Soare: Diferență între versiuni

Soare
	; Imagine realizată în 2013 în lumină vizibilă cu filtru solar, cu pete solare.
	; Imagine realizată în 2010 în culori false, văzută în lumina ultravioletă (lungime de undă de 30,4 nm)
Date observaționale
Dist. medie față de Terra	1 au ≈ 149.600.000 km ; 8 min 19 s la viteza luminii
Strălucire (V)	−26,74
Magnitudine absolută	4,83
Clasificare stelară	G2V
Metalicitate	Z = 0,0122
Diametru unghiular	31,6–32,7
Caracteristici orbitale
Dist.medie față de centrul Căii Lactee	≈2,7×1017 km; 27.200 ani-lumină
Per. galactică	(2,25–2,50)×108 ani
Viteză	≈ 220 km/s (orbită în jurul centrului Căii Lactee) ; ≈ 20 km/s (în raport cu viteza medie a altor stele din vecinătatea stelară) ; ≈ 370 km/s (relativ la radiația cosmică de fond)
Caracteristici fizice
Raza ecuatorială	695.700 km,; 696.342 km ; 109×Terra
Circumferința ecuatorială	4,379×106 km ; 109 × Terra
Aplatizare	9×10−6
Suprafață	6,09×1012 km2 ; 12.000 × Terra
Volum	1,41×1018 km3 ; 1.300.000 × Terra
Masă	1,9884 × 1030 kg; 333.000 × Terra
Densitate medie	1,408 g/cm3 ; 0,255 × Terra
Gravitația de suprafață ecuatorială	274 m/s2 ; 28 × Terra
Viteza de evacuare; (de la suprafață)	617,7 km/s ; 55 × Terra
Temperatură	Centru: 15.099.726 °C; Fotosferă: 5.498.85 °C; Coroană: ≈ 5.000 °C
Luminozitate (Lsol)	3,828 × 1026 W ; ≈ 3,75 × 1028lm; ≈ 98 lm/W eficacitate
Radianță medie (Isol)	2,009 × 107 W·m−2·sr−1
Vârstă	≈ 4,6 miliarde ani
Caracteristici de rotație
Înclinare axială	7,25° ; (față de planul elipticii); 67,23°; (față de planul galactic)
Ascensie dreaptă; a Polului Nord	286,13°; 19 h 4 min 30 s
Declinație; a Polului Nord	+63,87°; 63° 52' Nord
Per.rotație siderală; (la ecuator)	25,05 z
(la 16° latitude)	25,38 z; 25 z 9 h 7 min 12 s
(la poli)	34,4 z
Viteza de rotație; (la ecuator)	7.189 km/h
Compoziție fotosferică
Hidrogen	73,46%
Heliu	24,85%
Oxigen	0,77%
Carbon	0,29%
Fier	0,16%
Neon	0,12%
Azot	0,09%
Siliciu	0,07%
Magneziu	0,05%
Sulf	0,04%

Navighează interactiv prin istoric

← Diferența anterioară Diferența următoare →

Conținut șters Conținut adăugat

VizualWikitext

Aliniat

Versiunea de la 6 mai 2020 20:57

Soarele este steaua din centrul Sistemului Solar. Este o sferă aproape perfectă din plasmă fierbinte,^[15]^[16] ținută de gravitație și modelată de un câmp magnetic.^[17] Este de departe cea mai importantă sursă de energie pentru viața de pe Pământ. Diametrul său este de aproximativ 1,39 milioane de kilometri (sau este de 109 ori mai mare decât al Terrei), iar masa sa este de aproximativ 330.000 de ori mai mare decât a Terrei. Reprezintă aproximativ 99,86% din masa totală a Sistemului Solar.^[18] Aproximativ trei sferturi din masa Soarelui este formată din hidrogen (~ 73%); restul este în mare parte heliu (~ 25%), cu cantități mult mai mici de elemente mai grele, inclusiv oxigen, carbon, neon și fier.^[19]

Soarele este o stea cu secvență principală de tip G (G2V). Ca atare, este denumită în mod informal și nu complet exact o pitică galbenă (lumina ei este mai aproape de alb decât de galben). S-a format cu aproximativ 4,6 miliarde de ani în urmă ^[a]^[11]^[20] din colapsul gravitațional al materiei într-o regiune a unui nor molecular mare. Cea mai mare parte a acestei materii s-a adunat în centru, în timp ce restul s-a aplatizat într-un disc orbitant care a devenit Sistemul Solar. Masa centrală a devenit atât de fierbinte și densă încât în cele din urmă s-a inițiat fuziunea nucleară în nucleul său. Se crede că aproape toate stelele se formează prin acest proces.

În prezent, Soarele fuzionează aproximativ 600 de milioane de tone de hidrogen în heliu în fiecare secundă, transformând 4 milioane de tone de materie în energie. Această energie, care poate dura între 10.000 și 170.000 de ani să scape din nucleul său, este sursa luminii și a căldurii Soarelui.

Când fuziunea hidrogenului din nucleu se va diminua până la punctul în care Soarele nu mai este în echilibru hidrostatic, nucleul său va suferi o creștere însemnată a densității și temperaturii în timp ce straturile sale exterioare se extind, transformând în cele din urmă Soarele într-o gigantă roșie. S-a calculat că Soarele va deveni suficient de mare pentru a încorpora orbitele actuale ale lui Mercur și Venus și va face Pământul de nelocuit – dar după aproximativ cinci miliarde de ani. După aceasta, își va revărsa straturile exterioare și va deveni un tip dens de stea în răcire cunoscută sub numele de pitică albă și nu va mai produce energie prin fuziune, dar va continua să strălucească și va elibera căldură din fuziunea sa anterioară.

Efectul enorm al Soarelui pe Pământ a fost recunoscut încă din timpurile preistorice, iar Soarele a fost considerat în unele culturi o zeitate.

