Eguzkia: berrikuspenen arteko aldeak

Aldatu loturak
Artikulu hau "Kalitatezko 2.000 artikulu 12-16 urteko ikasleentzat" proiektuaren parte da
Wikipedia, Entziklopedia askea
Nabigazio historia interaktiboa
← Aurreko ezberdintasunaHurrengo ezberdintasuna →
Ezabatutako edukia Gehitutako edukia
IkusizkoaWikitestua
Etiketa: 2017 wikitestu editorearekin
Etiketa: 2017 wikitestu editorearekin
130. lerroa: 130. lerroa:
== Eguzkiaren jarduera ==
== Eguzkiaren jarduera ==
=== Fotoiak eta neutrinoak ===
=== Fotoiak eta neutrinoak ===
Energia-altuko [[gamma izpi]] fotoiak fusio-erreakzioen ondorioz sortzen dira Eguzkiaren nukleoan, baina oso azkar xurgatzen ditu eguzkiaren plasmak zona erradiatiboan, normalki milimetro batzuk bidaiatu ostean. Jaulkipen berria gertatzen da ausazko norabidean, eta normalki energia baxuago batean. Emisio eta xurgapen sekuentzia honekin, denbora handia behar du erradiazioak Eguzkiaren gainazalera iristeko. Estimazioek diote fotoi batek 10.000 eta 170.000 urte artean behar dituela Eguzkitik ateratzeko<ref>{{Erreferentzia|izenburua=NASA - Sun-Earth Day - Technology Through Time - #50 Ancient Sunlight|url=http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php|aldizkaria=sunearthday.nasa.gov|sartze-data=2018-10-06}}</ref>. Alderantziz, [[neutrino]]ek 2,3 segundu baino ez dituzte hartzen kanpora ateratzeko; neutrinoak energia produkzio osoaren %2 baino ez dira. Eguzkian energia garraioak [[oreka termodinamiko]]ak dauden fotoiak behar dituelako, Eguzkian energia garraioak oraindik denbora gehiago behar duen prozesua da, 30.000.000 urte inguru. Hau da Eguzkiak beharko zukeen denbora berriro ere oreka itzultzeko, baldin eta bere nukleoan dauden energia sorkuntza baldintzak bat-batean aldatuko balira<ref>{{Erreferentzia|izena=Michael|abizena=Stix|izenburua=On the time scale of energy transport in the sun|orrialdeak=3–6|hizkuntza=en|data=2003|url=https://doi.org/10.1023/A:1022952621810|aldizkaria=Solar Physics|alea=1|zenbakia=212|issn=0038-0938|doi=10.1023/a:1022952621810|sartze-data=2018-10-06}}</ref>.


=== Eremu magnetikoa ===
=== Eremu magnetikoa ===

22:00, 6 urria 2018ko berrikusketa

Artikulu hau izarrari buruzkoa da; beste esanahietarako, ikus «Eguzki (argipena)».
Eguzkia 
Behaketa
Distantzia Lurretik1 AU
Itxurazko magnitudea (V)−26,832
Magnitude absolutua4,83
Mota espektralaG2V
Metaltasuna0,0122
Gorputz-gurasoagalaxia-erdigune
Ezaugarri fisikoak
Erradioa696.000 km
Zirkunferentzia ekuatorean4.379.000 km
Zanpatzea0
Azalera6.090.000.000.000 km²
Bolumena1.410.000.000.000.000.000 km³
Masa1.988.550 Rg
Dentsitatea1,408 g/cm³
Ihes-abiadura617.54 km/s
Tenperatura15.700.000 K (Zentro)
Argitasuna382.800.000.000.000.000 GW

Eguzkia edo ekia eguzki-sistemaren erdian dagoen izarra da, eta guregandik hurbilen dagoena. Plasma beroz osatutako esfera ia perfektua da[1][2], barne mugimendu konbektiboarekin, dinamo batek duen prozesu berarekin eremu magnetikoa sortzen duena[3]. Lurrean bizitzarako energia-iturri nagusia da eguzkia, bertan bizidun autotrofoek, fotosintesiaren bidez, argi-izpien bitartez bidaltzen digun energia ekoizten baitute. 1.390 milioi kilometroko diametroa du, hau da, Lurrarena baino 109 aldiz handiagoa. Bere masa Lurrarena baino 330.000 aldiz hadiagoa da, Eguzki-sistema osoaren masaren %99,86[4]. Eguzkiaren hiru laurden inguru (~%73) hidrogenoa da; gainontzeko ia guztia helioa da (~%25), eta kopuru txikiagotan beste elementu batzuk aurki diatezke, hala nola oxigenoa, karbonoa, neoia eta burdina[5].

Eguzkia G motako sekuentzia nagusiko izarra da (G2V), bere klase espektralean oinarrituta. Informalki nano hori gisa izendatzen da. Orain dela 4.600 milioi urte inguru sortu zen molekula laino handi bateko eskualde bateko kolapso grabitazionalaren ondorioz[6][7]. Materiaren gehiengoa zentroan bildu zen, beste guztia lautu eta Eguzkiaren inguruan biratzen zuen diska baten itxura hartu zuelarik. Zentroaren masa hain bero eta dentsoa egin zen, ezen fusio nuklearra hasi zen bere barnean. Uste denez, ia izar guztiek prozesu hau dute euren sorreran.

Eguzkia bere bizitzaren erdialdean dago; ez du aldaketa nabarmenik izan azken lau mila milioi urtetan, eta nahiko egonkor egongo da hurrengo bost mila milioi urtetan. Gaur egun 600 milioi tona hidrogeno helioan fusionatzen ditu segundoero, hau da, segundo bakoitzean 4 milioi tona materia energian eraldatzen ditu. Energia honek 10.000 eta 170.000 urte artean behar ditu Eguzkiaren nukleotik alde egiteko. Eguzkiaren nukleoa da bere beroaren eta argiaren iturria. Kalkuluen arabera, hemendik 5.000 milioi urtera amaituko da fusiona daitekeen hidrogeno guztia[8]. Bere barnealdeko hidrogeno guztia fusionatzen denean eta, beraz, oreka hidrostatikoa hausten denean, Eguzkiaren muinak dentsitate eta tenperatura igoera nabarmena izango du, kanpo geruzak hedatuz erraldoi gorri bat izan arte. Kalkuluen arabera nahikoa handia izango da Merkurio eta Artizarra irensteko, eta bizitza ezinezkoa izango da Lurran. Honen ostean, kanpoko geruzak galduko ditu eta azkar hozten den izar mota dentso batean bilakatuko da: nano zuri bat. Honek ez du fusio nuklearra emateko energia nahikorik sortzen, baina oraindik distira izango du, eta beroa emitituko du, bere aurreko fusioen ondorioz[8].

Eguzkiak Lurraren gain duen efektua Aurrehistoriatik ezaguna da, eta kultura askotan Eguzkia jainko gisa hartu da eta hartzen da. Lurraren mugimenduak, bai bere buruaren gainean bai eta Eguzkiaren inguruan, eguzki-egutegien oinarria da, baita gaur egun erabiltzen dugun egutegiarena ere.

Etimologia

Aitzineuskaraz: *egu(n)-ki[9] esaten zen, Koldo Mitxelenaren ikerketen arabera. Euskal ahozko literaturan, mitologian-eta, pertsonifikatua agertu izan denean, Eguzki Andrea eta Eguzki Amandrea bezala agertu izan da. Figura femeninoa, beraz.

Zientzian Sol izena erabiltzen da, latinez Eguzkiak duen izena, baina ez da erabiltzen ahozko hizkuntzan. Astronomian ere ohikoa da Sol hitza erabiltzea beste planeta batean egunak irauten duena adierazteko[10]. Sol hitzetik eratorritako adjektiboa solar da[11].

Ezaugarriak

Eguzkia sekuentzia nagusiko nano hori bat da, Eguzki-sistemaren masaren %99,86rekin. Eguzkiaren magnitude absolutua +4,83 da, Esne Bidean dauden izarren %85 baino distiratsuago; izan ere, Esne Bideko izar gehienak nano gorriak dira[12][13]. Eguzkia I Populazioko izarra da, hau da, elementu astunetan aberatsa[oh 1][14]. Eguzkiaren sorrera orain dela 5.000 milioi urte inguru eman zen, supernoba baten edo gehiagoren uhinen ondorioz[15]. Honela, Eguzki-sisteman dauden elementu astunen kopurua azalduko litzateke, adibidez urrea eta uranioa, II Populazioko izarretan ez bezala. Elementu astun hauek supernobatan ematen diren erreakzio nuklear endotermikoen ondorioa lirateke, edo transmutazio nuklearraren bidez neutroien absortzioa gertatu zenean bigarren belaunaldiko izar batean[14].

