Günəş

Günəş – Günəş sisteminin mərkəzində yerləşən ulduzdur. Günəş orta ölçülü ulduz olmaqla Günəş sisteminin kütləsinin 99,8%-ni təşkil edir. Günəş radiasiyası formasında Günəşdən yayılan enerji Yerdəki həyatın var olmasına və iqlimə əsaslı təsir göstərir.

Ulduz
Günəş
Müşahidə məlumatları
Məsafə	1 astronomik vahid
Görünən ulduz ölçüsü (V)	−26,832
Astrometriya
Mütləq böyüklük (V)	4,83 ± 0,005
Xüsusiyyətləri
Ulduz təsnifatı	G2V
Fiziki xüsusiyyətləri
Kütlə	1.988.550.000 ± 25.000 yottagram, 1.988.550.000.000.000.000.000.000.000.000 kq
Radius	696.000 km, 1 R☉
İşıqlandırma gücü	382.800.000.000.000.000 gigawatt
Metallığı	0,0122 ± 0,0001
Vikianbarda əlaqəli mediafayllar

Bizim Qalaktikanın məlum olan təqribən 200 milyard ulduzundan biri olan Günəşin kütləsinin mütləq əksəriyyəti isti qazlardan ibarətdir. Günəş ətrafına istilik və işıq şəklində radiasiya yayır. Yerlə müqayisədə Günəşin diametri 109 dəfə, həcmi 1,3 milyon dəfə, kütləsi isə 333000 dəfə daha çoxdur. Günəşin sıxlığı Yerin sıxlığının 1/4-ü qədərdir. Günəş öz oxu ətrafında saatda 70000 km sürətlə hərəkət edir və bir dövrəsini təqribən 25 gündə tamamlayır. Günəşin səthinin istiliyi 5500 °C, nüvəsinin istiliyi isə 15,6 milyon °C-dir. Günəşdən ayrılan enerjinin 2,2 milyardda biri Yerə çatır. Qalan enerji boşluqda yox olur. Günəşin şüaları 8,44 dəqiqəyə Yerə çatır. Günəş Yerə ən yaxın ulduzdur. Günəşin cazibə qüvvəsi Yerin cazibə qüvvəsindən 28 dəfə çoxdur.

Günəş kütləsinin 74%-ni və həcminin 92%-ni təşkil edən hidrogen, kütləsinin 24-25%-ni və həcminin 7%-ni təşkil edən helium başda olmaqla Fe, Ni, O, Si, S, Mg, C, Ne, Ca və Cr kimi elementlərdən ibarətdir. Günəşin daxil olduğu ulduz sinfi G2V-dir. G2 Günəşin səth istiliyinin təqribən 5780 K olması və bu səbəbdən də onun ağ rəngə sahib olması mənasına gəlir. Günəş şüaları atmosferdən keçərkən qırılır və bu səbəbdən də Günəş Yerdən baxan müşahidəçi üçün sarı rəngdə görünür. Buna səbəb Reyli səpilməsi nəticəsində yetərli səviyyədə göy işığın qırılması səbəbindən geridə sarı görünən işığın qalmasıdır. Spektri içində ionlaşmış və neytral metallar olması ilə yanaşı çox zəif hidrogen xətləri də vardır. V isə Günəşin də çox ulduz kimi Baş ardıcıllıqda olduğunu göstərir.

Enerjisini hidrogen nüvələrinin nüvə birləşməsi reaksiyası nəticəsində heliuma çevrilməsindən əldə edir. Günəş hidrostatik tarazlıq vəziyyətindədir. Saniyədə 600 milyon ton hidrogen heliuma çevrilir. Bu da Günəşin hər saniyə 4,5 milyon ton yüngülləşməsinə səbəb olur. Günəşdəki nüvə birləşməsi reaksiyaları nəticəsində qızılı-qırmızımtıl alov 15-20 min kilometr yüksəlir və Günəş fırtınası meydana gəlir. Bizim Qalaktikada 100 milyondan artıq G2 sinfinə daxil olan ulduz vardır. Günəş Süd Yolundakı ulduzların 85%-dən daha parlaqdır. Günəşdən daha sönük olan ulduzların çoxu qırmızı cırtdan ulduzlardır.

Günəş sistemi ilə birlikdə Bizim qalaktikanın mərkəzi ətrafında hərəkət edir və ondan təqribən 25-28 min işıq ili uzaqlıqda yerləşir. Günəş qalaktika mərkəzi ətrafındakı bir dövrünü təqribən 225-250 milyon ildə bir tamamlayır. Qalaktika mərkəzi ətrafındakı sürəti təqribən saniyədə 220 kilometrdir. Bu da hər 1400 ildə bir işıq ilinə bərabər məsafə qət etməsi deməkdir.

Günəş Bizim Qalaktikanın daha böyük qolları olan Persey və Oxatan qolları arasında qalan Orion qolunun iç hissəsində, Yerli ulduzlararası buludda yerləşən Yerli qabarcıqda yerləşir.

Həyat periodu

 

Günəşin təkamül mərhələlərini göstərən təmsili təsvir.
Soldan sağa: İndiki vəziyyəti, Qırmızı nəhəng, Ağ cırtdan.

Günəşin ulduz inkişafının kompüter modelləşdirməsi və nüvə kosmoxronologiyası metodlarından istifadə olunaraq Baş ardıcıllıqda hesablanan yaşının 4,57 milyard il olduğu düşünülür. Günəşin hidrogen molekulyar buludun çökməsi ilə üçüncü nəsil T Tauri ulduzu kimi meydana gəldiyi düşünülür. Bu yeni yaranan ulduzun Bizim Qalaktikanın mərkəzindən 25-28 min işıq ili uzaqlıqdakı demək olar ki, dairəvi orbitinə daxil olduğu ehtimal olunur.

Günəş əsas qoldakı ulduz təkamülü mərhələsini yarılayıb. Bu mərhələdə nüvədə baş verən nüvə birləşməsi reaksiyası nəticəsində hidrogen heliuma çevrilir. Günəşin nüvəsində maddənin enerjiyə çevrilməsi nəticəsində neytrinolarla radiasiya meydana çıxır. Günəş təqribən 10 milyard il Baş ardıcıllıqda qalacaqdır.

 

Günəşin təkamülü.

Günəş ifrat yeni ulduz şəklində partlayacaq kütləyə malik deyildir. Günəş təqribən 5-6 milyard il sonra qırmızı nəhəng mərhələsinə daxil olacaqdır. Günəş hidrogen yanacağı tükəndikcə xarici təbəqələr genişlənəcək, nüvəsi büzülərək isinəcəkdir. Nüvə istiliyi 100 MK-ə çatdıqdan sonra helium nüvə birləşməsi reaksiyası başlayacaq və Karbonla Oksigen formalaşmağa başlayacaqdır. Bu yolla Günəş asimptotik nəhəng mərhələsinə daxil olaraq daxili istiliyindəki sabitliyin pozulması səbəbindən səthindən kütlə itirməyə başlayacaqdır. Günəşin xarici təbəqələrinin genişlənərək Yerin orbitinə çatacağı düşünülürdü. Son tədqiqatlara görə Günəş qırmızı nəhəng mərhələsinin əvvəllərində olduğu zaman itirdiyi kütlə səbəbindən Yerin orbiti Günəşdən uzaqlaşacaq və onun xarici təbəqələri tərəfindən udulmayacaqdır. Buna baxmayaraq Yer üzərindəki su bütünlüklə buxarlanacaq və atmosferin çox hissəsi boşluqda yox olacaqdır. Günəşin istiliyinin artması səbəbindən 900 milyon il sonra Yer hal hazırkı həyatı dəstəkləməyəcək dərəcədə isinəcəkdir. Bir neçə milyard il sonra isə Yer səthində olan su tamamilə yox olacaqdır.

Qırmızı nəhəng mərhələsindən sonra sıxlıqla baş verən termal titrəşmələr, Günəşin xarici təbəqələrini itirməsinə və yeni molekulyar buludun yaranmasına səbəb olacaqdır. Xarici təbəqələrini itirdikdən sonra Günəş, həddən artıq isti olan nüvəyə sahib olaraq varlığına davam edəcəkdir. Daha sonra nüvə tədricən soyuyacaq və Günəş ağ cırtdana çevrildikdən sonra yox olacaqdır. Bu gedişat az kütləli və orta kütləli ulduzların inkişafının tipik təkamül ssenarisidir.

Quruluşu

 

Günəşin quruluşu.
1.Nüvə, 2.Şüalanma zonası, 3.Konveksiya zonası, 4.Fotosfer, 5.Xromosfer, 6.Günəş tacı, 7.Günəş ləkələri, 8.Qranula, 9.Protuberans.

Günəş sarı cırtdan tipli ulduzdur. Günəş demək olar ki, mükəmməl kürə formasındadır. Qütblərdən basıqlığı 9 milyonda birə bərabərdir, yəni qütblərdən olan diametri ilə ekvatorunun diametri arasındakı fərq 10 km-ə bərabərdir. Günəş plazma şəklindədir və qatı deyildir. Bu səbəbdən də öz oxu ətrafında hərəkət edərkən hissələri arasında hərəkət fərqləri yaranır. Günəşin ekvator hissəsi qütblərinə nəzərən daha sürətlə öz oxu ətrafında hərəkət edir. Həqiqi fırlanmanın bir dövrü ekvatorda 25 gün, qütblərdə isə 35 gün çəkir. Buna baxmayaraq Yer Günəş ətrafında daima hərəkətdə olduğu üçün müşahidə nöqtəmiz dəyişdiyindən, Günəşin görünən fırlanması ekvatorda 28 gün çəkir. Bu yavaş fırlanmanınmərkəzəqaçma təcilinin təsiri Günəşin ekvatorunda səth cazibəsindən 18 milyon dəfə daha zəifdir. Bundan başqa planetlərin səbəb olduğu qabarma və çəkilmə təsiri Günəşin formasına ciddi təsir göstərmir.

