästä protonista [36] . Samaan aikaan 4,26 miljoonaa tonnia ainetta muuttuu säteilyksi sekunnissa, mutta tämä arvo on mitätön verrattuna Auringon massaan - 2⋅10 27 tonnia. Ytimen eri vyöhykkeiden vapauttama teho riippuu niiden etäisyydestä Auringon keskustasta. Keskellä se saavuttaa teoreettisten arvioiden mukaan 276,5 W/m³ [37] . Siten ihmisen tilavuus (0,05 m³) vastaa lämmön vapautumisesta 285 Kcal / vrk (1192 kJ / vrk), mikä on suuruusluokkaa vähemmän kuin elävän, hereillä olevan ihmisen ominaislämmön vapautuminen. Auringon koko tilavuuden ominaislämmön vapautuminen on kaksi suuruusluokkaa pienempi. Tällaisen vaatimattoman ominaisenergian vapautumisen ansiosta "polttoaine" (vety) -varat riittävät tukemaan lämpöydinreaktiota useiden miljardien vuosien ajan.

Ydin on ainoa paikka Auringossa, jossa energiaa ja lämpöä saadaan lämpöydinreaktiosta, ja loput tähdestä lämmitetään tällä energialla. Kaikki ytimen energia kulkee peräkkäin kerrosten läpi fotosfääriin asti , josta se säteilee auringonvalon ja kineettisen energian muodossa [38] [39] .

Säteilevä siirtovyöhyke

Ytimen yläpuolella, noin 0,2-0,25-0,7 etäisyydellä auringon säteestä sen keskustasta, on säteilyn siirtymisen vyöhyke. Tällä vyöhykkeellä energiansiirto tapahtuu pääasiassa fotonien emission ja absorption kautta . Tässä tapauksessa kunkin plasmakerroksen emittoiman fotonin suunta ei millään tavalla riipu siitä, mitkä fotonit plasma absorboivat, joten se voi joko tunkeutua säteilyvyöhykkeen seuraavaan plasmakerrokseen tai siirtyä takaisin alempaan. kerroksia. Tästä johtuen aika, jonka aikana toistuvasti uudelleen emittoitunut fotoni (alun perin ytimestä peräisin oleva) saavuttaa konvektiivisen vyöhykkeen , voi nykyaikaisten aurinkomallien mukaan olla 10 000 - 170 000 vuotta (joskus miljoonien vuosien lukua pidetään liian suurena) [40 ] .

Lämpötilaero tällä vyöhykkeellä vaihtelee 2 miljoonasta K pinnalla 7 miljoonan K syvään [41] . Samaan aikaan tällä vyöhykkeellä ei ole makroskooppisia konvektioliikkeitä, mikä osoittaa, että adiabaattinen lämpötilagradientti siinä on suurempi kuin säteittäinen tasapainogradientti [42] . Vertailun vuoksi, punaisissa kääpiöissä paine ei voi estää aineen sekoittumista, ja konvektiovyöhyke alkaa välittömästi ytimestä. Aineen tiheys tällä vyöhykkeellä vaihtelee välillä 0,2 (pinnalla) - 20 (syvyys) g/cm³ [41] .

auringon konvektiivinen vyöhyke

Lähempänä Auringon pintaa aineen lämpötila ja tiheys eivät enää riitä täydelliseen energian siirtoon uudelleensäteilytyksen avulla. Plasman pyörresekoitus tapahtuu, ja energian siirtyminen pintaan (fotosfääri) tapahtuu pääasiassa itse aineen liikkeillä. Toisaalta fotosfäärin aines, joka jäähtyy pinnalla, syöksyy syvälle konvektiiviseen vyöhykkeeseen. Toisaalta alaosan aine vastaanottaa säteilyä säteensiirtovyöhykkeeltä ja nousee ylöspäin, molempien prosessien eteneessä huomattavalla nopeudella. Tätä energiansiirtomenetelmää kutsutaan konvektioksi , ja noin 200 000 km paksua Auringon maanalaista kerrosta, jossa se esiintyy, kutsutaan konvektiiviseksi vyöhykkeeksi. Kun lähestymme pintaa , lämpötila laskee keskimäärin 5800 K:iin ja kaasun tiheys alle 1/1000:aan Maan ilman tiheydestä [41] .

Nykyajan tietojen mukaan konvektiivisen vyöhykkeen rooli aurinkoprosessien fysiikassa on poikkeuksellisen suuri, koska siitä saa alkunsa erilaisia aurinkoaineen liikkeitä. Konvektiivisella vyöhykkeellä olevat termit aiheuttavat rakeita (jotka ovat olennaisesti termien yläosia) ja supergranulaatiota pinnalle . Virtausnopeus on keskimäärin 1-2 km/s ja sen maksimiarvot yltävät 6 km/s:iin . Rakeen elinikä on 10–15 minuuttia, mikä on ajallisesti verrattavissa siihen ajanjaksoon, jonka aikana kaasu voi kiertää rakeen kerran. Näin ollen termit konvektiivisella vyöhykkeellä ovat olosuhteissa, jotka ovat hyvin erilaisia kuin ne, jotka suosivat Benard-solujen muodostumista [43] . Myös liikkeet tällä vyöhykkeellä aiheuttavat magneettidynamon vaikutuksen ja vastaavasti synnyttävät magneettikentän , jolla on monimutkainen rakenne [41] .

Auringon tunnelma

Photosphere

Fotosfääri (valoa säteilevä kerros) muodostaa Auringon näkyvän pinnan. Sen paksuus vastaa noin 2/3 yksikön optista paksuutta [44] . Absoluuttisesti mitattuna fotosfäärin paksuus on eri arvioiden mukaan 100 [45] - 400 km [1] . Pääosa Auringon optisesta (näkyvästä) säteilystä tulee fotosfääristä, kun taas syvemmistä kerroksista tuleva säteily ei enää tavoita meitä. Lämpötila laskee 6600 K:sta 4400 K:iin lähestyessään fotosfäärin ulkoreunaa [1] . Fotosfäärin tehollinen lämpötila kokonaisuutena on 5772 K [1] . Se voidaan laskea Stefan-Boltzmannin lain mukaan, jonka mukaan täysin mustan kappaleen säteilyteho on suoraan verrannollinen kehon lämpötilan neljänteen potenssiin. Vety pysyy tällaisissa olosuhteissa lähes täysin neutraalissa tilassa. Fotosfääri muodostaa Auringon näkyvän pinnan, joka määrää Auringon koon, etäisyyden Auringosta jne. Koska fotosfäärissä oleva kaasu on suhteellisen harvinaista, sen pyörimisnopeus on paljon pienempi kuin kiinteiden kappaleiden pyörimisnopeus [ 45] . Samaan aikaan kaasu liikkuu päiväntasaajalla ja napa-alueilla epätasaisesti - päiväntasaajalla se tekee kierroksen 24 päivässä, navoilla - 30 päivässä [45] .

Kromosfääri

Kromosfääri ( toisesta kreikasta χρῶμα - väri, σφαῖρα - pallo, pallo) on Auringon noin 2000 km paksuinen ulkokuori , joka ympäröi fotosfääriä [46] . Auringon ilmakehän tämän osan nimen alkuperä liittyy sen punertavaan väriin, joka johtuu siitä, että Balmer-sarjan punainen H-alfa vetypäästölinja hallitsee kromosfäärin näkyvää spektriä . Kromosfäärin ylärajalla ei ole selkeää sileää pintaa, siitä tapahtuu jatkuvasti kuumia ulostuloja, joita kutsutaan spiculeiksi . Samanaikaisesti havaittuja pilkkuja on keskimäärin 60-70 tuhatta [47]. Tästä johtuen italialainen tähtitieteilijä Secchi 1800-luvun lopulla havainnoi kromosfääriä kaukoputken läpi , vertasi sitä palaviin preeriaan . Kromosfäärin lämpötila kohoaa korkeuden myötä 4000 K:sta 20000 K:een (lämpötila-alue yli 10000 K on suhteellisen pieni) [46] .

Kromosfäärin tiheys on pieni, joten kirkkaus ei riitä havainnointiin normaaleissa olosuhteissa. Mutta täydellisen auringonpimennyksen aikana , kun Kuu peittää kirkkaan fotosfäärin, sen yläpuolella oleva kromosfääri tulee näkyviin ja hehkuu punaisena. Sitä voidaan myös tarkkailla milloin tahansa erityisillä kapeakaistaisilla optisilla suodattimilla. Jo mainitun 656,3 nm :n aallonpituuden H-alfa-linjan lisäksi suodatin voidaan virittää myös Ca II K (393,4 nm) ja Ca II H (396,8 nm) -linjoille.

Tärkeimmät kromosfäärirakenteet, jotka näkyvät näissä riveissä [48] :

kromosfääriverkko , joka kattaa koko Auringon pinnan ja koostuu viivoista, jotka ympäröivät supergranulaatiosoluja , joiden halkaisija on enintään 30 000 km;
flocculi - kevyet pilven kaltaiset muodostelmat, jotka useimmiten rajoittuvat alueille, joilla on voimakkaita magneettikenttiä - aktiivisia alueita, jotka ympäröivät usein auringonpilkkuja ;
kuidut ja filamentit (fibrillit) - aktiivisilla alueilla esiintyy usein eri leveitä ja pituisia tummia viivoja, kuten flokkuleja.

kruunu

Korona on auringon viimeinen ulkokuori. Korona koostuu pääasiassa näkyvistä ja energeettisistä purkauksista, jotka purkautuvat ja purkautuvat useita satojatuhansia ja jopa yli miljoona kilometriä avaruuteen muodostaen aurinkotuulen. Keskimääräinen koronalämpötila vaihtelee välillä 1-2 miljoonaa K ja maksimi, joillain alueilla, 8-20 miljoonaa K [49] . Korkeasta lämpötilasta huolimatta se näkyy paljaalla silmällä vain täydellisen auringonpimennyksen aikana , koska aineen tiheys koronassa on alhainen ja siksi myös sen kirkkaus. Tämän kerroksen epätavallisen voimakas kuumeneminen johtuu ilmeisesti magneettisen uudelleenkytkennän vaikutuksesta [49] [50] ja shokkiaaltojen vaikutuksesta (katso koronalämpöongelma ). Koronan muoto muuttuu auringon aktiivisuussyklin vaiheen mukaan: maksimiaktiivisuuden jaksoina se on pyöreä muotoinen ja vähintään pitkänomainen auringon päiväntasaajaa pitkin. Koska koronan lämpötila on erittäin korkea, se säteilee intensiivisesti ultravioletti- ja röntgenalueella . Nämä säteilyt eivät kulje maan ilmakehän läpi, mutta viime aikoina on tullut mahdolliseksi tutkia niitä avaruusaluksilla . Säteilyä esiintyy koronan eri alueilla epätasaisesti. Siellä on kuumia aktiivisia ja hiljaisia alueita sekä suhteellisen alhaisen lämpötilan, 600 000 K, koronaaukkoja , joista magneettikenttäviivat nousevat avaruuteen. Tämä ("avoin") magneettinen konfiguraatio sallii hiukkasten poistua Auringosta esteettömästi, joten aurinkotuuli säteilee pääasiassa koronarei'istä.

Auringon koronan näkyvä spektri koostuu kolmesta eri komponentista, joita kutsutaan L-, K- ja F-komponenteiksi (tai vastaavasti L-korona, K-korona ja F-korona; toinen nimi L-komponentille on E-korona [51] K-komponentti on koronan jatkuva spektri, jonka taustalla emissio L-komponentti on näkyvissä 9-10' korkeudelle Auringon näkyvästä reunasta . fotosfäärin spektri Se muodostaa aurinkokoronan F-komponentin. 20 ′:n korkeudella F-komponentti hallitsee koronan spektriä. 9-10 ′:n korkeus otetaan rajaksi, joka erottaa sisemmän koronan ulkoisesta. yksi. Auringon säteily, jonka aallonpituus on alle 20 nm , tulee kokonaan koronasta [51] Tämä tarkoittaa, että esimerkiksi laajalle levinneissä Auringon kuvissa aallonpituuksilla 17,1 nm (171 Å ), 19,3 nm (193 Å) , 19,5 nm (195 Å), vain aurinkokorona näkyy elementeineen, kun taas kromosfääri ja fotosfääri eivät ole näkyvissä . Auringon musta- ja etelänapa, samoin kuin muut, jotka tilapäisesti ilmestyvät sen näkyvälle pinnalle, eivät lähetä röntgensäteitä käytännössä ollenkaan.

aurinkoinen tuuli

Aurinkokoronan ulkoosasta aurinkotuuli virtaa ulos - ionisoituneiden hiukkasten (pääasiassa protonien, elektronien ja α-hiukkasten) virta, joka etenee tiheyden asteittain pienentyessä heliosfäärin rajoihin . Aurinkotuuli on jaettu kahteen osaan - hitaaseen aurinkotuuleen ja nopeaan aurinkotuuleen. Hitaan aurinkotuulen nopeus on noin 400 km/s ja lämpötila 1,4-1,6⋅10 6 K ja se vastaa koostumukseltaan läheisesti koronaa. Nopean aurinkotuulen nopeus on noin 750 km/s , lämpötila 8⋅10 5 K ja se on koostumukseltaan samanlainen kuin fotosfäärin aines [52] . Hidas aurinkotuuli on kaksi kertaa tiheämpi ja vähemmän vakio kuin nopea. Hitaalla aurinkotuulella on monimutkaisempi rakenne ja turbulenssialueita [53] .