Eguzkia da Lurreko zeruan dagoen objekturik distiratsuena, -26,74ko itxurazko magnitudearekin[16][17]. Hurrengo izarrik distiratsuena Sirius da, -1,46 itxurazko magnitudearekin, hau da, 13.000 milioi aldiz ahulagoa. Eguzkiaren zentrotik Lurrarenera unitate astronomiko bateko distantzia dago, batezbesteko (150.000.000 kilometro). Baina distantzia hori aldatzen da urtarrileko periheliotik uztaileko afeliora[18]. Batezbesteko distantzia horretan Eguzkitik ateratzen den argiak 8 minutu eta 19 segundo behar ditu Eguzkiaren horizontetik Lurraren horizontera iristeko, eta bi segundo gutxiago gertuen dauden puntuetatik hartzen badugu erreferentzia. Eguzkiaren argiak Lurreko ia bizia osoa[oh 2] mantentzen du, fotosintesiaren bitartez[19], eta Lurraren klima eta eguraldia gidatzen ditu.

Eguzkiak ez du muga definiturik: bere dentsitatea esponentzialki txikiagotzen da fotosferaren gainetik altuera hartzerakoan[20]. Neurketak egin ahal izateko, hala ere, Eguzkiaren erradiotzat hartzen da bere zentrotik fotosferaren mugaraino dagoen distantzia; fotosferaren muga da Eguzkiaren gainazal ikusgarriaren muga[21]. Neurri hau eginda, Eguzkia esfera ia perfektua da, 9 milioireneko zanpadurarekin[22]; hau da, Eguzkiaren diametroak 10 kilometro gehiago neurtzen ditu ekuatorean poloetan baino[23]. Planetek Eguzkian sortzen dituzten mareak txikiak dira, eta ez dute Eguzkiaren itxuran eraginik nabarmenik[24]. Eguzkiak azkarrago biratzen du ekuatorean poloetan baino. Biraketaren ezberdintasun hori Eguzkiaren errotazioan sortzen den Coriolis efektuaren eta mugimendu konbektiboan ematen den bero transferentziaren ondorioa da. Izarrekin ezarritako erreferentzia batekin neurtuta, Eguzkiak 25,6 egun behar ditu bere inguruan biratzeko ekuatorean eta 33,5 egun poloetan. Lurretik ikusita bere inguruan biratzen ari dela, itxurazko errotazio periodoa 28 egun ingurukoa da[21].

Eguzkiaren argia

Sakontzeko, irakurri: «Eguzki-energia»
Eguzkiaren argi izpiak, Bilboko kanpo-portuan.
Panel fotovoltaiko baten eraginkortasuna bere orientazioaren araberakoa da.

Eguzki-konstantea deitzen zaio eguzkiaren argiak zuzenean jotzen duen lekuetan Eguzkiak azalera zehatz batean uzten duen potentzia kopuruari. Eguzki-konstantea gutxi gora behera da(watt metro koadroko), Unitate Astronomiko bateko distantzian (hau da, Lurrarekiko duen distantzian)[25]. Lurraren atmosferak ekiditen du eguzkiaren argia potentzia guztiarekin iristea lurrazalera, beraz potentzia gutxiago iristen da lurrera (-tik gertuago) lainorik ez dagoenean eta Eguzkia bere zenitetik gertu dagoenean[26]. Lurraren atmosferako goiko geruzatan Eguzkiaren argiaren osaera honakoa da: %50 argi infragorria da, %40 argi ikusgarria eta %10 argi ultramorea. Atmosferak argi ultramorearen %70 inguru iragazten du, batez ere uhin-luzerarik motzenetan[27]. Eguzkiaren erradiazio ultramoreak Lurraren egun-argiko aldearen atmosfera ionizatzen du, elektrizitatea garraiatzeko gai den ionosfera sortuz[21].

Eguzkiaren kolorea zuria da, CIE kolore-espazio indizea ia (0.3, 0.3) da, Eguzkia espaziotik edo zeruan oso goian ikusten denean. Emititzen dituen fotoi guztiak neurtzen badira, Eguzkiak fotoi gehien isurtzen ari den argi-espektroaren eremua berdea da[28]. Eguzkia ortzemugatik gertu dagoenean, barreiatze atmosferikoak Eguzkiari kolore hori, gorri, laranja edo magenta ematen dio. Tipikoki zuria bada ere, pertsona gehienek mentalki Eguzkian pentsatu behar dutenean kolore horia esleitzen diote; honen arrazoia oraindik eztabaidagai dago[29]. Eguzkia G2V izar bat da, non G2 horrek esan nahi duen gainazaleko tenperatura 5.778 K (5.505 °C) dela eta Vk sekuentzia nagusiko izar bat dela[21][30]. Eguzkiaren argiaren luminantzia batezbesteko 1,88 giga candela metro koadroko da, baina Lurraren atmosferatik ikusita 1,44 Gcd/m2era jaisten da. Hala ere, luminantzia ez da konstantea Eguzkiaren disko osoan zehar.

Argi hau erabilita Eguzki-energia fotovoltaikoa eskuratu daiteke eta elektrizitatea eskuratu. Horretarako zelula fotovoltaikoak erabili behar dira. Eguzki irradiazioa, eguzki energiaren eraginez sortutako bigarren mailako energia iturriekin batera, eolikoa, olatu energia, energia hidroelektrikoa eta biomasa, lurrean eskuragarri dauden energia berriztagarrien zatirik handiena da. Hala ere, eguzki energia baliagarriaren zati txiki bat besterik ez da erabiltzen.

Osaketa

Eguzkia batez ere hidrogeno eta helioz osatuta dago. Gaur egun Eguzkiaren fotosferaren masaren %74,9 hidrogenoa da eta %23,8 helioa[31][32]. Elementu pisutsuago guztiak, astronomian metal deitzen direnak, masaren %2 baino gutxiago dira; oxigenoa Eguzkiaren masaren %1 da, karbonoa %0,3, neoia %0,2 eta burdina %0,2[33].

Eguzkiaren jatorrizko osaketa kimikoa sortu zen ingurune interestelarretik jaso zuen. Originalki %71,1 hidrogenoa izango zen, %27,4 helioa eta %1,5 elementu pisutsuagoak[31]. Hidrogenoa eta Eguzkiko helio gehiena Big Bangeko nukleosintesian sortuko zen, Unibertsoaren sorreraren lehen 20 minututan, eta elementu kimiko pisutsuagoak Eguzkia sortu aurreko beste belaunaldietako izarretan. Izar horien bizitzaren azken faseetan ingurune interestelarrera jaurti ziren supernoba eta antzeko fenomenoen ondorioz[33].

Eguzkia sortu zenetik, fusio prozesu nagusiak hidrogenoa helioan bilakatu du. Azken 4.600 milioi urtetan Eguzkian dagoen helio kopurua aldatzen joan da, pixkanaka-pixkanaka. Nukleoan, helio kopurua %24tik %60ra aldatu da fusioaren ondorioz, eta helio kopuru bat eta elementu pisutsuagoak fotosferatik zentrorako bidea egin dute grabitazioaren ondorioz. Metalen (elementu pisutsuagoak) proportzioa ez da aldatu. Beroa Eguzkiaren kanpoaldera isurtzen da nukleotik erradiazio bidez, konbekzio bidez beharrean, beraz fusionatutako produktuak ez dira kanpora ateratzen beroaren ondorioz[34]. Nukleoan geratzen dira eta, gradualki, helioz osatutako barne-nukleo bat eratzen hasi da; barne-nukleo honetako helioa ezin da fusionatu, Eguzkia ez delako nahikoa bero edo dentsoa helioaren fusioa emateko. Gaur egungo fotosferan dagoen helioaren frakzioa txikiagoa da, eta metalizitatea Eguzkia sortu zenean zuenaren %84 da. Etorkizunean, helioa nukleoan metatzen jarraituko du, eta 5.000 milioi urte barru Eguzkia sekuentzia nagusitik aterako da erraldoi gorri batean bilakatzeko[35].

Fotosferaren osaera kimikoa hasierako Eguzki-sistemaren osaeraren antzekoa dela uste da[36]. Eguzkiko elementu pisutsuen ugaritasuna neurtzeko Eguzkiaren fotosferako espektroskopia erabiltzen da, edo inoiz urtze tenperaturara iritsi ez diren meteoritoak aztertzen. Meteorito hauek Eguzki protoestelarraren osaera bera dutela uste da, eta beraz ez direla elementu pisutsuekin kutsatu. Bi metodoen bidez lortutako emaitzak antzekoak izan ohi dira[5].