Nəhəng planetlərdə olduğu kimi Günəşin təbəqələrinin müəyyən sərhədləri yoxdur. Daxili təbəqələrdən səthə doğru yaxınlaşdıqca qazların sıxlığı getdikcə azalır. Günəşin radiusu mərkəzindən fotosferinə qədər olan məsafə kimi qəbul olunmuşdur. Bu təbəqədən sonra qazların işıq saçmayacaq qədər soyuq ya da çox incə olduğu təbəqə gəlir. Günəşin nüvəsi ulduzun həcminin 10%-nə, kütləsininsə 40%-nə bərabərdir.

Günəşin daxili birbaşa görülə bilmir və Günəş elektromaqnit şüalara qarşı matdır. Buna baxmayaraq seysmik dalğalardan istifadə edərək Yerin daxili quruluşunu müəyyən etmək mümkün olduğu kimi, helioseysmik dalğalardan da istifadə edərək Günəşin daxilindən keçən təzyiq dalğaları vasitəsi ilə onun daxili quruluşunu ölçmək və müşahidə etməyə çalışılır. Günəşin kompüter modeli də onun daxili quruluşunu öyrənmək üçün nəzəri vasitə kimi istifadə olunur.

Nüvə

Günəşin nüvəsi mərkəzindən 0,2 Günəş radiusuna qədər davam edir. Nüvənin sıxlığı təqribən 150000 kq/m³ (Yerin sıxlığından 150 dəfə çox), istiliyi isə 15,6 milyon °C-dir. SOHO missiyasından (ing. Solar and Heliospheric Observatory) əldə olunan məlumatlara görə nüvə şüalanma zonasına nəzərən daha sürətlə fırlanır. Günəşin enerjisi nüvə birləşməsi reaksiyası səbəbindən hidrogenin heliuma çevrilməsi nəticəsində yaranır. Nüvədə gedən reaksiya səbəbindən burada yüksək dərəcədə istilik yaranır. Günəşin digər qatları nüvədən ayrılan istilik nəticəsində isinir. Günəşin mərkəzindən ayrılan istilik qatları keçərək səthə çatır və buradan Günəş işığı və hissəciklərin kinetik enerjisi şəklində boşluğa yayılır.

Günəşdə sərbəst şəkildə mövcud olan təqribən 8.9×10⁵⁶ proton (Hidrogen nüvəsi) hər saniyə təqribən 3,4×10³⁸ helium nüvəsinə çevrilir. Bu çevrilmə səbəbindən saniyədə 384,6 yottawatt (3,846×10²⁶ W) ya da 9,1192×10¹⁰ meqaton TNT enerji meydana çıxır.

Nüvədə gedən nüvə birləşməsi reaksiyasının sürəti sıxlıq və istiliklə yaxından bağlıdır. Nüvə birləşməsi reaksiyasının sürəti öz-özünü tənzimləyən tarazlığa sahibdir. Reaksiya sürətlənərsə, nüvə xarici təbəqələrə doğru genişlənir və bunun nəticəsində reaksiyanın sürəti yenidən azalaraq tənzimlənir. Əgər reaksiyanın sürəti azalarsa, nüvə daralır və bunun nəticəsində reaksiyanın sürəti artaraq yenidən tənzimlənir.

Nüvə reaksiyaları nəticəsində meydana çıxan yüksək enerjili fotonlar Günəş plazmasının bir neçə millimetri tərəfindən udulur və yenidən təsadüfi istiqamətlərdə çox az enerji itirərək yayılır. Bu səbəbdən də onların Günəşin səthinə çatması uzun müddət çəkir. Bu müddət 10.000 ildən 170.000 ilə qədər davam edə bilər. Konveksiya zonasından səthə doğru istiqamətləndikdən sonra, fotonlar görünən işıq olaraq səthdən ayrılır. Neytrinolar da nüvə reaksiyaları nəticəsində meydana çıxır, ancaq fotonların əksinə olaraq nadir hallarda maddə ilə reaksiyaya girir. Bu səbəbdən də demək olar ki, hamısı Günəşdən ayrıla bilir. Uzun illər boyunca Günəşdən ayrılan neytrino miqdarının həcmi nəzəri olaraq düşünülən miqdardan 3 dəfə daha az ölçülürdü. Bu uyğunsuzluq neytrinoların titrəmə təsirlərinin kəşf olunması ilə həllini tapdı. Günəş həqiqətən də nəzəri olaraq düşünülən miqdarda neytrino meydana çıxarır, ancaq neytrino ölçən cihazlar bunların ⅔-ni ölçə bilmir. Bunun səbəbi neytrinoların kvant saylarını dəyişdirməsidir.

Şüalanma zonası

Şüalanma zonası təqribən 0,2 Günəş radiusundan 0,7 Günəş radiusuna qədər davam edən zonadır. Bu zonada yerləşən maddə nüvədəki yüksək istiliyi kənara daşıyacaq qədər isti və sıxdır. Bu zonada istilik səpilməsi yoxdur. Yüksəklik artdıqca maddə soyusa da, istilik səviyyəsi adiabatik kənarlaşma nisbətindən az olduğu üçün istilik paylanması olmur. İstilik şüalanma yolu ilə ötürülür. Hidrogen və helium ionları fotonları meydana çıxarır. Fotonlar digər maddələr tərəfindən udulmadan bir qədər yol qət edir. Bu yolla enerji çölə doğru çox yavaş şəkildə hərəkət edir.

Tekoklayn

 

Tekoklayn sərhəddində, təqribən 0,7 Günəş radiusunda Günəşin diferensial rotasiyası başlayır.

Şüalanma zonası və Konveksiya zonası arasında Tekoklayn adlanan aralıq qat vardır. Burada şüalanma zonasının monoton dönüşü ilə konveksiya zonasının mərhələli dönüşü arasında meydana çıxan ani dəyişiklik böyük qırılmaya səbəb olur.

Tekoklaynın ölçüsü ekvator yaxınlığında r_t = 0,693±0,003 R_☉, 60°-də isə r_t = 0,717±0,003 R_☉ olub sferoid formasındadır. Zonanın qalınlığı təqribən r_t = 0,04 ölçüsündədir. Bu zona r_t = 0,713±0,003 R_☉-də yerləşir və bu günə qədər Günəş enliyində dəyişdiyi müşahidə olunmamışdır.

Konveksiya zonası

Günəşin xarici təbəqəsində, yəni radiusunun 0,7 həddindən kənarda qalan hissəsində plazma istiliyi çölə doğru şüalanma yolu ilə çıxaracaq qədər sıx və isti deyildir. Nəticədə isti sütunların fotosferə doğru maddə daşıdığı istilik yayılması şəklində konveksiya hadisəsi baş verir. Səthə yaxınlaşan maddə nisbətən soyuyaraq yenidən Konveksiya bölgəsinin dibinə çökür və Şüalanma zonasından gələn istiliklə yenidən isinir və bu proses dövri şəkildə davam edir.

Konveksiya zonasında yerləşən termal sütunlar Günəşin səthində müəyyən izlər buraxır. Günəşin daxili təbəqələrinin səthə ən yaxın yerləşən təbəqəsi olan bu bölgədəki dönən istilik yayılması kiçik ölçülü dinamo əmələ gətirərək Günəşin hər yerində şimal və cənub maqnit qütbləri yaradır.

Fotosfer

 

Deniel K. Inouye Günəş Teleskopu (DKIST) vasitəsilə çəkilmiş Günəşin səthinin yüksək keyfiyyətli şəkli

Fotosfer Günəşin görünən səthinin altında yerləşən, işığa qarşı mat olan təbəqədir. Fotosfer üzərində görünən günəş işığı kosmik boşluğa sərbəst şəkildə yayılır və enerjisi Günəşdən uzaqlaşır. Matlıqda olan dəyişiklik görünən işığı asanlıqla udan H^- ionlarının miqdarının azalmasıdır. Buna baxmayaraq görünən işıq elektronların hidrogen atomları ilə H^- ionları əmələ gətirmək üçün reaksiyaya girməsi nəticəsində meydana çıxır. Fotosfer təqribən 10–100 km qalınlığı ilə Yerdəki havadan daha az matdır. Fotosferin üst hissəsinin alt hissəsindən soyuq olması səbəbindən, Günəşin ortası kənarlarına nəzərən daha parlaq görünür. Fotosferin hissəcik sıxlığı təqribən 10²³ m⁻³-dir. Bu da Yer atmosferinin dəniz səviyyəsindəki hissəcik sıxlığının 1%-i qədərdir.

Fotosferin ilk optik spektr müşahidələri zamanı bəzi udma xətlərinin o dövrdə Yerdə bilinən heç bir maddəyə aid olmadığı məlum oldu. 1868-ci ildə Cozef Norman Loker bunun yeni elementə aid olduğu nəzəriyyəsi ilə çıxış etdi və yeni elementin adını yunan mifologiyasında Günəş tanrısı olan Heliosdan təsirlənərək helium qoydu. Bundan təqribən 25 il sonra helium Yerdə əldə oluna bildi.

Atmosfer

 Medianı oxut

Günəş səthində baş verən proturbulans.
_video.

Günəşin Fotosferindən kənarda qalan bölümlərinə ümumilikdə Günəş atmosferi deyilir. Radio dalğalardan, görünən işığa və qamma şüalarına qədər olan elektromaqnit spektrdə işləyən teleskoplarla görülə bilir. Bu təbəqə beş əsas bölgədən ibarətdir: İstiliyin eniş bölgəsi, Xromosfer, Keçid bölgəsi, Günəş tacı və Heliosfer. Günəşin xarici atmosferi sayılan Heliosfer qatı Plutonun orbitindən çox uzağa, Heliopausa qədər davam edir. Heliopausda ulduzlararası boşluqla şok dalğası şəklində sərhəd əmələ gəlir. Xromosfer, Keçid bölgəsi və Günəş tacı Günəşin səthindən daha istidir. Bunun səbəbi tam olaraq sübut olunmasa da, əldə olunan məlumatlar Alfven dalğalarının Günəş tacını isidə biləcək qədər enerjiyə sahib olduğunu göstərir.

Günəşin ən soyuq bölgəsi Fotosferin təqribən 500 km üzərində yerləşən istiliyin eniş bölgəsidir. Burada istilik təqribən 4100 K-ə bərabərdir. Bu bölgə karbonmonoksid və su kimi sadə molekulların udulma spektrləri ilə aşkarlana biləcəyi qədər soyuqdur.