Caracteristici generale

Soarele este o stea cu secvență principală de tip G care cuprinde aproximativ 99,86% din masa Sistemului Solar. Are o magnitudine absolută de +4,83, și se estimează că este o stea mai strălucitoare decât aproximativ 85% din stelele din Calea Lactee, majoritatea fiind pitice roșii.^[21]^[22] Soarele este o stea de populație I sau o stea bogată în elemente grele.^[23]

Formarea Soarelui ar fi putut fi declanșată de unde de șoc de la una sau mai multe supernove din apropiere.^[24] Acest lucru este sugerat de o abundență mare de elemente grele în Sistemul Solar, cum ar fi aurul și uraniu, în raport cu abundențele acestor elemente în stelele de Populație II, sărace în elemente grele. Elementele grele ar putea fi cel mai plauzibil produse prin reacții nucleare endotermice în timpul unei supernove sau prin transmutarea prin absorbție de neutroni în cadrul unei stele masive de a doua generație.^[23]

Soarele este de departe cel mai strălucitor obiect de pe cerul Pământului, cu o magnitudine aparentă de -26,74.^[25]^[26] Aceasta este de aproximativ 13 miliarde de ori mai strălucitoare decât următoarea stea ca strălucire, Sirius, care are o magnitudine aparentă de -1,46. O unitate astronomică (aproximativ 150.000.000 km) este definită ca distanța medie de la centrului Soarelui până la centrul Pământului, deși distanța variază pe măsură ce Pământul se deplasează de la periheliu în ianuarie la afeliu în iulie.^[27] La această distanță medie, lumina călătorește de la orizontul Soarelui la orizontul Pământului în aproximativ 8 minute și 19 secunde, în timp ce lumina din cele mai apropiate puncte ale Soarelui și Pământului durează cu aproximativ două secunde mai puțin. Energia acestei lumini solare susține aproape toată viața ^[b] de pe Pământ prin fotosinteză,^[28] și controlează clima și vremea Terrei.

Soarele nu are o graniță certă, cum au de exemplu planetele telurice, dar în straturile sale exterioare, densitatea gazului scade exponențial pe măsură ce crește distanța de centrul său.^[29] Pentru a putea fi măsurat, raza Soarelui este considerată a fi distanța de la centrul său până la marginea fotosferei, suprafața vizibilă aparentă a Soarelui.^[30] Prin această măsură, Soarele este o sferă aproape perfectă, cu o aplatizare estimată la aproximativ 9/1000000 ^[31], ceea ce înseamnă că diametrul său polar diferă de cel ecuatorial cu doar 10 kilometri.^[32] Efectul mareic al planetelor este slab și nu afectează în mod semnificativ forma Soarelui.^[33] Deoarece Soarele este format dintr-o plasmă care nu este un solid, diversele sale părți se pot roti cu viteze diferite; acest comportament este cunoscut sub numele de rotație diferențială. Într-un cadru de referință definit de stele, perioada de rotație este de aproximativ 25,6 zile la ecuator și 33,5 zile la poli. Cu toate acestea, datorită schimbării constante a punctului de observare a Pământului, pe măsură ce orbitează în jurul Soarelui, rotația aparentă a Soarelui la ecuatorul său este de 28 de zile.^[34]

Interiorul Soarelui nu este direct observabil, iar Soarele însuși este opac radiațiilor electromagnetice. Cu toate acestea - la fel cum seismologia folosește undele generate de cutremure pentru a studia structura internă a Pământului - helioseismologia folosește undele de presiune (infrasunete) care trec prin interiorul Soarelui pentru a studia și vizualiza structura internă a stelei.^[35] Modelarea computațională este de asemenea folosită ca instrument pentru a testa compatibilitatea modelelor teoretice ale straturilor sale mai profunde cu observațiile

Istoria și viitorul Soarelui

Conform cercetărilor actuale, vârsta Soarelui este de aproximativ 4,6 miliarde de ani, și el se află pe la jumătatea ciclului principal al evoluției, în care în miezul său hidrogenul se transformă în heliu prin fuziune nucleară. În fiecare secundă, peste patru milioane de tone de materie sunt convertite în energie în nucleul soarelui, generându-se astfel neutrino și radiație solară.

Ciclul de viață al Soarelui

Conform cunoștințelor actuale, în decursul următorilor aproximativ 5 miliarde de ani Soarele se va transforma într-o gigantă roșie și apoi într-o pitică albă, în cursul acestui proces dând naștere la o nebuloasă planetară. În cele din urmă își va epuiza hidrogenul și atunci va trece prin schimbări radicale, întâlnite des în lumea stelelor, care vor conduce printre altele și la distrugerea totală a Pământului. Activitatea magnetică a Soarelui generează o serie de efecte cunoscute sub numele generic de activitate solară, incluzând petele pe suprafața acestuia, erupțiile solare și variații ale vântului solar, care dispersează materie din componența Soarelui în tot sistemul solar și chiar și dincolo de el. Efectele activității solare asupra Pământului includ formarea aurorelor polare, la latitudini nordice medii spre mari, precum și afectarea comunicațiilor radio și a rețelelor de energie electrică. Se consideră că activitatea solară a jucat un rol foarte important în evoluția sistemului solar și că ea influențează puternic structura atmosferei exterioare a Pământului.

Deși este cea mai apropiată stea de Pământ și a fost intens studiată, multe întrebări legate de Soare nu și-au găsit încă răspuns; ca de exemplu, de ce atmosfera exterioară a Soarelui are o temperatură de peste un milion Kelvin, în timp ce suprafața vizibilă (fotosfera) are o temperatură de „doar” aproximativ 5.780 K.

