Сонце

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Сонце (значення).
Сонце ☉
Спостережувані дані
Середня відстань
до Землі		1.496×108 км
8 хв 19 с на швидкості світла
Видима зоряна величина (V)−26.74[1]
Абсолютна зоряна величина4.83[1]
Спектральний класG2V
МеталічністьZ = 0.0122[2]
кутовий розмір31.6-32.7′[3]
Орбітальні характеристики
Середня відстань
до центру Чумацького Шляху 		≈ 2.7×1017 км
27200 світлових років
Галактичний період(2.25-2.50)× 108 років
Швидкість≈ 220 км/с (орбітальна навколо центру Галактики)
≈ 20 км/с (відносно середньої швидкості інших зір в околицях)
≈ 370 км/с[4] (відносно реліктового випромінювання)
Фізичні характеристики
Екваторіальний радіус696342±65 км[5]
109 × земних[6]
Сплющеність9×10−6
Площа поверхні6.09×1012 км²[6]12000 × земних[6]
Об'єм1.41×1018 км3[6]
1300000 × земних
Маса(1.98855±0.00025)×1030 кг[1]
333000 × земних[1]
Середня густина1.408 г/см³
1.408×103 кг/м3[1][6][7]
0.255 × земних[1][6]
Густина в центрі (модельована)1.622×105 кг/м3[1]
Екваторіальна гравітація на поверхні274.0 м/с2[1]
28 × прискорення біля земної поверхні[6]
Друга космічна швидкість
(з поверхні)		617.7 км/с[6]
55 × земних[6]
Температура в центрі (модельована)1.57×107 K[1]
Фотосфера (ефективна): 5778 K[1]
Корона: ≈ 5×106 K
Світність (Lsol)3.846×1026 Вт[1]
≈ 3.75×1028 люмен
≈ 98 лм/Вт Світлова віддача
Середня енергетична яскравість (Isol)2.009×107 Вт·м−2·ср−1
Вік≈4.6 мільярдів років[8][9]
Обертові характеристики
Нахил осі7,25°[1]
(до екліптики)
67.23°
(до галактичної площини)
Пряме піднесення
Північного полюсу[10]		286,13°
19 год 4 хв 30 с
Схилення
Північного полюсу		+63.87°
63° 52' Пн
Сидеричний період обертання
(на екваторі)		25.05 днів[1]
(на широті 16°)25.38 днів[1]
25 д 9 год 7 хв 12 с[10]
(на полюсах)34.4 днів[1]
Швидкість обертання
(на екваторі)		7.189×103 км/год[6]
Фотосферний склад (за масою)
Водень73,46 %[11]
Гелій24,85 %
Оксиген0,77 %
Карбон0,29 %
Залізо0,16 %
Неон0,12 %
Нітроген0,09 %
Кремній0,07 %
Магній0,05 %
Сульфур0,04 %

Со́нце (лат. Sol) — зоря, що є центром Сонячної системи. Це майже ідеальна куля з гарячої плазми, розігрітої до світіння термоядерними реакціями, що йдуть в її надрах[12][13]. Сонце випромінює переважно у спектрі видимого світла, в ультрафіолетовому та інфрачервоному діапазонах і є найважливішим джерелом енергії для життя на Землі, а також визначає клімат планети. Сонячне світло є необхідним для фотосинтезу. Сонячна світність (сумарна кількість енергії, випромінена Сонцем за 1 секунду) в середньому становить 3,827⋅1026 Вт.

Радіус Сонця становить близько 695 000 км, що в 109 разів більше від радіуса Землі. Маса Сонця приблизно в 330 000 разів перевищує Земну — це кг, що становить приблизно 99,86 % від загальної маси Сонячної системи.[14]. Приблизно три чверті маси Сонця становить водень (~73 %); решта — переважно гелій (~25 %) і набагато менша кількість важчих елементів, зокрема кисень, вуглець, неон, залізо. Сонце — зірка головної послідовності G-типу (G2V). Отож його неофіційно, і не зовсім точно, називають жовтим карликом (його світло насправді біле). Він утворився приблизно 4,6 млрд[15] років тому в результаті гравітаційного колапсу речовини в області великої молекулярної хмари.

Загальний опис

Сонце — типова зоря головної послідовності спектрального класу G2. Воно майже ідеально сферичне і є гарячою плазмою, сплетеною магнітними полями[16]. За діаметра приблизно 1,3 млн км, що в 109 разів більше від земного, має масу близько 2× 1030 кг, що перевищує земну приблизно в 330 000 разів. Джерелом енергії Сонця є термоядерні реакції в його ядрі. Земля та сім інших планет обертаються навколо Сонця. Крім них, навколо Сонця обертаються комети, астероїди, метеороїди, космічний пил та інші дрібні об'єкти. Маса Сонця становить 99,866 % від загальної маси всієї Сонячної системи[17]. Сонячне випромінювання підтримує життя на Землі (фотони необхідні для початкових стадій процесу фотосинтезу) та визначає клімат нашої планети[18]. Сонце складається з водню (~73 % від маси і ~92 % від об'єму), гелію (~ 25 % від маси і ~ 7 % від об'єму) та інших елементів з меншою концентрацією (менше 2 % від маси) — заліза, нікелю, кисню, азоту, кремнію, сірки, магнію, вуглецю, неону, кальцію, хрому. Середня густина Сонця становить 1400 кг/м³. Температура поверхні Сонця становить близько 6000°К[19]. Сонце світить майже білим світлом, однак через сильніше розсіювання і поглинання короткохвильової частини спектра атмосферою Землі пряме світло Сонця біля поверхні нашої планети набуває певного жовтого відтінку. Якщо небо ясне, то блакитний відтінок розсіяного світла складається з жовтуватим прямим сонячним світлом і загальне освітлення об'єктів на Землі стає білим. Сонячний спектр містить лінії іонізованих і нейтральних металів, а також іонізованого водню.

У нашій Галактиці налічується понад 100 млрд зірок[20]. З них 85 % — це зірки, менші за Сонце (здебільшого — червоні карлики). При цьому, Сонце є масивнішим за 71 із 75 інших зірок у радіусі 5 парсек (16,3 світлових років), що робить його однією з найбільших зірок у нашому безпосередньому сусідстві, а саме, воно входить в топ-5 % найважчих серед своїх сусідів у цьому радіусі[21]. Як і всі зорі головної послідовності, Сонце виробляє енергію шляхом термоядерного синтезу. У Сонця переважна частина енергії виробляється внаслідок синтезу гелію з водню.

Відстань Сонця від Землі — близько 149,6 млн км — приблизно дорівнює астрономічній одиниці, а видимий кутовий діаметр, як і в Місяця, трохи більший за пів градуса (31-32 мінути). Сонце перебуває на відстані близько 26 000 світлових років від центру «Чумацького Шляху» й обертається навколо нього з періодом близько 220 млн років.

Характеристики та хімічний склад Сонця

Сонце — центральне і наймасивніше тіло Сонячної системи. Його маса приблизно в 333 000 раз більша за масу Землі та у 750 разів перевищує масу всіх інших планет, разом узятих. Сонце — потужне джерело енергії, яку воно постійно випромінює в усіх ділянках спектра електромагнітних хвиль — від рентгенівських і ультрафіолетових променів до радіохвиль. Це випромінювання сильно впливає на всі тіла Сонячної системи: нагріває їх, позначається на атмосферах планет, дає світло й тепло, необхідні для життя на Землі.

Сонце — найближча до нас зоря, на поверхні якої, завдяки її великому кутовому розміру, за допомогою телескопа можна вивчати дрібні деталі, розміром до кількох сотень кілометрів. Це типова зоря, тому її вивчення допомагає зрозуміти природу зірок загалом. За зоряною класифікацією Сонце має спектральний клас G2V. Водночас Сонце доволі часто класифікують як жовтий карлик.

Видимий кутовий діаметр Сонця дещо змінюється через еліптичність орбіти Землі. У середньому він становить близько 32' або 1/107 радіана, тобто діаметр Сонця дорівнює 1/107 а.о., або приблизно 1 400 000 км. Згідно з спостереженнями НАСА, радіус Сонця становить 696 342 км із похибкою 65 км[22].

Хімічний склад

Сонце складається в основному з водню та гелію. В сьогоднішню епоху еволюції Сонця їхня масова частка, зокрема, в фотосфері Сонця складає (визначено з аналізу сонячного спектра) 74.9% та 23.8% відповідно, з часом частка водню зменшуватиметься через термоядерне горіння[23]. Всі важчі елементи, що в астрономії називають металами, складаються менше 2% маси, а саме: кисень - приблизно 1% маси Сонця, вуглець - 0.3%, неон - 0.2%, залізо - 0.2% та інші з ще меншими частками[24]. Хімічний склад за кількістю атомів є таким: водень становить близько 90 % всіх атомів, гелій — 9,88 %, інші елементи — порядку 0,1 %, а саме: на 1 млн атомів водню припадає 851 атом кисню, 398 вуглецю, 123 неону, 100 азоту, 47 заліза, 38 магнію, 35 кремнію, 16 сірки, 4 аргону, 3 алюмінію, по 2 атоми нікелю, натрію і кальцію, а також зовсім небагато всіх інших елементів.