 

Hinodenin Günəş Optik Telesopu ilə 12 yanvar 2007-ci ildə çəkilən şəkildə dəyişik maqnit qütbləşməsinə sahib olan bölgələri bağlayan plazmanın ipəbənzər forması görünür.

İsiliyin eniş bölgəsinin üzərində 2000 km qalınlığında yayılma və udulma xətlərinin geniş yayıldığı təbəqə yerləşir. Bu təbəqənin Xromosfer adlandırılmasının səbəbi Günəş tutulmalarının əvvəlində və sonunda bu bölgənin rəngli işıq olaraq görülməsidir. Xromosferin istiliyi kənara yaxınlaşdıqca artır və ən üst bölgədə 20000 K-ə çatır.

Xromosferin üzərində istiliyin çox sürətlə 20000 K-dən 1 milyon K-ə çatdığı Keçid bölgəsi vardır. İstiliyin artmasının səbəbi bölgədə olan heliumun yüksək istilik səbəbindən ionlaşmış fazaya keçməsidir. Keçid bölgəsi konkret müəyyən yüksəklikdə formalaşmır. Daha çox Xromosferdə yerləşən iynəyəbənzər və yumağabənzər formaların ətrafında hilal forması əmələ gətirir və daima xaotik hərəkətdədir. Keçid bölgəsi Yerdən asanlıqla görünməsə də, kosmosdan elektromaqnit spektrin ultrabənövşəyi hissəsinə qədər həssas cihazlar tərəfindən asanlıqla görülə bilər.

Günəş tacı həcminə görə Günəşdən daha böyük olan xarici atmosfer qatıdır. Günəş tacı bütün Günəş sistemi və Heliosferi əhatə edən Günəş küləyinə hamar şəkildə keçid edir. Günəş tacının Günəş səthinə yaxın olan alt hissələrində hissəciklərin sıxlığı 10¹⁴–10¹⁶ m⁻³, istiliksə ən isti bölgələrində 8-20 milyon Kelvindir.

Heliosfer təqribən 20 Günəş radiusuna qədər olan bölgədən Günəş sisteminin sonlarına, Heliopausa qədər davam edir. Heliosferin sərhədlərinin müəyyən olunması Günəş küləyinin superalfvenik axışa sahib olması, yəni bu axışın Alfven dalğalarının sürətindən daha çox olması ilə müəyyən olunur. Bu sərhəddin xaricindəki turbulans ya da dinamik qüvvələr Günəş tacının formasına təsir göstərmir, çünki məlumat ancaq Alfven dalğalarının sürəti ilə yayıla bilir. Günəş küləyi daima Heliosferin xaricinə doğru yayılır və Günəşdən təqribən 50 AV məsafədə, Heliopausla toqquşana qədər Günəşin maqnit sahəsini spiral formasına salır. 2004-cü ilin dekabr ayında Voyager 1 kosmik aparatının Heliopaus olduğuna inanılan bir şok dalğasını keçdiyi bildirildi. Hər iki Voyager missiyasına aid olan kosmik gəmi də sərhəddə yaxınlaşdıqca daha yüksək səviyyədə enerji yüklü zərrəciklərin varlığını qeyd etmişdi.

Tərkibi

Əsas elementlərin pay nisbəti aşağıdakı kimidir:

• Hidrogen: 73,46%
• Helium: 24,85%
• Ağır elementlər: 1%

1968-ci ildə belçikalı alim Litium, Berillium və Borun pay nisbətinin əvvəl düşünülən miqdardan daha çox olduğunu aşkarlamışdır. 2005-ci ildə üç alim Neon miqdarının əvvəl düşünülən miqdardan daha çox olduğunu helioseysmik müşahidələrə əsaslanaraq iddia etmişdir. 1986-cı ilə qədər Günəşin helium tərkibinin Y=0,25 olduğu düşüncəsi geniş kütlə tərəfindən qəbul olunmuşdu, ancaq bu tarixdə iki alim Y=0,279 miqdarının daha doğru olduğunu iddia etmişdir. 1970-ci illərdə bir çox elmi tədqiqatda diqqət Günəşdəki metal elementlərinin nisbətən çox olmasına cəmləndi. Tək ionlu metal elementlərinin gf dəyərləri ilk dəfə 1962-ci ildə kəşf olundu və dəqiqləşdirilmiş f dəyərləri 1976-cı ildə hesablandı. Kobalt və Manqan kimi bəzi metal elementlərinin miqdar tədqiqatları çox incə quruluşa sahib olmaları səbəbindən çətindir.

Günəşdəki elementlərin yayılması bir çox faktorla bağlıdır. Məsələn, cazibə qüvvəsi səbəbindən helium kimi nisbətən ağır elementlər Günəşin mərkəzinə yaxın olarkən, hidrogen kimi nisbətən yüngül elementlər xarici təbəqələrə doğru yayılır. Xüsusilə Günəşin içində heliumun yayılması diqqəti cəlb edir. Heliumun yayılma prosesinin getdikcə sürətləndiyi məlum olmuşdur. Günəşin xarici təbəqəsi olan Fotosferin tərkibi Deyterium, Litium, Bor və Berillium xaric olmaqla Günəş sisteminin meydana gəlməsi prosesindəki kimyəvi tərkiblərə nümunə hesab olunur.

Günəş dövrələri

Günəş ləkələri və Günəş ləkəsi dövrələri

 

1975-2005-ci illərdə ölçülən Günəş dövrələrinin dəyişmələri.

Uyğun filtirləmə ilə Günəş müşahidə olunarkən diqqəti ilk çəkən ətrafına görə daha soyuq olması səbəbindən tünd görünən və müəyyən sərhədlərə sahib olan Günəş ləkələridir. Günəş ləkələri güclü maqnit qüvvələrinin istilik yayılmasına mane olduğu və isti olan iç bölgələrdən səthə doğru enerji axışının azaldığı intensiv maqnit aktivliyinin olduğu bölgələrdir. Maqnit sahəsi Günəş tacının həddən artıq isinməsinə səbəb olur və intensiv Günəş proturbulansları ilə Günəş tacında kütlə fırlanmasına səbəb olan aktiv bölgələr meydana gətirir.

 

Günəş ləkələri.

Günəşin üzərində görünən ləkələrin sayı sabit deyildir, ancaq Günəş dövrəsi deyilən 11 illik bir periodda dəyişiklik müşahidə olunur. Dövrənin tipik minimum vaxtında çox az ləkə görünür və hətta bəzən heç görünmür. Bu dövrdə görünən ləkələr yuxarı enliklərdə yerləşir. Dövrə davam etdikcə Spörer qanununa uyğun olaraq ləkələrin sayı artır və onlar ekvatora doğru yaxınlaşır. Günəş ləkələri adətən zidd iki maqnit qütbünə sahib olan cütlər şəklində var olur. Əsas Günəş ləkəsinin maqnit qütbləşməsi hər Günəş dövrəsində dəyişir. Buna görə də bir dövrədə şimal maqnit qütbünə sahib olan ləkə, növbəti dövrədə cənub maqnit qütbünə sahib olur.

 

250 il ərzində müşahidə olunan Günəş ləkələrinin dəyişmə dövrələri. 11 illik Günəş dövrəsi müşahidə olunur.

Günəş dövrəsinin planetar boşluğun vəziyyəti və Yerin iqliminə ciddi təsirləri vardır. Günəş aktivliyinin minimum olduğu vaxtlar daha soyuq tempraturla, normadan daha uzun müddət davam edən Günəş dövrələri isə daha isti tempraturlarla əlaqələndirilir. XVII əsrdə Günəş dövrəsinin bir neçə on il boyunca tamamilə dayandığı müşahidə olunmuşdur. Bu dövrdə çox az Günəş ləkəsi görünmüşdür. Kiçik buz dövrü ya da Maunder minimumu olaraq bilinən bu dövrdə Avropada çox soyuq tempraturlar qeydə alınmışdır. Daha da əvvəllərə aid oxşar minimum dövrləri ağac halqalarının müşahidə olunması ilə müəyyən olunmuş və bu dövrlərdə normadan daha az olan qlobal istilik müşahidə olunmuşdur.

Mümkün uzun müddətli dövrə

Yeni nəzəriyyə ilə Günəş nüvəsindəki maqnit dəyişkənliklərinin 410 00 ya da 100 000 illik periodlarda dəyişikliklərə səbəb olduğunu iddia olunur. Bu nəzəriyyə Buz dövrlərini Milankoviç dövrələrindən daha yaxşı izah edir. Astrofizika sahəsindəki çoxlu nəzəriyyə kimi bu da birbaşa sınaqdan keçirilə bilmir.

Nəzəri problemlər

Günəşin neytrino problemi

Uzun müddət ərzində Yerdə müşahidə edilən Günəşdən gələn neytrinoların sayı standart Günəş modelinə görə düşünülən sayın yarısı ilə üçdə biri arasında dəyişirdi. Bu ziddiyyət Günəş neytrino problemi olaraq tanınır. Problemi həll etmək üçün təqdim edilən nəzəriyyələr ya Günəşin daxili istiliyini azaldaraq daha az neytrino axışını izah etməyə çalışırdı ya da Günəşdən Yerə çatana qədər neytrinoların dəyişikliyə uğrayaraq məlum olmayan tau və muon neytrino hissəciklərinə çevrildiyini iddia edirdi. 1980-ci illərdə neytrino axışını mümkün qədər dəqiq ölçmək üçün Sadberi və Kamiokande kimi neytrino müşahidə rəsədxanaları inşa edildi. Bu rəsədxanalardan əldə olunan nəticələr neytrinoların çox az sükunət kütləsinə malik olduğunu və həqiqətən də çevrildiklərini göstərdi. Hətta 2001-ci ildə Sadberi Neytrin Rəsədxanası birbaşa üç növ neytrinonu də aşkarlamağı bacardı və Günəşin neytrino axışının standart Günəş modelinə uyğun olduğunu müəyyən etdi. Neytrino enerjisi səbəbindən Yerdə müşahidə olunan neytrinoların üçdə biri elektron neytrinolarıdır. Bu nisbət maddədə neytrino çevrilməsini izah edən, maddə təsiri olaraq da tanınan Mixayev-Smirnov-Volfenşteyn təsiri ilə təxmin edilən nisbətə uyğundur. Buna görə də Günəş neytrino problemi artıq həll olmuşdur.