Investigațiile curente legate de activitatea Soarelui includ cercetări asupra ciclului regulat al petelor solare, originea și natura fizică a protuberanțelor solare, interacțiunea magnetică dintre cromosferă și coroană, precum și originea vântului solar.

Informații generale

Hidrogenul reprezintă aproximativ 74% din masa Soarelui, heliul 25%, iar restul este constituit din cantități mici de elemente mai grele. Datorită acestei compoziții și a temperaturilor ridicate, pe Soare nu există o crustă (scoarță) solidă, și nici materie în stare lichidă, toată materia solară fiind în întregime în stare de plasmă și gazoasă.

Soarele face parte din clasa spectrală G2V. "G2" înseamnă că:

temperatura la suprafață este de aproximativ 5778 K (5505 °C, 9941 °F);
iar spectrul său conține linii de metale ionizate și neutre precum și foarte slabe linii de hidrogen.

Sufixul "V" (citit 5) indică apartenența Soarelui la grupul majoritar al stelelor aflate în secvența principală. Aceasta înseamnă că își generează energia prin fuziunea nucleară a nucleelor de hidrogen în heliu, și că se află în echilibru hidrostatic, adică nici nu se contractă nici nu se dilată. Numai în galaxia noatră sunt mai mult de 100 de milioane de stele din clasa G2. Datorită distribuției logaritmice a mărimii stelelor, Soarele este de fapt mai strălucitor decât 85% din stelele galaxiei, majoritatea acestora fiind pitice roșii.^[36]

Faza principală a existenței Soarelui va dura în total aproximativ 10 miliarde de ani. Vârsta actuală, determinată folosind modele computerizate ale evoluției stelelor și nucleocosmocronologia, se consideră a fi de aproximativ 4,57 miliarde de ani ^[11]. Soarele orbitează în jurul centrului galaxiei noastre, Calea Lactee, la o distanță de 25-28 de mii de ani-lumină de acesta, realizând o revoluție completă în circa 225-250 de milioane de ani. Viteza orbitală este de 220 km/s, adică un an-lumină la fiecare 1.400 de ani, sau o Unitate Astronomică la fiecare 8 zile.^[37]

Soarele este o stea din a treia generație, a cărei formare este posibil să fi fost declanșată de undele de șoc ale unei supernove aflate în vecinătate. Acest fapt este sugerat de prezența în abundență în Sistemul nostru Solar a metalelor grele cum ar fi aurul și uraniul; cea mai plauzibilă explicație a provenienței acestora fiind reacțiile nucleare dintr-o supernovă sau transmutațiile prin absorbția de neutroni din interiorul unei stele masive de generația a doua.

Masa Soarelui este insuficientă pentru a genera explozia într-o supernovă, în schimb, în 4-5 miliarde de ani, el va intra în faza de gigantă roșie, straturile exterioare urmând să se extindă, în timp ce hidrogenul din centru va fi consumat, iar miezul se va contracta și încălzi. Fuziunea heliului va începe când temperatura în centru va ajunge la 3×10⁸ K. Deși probabil expansiunea straturilor exterioare ale Soarelui va atinge actuala traiectorie a Pământului, cercetări recente sugerează că în faza premergătoare, datorită pierderii de masă, orbita Pământului va fi împinsă mai departe, prevenind astfel înghițirea Pământului (totuși atmosfera Pământului se va evapora și împrăștia).

Faza de gigantă roșie va fi urmată de împrăștierea straturilor exterioare ale Soarelui datorată intenselor pulsații termice, dând naștere unei nebuloase planetare. Soarele se va transforma apoi într-o pitică albă, răcindu-se în timp. Această succesiune a fazelor este tipică evoluției stelelor de masă mică spre medie.^[38]^[39]

Lumina și căldura Soarelui constituiesc principala sursă de energie pe suprafața Pământului. Constanta solară este cantitatea de energie solară care ajunge pe Pământ pe unitatea de suprafață direct expusă luminii solare. Constanta solară este aproximativ 1.370 watt/m² la distanța de Soare de o unitate astronomică (UA). Lumina ce ajunge pe suprafața Pământului este atenuată de atmosfera terestră, de fapt pe suprafața Pământului ajunge o cantite mai mică de energie, undeva în jurul valorii de 1.000 watt/m² în condițiile unei expuneri directe, când Soarele se află la zenit. Această energie poate fi utilizată printr-o multitudine de procedee naturale sau artificiale:

fotosinteza realizată de plante, care capturează energia solară și o folosesc la conversia chimică a bioxidului de carbon din aer în oxigen și compuși reduși ai carbonului
prin încălzire directă
prin conversie realizată de celule fotovoltaice pentru a genera electricitate.
Energia stocată în petrol și alți combustibili fosili a provenit inițial tot din energia solară, prin fotosinteză, în trecutul îndepărtat.

Lumina Soarelui prezintă câteva proprietăți biologice interesante. Lumina ultravioletă de la Soare are proprietăți antiseptice și poate fi utilizată pentru a steriliza diverse obiecte. De asemenea, poate cauza și arsuri solare, având de asemenea și alte efecte medicale, cum ar fi producția de vitamină D. Lumina ultravioletă este puternic atenuată de atmosfera Pământului, astfel încât cantitatea de lumină UV variază mult cu latitudinea locală, datorită drumului mai lung al luminii solare prin atmosferă la latitudini mari. Această variație este responsabilă pentru multe adaptări de natură biologică, cum ar fi variațiile de culoare a pielii omului în diferite regiuni ale globului.

Observată de pe Pământ, traiectoria Soarelui pe bolta cerească variază pe parcursul anului. Traiectoria descrisă de poziția Soarelui pe cer luată în fiecare zi la exact aceeași oră pe parcursul unui an se numește analemă și seamănă cu o figură în formă de 8, aliniată pe o axă de la nord la sud. În afară de cea mai evidentă variație a poziției aparente a Soarelui pe bolta cerească între nord și sud cu o amplitudine unghiulară de 47 de grade (datorită înclinației axei terestre de 23,5 grade fată de ecliptică), există de asemenea și o componentă pe axa est-vest a acestei variații de poziție. Variația pe axa nord-sud rămâne însă sursa principală a anotimpurilor pe Pământ.