Keskimäärin Aurinko säteilee tuulen kanssa noin 1,3⋅10 36 hiukkasta sekunnissa [53] [54] . Auringon kokonaismassahäviö (tämän tyyppiselle säteilylle) on siis 2–3⋅10–14 auringon massaa vuodessa [55] . Yli 150 miljoonan vuoden menetys vastaa maan massaa [56] . Monet maapallon luonnonilmiöt liittyvät aurinkotuulen häiriöihin, mukaan lukien geomagneettiset myrskyt ja revontulet .

Ensimmäiset suorat aurinkotuulen ominaisuuksien mittaukset suoritettiin tammikuussa 1959 Neuvostoliiton asemalla " Luna-1 " [57] . Havainnot suoritettiin käyttämällä tuikelaskinta ja kaasuionisaatioilmaisinta [58] . Kolme vuotta myöhemmin amerikkalaiset tutkijat suorittivat samat mittaukset Mariner-2- asemalla [59] . 1990-luvun lopulla SOHO -satelliitissa olevalla Ultraviolet Coronal Spectrometerilla (UVCS) tehtiin havaintoja nopeiden aurinkotuulen esiintymisalueista aurinkonavoilla.

Auringon magneettikentät

Auringon magneettikenttien alkuperä ja tyypit

Koska aurinkoplasmalla on riittävän korkea sähkönjohtavuus , siinä voi esiintyä sähkövirtoja ja sen seurauksena magneettikenttiä . Auringon fotosfäärissä suoraan havaitut magneettikentät jaetaan yleensä kahteen tyyppiin niiden mittakaavan mukaan.

Laajamittainen ( yleinen tai globaali ) magneettikentällä, jonka ominaismitat ovat verrattavissa Auringon kokoon, on keskimääräinen voimakkuus fotosfäärin tasolla usean gaussin luokkaa . Auringon aktiivisuussyklin minimissä sillä on suunnilleen dipolirakenne , kun taas kentänvoimakkuus Auringon napoissa on suurin. Sitten kun auringon aktiivisuussyklin maksimi lähestyy, napojen kenttävoimakkuudet pienenevät vähitellen ja yhden tai kahden vuoden kuluttua syklin maksimista ovat yhtä suuret kuin nolla (ns. "aurinkomagneettisen polariteetin vaihto ala"). Tässä vaiheessa Auringon yleinen magneettikenttä ei katoa kokonaan, mutta sen rakenne ei ole dipoli, vaan kvadrupoli . Sen jälkeen auringon dipolin intensiteetti kasvaa jälleen, mutta samalla sillä on erilainen napaisuus. Siten Auringon yleisen magneettikentän muutosten koko sykli, kun otetaan huomioon merkkimuutos, on kaksinkertainen auringon aktiivisuuden 11 vuoden syklin kestoon - noin 22 vuotta ("Halen laki").

Auringon keski- ja pienimuotoisille ( paikallisille ) kentille on ominaista huomattavasti korkeammat kenttävoimakkuudet ja vähemmän säännöllisyyttä. Voimakkaimmat magneettikentät (jopa useita tuhansia gausseja) havaitaan auringonpilkkuryhmissä auringon syklin maksimipisteessä . Tässä tapauksessa tyypillinen tilanne on, kun tietyn ryhmän länsiosassa ("pää") olevien pisteiden magneettikenttä, mukaan lukien suurin piste (ns. "ryhmäjohtaja"), osuu yhteen kokonaisen polariteetin kanssa. magneettikenttä Auringon vastaavassa navassa ("p-polariteetti"), ja itäosassa ("häntä") se on sitä vastapäätä ("f-polariteetti"). Siten pisteiden magneettikentillä on pääsääntöisesti bipolaarinen tai moninapainen rakenne. Fotosfäärissä havaitaan myös magneettikentän yksinapaisia alueita, jotka, toisin kuin auringonpilkkuryhmät, sijaitsevat lähempänä napoja ja joilla on huomattavasti pienempi magneettikentän voimakkuus (useita gaussia), mutta suurempi pinta-ala ja käyttöikä (jopa useita Auringon kierrokset).

Useimpien tutkijoiden jakamien nykyaikaisten ideoiden mukaan Auringon magneettikenttä syntyy konvektiivisen vyöhykkeen alaosassa hydromagneettisen konvektiivisen dynamon mekanismilla ja kelluu sitten fotosfääriin magneettisen kelluvuuden vaikutuksesta . Sama mekanismi selittää auringon magneettikentän 22 vuoden syklisyyden.

On myös joitain viitteitä [60] primaarisen (eli auringosta peräisin olevan) tai ainakin hyvin pitkäikäisen magneettikentän läsnäolosta konvektiivisen vyöhykkeen pohjan alapuolella - säteilyvyöhykkeellä ja ytimessä. Aurinko.

Auringon aktiivisuus ja auringon kiertokulku

Auringon voimakkaiden magneettikenttien synnyttämien ilmiöiden kompleksia kutsutaan auringon aktiivisuudeksi. Nämä kentät näkyvät fotosfäärissä auringonpilkkuina ja aiheuttavat ilmiöitä, kuten auringonpurkausta , kiihtyneiden hiukkasvirtojen muodostumista, muutoksia Auringon sähkömagneettisen säteilyn tasoissa eri alueilla, koronaalisen massan ulostyöntymiä , aurinkotuulen häiriöitä , vaihteluita galaktisessa kosmisessa tilassa . sädevuot ( Forbush-efekti ) jne.

Geomagneettisen aktiivisuuden vaihtelut (mukaan lukien magneettiset myrskyt ) liittyvät myös auringon aktiivisuuteen, mikä on seurausta Maahan saavuttavan planeettojen välisen väliaineen häiriöistä, jotka puolestaan johtuvat Auringon aktiivisista ilmiöistä.

Yksi yleisimmistä auringon aktiivisuuden tason indikaattoreista on suden numero , joka liittyy auringonpilkkujen määrään Auringon näkyvällä pallonpuoliskolla. Auringon aktiivisuuden yleinen taso vaihtelee noin 11 vuoden ominaisjaksolla (ns. "auringon aktiivisuussykli" tai "yksitoista vuoden jakso"). Tätä ajanjaksoa pidetään epätarkasti ja 1900-luvulla se oli lähempänä 10 vuotta, ja viimeisen 300 vuoden aikana se on vaihdellut noin 7 vuodesta 17 vuoteen. Auringon aktiivisuusjaksoille on tapana antaa peräkkäisiä numeroita, alkaen ehdollisesti valitusta ensimmäisestä jaksosta, jonka maksimi oli vuonna 1761. Vuonna 2000 havaittiin auringon aktiivisuuden 23. syklin maksimi .

Auringon aktiivisuudessa on myös vaihtelua pidempään. Joten 1600-luvun jälkipuoliskolla auringon aktiivisuus ja erityisesti sen 11 vuoden sykli heikkeni suuresti ( Maunderin minimi ). Samalla aikakaudella Euroopassa tapahtui vuotuisten keskilämpötilojen lasku (ns. pieni jääkausi ), joka saattaa johtua auringon toiminnan vaikutuksesta maapallon ilmastoon . On myös näkemystä, että ilmaston lämpeneminen johtuu jossain määrin auringon aktiivisuuden lisääntymisestä maailmanlaajuisesti 1900- luvun jälkipuoliskolla . Tällaisen vaikutuksen mekanismit eivät kuitenkaan ole vielä riittävän selvillä.

Suurin tallennettujen auringonpilkkujen ryhmä esiintyi huhtikuussa 1947 Auringon eteläisellä pallonpuoliskolla. Sen enimmäispituus oli 300 000 km, suurin leveys 145 000 km ja suurin pinta-ala ylitti 6 000 miljoonasosaa Auringon puolipallon pinta-alasta (msh) [61] , mikä on noin 36 kertaa Maan pinta-ala . Ryhmä oli helposti nähtävissä paljaalla silmällä tunteja ennen auringonlaskua. Pulkovon observatorion luettelon mukaan tämä ryhmä (nro 87 vuodelta 1947) kulki maasta näkyvän Auringon puolipallon läpi 31. maaliskuuta - 14. huhtikuuta 1947, sen enimmäispinta-ala oli 6761 mdp ja suurin pinta-ala ryhmän suurin paikka oli 5055 mdp; paikkojen määrä ryhmässä oli 172 [62] .

Aurinko muuttuvana tähtenä

Koska Auringon magneettinen aktiivisuus on alttiina jaksoittaisille muutoksille ja tämän myötä myös sen valoisuus (tai Auringon syklisyys ) muuttuu, sitä voidaan pitää muuttuvana tähteenä . Maksimiaktiivisuuden vuosina aurinko on kirkkaampi kuin minimivuosina. Aurinkovakion muutosten amplitudi saavuttaa 0,1 % (absoluuttisesti tämä on 1 W/m² , kun aurinkovakion keskiarvo on 1361,5 W/m² ) [63] .

Jotkut tutkijat luokittelevat Auringon myös vähän aktiivisten muuttuvien tähtien luokkaan, kuten BY Draconis . Tällaisten tähtien pinta on peitetty täplillä (jopa 30% kokonaispinta-alasta), ja tähtien pyörimisen vuoksi niiden kirkkaudessa havaitaan muutoksia. Auringon osalta tällainen vaihtelu on erittäin heikkoa [64] [65] .

planeettajärjestelmä

Suuri määrä pienempiä taivaankappaleita kiertää Auringon ympärillä, nimittäin:

Kahdeksan suurta planeettaa ( Merkurius , Venus , Maa , Mars , Jupiter , Saturnus , Uranus , Neptunus ) ja niiden satelliitit .
Monet asteroidit ja kääpiöplaneetat , jotka on ryhmitelty asteroidivyöhykkeeseen ja Kuiperin vyöhykkeeseen .
Komeetat .

Kaukaisimmat näistä kappaleista poistetaan 100 AU:n luokkaa olevilta etäisyyksiltä. esim. auringosta. Aurinkokunnan koostumukseen kuuluu myös hypoteettinen Oort-pilvi , jonka pitäisi sijaita noin 1000 kertaa kauempana. Kaikki aurinkokunnan esineet muodostuivat samaan aikaan Auringon kanssa samasta kaasu- ja pölypilvestä.

aurinko ja maa

Auringon sähkömagneettisen säteilyn spektrialue on erittäin laaja - radioaalloista [66] röntgensäteisiin - mutta sen maksimivoimakkuus osuu näkyvään valoon ( spektrin kelta-vihreä osa ).

Ihmisille, eläimille ja kasveille auringonvalo on erittäin tärkeää. Merkittävässä osassa niistä valo aiheuttaa muutoksen vuorokausirytmiin . Joten joidenkin tutkimusten mukaan valo vaikuttaa ihmiseen, jonka intensiteetti on yli 1000 luksia [67] , ja sen värillä on merkitystä [68] . Maan niillä alueilla, jotka saavat keskimäärin vähän auringonvaloa vuodessa, kuten tundralla , vallitsee alhainen lämpötila (talvella -35 °C asti), lyhyt kasvukausi kasveille, vähäinen biologinen monimuotoisuus ja kitukasvuinen kasvillisuus [69] .

Kasvien vihreät lehdet sisältävät vihreää pigmenttiä klorofylliä . Tämä pigmentti toimii valoenergian ansana fotosynteesin aikana , monimutkaisessa reaktiosyklissä, joka syntetisoi orgaanisia aineita hiilidioksidista ja vedestä valoenergian avulla. Yksi fotosynteesin tuotteista on happi [70] . Näin ollen fotosynteesi tarjoaa mahdollisuuden elämän olemassaoloon maan päällä. Eläimet ovat olemassa syömällä kasveja, jotka keräävät Auringon energiaa kemiallisten yhdisteiden energiana, ja hengittämällä niiden vapauttamaa happea [71] .

Maan pinta ja alemmat ilmakerrokset - troposfääri , jossa muodostuu pilviä ja tapahtuu muita sääilmiöitä, saavat energiaa suoraan auringosta. Pääasiallinen energiavirta ilmakehä-Maa-järjestelmään saadaan auringon säteilystä spektrialueella 0,1 - 4 mikronia. Tässä tapauksessa 0,3–1,5–2 µm Maan ilmakehä on lähes täysin läpinäkyvä auringon säteilylle. Spektrin ultraviolettialueella (alle 0,3 μm:n aalloilla) säteily absorboituu pääasiassa 20-60 km:n korkeudessa sijaitsevaan otsonikerrokseen . Röntgen- ja gammasäteily ei käytännössä saavuta maan pintaa [72] . Auringon säteilyn tehotiheys 1 tähtitieteellisen yksikön etäisyydellä Maan ilmakehän ulkopuolella on noin 1367 W/m² ( aurinkovakio ). Vuosien 2000-2004 tietojen mukaan [73] , keskiarvoina ajan ja maan pinnan yli, tämä vuo on 341 W / m² [74] [75 ] eli 1,74⋅10 noin 2,21⋅109 kertaa enemmän).