Günəş tacının isinmə problemi

Günəşin optik səthi olan Fotosfer təqribən 6000 K istiliyə malikdir. Onun üzərində istiliyi 1-2 milyon Kelvinə çatan Günəş tacı yerləşir. Günəş tacının bu qədər isti olmasının səbəbi kimi Fotosferdən aldığı istiliklə yanaşı, başqa mənbənin də olduğu göstərilir.

Günəş tacını isitmək üçün lazım olan enerjinin Fotosferin altında olan Konveksiya zonasındakı turbulanslar olduğu düşünülmüş və Günəş tacının necə isindiyi ilə bağlı iki əsas nəzəriyyə təklif olunmuşdur. Bunlardan birincisi dalğa isinməsidir. Konveksiya zonasındakı turbulanslı hərəkət səs, cazibə qüvvəsi və maqnetik hidrodinamik dalğalar meydana çıxarır. Bu dalğalar yuxarı doğru hərəkət edir və Günəş tacında dağılaraq enerjilərini mühitdəki qaza istilik olaraq ötürür. İkincisi isə maqnetik isinmədir. Bu nəzəriyyəyə görə Günəş tacı Fotosferdə hərəkətin daimi olaraq meydana gətirdiyi maqnetik enerjinin səbəb olduğu proturbulans və daha kiçik olan səbəblər nəticəsində isinir.

Hal hazırda dalğaların təsirli şəkildə istilik yayma funksiyası olub olmadığı aydın deyildir. Alfven dalğaları istisna olmaqla bütün dalğaların Günəş tacına çatmadan dağıldıqları məlum olmuşdur. Alfven dalğaları da, Günəş tacı da asanlıqla dağılmır. Hal hazırda tədqiqatlarda diqqət əsasən protuberanslar yolu ilə isinmələrə cəmlənmişdir. Günəş tacı isinməsini izah etmək üçün mümkün olan yanaşmalardan biri də kiçik və davamlı püskürmələrdir ki, onlar hələ də tədqiq olunmaqdadır.

Sönük gənc Günəş problemi

Günəş inkişafının nəzəri modelləri 2,5-3,8 milyard il əvvəl, Arxey erasında Günəşin indikindən 75% daha az parlaq olduğunu göstərir. Bu qədər zəif ulduz Yerdə suyun mövcudluğuna uyğun şərait yaratmayacağından, həyatın da inkişaf etməməsi lazımdı. Buna baxmayaraq geoloji sübutlar Yerin tarixən sabit istilikdə qaldığını göstərir. Hətta gənc Yer indikindən daha isti idi. Alimlər bunu qədimdə Yerdə daha çox istixana effekti yaranmasına səbəb olacaq qazların (karbon dioksid, metan, ammonyak və s.) mövcudluğu ilə əlaqələndirir. Bu qazlar Günəşdən gələn az enerjini saxlayaraq istiliyi tarazlayırdı.

Maqnit sahəsi

 

Günəşin dönən maqnit sahəsindən təsirlənən Heliosferik axın layları.

Günəşdəki bütün maddələr yüksək istilik səbəbindən qaz və plazma halındadır. Bu səbəbdən də Günəş ekvatorda yuxarı enliklərə nisbətən daha sürətlə dönür. Ekvatorda bu fırlanma 25 gün, qütblərə yaxın enliklərdə isə 35 gün davam edir. Bu mərhələli fırlanma səbəbindən maqnit sahəsi xətləri zamanla qıvrılaraq maqnit sahəsi halqaları meydana gətirmişdir. Bu da Günəş ləkələrinin meydana gəlməsinə və Günəş protuberasların yaranmasına səbəb olur. Bu qıvrılma hərəkəti Günəş dinamosunun meydana gəlməsinə və 11 illik Günəş dövrəsi müddətində Günəşin maqnit sahələrinin dəyişməsinə səbəb olur.

Günəşin dönən maqnit sahəsinin planetlərarası mühitdəki plazmaya təsiri Heliosferik axın laylarını meydana gətirir. Bu laylar fərqli istiqamətləri göstərən maqnit sahələrini ayırır. Əgər kosmos vakuum olsa idi, Günəşin 10⁻⁴ tesla dipol sahəsi uzaqlığın kubu ilə azalaraq 10⁻¹¹ olacaqdı. Buna baxmayaraq peyk müşahidələri bunun 100 dəfə daha güclü olduğunu və 10⁻⁹ qiymətində olduğunu göstərməkdədir. Maqnitləşmiş Hidrodinamik (MHD) nəzəriyyə maqnit sahəsi içindəki keçirici mühitin yenə maqnit sahəsi yaradan elektrik axınlarına səbəb olduğunu bildirir. Buna görə də MHD dinamo kimi hərəkət edir.

Mövqeyi

 

Günəşin Süd Yolu qalaktikasındakı mövqeyi.

Günəş təqribən 100000 işıq ili ölçüsündə olan və içində 200 milyarda qədər ulduz olan Süd Yolu qalaktikasında yerləşir. Günəş Süd Yolunun Orion qolu deyilən xarici spiral qollarından birinin içindədir. Günəşin Qalaktika mərkəzindən uzaqlığı təqribən 25-28 min işıq ilidir. Günəşin Süd Yolundakı sürəti təqribən 220 km/s-yə bərabərdir və tam dövrəsini 225–250 milyon ilə başa vurur. Bu dövrə Günəşin Qalaktik ili olaraq qəbul olunmuşdur.

Günəşin qalaktika içindəki mövqeyi böyük ehtimalla Yerdə həyatın mövcud olmasına səbəb olmuşdur. Günəşin orbiti təqribən dairə formasındadır və spiral qollarla eyni sürətə sahibdir, yəni nadir hallarda spiral qolların içindən keçir. Spiral qollar təhlükəli ifrat yeni ulduzların daha sıx şəkildə mövcud olduğu bölgədir. Bu xüsusiyyət Yerdə həyatın formalaşa bilməsi üçün çox uzunmüddətli qərarlılıq dövrələrini təmin etmişdir. Bundan başqa Günəş qalaktika mərkəzinin ulduzlarla dolu olan yerindən də uzaqdır. Günəş qalaktika mərkəzinə yaxın yerləşsə idi, yaxındakı ulduzların cazibə qüvvələrinin təsirləri Oort buludunda olan göy cismlərinə təsir göstərər və Daxili Günəş sistemində daha çox kometanın dolaşmasına şərait yaradardı. Qalaktika mərkəzinin sıx şüalanması da Yerdə mürəkkəb həyat növlərinin yaranmasının qarşısını ala bilərdi. Astronomların yanaşmalarına görə Günəşin indiki mövqeyində belə, yaxın keçmişdə yaranmış ifrat yeni ulduzlar radioaktiv toz dənəcikləri və kometa oxşarı göy cismlərini Günəş sisteminə göndərməklə son 35000 ildə Yerdəki həyata mənfi təsir göstərə bilər.

Yaxın ətrafı

 

Yerli qabarcığın təmsili təsviri.

Günəşin qalaktikada yerləşdiyi mövqenin yaxın ətrafı Yerli ulduzlararası buludda yerləşən Yerli qabarcığın təqribən 30 işıq ili genişliyində olan sahəsidir. Yerli qabarcıq ulduzlararası boşluğun içində yerləşən, qum saatı formasında olan və təqribən 300 işıq ili genişliyindəki bir boşluqdur. Qabarcıq yaxın keçmişdə meydana gəlmiş ifrat yeni ulduzların məhsulu olan yüksək istiliyə sahib plazma ilə örtülmüşdür.

Günəşin ulduzlararası boşluqda hərəkət etdiyi yol üstündəki zirvə nöqtəsi Lira bürcünün ən parlaq ulduzu olan Veqanın olduğu yöndədir.

Günəşə on işıq ili qədər uzaqlıqdakı sahələrdə nisbətən az ulduz vardır. Bunlardan ən yaxını Günəşə 4,4 işıq ili uzaqlıqda yerləşən Alfa Sentavr üçlü ulduz sistemidir. Alfa Sentavr A, Alfa Sentavr B ulduzları Günəşə oxşayan bir-birinə yaxın cüt ulduzlardır. Proksima Sentavr olaraq da tanınan qırmızı cırtdan tipli Alfa Kentavr C bu cüt ulduza 0,2 işıq ili uzaqlıqdakı orbitdə hərəkət edir. Bunlardan başqa 5,9 işıq ili uzaqlıqda qırmızı cırtdan tipli Barnard, 7,8 işıq ili uzaqlıqda qırmızı cırtdan olan Volf 359 və 8,3 işıq ili uzaqlıqda qırmızı cırtdan olan Lelond 21185 ulduzları yerləşir. Günəşə on işıq ili məsafədən daha yaxın olan ən böyük ulduz, ondan iki dəfə çox kütləyə sahib olan Siriusdur. Bu ulduzun orbitində Sirius B adlı ağ cırtdan tipli ulduz dönür. Bunlardan başqa Günəşdən 8,7 işıq ili məsafədə ikili qırmızı cırtdan tipli ulduz sistemi olan Laytn 726-8 və 9,7 işıq ili uzaqlıqda yerləşən qırmızı cırtan tipli ulduz olan Ross 154 ulduzunu göstərmək olar. Günəşə oxşayan ən yaxın ulduz 11,9 işıq ili uzaqlıqda yerləşən Tau Ceti ulduzudur. Kütləsi Günəşin kütləsinin 80%-i, parlaqlığı isə Günəşin parlaqlığının 60%-i qədərdir. Günəşə ən yaxın planet sisteminə sahib olan ulduz 10,5 işıq ili uzaqlıqda yerləşən Günəşdən daha az parlaq və daha qırmızı olan Epsilon Eridani ulduz sistemidir. Varlığı sübut olunan tək planeti Epsilon Eridani B-nin kütləsi təqribən Yupiterin 1,5 qatı qədərdir. Epsilon Eridani B öz ulduzu ətrafında tam dövrəni 6,9 ilə başa vurur.