Datorită faptului că se află atât de aproape de Pământ, în termeni astronomici, Soarele este steaua cea mai bine cercetată și cunoscută. Astronomii disting chiar detaliile de la suprafața sa (începând de la 150 km și mai mult). În comparație cu Pământul, Soarele este gigantic. Volumul său ar putea cuprinde 1.300.000 de planete ca a noastră, iar de-a lungul diametrului său s-ar putea alinia 109 Pământuri. Soarele este o imensă sferă de gaz foarte cald, a cărei masă o depășește de 300.000 de ori pe cea a Pamântului. La suprafață, forța gravitațională este de aproximativ 28 de ori mai puternică decât cea de pe Pământ. Totuși, Soarele nu este decât o stea foarte obișnuită. Pentru astronomi, este o adevărată șansă să poată studia o stea atât de tipică: tot ceea ce află ei prin studierea Soarelui îi ajută să înțeleagă mai bine și celelalte stele.

Fotosfera

Lumina orbitoare a Soarelui provine de la un înveliș de grosime mai mică de 300 km, fotosfera. Aceasta este cea care dă impresia că Soarele are o margine bine delimitată. Temperatura fotosferei este de aprox. 5.780 Kelvin. Văzută prin telescop, ea se prezintă ca o rețea de celule mici sau granule strălucitoare, aflate într-o permanentă agitație. Fiecare granulă este o bulă de gaz de mărimea unei țări ca Franța. Ea apare, se transformă și dispare în aproximativ 10 minute. Pe alocuri, suprafața Soarelui prezintă pete întunecate, numite pete solare, care au fost foarte mult cercetate dupa inventarea lunetei și a telescopului. Urmărindu-le zi de zi, observăm că ele nu ramân în același loc. Această deplasare dovedește că Soarele se învârtește în jurul propriei sale axe. În timpul unei eclipse totale, când discul orbitor al Soarelui dispare, uneori chiar total, în spatele Lunii pentru câteva ore, remarcăm în jurul Soarelui o bordură subțire, de un roșu aprins, cromosfera, iar dincolo de aceasta, un halo argintiu, mai mult sau mai puțin neregulat, coroana.

Cromosfera și coroana

Cromosfera și coroana sunt învelișurile exterioare ale Soarelui. Ele formează așa-numita atmosferă solară. În mod obișnuit nu le vedem, pentru că sunt mult mai puțin luminoase decât fotosfera. Cromosfera se ridică până la 5.000 km de suprafața Soarelui. Ea este acoperită de mici jeturi dinamice de gaz foarte cald, spiculii (sau spicule). Temperatura ei crește o dată cu altitudinea: în vârf, ea atinge 20.000 °C. Coroana, care îmbracă atmosfera, se diluează treptat în spațiu și nu are o limită exterioară bine definită. Ea este foarte rarefiată, dar extrem de caldă: temperatura sa depașește 1 milion de grade. Cu ajutorul instrumentelor speciale, din timp in timp se observă că anumite regiuni ale cromosferei devin deodată foarte strălucitoare: acestea sunt erupțiile solare. În urma acestora apar jeturi imense de gaz, protuberanțele, care au aspectul unor filamente întunecate. În afară de acestea, un flux de particule foarte rapide părăsește Soarele prin coroană în mod permanent. Acestea sunt vânturile solare. Desigur, interiorul Soarelui nu poate fi văzut, dar studierea suprafeței și a straturilor sale exterioare oferă astronomilor informații despre structura sa internă. Ea conține toate elementele simple identificate și pe Pământ, dar 98% din masa sa este formată din hidrogen și heliu (73% hidrogen și 25% heliu).

Nucleul

Articol principal: Nucleul solar.

Spre centrul Soarelui este din ce în ce mai cald, iar materia este din ce în ce mai comprimată. În centru temperatura ajunge la 15 milioane de grade, iar presiunea este de 100 milioane de ori mai mare decat cea din centrul Pământului. În acest cuptor, atomii de hidrogen se aglomerează câte patru și se transformă în atomi de heliu. În cadrul acestei reacții de fuziune nucleară se degajă căldură și lumină, sursa strălucirii Soarelui. În fiecare secundă, 564 de milioane de tone de hidrogen se transformă în aproape 560 de milioane de tone de heliu în centrul Soarelui, iar diferența, mai mult de 4 milioane de tone pe secundă, se transformă în energie radiativă (în jur de 383 yotawatt, adică 3,83 x 10²⁶ Watt). Zona unde se produc aceste reacții nucleare nu reprezintă decât un sfert din raza Soarelui, dar ea cuprinde jumătate din masa acestuia. Lumina emisă în această zonă centrală a Soarelui nu ajunge la suprafața sa decât după două milioane de ani. Petele solare au un aspect întunecat pentru că ele sunt mai reci decât regiunile din jur. Ele sunt adeseori asociate în perechi, care se comportă ca polii unui enorm magnet. Pot rămâne vizibile timp de mai multe săptămâni. Numărul petelor care pot fi observate pe Soare variază după un ciclu de aproximativ 11 ani.

Activitatea solară

Prin activitate solară este denumit ansamblul fenomenelor nestaționare care au loc la suprafața și în atmosfera Soarelui, adică petele, erupțiile cromosferice, faculele, filamentele, protuberanțele, erupțiile radio și de radiații X. Fiind mai ușor accesibile observațiilor directe, petele au fost primele fenomene descoperite (Galileo Galilei în 1610). Toate celelalte fenomene solare au fost descoperite în a doua jumătate a secolului al XIX-lea și în prima jumătate a secolului al XX-lea. Legitățile activității solare au fost stabilite ca urmare a îndelungatelor observații și statistici asupra petelor solare și asupra celorlalte fenomene solare.