Початковий хімічний склад Сонця був успадкований від міжзоряного середовища, з якого воно утворилося. Спочатку він складався з 71,1% водню, 27,4% гелію і 1,5% важких елементів[23]. Водень і більша частина гелію на Сонці були б утворені в результаті Первинного нуклеосинтезу у перші 20 хвилин життя Всесвіту, а важчі елементи були синтезовані в ході зоряного нуклеосинтезу у зорях попередніх поколінь before the Sun was formed, and spread into the interstellar medium during the final stages of stellar life and by events such as supernovae.[25]

Речовина Сонця дуже іонізована, тобто атоми втратили свої зовнішні електрони й разом з ними стали вільними частинками іонізованого газу — плазми.

Густина та температура

Середня густина сонячної речовини ρ ≈ 1400 кг/м³. Це значення близьке до густини води та в 1000 разів більше від густини повітря біля поверхні Землі. У зовнішніх шарах Сонця густина в мільйони разів менша, а в центрі — у 100 раз більша за середню.

Обчислення, які враховують зростання густини й температури до центра, засвідчують, що в центрі Сонця густина становить близько 1,5×105 кг/м³, тиск — близько 2×1018 Па, а температура — близько 15 000 000 °К.

За такої температури ядра атомів водню (протони та дейтрони) мають дуже великі швидкості (сотні км/с) і можуть наближатися одне до одного попри дію електростатичної сили відштовхування. Деякі зіткнення завершуються ядерними реакціями, внаслідок яких з водню утворюється гелій і вивільняється значна кількість енергії, що перетворюється на тепло. Ці реакції є джерелом енергії Сонця на сучасному етапі його еволюції. Внаслідок цього кількість гелію в центральній частині світила поступово збільшується, а водню — зменшується.

Потік енергії, що виникає в надрах Сонця, передається в зовнішні шари й розподіляється на дедалі більшу площу. Внаслідок цього температура сонячної плазми знижується з віддаленням від центра. Залежно від температури й характеру процесів, що нею визначаються, Сонце можна умовно поділити на 4 частини:

  • внутрішня, центральна частина (ядро), де тиск і температура забезпечують перебіг ядерних реакцій; вона займає центральну частину на відстань приблизно 1/3 радіуса;
  • промениста зона (відстань від 1/3 до 2/3 радіуса), в якій енергія передається назовні внаслідок послідовного поглинання і випромінювання квантів електромагнітної енергії;
  • конвективна зона — від верхньої частини «променистої» зони майже до видимої поверхні Сонця; тут температура швидко зменшується з наближенням до видимої поверхні світила, внаслідок чого збільшується концентрація нейтральних атомів, речовина стає прозорішою, променисте перенесення стає менш ефективним і тепло передається здебільшого шляхом перемішування речовини (конвекція), подібно до кипіння рідини в посудині, яка підігрівається знизу;
  • сонячна атмосфера — починається відразу за конвективною зоною і сягає далеко за межі видимого диска Сонця; нижній шар атмосфери — фотосфера — тонкий шар газів, який ми сприймаємо як поверхню Сонця; верхніх шарів атмосфери (хромосфери та корони) безпосередньо не видно через значну розрідженість, їх можна бачити хіба під час повних сонячних затемнень або з допомогою спеціальних приладів.

Сонячна активність і сонячні цикли

Докладніше: Цикли сонячної активності та Сонячна активність

Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілео Галілей помітив, що вони пересуваються вздовж видимого диска Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо власної осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається своєю орбітою в тому ж напрямку, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця за 27 діб.

Сонячна активність

Для створення цього відео було використано знімки, виконані обсерваторією Solar Dynamics Observatory, та додатково опрацьовані у графічному редакторі для підсилення візуальних особливостей. Загальна тривалість відео відповідає 24 годинам сонячної активності за 25 вересня 2011 року.

Сукупність явищ, спричинених генерацією потужних магнітних полів на Сонці, називають сонячною активністю. Ці поля проявляються у фотосфері як сонячні плями та зумовлюють такі події, як сонячні спалахи, генерація потоків пришвидшених частинок, зміни рівня електромагнітного випромінювання Сонця в різних діапазонах, корональні викиди маси, збурення сонячного вітру, варіації потоків галактичних космічних променів (Форбуш-ефект) тощо.

Із сонячною активністю пов'язані також зміни геомагнітної активності (зокрема, магнітні бурі), які є наслідком збурень міжпланетного середовища, що досягають Землі, зумовлені, своєю чергою, активними явищами на Сонці.

Одним із найпоширеніших показників рівня сонячної активності є число Вольфа, пов'язане з кількістю сонячних плям на видимій півсфері Сонця. Загальний рівень сонячної активності змінюється з характерним періодом, що дорівнює приблизно 11 років (так званий «цикл сонячної активності» або «одинадцятирічний цикл»). Цей період витримується неточно і в XX ст. був ближчим до 10 років, а за останні 300 років змінювався приблизно від 7 до 17 років. Циклам сонячної активності дають послідовні номери за початком від умовно обраного першого циклу, максимум якого був 1761 року. 2000 року спостерігався максимум 23-го циклу сонячної активності.

Існують також варіації сонячної активності більшої тривалості. Так, у другій половині XVII століття сонячна активність і, зокрема, її 11-річний цикл були значно ослаблені (мінімум Маундера). У цю епоху в Європі спостерігалося зниження середньорічних температур (так званий малий льодовиковий період), можливо, зумовлене впливом сонячної активності на клімат Землі. Існує також думка, що глобальне потепління певною мірою зумовлене підвищенням рівня сонячної активності в другій половині XX століття. Проте механізми такого впливу поки що недостатньо зрозумілі.

Сонячну пляму AR3310, яка виявилася вчетверо більшою за Землю, наприкінці травня 2023 року можна було спостерігати фактично неозброєним оком за умови наявності відповідного обладнання для безпечного спостереження Сонця. Згідно з повідомленнями в ЗМІ, спостерігачі в Нью-Джерсі, Нью-Йорку, Пенсільванії та Небрасці (США) змогли сфотографувати сонячну пляму без жодних окулярів, оскільки дим від сусідніх лісових пожеж став природним фільтром для променів Сонця[26].

В червні 2023 року на Сонці з'явилася пляма, яка була вдесятеро більшою за розмір Землі, що зробило її однією з найбільших сонячних плям 25-го сонячного циклу. За даними Центру прогнозування космічної погоди, саме у червні на поверхні Сонця з'явилися 163 сонячні плями. Востаннє така кількість темних плям вкривала Сонце у вересні 2002 року, коли спостерігали 187 сонячних плям[27].

Проте найбільшу групу сонячних плям за всю історію спостережень зафіксували в квітні 1947 у південній півкулі Сонця. Її максимальна довжина становила 300 000 км, найбільша ширина — 145 000 км[28]. Групу плям було добре видно неозброєним оком у вечірні години. Згідно з каталогом Пулковської обсерваторії, ця група (№ 87 за 1947 рік) проходила видимою із Землі півсферою Сонця з 31 березня до 14 квітня 1947 року, її максимальна площа становила 6761 мчп (мільйонних часток площі півсфери Сонця), що приблизно в 36 разів більша від площі поверхні Землі, а максимальна площа найбільшої плями в групі — 5 055 мчп; кількість плям у групі сягала 172[29].

Сонце як змінна зоря

Оскільки магнітна активність Сонця схильна до періодичних змін, а разом з цим змінюється і його світність (див. Сонячний цикл), його можна розглядати як змінну зорю. У роки максимуму активності Сонце яскравіше, ніж у роки мінімуму. Амплітуда змін сонячної сталої досягає 0,1 % (в абсолютних значеннях це 1 Вт/м², тоді як середнє значення сонячної постійної — 1361,5 Вт/м²)[30].

Також деякі дослідники відносять Сонце до класу малоактивних змінних зір типу BY Дракона[31][32]. Поверхня таких зір вкрита великими плямами (до 30 % від загальної площі), і, внаслідок обертання цих зір, із Землі спостерігаються зміни їх блиску. У Сонця така змінність дуже слабка.

Еволюція Сонця як зорі

Докладніше: Формування та еволюція Сонячної системи та Еволюція зір
Еволюція Сонця як зорі

Сонце є зорею третього покоління (популяції I) із високим вмістом металів, тобто, воно утворилося з речовини, яка була збагачена важкими елементами, що утворилися в надрах зір першого й другого поколінь (відповідно популяцій III і II). Сьогодні Сонце приблизно на середині найстабільнішої фази свого життя. Воно не зазнало кардинальних змін за понад 4 останніх мільярди років і залишатиметься відносно стабільним ще понад 5 мільярдів років. Однак після того, як зупиниться синтез водню в його ядрі, Сонце зазнає драматичних змін, як внутрішніх, так і зовнішніх.