Konposaketa isotopikoa

Egile batzuen arabera isotopoen konposizioan gradiente bat dago gas-nobleei dagokionez. Adibidez, korrelazio bat dago isotopoen konposizioan neon eta xenonean[37].

1983a baino lehen uste zen Eguzki osoak bere atmosferaren konposaketa bera zuela. Urte horretan proposatu zen Eguzkiaren frakzionatzea bera zela planeten eta eguzki-haizeak sortutako gas nobleen arteko isotopoen konposizioaren harremana sortzen zuena[37].

Eguzkiaren egitura

  • Nukleoa - Eguzkiaren erradioaren barnealdeko %20-%25 inguru, non tenperatura eta presioa nahikoa altuak diren fusio nuklearra emateko. Hidrogenoa helioan bilakatzen da bertan, eta helioa ezin da gehiago fusionatu Eguzkiaren bizitzaren puntu honetan. Fusio prozesuak energia askatzen du, eta helioa gradualki metatzen da nukleoan, barne-nukleo bat sortuz helioz baino ez dagoena osatua. Zona erradiatiboa – Konbekzioa ezin da gertatu Eguzkiaren gainazaletik gertuago egon arte. Beraz, erradioaren %20-%25 eta %70 artean zona erradiatibo bat dago, non energiaren transferentzia bakarrik fotoien erradiazioz gertatzen den, eta ez konbekzioz. Takoklina - zona erradiatiboaren eta zona konbektiboaren arteko muga. Zona konbektiboa - Eguzkiaren erradioaren %70etik ikus dezakegun gainazaletik gertu dagoen puntu batera arte, Eguzkia nahikoa hotza da konbekzioa eman ahal izateko, eta hau da ona horretako bero transferentzia modu nagusia, Lurraren atmosferan gertatzen den antzeko moduan. Fotosfera - zuzenean argi ikusgarriz ikus dezakegun Eguzkiaren atalik sakonena. Eguzkia objektu gaseoso bat denez, ez du muga edo gainazal zehatzik; bere parte ikusgarriei fotosfera eta atmosfera izena ematen zaie, beraz. Atmosfera - Eguzkiaren inguruan dagoen halo gaseoso bat, kromosfera, eguzkiaren trantsizio eskualdea, koroa eta heliosfera barne. Eguzkia ezkutatuz gero, adibidez eguzki-eklipse batean, ikusten den eremua da.
    Nukleoa - Eguzkiaren erradioaren barnealdeko %20-%25 inguru, non tenperatura eta presioa nahikoa altuak diren fusio nuklearra emateko. Hidrogenoa helioan bilakatzen da bertan, eta helioa ezin da gehiago fusionatu Eguzkiaren bizitzaren puntu honetan. Fusio prozesuak energia askatzen du, eta helioa gradualki metatzen da nukleoan, barne-nukleo bat sortuz helioz baino ez dagoena osatua.
    Zona erradiatiboa – Konbekzioa ezin da gertatu Eguzkiaren gainazaletik gertuago egon arte. Beraz, erradioaren %20-%25 eta %70 artean zona erradiatibo bat dago, non energiaren transferentzia bakarrik fotoien erradiazioz gertatzen den, eta ez konbekzioz.
    Takoklina - zona erradiatiboaren eta zona konbektiboaren arteko muga.
    Zona konbektiboa - Eguzkiaren erradioaren %70etik ikus dezakegun gainazaletik gertu dagoen puntu batera arte, Eguzkia nahikoa hotza da konbekzioa eman ahal izateko, eta hau da ona horretako bero transferentzia modu nagusia, Lurraren atmosferan gertatzen den antzeko moduan.
    Fotosfera - zuzenean argi ikusgarriz ikus dezakegun Eguzkiaren atalik sakonena. Eguzkia objektu gaseoso bat denez, ez du muga edo gainazal zehatzik; bere parte ikusgarriei fotosfera eta atmosfera izena ematen zaie, beraz.
    Atmosfera - Eguzkiaren inguruan dagoen halo gaseoso bat, kromosfera, eguzkiaren trantsizio eskualdea, koroa eta heliosfera barne. Eguzkia ezkutatuz gero, adibidez eguzki-eklipse batean, ikusten den eremua da.

Nukleoa

Protoi-protoi zikloa
non neutrinoa den, eta gamma izpi bat.
CNO zikloa

Erradioaren 139.000 km hartzen ditu, guztiaren %20 eta %25 bitarte[38]. Ekiaren erdigunean dentsitatea 150 g/cm3 den[39] (hau da, uraren dentsitatea baino 150 aldiz handiagoa) eta tenperatura 15,7 milioi Kelvinekoa. Alderatzeko, Eguzkiaren gainazalean 5.800 Kelvineko tenperatura dago. SOHO misioaren azken azterketek erakutsi dute nukleoan biratze abiadura handiagoa dela eskualde erradiatiboan baino[38]. Eguzkiaren bizitzaren zatirik handienean energia fusio nuklear bidez sortu da nukleoan, protoi-protoi ziklo deitzen den (ikus alboko kutxa) mekanismo baten bidez. Fusio nuklearrak hidrogenoa helio bihurtzen du[40]. Eguzkian sortutako energiaren %0,8 inguru CNO ziklotik dator, baina proportzio hau handiagoa izango da Eguzkia zahartzen doan heinean[41].

Nukleoa da Eguzkian energia termala fusio bidez sortzen den gune nagusia; Eguzkiaren energiaren %99 erradioaren %24an sortzen da, eta erradioaren %30era iristerakoan, produkzioa guztiz gelditu da. Eguzkiaren gainontzeko gune guztiak energia horrek berotzen ditu, kanpora geruzaz geruza transferitzen dena, fotosferara iritsi eta espaziora eguzki-argi eta partikulen energia zinetiko gisa atera arte[21][42].

Protoi-protoi zikloa 92×1037 aldiz gertatzen da segundoero, 37×1038 protoi alfa partikulatak (helio nukleo) bilakatuz segundo bakoitzean (guztira ~8,9×1038 protoi daude libre Eguzkian). Hau da, segundo bakoitzean 6,2×1011 kilogramo fusionatzen dira[21]. Protoi askeen fusioa (hidrogeno nukleoak) alfa partikula bakar batean energia askatzen du, fusionatutako masaren %0,7 inguru[43]. Beraz, Eguzkiak energia askatzen du masa eta energiaren arteko baliokidetzaren bidez, segundo bakoitzean 4,26 milioi tona (edo 600 megatoi hidrogeno)[44]. Askatutako energia 384,6 yottawattekoa da (3846×1026 W) edo 9192×1010 TNT megatoi segundo bakoitzean. Hala ere, Eguzkiaren energia botere erraldoi horren arrazoi nagusia bere tamaina erraldoia eta nukleoan duen dentsitatea da, eta oso energia gutxi sortzen du metro kubiko bakoitzeko. Eguzkiaren eredu teorikoen arabera, bere indar dentsitatea, edo energia produkzioa 276,5 watt metro kubikoko dela erakutsi dute, gutxi gora behera narrasti baten metabolismoak edo konpost multzo batek duenaren antzekoa[45].

Fusio abiadura nukleoan oreka konstantean dago: fusio abiadura pixka bat handitzen bada nukleoa berotzen da eta hedatzen da beste geruzen pisuaren aurka, dentsitatea murriztuz eta, beraz, fusio abiadura geldotuz. Honela, egon daitezkeen perturbazioak orekatzen dira. Fusio abiadura txikiagoa balitz, nukleoa hoztuko litzateke eta txikiago egin, dentsitatea handituz eta abiadura berriro eskuratuz[46][47].

Eremu erradiatiboa

Erradioaren 0.2 eta 0.7 artean dago kokatua bigarren eremu hau. Bertan materia oso bero eta dentsoa da eta erradiazio termiko bidez nukleoko beroa kanporantz zabaltzen du. Beroa hidrogeno eta helio ioiek fotoiak igortzearen bidez hedatzen da. Fotoi hauek distantzia labur bat egiten dute beste ioi batek xurgatzen dituen arte. Hau dela eta, fotoi batek milioi bat urte behar izaten ditu eremu hau gainditzeko[48].

Takoklina

Eremu erradiatiboa eta eremu konbektiboaren artean bereizketa geruza bat dago, takoklina izenekoa. Eskualde honetan eremu erradiatiboko biraketa uniformetik eremu konbektiboko biraketa eta errotazio diferentzialetara igarotzen da. Bi eremu horien artean dagoen aldea hain da handia, geruza horizontal ugari daudela bata bestearen ondoan pasatzen[49]. Gaur egun pentsatzen da dinamo magnetiko erraldoi bat bezala funtzionatzen duela geruza honek, eta Eguzkiaren eremu magnetikoa honen ondorioz sortzen dela.