Müşahidəsi

Qədim dövrlər

 

Skandinav Tunc dövrü mifologiyasının önəmli hissəsi olduğuna inanılan at tərəfindən çəkilən Trundholm Günəş arabası heykəli.

Göydə parlaq disk kimi görünən Günəşin üfüq xəttinin üzərində olarkən gündüz, olmayarkənsə gecə olduğu anlayışı insanın Günəş haqqındakı ən ilkin düşüncələri idi. Qədim dövrün mədəniyyətlərində Günəşin tanrı olduğuna ya da digər fövqəl təbiət hadisələrinə səbəb olduğuna inanılırdı. Cənubi Amerikada yerləşən İnk və indiki Meksika ərazisində yerləşən Astek mədəniyyətlərinin dini inancının mərkəzində Günəş inancı dayanırdı. Bir çox qədim abidə Günəşlə bağlı fenomenlər səbəbindən inşa olunmuşdur. Məsələn meqalit tikililər olduqca dəqiq şəkildə gündönümünü göstərir. Ən tanınmış meqalit tikililər Nabta Playa və Stounhencdir. Meksikadakı Çiçen-İtsada yerləşən El Kastillo piramidası yaz və payız gecə-gündüzün bərabərliyi günündə, pilləkanlarından yuxarı ilanların çıxdığını göstərən kölgələr görünəcək şəkildə tikilmişdir. O dövrdə sabit hesab olunan ulduzlara görə Günəş ekliptik boyunca Zodiakdan keçərək bir il ərzində dövrəsini tamamlayırmış kimi görünürdü. Bu səbəbdən də qədim yunan alimləri tərəfindən Günəş yeddi planetdən biri hesab olunurdu. Həftənin günlərinə də bu səbəbdən "yeddi planetin" adı verilmişdi. Günəş bazar gününü təmsil edirdi.

Elmi müşahidələr

Günəş haqqında ilk elmi izah verən insanlardan biri qədim yunan alimi Anaksaqordur. O, Günəşin Heliosun arabası olmadığını və Peloponnesdən belə daha böyük olan nəhəng yanan metal top olduğunu demişdir. Bu düşüncəni təbliğ elədiyi üçün hakimiyyətdəkilər tərəfindən həbs olunmuş və barəsində ölüm hökmü verilmişdir. Buna baxmayaraq Periklin müdaxiləsi nəticəsində buraxılmışdır. Yerlə Günəş arasındakı uzaqlığı ilk dəfə hesablayan III əsrdə yaşamış Eratosfen olmuşdur. Onun hesabladığı 149 milyon km məsafə bu gün də qəbul olunan məsafə ilə eynilik təşkil edir.

 

Heliosentrik sistem nəzəriyyəsini ortaya atan Nikolay Kopernik.

Planetlərin günəş ətrafında hərəkət etməsi nəzəriyyəsi ilk dəfə qədim yunan alimi Samoslu Aristarxus və hindli alimlər tərəfindən ortaya atılmışdır. Daha sonralar planetlərin Günəş ətrafında hərəkət etməsi məsələsini Cordano Bruno da dilə gətirmişdir. Bu iddiası səbəbindən inkvizisiya məhkəməsinin verdiyi cəza ilə tonqalda yandırılmışdır. XVI əsrdə elmi əsaslandırma ilə Nikolay Kopernik də planetlərin Günəş ətrafında hərəkət etdiyini qeyd etmişdir. XVII əsrdə teleskopun kəşf olunmasından sonra Günəş ləkələri Tomas Harriot, Qalileo Qaliley və digər alimlər tərəfindən müşahidə olunmuşdur. Qalileo Qaliley Qərb mədəniyyətində Günəş ləkələrinin məlum olan ilk müşahidəsini aparmışdır. O bu ləkələrin Günəşlə Yer arasında hərəkət edən planetlər olmadığını, onların Günəşin səthində olduğunu iddia etmişdir. Günəş ləkələri Çindəki qədim Xan sülaləsi dövründən müşahidə olunur və haqqında qeydlər yazılırdı. 1672-ci ildə Covanni Kassini və Yan Riçer Marsla olan uzaqlığı müəyyənləşdirdi. Dolayı yolla Günəşə qədər olan məsafəni də hesabladılar. İsaak Nyuton Günəş işığının prizmadan keçməsini müşahidə etdi və işığın bir neçə rəngdən ibarət olduğunu kəşf etdi. 1800-cü ildə Uilyam Herşel Günəş spektrinin qırmızı bölməsinin kənarında infraqırmızı şüalanmanı kəşf etdi. 1800-cü illərdə Günəşin spektr müşahidəsində inkişaf baş verdi. Cozef fon Fraunhofer spektr üzərində spektr xətlərinin ilk müşahidələrini həyata keçirdi. Spektr üzərindəki ən güclü spektr xətlərinin adı hal hazırda Fraunhofer xətləri olaraq tanınır. Günəşdən gələn işığı spektr genişləndirdiyi zaman işığın görünməyən rənglərini görmək mümkündür.

Müasir elm dövrünün əvvəllərində Günəşin enerjisinin mənbəyi hələ də sirr kimi qalmaqda idi. Uilyam Kelvin Günəşin içində saxladığı istiliyin şüalanan və soyuyan maye halında olduğunu iddia etdi. Uilyam Kelvin və Herman fon Helmholtz sonralar enerji istehsalını izah etmək üçün Kelvin-Helmholtz qaydasını təklif etmişdir. 1890-cı ildə Günəş spektrində heliumu kəşf edən Cozef Norman Loker Günəşin formalaşması və inkişafı ilə bağlı kometalara əsaslanan nəzəriyyə ortaya atmışdır.

1904-cü ilə qədər məsələnin sübut olunmuş həlli olmadı. Ernest Rezerford günəşin enerji istehsalının daxili istilik mənbəyi ilə davam edə biləcəyini və bunun da radioaktivlik səbəbindən ola biləcəyini bildirdi. Buna baxmayaraq Günəş enerjisinin mənbəyi ilə bağlı ən önəmli sübutu kütlə və enerjinin ekvivalentliyinin məşhur düsturu olan E = mc² ilə Albert Eynşteyn vermişdir.

1920-ci ildə Artur Eddinqton günəşin nüvəsində olan təzyiq və istiliyin hidrogeni heliuma çevirəcək nüvə birləşməsi reaksiyası üçün yetərli olduğunu, kütlədəki dəyişiklikdən də enerji meydana çıxacağı yanaşmasını təklif etmişdir. 1925-ci ildə Sesiliya Peyn tərəfindən Günəşdə hidrogenin üstün olduğu təsdiq olmuşdur. Nəzəri nüvə birləşməsi anlayışı 1930-cü illərdə astrofiziklər Subrəhmanyan Çandrasekar və Hans Betə tərəfindən inkişaf etdirilmişdir. Hans Betə günəşin enerjisini təmin edən iki əsas nüvə reaksiyasını hesablamışdır.

1957-ci ildə Marqaret Burbic tərəfindən Ulduzlarda elementlərin sintezi adlı məqalə yazıldı. Məqalədə Kainatdakı elementlərin günəş kimi ulduzların içində sintezləndiyi sübutları ilə göstərilmişdi.

Kosmik missiyalar

 Medianı oxut

Günəşin ultrabənövşəyi müşahidəsi zamanı çəkilən Ay tranziti.
_video.

 

SDO tərəfindən çəkilən böyük geomaqnit qasırğa.
13 mart 2012.

Günəşi müşahidə etmək üçün hazırlanan ilk kosmik gəmilər NASA tərəfindən hazırlanmış Pioner 5, Pioner 6, Pioner 7, Pioner 8 və Pioner 9 kosmik gəmiləridir. Bu kosmik gəmilər təqribən Günəşdən Yer məsafəsinə qədər olan orbitdə qalaraq Günəş küləyi və Günəşin maqnit sahəsinin ilk ətraflı ölçmələrini həyata keçirdi. Xüsusən də Pioner 9 uzun müddət müşahidə apardı və 1987-ci ilə qədər məlumat göndərməyə davam etdi.

1970-ci illərdə Helios 1 kosmik gəmisi və Skaylab Apollo Teleskopu alimlərə Günəş küləyi və Günəş tacı ilə bağlı yeni məlumatlar verdi. ABŞ və Almaniyanın ortaq ortaq işi olan Helios 1 kosmik gəmisi perigeliy istiqamətində Merkurinin orbitinə girə biləcək şəkildə hərəkət edirdi. NASA tərəfindən 1973-cü ildə kosmosa buraxılan Skaylab kosmik stansiyasının içində Apollo Teleskopu deyilən Günəş müşahidə modulu da vardı. Skaylab Günəşin Keçid bölgəsinin və Günəş tacının ultrabənövşəyi şüalanmasının ilk müşahidələrini həyata keçirmişdi. Bunun nəticəsində Günəş tacından kütlə püskürmələri və hal hazırda səbəb kimi Günəş küləyi göstərilən Günəş tacı dəlikləri kəşf olunmuşdur.

1980-ci ildə NASA tərəfindən Solar Maksimum kosmik gəmisi kosmosa buraxıldı. Bu kosmik gəmi Günəş aktivliyi dövründə proturbulanslarda meydana çıxan qamma, Rentgen və ultrabənövşəyi şüaları müşahidə etmək üçün hazırlanmışdı. Buna baxmayaraq kosmosa buraxıldıqdan bir-iki ay sonra elektronik səhv nəticəsində kosmik gəmi gözləmə vəziyyətinə girdi və üç il bu şəkildə qaldı. 1984-cü ildə Çelencer STS-41C missiyası tərəfindən kosmik gəmi tapılaraq təmir olundu. 1989-cu ilin iyun ayında Yer atmosferinə daxil olana qədər Solar Maksimum kosmik gəmisi minlərlə Günəş tacı şəkili çəkə bildi.