Формування

Вважається, що Сонце сформувалося приблизно 4,59 млрд років тому, коли колапс під дією сил гравітації гігантської молекулярної хмари, що складалась переважно з водню та гелію, призвів до утворення зорі типу T Тельця[33], та, можливо, кількох інших зір. Цей вік оцінюється за допомогою комп'ютерних моделей зоряної еволюції з одного боку, з іншого ж з нуклеокосмохронології за вмістом важких елементів[8] та радіометричним датуванням найдавнішого матеріалу Сонячної системи, яке дає час утворення 4.567 мільярда років тому[34][35]. Дослідження стародавніх метеоритів виявили сліди стабільних дочірніх ядер короткоживучих ізотопів, таких як залізо-60, які утворюються лише у зірках, що живуть недовго та вибухають. Це вказує на те, що одна або кілька наднових мали виникнути поблизу місця, де утворилося Сонце.

Ударна хвиля від наднової що вибухнула поруч могла зініціювати формування Сонячної системи: вона могла стиснути газ материнської молекулярної хмари достатньо, щоб хмара почала колапсувати під дією власної гравітації[36]. У міру колапсу частини хмари, матерія почала обертатися навколо центра мас, внаслідок закону збереження моменту імпульсу, водночас нагріваючись із збільшенням тиску[37]. В ядрі колапсуючої хмари гравітація та тиски зрештою підняли температуру матерії настільки, щоб почались термоядерні реакції, що і означало народження Сонця[38].

Зорі HD 162826 та HD 186302 вважаються «близнятами» Сонця, що народились при колапсі тієї ж молекулярної хмари, оскільки мають дуже схожий з Сонцем вміст рідкісних елементів, таких як барій та ітрій[39][40].

На головній послідовності

Зоря такої маси, як Сонце, має перебувати на головній послідовності близько 10 млрд років, перед тим як перетворитись на червоного гіганта[41]. Таким чином, зараз Сонце перебуває приблизно в середині свого еволюційного шляху. На сучасному етапі в сонячному ядрі відбуваються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Щосекунди близько 4 млн тонн речовини перетворюється на променисту енергію, внаслідок чого генерується сонячне випромінювання й потік сонячних нейтрино. У віці 8 мільярдів років Сонце досягне своєї найвищої температури — на це вказують дані спостережень за зорями такого ж класу космічним телескопом Gaia[42].

Поступово, під час перебування в головній послідовності, ядро та поверхня Сонця ставатимуть гарячішими, а Сонце ставатиме більшим у радіусі та яскравішим[43]. З початку свого перебування на головній послідовності його радіус збільшився на 15 %, а температура поверхні підвищилася з 5620К до 5772К, що призвело до збільшення світності на 48 % з 0,677 сьогоднішньої сонячної світності, до її сучасного значення. Це відбувається тому, що атоми гелію мають вищу середню молярну масу, ніж атоми водню, що призводить до поступового зменшення теплового тиску під час синтезу перших з других в ядрі. Тому ядро стискається, дозволяючи зовнішнім шарам Сонця наближатися до центру, вивільняючи гравітаційну потенційну енергію. Згідно з теоремою віріала, половина цієї вивільненої гравітаційної енергії йде на нагрівання, що призводить до поступового збільшення швидкості термоядерного синтезу та розширення області синтезу далі від центру і, отже, до збільшення світності. Цей процес прискорюється, оскільки ядро поступово стає щільнішим[44]. Тепер[коли?] його яскравість збільшується приблизно на 1 % кожні 100 мільйонів років.

Стадія червоного гіганта

Приблизно через 5 млрд років від сьогодні перебування Сонця на головній послідовності закінчиться. Вигорання водню в ядрі приведе до його зжимання і підвищення температури в ньому. Це, в свою чергу, приводитиме до підвищення температури оболонки та її розширення. Температура в шарах близьких до тепер вже інертного гелієвого ядра стане достатньою, щоб в них почалось термоядерне вигорання водню[45]. Із початком термоядерного горіння водню в оболонці, а не в ядрі, Сонце вступить в свою фазу червоного гіганта. Це призведе до подальшого розширення оболонки, можливо, аж до радіусу сучасної орбіти Венери[44][46][47].

Зрештою, в ядрі температура підніметься настільки (до приблизно 100 млн К), що у ньому почнеться термоядерна реакція синтезу вуглецю з гелію. Оскільки газ в гелієвому ядрі буде за такого тиску й температури виродженим, то воно стане ізотермічним, а отже, початок потрійного альфа-процесу (горіння гелію) відбудеться одночасно у всьому ядрі — що приведе до гелієвого спалаху Сонця. Після цього горіння стане поступовим в новій термодинамічній рівновазі.

На той час коли Сонце досягне кінчика еволюційної гілки червоних гігантів, воно буде приблизно в 256 разів більше, ніж сьогодні, з радіусом 1,19 астрономічних одиниць[47][48]. Сонце проіснує в стадії червоного гіганта приблизно мільярд років і втратить приблизно третину своєї маси на момент до цієї стадії[47].

Стадія білого карлика

Після того, як Сонце пройде фазу червоного гіганта, термічні пульсації приведуть до того, що його зовнішня оболонка (приблизно половина від сьогоднішньої маси Сонця) буде іонізована й зірвана. З неї утворюється планетарна туманність. У центрі цієї туманності залишиться сформований із дуже гарячого (температури порядку 100 000К) ядра білий карлик[47], який протягом мільярдів років буде поступово остигати й згасати. Планетарна туманність розвіється приблизно через 10 000 років, а білий карлик повільно остигатиме трильйони років, аж поки не перетвориться на чорного карлика[49][50][51], мертву зорю з надвисокою густиною. Таким чином, він не виділятиме більше енергії протягом навіть більш тривалішого часу, ніж коли був білим карликом..[52]

Такий життєвий цикл вважається типовим для зір малої та середньої маси. Маса Сонця недостатня для того, щоб його еволюція завершилася вибухом наднової й утворенням чорної діри.

Доля Землі

При переході до стадії червоного гіганта зовнішні шари Сонця досягнуть сучасної орбіти Землі. Дослідження показують, що ще до того часу втрата Сонцем маси призведе до того, що Земля перейде на віддаленішу від Сонця орбіту і, таким чином, уникне поглинання зовнішніми шарами сонячної плазми[53][54].

Попри це, уся вода на Землі перейде в газоподібний стан, а більша частина її атмосфери розсіється в космічному просторі[53]. Збільшення світності Сонця в цей період буде таким, що протягом наступних 500—700 млн років поверхня Землі буде занадто гарячою для того, щоб на ній могло існувати життя в його сучасному вигляді.

Структура

Сонце у розрізі.

Внутрішня будова Сонця

Всередині Сонця (під фотосферою) виокремлюють такі структурні шари:

  • сонячне ядро — внутрішня частина, де відбуваються термоядерні реакції, простягається до 173 тис. км від центру
  • зона променистого переносу, в якій перенесення енергії від центральної частини до верхніх шарів відбувається переважно шляхом випромінювання, простягається від ядра до 494 тис. км від центру.
  • конвективна зона, в якій перенесення теплової енергії відбувається переважно шляхом конвекції, тобто рухами розпеченого газу, і яка простягається до видимої поверхні Сонця.

Сонячне ядро

Ілюстрація протон-протонного ланцюжка реакцій, в якому з водню утворюється дейтерій, гелій-3 і зрештою гелій-4

Ядро Сонця простягається від центру приблизно до 20-25 % сонячного радіуса[55]. Має густину до 150 г/см3[56][57] (приблизно в 150 разів більша за густину води) і температуру близько 15,7 млн. К[57]. Протягом більшої частини життя Сонця енергія вироблялася шляхом термоядерного синтезу водню у гелій в ядрі Сонця через протон-протонний ланцюжок[58]. На цьому етапі еволюції Сонця лише 0,8 % енергії походить від іншої послідовності реакцій термоядерного синтезу, яка називається вуглецево-азотним циклом, але очікується, що ця частка зростатиме, коли Сонце буде старішим і яскравішим[59][60].

Енерговиділення Сонця відбувається майже виключно в ядрі: 99 % енергії виробляється в межах 24 % радіуса Сонця, а на 30 % радіуса термоядерний синтез майже повністю зупинився. Решта Сонця нагрівається тією енергією, яка переноситься назовні процесами теплообміну, зрештою досягаючи сонячної фотосфери, звідки енергія виходить у космос через випромінювання (фотони) або адвекцію (масивні частинки)[61][62].

Кожному протону, в середньому, потрібно близько 9 млрд років, щоб злитися з іншими у протон-протонному ланцюжку в ядрі Сонця[63]. Злиття чотирьох вільних протонів (ядер водню) в одну альфа-частинку (ядро гелію) вивільняє близько 0,7 % маси у вигляді енергії[64]. Сонце щосекунди перетворює на гелій 600 млрд кг водню[65], обертаючи таким чином масу на енергію зі швидкістю 4,26 млрд. кг/с і виділяючи потужність 3.846·1026 Вт. Велика сумарна потужність Сонця зумовлена його великим розміром, натомість як на одиницю об'єму виробляється відносно невелика кількість енергії, — приблизно 276,5 Вт/м3 у центрі ядра[66], — величина того ж порядку, що потужність енерговиділення в одиниці об'єму компостної купи[67].

Зона променистого переносу

Докладніше: Зона променистого переносу
Ілюстрація внутрішньої структури зір різної маси на головній послідовності. Сонце (по центру) має внутрішню зону променистого переносу і зовнішню конвективну зону.