Eremu konbektiboa

Eremu konbektiboaren eskema, Eguzkian eta erraldoi gorri batean.

Eguzkiaren eremu konbektiboa erradioaren %70etik (500.000 kilometro) gainazaleraino hedatzen da. Geruza honetan eguzkiko plasma ez da nahikoa dentsoa edo beroa barnealdean dagoen bero-energia erradiazio bidez garraiatzeko. Horren ordez, plasmaren dentsitatea nahikoa baxua da korronte konbektiboak sortzeko eta Eguzkiaren barne beroa kanpora mugitzeko korronteen bidez. Takoklinan berotutako materialak bero hori hartu eta hedatzen da, bere dentsitatea gutxiagotuz eta gorantz egiteko gaitasuna hartuz. Ondorioz, masaren mugimendu ordenatu bat sortzen da, zelda termikoekin beroaren gehiengoa kanporantz mugitzen, goian duen fotosferaraino. Behin materiala difusioaren edo erradiazioaren bidez hoztu denean fotosferaren azpian, bere dentsitatea handitzen da berriro, eta hondoratzen da konbekzio eremuaren beheraino joanez. Bertan, berriro berotzen da eta ziklo etengabe bat osatzen da. Fotosferan, tenperatura 5.700 Kelvineraino jaitsi da, eta dentsitatea 0,2 g/m3 da, lurrean aireak itsas mailan duen dentsitatea baino 6.000 aldiz txikiagoa.

Eremu konbektibo horretako zutabe termikoek Eguzkiaren gainazalean marka uzten dute, bere itxura granular hori ematen. Eguzki-granulo deitzen zaio eskala txikian, eta supergranulo eskala handian direnean. Eguzkiaren barnealdeko kanpo-geruza hauetako konbekzio turbulentoek dinamo txikiak sortzen dituzte Eguzkiaren gainazalean. Eguzkiaren zutabe konbektibo hauek Bénard zelulak dira, eta prisma hexagonalen itxura hartzen dute[50].

Fotosfera

Sakontzeko, irakurri: «Fotosfera»

Fotosfera Eguzkiaren gainazal ikusgarria da; bere azpian dagoen guztia argi ikuskorrarentzat opakoa da[51]. Fotosferaren gainetik argia librea da espazioan zehar mugitzeko, eta bere energia ia guztia Eguzkitik ihes egiten du. Opakotasun aldaketa hau ioien kopurua jaisten delako da, argi ikusgarria erraz xurgatzen dutenak[51]. Era horretan, ikusten dugun argia sortzen da elektroiek hidrogeno atomoekin elkarrekintza dutenean ioiak sortzeko[52][53]. Fotosfera hamarnaka kilometrotik ehunka kilometrora neur ditzake, eta Lurreko aireak baino opakotasun gutxiago du. Fotosferaren goiko aldea behekoa baino hotzago dagoenez, Eguzkiaren irudietan bere zentroa alboak baino distiratsuago agertzen da, linboaren iluntze deitzen den fenomenoan[51]. Argiaren espektroa ia-ia 5.777 Kelvineko gorputz-beltz baten erradiazio espektroaren antzekoa da, fotosferaren gainean dauden atomoen absortzio lerroekin txandakatua. Fotosferan, gutxi gora behera, 1.023 partikula daude m3ko, Lurraren atmosferak itsas-mailan duen partikula kopuruaren %0,37. Fotosfera ez dago guztiz ionizatua, atomoen %3 baino ez dago egoera horretan eta, beraz, materia gehiena hidrogeno atomiko eran dago[54].

Fotosferaren espektro optikoaren ikerketa goiztiarretan, ikusi zen absortzio lerro batzuk ez zirela Lurrean zeuden elementu kimikoen antzekoak. 1868an Norman Lockyerrek teorizatu zuen absortzio lerro horiek beste elementu batek sortuak izango zirela, helium izenekoa, Antzinako Greziako Helios jainkoaren omenez. Hogeita bost urte geroago isolatu zen helioa Lurrean[55].

Atmosfera

Eguzki koroa, 1999ko eklipsean ikusia

Eguzki-eklipse oso bat ematen denean Eguzkiaren disko osoa Ilargiak ezkutatzen du, eta Eguzkiaren inguruan dauden atmosferako atalak ikus daitezke. Lau eremu ezberdintzen dira: kromosfera, trantszio eskualdea, koroa eta heliosfera.

Atmosferan dago Eguzkiaren eremurik hotzena,fotosferaren gainetik 500 kilometro inguru hedatzen dena, 4.100 Kelvineko tenperaturarekin[51]. Eguzkiaren eskualde hau nahikoa hotza da molekula sinpleak mantentzeko, karbono dioxidoa eta ura bezala, euren absortzio espektroarengatik detekta daitezkeenak[56]. Kromosfera, trantsizio eskualdea eta koroa Eguzkiaren gainazala baino askoz beroago daude[51]. Arrazoia ez da ondo ulertzen, baina ebidentziak dio Alfvén uhinak izan daitezkeela euren energiarekin koroa berotzen dutenak[57].

Kromosfera

Sakontzeko, irakurri: «Kromosfera»
Kromosfera 1995eko eguzki-eklipsean ikusia.

Tenperatura minimoko geruzaren gainean 2.000 kilometroko lodiera duen beste geruza bat dago, espektroen emisio eta absortzio lerroengatik ezaugarritzen dena[51]. Kromosfera deitzen da, grezierazko chromatik, hau da, kolorea, kromosfera ikusgarria delako eguzki-eklipse bat eman aurretik eta ostean distira koloretsu baten forman[51]. Kromosferaren tenperatura altuerarekin handitzen da, eta goialdean 20.000 K ingurukoa da. Kromosferaren goiko aldean helioa partzialki ionizatzen da[58].

Trantsizio eskualdea

Kromosferaren gainean 200 kilometro inguruko trantsizio eskualde bat dago, non tenperatura azkar igotzen den 20.000 K ingurutik 1.000.000 K hurbiltzen diren tenperaturetara[59]. Tenperatura igoera hau helioaren ionizazioaren ondorioa da, plasmaren hozte erradiatiboa murrizten duena[58]. Trantsizio eskualdea ez da ondo definitutako geruza bat, hala ere, eta bere lodiera aldakorra da. Berez, nimbo itxurako zonalde bat da kromosferaren gainean, espikulak eta filamentoak sortzen dituena, eta denbora guztian mugimendu kaotiko bat duena. Trantsizio eskualdea ez da erraz ikusten Lurretik, baina oso ondo ikus daiteke espazio instrumentuekin argi-espektroaren zona ultramorea ikusteko gai badira[60].

Koroa

Sakontzeko, irakurri: «Eguzki koroa»

Eguzki koroa da atmosferaren hurrengo geruza. Koroaren beheko aldea, Eguzkiaren gainazaletik gertu, 1015 m−3 eta 1016 m−3 arteko partikula dentsitatea du[58]. Eguzki koroaren tenperatura eta eguzki-haizearena 1.000.000 eta 2.000.000 K artekoa da; hala ere, lekurik beroenetan 8.000.000 eta 20.000.000 K arteko tenperatura dago[59]. Nahiz eta koroaren tenperaturari buruzko teoria osorik ez dagoen, badakigu beroaren parte bat berkonexio magnetikoaren ondorio dela[61]. Koroa Eguzkiaren atmosfera hedatua da, Eguzkiak berak fotosferaren barruan duen bolumena baino handiagoa. Espazio interplanetariora jaurtitzen den plasma zatiari eguzki-haize deritzo[59][61].

Heliosfera

Sakontzeko, irakurri: «Heliosfera»
Heliosfera Plutonetik haratago hedatzen den eremua da.

Heliosfera Eguzkiaren kanpoko atmosferaren atala da, eguzki-haizearen plasmak okupatzen duen eremua. Eguzkiaren kanpoko geruza izanik, bere definizioan eguzki-haizea Alfvén uhinak baino azkarrago bilakatzen diren eremuaren ondoren dagoena da, hau da, eguzki-haizea superalfvéniko bilakatzen den eremua[62]. Eguzkiaren 20 erradiotan hasten da, 0,1 UAra. Heliosferako turbulentzia eta indar dinamikoek ezin dute eguzki-koroaren itxura aldatu, informazioa bakarrik Alvén uhinen abiaduran bidaiatu dezakeelako. Eguzki-haizeak jarraikortasunez egiten du ihes Eguzkitik heliosferan barrena[63][64], Eguzkiaren eremu-magnetikoari egitura espiral bat emanez, heliopausarekin talka egiten duen arte, Eguzkitik 50 UAra. 2004an Voyager 1 zunda heliopausa gisa identifikatu zen talka batetik igaro zen. 2012an izpi kosmikoen kolisioak gora zihoazela detektatu zuen, eta eguzki-haizearen partikula energetikoen beherakada nabarmena zela[65]; uste denez, zundak jada heliopausa gainditu du eta izarren arteko eremuan dago[66].