Lisäksi ionisoituneiden hiukkasten virta (pääasiassa helium-vetyplasma) tunkeutuu Maan ilmakehään, joka virtaa aurinkokoronasta nopeudella 300-1200 km/s ympäröivään avaruuteen ( aurinkotuuli ). Monilla alueilla lähellä planeetan napoja tämä johtaa revontulia ("revontulet"). Aurinkotuuleen liittyy myös monia muita luonnonilmiöitä, erityisesti magneettisia myrskyjä [76] . Magneettiset myrskyt puolestaan voivat vaikuttaa maan organismeihin. Biofysiikan alaa, joka tutkii tällaisia vaikutuksia, kutsutaan heliobiologiaksi .

Tärkeää eläville organismeille on myös auringon säteily ultraviolettialueella . Siten ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta muodostuu elintärkeää D-vitamiinia [77] . Sen puutteesta syntyy vakava sairaus - riisitauti [78] . Ultraviolettisäteiden puutteen vuoksi normaali kalsiumin saanti voi häiriintyä, minkä seurauksena pienten verisuonten hauraus lisääntyy ja kudosten läpäisevyys lisääntyy. Pitkäaikainen altistuminen ultraviolettisäteilylle edistää kuitenkin melanooman , erityyppisten ihosyöpien kehittymistä , nopeuttaa ikääntymistä ja ryppyjen ilmaantumista. Maapalloa suojaa liialliselta säteilyltä otsonikerros , jota ilman, kuten uskotaan, elämä ei pääsisi ulos valtameristä ollenkaan [79] .

auringonpimennyksiä

Auringonpimennykset mainitaan jo muinaisissa lähteissä [80] . Suurin määrä päivättyjä kuvauksia on kuitenkin Länsi-Euroopan keskiaikaisissa kronikoissa ja aikakirjoissa. Esimerkiksi Maximinus Trieristä mainitsee auringonpimennyksen , joka kirjoitti, että vuonna 538 helmikuun 16. päivänä ensimmäisestä kolmanteen tuntiin oli auringonpimennys [81] .

Tämä ilmiö johtuu siitä, että Kuu sulkee (pimentää) Auringon kokonaan tai osittain Maan tarkkailijalta. Auringonpimennys on mahdollista vain uusilla kuuilla , kun Kuun Maan puoleinen puoli ei ole valaistu eikä itse Kuu ole näkyvissä. Pimennykset ovat mahdollisia vain, jos uusikuu tapahtuu lähellä jompaakumpaa kuun solmua (Kuun ja Auringon näkyvän kiertoradan leikkauspiste), enintään noin 12 asteen päässä yhdestä. Tähtitieteellisen luokituksen mukaan, jos pimennys ainakin jossain maan pinnalla voidaan havaita kokonaisena, sitä kutsutaan kokonaiseksi [82] . Jos pimennys voidaan havaita vain osittaisena pimennyksenä (tämä tapahtuu, kun kuun varjon kartio kulkee lähellä maan pintaa, mutta ei kosketa sitä), pimennys luokitellaan osittaiseksi. Kun tarkkailija on kuun varjossa, hän havaitsee täydellisen auringonpimennyksen. Kun se on penumbra -alueella , se voi tarkkailla osittaista auringonpimennystä. Täydellisten ja osittaisten auringonpimennysten lisäksi on myös rengasmaisia auringonpimennyksiä . Visuaalisesti rengasmaisen pimennyksen aikana Kuu kulkee Auringon kiekon yli, mutta se osoittautuu halkaisijaltaan pienemmäksi kuin Aurinko, eikä se voi piilottaa sitä kokonaan. Tämä ilmiö johtuu Kuun kulmamittojen muutoksesta taivaalla sen kiertoradan elliptisyyden vuoksi [83] [84] .

Maapallolla voi tapahtua 2–5 auringonpimennystä vuodessa, joista enintään kaksi on täydellistä tai rengasmaista [85] [86] . Keskimäärin 237 auringonpimennystä tapahtuu sadassa vuodessa, joista 160 on osittaisia, 63 kokonaisia ja 14 rengasmaisia [87] . Tietyssä pisteessä maan pinnalla päävaiheen pimennykset tapahtuvat melko harvoin, ja täydelliset auringonpimennykset ovat vielä harvinaisempia. Siten Moskovan alueella 1000-1700-luvulla voitiin havaita 159 auringonpimennystä, joiden vaihe oli suurempi kuin 0,5, joista vain 3 oli yhteensä (08/11/1124, 03/20/1140 ja 06/07 /1415) [88] . Toinen täydellinen auringonpimennys tapahtui 19. elokuuta 1887. Rengasmainen pimennys voitiin havaita Moskovassa 26. huhtikuuta 1827. Erittäin voimakas pimennys, jonka vaihe oli 0,96, tapahtui 9. heinäkuuta 1945. Seuraavan täydellisen auringonpimennyksen odotetaan tapahtuvan Moskovassa 16. lokakuuta 2126.

Täydelliset auringonpimennykset mahdollistavat koronan ja Auringon välittömän läheisyyden tarkkailun, mikä on äärimmäisen vaikeaa normaaleissa olosuhteissa (tosin vuodesta 1996 lähtien tähtitieteilijät ovat voineet jatkuvasti tarkkailla tähteemme läheisyyttä SOHO-satelliitin työn ansiosta ( englanniksi Solar and Heliospheric Observatory - solar and heliospheric Observatory)). Ranskalainen tiedemies Pierre Jansen tutki täydellisen auringonpimennyksen aikana Intiassa 18. elokuuta 1868 ensimmäistä kertaa Auringon kromosfääriä ja sai uuden kemiallisen alkuaineen spektrin . Tämä alkuaine nimettiin aurinkoheliumin mukaan [89] . Vuonna 1882 , 17. toukokuuta , auringonpimennyksen aikana egyptiläiset tarkkailijat näkivät komeetan lentävän lähellä aurinkoa [90] .

Aurinko ja muut tähdet

Nimi	Etäisyys, valovuodet
Proxima Centauri	4,2421±0,0016
α Centauri A	4,3650 ± 0,0068
α Centauri B	4,3650 ± 0,0068
Barnardin tähti	5,9630 ± 0,0109
Luman 16	6,588±0,062
WISE 0855-0714	7,27 ± 0,13
Susi 359	7,7825 ± 0,0390
Lalande 21185	8,2905±0,0148
Sirius A	8,5828 ± 0,0289
Sirius B	8,5828 ± 0,0289

Aurinkoa lähinnä olevat tähdet

Aurinkoa lähinnä olevat kolme tähteä ovat noin 4,3 valovuoden (noin 270 tuhatta AU) etäisyydellä. Ne muodostavat Alpha Centauri -tähtijärjestelmän ja liikkuvat monimutkaisia lentoratoja toistensa ympärillä. Tällä hetkellä lähin on Proxima Centauri .

Auringon kaksoset

Tällä hetkellä tunnetaan useita Auringon "kaksosia", jotka ovat melkein täydellisiä tähteemme analogeja massan , valoisuuden , lämpötilan (±50 K), metallisuuden (±12%), iän (±1 miljardi vuotta), jne. [91 ] , joista:

Auringon liike

Aurinko yhdessä aurinkokunnan kanssa tekee monimutkaisen liikkeen suhteessa muihin universumin kappaleisiin.

Suhteessa lähimpiin tähtiin se liikkuu noin 20 km / s nopeudella kohti pistettä, jonka ekvatoriaaliset koordinaatit α \u003d 270 °, δ \u003d 30 ° ( Herkuleen tähdistössä ).

Tämä nopeus on kuitenkin paljon pienempi kuin Auringon nopeus suhteessa galaksin keskustaan . Yhdessä galaksin synkronisen kiertovyöhykkeen (korotaation) kanssa Aurinko pyörii elliptisellä kiertoradalla keskustansa ympäri, mikä tekee vallankumouksen 225-250 miljoonassa vuodessa. Tässä tapauksessa lineaarinen nopeus on 220-240 km/s [92] . Sen suunta on suhteellisen hidas, mutta muuttuva (se muuttuu päinvastaiseksi puolessa jaksossa - noin 125 miljoonassa vuodessa). Tällä hetkellä tämä vektori on suunnattu Cygnus -tähdistöä kohti . Sen lisäksi, että Aurinko liikkuu galaksin keskustassa, se myös värähtelee suhteessa galaksin tasoon, ylittää sen 30–35 miljoonan vuoden välein (muiden laskelmien mukaan 20–25 miljoonan vuoden välein) ja päätyy joko galaksin tasoon. pohjoisella tai eteläisellä galaktisella pallonpuoliskolla. Korotaatiovyöhykkeellä oleminen maksimoi spiraalivarsien kulkuvälin Auringon kautta [93] .

Myös Aurinko yhdessä koko galaksin kanssa liikkuu suhteessa Paikallisen galaksiryhmän keskustaan [94] .

Vuonna 1969 dipolikomponentti [95] tunnistettiin ensimmäisen kerran kosmisen mikroaaltouunin taustalla : sen lämpötila ei osoittautunut samaksi koko taivaalla. Leijonan tähdistön suunnassa se oli 0,1 % keskiarvoa korkeampi ja 0,1 % pienempi päinvastoin [96] . Tämä on seurausta Doppler-ilmiöstä , joka syntyy, kun aurinko liikkuu suhteessa taustataustaan nopeudella noin 370 km/s kohti Leijonatähdistöä. Tämä liike koostuu Auringon liikkeestä suhteessa galaksin keskustaan, galaksin liikkeestä suhteessa Paikallisen ryhmän massakeskukseen ja Paikallisen ryhmän oikeasta liikkeestä. Jälkimmäisen nopeus on nykyisten tietojen mukaan 627±22 km/s ja se on suunnattu kohti pistettä, jonka koordinaatit ovat galaksiset [97] [98] (tämä piste sijaitsee Hydran tähdistössä [99] ). $l=276\pm 3^{\circ }$ $b=30\pm 3^{\circ }$

Matkallaan ympäri galaksin keskustaa Aurinko liikkuu tällä hetkellä paikalliskuplana tunnetun harvinaisen kuuman kaasun alueen läpi ja tällä alueella sijaitsevan paikallisen tähtienvälisen pilven läpi, joka on puhallettu ulos tähtienmuodostusalueelta nimeltä Skorpioni-Centaurus-yhdistys . Aurinko on liikkunut Local Bubble -alueen läpi viimeiset 5 tai jopa 10 miljoonaa vuotta, se tuli paikalliseen tähtienväliseen pilveen jossain 44-150 tuhatta vuotta sitten ja sen odotetaan pysyvän siellä vielä 10-12 tuhatta vuotta [100 ] [101] .

Aurinkotutkimus

Varhaiset havainnot Auringosta

Varhaisista ajoista lähtien ihmiskunta on huomannut Auringon tärkeän roolin - kirkkaan levyn taivaalla, joka kuljettaa valoa ja lämpöä.

Monissa esihistoriallisissa ja muinaisissa kulttuureissa aurinkoa kunnioitettiin jumalana. Auringon kultilla oli tärkeä paikka Egyptin , inkojen ja atsteekkien sivilisaatioiden uskonnoissa . Monet muinaiset monumentit liittyvät aurinkoon: esimerkiksi megaliitit osoittavat tarkasti kesäpäivänseisauksen sijainnin (yksi suurimmista tämän tyyppisistä megaliiteista on Nabta Playassa ( Egypti ) ja Stonehengessä ( Iso-Britannia )), Chichen Itzan pyramidit ( Meksiko ) on rakennettu siten, että varjo maasta liukuu pyramidin yli kevät- ja syyspäiväntasauspäivinä ja niin edelleen. Muinaiset kreikkalaiset tähtitieteilijät , jotka tarkkailivat auringon näennäistä vuotuista liikettä ekliptikalla , pitivät aurinkoa yhtenä seitsemästä planeettasta ( muista kreikkalaisista sanoista ἀστὴρ πλανήτης - vaeltava tähti). Joillakin kielillä aurinko planeettojen ohella on omistettu viikonpäivälle .

Nykyaikaisen tieteellisen ymmärryksen kehittäminen

Yksi ensimmäisistä, jotka yrittivät tarkastella aurinkoa tieteellisestä näkökulmasta, oli kreikkalainen filosofi Anaxagoras . Hän sanoi, että Aurinko ei ole Helioksen vaunut, kuten kreikkalainen mytologia opetti , vaan jättiläinen, "kooltaan suurempi kuin Peloponnesos ", kuuma metallipallo. Tämän harhaoppisen opetuksen vuoksi hänet heitettiin vankilaan, tuomittiin kuolemaan ja vapautettiin vain Perikleen väliintulon ansiosta .

Aristarchus Samos ja muinaiset intialaiset tiedemiehet ilmaisivat ajatuksen siitä, että aurinko on keskus, jonka ympäri planeetat pyörivät (katso maailman heliosentrinen järjestelmä ). Kopernikus herätti tämän teorian henkiin 1500 -luvulla .

Aristarkus Samos oli ensimmäinen, joka yritti laskea etäisyyden Maan ja Auringon välillä mittaamalla Auringon ja Kuun välisen kulman ensimmäisen tai viimeisen neljänneksen vaiheessa ja määrittämällä vastaavasta suorakulmaisesta kolmiosta etäisyys maasta kuuhun etäisyyteen maasta aurinkoon [102] . Aristarchuksen mukaan etäisyys Auringosta on 18 kertaa etäisyys Kuuhun. Itse asiassa etäisyys Auringosta on 394 kertaa etäisyys Kuuhun. Mutta antiikin etäisyyden Kuuhun määritti hyvin tarkasti Hipparkhos, ja hän käytti erilaista menetelmää, jota Aristarkus Samoksen ehdotti [102] .