În timpul unei erupții solare o cantitate enormă de energie care se află în cromosferă și coroană este eliberată dintr-o dată. Materia este proiectată în coroană și particule de atomi accelerate până la viteze foarte mari sunt expulzate în spațiul interplanetar. Aceste fenomene sunt însoțite de o emisie de raze X (Röntgen), de unde radio și, în cazul erupțiilor mai puternice, de lumină vizibilă. Când ajung în apropierea Pământului și intră în atmosferă, în special deasupra regiunii polului nord, particulele creează aurorele polare. De asemenea, ele perturbă propagarea undelor radio în jurul globului. Uneori ele duc și la defectarea rețelelor de distribuire a electricității.

Cu timpul, pe măsură ce instrumentele astronomice s-au perfecționat, oamenii au putut observa mai amănunțit toate perturbațiile Soarelui: petele solare ale fotosferei; erupțiile solare, protuberanțele și filamentele cromosferei; jeturile de gaze ale coroanei. Astăzi se știe că aceste fenomene sunt în strânsă legătură unele cu altele. Frecvența și intensitatea lor variază cu o perioadă de aprox. 11 ani. În timpul acestei perioade numărul petelor solare înregistrează un minimum și un maximum. Următorul număr maxim este prevăzut în jurul anului 2011. Activitatea solară a rămas suficient de învăluită în mister, dar se știe că aceasta este legată de magnetism și de rotația Soarelui.

Indicii principali ai activității solare sunt: numărul mediu de pete și aria totală a petelor. Numărul mediu de pete (sau numărul Wolf) este definit prin relația: $W=k(10g+f)$ , unde g reprezintă numărul de grupuri de pete, f numărul total de pete, iar k un factor ce depinde de instrument și de observator, care trebuie să reducă la aceeași scală datele provenind de la observatori și instrumente diferite.

Cu ajutorul observațiilor existente, Rudolf Wolf a reconstituit, începând din 1749, valorile lunare medii ale indicelui W. Aria petelor se măsoară începând din 1874 la Observatorul din Greenwich.

În prezent, se utilizează ca indice al activității solare și intensitatea radiației radio a Soarelui cu lungimea de undă de 10,7 cm. În 1843, Samuel Heinrich Schwabe a descoperit variația ciclică a numărului W de pete solare cu o perioadă de 10 ani. Descoperirea a fost confirmată ulterior de statistica lui Wolf, care a arătat că această perioadă este de 11 ani, dar uneori poate diferi cu ±3 ani. Sunt posibile perioade mult mai mari ale ciclului de activitate solară, de circa 90 și de 400 de ani. O altă lege a activității solare, pusă în evidență de Gustav Spörer, arată că există o mișcare de derivă a petelor (respectiv a regiunilor active solare) în intervalul de 11 ani al unui ciclu; astfel, petele se formează a latitudini heliografice de ±35−±40° la începutul ciclului, apoi acestea reapar la latitudini heliografice mai joase, astfel încât la sfârșitul ciclului ajung aproape de ecuatorul solar.

Ulterior, George Ellery Hale a aratat că semnul polarității magnetice a petelor din grupele bipolare revine după 22 de ani. La fel cu petele, variază și ceilalți componenți ai activității solare, adică erupțiile, faculele, protuberanțele, deși uneori după legi mai complicate. Aria în care se manifestă activitatea solară este compusă din centre de activitate, unde apar faculele, petele, erupțiile, protuberanțele, filamentele etc.

Când Soarele devine mai activ, suprafața sa se acoperă de pete și se observă mai multe erupții solare decât până atunci. Acestea eliberează în spațiu, printre altele, și mănunchiuri enorme de raze invizibile: raze X, raze ultraviolete, unde radio. Ele sunt însoțite și de producerea unui flux intens de particule atomice, încărcate electric: vântul solar. Cele care au mai multă energie ajung până la Pământ în câteva ore și se strâng în jurul planetei noastre. Pătrunzând în atmosferă, ele produc raze mișcătoare frumos colorate, aurorele polare. În emisfera nordică acestea sunt numite și aurore boreale, iar în emisfera sudică sunt numite aurore australe. Ele au aspectul unor perdele mari, roșiatice sau verzui, care unduiesc pe cer. Se pare că variațiile activității solare influențează clima de pe Pământ. Astfel, din anul 1645 până în 1715, nu s-a observat nicio pată pe Soare, iar această perioadă a coincis cu anii cei mai friguroși ai "micii ere glaciare", o perioadă în timpul căreia temperaturile au fost anormal de scăzute în toată Europa. Prin contrast, începând de prin anul 1900, Soarele este mai activ și temperatura medie a Pământului a crescut ușor. Au fost descoperite multe legături asemănătoare între activitatea solară și perioadele de frig sau de caniculă de pe Pământ, dar nu se cunoaște încă exact modul în care aceste variații ale activității solare acționează asupra climatului.

Observatoare

Pe tot cuprinsul Pământului există observatoare astronomice pentru studierea Soarelui: în Statele Unite ale Americii (Kitt Peak, Sacramento Peak, Big Bear), în Spania (pe insula canară La Palma), în Franța (Meudon), în Cehia (Ondrejov), în Ucraina (Crimeea), în Japonia (Mitaka, Norikura, Toyokawa), în Australia (Culgoora) etc. Ele sunt echipate (printre altele) cu instrumente concepute pentru observarea și analizarea luminii Soarelui. Telescoapele destinate studierii Soarelui au o distanță focală foarte mare, putând atinge chiar 100 de metri, pentru a furniza imagini ale Soarelui cu un diametru de zeci de centimetri. Ele sunt instalate în interiorul unor turnuri solare care permit captarea luminii Soarelui la zeci de metri deasupra solului. De fapt, în apropierea solului, căldura solului provoacă o agitație dezordonată a aerului care bruiază imaginile. Un sistem de oglinzi permite urmărirea Soarelui pe cer și transmiterea în permanență a luminii acestuia prin telescop.