Eguzkiaren jarduera

Fotoiak eta neutrinoak

Energia-altuko gamma izpi fotoiak fusio-erreakzioen ondorioz sortzen dira Eguzkiaren nukleoan, baina oso azkar xurgatzen ditu eguzkiaren plasmak zona erradiatiboan, normalki milimetro batzuk bidaiatu ostean. Jaulkipen berria gertatzen da ausazko norabidean, eta normalki energia baxuago batean. Emisio eta xurgapen sekuentzia honekin, denbora handia behar du erradiazioak Eguzkiaren gainazalera iristeko. Estimazioek diote fotoi batek 10.000 eta 170.000 urte artean behar dituela Eguzkitik ateratzeko[67]. Alderantziz, neutrinoek 2,3 segundu baino ez dituzte hartzen kanpora ateratzeko; neutrinoak energia produkzio osoaren %2 baino ez dira. Eguzkian energia garraioak oreka termodinamikoak dauden fotoiak behar dituelako, Eguzkian energia garraioak oraindik denbora gehiago behar duen prozesua da, 30.000.000 urte inguru. Hau da Eguzkiak beharko zukeen denbora berriro ere oreka itzultzeko, baldin eta bere nukleoan dauden energia sorkuntza baldintzak bat-batean aldatuko balira[68].

Eremu magnetikoa

Jardueran aldaketak

Epe luzeko aldaketak

Sorrera, garapena eta etorkizuna

Sakontzeko, irakurri: «Eguzki sistemaren sorrera eta garapena» eta «Izar-eboluzio»

Eguzkiak bere bizitza egonkorraren erdia egin duela kalkulatzen da. Ez da dramatikoki aldatu azken 4.000 milioi urtetan, eta nahiko egonkor mantenduko da hurrengo 5.000 milioi urtetan ere. Hala ere, bere nukleoan dagoen hidrogenoaren fusioa amaitzen denean, Eguzkiak aldaketa dramatikoak izango ditu, bai barnealdean zein kanpoaldean ere.

Eguzkiaren sorrera

Fitxategi:Solarnebula.jpg
Eguzki-sistemaren sorreraren irudikapen artistikoa

Eguzki sistema orain dela 4.657 milioi urte[69][70] sortu zen molekula laino baten eskualde oso baten kolapso grabitazionala dela eta[oh 3] Hasierako laino honek hainbat argi-urteko tamaina izango zuen, eta hainbat izarren jaiolekua izango litzateke[71]. Molekula lainoetan ohikoa denez, gehiengoa hidrogenoa zen, helio kopuru nabarmen batekin, eta aurreko izarren hautsetik etorritako elementu astunagoen kopuru txikiekin. Eguzki-sistema osatuko zuen eskualdeari Eguzki-aurreko nebulosa[oh 4] izena ematen zaio[72]. Eskualde honek kolapsoa izan zuenean, momentu angeluarraren kontserbazioaren ondorioz biraketa azkarrean sartuko zen. Zentroa, masa gehiena metatu zen gunea, geroz eta beroago zegoen, inguruan zuen disko baino nabarmen beroago. Uzkurtzen ari zen hodeiaren biraketa azkartzen zoan heinean, lauago egiten hasi zen, disko protoplanetario bat eratuz, gutxi gora behera 200 UA zituena, protoizar bero eta dentso batekin bere erdialdean[73][74]. Planetak disko honen akrezioz sortu ziren, grabitazio indarrak hautsa eta gasa elkartzen joan ahala, gorputz geroz eta handiagoa sortzeko elkartuz[75]. Masaren kopururik handiena zentroan kontzentratuko zen, eta grabitazio eta presioaren indarrez hodeiak bero nahikoa sortuko zuen fusio nuklearra eman ahal izateko. Hori izan zen Eguzkiaren jaiotza.

Sekuentzia nagusia

Sakontzeko, irakurri: «Sekuentzia nagusia»
Eguzkiaren eboluzioaren grafika.

Eguzkia sekuentzia nagusiarenerdi bidean dago, gutxi gora behera. Fase honetan hidrogenoa helioan bilakatzen da bere nukleoan ematen diren erreakzio nuklearren ondorioz. Segundo bakoitzean lau milioi tona materia energian bilakatzen dira Eguzkiaren nukleoan, neutrinoak eta eguzki erradiazioa sortuz. Abiadura horretan, Eguzkiak Lurraren masa baino 100 aldiz gehiago eraldatu ditu energian, hau da, Eguzkiaren masa osoaren %0,03. Eguzkiak beste 10.000 milioi urte emango ditu sekuentzia nagusiko izar gisa[76]. Eguzkia beroago egiten joango da denbora honetan zehar, nukleoan dauden helio atomoek bolumen txikiagoa betetzen dutelako fusionatu gabeko hidrogeno atomoek baino. Nukleoa, beraz, hondoratzen ari da, Eguzkiaren kanpo geruzak zentrotik gertuago jartzen eta, beraz, grabitazio indarraren efektua handituz, koadroaren alderantzizko legearen ondorioz. Indar handiago honek presioa handitzen du nukleoan, baina horrek fusio abiaduran aldaketa ekartzen du, nukleoa hedatuz. Prozesu honek nukleoaren fusio abiadura azkartzen du, dentsoago bilakatuz. Pentsatzen da Eguzkia %30 distiratsuagoa dela orain dela 4.500 milioi urte baino[77]. Gaur egun, %1 handitzen da distira 100 milioi urtero[78].

Nukleoko hidrogenoa amaitu ostean

Eguzkiaren gaur egungo tamaina eta erraldoi gorriaren tamaina duenean hartuko duen gutxi gora beherako tamaina.

Eguzkiak ez du masa nahikorik supernoba baten gisa lehertzeko. Horren ordez, sekuentzia nagusia utziko du hemendik 5.000 milioi urte inguru eta erraldoi gorri batean bilakatuko da[79][8]. Erraldoi gorri gisa, Eguzkia hazi egingo da Merkurio, Artizarra eta, ziurrenik, Lurra irentsiz[80].

Erraldoi gorri bilakatu aurretik ere, Eguzkiaren distira bikoiztuko da, eta Lurrak jasoko duen eguzki-argia Artizarrak gaur egun jasotzen duenaren parekoa izango da. Behin nukleoko hidrogenoa agortuta, hemendik 5.400 milioi urtera, Eguzkia hedatuko da azpierraldoi fasera, eta bere tamaina bikoiztuko du astiro, 500 milioi urte inguruko tartean. Ondoren, askoz azkarrago hedatuko da beste 500 milioi urtez, gaur egun dena baino 200 aldiz handiagoa eta ehunka aldiz distiratsuago eginez. Momentu horretan hasiko da erraldoi gorriaren fasea, non Eguzkiak beste 1.000 milioi urte igaroko dituen eta bere masaren herena galduko duen[8].

Eguzkiaren erraldoi gorriaren fasearen ostean 120 milioi urte inguru geratzen zaizkio Eguzkiari, baina gertakari ugari emango dira. Lehenengo eta behin, nukleoa, helio degeneratuz betea dagoena, bortizki eztanda egingo du, helio flash deituriko fenomenoarekin. Une horretan nukleoaren %6 baina Eguzkiaren masaren %40 karbonoan bilakatuko da minutu batzuetan, alfa-hirukoitz prozesuaren bidez[81]. Eguzkia, ondoren, gaur egungo tamaina baino 10 aldiz txikiagoa egingo da, baina 50 aldiz distiratsuago, gaur egungo tenperatura baino baxuagoarekin. Une horretan multzokatze gorria edo adar horizontalera iritsiko da, baina Eguzkiaren masa duen izar batek ez du bidea egingo urdinerantz adar horizontalean. Horren ordez, handitzen doa, pixkanaka, eta distiratsuago egiten hurrengo 100 milioi urtetan nukleoko helioa erretzen duen bitartean[8].