1991-ci ildə Yaponiyanın kosmosa buraxdığı Yohkoh kosmik gəmisi (Günəş işığı) Rentgen dalğa tezliyində proturbulansları müşahidə etdi. Kosmik gəmidən əldə olunan məlumatlar nəticəsində alimlər dəyişik tipdə proturbulansları aşkarladılar. Bundan başqa aktivliyin zirvədə olduğu bölgələrdən uzaqda olan Günəş tacının da əvvəl düşünülənin əksinə olaraq daha dinamik və aktiv olduğu məlum oldu. Yohkoh bütöv bir Günəş dövrəsini müşahidə edə bildi, ancaq 2001-ci ildə Günəş tutulması ərzində gözləmə vəziyyətinə keçdi və Günəşlə olan əlaqəni itirdi. 2005-ci ildə Yerin atmosferinə daxil olarkən yanaraq yox oldu.

 

SDO tərəfindən çəkilən proturbulans.
31 avqust 2012.

Günəşlə bağlı ən önəmli kosmik missiyalardan biri də Avropa Kosmik Agentliyi və NASA tərəfindən ortaq şəkildə həyata keçirilən və 2 dekabr 1995-ci ildə kosmosa buraxılan SOHO (ing. Solar and Heliospheric Observatory) missiyasıdır. Əvvəlcə iki illik missiya üçün planlanan SOHO 10 ildən daha artıq müddət ərzində fəaliyyət göstərmişdir. Bu missiya uğurlu olduğunu sübuta yetirdikdən sonra onun davamı kimi 2010-cu ildə SDO (ing. Solar Dynamics Observatory) missiyası fəaliyyətə başlamışdır. Yerlə Günəş arasında Laqranj nöqtəsinə yerləşdirilən SOHO kosmosa buraxıldığı dövrdən fərqli dalğa tezliklərində Günəşin təsvirlərini Yerə çatdırdı. Birbaşa Günəşi müşahidə etməsindən başqa, SOHO tərəfindən Günəşə yaxınlaşan kiçik kometalar da müşahidə olunmuşdur.

 

STEREO tərəfindən çəkilmiş Günəşin cənub qütbü.
2007.

Sadalanan kosmik gəmilərin hamısı Günəşi ekliptik üzərindən izləmişdir, yəni təkcə ekvator hissəsinin ətraflı tədqiqatı mövcud idi. 1990-cı ildə Günəşin qütb bölgələrini müşahidə etmək üçün Ulises kosmik gəmisi (ing. Ulysses) kosmosa buraxıldı. Əvvəlcə Yupiterə doğru irəliləyən kosmik gəmi Yupiterin cazibə qüvvəsinin təsiri ilə ekliktipin üzərindəki orbitə yerləşdi. Bu kosmik gəmi tərəfindən təsadüfən Yupiterlə toqquşan Şoumeykr-Levi kometası müşahidə olundu. Ulises planlanan orbitinə daxil olduqdan sonra Günəş küləklərini müşahidə etməyə və yuxarı enliklərdəki maqnit sahəsi qüvvəsini müəyyən eləməyə başladı. Yuxarı enliklərdən ayrılan Günəş küləyinin gözlənənin əksinə olaraq daha aşağı sürətli (750 km/san) olduğu məlum oldu. Bundan başqa yuxarı enliklərdən ayrılan qalaktik kosmik şüalanmalar saçan böyük maqnetik dalğaların varlığı müəyyən oldu.

Fotosferdə olan elementlərin bolluğu Günəşin işıq spektri müşahidə olunaraq müəyyən olunmuşdu, ancaq Günəşin daxilinin tərkibi o qədər də yaxşı bilinmirdi. Günəş küləyindən nümunə gətirə bilməsi üçün hazırlanan Genezis kosmik gəmisi alimlərin Günəş maddəsinin tərkibini birbaşa ölçməsi üçün nəzərdə tutulmuşdu. 2004-cü ildə Genezis Yerə qayıtdı, ancaq eniş vaxtı paraşütlərdən biri açılmadığı üçün aparat zərər gördü. Həddən artıq olan zərərə baxmayaraq bəzi yararlı nümunələr əldə oluna bildi.

2006-cı ilin oktyabr ayında STEREO kosmik gəmisi (ing. The Solar Terrestrial Relations Observatory) kosmosa buraxılmışdır. Bu kosmik gəmidən istifadə olunaraq Günəş tacıdan ayrılan maddələrin stereoskopik şəkilləri çəkilmişdir.

Günəşin müşahidəsinin gözə zərərləri

 

Günəşin Beynəlxalq Kosmik Stansiyasından müşahidəsi.

Günəş işığı çox parlaqdır və adi gözlə qısa müddət ərzində Günəşə baxmaq gözü acışdıra bilər, ancaq normal gözlər üçün zərərli deyildir. Günəşə birbaşa baxdıqda gözdə ulduzabənzər parlamalar meydana gəlir və keçici yarıkorluğa səbəb olur. Eyni zamanda gözün retinasına 4 millivatt işıq düşməsinə və beləliklə retinanın yüngülcə isinərək gözlərin zərər görməsinə səbəb olur. Ultrabənövşəyi şüalanmaya məruz qalmaq gözün linzasını saralda və illər sonra katarakta səbəb ola bilər. Birbaşa Günəşə baxdıqda, yüz dəqiqə sonra ultrabənövşəyi şüalar nəticəsində retinada Günəş yanığına bənzər yaralar meydana gəlir. Gənc adamın gözləri yaşlı adamlara nəzərən ultrabənövşəyi şüalardan daha çox təsirlənir.

Xüsusi filtirlər olmadığı zaman Günəşi durbin kimi optik cihazlardan izləmək olduqca təhlükəlidir. Filtir olmadan durbinlə Günəşə baxılarsa, normada olduğundan 500 dəfə daha artıq ultrabənövşəyi şüalar gözün retinasına daxil ola və həmin hüceyrələri anında öldürə bilər. Günorta vaxtı Günəşə filtirsiz durbinlə baxmaq qalıcı korluğa səbəb olur. Günəşi izləmənin təhlükəsiz yolu xüsusi teleskoplardan istifadə edərək onun görünüşünü kompüterin monitorunda əks etdirməkdir.

 

Günəşin batışı.

Natamam Günəş tutulmalarını izləmək gözə zərərlidir, çünki göz bəbəkləri həddən artıq yüksək kontrasta uyğun deyildir. Göz bəbəyi mühitdə olan ən parlaq cisimə görə yox, mühitdəki ümumi işıqlığa görə genişlənir. Natamam Günəş tutulmaları zamanı Günəş işığının çoxu Günəşin önündən keçən Ay tərəfindən əngəllənir, ancaq Fotosferin örtülməmiş hissələrinin səth parlaqlığı normal günlərdəki ilə eynidir. Mühitin alaqaranlıq olması səbəbindən göz bəbəyi ~2 mm-dən ~6 mm-ə qədər böyüyür və Günəş işığına məruz qalan gözün retina hüceyrələri normaldan 10 dəfə çox işıq qəbul edir. Bu hadisə müşahidəçinin gözündə qalıcı kor nöqtələrin yaranmasına səbəb ola biləcək şəkildə hüceyrələri öldürə ya da onlara zərər vura bilər. Bu zaman ağrı həmin dəqiqə hiss olunmadığı üçün təcrübəsiz müşahidəçilərlə uşaqlar baş verə biləcək zərəri tez bilməzlər.

Günəş çıxarkən və batarkən Günəş işığı Reyli səpilməsi və Mie səpilməsi səbəbindən azalır. Bu zaman Günəş Yer atmosferindən keçərkən daha uzun yol qət etdiyi üçün adi gözlə rahat şəkildə görülə biləcək qədər sönük olur. Bu vaxt havadakı toz, duman və nəm də işığın azalmasına səbəb olur.

Günəşin sadalanan gözə zərərləri səbəbindən xüsusi filtirlər hazırlanır. Saxta filtirlər ultrabənövşəyi və infraqırmızı şüaları keçirə bilər və yüksək parlaqlıq səviyyəsində gözə zərərli ola bilər. Teleskoplarda istifadə olunan filtirlər linzanın ya da açıqlığın üzərində olmalı, ancaq okulyar mərcəyin üzərində olmamalıdır. Çünki udulan Günəş işığı səbəbindən yaranan həddən artıq istilik bu filtirlərin çatlamağına səbəb ola bilər. 14 nömrəli qaynaq şüşəsi uyğun Günəş filtiri olsa da, neqativ fotolent kimi deyildir və həddən artıq infraqırmızı şüa keçirir.

Günəş tutulması

 

Günəşin tam tutulması.
Fransa. 1999.

Günəş tutulması Ayın Yerlə Günəşin arasına girməsi səbəbindən baş verir. Tutulmanın baş verməsi üçün Ayın bədirlənmiş fazada olması lazımdır. Bir il ərzində Ayın Yer ətrafında 12 dəfə dönməsinə baxmayaraq, Ayın orbit müstəvisi ilə Yerin orbit müstəvisi arasında 5°Fərq olması səbəbindən Ay hər dəfə Günəşin önündən tam keçmir və kəsişmə seyrək şəkildə meydana gəlir. Bu səbəbdən də ildə 2-5 dəfə Günəş tutulması müşahidə olunur. Bunlardan ən çox ikisi tam tutulma ola bilər. Günəş tutulması Yer üzərində hər dəfə çox məhdud yerlərdən görünür və hansısa bölgədə tam Günəş tutulmasının görünməsi nadir hadisədir.

Tutulmanın növləri

 

Halqalı tutulma.
Nevada. 20 may 2012.