Cu ajutorul spectroheliografului se obțin imagini ale Soarelui într-o singură culoare. Adeseori, lumina aleasă este cea a unei radiații roșii de hidrogen. Coronograful este o lunetă specială care permite acoperirea discului orbitor al Soarelui. Astfel se poate urmări coroana ca și în timpul eclipselor totale de Soare. Pentru a profita de avantajele acestui instrument el trebuie instalat pe un munte, acolo unde atmosfera este de obicei foarte curată. Anumite radiotelescoape și radioheliografe sunt folosite la înregistrarea undelor radio emise de Soare. Celelalte raze invizibile ale Soarelui (raze ultraviolete, raze X etc.) sunt studiate cu ajutorul unor instrumente instalate la bordul unor vehicule spațiale.

Eclipsă de Soare

O eclipsă de Soare are loc ori de câte ori Luna trece între Soare și Pământ, umbrind o parte a suprafeței Pământului. Cea mai recentă eclipsă totală de Soare a avut loc la 20 martie 2015, în România fiind vizibilă ca eclipsă parțială.

Radiația Soarelui

Majoritatea radiațiilor solare se află în spectrul luminii ultraviolete, vizibile și infraroșii.
Lumina solară este necesară la fotosinteza plantelor.
Căldura, sub formă de radiație infraroșie, creează pe Pământ temperatura medie globală necesară vieții și asigură energia necesară circulației oceanice și atmosferice.
O mare parte din radiațiile nocive ultraviolete este blocată de stratul de ozon din atmosfera Pământului. Restul de UV neblocate care ajung până la suprafața Pământului pot provoca arsuri grave de piele, cataracte și chiar cancer.
Soarele are culoarea alb-argintie.^[40]^[41] Din cauza fenomenelor optice din atmosfera Pământului, el pare roșu-gălbui.

Formațiuni solare

Pete solare

Articol principal: Pată solară.

Zone întunecate de pe suprafață ce pot atinge lungimi și de 100.000 km. Câmpurile magnetice puternice din aceste zone inhibă transportul energiei spre suprafață, deci petele solare sunt mai reci decât zonele învecinate. Petele solare durează între o oră și o lună. Au temperatura de 4500 °C.

Spicule

Articol principal: Spicule solare.

Coloane de gaz cu aspect de flăcări; se înalță până la 10.000 km de la suprafață.

Facule

Articol principal: Faculă solară.

Pete luminoase temporare ce apar pe suprafața Soarelui.

Protuberanțe

Articol principal: Protuberanță solară.

Arcuri în formă de flăcări, susținute de câmpul magnetic solar, se ridică până la zeci de mii de km. Când sunt observate pe fundalul suprafeței solare, par întunecate și se numesc filamente.

Explozii solare

Eliberări explozive de energie care aruncă în spațiu nori de particule atomice, provocând radiații de microunde și unde radio. Acestea pot provoca pe Pământ interferențe electrice, afectând ecranele TV și calculatoarele și creând salturi de tensiune în rețelele și aparatele electrice.

Sistemul Solar

Articol principal: Sistemul Solar.

Soarele reprezintă 99,86 % din masa totală a Sistemului Solar, cele 0,14% care rămân includ planetele Jupiter, cometele și asteroizii...

**Raportul masei Soarelui cu masele planetelor**
Mercur	6.023.600	Jupiter	1.047
Venus	408.523	Saturn	3.498
Terra și Luna	328.900	Uranus	22.869
Marte	3.098.710	Neptun	19.314

Vântul solar

Este un flux continuu de particule atomice încărcate electric, care pornește de pe suprafața Soarelui și atinge viteze de 1.000 km/s. Cele mai rapide vin din găurile din coroană, stratul exterior al Soarelui.

Mitologie

La babilonieni, zeul Soarelui se numea Șarmaș; la persani, Mitra. Zeul egiptean Ra se năștea pe cer în fiecare dimineață și murea bătrân, în fiecare seară. La vechii romani, Phoebus Apollo umbla cu un car de foc pe cer. Zeii Soarelui la azteci, Tezcatlipoca și Huitzilopochtli, cereau sacrificii umane. Zeița japoneză a Soarelui este reprezentată pe steagul național.

Vezi și

Note

^ All numbers in this article are short scale. One billion is 10⁹, or 1,000,000,000.
^ Comunitățile din izvoarele termale trăiesc atât de adânc sub mare încât nu au acces la lumina soarelui. Bacteriile folosesc în schimb compuși de sulf ca sursă de energie, prin chimiosinteză.