Зона променистого переносу — найтовщий шар Сонця, який простягається від ядра до приблизно 0,7 сонячного радіуса, і в якому теплове випромінювання є основним способом передачі енергії[68]. Зі збільшенням відставні від центру Сонця густина тут знижується у 100 разів — від 0,2 г/см³ (на 0.25 радіуса Сонця) до 20 г/см³ (на 0.7 радіуса Сонця), а температура знижується приблизно з 7 млн. до 2 млн. кельвінів[69]. Цей температурний градієнт менший за значення адіабатичного градієнта і, отже, не може викликати конвекцію, що пояснює, чому передача енергії через цю зону відбувається за допомогою випромінювання[69]. Іони водню та гелію випромінюють фотони, які проходять лише коротку відстань, перш ніж знову поглинаються іншими іонами[68]. Напрямок кожного випроміненого фотона ніяк не залежить від напрямку поглинутого фотона: він може піти як в бік поверхні Сонця, так і в бік його центру. Багаторазово поглинаючись і знову випромінюючись в іншому напрямку, фотони виконують випадкові блукання, і подолання зони променистого переносу займає у фотона десятки тисяч років[70], хоча по прямій фотон міг би пройти цю відстань за секунду.

Тахоклин

Докладніше: Тахоклин

Радіаційна зона і конвективна зона розділені перехідним шаром — тахоклином. Це область, де різка зміна режиму між рівномірним обертанням радіаційної зони та диференціальним обертанням конвекційної зони призводить до великого зсуву між ними — умови, коли сусідні горизонтальні шари ковзають один відносно одного[71]. Поширена гіпотеза, за якою магнітне динамо всередині цього шару (сонячне динамо) створює магнітне поле Сонця[72].

Конвективна зона Сонця

Докладніше: Конвективна зона

Ближче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом перевипромінення. Виникає вихрове перемішування плазми, і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом речовини. Охолоджуючись на поверхні, речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони, а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого перенесення і піднімається вгору, обидва процеси йдуть зі значною швидкістю. Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією, а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км, де вона відбувається — конвективною зоною. З наближенням до поверхні температура спадає в середньому до 5800 К, а густина газу стає у 1000 разів меншою густини приземного повітря[73].

За сучасними даними, роль конвективної зони у фізиці сонячних процесів надзвичайно велика, оскільки саме в ній відбувається різноманітний рух сонячної речовини. Терміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію. Швидкість потоків становить в середньому 1-2 км/с, а максимальні її значення досягають 6 км/с. Час життя гранули становить 10-15 хвилин, що можна порівняти із періодом, за який газ може обійти навколо гранули. Отже, терміки в конвекційній зоні перебувають в умовах, різко відмінних від умов, що сприяють виникненню комірок Бенара. Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо, і відповідно породжують магнітне поле, що має складну структуру[73].

Атмосфера Сонця

Докладніше: Зоряна атмосфера

Сонячну атмосферу можна умовно поділити на кілька шарів.

Фотосфера

Докладніше: Фотосфера

Найглибший шар атмосфери, завтовшки 200—300 км, називається фотосферою (сфера світла). З нього випромінюється майже вся енергія, яка спостерігається у видимій частині спектра, вона утворює видиму поверхню Сонця. Її товщина відповідає оптичній товщині приблизно у 2/3. Температура із наближенням до зовнішнього краю фотосфери зменшується з 6600 К до 4400 К, зовнішні шари фотосфери охолоджуються внаслідок випромінювання в міжпланетний простір.

Плазма ниткоподібної форми, що з'єднує регіони з різною магнітною полярністю.
(Фото з оптичного телескопа на супутнику Hinode, 12.01.2007)

На фотографіях фотосфери добре помітно її тонку структуру у вигляді яскравих «зернят» — гранул розміром близько 1000 км, розмежованих вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, який відбувається в розташованій під атмосферою конвективній зоні Сонця.

Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К. Вона може бути розрахована за законом Стефана — Больцмана, за яким потужність випромінювання абсолютно чорного тіла прямо пропорційна четвертому ступеню температури тіла. Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані. Фотосфера утворює видиму поверхню Сонця, від якої визначаються розміри Сонця, відстань від поверхні Сонця і т. д. Оскільки газ у фотосфері є доволі розрідженим, то швидкість його обертання багато менша швидкості обертання твердих тіл. При цьому газ в екваторіальній і полярних областях, рухається нерівномірно — на екваторі він здійснює оберт за 24 дні, на полюсах — за 30 днів.

У спектрі видимого випромінювання Сонця, що майже цілком утворюється у фотосфері, зниженню температури у зовнішніх шарах відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оптика Й. Фраунгофера (1787—1826), який уперше 1814 року замалював кілька сотень таких ліній. З тієї ж причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.

Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіально витягнутих фотосферних гранул.

Хромосфера і корона Сонця

Докладніше: Сонячна корона
Сонячна корона під час сонячного затемнення 1999 року
Знімок Сонця 9 квітня 2013 року на довжині хвилі 17 нм. Зображення від NASA/SDO.

У найвищих шарах фотосфери температура становить близько 4000 К. За такої температури та густини 10−3—10−4 кг/м³ водень стає практично нейтральним. Іонізовано лише близько 0,01 % атомів, здебільшого металів.
Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація, знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура й послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери температура сонячних газів становить 106 — 2×106 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється.

Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.. Корона переважно складається з протуберанців та енергетичних вивержень, що вириваються й вивергаються на кілька сотень, а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір, утворюючи таким чином сонячний вітер. Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К, а максимальна, в окремих ділянках, — до 20 млн К.

Надзвичайно інтенсивний нагрів цього шару викликано, мабуть, ефектом магнітного перез'єднання і впливом ударних хвиль. Форма корони змінюється в залежності від фази циклу сонячної активності: у періоди максимальної активності вона має округлу форму, а в мінімумі — витягнута уздовж сонячного екватора. Оскільки температура корони дуже висока, вона інтенсивно випромінює в ультрафіолетовому й рентгенівському діапазонах. Це випромінювання поглинається земною атмосферою, але останнім часом з'явилася можливість вивчати його за допомогою космічних апаратів. Випромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно. Існують гарячі активні та спокійні ділянки, а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К, з яких у простір виходять магнітні силові лінії. Така («відкрита») магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце, тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір.

Видимий спектр сонячної корони складається з трьох різних складових, названих L, K і F компонентами (або, відповідно, L-корона, K-корона і F-корона; ще одна назва L-компоненти — E-корона. K-компонента — неперервний спектр корони. На його тлі до висоти 9-10' від видимого краю Сонця видно емісійну L-компоненту. Починаючи з висоти близько 3' (кутовий діаметр Сонця — близько 30') і вище видно Фраунгоферовий спектр, такий же як і спектр фотосфери. Він становить F-компоненту сонячної корони. На висоті 20' F-компонента домінує в спектрі корони. Висота 9-10' вважається межею, що відокремлює внутрішню корону від зовнішньої. Випромінювання Сонця з довжиною хвилі менше 20 нм, повністю виходить з корони. Це означає, що, наприклад, на поширених знімках Сонця на довжинах хвиль 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видно виключно сонячну корону з її елементами, а хромосферу та фотосферу — не видно. Дві корональні діри майже завжди наявні біля північного і південного полюсів Сонця, а інші лише тимчасово з'являються на його видимій поверхні, і практично зовсім не випромінюють рентгенівське випромінювання.

Хромосферу та корону найкраще спостерігати з супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях.

Магнітні поля Сонця

Оскільки сонячна плазма має високу електропровідність, у ній можуть виникати електричні струми і, як наслідок, магнітні поля. Спостережувані в сонячній фотосфері магнітні поля поділяють на два типи, відповідно до їх масштабів.

Великомасштабне (загальне або глобальне) магнітне поле з характерними розмірами, порівняними з розмірами Сонця, має середню напруженість на рівні фотосфери близько декількох гаус. У мінімумі циклу сонячної активності воно має приблизно дипольну структуру, напруженість поля на полюсах Сонця максимальна. Потім, у міру наближення до максимуму циклу сонячної активності, напруженість поля на полюсах поступово зменшуються і через один-два роки після максимуму циклу дорівнює нулю (так звана «переполюсовка сонячного магнітного поля»). У цій фазі загальне магнітне поле Сонця не зникає повністю, але його структура має не дипольний, а квадрупольний характер. Після цього напруженість сонячного диполя знову зростає, але він має вже іншу полярність. Таким чином, повний цикл змін загального магнітного поля Сонця, з урахуванням зміни полярності, дорівнює подвоєній тривалості 11-річного циклу сонячної активності — приблизно 22 роки («закон Хейла»).