Helioa amaitzen denean, Eguzkiak hidrogenoarekin izandako espantsio bera egingo du, baina oraingoan askoz azkarrago, eta Eguzkia oraindik handiago eta distiratsuago bilakatuko da. Honi adar asintotiko erraldoi deitzen zaio, eta Eguzkiak hidrogenoa erreko du geruza batean eta helioa sakonagoko beste geruza batean. 20 milioi urte emangoditu adar asintotiko erraldoian, eta Eguzkia geroz eta ezegonkorragoa izango da, masa azkar galduz eta pultsu termalekin bere tamaina eta argitasuna handituz mende batzuetan 100.000 urte ingururo. Pultso termal horiek geroz eta bortitzagoak eta handiagoak izango dira, eta azkenek gaur egun duen distira baino 5.000 aldiz gehiago emango dute, eta tamaina Lurraren distantzia gaindituko du[82]. 2008an garatutako eredu baten arabera, Lurraren orbita geroz eta txikiagoa izango da mareen indarren ondorioz, eta ebentualki kromosferaren eragina dela eta, eta beraz Eguzkiak guztiz jango du erraldoi gorri adarreko fasean. Milioi bat eta 3,8 milioi urte lehenago Artizarrak eta Merkuriok prozesu bera izango zuten. Ereduak aldakorrak dira masa galderaren abiadura eta kopuruaren arabera. Ereduek erakusten dute masa galdera handiagoarekin erraldoi-gorri adarrak izar txikiago eta ez hain distiratsuak sortzen dituela; gaur egungoa baino 2.000 aldiz distiratsuago eta 200 aldiz handiago[8]. Eguzkiarentzat lau pultsu termal aurreikusten dira bere kanpo geruza guztia galdu baino lehen eta berriro ere nebulosa planetario bat sortzen hasi arte. Fase honen amaieran, 500.000 urte inguru irauten duena, Eguzkiak gaur egun duenaren masa erdia izango du.

Adar asintotiko erraldoiaren osteko fasea oraindik ere azkarragoa da. Argitasuna konstantea izaten hasiko da eta tenperatura handitzen joango da, Eguzkiak jaurti duen masaren erdi hori ionizatuz nebulosa planetario batean. Nukleo biluziak 30.000 Kelvineko tenperatura izango du. Nukleo biluzi horrek, nano zuri bat, 100.000 Kelvineko tenperatura izangodu eta gaur egungo Eguzkiaren %54,05eko masa izango duela kalkulatzen da[8]. Nebula planetarioa 10.000 urtetan desegingo da, baina nano zuriak bilioika urte iraungo du nano beltz hipotetiko batean desegin arte[83][84].

Kokapena

Eguzkiaren kokapena eta orbita Esne Bidean

Eguzkia Esne Bidean kokaturik dago, 100.000 argi-urte inguruko diametroa duen galaxia espiral barratu bat. Esne Bidean 100.000 milioi izar daude [85] . Eguzkia Esne Bidearen kanpoko espiraletako baten adarrean dago, Orionen Besoa gisa ezagutzen dena[86]. Eguzkia Zentro Galaktikotik 25.000 eta 28.000 argi-urte ingurura dago[87], eta 220 kilometro segunduko abiaduran mugitzen ari da bere orbitan. 225-250 milioi urtero orbita oso bat egiten du. Bira honi urte galaktiko izena ematen zaio[88]. Eguzkiaren apexa, hau da, Eguzkiak espazio interestelarrean duen ibilbidearen norabidea, Hercules konstelaziotik gertu dago, gaur egun Vega izarrak duen norabidean[89]. Ekliptikaren planoak plano galaktikoarekiko 60ºko angelua osatzen du.

Eguzkiak Esne Bidean duen posizioak biziaren eboluzioan garrantzia izan duela uste da. Bere orbita ia zirkularrak adar espiralen abiadura ia berbera du eta, beraz, gutxitan gurutzatzen du beso horietako bat[90]. Beso espiralak supernoben kontzentrazio guneak dira, baita desegonkortasun grabitazionalena eta erradiazioarena, baina Eguzki-sistemak gutxitan jasan ditu horiek eta, horregatik, Lurrak bizitza mantendu ahal izan du denbora luzez[91]. Esne Bidearen zentrotik urrun egoteak ere egonkortasuna eman dio bizitzari, grabitate, erradiazioa eta partikulen erasoa ekidin duelako[92].

Talde lokala

Eguzkia Izarrarteko Hodei Lokalean kokaturik dago[93]. Uste da G-Hodeiaren auzoan dagoela[94], baina ez dakigu Eguzki-sistema Izarrarteko Hodei Lokalaren parte den, edo azken hau G-Hodeiarekin batera dagoen eremuan ote dagoen. Izarrarteko Hodei Lokala hodei dentsoagoa duen eremu bat da, Burbuila Lokala deitzen den eremu nahiko hutsaren barruan, 300 argi-urte inguru dituen hutsune moduko bat. Burbuilaren barruan tenperatura altuko plasma dago, eta horregatik supernobak gertatu direla pentsatzen da[95].

Eguzkitik hamar argi-urtera erlatiboki izar gutxi daude. Gertuena Alpha Centauri izar-sistema hirukoitza da, Eguzkitik 4,4 argi urtera. Alpha Centauri A eta B elkarrekiko gertu dagoen Eguzkiaren tamaina antzeko bikote bat da, Proxima Centauri nano gorri bat da, bikotearengandik 0,2 argi-urtera orbitatzen duena. 2016an bizitzarako gai izan daitekeen exoplaneta bat aurkitu zen Proxima Centaurin, Proxima Centauri b izena eman zaiona, Eguzkitik gertuen dagoen exoplaneta[96]. Hurrengo izarrik gertuenak Barnarden izarra (5,9 au), Wolf 359 (7,8 au) eta Lalande 21185 (8,3 au) dira.

Gertuen dagoen izarrik handiena Sirius da, sekuentzia nagusiko izar bat, Eguzkitik 8,6 argi urtera eta bere masaren bikoitza duena. Siriusen inguruan Sirius B izeneko nano zuri bat dago orbitan. Gertuen dagoen nano marroia Luhman 16 sistema bitarra da, 6,6 argi urtera. Hamar argi urtera dauden izarren artean Luyten 726-8 nano gorriaren sistema dago (8,7 au) eta Ross 154 nano gorri bakartia (9,7 au)[97]. Eguzkiaren antzekoa den izar bakartirik gertuena Tau Ceti da, 11,9 argi urtera[98]. Eguzkiaren masaren %80 du eta bere argitasunaren %60. Planeta baten masa duen objeturi librerik gertukoena WISE 0855-0714 da[99], Jupiterrek baino 10 aldiz masiboagoa den planeta (7 au).

Behaketaren historia

Eguzkiak Lurrean duen efektu ikaragarria historiaurretik ezagunak izan dira, eta Eguzkia jainko gisa hartu izan da kultura askotan.

Mitologian eta erlijioan

Sakontzeko, irakurri: «Eguzkiaren jainko eta jainkosak»
Ra jainkoaren hieroglifikoa
Eguzki-lore bat ate batean, Euskal Herriko folklore eta mitologiaren parte.

Eguzkiaren jainko eta jainkosek paper garrantzitsua jokatzen dute erlijio askotan eta munduko mitologiak ezberdinetan[100]. Antzinako sumertarrek uste zuten Eguzkia Utu (sumerreraz: 𒀭𒌓) zela[101][102], justiziaren jainkoa eta Inannaren anaia (sumerreraz: 𒈹), Zeruaren Jainkosa[101], Artizarrarekin lotzen zena[102]. Beranduago Utu ekialdeko herri semitikoen Shamash jainkoarekin lotu zen[oh 5][101][102] Utu jainko-laguntzaile gisa eraldatu zen, arazoetan zeudenei laguntza ematen ziena; ikonografian bizar luzearekin eta zerra batekin irudikatzen da, justizia eskaintzen duen pertsonaia gisa[101].

Antzinako Egiptoko IV. dinastiaren ondoren, Eguzkia gurtzen hasi ziren Ra jainko gisa (𒊑𒀀 edo 𒊑𒅀 gisa idazkera kuneiformean eta gisa egiptoar idazkera hieroglifikoan). Belatz baten burua eguzki-disko baten gainean eta suge batez inguratuta marrazten zen. Egiptoko Inperio Berrian Eguzkia kakalardo pilotagilearekin lotzen hasi zen, gorotzekin sortzen zituen pilotek Eguzkiaren zuten antza zela eta. Aten eguzki-diskoaren forman berriro ere agertu zen Amarna Periodoan; garai horretan Akenaton araoiak Eguzkia izendatu zuen jainko nagusi edo bakarra[103][104].

Aitzinindoeuroparren erlijioan eguzkia *Seh2ul jainkosarekin adierazten zen[105][106][107]. Jainkosa honen deribatuak agertzen dira hainbat indoeuropar hizkuntzatan, adibidez antzinako eskandinavieraz Sól, sanskritoko Surya, galozko Sulis, lituanierako Saulė, eslavierako Solntse. Antzinako greziako erliijioan eguzkia Helios jainkoarekin lotzenzen, baina baliteke antzinagoko emakumezko eguzki jainkosa bat egotea, Helena Troiakoan jasotzen dena[105]. Beranduago Helios Apolorekin sinkretizatu zen[108].