Referințe

^ Pitjeva, E. V.; Standish, E. M. (2009). „Proposals for the masses of the three largest asteroids, the Moon–Earth mass ratio and the Astronomical Unit”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (în engleză). 103 (4): 365–372. doi:10.1007/s10569-009-9203-8. ISSN 1572-9478.
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ Williams, D.R. (1 iulie 2013). „Sun Fact Sheet”. NASA Goddard Space Flight Center. Arhivat din original la 15 iulie 2010. Accesat în 12 august 2013.
^ Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press.
^ Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A.J. (2006). „The new solar abundances – Part I: the observations” (PDF). Communications in Asteroseismology. 147: 76–79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76.
^ „Eclipse 99: Frequently Asked Questions”. NASA. Arhivat din original la 27 mai 2010. Accesat în 24 octombrie 2010.
^ Hinshaw, G.; et al. (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.
^ Davoust, Emmanuel. "A hundred years of science at the Pic du Midi Observatory". arXiv:astro-ph/9707201
^ Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff R.; Bush, Rock I.; Scholl, Isabelle 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
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l „Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures”. NASA. Arhivat din original la 2 ianuarie 2008.
^ Ko, M. (1999). Elert, G., ed. „Density of the Sun”. The Physics Factbook.
^ ^a ^b ^c Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2002). „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.
^ Connelly, JN; Bizzarro, M; Krot, AN; Nordlund, Å; Wielandt, D; Ivanova, MA (2 noiembrie 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. (înregistrare solicitată)
^ ^a ^b Seidelmann, P.K.; et al. (2000). „Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000”. Accesat în 22 martie 2006.
^ „The Sun's Vital Statistics”. Stanford Solar Center. Accesat în 29 iulie 2008. Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. p. 37. NASA SP-402.
^ „How Round is the Sun?”. NASA. 2 octombrie 2008. Accesat în 7 martie 2011.
^ „First Ever STEREO Images of the Entire Sun”. NASA. 6 februarie 2011. Accesat în 7 martie 2011.
^ Charbonneau, P. (2014). „Solar Dynamo Theory” (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 52: 251–290. Bibcode:2014ARA&A..52..251C. doi:10.1146/annurev-astro-081913-040012.
^ Woolfson, M. (2000). „The origin and evolution of the solar system” (PDF). Astronomy & Geophysics. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.
^ Basu, S.; Antia, H.M. (2008). „Helioseismology and Solar Abundances”. Physics Reports. 457 (5–6): 217–283. arXiv:0711.4590 . Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002.
^ Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 noiembrie 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.
^ Than, K. (2006). „Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single”. Space.com. Accesat în 1 august 2007.
^ Lada, C.J. (2006). „Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single”. Astrophysical Journal Letters. 640 (1): L63–L66. arXiv:astro-ph/0601375 . Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158.
^ ^a ^b Zeilik, M.A.; Gregory, S.A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (ed. 4th). Saunders College Publishing. p. 322. ISBN 978-0-03-006228-5.
^ Falk, S.W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S.H. (1977). „Are supernovae sources of presolar grains?”. Nature. 270 (5639): 700–701. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0.
^ Burton, W.B. (1986). „Stellar parameters”. Space Science Reviews. 43 (3–4): 244–250. doi:10.1007/BF00190626.
^ Bessell, M.S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). „Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars”. Astronomy and Astrophysics. 333: 231–250. Bibcode:1998A&A...333..231B.
^ „Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020”. US Naval Observatory. 31 ianuarie 2008. Accesat în 17 iulie 2009.
^ Simon, A. (2001). The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. pp. 25–27. ISBN 978-0-684-85618-6.
^ Beer, J.; McCracken, K.; von Steiger, R. (2012). Cosmogenic Radionuclides: Theory and Applications in the Terrestrial and Space Environments. Springer Science+Business Media. p. 41. ISBN 978-3-642-14651-0.
^ Phillips, K.J.H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. p. 73. ISBN 978-0-521-39788-9.
^ 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. Bibcode:2000A&A...355..365G. Arhivat din original (PDF) la 10 mai 2011. Accesat în 22 februarie 2006.
^ Jones, G. (16 august 2012). „Sun is the most perfect sphere ever observed in nature”. The Guardian. Accesat în 19 august 2013.
^ Schutz, B.F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. pp. 98–99. ISBN 978-0-521-45506-0.
^ Phillips, K.J.H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 78–79. ISBN 978-0-521-39788-9.
^ Phillips 1995, p. 58–67.
^ SPACE.com - Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single
^ Kerr, F.J. (1986). „Review of galactic constants” (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 221: 1023–1038.
^ Pogge, Richard W. (1997). „The Once & Future Sun” (lecture notes). New Vistas in Astronomy. Accesat în 9 iunie 2007. Legătură externa în |work= (ajutor)
^ Sackmann, I.-Juliana (1993). „Our Sun. III. Present and Future”. Astrophysical Journal. 418: 457.
^ What Color is the Sun?
^ Current Solar Images

Legături externe

Puteți găsi mai multe informații despre Sun prin căutarea în proiectele similare ale Wikipediei, grupate sub denumirea generică de „proiecte surori”:
	Definiții și traduceri în Wikționar
	Imagini și media la Commons
	Citate la Wikicitat
	Texte sursă la Wikisursă
	Manuale la Wikimanuale
	Resurse de studiu la Wikiversitate

Nasa SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) satellite
National Solar Observatory
Astronomy Cast: The Sun
A collection of spectacular images of the Sun from various institutions (The Boston Globe)
Satellite observations of solar luminosity
Sun|Trek, an educational website about the Sun
The Swedish 1-meter Solar Telescope, SST
An animated explanation of the structure of the Sun (University of Glamorgan)
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 January 2015

[short-20] All numbers in this article are short scale. One billion is 10⁹, or 1,000,000,000.

[29] Comunitățile din izvoarele termale trăiesc atât de adânc sub mare încât nu au acces la lumina soarelui. Bacteriile folosesc în schimb compuși de sulf ca sursă de energie, prin chimiosinteză.

[Pitjeva2009-1] Pitjeva, E. V.; Standish, E. M. (2009). „Proposals for the masses of the three largest asteroids, the Moon–Earth mass ratio and the Astronomical Unit”. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy (în engleză). 103 (4): 365–372. doi:10.1007/s10569-009-9203-8. ISSN 1572-9478.

[nssdc-2] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ Williams, D.R. (1 iulie 2013). „Sun Fact Sheet”. NASA Goddard Space Flight Center. Arhivat din original la 15 iulie 2010. Accesat în 12 august 2013.

[3] Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition. Cambridge University Press.