Середньо- й дрібномасштабні (локальні) поля Сонця відрізняються значно більшою напруженістю та меншою регулярністю. Найпотужніші магнітні поля (до декількох тисяч гаус) спостерігаються в групах сонячних плям у максимумі сонячного циклу. Типовою є ситуація, коли магнітне поле плям у західній частині групи, зокрема, найбільшої плями (т. зв. «лідера групи») збігається з полярністю загального магнітного поля на відповідному полюсі Сонця («p-полярністю»), а в східній («хвостовій») частині — протилежна їй («f-полярність»). Таким чином, магнітні поля плям мають, зазвичай, біполярну або мультиполярну структуру. У фотосфері також спостерігаються уніполярні ділянки магнітного поля, які, на відміну від груп сонячних плям, розташовуються ближче до полюсів та мають значно меншу напруженість магнітного поля (кілька гаус), але велику площу та тривалість життя (до декількох обертів Сонця).

Відповідно до сучасних уявлень магнітне поле Сонця генерується в нижній частині конвективної зони за допомогою механізму гідромагнітного конвективного динамо, а потім підіймається у фотосферу під впливом магнітної плавучості. Цим же механізмом пояснюється 22-річна циклічність сонячного магнітного поля.

Існують також деякі натяки[74] на наявність первинного (тобто такого, що утворилося разом із Сонцем) або, принаймні, магнітного поля, що дуже довго існує нижче дна конвективної зони — у променистій зоні та ядрі Сонця.

Рух і положення Сонця

Сонячна система

Навколо Сонця обертається вісім планет: чотири земного типу, два газові гіганти та два крижані гіганти. Також в Сонячній системі є 9 тіл що розглядаються як карликові планети, тисячі малих планет, сотні тисяч астероїдів, включаючи астероїдний пояс, багато комет та інше. І хоча Сонце є безумовною гравітаційною домінантою в системі, планети також впливають на його рух. Так, центр Сонця завжди знаходиться в межах 2,2 радіуса Сонця від барицентру системи, і Сонце обертається навколо нього. Цей рух Сонця переважно зумовлений Юпітером, Сатурном, Ураном і Нептуном. Протягом деяких періодів у кілька десятиліть рух є досить регулярним, утворюючи візерунок трилисника, тоді як між цими періодами він виглядає хаотичнішим[75]. Кожні 179 років (помножений на 9 синодичний період Юпітера і Сатурна), паттерн біль-менш повторюється, однак він стає повернутим на приблизно 24°[76].

Рух і положення серед зір-сусідок

Сонце перебуває у внутрішньому краї рукава Оріона нашої Галактики, між рукавом Персея і рукавом Стрільця, у так званій «Місцевій міжзоряній хмарі» — ділянці підвищеної щільності, що розташована, у свою чергу, у «Місцевому міхурі» — зоні розсіяного високотемпературного міжзоряного газу. Серед 50 найближчих зір, що наразі відомі (у межах 17 світлових років), Сонце є четвертою за яскравістю зорею (його абсолютна зоряна величина +4,83m).

Рух і положення в галактиці

Сонце знаходиться в галактиці Чумацький Шлях, спіральної галактики з перемичкою, що має діаметр близько 100 000 світлових років та містить понад 100 млрд зірок[77]. Сонце знаходиться в одному із зовнішніх рукавів галактики, що знаний як Рукав Оріона, або Локальний Шпур[78]. Відстань Сонця до Галактичного центру складає 26 660 світлових років[79], а його швидкість відносно центру — приблизно 220 km/s (таким чином, воно долає один світловий рік за 1400 земних років, а одну астрономічну одиницю — за 8 земних діб). То ж повний оберт Сонце здійснює кожні 240  мільйонів років[77] Такий оберт називають також Галактичним роком Сонячної системи[80]. Сонячний апекс, напрям руху Сонця крізь міжзоряний простір знаходиться в районі сузір'я Геркулеса, цей рух націлений на найближчу яскраву зорю, Вегу[81]. Площина екліптики лежить під кутом приблизно 60° до галактичної площини[a].

Орбіта Сонця навколо Галактики приблизно еліптична з вкладом збурень від галактичних спіральних рукавів та неоднорідного розподілу маси. Крім того, сонце коливається вгору і вниз відносно площини Галактики приблизно 2.7 раз на орбіту. Є припущення, що проходження Сонця крізь зони вищої густини спіральних рукавів збігаються з масовими вимираннями на Землі[83], можливо, через зіткнення з космічними тілами.[84]

Спостереження Сонця

Захід Сонця на півдні України.

У 1905 році Джордж Еллері Гейл (англ. George Ellery Hale) в обсерваторії Маунт-Вілсон встановив перший сонячний телескоп побудований в невеликій обсерваторії, і зайнявся пошуком відповіді на проблему походження плям на Сонці, відкритих Галілеєм. Джордж Хейл відкрив, що плями на Сонці викликані магнітним полем, оскільки воно призводить до зниження температури поверхні. На сьогодні Сонце постійно спостерігають із численних наземних обсерваторій. Проте найбільш детальну та цінну інформацію про природу та активність нашої найближчої зорі можна отримати лише за допомогою орбітальних телескопів таких як SOHO, Обсерваторія сонячної динаміки та інші.

Космічні дослідження Сонця

Зовнішні відеофайли
1. Як долетіти до Сонця // Канал «Цікава наука» на YouTube, 26 листопада 2020.

Атмосфера Землі в багатьох діапазонах заважає проходженню електромагнітного випромінювання із космосу. Крім того, навіть у видимій частині спектру, для якої атмосфера майже прозора, зображення можуть викривлюватись її коливаннями. Тому, якщо потрібно отримати дуже чітке зображення Сонця, дослідити його ультрафіолетове чи рентгенівське випромінювання, точно виміряти сонячну сталу, то спостереження проводять з аеростатів, ракет, супутників і космічних станцій.

Історія

  • Фактично перші позаатмосферні спостереження Сонця були проведені другим штучним супутником Землі «Спутник-2» в 1957 році. Спостереження проводились в декількох діапазонах від 1 до 120 ангстрем, що виділялись за допомогою органічних та металічних фільтрів[85]. 1959 року, на досліді було виявлено сонячний вітер з допомогою іонних пасток космічних апаратів «Луна-1» і «Луна-2».[86][87][88].
  • Першими космічними апаратами, створеними навмисно для вивчення Сонця і дослідження сонячного вітру, стали створені NASA супутники серії «Піонер» з номерами 5—9, що були запущені між 1960 і 1968 роками. Ці супутники обертались навколо Сонця поблизу орбіти Землі і виконували детальні вимірювання параметрів сонячного вітру. Піонер 9 працював дуже довго, передаючи дані аж до травня 1983 року.[89][90]

Сучасність

  • Обсерваторія сонячної динаміки призначена для дослідження впливу Сонця на Землю і навколоземний простір шляхом вивчення сонячної атмосфери на малих масштабах часу і простору в багатьох довжинах хвиль одночасно.
  • Місія Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) була запущена в жовтні 2006 року. Два подібні апарати було запущено на орбіту Землі навколо Сонця — один позаду, другий попереду нашої планети, що дозволило отримати стереозображення світила і вивчати в 3D, наприклад, корональні викиди Сонця.[91][92]
  • Hinode — японський супутник, запущений в 2006 році, що вивчає динаміку магнітних полів Сонця, а також варіацію світності, сонячний вітер та інше.[93]
  • 4 серпня 2019 року відбудеться запуск першого зонда, що наблизиться на рекордно близьку відтань до Сонця. Апарат Parker Solar Probe є розробкою NASA і вже отримав найважливіший елемент для тривалості свого перебування в космосі — надміцний щит, який витримує до 1400°С. На відстані 6.4 млн км від Сонця цей теплозахисний екран візьме на себе увесь жар, дозволяючи решті пристрою справно працювати. Вага захисної конструкції становить 80 кг. Складається щит із двошарового вуглецевого композита та товстого шару піни. Метою цієї подорожі до Сонця є вивчення явища сонячних вітрів, котрі впливають на роботу енергомереж та супутників на орбіті Землі.[94]

Ефекти при спостереженні

Шлях, що проходить за рік місце Сонця на небосхилі в один і той час щодня, називають аналемою. Вона подібна до витягнутої цифри 8 й витягнута вздовж осі південь — північ.

Рідко при заході чи сході Сонця можна спостерігати оптичний ефект під назвою зелений промінь. Він викликаний світлом від Сонця, коли воно знаходиться ще за обрієм. Це світло зазнає рефракції в атмосфері Землі (зазвичай через інверсію температури) в бік спостерігача. Світло коротшої довжини хвилі (фіолетове, синє, зелене) відхиляється більше, ніж світло більшої довжини (жовте, оранжеве, червоне), однак через розсіяння Релея фіолетове і синє розсіюється більше, залишаючи зелене переважати в промені.[95]

Гіпотези та теоретичні проблеми

Ядерні реакції, що відбуваються в ядрі Сонця, призводять до утворення великої кількості електронних нейтрино. При цьому вимірювання потоку нейтрино на Землі, які постійно виконуються з кінця 1960-х років, показали, що кількість зареєстрованих сонячних електронних нейтрино приблизно удвічі-втричі менша, ніж передбачає стандартна сонячна модель, яка описує процеси на Сонці. Ця неузгодженість між дослідом та теорією, отримала назву «проблема сонячних нейтрино» та понад 30 років була однією з загадок сонячної фізики. Проблема ускладнюється тим, що нейтрино вкрай слабко взаємодіє з речовиною, і створення нейтринного детектора, який здатний досить точно виміряти потік нейтрино навіть такої потужності, як іде від Сонця — технічно складна та дорога задача (див. нейтринна астрономія).