Kiinalaiset tähtitieteilijät ovat havainneet auringonpilkkuja vuosisatojen ajan Han - dynastian jälkeen . Täplät piirrettiin ensimmäisen kerran vuonna 1128 John of Worcesterin kronikassa [103] . Vuodesta 1610 lähtien Auringon instrumentaalisen tutkimuksen aikakausi alkaa. Teleskoopin keksintö ja sen erityinen lajike Auringon tarkkailuun - helioskooppi - mahdollistivat Galileon , Thomas Harriotin , Christoph Scheinerin ja muiden tutkijoiden pohtia auringonpilkkuja. Galileo oli ilmeisesti ensimmäinen tutkijoista, joka tunnisti täplät osaksi aurinkorakennetta, toisin kuin Scheiner, joka piti niitä Auringon edestä kulkevina planeetoina. Tämän oletuksen ansiosta Galileo pystyi havaitsemaan Auringon pyörimisen ja laskemaan sen ajanjakson. Yli vuosikymmen kestänyt Galileon ja Scheinerin välinen kiista oli omistettu täplien löytämisen tärkeydelle ja niiden luonteelle, mutta todennäköisimmin ensimmäinen havainto ja ensimmäinen julkaisu eivät kuulu kumpaankaan [104] .

Giovanni Domenico Cassini ja Jean Richet saivat ensimmäisen enemmän tai vähemmän hyväksyttävän arvion etäisyydestä Maan ja Auringon välillä parallaksimenetelmällä . Vuonna 1672 , kun Mars oli suuressa vastustuksessa Maata vastaan, he mittasivat Marsin sijainnin samanaikaisesti Pariisissa ja Cayennessa , Ranskan Guayanan hallinnollisessa keskustassa. Havaittu parallaksi oli 24″. Näiden havaintojen tulosten perusteella löydettiin etäisyys Maasta Marsiin, joka laskettiin sitten uudelleen etäisyydeksi maasta aurinkoon - 140 miljoonaa km.

1800-luvun alussa isä Pietro Angelo Secchi ( italialainen Pietro Angelo Secchi ), Vatikaanin päätähtitieteilijä, käynnisti sellaisen tähtitieteellisen tutkimuksen haaran kuin spektroskopian , hajottaen auringonvalon komponenttiväreiksi. Kävi selväksi, että tähtien koostumusta voitiin tutkia tällä tavalla, ja Fraunhofer löysi absorptioviivoja Auringon spektristä. Spektroskopian ansiosta Auringon koostumuksesta löydettiin uusi alkuaine, joka nimettiin heliumiksi muinaisen kreikkalaisen aurinkojumalan Helioksen kunniaksi.

Aurinkoenergian lähteet olivat pitkään käsittämättömiä. Vuonna 1848 Robert Mayer esitti meteoriittihypoteesin , jonka mukaan aurinko lämmittää meteoriittien pommituksesta. Kuitenkin, jos meteoriittien määrä olisi niin suuri, maapallo olisi myös erittäin kuuma; lisäksi maanpäälliset geologiset kerrokset koostuisivat pääasiassa meteoriiteista; Lopulta Auringon massan piti kasvaa, mikä olisi vaikuttanut planeettojen liikkeeseen [105] . Siksi monet tutkijat pitivät 1800-luvun jälkipuoliskolla todennäköisimpänä teoriaa Helmholtzin ( 1853 ) ja Lord Kelvinin [106] kehittämänä . He ehdottivat, että aurinko lämpenee hitaan painovoiman supistumisen takia (" Kelvin-Helmholtz-mekanismi ") . ). Tähän mekanismiin perustuvat laskelmat arvioivat Auringon enimmäisiän olevan 20 miljoonaa vuotta ja ajan, jonka jälkeen Aurinko kuolee pois, olevan enintään 15 miljoonaa vuotta [105] . Tämä hypoteesi oli kuitenkin ristiriidassa kivien ikää koskevien geologisten tietojen kanssa , jotka osoittivat paljon suurempia lukuja. Esimerkiksi Charles Darwin totesi, että Vendian esiintymien eroosio kesti vähintään 300 miljoonaa [107] . Siitä huolimatta Brockhausin ja Efronin tietosanakirja pitää gravitaatiomallia ainoana hyväksyttävänä [105] .

Vasta 1900-luvulla löydettiin oikea ratkaisu tähän ongelmaan. Aluksi Rutherford esitti hypoteesin, että Auringon sisäisen energian lähde on radioaktiivinen hajoaminen [108] . Vuonna 1920 Arthur Eddington ehdotti, että paine ja lämpötila Auringon sisätiloissa ovat niin korkeita, että siellä voi tapahtua lämpöydinreaktio , jossa vetyytimet ( protonit ) sulautuvat helium-4- ytimeksi . Koska jälkimmäisen massa on pienempi kuin neljän vapaan protonin massojen summa, osa massasta muuttuu tässä reaktiossa fotonienergiaksi [ 109] . Cecilia Payne vahvisti vedyn hallitsevuuden Auringon koostumuksessa vuonna 1925 . Ydinfuusion teorian kehittivät 1930-luvulla astrofyysikot Subramanyan Chandrasekhar ja Hans Bethe . Bethe laski yksityiskohtaisesti kaksi tärkeintä lämpöydinreaktiota, jotka ovat Auringon energian lähteitä [110] [111] . Lopulta vuonna 1957 ilmestyi Margaret Burbidgen teos "Synthesis of Elements in Stars" [112] , jossa osoitettiin, että suurin osa maailmankaikkeuden alkuaineista syntyi tähdissä tapahtuvan nukleosynteesin seurauksena .

Vuonna 1905 George Ellery Hale Mount Wilsonin observatoriossa asensi ensimmäisen aurinkoteleskoopin pieneen rakennettuun observatorioon ja alkoi etsiä vastausta Galileon löytämien auringonpilkkujen alkuperään. George Hale havaitsi, että auringonpilkut johtuvat magneettikentästä, koska se saa pinnan lämpötilan laskemaan. Juuri Auringon pinnalla oleva magneettikenttä aiheuttaa aurinkotuulen - aurinkokoronan plasman purkauksen satojen tuhansien kilometrien päähän avaruuteen.

Tammikuussa 2020 Yhdysvaltain kansallisen tiedesäätiön teleskooppi otti historian tarkimmat kuvat Auringosta. Ne osoittavat selvästi "solut", joita pitkin plasma liikkuu [113] .

Auringon avaruustutkimus

Maan ilmakehä estää monentyyppisen sähkömagneettisen säteilyn kulkeutumisen avaruudesta. Lisäksi jopa spektrin näkyvässä osassa, jossa ilmakehä on melko läpinäkyvä, avaruusobjektien kuvat voivat vääristyä sen vaihtelujen vuoksi, joten on parempi tarkkailla näitä kohteita korkealla (korkeiden vuorten observatorioissa , käyttämällä ylempään ilmakehään nostetut instrumentit jne.) tai jopa avaruudesta. Tämä koskee myös aurinkohavaintoja. Jos haluat saada erittäin selkeän kuvan Auringosta, tutkia sen ultravioletti- tai röntgensäteilyä , mitata tarkasti aurinkovakio , niin havaintoja ja tutkimuksia tehdään ilmapalloista , raketteista , satelliiteista ja avaruusasemilta .

Itse asiassa ensimmäiset ilmakehän ulkopuoliset havainnot Auringosta tehtiin toisella keinotekoisella Maan satelliittilla, Sputnik 2 :lla , vuonna 1957. Havainnot suoritettiin useilla spektrialueilla 1 - 120 Å , erotettuina käyttämällä orgaanisia ja metallisia suodattimia [114] . Aurinkotuulen kokeellinen havaitseminen suoritettiin vuonna 1959 Luna-1- ja Luna-2- avaruusalusten ioniloukkujen avulla, joiden kokeita johti Konstantin Gringauz [115] [116] [117] .

Muita aurinkotuulta tutkineita avaruusaluksia olivat NASAn Pioneer - satelliitit 5-9, jotka laukaistiin vuosina 1960-1968 . Nämä satelliitit kiersivät Auringon lähellä Maan kiertorataa ja tekivät yksityiskohtaisia mittauksia aurinkotuulen parametreista.

1970-luvulla Helios-I ja Helios-II ( englanniksi Helios ) satelliitit laukaistiin osana Yhdysvaltojen ja Saksan yhteistä hanketta. Ne olivat heliosentrisellä kiertoradalla , jonka periheli oli Merkuriuksen kiertoradan sisällä , noin 40 miljoonan kilometrin päässä Auringosta. Nämä laitteet auttoivat saamaan uutta tietoa aurinkotuulesta.

Vuonna 1973 amerikkalaisella Skylab -avaruusasemalla otettiin käyttöön avaruusaurinkoobservatorio Apollo Telescope Mount (englanniksi) . Tämän observatorion avulla tehtiin ensimmäiset havainnot aurinkokoronan auringon siirtymäalueesta ja ultraviolettisäteilystä dynaamisessa tilassa. Se löysi myös koronaalimassan ulostyöntymiä ja koronareikiä , joiden tiedetään nyt liittyvän läheisesti aurinkotuulen kanssa.

NASA laukaisi vuonna 1980 Maan kiertoradalle Solar Maximum Mission (SolarMax) -avaruusluotaimen , joka oli suunniteltu tarkkailemaan auringonpurkausten ultravioletti- , röntgen- ja gammasäteilyä korkean auringon aktiivisuuden aikana. Kuitenkin vain muutama kuukausi laukaisun jälkeen elektroniikkavika sai luotain siirtymään passiiviseen tilaan.

Vuonna 1984 Challenger -sukkulan avaruustehtävä STS-41C korjasi luotain toimintahäiriön ja laukaisi sen uudelleen kiertoradalle. Sen jälkeen, ennen ilmakehään tuloaan kesäkuussa 1989 , avaruusalus otti tuhansia kuvia auringon koronasta [118] . Hänen mittauksensa auttoivat myös selvittämään, että Auringon kokonaissäteilyn teho puolentoista vuoden havaintojen aikana muuttui vain 0,01 %.

Japanilainen satelliitti " Yohkoh " (ようこう yo:ko:, "sunshine") , joka laukaistiin vuonna 1991 , teki havaintoja auringon säteilystä röntgenalueella. Hänen saamansa tiedot auttoivat tutkijoita tunnistamaan useita erilaisia auringonpurkaustyyppejä ja osoittivat, että korona on paljon dynaamisempi, jopa kaukana maksimiaktiivisuusalueista, kuin yleisesti uskottiin. Yoko toimi täyden aurinkosyklin ajan ja siirtyi passiiviseen tilaan vuoden 2001 auringonpimennyksen aikana , kun se menetti kohdistuksensa Auringon kanssa. Vuonna 2005 satelliitti meni ilmakehään ja tuhoutui [119] .

Erittäin tärkeä aurinkotutkimukselle on Euroopan avaruusjärjestön ja NASAn yhdessä järjestämä SOHO ( SOlar and Heliospheric Observatory ) -ohjelma . SOHO-avaruusalus laukaistiin 2. joulukuuta 1995 suunnitellun kahden vuoden sijaan, ja se on ollut toiminnassa yli kymmenen vuotta (vuodesta 2009). Se osoittautui niin hyödylliseksi, että 11. helmikuuta 2010 laukaistiin seuraava, samanlainen avaruusalus SDO ( Solar Dynamics Observatory ) [120] . SOHO sijaitsee Lagrange-pisteessä Maan ja Auringon välillä ja on lähettänyt auringosta kuvia eri aallonpituuksilla Maahan laukaisunsa jälkeen. Päätehtävänsä - Auringon tutkimuksen - lisäksi SOHO tutki suurta määrää , enimmäkseen hyvin pieniä, komeettoja , jotka haihtuvat lähestyessään Aurinkoa [121] .

Kaikki nämä satelliitit havaitsivat aurinkoa ekliptiikan tasolta ja pystyivät siksi tutkimaan yksityiskohtaisesti vain alueita, jotka ovat kaukana sen navoista. Vuonna 1990 laukaistiin Ulysses - avaruusluotain tutkimaan Auringon napa-alueita. Se suoritti ensin painovoima-avustuksen Jupiterin lähellä päästäkseen pois ekliptiikan tasosta. Onnellisen sattuman kautta hän onnistui myös tarkkailemaan Shoemaker-Levy 9 -komeetan törmäystä Jupiterin kanssa vuonna 1994 . Saavuttuaan suunnitellulle kiertoradalle hän alkoi tarkkailla aurinkotuulta ja magneettikentän voimakkuutta korkeilla heliolatitudeilla. Kävi ilmi, että aurinkotuulen nopeus näillä leveysasteilla on noin 750 km/s , mikä on odotettua pienempi, ja että näillä leveysasteilla on suuria magneettikenttiä, jotka sirottavat galaktisia kosmisia säteitä [122] .

Auringon fotosfäärin koostumusta on tutkittu hyvin spektroskooppisilla menetelmillä, mutta Auringon syvissä kerroksissa olevien alkuaineiden suhteesta on paljon vähemmän tietoa. Genesis -avaruusluotain laukaistiin saadakseen suoria tietoja Auringon koostumuksesta . Hän palasi Maahan vuonna 2004 , mutta vaurioitui laskeutumisen yhteydessä yhden kiihtyvyysanturin ja laskuvarjon, joka ei avautunut tämän seurauksena, toimintahäiriön vuoksi. Vakavista vaurioista huolimatta paluumoduuli toimitti useita käyttökelpoisia aurinkotuulinäytteitä takaisin Maahan.