[4] Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, A.J. (2006). „The new solar abundances – Part I: the observations” (PDF). Communications in Asteroseismology. 147: 76–79. Bibcode:2006CoAst.147...76A. doi:10.1553/cia147s76.

[5] „Eclipse 99: Frequently Asked Questions”. NASA. Arhivat din original la 27 mai 2010. Accesat în 24 octombrie 2010.

[6] Hinshaw, G.; et al. (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.

[IAU2015resB3-7] Davoust, Emmanuel. "A hundred years of science at the Pic du Midi Observatory". arXiv:astro-ph/9707201

[arxiv1203_4898-8] Emilio, Marcelo; Kuhn, Jeff R.; Bush, Rock I.; Scholl, Isabelle 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

[sse-9] ^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l „Solar System Exploration: Planets: Sun: Facts & Figures”. NASA. Arhivat din original la 2 ianuarie 2008.

[10] Ko, M. (1999). Elert, G., ed. „Density of the Sun”. The Physics Factbook.

[Bonanno-11] Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2002). „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.

[12] Connelly, JN; Bizzarro, M; Krot, AN; Nordlund, Å; Wielandt, D; Ivanova, MA (2 noiembrie 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. (înregistrare solicitată)

[iau-iag-13] Seidelmann, P.K.; et al. (2000). „Report Of The IAU/IAG Working Group On Cartographic Coordinates And Rotational Elements Of The Planets And Satellites: 2000”. Accesat în 22 martie 2006.

[14] „The Sun's Vital Statistics”. Stanford Solar Center. Accesat în 29 iulie 2008. Citing Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab. NASA. p. 37. NASA SP-402.

[15] „How Round is the Sun?”. NASA. 2 octombrie 2008. Accesat în 7 martie 2011.

[16] „First Ever STEREO Images of the Entire Sun”. NASA. 6 februarie 2011. Accesat în 7 martie 2011.

[doi10.1146/annurev-astro-081913-040012-17] Charbonneau, P. (2014). „Solar Dynamo Theory” (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 52: 251–290. Bibcode:2014ARA&A..52..251C. doi:10.1146/annurev-astro-081913-040012.

[Woolfson00-18] Woolfson, M. (2000). „The origin and evolution of the solar system” (PDF). Astronomy & Geophysics. 41 (1): 12. Bibcode:2000A&G....41a..12W. doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x.

[basu2008-19] Basu, S.; Antia, H.M. (2008). „Helioseismology and Solar Abundances”. Physics Reports. 457 (5–6): 217–283. arXiv:0711.4590 . Bibcode:2008PhR...457..217B. doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002.

[Connelly2012-21] Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2 noiembrie 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.

[22] Than, K. (2006). „Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single”. Space.com. Accesat în 1 august 2007.

[23] Lada, C.J. (2006). „Stellar multiplicity and the initial mass function: Most stars are single”. Astrophysical Journal Letters. 640 (1): L63–L66. arXiv:astro-ph/0601375 . Bibcode:2006ApJ...640L..63L. doi:10.1086/503158.

[zeilik-24] Zeilik, M.A.; Gregory, S.A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (ed. 4th). Saunders College Publishing. p. 322. ISBN 978-0-03-006228-5.

[Falk-25] Falk, S.W.; Lattmer, J.M.; Margolis, S.H. (1977). „Are supernovae sources of presolar grains?”. Nature. 270 (5639): 700–701. Bibcode:1977Natur.270..700F. doi:10.1038/270700a0.

[26] Burton, W.B. (1986). „Stellar parameters”. Space Science Reviews. 43 (3–4): 244–250. doi:10.1007/BF00190626.

[27] Bessell, M.S.; Castelli, F.; Plez, B. (1998). „Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O–M stars”. Astronomy and Astrophysics. 333: 231–250. Bibcode:1998A&A...333..231B.

[USNO-28] „Equinoxes, Solstices, Perihelion, and Aphelion, 2000–2020”. US Naval Observatory. 31 ianuarie 2008. Accesat în 17 iulie 2009.

[Simon2001-30] Simon, A. (2001). The Real Science Behind the X-Files : Microbes, meteorites, and mutants. Simon & Schuster. pp. 25–27. ISBN 978-0-684-85618-6.

[Beer_et_al,_2012-41-31] Beer, J.; McCracken, K.; von Steiger, R. (2012). Cosmogenic Radionuclides: Theory and Applications in the Terrestrial and Space Environments. Springer Science+Business Media. p. 41. ISBN 978-3-642-14651-0.

[Phillips1995-73-32] Phillips, K.J.H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. p. 73. ISBN 978-0-521-39788-9.

[Godier-33] 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. Bibcode:2000A&A...355..365G. Arhivat din original (PDF) la 10 mai 2011. Accesat în 22 februarie 2006.

[perfect_sphere-34] Jones, G. (16 august 2012). „Sun is the most perfect sphere ever observed in nature”. The Guardian. Accesat în 19 august 2013.

[Schutz2003-35] Schutz, B.F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. pp. 98–99. ISBN 978-0-521-45506-0.

[Phillips1995-78-36] Phillips, K.J.H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. pp. 78–79. ISBN 978-0-521-39788-9.

[37] Phillips 1995, p. 58–67.

[38] SPACE.com - Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single

[Kerr-39] Kerr, F.J. (1986). „Review of galactic constants” (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 221: 1023–1038.

[future-sun-40] Pogge, Richard W. (1997). „The Once & Future Sun” (lecture notes). New Vistas in Astronomy. Accesat în 9 iunie 2007. Legătură externa în |work= (ajutor)

[Sackmann-41] Sackmann, I.-Juliana (1993). „Our Sun. III. Present and Future”. Astrophysical Journal. 418: 457.

[42] What Color is the Sun?

[43] Current Solar Images

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[a]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[b]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]