• Tam Günəş tutulması: Ayın Günəşin Yerdən müşahidə olunan Fotosferini tam şəkildə örtməsi hadisəsidir. Günəşin çox parlaq olan Fotosferi Ayın qaranlıq kölgəsi tərəfindən örtülür və Günəş tacı adi gözlə görünə bilir. Bu zaman hava parlaq ulduzlar və planetlərin görülə biləcəyi şəkildə qaralır. Tam tutulma Yerdən məhdud yerlərdə müşahidə oluna bilir.
• Halqalı Günəş tutulması: Ay Günəş önündən keçərkən onu tam örtə bilmədiyi zaman müşahidə olunur. Ayın diametri, Günəşin Fotosferinin diametrinin təqribən 400-də 1-i qədərdir. Buna baxmayaraq Ayın Yerdən uzaqlığı, Günəşin uzaqlığının 400-də 1-i qədərdir. Bu səbəbdən də Ayın Yerdən müşahidə olunan böyüklüyü ilə Günəşin böyüklüyü təqribən eynidir. Buna baxmayaraq Yerin Günəş ətrafındakı orbiti və Ayın Yer ətrafındakı orbiti tam dairə formasında olmadığından Ay hər tam qovuşmalı keçişdə Günəşi tam şəkildə örtə bilmir. Bu zaman Günəş diskinin Ay tərəfindən örtülə bilməyən hissəsi Yerdən halqa şəklində görülür.
• Hibrid Günəş tutulması: Bu zaman tutulma Yerin bəzi yerlərindən tam, bəzi yerlərindənsə halqalı olaraq görülür. Bu tutulma növü olduqca nadir hallarda baş verir.
• Hissəli Günəş tutulması: Ayın Günəşi qismən örtməsi nəticəsində baş verir. Həm tam, həm də halqalı tutulma hissəli tutulma kimi başlayır və başa çatan zaman da yenidən hissəli tutulma formasında görünür. Tam tutulma zamanı tutulmanın tam müşahidə olunduğu məhdud məkan istisna olmaqla hadisənin görülə bildiyi digər yerlərdən tutulma hissəli şəkildə görülür.

Günəş kultu

Ey parıltını sübh çağı yayan, Nur Aton həyat verən Hər gün şərqdən peyda olursan Hər yerə işıq saçırsan...

Misir fironu Exnaton tərəfindən Atona həsr edilmiş şeir.

Günəş tanrıları və Günəşə ibadət müxtəlif xalqların qədim inanclarında müşahidə olunur. Məsələn, Misirdə Ra, hindlilərdə Surya, yaponlarda Ametirasu, almanlarda Sol və asteklərdə Tonatiuh buna nümunə ola bilər.

Qədim Misir mifologiyasında Günəş tanrısı hesab olunan Ra insan bədənli, şahin başlı təsvir olunurdu. Bu şahin başın yuxarı hissəsində Günəş diski və kobra təsviri vardı. Yeni padşahlıq dövründə Günəş peyin böcəyi ilə xarakterizə olunurdu, çünki onun yumrulatdığı peyin formaca Günəşi xatırladırdı. XVIII sülalənin hakimiyyəti illərində sonradan özünü Exnaton adlandıran Misir fironu tərəfindən Aton adlandırılan Günəş tanrısı tək tanrı kimi qəbul edilmişdir. Atona 20 il ərzində Qədim Misirdə sitayiş olunmuşdur.

Qədim almanların paqan inanclarında Sol adlı Günəş tanrısına sitayiş edilirdi. Bənzər adlar digər Hind-Avropa dillərinə daxil olan xalqlar tərəfindən də istifadə olunmuşdur. Məsələn, qədim norveçcə Sol, sanskritcə Surya, qalca Sulis, litvaca Saule, slavyanca Solntse buna nümunə olaraq göstərilə bilər.

Qədim Roma mədəniyyətində bazar günü Günəş tanrısına həsr olunurdu. Bu qədim dövrdə ingilis dilinə də keçmiş, indi də bazar gününə sunday (Günəş günü) deyilməsi şəklində dövrümüzə gəlib çatmışdır.

Yapon mifologiyasında və Şintoizmdə önəmli yerə sahib olan Ametirasu da Günəş və Kainatın tanrısı hesab olunurdu. Ametirasu sözü yaponca cənnətdə parıldayan mənasına gəlir. İnanclara görə Yaponiya imperatorları birbaşa Ametirasunun soyundan gəlir.