Пропонувалося два головних шляхи розв'язання проблеми сонячних нейтрино. По-перше, можна було модифікувати модель Сонця таким чином, щоб зменшити передбачувану термоядерну активність (а, значить, і температуру) в його ядрі і, отже, потік випромінюваних Сонцем нейтрино. По-друге, можна було припустити, що частина електронних нейтрино, випромінюваних ядром Сонця, під час руху до Землі перетворюється на нереєстровані звичайними детекторами нейтрино інших поколінь (мюонні та тау-нейтрино)[96]. Сьогодні зрозуміло, що правильним, найімовірніше, є другий шлях.

Для того, щоб відбувалося перетворення одного виду нейтрино в інший — тобто відбувалися так звані осциляції нейтрино — нейтрино повинно мати відмінну від нуля масу. Останнім часом встановлено, що це справді так[97]. 2001 року в нейтринній обсерваторії в Садбері були безпосередньо зареєстровані сонячні нейтрино всіх трьох поколінь, і було доведено, що їх повний потік узгоджується зі стандартною сонячною моделлю. До того ж лише близько третини нейтрино, що долітають до Землі виявились електронними. Ця кількість узгоджується з теорією, яка передбачає перетворення електронних нейтрино на нейтрино іншого покоління як у вакуумі (власне «осциляції нейтрино»), так і в сонячній матерії («ефект Міхєєва — Смирнова — Вольфенштейна»). Таким чином, проблему сонячних нейтрино вирішено.

Сонце у світовій культурі

Сонце в релігії та міфології

Докладніше: Солярні міфи

Протягом всієї історії людської цивілізації в багатьох культурах Сонце було об'єктом поклоніння. Культ Сонця існував у Стародавньому Єгипті, де сонячним божеством був Ра[98]. У греків богом Сонця був Геліос[99], який, за переказами, щодня проїжджав небом на своїй колісниці. У слов'янській міфології було два сонячних божества — Хорс (власне уособлене сонце) і Дажбог. Річний святково-ритуальний цикл слов'ян, як і інших народів, був тісно пов'язаний з річним сонячним циклом, і ключові його моменти (сонцестояння) уособлювалися такими персонажами, як Коляда (Овсень) і Купала.

У більшості народів сонячне божество було чоловічої статі (наприклад, в англійській мові стосовно до Сонця використовується особовий займенник «he» — «він»), але в скандинавській міфології Сонце (Суль) — жіноче божество.

У Східній Азії, зокрема, у В'єтнамі Сонце позначається символом 日 (китайський піньінь rì), хоча є також інший символ — 太阳 (тай ян). У цих питомих В'єтнамських словах, слова nhật і thái dương вказують на те, що в Східній Азії Місяць і Сонце вважалися двома протилежностями — інь і ян. Як в'єтнамці, так і китайці в давнину вважали їх двома первинними природними силами, причому Місяць пов'язували з інь, а Сонце — з ян[100].

Сонце у мовах світу

У багатьох індоєвропейських мовах Сонце позначається словом, що має корінь sol. Так, слово sol означає «Сонце» латинською мовою і в сучасних португальській, іспанській, ісландській, данській, норвезькій, шведській, каталонській та галісійській мовах. В англійській мові слово Sol також іноді вживають для позначення Сонця (переважно в науковому контексті), проте головним значенням цього слова є ім'я римського бога[101][102]. Перською мовою sol означає «сонячний рік». Від цього ж кореня утворене давньоруське слово сълньце, сучасне українське сонце, а також відповідні слова в багатьох інших слов'янських мовах.

На честь Сонця названо грошову одиницю держави Перу (новий соль), яка раніше називалася інті (так називався бог сонця в інків, який займав ключове місце в їхній астрономії та міфології), що в перекладі з мови кечуа означає сонце.

Сонце у малярстві

Цікаві факти

  • Сонце містить у собі 99,87 % маси усієї Сонячної системи.
  • Середня густина Сонця становить всього 1,4 г/см³, тобто дорівнює густині води Мертвого моря.
  • Кожну секунду Сонце випромінює в 100 000 разів більше енергії, ніж людство виробило за всю свою історію.
  • Питома (на одиницю маси) енерговитрата Сонця — всього 2×10-4 Вт/кг, тобто приблизно така ж, як у купи гнилого листя.
  • 8 квітня 1947 року на поверхні південної півкулі Сонця було зафіксовано найбільше скупчення сонячних плям за весь час спостережень. Його довжина становила 300 000 км, а ширина — 145 000 км. Воно було приблизно в 36 разів більше за площу поверхні Землі і його можна було легко розгледіти неозброєним оком під час заходу Сонця.
  • Кількість сонячних плям та інтенсивність випромінювання Сонця корелюють між собою. Цікаво те, що сонячна стала зазвичай на кілька десятих відсотка вища, коли кількість сонячних плям найбільша.

Див. також

Вікіцитати містять висловлювання на тему: Сонце
Вікісховище має мультимедійні дані за темою: Сонце