Euskal mitologian Eguzki Amandrea Amalurren alaba zen[109]. Eguzkiak ezaugarri femeninoak zituen abesti ezberdinak jaso dira, adibidez Eguzki amandrea / juan da bere amagana / bihar etorriko da/ Denpora ona bada[110]. Eguzkia gurtzeko eguzki-loreak jarri dira Euskal Herriko ateetan.

Biblian "Zuzentasunaren Eguzkia" edo "Justiziaren Eguzkia" agertzen da aipatua Malakiasen liburuan (Ml 4:2). Aipamen horrek, kristau batzuen ustez Jesukristoren etorrerari, Mesiasari egingo lioke erreferentzia[111]. Antzinako Erroman igandea zen Eguzkiaren eguna. Judu jatorrikoak ez ziren kristauek egun hau hartu zuten sabbata egiteko egun gisa. Eguzkiaren argiaren ikurra izan zen kristauek paganismotik hartutako elementuetako bat, ziurrenik tradizio judutik ez datorren elementu nagusia. Paganismoan Eguzkia biziaren iturria zen, gizateriari beroa eta argitasuna ematen zion argizagia. Erromatarren artean ohikoa zen errezoak egitea eguzkiaren irteerarekin, eta lehen argi-izpiak jasotzen saiatzea. Neguko solstizioaren ospakizuna Erromako kulturaren parte zen, garaitu gabeko Eguzkia gurtzen zen gaia (Sol Invictus). Jai hau kristau ohituretara Eguberri gisa igaro da. Kristauen elizak ere Eguzkia ateratzen deneko punturantz lerrokatu dira, kongregazioa egunsentirantz errezatzeko helburuarekin[112].

Azteken eguzki-jainkoa Tonatiuh zen, normalki ezkutua eta geziak heltzen marrazten zena, eta giza sakrifizioaren praktikarekin oso lotuta zegoen[113]. Amaterasu eguzki-jainkosa Xintoismoaren jainkorik garrantzitsuena da, eta Japoniako enperadore guztien arbasoa dela esaten da[114][115].

Ulermen goiztiarra

Sol Invictusen txanpon bat.

Eguzkia gurtu duten kultura asko egon dira giza historian zehar. Gizakiak Eguzkiaren inguruan izan zuen lehen ezagutza, eta garrantzitsuena, da Eguzkia zeruan dagoen objektu distiratsu bat dela, eta bera ortzi-mugatik gora dagoenean eguna dela eta ez dagoenean gaua. Antiznarokokultura askotan Eguzkia eguzki-jainko bat edo bestelako entitate supernatural bat zela uste zuten. Eguzkia gurtzea jarduera zentrala zen Antzinako Egiptoko biztanleentzat, Inkentzat edo Aztekentzat. Hinduismoa bezalako erlijioetan Eguzkia oraindik ere jainkotzat hartzen da. Antzinaroko monumentu asko eguzkiarekin lerrokatzeko eraiki ziren; adibidez, hainbat megalitok zehaztasunez markatzen zuten udako eta neguko solstizioak. Horren adibidez dira Nabta Playako megalitoak, Egipton, Mnajdra Maltan edo Stonehenge Ingalaterran; Newgrange, gizakiak historiaurrean sortutako mendixka bat Irlandan, neguaren hasiera noiz zen markatzeko eraiki zen; El Castillo piramidea, Chichén Itzán (Mexiko) udaberriko zein udazkeneko ekinoziotan igotzen ari den suge baten itzala irudikatzeko egina dago.

Ulermen zientifikoaren garapena

K. a. 1. milurtekoan, Babiloniako astronomoek ikusi zuten Eguzkiaren mugimendua ekliptikan zehar ez zela uniformea, baina ez zuten jakin zergatia bilatzen; gaur egun badakigu Lurrak Eguzkiaren inguruan duen mugimendu eliptikoaren ondorio dela, eta Eguzkia azkarrago mugitzen dela Eguzkitik gertuago dagoenean perihelioan eta geldoago urrunago dagoenean afelioan[116]. Eguzkiaren inguruko azalpen zientifiko eta filosofiko bat eman zuen lehen pertsonen artean Anaxagoras greziar filosofoa egon zen. Heliosen gurdia baino Eguzkia metalezko suzko bola erraldoi bat zela proposatu zuen, Peloponesoa bera baino handiagoa, eta Ilargiak ematen zuen argia Eguzkiaren argiaren isla baino ez zela[117]. Heresia hau irakasteagatik kartzelara sartu zuten eta heriotza zigorra jaso zuen, nahiz eta beranduago askatu zuten Periklesen interbentzioaren ondorioz. Eratostenesek K. a. III. mendean estimatu zuen Lurraren eta Eguzkiaren arteko distantzia "400 miriada eta 80000 estadiokoa" zela, baina itzulpena oso zaila duen terminoa da: izan daiteke 4.080.000 estadio (755.000 kilometro) edo 804.000.000 estadio (148 milioi edo 153 milioi kilometro artean); azken balioa zehatza da ehuneko txiki batzuetako akatsarekin. I. mendean, Ptolomeok estimatu zuen distantzia Lurraren erradioa baino 1.210 aldiz handiagoa izan beharko zela, gutxi gora behera 7,71 milioi kilometro[118].

Aristarkos Samoskoaren lana.

Eguzkia Unibertsoaren zentroa dela eta planetek inguruan biratzen dutenaren teoria heliozentrismoa da. Aristarko Samoskoak proposatu zuen, lehen aldiz, K. a. III. mendean, eta ondoren Seleuko Seleuziakoak babestu zuen. Ikuspuntu hau XVI. mendean eredu matematiko batekin defendatu zuen, modu zehatzagoan, Nikolas Kopernikok.

Txinako astronomoek, Han dinastian (K. a. 206 - 220) zehar lehen aldiz eguzki-orbanak ikusi zituzten, eta euren erregistroa mendeetan zehar egin zituzten. XVII. mendearen hasieran teleskopioa askatu zuenean Thomas Harriot, Galileo Galileik eta beste astronomo batzuek eguzki-orban hauek zehatzago ikusteko aukera izan zuten. Galileok proposatu zuen orban horiek Eguzkiaren azalean zeudela, eta ez zirela Lurraren eta Eguzkiaren artean igarotzen ziren objektu txikiak[119].

Al-Battani arabiar astronomoak aurkitu zuen Eguzkiak bere apogeoan (Eguzkiak atzeko izar finkoekiko duen posizioa) duen norabidea aldatzen dela[120]. Ibn Yunusek Eguzkiaren 10.000 sartze ikusi zituen bizitza osoan zehar astrolabio bat erabilita[121].

1032an Artizarraren transito bat behatu zuen Avizena pertsiar astronomoak. Artizarra Lurretik gertuago dagoela Eguzkia baino ondorioztatu zuen. 1672an Giovanni Cassinik eta Jean Richerrek Marterekiko dagoen distantzia neurtzea lortu zuten, eta horrekin Eguzkiarekiko dagoen distantzia kalkulatzea posible izan zen.

Isaac Newtonek argiaren deskonposaketarekin egin zuen esperimentuaren marrazkia.

1666an Isaac Newtonek Eguzkia prisma baten bidez ikusi zuen, eta erakutsi zuen kolore askotako argiz osatuta dagoela[122]. 1800ean William Herschelek ikusi zuen eguzkiaren espektroak bazuela ere argi infragorria[123]. XIX. mendean espektroskopiak aurrerapen handiak izan zituen; Joseph von Fraunhoferrek espektroan dauden 600 absortzio lerro baino gehiago identifikatu zituen, horietako indartsuenak Fraunhofer lerroak deitzen dira gaur egun. Zientzia iraultzaren lehenengo urteetan Eguzkiaren energiaren jatorria misterio handia zen. Lord Kelvinek proposatu zuen Eguzkia barne beroa erradiatzen ari zen gorputz likido bat zela[124]. Kelvin eta Hermann von Helmholtzek proposatu zuten grabitazio kontrakzio mekanismo bat energia horren jatorria azaltzeko, baina estimatutako adina 20 milioi urtekoa zen, garaiko aurkikuntza geologikoek proposatzen zuten 300 milioi urte baino askoz gutxiago[125]. 1890an Joseph Lockyerrek, helioa eguzki espektroan aurkitu eta gero, proposatu zuen Eguzkiaren sorrerako meteoritoetan oinarritutako teoria bat[126].