22. syyskuuta 2006 Hinode Solar Observatory (Solar-B) laukaistiin Maan kiertoradalle . Observatorio perustettiin Japanin ISAS-instituuttiin, jossa kehitettiin Yohkoh -observatorio (Solar-A), ja se on varustettu kolmella instrumentilla: SOT - optinen aurinkoteleskooppi, XRT - röntgenteleskooppi ja EIS - ultraviolettikuvausspektrometri . . Hinoden päätehtävänä on tutkia aktiivisia prosesseja aurinkokoronassa ja selvittää niiden yhteys auringon magneettikentän rakenteeseen ja dynamiikkaan [123] .

Lokakuussa 2006 lanseerattiin aurinkoobservatorio STEREO . Se koostuu kahdesta identtisestä avaruusaluksesta sellaisilla kiertoradoilla, että toinen niistä on jatkuvasti jäljessä Maan jälkeen ja toinen ohittaa sen. Tämä mahdollistaa stereokuvauksen Auringosta ja aurinkoilmiöistä , kuten koronaalisen massan ulostyöntymisestä .

Tammikuussa 2009 venäläinen satelliitti " Koronas-Photon " laukaistiin avaruusteleskooppikompleksilla " Tesis " [124] . Observatorioon kuuluu useita teleskooppeja ja ultraviolettispektroheliografeja sekä laajakenttäkoronografi, joka toimii ,304 A -linjassa ionisoitua heliumiaHeII geomagneettisten häiriöiden varhaista ennustamista varten .

11. helmikuuta 2010 Yhdysvallat laukaisi uuden aurinkoobservatorion SDO (Solar Dynamic Observatory) [125] geostationaariselle kiertoradalle .

Auringon havainnot ja näköhaitat

Auringon tehokasta tarkkailua varten on olemassa erityisiä, niin sanottuja aurinkoteleskooppeja , jotka on asennettu moniin maailman observatorioihin . Auringon havainnoilla on se erityispiirre, että Auringon kirkkaus on korkea, ja sen seurauksena aurinkoteleskooppien kirkkaus voi olla pieni. On paljon tärkeämpää saada mahdollisimman suuri kuvamittakaava , ja tämän tavoitteen saavuttamiseksi aurinkoteleskooppien polttovälit ovat erittäin suuret (metrejä ja kymmeniä metrejä). Tällaista rakennetta ei ole helppo kääntää, mutta sitä ei vaadita. Auringon sijaintia taivaalla rajoittaa suhteellisen kapea vyö, sen suurin leveys on 46 astetta. Siksi auringonvalo suunnataan peilien avulla kiinteästi asennettuun kaukoputkeen ja heijastetaan sitten näytölle tai katsellaan tummennetuilla suodattimilla.

Aurinko on kaukana voimakkaimmasta olemassa olevasta tähdestä, mutta se on suhteellisen lähellä Maata ja siksi paistaa meille erittäin kirkkaasti - 400 000 kertaa kirkkaammin kuin täysikuu . Tämän vuoksi on äärimmäisen vaarallista katsoa päiväsaikaan aurinkoa paljain silmin, ja on täysin mahdotonta katsoa kiikarin tai kaukoputken läpi ilman erityistä valosuodatinta - tämä voi aiheuttaa peruuttamattomia näkövaurioita (verkkokalvon palovammoja ja sarveiskalvo, sauvojen , kartioiden tuhoutuminen ja johtaa valosokeuteen ) [126] [127] . Auringon havainnointi paljaalla silmällä ilman näkövaurioita on mahdollista vain auringonnousun tai auringonlaskun aikaan (sitten Auringon kirkkaus heikkenee useita tuhansia kertoja) tai päivän aikana suodattimia käyttämällä . Amatöörihavaintoja varten kiikareilla tai kaukoputkella tulee käyttää myös linssin eteen sijoitettua peittävää valosuodatinta . On kuitenkin parempi käyttää toista menetelmää - projisoida aurinkokuva kaukoputken läpi valkoiselle näytölle. Pienelläkin amatöörikaukoputkella voi siis tutkia auringonpilkkuja ja hyvällä säällä nähdä rakeita ja soihdut Auringon pinnalla. Tässä tapauksessa on kuitenkin olemassa vaara itse kaukoputken vahingoittumisesta, joten sinun tulee lukea teleskoopin ohjeet ennen tämän menetelmän käyttöä. Erityisesti heijastavat teleskoopit ja katadioptriset teleskoopit ovat vaarassa vaurioitua tällä Auringon havainnointimenetelmällä. Lisäksi mikään kaukoputki ei missään tapauksessa voi katsoa sen läpi suoraan aurinkoon ilman erityistä valosuodatinta, ja kun heijastetaan kuvaa näytölle, ei ole suositeltavaa pitää sitä pitkään ilman keskeytyksiä suunnattuna aurinkoon. [128] .

Teoreettisia ongelmia

Auringon neutriinojen ongelma

Auringon ytimessä tapahtuvat ydinreaktiot johtavat suuren määrän elektronineutriinojen muodostumiseen . Samaan aikaan neutriinovuon mittaukset , joita on tehty jatkuvasti 1960-luvun lopusta lähtien, osoittivat, että rekisteröityjen aurinkoelektronineutriinojen määrä on noin kaksi tai kolme kertaa pienempi kuin ennustetaan tavallisessa aurinkomallissa, joka kuvaa maapallon prosesseja. Aurinko. Tätä eroa kokeen ja teorian välillä on kutsuttu "aurinkoneutrino-ongelmaksi" , ja se on ollut yksi aurinkofysiikan mysteereistä yli 30 vuoden ajan. Tilannetta mutkistaa se, että neutriinot ovat erittäin heikosti vuorovaikutuksessa aineen kanssa, ja sellaisen neutriinoilmaisimen luominen, joka pystyy mittaamaan tarkasti neutriinovuon jopa sellaisella teholla kuin Auringosta tuleva, on teknisesti vaikea ja kallis tehtävä (ks. Neutrino tähtitiede ).

Auringon neutriinojen ongelman ratkaisemiseksi on ehdotettu kahta päätapaa. Ensinnäkin Auringon mallia oli mahdollista muokata siten, että sen ytimessä odotettu lämpöydinaktiivisuus (ja siten lämpötila ) pienennettiin ja sen seurauksena Auringon lähettämien neutriinojen virtaus. Toiseksi voidaan olettaa, että osa Auringon ytimen lähettämistä elektronineutriinoista muuttuu Maata kohti liikkuessaan muiden sukupolvien neutriinoiksi (muoni- ja tau-neutriinot) , joita tavanomaiset ilmaisimet eivät havaitse [129] . Nykyään on selvää, että toinen tapa on todennäköisesti oikea.

Jotta yhden tyyppisen neutrinon siirtyminen toiseen - eli niin sanotut neutriinovärähtelyt tapahtuisi - neutrinon massan on oltava muu kuin nolla . Nyt on todettu, että näin todellakin on [130] . Vuonna 2001 kaikki kolme aurinkoneutrinotyyppiä havaittiin suoraan Sudburyn neutriinoobservatoriossa , ja niiden kokonaisvirtauksen osoitettiin olevan yhdenmukainen standardin aurinkomallin kanssa. Tässä tapauksessa vain noin kolmasosa Maan saavuttaneista neutriinoista osoittautuu elektronisiksi. Tämä luku on yhdenmukainen teorian kanssa, joka ennustaa elektronineutriinojen siirtymisen toisen sukupolven neutriinoiksi sekä tyhjiössä (itse asiassa " neutriinovärähtelyt ") ja aurinkoaineessa (" Mihheev-Smirnov-Wolfenstein-ilmiö "). Näin ollen tällä hetkellä aurinkoneutriinojen ongelma näyttää olevan ratkaistu.

Korona lämmitys ongelma

Auringon näkyvän pinnan ( fotosfäärin ) yläpuolella, jonka lämpötila on noin 6000 K , on aurinkokorona , jonka lämpötila on yli 1 000 000 K. Voidaan osoittaa, että suora lämmön virtaus fotosfääristä ei riitä johtaa niin korkeaan koronan lämpötilaan.

Oletetaan, että energia koronan lämmittämiseen saadaan alivalokehän konvektiivisen vyöhykkeen turbulenteista liikkeistä . Tässä tapauksessa on ehdotettu kahta mekanismia energian siirtämiseksi koronaan. Ensinnäkin tämä on aaltolämmitystä - turbulenttisella konvektiivisella vyöhykkeellä syntyneet ääni- ja magnetohydrodynaamiset aallot etenevät koronaan ja hajoavat siellä, kun taas niiden energia muunnetaan koronaplasman lämpöenergiaksi. Vaihtoehtoinen mekanismi on magneettinen lämmitys, jossa valokehän liikkeiden jatkuvasti tuottamaa magneettista energiaa vapautetaan yhdistämällä magneettikenttä uudelleen suurten auringonpurkausten tai suuren määrän pieniä soihdutuksia muodossa [131] .

Tällä hetkellä ei ole selvää, minkä tyyppiset aallot tarjoavat tehokkaan mekanismin koronan lämmittämiseen. Voidaan osoittaa, että kaikki aallot, paitsi magnetohydrodynaamiset Alfven- aallot , siroavat tai heijastuvat ennen kuin ne saavuttavat koronan [132] , kun taas Alfvén-aaltojen hajoaminen koronassa on estetty. Siksi nykyaikaiset tutkijat ovat keskittyneet lämmitysmekanismiin auringonpurkausten avulla. Yksi mahdollisista koronalämpölähteistä on jatkuvasti esiintyvät pienimuotoiset soihdut [133] , vaikka lopullista selvyyttä tästä asiasta ei ole vielä saavutettu.

Aurinko maailman kulttuurissa

Uskonnossa ja mytologiassa _

Kuten monet muutkin luonnonilmiöt, aurinko on ollut palvonnan kohteena monissa kulttuureissa ihmissivilisaation historian aikana . Auringon kultti oli olemassa muinaisessa Egyptissä , jossa aurinkojumala oli Ra [134] . Kreikkalaisten keskuudessa auringon jumala oli Helios [135] , joka legendan mukaan kulki päivittäin taivaan poikki vaunuissaan . Muinaisessa venäläisessä pakanapanteonissa oli kaksi aurinkojumalautta - Khors (todellinen personoitu aurinko) ja Dazhdbog . Lisäksi slaavien , kuten muidenkin kansojen, vuotuinen juhla- ja rituaalikierto liittyi kiinteästi vuotuiseen aurinkokiertoon, ja sen keskeisiä hetkiä ( päivänseisauksia ) personoivat sellaiset hahmot kuin Kolyada ( Ovsen ) ja Kupala .

Useimmilla kansoilla oli miespuolinen aurinkojumala (esimerkiksi englanniksi persoonapronominia "he" käytetään Auringosta), mutta skandinaavisessa mytologiassa aurinko (Sul) on naisjumala.

Itä -Aasiassa , erityisesti Vietnamissa , aurinkoa merkitään symbolilla 日 (kiinalainen pinyin rì), vaikka siellä on myös toinen symboli - 太阳 (tai yang). Näissä vietnamilaisissa sanoissa sanat nhật ja thái dương osoittavat, että Itä-Aasiassa kuuta ja aurinkoa pidettiin kahtena vastakohtana - yin ja yang . Sekä vietnamilaiset että kiinalaiset pitivät muinaisina niitä kahtena ensisijaisena luonnonvoimana, ja Kuun katsottiin liittyvän yiniin ja Auringon yangiin [136] .

Okkultismissa

Kabbalassa aurinko yhdistetään sephira Tipheretiin (katso myös kaldealainen sarja ) [137] . Astrologiassa se korreloi hengen, tietoisuuden sekä kehon elinvoimien kanssa [138] . Astrologiassa jokaiselle henkilölle määrätään syntymäpäivänä horoskooppi sen mukaan, missä Auringon ehdollinen sijainti horoskooppitähtikuvioiden joukossa on .

Maailman kielillä

Monissa indoeurooppalaisissa kielissä aurinkoa merkitään sanalla, jonka juuri on sol . Näin ollen sana sol tarkoittaa "aurinkoa" latinaksi ja nykykielellä portugaliksi , espanjaksi , islanniksi , tanskaksi , norjaksi , ruotsiksi , katalaaniksi ja galiciaksi . Englannissa sanaa Sol käytetään myös joskus (lähinnä tieteellisessä yhteydessä) viittaamaan aurinkoon, mutta tämän sanan päätarkoitus on roomalaisen jumalan nimi [ 139] [140] . Persiaksi sol tarkoittaa "aurinkovuotta". Samasta juuresta tulee vanha venäläinen sana s'lntse , nykyvenäläinen aurinko sekä vastaavat sanat monissa muissa slaavilaisissa kielissä .

Auringon kunniaksi on nimetty Perun osavaltion valuutta ( new sol ), jota aiemmin kutsuttiin intiksi (ns. inkojen auringonjumala , jolla oli keskeinen paikka heidän tähtitiedossa ja mytologiassaan ), mikä tarkoittaa aurinkoa . ketšuassa .