Примітки

  1. ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с Williams, D. R. (1 липня 2013). Sun Fact Sheet. NASA. Архів оригіналу за 15 липня 2010. Процитовано 12 серпня 2013.
  2. ↑ Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A. J. (2006). The new solar abundances - Part I: the observations. Communications in Asteroseismology. 147: 76—79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76. ISSN 1021-2043.
  3. ↑ Eclipse 99: Frequently Asked Questions. NASA. Архів оригіналу за 27 травня 2010. Процитовано 24 жовтня 2010. [Архівовано 2010-05-27 у Wayback Machine.]
  4. ↑ Hinshaw, G. та ін. (2009). Five-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe observations: data processing, sky maps, and basic results. The Astrophysical Journal Supplement Series. 180 (2): 225—245. arXiv:0803.0732. Bibcode:2009ApJS..180..225H. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225.
  5. ↑ Emilio, M.; Kuhn, J. R.; Bush, R. I.; Scholl, I. F. (2012). Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits. The Astrophysical Journal. 750 (2): 135. arXiv:1203.4898. Bibcode:2012ApJ...750..135E. doi:10.1088/0004-637X/750/2/135.
  6. ↑ а б в г д е ж и к л Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures. NASA. Архів оригіналу за 2 січня 2008. Процитовано 14 вересня 2014. [Архівовано 2015-11-07 у Wayback Machine.]
  7. ↑ Ko, M. (1999). Elert, G. (ред.). Density of the Sun. The Physics Factbook. Архів оригіналу за 13 липня 2019. Процитовано 14 вересня 2014.
  8. ↑ а б Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2008). The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS. Astronomy and Astrophysics. 390 (3): 1115—1118. arXiv:astro-ph/0204331. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749.
  9. ↑ The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk. Science. Т. 338, № 6107. 2 листопада 2012. с. 651—655. doi:10.1126/science.1226919. Архів оригіналу за 15 листопада 2014. Процитовано 17 березня 2014.
  10. ↑ а б Seidelmann, P. K. та ін. (2000). Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000. Архів оригіналу за 10 серпня 2011. Процитовано 22 березня 2006. [Архівовано 2007-02-05 у Wayback Machine.]
  11. ↑ The Sun's Vital Statistics. Stanford Solar Center. Архів оригіналу за 14 жовтня 2012. Процитовано 29 липня 2008. Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. с. 37. NASA SP-402. Архів оригіналу за 13 січня 2015. Процитовано 14 вересня 2014.
  12. ↑ https://website-designer-2149.business.site. Будова Сонця - Сонце — наша зоря - Астрономія 11 клас - М.П. Пришляк. Віртуальна читальня освітніх матеріалів (укр.). Процитовано 12 листопада 2022.
  13. ↑ How Round is the Sun? | Science Mission Directorate. science.nasa.gov. Архів оригіналу за 29 березня 2019. Процитовано 12 листопада 2022. [Архівовано 2019-03-29 у Wayback Machine.]
  14. ↑ Woolfson, M. (2000). The origin and evolution of the solar system (PDF). Astronomy & Geophysics[en]. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. Архів (PDF) оригіналу за 11 липня 2020. Процитовано 12 квітня 2020.
  15. ↑ Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 листопада 2012). The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk. Science. 338 (6107): 651—655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187. S2CID 21965292.
  16. ↑ How Round is the Sun?. NASA. 2 жовтня 2008. Архів оригіналу за 13 травня 2011. Процитовано 7 березня 2011. [Архівовано 2011-05-13 у Wayback Machine.]
  17. ↑ Woolfson, M. (2000). The origin and evolution of the solar system. Astronomy & Geophysics[en]. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.
  18. ↑ Simon, A. (2001). The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. с. 25—27. ISBN 0-684-85618-2.
  19. ↑ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. с. 47—53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  20. ↑ updated, Elizabeth Howell last (9 червня 2021). How Many Stars Are in the Milky Way?. Space.com (англ.). Процитовано 17 травня 2024.
  21. ↑ The 100 nearest star systems. astro.gsu.edu. Архів оригіналу за 12 листопада 2007. Процитовано 30 квітня 2022.
  22. ↑ Новые данные о радиусе Солнца. Архів оригіналу за 27 серпня 2012. Процитовано 30 березня 2012.
  23. ↑ а б Lodders, Katharina (10 липня 2003). Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements (PDF). The Astrophysical Journal. 591 (2): 1220—1247. Bibcode:2003ApJ...591.1220L. CiteSeerX 10.1.1.666.9351. doi:10.1086/375492. S2CID 42498829. Архів оригіналу (PDF) за 7 листопада 2015. Процитовано 1 вересня 2015. [Архівовано 2015-11-07 у Wayback Machine.]Lodders, K. (2003). Abundances and Condensation Temperatures of the Elements (PDF). Meteoritics & Planetary Science. 38 (suppl): 5272. Bibcode:2003M&PSA..38.5272L. Архів (PDF) оригіналу за 13 травня 2011. Процитовано 3 серпня 2008.
  24. ↑ Hansen, C. J.; Kawaler, S. A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (вид. 2nd). Springer. с. 19—20. ISBN 978-0-387-20089-7.
  25. ↑ Hansen, C. J.; Kawaler, S. A.; Trimble, V. (2004). Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution (вид. 2nd). Springer. с. 77—78. ISBN 978-0-387-20089-7.
  26. ↑ Поруч із Сонцем рухається гігантська пляма і її можна побачити неозброєним оком. 24.05.2023
  27. ↑ Сонце швидко наближається до свого вибухового піку. 08.07.2023, 21:03
  28. ↑ Бернштейн П. От Солнца до Земли : [арх. 15 березня 2012] // Квант. — М. : Наука, 1984. — № 6. — С. 12—18. — ISSN 0130-2221.
  29. ↑ Группы солнечных пятен [Архівовано 14 червня 2013 у Wayback Machine.] // Интерактивная база данных по солнечной активности в системе Пулковского «Каталога солнечной деятельности»
  30. ↑ Sidebar: «Solar Constant» is an Oxymoron. Архів оригіналу за 23 березня 2010. Процитовано 9 жовтня 2013. [Архівовано 2010-03-23 у Wayback Machine.]
  31. ↑ Statistics of BY Draconis variables[недоступне посилання з листопадаа 2019]
  32. ↑ Studies of Spots & Plages in by Draconis-Type Variable Stars. Архів оригіналу за 26 вересня 2017. Процитовано 9 жовтня 2013.
  33. ↑ Zirker, Jack B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. с. 7–8. ISBN 978-0-691-05781-1.
  34. ↑ Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I.; Ulyanov, A. (2002). Lead isotopic ages of chondrules and calcium-aluminum-rich inclusions. Science. 297 (5587): 1678—1683. Bibcode:2002Sci...297.1678A. doi:10.1126/science.1073950. PMID 12215641. S2CID 24923770.
  35. ↑ Baker, J.; Bizzarro, M.; Wittig, N.; Connelly, J.; Haack, H. (2005). Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites. Nature. 436 (7054): 1127—1131. Bibcode:2005Natur.436.1127B. doi:10.1038/nature03882. PMID 16121173. S2CID 4304613.
  36. ↑ Williams, J. (2010). The astrophysical environment of the solar birthplace. Contemporary Physics. 51 (5): 381—396. arXiv:1008.2973. Bibcode:2010ConPh..51..381W. CiteSeerX 10.1.1.740.2876. doi:10.1080/00107511003764725. S2CID 118354201.
  37. ↑ Glozman, Igor (2022). Formation of the Solar System. Highline College[en]. Des Moines, WA. Архів оригіналу за 26 березня 2023. Процитовано 16 січня 2022.
  38. ↑ Jones, Andrew Zimmerman (30 травня 2019). How Stars Make All of the Elements. ThoughtCo[en] (англ.). Архів оригіналу за 11 липня 2023. Процитовано 16 січня 2023.
  39. ↑ Astronomers Find Sun's Sibling 'HD 162826'. Nature World News. 9 травня 2014. Архів оригіналу за 3 березня 2016. Процитовано 16 січня 2022.
  40. ↑ Matt Williams (21 листопада 2018). Astronomers Find One of the Sun's Sibling Stars. Born From the Same Solar Nebula Billions of Years Ago. Universe Today. Архів оригіналу за 26 березня 2023. Процитовано 7 жовтня 2022.
  41. ↑ Goldsmith, D.; Owen, T. (2001). The search for life in the universe. University Science Books. с. 96. ISBN 978-1-891389-16-0. Архів оригіналу за 30 жовтня 2020. Процитовано 22 серпня 2020.
  42. ↑ Source, News Staff / (12 серпня 2022). ESA's Gaia Mission Sheds New Light on Past and Future of Our Sun | Sci.News. Sci.News: Breaking Science News (амер.). Архів оригіналу за 4 квітня 2023. Процитовано 15 серпня 2022.
  43. ↑ Ціж, Максим (11 квітня 2024). Додаток (ч.2) до космодовідкової за квітень 2024. Alpha Centauri (укр.). Процитовано 20 квітня 2024.
  44. ↑ а б Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dal A (2017). An introduction to modern astrophysics (вид. Second). Cambridge, United Kingdom: Cambridge University Press. с. 350, 447, 448, 457. ISBN 978-1-108-42216-1.
  45. ↑ What are red giants? Our sun will become one!. earthsky.org (амер.). 9 листопада 2023. Процитовано 28 травня 2024.
  46. ↑ Redd, Nola Taylor. Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun. space.com. Архів оригіналу за 9 лютого 2016. Процитовано 20 лютого 2016.
  47. ↑ а б в г Schröder, K.-P.; Connon Smith, R. (2008). Distant future of the Sun and Earth revisited. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155—163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. S2CID 10073988.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  48. ↑ Boothroyd, Arnold I.; Sackmann, I.-Juliana (1 січня 1999) [19 December 1995]. The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge-up. The Astrophysical Journal. The American Astronomical Society (AAS), The Institute of Physics (IOP). 510 (1): 232—250. arXiv:astro-ph/9512121. Bibcode:1999ApJ...510..232B. doi:10.1086/306546. S2CID 561413.
  49. ↑ Bloecker, T. (1995). Stellar evolution of low and intermediate-mass stars. I. Mass loss on the AGB and its consequences for stellar evolution. Astronomy and Astrophysics. 297: 727. Bibcode:1995A&A...297..727B.
  50. ↑ Bloecker, T. (1995). Stellar evolution of low- and intermediate-mass stars. II. Post-AGB evolution. Astronomy and Astrophysics. 299: 755. Bibcode:1995A&A...299..755B.
  51. ↑ Christensen-Dalsgaard, Jørgen (2021). Solar structure and evolution. Living Reviews in Solar Physics. 18 (2): 2. arXiv:2007.06488. Bibcode:2021LRSP...18....2C. doi:10.1007/s41116-020-00028-3.
  52. ↑ Johnson-Groh, Mara (25 серпня 2020). The end of the universe may be marked by 'black dwarf supernova' explosions. Live Science. Архів оригіналу за 2 червня 2023. Процитовано 24 листопада 2023.