İstinadlar

1. http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html — NASA.
   <a href="https://wikidata.org/wiki/Track:Q23548"></a>
2. M. Asplund The new solar abundances - Part I: the observations // Communications in Asteroseismology — 2007. — Vol. 147. — P. 76–79. — ISSN 1021-2043; 2224-8374 — doi:10.1553/CIA147S76
   <a href="https://wikidata.org/wiki/Track:Q56060858"></a><a href="https://wikidata.org/wiki/Track:Q15757280"></a><a href="https://wikidata.org/wiki/Track:Q5561486"></a>
3. Woolfson, M. (2000). "The origin and evolution of the solar system". Astronomy & Geophysics. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.
4. Basu, Sarbani; Antia, H. M. (2007). "Helioseismology and Solar Abundances" 2008-01-27 at the Wayback Machine. Physics Reports.
5. Manuel O. K. and Hwaung Golden (1983), Meteoritics, Cild 18, №3
6. Than, Ker (January 30, 2006). "Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single". SPACE.com.
7. Kerr, F. J.; Lynden-Bell D. (1986). "Review of galactic constants" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 221: 1023–1038.
8. 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/0204331free to read. Bibcode:2002A&A...390.1115B. doi:10.1051/0004-6361:20020749.
9. Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L. (2002). "The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS" (PDF). Astronomy and Astrophysics 390: 1115–1118.
10. Goldsmith, D.; Owen, T. (2001). The search for life in the universe. University Science Books. p. 96. ISBN 978-1-891389-16-0.
11. Nola Taylor Redd. "Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun". space.com.
12. Schröder, K. -P.; Connon Smith, R. (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386: 155–163. arXiv:0801.4031free to read. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.
13. Pogge, Richard W. (1997). (lecture notes). New Vistas in Astronomy. The Ohio State University (Department of Astronomy)
14. Guillemot, H.; Greffoz, V. (Mars 2002). "Ce que sera la fin du monde" (French). Science et Vie N° 1014.
15. Carrington, Damian . "Date set for desert Earth". BBC News.
16. Sackmann, I.-Juliana; Arnold I. Boothroyd; Kathleen E. Kraemer (11 1993). "Our Sun. III. Present and Future". Astrophysical Journal 418: 457.
17. Godier, S.; Rozelot J.-P. (2000). "The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface" (PDF). Astronomy and Astrophysics 355: 365–374.
18. Hannah Cohen (2007-05-16). . Princeton Plasma Physics Laboratory (PPPL).
19. García, R.; et al. (2007). "Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core". Science. 316 (5831): 1591–1593. Bibcode:2007Sci...316.1591G. doi:10.1126/science.1140598. PMID 17478682.
20. Garcia R. A. et al. "Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core", Science, 316, 5831, 1591 - 1593 (2007)
21. Broggini, C. (2003). Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy. XXIII Physics in Collisions Conference. Zeuthen, Germany. p. 21. arXiv:astro-ph/0308537free to read. Bibcode:2003phco.conf...21B.
22. Phillips, K. J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
23. Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 15–34. ISBN 978-0-691-05781-1.
24. Cohen, H. (9 November 1998). "Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun". Contemporary Physics Education Project.
25. .
26. Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D. 64 (1): 013009. arXiv:hep-ph/0102063free to read. Bibcode:2001PhRvD..64a3009S. doi:10.1103/PhysRevD.64.013009.
27. . World Book at NASA. NASA.
28. "NASA/Marshall Solar Physics". Marshall Space Flight Center.
29. Tobias, S. M. (2005). "The solar tachocline: Formation, stability and its role in the solar dynamo". In A. M. Soward; et al. Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics. CRC Press. pp. 193–235. ISBN 978-0-8493-3355-2.
30. Mark S. Miesch: Large-Scale Dynamics of the Convection Zone and Tachocline, Living Rev. Solar Phys. 2
31. Behrend, R.; Maeder, A. (2001). "Formation of massive stars by growing accretion rate". Astronomy and Astrophysics. 373: 190. arXiv:astro-ph/0105054free to read. Bibcode:2001A&A...373..190B. doi:10.1051/0004-6361:20010585.
32. Abhyankar, K. D. (1977). "A Survey of the Solar Atmospheric Models". Bulletin of the Astronomical Society of India. 5: 40–44.
33. Gibson, Edward G. (1973). The Quiet Sun. NASA.
34. Shu, Frank H. (1991). The Physics of Astrophysics. University Science Books.
35. . Solar and Magnetospheric MHD Theory Group. University of St Andrews.
36. De Pontieu, Bart; et al (2007-12-07). "Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind". Science 318 (5856): 1574 - 77. DOI:10.1126/science.1151747. Erişim tarihi: 2008-01-22.
37. Solanki, S. K.; Livingston, W.; Ayres, T. (1994). "New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere". Science. 263 (5143): 64–66. Bibcode:1994Sci...263...64S. doi:10.1126/science.263.5143.64. PMID 17748350.
38. Erdèlyi, R.; Ballai, I. (2007). "Heating of the solar and stellar coronae: a review". Astron. Nachr. 328 (8): 726–733. Bibcode:2007AN....328..726E. doi:10.1002/asna.200710803.
39. Hansteen, V. H.; Leer, E.; Holzer, T. E. (1997). "The role of helium in the outer solar atmosphere". The Astrophysical Journal. 482 (1): 498–509. Bibcode:1997ApJ...482..498H. doi:10.1086/304111.
40. Dwivedi, B. N. (2006). "Our ultraviolet Sun" (PDF). Current Science. 91 (5): 587–595.
41. A. G, Emslie; J. A., Miller (2003). "Particle Acceleration". In Dwivedi, B. N. Dynamic Sun. Cambridge University Press. p. 275. ISBN 978-0-521-81057-9.
42. "A Star with two North Poles". Science @ NASA.
43. Riley, P.; Linker, J. A.; Mikić, Z. (2002). "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations" (PDF). Journal of Geophysical Research. 107 (A7): SSH 8–1. Bibcode:2002JGRA..107.1136R. doi:10.1029/2001JA000299. CiteID 1136.
44. European Space Agency (2005-03-15). "The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass".
45. Bahcall, J. N. 1990, Neutrino Astrophysics (Cambridge University Press, Cambridge)
46. Element Diffusion in the Solar Interior
47. Nicolas Grevesse 1968, Solar abundances of lithium, beryllium and boron. Solar Physics Journal, Volume 5, Number 2 / October, 1968, DOI 10.1007/BF00147963, pp 159-180, Springer Netherlands, ISSN 0038-0938 (Print) ISSN 1573-093X (Online),
48. Bahcall John N., Basu Sarbani, Sereneli Aldo M. 2005: What Is the Neon Abundance of the Sun?, The Astrophysical Journal, 631:1281–1285, 2005 October 1, DOI: 10.1086/431926, The American Astronomical Society (USA),
49. Lebreton, Y. & Maeder, A. (1986), The evolution and helium content of the sun, Astronomy and Astrophysics (ISSN 0004-6361), vol. 161, no. 1, June 1986, p. 119-124.,
50. Biemont Emile, 1978: Abundances of singly-ionized elements of the iron group in the sun, Royal Astronomical Society, Monthly Notices, vol. 184, Sept. 1978, p. 683-694,
51. Noerdlinger, P. D., Diffusion of helium in the Sun, Astronomy and Astrophysics, vol. 57, no. 3, May 1977, p. 407-415
52. Aller L. H. (1968): The chemical composition of the Sun and the solar system, Proceedings of the Astronomical Society of Australia, Vol. 1, p.133,
53. . Goddard Space Flight Center.
54. Lean, J.; Skumanich A.; White O. (1992). "Estimating the Sun's radiative output during the Maunder Minimum". Geophysical Research Letters 19: 1591–1594.
55. Mackay, R. M.; Khalil, M. A. K (2000). "Greenhouse gases and global warming". In Singh, S. N. Trace Gas Emissions and Plants. Springer. pp. 1–28. ISBN 978-0-7923-6545-7.
56. Eddy, John A. (June 1976). "The Maunder Minimum". Science. 192 (4245): 1189–1202. Bibcode:1976Sci...192.1189E. doi:10.1126/science.192.4245.1189. JSTOR 17425839. PMID 17771739.
57. Ehrlich, Robert (2007). "Solar Resonant Diffusion Waves as a Driver of Terrestrial Climate Change". Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics.
58. "Sun's fickle heart may leave us cold". New Scientist 2588.
59. Haxton, W. C. (1995). "The Solar Neutrino Problem" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33: 459–504.
60. Schlattl, H. (2001). "Three-flavor oscillation solutions for the solar neutrino problem". Physical Review D 64 (1).
61. Alfvén, H. (1947). "Magneto-hydrodynamic waves, and the heating of the solar corona". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 107 (2): 211–219. Bibcode:1947MNRAS.107..211A. doi:10.1093/mnras/107.2.211.
62. Sturrock, P. A.; Uchida, Y. (1981). "Coronal heating by stochastic magnetic pumping" (PDF). Astrophysical Journal 246: 331.
63. Parker, E. N. (1988). "Nanoflares and the solar X-ray corona" (PDF). Astrophysical Journal 330: 474.
64. Kasting, J. F.; Ackerman, T. P. (1986). "Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth’s Early Atmosphere". Science 234: 1383–1385.
65. Zirker, J. B. (2002). Journey from the Center of the Sun. Princeton University Press. pp. 119–120. ISBN 978-0-691-05781-1.
66. Lang, Kenneth R. (2008). The Sun from Space. Springer-Verlag. p. 75. ISBN 978-3540769521.
67. Russell, C. T. (2001). "Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial". In Song, Paul; Singer, Howard J.; Siscoe, George L. Space Weather (Geophysical Monograph) (PDF). American Geophysical Union. pp. 73–88. ISBN 978-0-87590-984-4.
68. A.D. Dolgov (2003). "Magnetic fields in cosmology".
69. R. Drimmel, D. N. Spergel (2001). "Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk".
70. Leong, Stacy (2002). . The Physics Factbook.
71. Leslie Mullen (2001). "Galactic Habitable Zones". Astrobiology Magazine.
72. . NASA.
73. C. Barbieri (2003). "Elementi di Astronomia e Astrofisica per il Corso di Ingegneria Aerospaziale V settimana". IdealStars.com.
74. "Stars within 10 light years". SolStation.
75. "Tau Ceti". SolStation.
76. . Hubblesite.
77. "Planet". Oxford Dictionaries.
78. Goldstein, Bernard R. (1997). "Saving the phenomena : the background to Ptolemy's planetary theory". Journal for the History of Astronomy. Cambridge (UK). 28 (1): 1–12. Bibcode:1997JHA....28....1G.
79. Ptolemy; Toomer, G. J. (1998). Ptolemy's Almagest. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-00260-6.
80. Sider, D. (1973). "Anaxagoras on the Size of the Sun". Classical Philologys. 68 (2): 128–129. doi:10.1086/365951. JSTOR 269068.
81. . BBC.
82. . BBC.
83. . Cool Cosmos.
84. Thomson, Sir William (1862). "On the Age of the Sun’s Heat". Macmillan's Magazine 5: 288–293.
85. Lockyer, Joseph Norman (1890). The meteoritic hypothesis; a statement of the results of a spectroscopic inquiry into the origin of cosmical systems. London and New York: Macmillan and Co..
86. Darden, Lindley (1998). .
87. Hawking, S. W. (2001). The Universe in a Nutshell. Bantam Books. ISBN 0-553-80202-X.
88. . ESA Space Science.
89. Bethe, H. (1938). "On the Formation of Deuterons by Proton Combination". Physical Review 54: 862–862.
90. Bethe, H. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review 55: 434–456.
91. E. Margaret Burbidge; G. R. Burbidge; William A. Fowler; F. Hoyle (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics 29 (4): 547–650.
92. . Encyclopedia Astronautica.
93. Burlaga, L.F. (2001). "Magnetic Fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results". Planetary and Space Science. 49 (14–15): 1619–27. Bibcode:2001P&SS...49.1619B. doi:10.1016/S0032-0633(01)00098-8.
94. St. Cyr, Chris; Joan Burkepile (1998). .
95. Japan Aerospace Exploration Agency (2005). .
96. . Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO). U.S. Naval Research Laboratory.
97. "Sungrazing Comets". LASCO (US Naval Research Laboratory).
98. . NASA.
99. Calaway, M.J.; Stansbery, Eileen K.; Keller, Lindsay P. (2009). "Genesis capturing the Sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1". Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B. 267 (7): 1101–1108. Bibcode:2009NIMPB.267.1101C. doi:10.1016/j.nimb.2009.01.132.
100. "STEREO Spacecraft & Instruments". NASA Missions.
101. 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.
102. T.J. White, M.A. Mainster, P.W. Wilson, and J.H.Tips (1971). "Chorioretinal temperature increases from solar observation". Bulletin of Mathematical Biophysics 33: 1.
103. "M.O.M. Tso and F.G. La Piana (1975). "The Human Fovea After Sungazing". Transactions of the American Academy of Ophthalmology & Otolaryngology 79: OP-788.
104. Hopeross, M. W. (1993). Ultrastructural findings in solar retinopathy. 7. s. 29.
105. Schatz, H. & Mendelbl, F. (1973). Solar Retinopathy from Sun-Gazing Under Influence of LSD. 57 (4). s. 270.
106. Chou, B. Ralph, MSc, OD (April 1997). Eye Safety During Solar Eclipses. s. 19
107. W.T. Ham Jr., H.A. Mueller, and D.H. Sliney. "Retinal sensitivity to damage from short wavelength light". Nature 260: 153.
108. W.T. Ham Jr., H.A. Mueller, J.J. Ruffolo Jr., and D. Guerry III (1980). "Solar Retinopathy as a function of Wavelength: its Significance for Protective Eyewear". "The Effects of Constant Light on Visual Processes", edited by T.P. Williams and B.N. Baker (Plenum Press, New York): 319-346.
109. Marsh, J. C. D. (1982). "Observing the Sun in Safety" (PDF). J. Brit. Ast. Assoc. 92: 6.
110. Espenak, F.. . NASA.
111. Piggin, I. G. (1972). "Diurnal asymmetries in global radiation". Springer. 20 (1): 41–48. Bibcode:1972AMGBB..20...41P. doi:10.1007/BF02243313.
112. Littmann, Mark; Espenak, Fred; Willcox, Ken (2008). Totality: Eclipses of the Sun. Oxford University Press. pp. 18–19. ISBN 0-19-953209-5.
113. Five solar eclipses occurred in 1935.NASA (September 6, 2009). "Five Millennium Catalog of Solar Eclipses". NASA Eclipse Web Site. Fred Espenak, Project and Website Manager.
114. Harrington, Philip S. (1997). Eclipse! The What, Where, When, Why and How Guide to Watching Solar and Lunar Eclipses. New York: John Wiley and Sons. ISBN 0-471-12795-7.
115. Documentary film. Secrets of the mummies
116. Teeter, Emily (2011). Religion and Ritual in Ancient Egypt. New York: Cambridge University Press. ISBN 9780521848558.
117. Frankfort, Henri (2011). Ancient Egyptian Religion: an Interpretation. Dover Publications. ISBN 0486411389.
118. Mallory, J. P. (1989). In Search of the Indo-Europeans: Language, Archaeology and Myth. Thames & Hudson. p. 129. ISBN 0-500-27616-1.
119. Barnhart, Robert K. (1995). The Barnhart Concise Dictionary of Etymology. Harper Collins. ISBN 0-06-270084-7
120. Wheeler, Post (1952). The Sacred Scriptures of the Japanese. New York: Henry Schuman. pp. 393–395. ISBN 978-1425487874.
121. Boscaro, Adriana; Gatti, Franco; Raveri, Massimo, eds. (2003). Rethinking Japan: Social Sciences, Ideology and Thought. II. Japan Library Limited. p. 300. ISBN 0-904404-79-X.

Xarici keçidlər

İngiliscə Nasa SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) satellite National Solar Observatory Astronomy Cast: The Sun A collection of spectacular images of the Sun from various institutions Satellite observations of solar luminosity Sun|Trek, an educational website about the Sun An animated explanation of the structure of the Sun (University of Glamorgan) 2011-08-10 at the Wayback Machine Animation – The Future of the Sun Solar Conveyor Belt Speeds Up – NASA – images, link to report on Science NASA 5-year timelapse video of the Sun Sun in Ultra High Definition NASA 11/1/2015

Rusca Энциклопедия Солнца. Тесис. Солнце. Астронет. Солнце и Земля. Единые колебания Солнце. Солнечная система. Общая астрономия Путешествие из центра Солнца. Популярная механика. Солнце. Физическая энциклопедия. Эдвард Кононович. Солнце

Həmçinin bax

• Günəş sistemi
• Ulduz
• Günəş enerjisi