Kaupunkilegendat auringosta

Vuonna 2002 ja sitä seuraavina vuosina tiedotusvälineet raportoivat, että Aurinko räjähtää kuuden vuoden kuluttua (eli muuttuu supernovaksi ) [141] . Tietolähde oli " hollantilainen astrofyysikko tohtori Piers van der Meer, Euroopan avaruusjärjestön asiantuntija " . Itse asiassa ESA:lla ei ole samanniistä työntekijää [142] . Lisäksi astrofysiikkaa tällä nimellä ei ole olemassa ollenkaan. Vetypolttoaine riittää Auringolle useiksi miljardeiksi vuodeksi. Tämän ajan jälkeen Aurinko lämpenee korkeisiin lämpötiloihin (tosin ei heti - tämä prosessi kestää kymmeniä tai satoja miljoonia vuosia), mutta siitä ei tule supernovaa . Aurinko ei periaatteessa voi muuttua supernovaksi riittämättömän massan vuoksi.

Alkuperäinen raportti julkaistiin Weekly World News -sanomalehdessä , joka tunnetaan taipumuksestaan julkaista kyseenalaista tietoa [143] .

Katso myös

Ericsson Globe - "Aurinko" Ruotsin aurinkokunnassa
aurinkoenergia

Huomautuksia

↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 Aurinkotietolehti . NASA. Haettu 12. elokuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011. (määrätön) (Käytetty: 14. lokakuuta 2011)
↑ Paikkamme määrittäminen kosmoksessa - IAU ja universaali viitekehys . Haettu 14. helmikuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 21. helmikuuta 2009. (määrätön)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Aurinko: Faktoja ja lukuja . Aurinkokunnan tutkimus . NASA. Haettu 14. toukokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011. (määrätön) (Käytetty: 14. lokakuuta 2011)
↑ 1 2 3 Livshits M. A. The Sun // Avaruusfysiikka: pieni tietosanakirja / Ch. toim. R. A. Sunyaev . - Toim. 2., tarkistettu. ja ylimääräistä - M .: Neuvostoliiton tietosanakirja , 1986. - S. 37-49. — 783 s. – 70 000 kappaletta. (Käytetty: 19. syyskuuta 2011)
↑ 1 2 3 P. K. Seidelmann; VK Abalakin; M. Bursa; M.E. Davies; C. de Bergh; JH Lieske; J. Oberst; JL Simon; E.M. Standish; P. Stoke; PC Thomas. IAU/IAG-työryhmän raportti planeettojen ja satelliittien kartografisista koordinaateista ja pyörimiselementeistä: 2000 (2000). Haettu 18. lokakuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011. (määrätön) (Käytetty: 14. lokakuuta 2011)
↑ The Sun's Vital Statistics . Stanfordin aurinkokeskus . Haettu 29. heinäkuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 14. lokakuuta 2012. (määrätön)
↑ Eddy, J. A New Sun: The Solar Results From Skylab . - National Aeronautics and Space Administration , 1979. - S. 37. Arkistoitu 30. heinäkuuta 2021 Wayback Machinessa
↑ 1 2 Basu S., Antia HM Helioseismology and Solar Abundances // Physics Reports. - 2008. - Voi. 457 , iss. 5-6 . - s. 217-283 . - doi : 10.1016/j.physrep.2007.12.002 . - arXiv : 0711.4590 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. tammikuuta 2008.
↑ Manuel OK, Golden H. Auringon alkuaineiden runsaus // Meteoritics . - 1983. - Voi. 18 , iss. 3 . - s. 209-222 . - doi : 10.1111/j.1945-5100.1983.tb00822.x . Arkistoitu 1. maaliskuuta 2005 Wayback Machinessa .
↑ 2014 Astronomical Constants http://asa.usno.navy.mil/static/files/2014/Astronomical_Constants_2014.pdf Arkistoitu 10. marraskuuta 2013 Wayback Machinessa
↑ Kuinka monta tähteä Linnunradalla on? . Haettu 6. marraskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2010. (määrätön)
↑ 10 mielenkiintoista faktaa Linnunradan maailmankaikkeudesta tänään . Haettu 23. elokuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 2. toukokuuta 2010. (määrätön)
↑ Tähtitieteilijät punnitsevat mustan aukon Linnunradan keskellä . Lenta.ru . Haettu 1. toukokuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 30. toukokuuta 2016. (määrätön)
↑ Kerr FJ, Lynden-Bell D. Galaktisten vakioiden katsaus // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 1986. - Voi. 221 . - s. 1023-1038 . Arkistoitu alkuperäisestä 2. syyskuuta 2017.
↑ Falk, S.W.; Lattmer, J. M., Margolis, S. H. Ovatko supernovat esisolaaristen jyvien lähteitä? (englanniksi) // Luonto. - 1977. - Voi. 270 . - s. 700-701 . Arkistoitu alkuperäisestä 21. joulukuuta 2007.
↑ Barsh GS , 2003, Mikä säätelee ihmisen ihon värin vaihtelua? Arkistoitu 13. maaliskuuta 2021 paikassa Wayback Machine , PLoS Biology, v. 1, s. 19.
↑ Windows to the Universe (downlink) . Haettu 12. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2007. (määrätön)
↑ Perihelion ja aphelion . Astronetti . Astronetti . Haettu 5. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 26. syyskuuta 2011. (määrätön)
↑ Magneettiset myrskyt: luonto ja vaikutukset ihmisiin. Apua , RIA Novosti (30. lokakuuta 2009). Arkistoitu alkuperäisestä 21. kesäkuuta 2012. Haettu 7. kesäkuuta 2012.
↑ Breus T.K. Avaruus- ja maansää sekä niiden vaikutukset ihmisten terveyteen ja hyvinvointiin. Kirjassa "Epälineaariset analyysimenetelmät kardiologiassa ja onkologiassa. Fyysiset lähestymistavat ja kliininen käytäntö”. UNIVERSITY BOOKHOUSE, Moskova 2010 (pdf, 6.3Mb) . Haettu 7. kesäkuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 13. kesäkuuta 2010. (määrätön)
↑ 1 2 Sun: In Depth (englanniksi) (linkki ei ole käytettävissä) . Aurinkokunnan tutkimus . NASA . Haettu 18. syyskuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 18. syyskuuta 2016.
↑ Goldsmith, D.; Owen, T. Elämän etsintä universumissa . - University Science Books , 2001. - S. 96. - ISBN 9781891389160 .
↑ 1 2 Sackmann, I.-J.; Boothroid, A.I.; Kraemer, K.E. Aurinkomme . III. Nykyisyys ja tulevaisuus (englanniksi) // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 1993. - Voi. 418 . - s. 457-468 . Arkistoitu alkuperäisestä 4. marraskuuta 2015.
↑ Maan surullinen tulevaisuus (pääsemätön linkki) . KM.ru. Haettu 28. maaliskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 3. huhtikuuta 2013. (määrätön)
↑ Leonid Popov. Kaukainen tähti valaisi suunnitelmia pelastaa maa Auringon kuolemalta (pääsemätön linkki) . Membrana.ru. "Punaisen jättiläisen edessä, josta aurinko muuttuu, planeetallamme ei ole niin paljon teknogeenisen sivilisaation jälkiä. Kyllä, mutta ei kauaa. Absorptio ja haihtuminen odottavat maapalloa. Jos kaukaisen tulevaisuuden ihmiset eivät tee suurta kokeilua muuttaakseen maailmaansa. Käyttöpäivä: 28. maaliskuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 21. syyskuuta 2013. (määrätön)
↑ 1 2 Schröder, K.-P.; Smith, RC Auringon ja Maan kaukainen tulevaisuus tarkistettu // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : Journal . - Oxford University Press , 2008. - Voi. 386 , no. 1 . - s. 155 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . - . - arXiv : 0801.4031 . Katso myös Palmer , J. Toivo himmenee, että maa selviää Auringon kuolemasta , New Scientist . Arkistoitu alkuperäisestä 17. maaliskuuta 2008. Haettu 24. maaliskuuta 2008.
↑ Carrington, D. . Asetettu päivämäärä aavikolle Earth , BBC News (21. helmikuuta 2000). Arkistoitu alkuperäisestä 10. heinäkuuta 2012. Haettu 31. maaliskuuta 2007.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 Pogge, Richard W. The Once and Future Sun ( luentomuistiinpanot). Ohion osavaltion yliopisto (1997). Haettu 27. joulukuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
↑ 1 2 3 4 5 6 K. P. Schroder, Robert Connon Smith. Auringon ja maan kaukainen tulevaisuus tarkistettu // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : Journal . - Oxford University Press , 2008. - Voi. 386 . - s. 155-163 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . - . - arXiv : 0801.4031 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. heinäkuuta 2013.
↑ Guillemot, H.; Greffoz, V. (Mars 2002). Ce que sera la fin du monde (ranska) . Science et Vie nro 1014.
↑ Minard, Anne . Sun Stealing Earth's Atmosphere , National Geographic News (29. toukokuuta 2009). Arkistoitu alkuperäisestä 1. marraskuuta 2017. Haettu 30. elokuuta 2009.
↑ 1 2 G. Aleksandrovski. Aurinko. Auringon tulevaisuudesta . Astrogalaksi (2001). Käyttöpäivä: 7. helmikuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 16. tammikuuta 2013. (Venäjän kieli)
↑ 1 2 Garcia, R.; et ai. Auringon painovoimatilojen seuranta: auringon ytimen dynamiikka (englanniksi) // Science : Journal. - 2007. - Voi. 316 , nro. 5831 . - P. 1591-1593 . - doi : 10.1126/tiede.1140598 . - . — PMID 17478682 .
↑ Basu ; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; Uusi, Roger; Serenelli, Aldo M. et ai. Tuoreita näkemyksiä auringon ytimen rakenteesta // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 2009. - Voi. 699 , no. 699 . - s. 1403 . - doi : 10.1088/0004-637X/699/2/1403 . - .
↑ Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L. (2002). Auringon ikä ja relativistiset korjaukset EOS:ssä (PDF). Astronomy and Astrophysics 390: 1115-1118.
↑ Broggini, Carl. Ydinprosessit aurinkoenergiassa // Physics in Collision. - 2003 - 26. kesäkuuta. - S. 21 . - . - arXiv : astro-ph/0308537 .
↑ Taulukko lämpötiloista, tehotiheydistä, valoisuuksista säteen mukaan Arkistoitu 29. marraskuuta 2001. . Fusedweb.llnl.gov (1998-11-09). Haettu 30.8.2011.
↑ Zirker, Jack B. Matka auringon keskeltä. - Princeton University Press , 2002. - S. 15-34. — ISBN 9780691057811 .
↑ Phillips, Kenneth JH Opas aurinkoon. - Cambridge University Press , 1995. - S. 47-53. — ISBN 9780521397889 .
↑ 8 minuutin matka-aika Maahan auringonvalolla kätkee tuhatvuotisen matkan, joka itse asiassa alkoi ytimestä ( pääsemätön linkki) . NASA. Haettu 14. toukokuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2012.
↑ 1 2 3 4 NASA/Marshall Solar Physics . Solarscience.msfc.nasa.gov (18. tammikuuta 2007). Haettu 11. heinäkuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2012. (määrätön)
↑ Sobolev V.V. Teoreettisen astrofysiikan kurssi. - 3. painos - M .: Nauka, 1985. - S. 170-172. — 504 s.
↑ Mullan, DJ Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona // From the Sun to the Great Attractor / Page, D., Hirsch, JG. - Springer , 2000. - s. 22. - ISBN 9783540410645 . Arkistoitu 10. heinäkuuta 2014 Wayback Machineen
↑ Carroll ja Ostlie. Nykyaikainen astrofysiikka. - Addison-Wesley , 1996.
↑ 1 2 3 NASA/Marshall Solar Physics . Solarscience.msfc.nasa.gov. Käyttöpäivä: 27. lokakuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2012. (määrätön)
↑ 1 2 Abhyankar, KD Survey of the Solar Atmospheric Models // Bull. Astr. soc. Intia. - 1977. - T. 5 . - S. 40-44 . - . Arkistoitu 12. toukokuuta 2020.
↑ § 1, Two Dynamical Models for Solar Spicules, Paul Lorrain ja Serge Koutchmy, Solar Physics 165 , nro 1 (huhtikuu 1996), s. 115-137, doi : 10.1007/BF00149093 , .
↑ Kocharov, 1994 , s. 592-593.
↑ 1 2 Erdelyi, R.; Ballai, I. Auringon ja tähtien koronan kuumeneminen: katsaus // Astron . Nachr. : päiväkirja. - 2007. - Voi. 328 , no. 8 . - s. 726-733 . - doi : 10.1002/asna.200710803 . - .
↑ Russell, CT Aurinkotuuli ja planeettojen välinen magneettinen arkistointi: Opetusohjelma // Space Weather (geofyysinen monografia) / Song, Paul; Singer, Howard J. ja Siscoe, George L. - American Geophysical Union , 2001. - s. 73-88. — ISBN 978-0875909844 . Arkistoitu 1. lokakuuta 2018 Wayback Machinessa
↑ 1 2 aurinkokorona //Physical Encyclopedia / Ch. toim. A. M. Prokhorov . - M . : Great Russian Encyclopedia , 1994. - T. 4. Poynting - Robertson - Streamers. - S. 579-580. - 704 s. — ISBN 5852700878 . Arkistoitu 22. maaliskuuta 2012 Wayback Machinessa
↑ Feldman, U.; Landi, E.; Schwadron, NA Nopean ja hitaan aurinkotuulen lähteistä // Journal of Geophysical Research : päiväkirja. - 2005. - Voi. 110 , ei. A7 . - P.A07109.1-A07109.12 . - doi : 10.1029/2004JA010918 . — .
↑ 1 2 Kallenrode, May-Britt. Avaruusfysiikka: Johdatus plasmaan ja (eng.) . - Springer, 2004. - ISBN 3540206175 .
↑ Suess, Steve Yleiskatsaus ja nykyinen tietämys aurinkotuulesta ja koronasta (linkki ei saatavilla) . Aurinkoanturi . NASA/Marshall Space Flight Center (3. kesäkuuta 1999). Haettu 7. toukokuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 10. kesäkuuta 2008. (määrätön)
↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. - tarkistettu 2. - Benjamin Cummings, 1995. - S. 409. - ISBN 0201547309 .
↑ Schrijver, Carolus J.; Zwaan, Cornelis. Auringon ja tähtien magneettinen aktiivisuus. - Cambridge University Press , 2000. - ISBN 0521582865 .
↑ Luna 1 . NASAn kansallinen avaruustieteen tietokeskus. Haettu 4. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011. (määrätön)
↑ Yu. I. Logachev. II. Kuuohjelma // 40 vuotta avaruusiästä SINP MSU:ssa . - M. , 2001. Arkistokopio 14. syyskuuta 2007 Wayback Machinessa
↑ M. Neugebauer ja C. W. Snyder. Solar Plasma Experiment (englanniksi) // Tiede. - 1962. - Voi. 138 . - s. 1095-1097 .
↑ Rashba, T.I.; Semikoz, V.B.; Valle, JWF Säteilyvyöhykkeen auringon magneettikentät ja g-moodit // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : Journal . - Oxford University Press , 2006. - Voi. 370 . - s. 845-850 .
↑ Bernstein P. Auringosta maahan // Kvant . - M . : Nauka , 1984. - Nro 6 . - S. 12-18 . — ISSN 0130-2221 . Arkistoitu alkuperäisestä 15. maaliskuuta 2012.
↑ Auringonpilkkuryhmät Arkistokopio päivätty 14. kesäkuuta 2013 Wayback Machinessa // Interaktiivinen tietokanta auringon aktiivisuudesta Pulkovon "Aurinkoaktiivisuuden luettelo" -järjestelmässä.
↑ Sivupalkki: "Solar Constant" on Oxymoron (linkki ei ole käytettävissä) . Haettu 9. helmikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 23. maaliskuuta 2010. (määrätön)