  53. ↑ а б Arnold I. Boothroyd and I.-Juliana Sackmann (1999 January 1; Received 1997 March 3, accepted for publication 1998 August 6). The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge-up IOPscience. The Astrophysical Journal (1). doi:10.1086/306546. Процитовано 1.10.2014.(англ.)
  54. ↑ K.-P. Schröder and Robert Connon Smith (In original form 2007 September 25; Received 2007 December 14; Accepted 2008 January 23; First published online May 1, 2008). Distant future of the Sun and Earth revisited. MNRAS. 386 (1): 155—163. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. Архів оригіналу за 24 липня 2016. Процитовано 1.10.2014.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)(англ.)
  55. ↑ García, R. та ін. (2007). Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core. Science. 316 (5831): 1591—1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682.
  56. ↑ Basu, Sarbani; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; New, Roger; Serenelli, Aldo M. (2009). Fresh insights on the structure of the solar core. The Astrophysical Journal. 699 (2): 1403—1417. arXiv:0905.0651. Bibcode:2009ApJ...699.1403B. doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403.
  57. ↑ а б NASA/Marshall Solar Physics. Marshall Space Flight Center. 18 січня 2007. Архів оригіналу за 29 березня 2019. Процитовано 11 липня 2009. [Архівовано 2019-03-29 у Wayback Machine.]
  58. ↑ XXIII PHYSICS IN COLLISION 2003. Zeuthen, Germany. Архів оригіналу за 21 April 2017.
  59. ↑ Goupil, M. J.; Lebreton, Y.; Marques, J. P.; Samadi, R.; Baudin, F. (2011). Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns. Journal of Physics: Conference Series[en]. 271 (1): 012031. arXiv:1102.0247. Bibcode:2011JPhCS.271a2031G. doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031.
  60. ↑ The Borexino Collaboration (2020). Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun. Nature. 587 (?): 577—582. arXiv:2006.15115. Bibcode:2020Natur.587..577B. doi:10.1038/s41586-020-2934-0. PMID 33239797. Архів оригіналу за 27 листопада 2020. Процитовано 26 листопада 2020.
  61. ↑ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. с. 47—53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  62. ↑ Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. с. 15–34. ISBN 978-0-691-05781-1.
  63. ↑ Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. с. 47—53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  64. ↑ Shu, F. H. (1982). The Physical Universe: An Introduction to Astronomy. University Science Books. с. 102. ISBN 978-0-935702-05-7.
  65. ↑ Ask Us: Sun. Cosmicopia. NASA. 2012. Архів оригіналу за 3 вересня 2018. Процитовано 13 липня 2017. [Архівовано 2018-09-03 у Wayback Machine.]
  66. ↑ Cohen, H. (9 листопада 1998). Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun. Contemporary Physics Education Project. Архів оригіналу за 29 листопада 2001. Процитовано 30 серпня 2011. [Архівовано 2001-11-29 у Library of Congress]
  67. ↑ Lazy Sun is less energetic than compost. Australian Broadcasting Corporation. 17 квітня 2012. Архів оригіналу за 6 березня 2014. Процитовано 25 лютого 2014.
  68. ↑ а б Sun. World Book at NASA. NASA. Архів оригіналу за 10 травня 2013. Процитовано 10 жовтня 2012. [Архівовано 2013-05-10 у Wayback Machine.]
  69. ↑ а б NASA/Marshall Solar Physics. Marshall Space Flight Center. 18 січня 2007. Архів оригіналу за 29 березня 2019. Процитовано 11 липня 2009. [Архівовано 2019-03-29 у Wayback Machine.]
  70. ↑ The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core (англ.). NASA. Архів оригіналу за 22 січня 2012. Процитовано 14 травня 2009.
  71. ↑ Tobias, S. M. (2005). The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo. У Soward, A. M. та ін. (ред.). Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics. CRC Press. с. 193—235. ISBN 978-0-8493-3355-2. Архів оригіналу за 29 жовтня 2020. Процитовано 22 серпня 2020.
  72. ↑ NASA/Marshall Solar Physics. Marshall Space Flight Center. 18 січня 2007. Архів оригіналу за 29 березня 2019. Процитовано 11 липня 2009. [Архівовано 2019-03-29 у Wayback Machine.]
  73. ↑ а б The Solar Interior. NASA. Архів оригіналу за 22 червня 2013. Процитовано 16 березня 2012. [Архівовано 2019-03-29 у Wayback Machine.]
  74. ↑ Rashba, T. I.; Semikoz, V. B.; Valle, J. W. F. (2006). Radiative zone solar magnetic fields and g modes. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 370: 845—850.
  75. ↑ Див. рисунок 5 та посилання в Valentina Zharkova та ін. (24 червня 2019). Oscillations of the baseline of solar magnetic field and solar irradiance on a millennial timescale. Scientific Reports. 9 (1): 9197. arXiv:2002.06550. doi:10.1038/s41598-019-45584-3. PMC 6591297. PMID 31235834.
  76. ↑ Paul Jose (Apr 1965). Sun's Motion and Sunspots (PDF). The Astronomical Journal. 70: 193—200. Bibcode:1965AJ.....70..193J. doi:10.1086/109714. Архів (PDF) оригіналу за 22 березня 2020. Процитовано 22 березня 2020.
  77. ↑ а б Lang, Kenneth R. (2013). The Life and Death of Stars. Cambridge University Press. с. 264. ISBN 9781107016385. Архів оригіналу за 20 April 2022. Процитовано 8 April 2022.
  78. ↑ Drimmel, R.; Spergel, D. N. (2001). Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk. The Astrophysical Journal. 556 (1): 181—202. arXiv:astro-ph/0101259. Bibcode:2001ApJ...556..181D. doi:10.1086/321556. S2CID 15757160.
  79. ↑ Abuter, R.; Amorim, A.; Bauböck, M.; Berger, J. P.; Bonnet, H.; Brandner, W. та ін. (May 2019). A geometric distance measurement to the Galactic center black hole with 0.3% uncertainty. Astronomy & Astrophysics. 625: L10. arXiv:1904.05721. Bibcode:2019A&A...625L..10G. doi:10.1051/0004-6361/201935656. ISSN 0004-6361. S2CID 119190574. Архів оригіналу за 20 квітня 2022. Процитовано 1 квітня 2022.
  80. ↑ Leong, Stacy (2002). Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year). The Physics Factbook. Архів оригіналу за 7 січня 2019. Процитовано 2 квітня 2007.
  81. ↑ Greiner, Walter (2004). Classical Mechanics: Point particles and relativity. New York: Springer. с. 323. ISBN 978-0-387-21851-9. OCLC 56727455. Архів оригіналу за 20 квітня 2022. Процитовано 29 березня 2022.
  82. ↑ Reid, M. J.; Brunthaler, A. (2004). The Proper Motion of Sagittarius A*. The Astrophysical Journal (англ.). 616 (2): 872—884. arXiv:astro-ph/0408107. Bibcode:2004ApJ...616..872R. doi:10.1086/424960. S2CID 16568545.
  83. ↑ стаття на compulenta.computerra.ru. Архів оригіналу за 25 вересня 2013. Процитовано 22 вересня 2013.
  84. ↑ Gillman, M.; Erenler, H. (2008). The galactic cycle of extinction. International Journal of Astrobiology. 7 (1): 17—26. Bibcode:2008IJAsB...7...17G. doi:10.1017/S1473550408004047.
  85. ↑ Космические эксперименты ФИАН. Архів оригіналу за 13 жовтня 2014. Процитовано 8 жовтня 2014. [Архівовано 2014-10-13 у Wayback Machine.]
  86. ↑ Alexander Piel. The Solar Wind // Introduction to Plasma Physics. — Springer, 2010. — P. 7. — 420 p. — ISBN 9783642104909.
  87. ↑ Завидонов И. В. [1] // Историко-астрономические исследования. — Наука, 2002. — Вип. XXVII. — С. 201—222.
  88. ↑ Алексей Левин. Ветреное светило таит немало загадок [Архівовано 5 лютого 2008 у Wayback Machine.]
  89. ↑ Wade, M. (2008). Pioneer 6-7-8-9-E. Encyclopedia Astronautica[en]. Архів оригіналу за 22 квітня 2006. Процитовано 22 березня 2006.
  90. ↑ Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9. NASA. Архів оригіналу за 2 квітня 2012. Процитовано 30 жовтня 2010. NASA maintained contact with Pioneer 9 until May 1983 [Архівовано 2012-04-02 у Wayback Machine.]
  91. ↑ STEREO Spacecraft & Instruments. NASA Missions. 8 березня 2006. Архів оригіналу за 23 травня 2013. Процитовано 30 травня 2006. [Архівовано 23 травня 2013 у Wayback Machine.]
  92. ↑ Howard R. A., Moses J. D., Socker D. G., Dere K. P., Cook J. W. (2002). Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI). Advances in Space Research. 29 (12): 2017—2026. Bibcode:2008SSRv..136...67H. doi:10.1007/s11214-008-9341-4.
  93. ↑ Архівована копія. Архів оригіналу за 30 липня 2009. Процитовано 9 жовтня 2014.{{cite web}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title (посилання) [Архівовано 2009-07-30 у Wayback Machine.]
  94. ↑ 2019 року NASA відправить перший зонд до Сонця. Tokar.ua (укр.). 18 липня 2018. Архів оригіналу за 29 вересня 2018. Процитовано 28 вересня 2018. [Архівовано 2018-09-29 у Wayback Machine.]
  95. ↑ The Green Flash. BBC. Архів оригіналу за 16 грудня 2008. Процитовано 10 серпня 2008.
  96. ↑ Haxton, W. C. (1995). The Solar Neutrino Problem (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33: 459—504. Архів оригіналу (PDF) за 11 серпня 2021. Процитовано 29 березня 2022.
  97. ↑ Schlattl, Helmut. (2001). Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem. Physical Review D. 64 (1). Архів оригіналу за 10 серпня 2013. Процитовано 22 жовтня 2013.
  98. ↑ Re (Ra). Ancient Egypt: The Mythology. Архів оригіналу за 22 січня 2012. Процитовано 28 серпня 2010.
  99. ↑ Мифы народов мира. М., 1991—92. В 2 т. Т. 1. С. 271. Любкер Ф. Реальный словарь классических древностей. М., 2001. В 3 т. Т. 2. С. 99. Псевдо-Аполлодор. Мифологическая библиотека I 2, 2 далее
  100. ↑ Osgood, Charles E. From Yang and Yin to and or but. — Language 49.2 (1973): 380—412.
  101. ↑ William Little (ed.) Oxford Universal Dictionary, 1955.
  102. ↑ Sol [Архівовано 12 травня 2011 у Wayback Machine.], Merriam-Webster online, accessed July 19, 2009.

Інтернет-ресурси

Коментарі

  1. ↑ Якщо є кутом між північним полюсом екліптики[en] та північним полюсом Галактики, тоді:

    де = 27° 07′ 42.01″ і = 12h 51m 26.282s — схилення та пряме сходження північного галактичного полюса[82], тоді як = 66° 33′ 38.6″ і = 18h 0m 00s — схилення та пряме сходження північного полюса екліптики. (Обидві пари координат для епохи J2000.) Результат розрахунку 60,19°.

Джерела

Україномовні

Англомовні

Інші

Посилання

Україномовні

Англомовні

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Сонце&oldid=43852983