↑ BY Draconis -muuttujien tilastot (downlink)
↑ Draconis-tyyppisten muuttuvien tähtien tutkimukset täplistä ja alueista . Haettu 17. marraskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 26. syyskuuta 2017. (määrätön)
↑ Auringon radiosäteily . Käyttöpäivä: 14. joulukuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 18. helmikuuta 2016. (määrätön)
↑ Semjonova, Milena Terve valaistus, valaistussuunnittelijan näkökulmasta (linkki ei saatavilla) . Milena valaistussuunnittelu (2003). Haettu 11. huhtikuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 18. tammikuuta 2010. (määrätön)
↑ Newman, L.A.; Walker, M.T.; Brown, R.L.; Cronin, TW; Robinson, PR Melanopsiini muodostaa toiminnallisen lyhyen aallonpituuden fotopigmentin (englanniksi) // Biochemistry : Journal. - 2003. - marraskuu ( osa 42 , nro 44 ). - P. 12734-12738 . doi : 10.1021 / bi035418z . — PMID 14596587 .
↑ Tundra Biome . Maailman biomit . Käyttöpäivä: 6. marraskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2012. (määrätön)
↑ Smith, A.L. Oxfordin biokemian ja molekyylibiologian sanakirja . - Oxford [Oxfordshire]: Oxford University Press , 1997. - s . 508 . — ISBN 0-19-854768-4 .
↑ Douglas AE, Raven JA Genomit bakteerien ja organellien rajapinnassa // Lontoon kuninkaallisen seuran filosofiset tapahtumat . Sarja B, Biologiatieteet : aikakauslehti. - 2003. - tammikuu ( nide 358 , nro 1429 ). - s. 5-17; keskustelu 517-8 . — ISSN 0962-8436 . - doi : 10.1098/rstb.2002.1188 . — PMID 12594915 .
↑ Kurt V. G. Maan ilmakehän läpinäkyvyys // Avaruusfysiikka: pieni tietosanakirja / Ch. toim. R. A. Sunyaev . - Toim. 2., tarkistettu. ja ylimääräistä - M .: Neuvostoliiton tietosanakirja , 1986. - S. 505-507. — 783 s. – 70 000 kappaletta.
↑ Kevin E. Trenberth, John T. Fasullo ja Jeffrey Kiehl , maaliskuu 2009: Maan globaali energiabudjetti . Arkistoitu 25. maaliskuuta 2012 Wayback Machinessa . - Bulletin of the American Meteorological Society, 90 , 311-323.
↑ Fyysinen tietosanakirja. 5 osassa. - M.: Neuvostoliiton tietosanakirja. Päätoimittaja A. M. Prokhorov. 1988.
↑ Maapallon keskiosa ( S = π R 2 ), joka vastaa Auringosta tulevan lämpövirran, on 4 kertaa pienempi kuin pinta-ala ( S = 4π R 2 ), josta keskimääräinen lämpövirta yksikköä kohden Maan pinta on 4 kertaa pienempi kuin aurinkovakio: 341 W/m² ≈ 1367/4.
↑ Schwenn R. Avaruussää: aurinkoperspektiivi // Auringon fysiikka. - 2010. Arkistoitu 27. syyskuuta 2011.
↑ D- vitamiinin historia . Arkistoitu 28. marraskuuta 2011 Wayback Machine University of California, Riverside, Vitamin D Workshopissa.
↑ Osteomalacia Arkistoitu 6. maaliskuuta 2010 Wayback Machinessa // MedlinePlus Medical Encyclopedia.
↑ I. K. Larin. Otsonikerroksen kemia ja elämä maapallolla // Kemia ja elämä - XXI vuosisata. - 2000. - Nro 7 . - S. 10-15 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. toukokuuta 2010. (Venäjän kieli)
↑ Herodotos. Kirja VII . - s. 37. Arkistoitu 19. elokuuta 2008 Wayback Machinessa
↑ Annales Sancti Maximini Trevirensis. MGH, SS. bd. IV. Hannover. 1841.
↑ Fred Espenak. KESKISEN Auringonpimennykset: 1991-2050 . Käyttöpäivä: 15. tammikuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 27. toukokuuta 2010. (määrätön) Animaatiokaavio osoittaa, että täydet pimennykset näkyvät vain osassa maapallon pintaa.
↑ Auringonpimennykset . Tennesseen yliopisto. Käyttöpäivä: 15. tammikuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2012. (määrätön)
↑ P. Tiedt. Auringonpimennystyypit (linkki ei saatavilla) . Haettu 8. elokuuta 2006. Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2011. (määrätön)
↑ Littmann, Mark; Fred Espenak, Ken Willcox. Totality: Eclipses of the Sun (englanniksi) . - Oxford University Press , 2008. - S. 18 -19. — ISBN 0199532095 .
↑ Viisi auringonpimennystä havaittiin vuonna 1935. Kansallinen ilmailu- ja avaruushallinto . Viiden vuosituhannen auringonpimennysten luettelo // NASA Eclipse -verkkosivusto . — 2009. Arkistoitu 13. marraskuuta 2021 Wayback Machinessa
↑ Meeus J. Matemaattisen tähtitieteen suupalat. - Wilmann-Bell, Inc., 1997. - ISBN 0943396.
↑ Svyatsky D. O. Muinaisen Venäjän tähtitieteen / Esipuheen kirjoittaja, kommentit, lisäykset - M. L. Gorodetsky . - M .: Venäjän panoraama, 2007.
↑ Kochhar, RK Ranskalaiset tähtitieteilijät Intiassa 1600-1800-luvuilla // British Astronomical Associationin lehti. — British Astronomical Association, 1991. - Voi. 101 , ei. 2 . - s. 95-100 . Arkistoitu alkuperäisestä 16. elokuuta 2011.
↑ Marsden, Brian G. Auringonlaiduntavien komeettojen ryhmä // The Astronomical Journal : Journal. - IOP Publishing , 1967. - Voi. 72 , no. 9 . - s. 1170-1183 . - doi : 10.1086/110396 . - .
↑ D.R. Soderblom; JR King. Aurinkotyyppiset tähdet: perustiedot niiden luokittelusta ja luokittelusta // Solar Analogs: Characteristics and Optimum Candidates : Journal. - 1998. Arkistoitu 24. toukokuuta 2009.
↑ "galaktiset sukellukset" uhkaavat elämää maapallolla . Haettu 26. maaliskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 23. syyskuuta 2010. (määrätön)
↑ Sundin, M. Galaktinen asuttava vyöhyke barred galakseissa // International Journal of Astrobiology : päiväkirja. - 2006. - Voi. 5 , ei. 4 . - s. 325 . - doi : 10.1017/S1473550406003065 . - .
↑ Chernin A.D., Tähdet ja fysiikka, M.: Nauka, 1984, s. 152-153
↑ Nimi johtuu siitä, että säteilylämpötila taivaanpallon pisteen funktiona laajenee sarjaksi pallofunktioita . Dipolikomponentti vastaa . $l = 1$
↑ Wright EL :n CMB-dipolianisotropian historia . Haettu 26. maaliskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 25. kesäkuuta 2010. (määrätön)
↑ Kogut, A.; et ai. Dipolianisotropia COBE-differentiaalisissa mikroaaltoradiometreissä ensimmäisen vuoden taivaskartoissa // The Astrophysical Journal : Journal. - IOP Publishing , 1993. - Voi. 419 . - s. 1-6 . - doi : 10.1086/173453 .
↑ APOD: 2009 6. syyskuuta - CMBR Dipoli: Speeding Through the Universe . Haettu 26. maaliskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 16. tammikuuta 2011. (määrätön)
↑ Minne olemme menossa? . Haettu 26. maaliskuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 8. helmikuuta 2013. (määrätön)
↑ Paikallinen savupiippu ja superkuplat . SolStation.com . Sol yritys. Haettu 1. tammikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 18. tammikuuta 2017. (määrätön)
↑ Paikallinen tähtienvälinen pilvi . Astronet (10. elokuuta 2009). Haettu 1. tammikuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 1. tammikuuta 2022. (määrätön)
↑ 1 2 Trifonov E.D. Kuinka aurinkokunta mitattiin // Luonto . - Tiede , 2008. - Nro 7 . - S. 18-24 . Arkistoitu alkuperäisestä 22. huhtikuuta 2013. (Venäjän kieli)
↑ Upeita hetkiä aurinkofysiikan historiassa . Haettu 26. helmikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 11. maaliskuuta 2005. (määrätön)
↑ Suuren Galileon "Kirjeitä auringonpilkkuihin" . Haettu 26. helmikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 23. marraskuuta 2009. (määrätön)
↑ 1 2 3 Auringon energia // Encyclopedic Dictionary of Brockhaus and Efron : 86 osana (82 osaa ja 4 lisäosaa). - Pietari. , 1890-1907.
↑ Sir William Thomson. Auringon helteen aikakaudesta // Macmillan's Magazine. - 1862. - T. 5 . - S. 288-293 . Arkistoitu alkuperäisestä 25. syyskuuta 2006.
↑ "Todennäköisesti toissijaisen jakson jälkimmäisestä osasta on kulunut paljon pidempi aika kuin 300 miljoonaa vuotta." [1] Arkistoitu 9. toukokuuta 2008 Wayback Machinessa
↑ Darden, Lindley. Tieteellisen tutkimuksen luonne . Macmillan's Magazine (1998). Haettu 3. tammikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011. (määrätön)
↑ Tähtien tutkiminen, suhteellisuuden testaus: Sir Arthur Eddington . ESA Space Science (15. kesäkuuta 2005). Haettu 1. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011. (määrätön)
↑ Bethe, H. Deuteronien muodostumisesta protoniyhdistelmillä // Physical Review : Journal . - 1938. - Voi. 54 . - s. 862-862 .
↑ Bethe, H. Energy Production in Stars // Physical Review : Journal . - 1939. - Voi. 55 . - s. 434-456 .
↑ E. Margaret Burbidge; GR Burbidge; William A. Fowler; F. Hoyle. Synthesis of the Elements in Stars (englanniksi) // Reviews of Modern Physics : Journal. - 1957. - Voi. 29 , ei. 4 . - s. 547-650 . Arkistoitu alkuperäisestä 27. helmikuuta 2008.
↑ Inouyen aurinkoteleskooppi: Ensimmäinen valo . NSO - National Solar Observatory. Haettu 2. helmikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 2. helmikuuta 2020.
↑ FIAN Space Experiments Arkistoitu 13. lokakuuta 2014 Wayback Machinessa .
↑ Alexander Piel. Aurinkotuuli // Johdatus plasmafysiikkaan . - Springer, 2010. - s. 7. - 420 s. — ISBN 9783642104909 . Arkistoitu 28. kesäkuuta 2014 Wayback Machineen
↑ Zavidonov I. V. Kuinka amerikkalaiset etsivät tuulia kentältä, mutta löysivät säteilyvyöhykkeen ja kuinka venäläiset etsivät säteilyvyöhykettä, mutta löysivät aurinkotuulen, eli fyysisiä kokeita Maan ensimmäisillä keinotekoisilla satelliiteilla ja sen löytämisellä säteilyvyöt // Historiallinen ja tähtitieteen tutkimus . - M . : Nauka , 2002. - Numero. XXVII . - S. 201-222 . (linkki ei saatavilla)
↑ Aleksei Levin. Tuulinen valaisin on täynnä monia mysteereitä . Arkistoitu 5. helmikuuta 2008 Wayback Machinessa .
↑ Solar Maximum Mission yleiskatsaus (downlink) . Käyttöpäivä: 18. toukokuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 5. huhtikuuta 2006. (määrätön)
↑ Tulos auringon röntgenobservatorion Yohkohin (SOLAR-A) palaamisesta maan ilmakehään Arkistoitu 10. elokuuta 2013 Wayback Machinessa .
↑ "Kehittynein aurinkoluotain" käynnistettiin Yhdysvalloissa . Argumentit ja tosiasiat (12. helmikuuta 2010). Haettu 24. huhtikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 16. helmikuuta 2010. (Venäjän kieli)
↑ SOHO Comets arkistoitu 13. kesäkuuta 2020 Wayback Machinessa .
↑ Ensisijaisen tehtävän tulokset (downlink) . Ulysses . NASA JPL. Haettu 18. toukokuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011. (määrätön)
↑ Hinode (Solar-B) . NASA. Käyttöpäivä: 17. tammikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011. (määrätön)
↑ Tesis - avaruusobservatorio . Tesis . Haettu 17. joulukuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 9. elokuuta 2011. (määrätön)
↑ Solar Dynamic Observatory . NASA. Haettu 13. helmikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011. (määrätön)
↑ Valkoinen, TJ; Mainster, M.A.; Wilson, PW; Vinkkejä, JH Korioretiinilämpötila nousee auringon havainnoinnin seurauksena // Bulletin of Mathematical Biophysics : päiväkirja. - 1971. - Voi. 33 , ei. 1 . - s. 1-17 . - doi : 10.1007/BF02476660 .
↑ Tso, ÄITI; La Piana, FG Ihmisen fovea auringonoton jälkeen // American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology -akatemian tapahtumat . - 1975. - T. 79 , nro 6 . - S. OP788-95 . — PMID 1209815 .
↑ Erika Rix, Kim Hay, Sally Russell, Richard Handy. Luku 4. Auringon projektio // Auringon luonnos: kattava opas auringon piirtämiseen . - Springer. - S. 119-120. Arkistoitu 2. heinäkuuta 2016 Wayback Machineen
↑ Haxton, WC Auringon neutriinoongelma // Tähtitieteen ja astrofysiikan vuosikatsaus : päiväkirja. - 1995. - Voi. 33 . - s. 459-504 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. elokuuta 2021.
↑ Schlattl, Helmut. Kolmen maun oskillaatioratkaisuja aurinkoneutrino-ongelmaan (englanniksi) // Physical Review D : Journal. - 2001. - Voi. 64 , nro. 1 . Arkistoitu alkuperäisestä 12. kesäkuuta 2020.
↑ Alfvén H. Magnetohydrodynaamiset aallot ja aurinkokoronan kuumeneminen. Royal Astronomical Societyn kuukausitiedotteet. v. 107, s. 211 (1947).
↑ Sturrock PA, Uchida Y. Koronaalilämmitys stokastisella magneettipumppauksella, Astrophysical Journal, v. 246, s. 331 (1981) . Haettu 6. elokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 1. syyskuuta 2017. (määrätön)
↑ Parker EN Nanoflares ja auringon röntgenkorona. Astrophysical Journal, v. 330, s. 474 (1988) . Haettu 6. elokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 2. syyskuuta 2017. (määrätön)
↑ Re(Ra) . Muinainen Egypti: mytologia . Haettu 28. elokuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 22. tammikuuta 2012. (määrätön)
↑ Maailman kansojen myyttejä. M., 1991-92. 2 osassa T. 1. S. 271. Lubker F. Todellinen klassisen antiikin sanakirja. M., 2001. 3 osassa T. 2. S. 99. Pseudo-Apollodorus. Mytologinen kirjasto I 2, 2 seuraava
↑ Osgood, Charles E. Yangista ja Yinistä ja tai mutta. - Kieli 49.2 (1973): 380-412.
↑ Regardie I. Kolmas luku. Sephiroth // Granaattiomenapuutarha. - M . : Enigma, 2005. - 304 s. — ISBN 5-94698-044-0 .
↑ Lähde . Haettu 12. heinäkuuta 2018. Arkistoitu alkuperäisestä 14. elokuuta 2020. (määrätön)
↑ William Little (toim.) Oxford Universal Dictionary , 1955.
↑ Sol Arkistoitu 12. toukokuuta 2011 Wayback Machinessa , Merriam-Webster verkossa, käytetty 19. heinäkuuta 2009.
↑ Aurinko on räjähtämässä Arkistoitu 6. helmikuuta 2007 Wayback Machinessa // TuristUA.com.
↑ Hollantilainen astrofyysikko uskoo, että Auringon räjähdystä on jäljellä kuusi vuotta (pääsemätön linkki) . Haettu 30. syyskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 30. syyskuuta 2007. (määrätön)
↑ Kiinnostaako tähtitiede: Muuttaako aurinko supernovaksi kuuden vuoden kuluttua ja tuhoaako maapallon (kuten Yahoolla nähdään)? . Käyttöpäivä: 29. tammikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 5. joulukuuta 2006. (määrätön)

Kirjallisuus

Abbot Ch . Sun / Englannista kääntänyt N. Ya. Bugoslavskaya; toimittanut E. Ya. Perepelkin . - Moskova-Leningrad: ONTI , 1936. - 462 s.
Aurinkokunta. 2 osassa / Toim. J. Kuiper ; per. englannista; osan toimittaja V. A. Krat . - M . : Ulkomaisen kirjallisuuden kustantamo , 1957. - T. 1: Aurinko. — 609 s.
Koltun M. M. Aurinko ja ihmiskunta. - M . : Lastenkirjallisuus , 1981. - 127 s. - 100 000 kappaletta.
Stepanyan N.N. Aurinkoa tarkkailemassa. — M .: Nauka , 1992. — 128 s. — ISBN 5-02-014358-8 .
Michael Stix. Aurinko. Esittely. - 2. painos. - Springer, 2002. - ISBN 3-540-42886-0 .
Cohen, Richard. Chasing the Sun: eeppinen tarina tähdestä, joka antaa meille elämän (englanniksi) . — Simon & Schuster , 2010. — ISBN 978-1-4000-6875-3 .
Aurinko / E. E. Dubov // Suuri Neuvostoliiton tietosanakirja / ch. toim. A. M. Prokhorov . - 3. painos - M . : Neuvostoliiton tietosanakirja , 1976. - T. 24, kirja. Minä: Koirat - String. - S. 150-154. - 631 000 kappaletta.
Kocharov G.E. The Sun // Physical Encyclopedia : [5 osana] / Ch. toim. A. M. Prokhorov . - M . : Great Russian Encyclopedia , 1994. - V. 4: Poynting - Robertson - Streamers. - S. 589-598. - 704 s. - 40 000 kappaletta. - ISBN 5-85270-087-8 .
Shklovsky I.S. §9. Auringon neutrinosäteilyn ongelmat // Tähdet: niiden syntymä, elämä ja kuolema. - 3. painos - M .: Nauka , 1984. - S. 110-117. - 100 000 kappaletta.
Thompson, MJ Auringon sisätilat: helioseismologia ja auringon sisätilat // Astronomy & Geophysics : päiväkirja. - 2004. - Voi. 45 , no. 4 . - s. 21-25 .

Linkit

Auringon aktiivisuus (pääsemätön linkki) . USAP . Haettu 24. kesäkuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011. (määrätön)
Auringon tietosanakirja . Tesis . Haettu: 9.7.2015. (määrätön)
su. _ Astronetti . Astronetti . Haettu 9. syyskuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011. (määrätön)
Aurinko ja Maa. Tasaiset värähtelyt
Aurinko. Aurinkokunta. Yleinen tähtitiede
Matka AuringonSuosittu mekaniikka . Haettu 26. marraskuuta 2011. (määrätön)
Sun Now, kuva NASAn Solar Dynamics Observatorysta . sdo.gsfc.nasa.gov . Haettu 22. maaliskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 10. elokuuta 2011. (määrätön)
Edward Kononovich. su. _ Tietosanakirja ympäri maailmaa. Käyttöpäivä: 26. lokakuuta 2013. Arkistoitu alkuperäisestä 8. tammikuuta 2014. (määrätön)
Päivän tähtitieteen kuva. The Not So Quiet Sun (englanniksi) (6. elokuuta 2010). Haettu: 16. helmikuuta 2014.

Temaattiset sivustot

Jättiläinen pommi

Sanakirjat ja tietosanakirjat

raamatullinen
Suuri tanskalainen
Suuri katalaani
iso kiinalainen
iso kiinalainen
Hienoa norjalaista
Iso venäläinen
Brockhaus ja Efron
Juutalaiset Brockhaus ja Efron
maailman ympäri
Pieni Brockhaus ja Efron
Britannica (verkossa)
Brockhaus
Universalis

Bibliografisissa luetteloissa
BNF : 11976333j GND : 4055562-8 J9U : 987007548497005171 LCCN : sh85130462 NDL : 00616878 NKC : ph118090

aurinkokunta

Keskitähti ja planeetat _	Aurinko Merkurius Venus Maapallo Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus
kääpiöplaneetat	Ceres Pluto Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Sedna Orc Quaoar Ase-ase 2002 MS 4
Suuret satelliitit	Ganymede Titaani Callisto Ja noin Kuu Euroopassa Triton Titania Rhea Oberon Iapetus Charon Ariel Umbriel Dione Tethys Enceladus Miranda Proteus Mimas Nereid
Satelliitit / renkaat	Maa / ∅ Mars Jupiter / ∅ Saturnus / ∅ Uranus / ∅ Neptunus / ∅ Pluto / ∅ Haumea Makemake Eris Ehdokkaat Orca quawara
Ensimmäiset löydetyt asteroidit	(1) Ceres (2) Pallas (3) Juno (4) Vesta (5) Astrea (6) Hebe (7) Irida (8) Flora (9) Metis (10) Hygiea (11) Parthenope
Pienet ruumiit	meteoroidit asteroidit / niiden satelliitit lähellä maata päävyö troijalainen kentaurit transneptuninen Kuiperin vyö plutino cubewano hajallaan oleva levy damokloidit komeetat Oort pilvi
keinotekoisia esineitä	keinotekoiset maasatelliitit planeettojen välinen avaruusalus
Hypoteettiset esineet	Tulivuori ja vulkanoidit Mercuryn satelliitti Venuksen satelliitit muut maan satelliitit vastamaa Planet Nine , Tyche , Planet X ja muut trans-Neptunian planeetat Nemesis Entiset planeetat: Theia , Phaeton tai Planet V Viides kaasujätti
Luettelo aurinkokunnan kohteista Tähtitieteelliset esineet

Aurinko
Rakenne	Nucleus Säteilevä siirtovyöhyke takokliini konvektiivinen vyöhyke
Tunnelma	Photosphere Kromosfääri aurinko korona
Laajennettu rakenne	heliosfääri Heliosfäärin virtalevy shokkiaallon raja heliosfäärin vaippa heliopaussi keula shokkiaalto
Aurinkoon liittyvät ilmiöt	Auringonpimennys Auringon aktiivisuus auringonpilkkuja auringon soihdut Miyaken tapahtumat koronaaliset massapoistot auringon sykli Auringon säteilyn vaihtelut Susi numero Luettelo auringon aktiivisuusjaksoista Maunderin minimi Auringonsäteily koronaalisia reikiä Koronaaliset silmukat taskulamput Rakeet hiutaleita Kohotukset ja kuidut Spicules Supergranulaatio aurinkoinen tuuli Mortonin aalto Evershed-efekti
liittyvät aiheet	aurinkokunta Tähtien evoluutio Auringon kierto aurinkodynamo geomagneettinen myrsky Tummenee reunaa kohti
Spektriluokka : G2

Auringon avaruustutkimus _
työntekijöitä	ÄSSÄ DSCOVR GGS WIND Hinode (SOLAR-B) IIRIS PICARD RHESSI SOHO SDO AURINKO aurinkorata STEREOT Parker Xihe
Valmis	Pioneer-5 Pioneer-6, -7, -8 ja -9 Helios anturit ISEE 1-3 Proba-2 aurinko max JÄLJITTÄÄ Odysseus Yohkoh Kierrättävä aurinkoobservatorio yksi 2 3 neljä 5 6 7 kahdeksan Genesis KORONAS-I CORONAS-F Koronas-Photon Ennuste Laitetyyppi "DS-U3"
Suunniteltu	Aditya-L1 (2020) PROBA-3 (2020) Interheliosonde (vuoden 2026 jälkeen) aurinko-c
Peruutettu	Pioneer H Solar Sentinels

tunnelmat
Tähtien tunnelmat	Aurinko
planeettojen ilmakehyksiä	Merkurius Venus Maapallo Mars Jupiter Saturnus Uranus Neptunus
Satelliittien tunnelmat	Kuu Dione Ja noin Euroopassa Ganymede Callisto Enceladus Titaani Rhea Triton
kääpiöplaneetat	Ceres Pluto Makemake
eksoplaneetat	Osiris Kepler-7b
Katso myös	aurinkokunta Planetologia Komeetat