1904an dokumentatutako soluzio bat eskaini zen. Ernest Rutherfordek proposatu zuen Eguzkiaren emaria barne bero-iturri baten ondorio zela, eta desintegrazio erradioaktiboa proposatu zuen iturri gisa[127]. Hala ere, Albert Einsteinek eman zuen pista nagusia Eguzkiaren energiaren jatorriaren inguruan, masa eta energiaren ekibalentzia ezarri zuenean, bere formula famatuaren bidez, [128]. 1920an Sir Arthur Eddingtonek proposatu zuen Eguzkiaren nukleoan zeuden presio eta tenperaturen ondorioz fusio nuklearra ematen zela, hidrogenoa (protoiak) helio nukleo bilakatuz, eta honekin energia sortzen zela masaren aldaketaren ondorio gisa[129]. Cecilia Paynek 1925ean hidrogenoa Eguzkiaren gehiengoa zela demostratu zuen, Meghnad Saha indiar fisikariak garatutako ionizazio teoria erabilita. 1930eko hamarkadan fusioaren kontzeptu teorikoa garatu zuten Subrahmanyan Chandrasekhar eta Hans Bethe astrofisikariek. Hans Bethek Eguzkiaren energia iturri nagusi diren bi erreakzio nuklearren energia-produkzioaren xehetasunak kalkulatu zituen[130][131]. 1957an Margaret Burbridgek, Geoffrey Burbridgek, William Fowlerrek eta Fred Hoylek demostratu zuten Unibertsoan dauden elementu gehienak izarren barruko erreakzio nuklearretan sortu zirela, horietako batzuk Eguzkian ematen direnak bezalakoak[132].

Eguzkirako espazio-misioak

Ekaitz geomagnetiko erraldoia, 2012ko martxoaren 13ko 1:29 PM.
Ilargia STEREO Bren aurretik pasatzen kamera ultramorearen kalibrazio proban zehar.
SDO sateliteak ikusitako eguzki-erupzio erraldoia.
STEREO misioak hiru dimentsiotan ikusteko aukera ematen du.

Eguzkia aztertzeko diseinatutako lehenengo satelite artifizialak NASAren Pioneer programako 5, 6, 7, 8 eta 9 izan ziren, 1959a eta 1968 artean espazioratu zirenak. Satelite hauek Eguzkiaren inguruan biratzen ziren, Lurraren distantzia antzekora, eta Eguzkiaren haizeen zein eremu magnetikoaren lehen neurketak egin zituzten. Pioneer 9 misioa bereziki luzea izan zen, 1983ko maiatzera arte[133][134].

1970eko hamarkadan Helios espaziontziak eta Skylaben Apollo Telescope Mountek eguzki-haizearen eta eguzki koroaren inguruko datu zientifiko garrantzitsuak eskaini zituzten. Helios 1 eta Helios 2 sateliteak AEB-Alemania kolaborazioaren ondorio izan ziren, eta Merkuriok perihelioan duen orbitaren barnealderaino joan ziren eguzki-haizea neurtzera[135]. Skylab espazio-estazioak, NASAk 1973an espazioratu zuena, eguzki-behatoki bat zuen, Apollo Telescope Mount izenekoa, estazioaren parte ziren astronautek kudeatua. Skylabek eguzki koroaren emisio ultramoreen lehen eguzki trantsizioa behatu zuen[60]. Aurkikuntzen barruan, lehenengo koroko eiekzio masiboak ikusi zituzten, eta koroko zuloak, gaur egun eguzki-haizearekin loturik daudela dakigunak[135].

1980an NASAk Solar Maximum Mission izeneko misioa egin zuen. Espazio-ontzia gamma izpiak, X izpiak eta erradiazio ultramorea ikusteko prestatu zuten, eguzki-jarduera eta distira altuko garai horretan. Jaurti eta hilabete gutxira, hala ere, arazo elektroniko batek satelitea itzalarazi zuen, eta hiru urte eman zituen egoera inaktiboan. 1984an Challengerren STS-41C misioak satelitea berreskuratu zuen eta konpondu zuten, berriro orbitan jarri aurretik. Misioak eguzki-koroaren milaka irudi lortu zituen 1989ko ekainean Lurraren atmosferan sartu aurretik[136].

Japoniak 1991an Yohkoh (Eguzki-izpi) satelitea jaurti zuen, X-izpien uhin-luzeran eguzki-erupzioak aztertzeko. Misio honetako datuei esker zientzialariek hainbat erupzio mota aztertu ahal izan zituzten, eta demostratu zuten jarduera maximoko eskualdeetatik urrun zeuden koroak eremuak uste baino askoz dinamikoak eta aktiboagoak zirela. Yohkoh eguzki-ziklo oso bat aztertu zuen, baina standby egoeran jarri zen 2001eko eguzki-eklipse batek Eguzkiarekin zuen lotura hautsi zuenean. 2005ean suntsitu zen atmosferan sartu ostean[137].

Orain arte eguzki-misiorik garrantzitsuenetako bat Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) izan da, Europako Espazio Agentziak eta NASAk elkarrekin 1995eko abenduaren 2an jaurti zutena[60]. Hasieran bi urteko misioa zen, baina 2012ra arte hedatu zen[138]. Hain izan da baliagarria, ezen beste jarraipeneko misio bat diseinatu zen, Solar Dynamics Observatory izenekoa, 2010eko otsailean hasia[139]. Lurraren eta Eguzkiaren arteko Lagrangeren puntuan kokatuta (puntu bat non bi objektuen erakarpen grabitatorioa berdina den), SOHOk uhin-luzera askotako Eguzkiaren jarraipena egin du hasieratik. Eguzkiaren behaketa zuzenaz gain, SOHOk hainbat kometa aurkitu ditu, horietako asko Eguzkiaren ondotik pasatzean guztiz suntsitzen diren kometa txikiak[140].

Orain arte aipatutako satelite eta zunda guztiak ekliptikaren planotik aztertu dute Eguzkia, beraz detaile handiarekin ekuatoreko eskualdeak baino ez dira ikertu. Ulysses zunda 1990an jaurti zen Eguzkiaren eskualde polarrak aztertzeko. Lehenengo Jupiterreraino joan zen, eta bertan orbita aldatu eta ekliptikatik ateratzeko abiadura hartu zuen. Ulyssesek bere orbita egokia hartu zuenean eguzki-haizea eta eremu-magnetikoa aztertzeari ekion zion; haizea goiko latitudeetan 750 kilometro segundoko abiaduran mugitzen zela ikusi zuen, uste zena baino gutxiago, eta latitude altuetatik ateratzen ziren uhin magnetiko handiak zeudela ere, izpi kosmikoak barreiatzen zituztenak[141].

Fotosferak elementuen ugaritasuna ondo ezagutzen da, batez ere espektroskopia ikerketak direla eta, baina Eguzkiaren barnealdearen konposizioa ez da ondo ezagutzen. Eguzki-haizeen lagin bat hartu zuen misioa diseinatu zen, Genesis izenekoa, material horren konposaketa zuzenean neurtu ahal izateko[142].

Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) misioa 2006ko urrian hasi zen. Bi satelite berdin jaurti ziren orbitara, beti euren arteko distantzia handituz Lurra atzean utziz. Honeka irudi estereoskopikoak lortu daitezke eta Eguzkian ematen diren hainbat fenomeno hiru dimentsiotan ikertu[143][144].

2020 inguruan India 100 kilogramoko satelitea erabiliko du Eguzkia ikertzeko. Aditya izenarekin, bere instrumentu nagusiak Eguzkiaren koroko dinamikak aztertzeko koronografo bat da[145].

Behaketa eta ondorioak

Eguzkiaren argia begi hutsez ikusteak mina sor dezake; hala ere, denbora tarte labur batez begiratzea ez da arriskutsua begi-ninia dilataturik ez badago[146][147]. Eguzkia zuzenean begiratzen bada fosfeno izeneko artefakto bisualak sortznedira, eta denbora laburreko itsutasuna. 4 miliwatt igortzen dira ere zuzenean erretinara, berotzen eta distira horri modu egokian erantzun ezin dioten begietan kalteak sortuz[148][149]. Eguzkiaren argi ultramoreak begien horitzea dakar urteen poderioz, eta uste denez begi-lausoensorreran eragiten du, baina honek ultramoreen kopuruaren araberakoa izango da, eta ez da Eguzkiari zuzenean begiratzeagatik[150]. Eguzkia begi hutsez denbora luzez begiratzen bada argi ultramorearen eta eguzki-erredura moduko lesioak sortzen dira erretinan, 100 segundotik aurrera, bereziki UV argia indartsua den eremuetan[151][152]; kondizio horiek okerrago dira gazteen begietan edo lenteak erabiltzen dituztenentzat, Eguzkia zenitean dagoenean edo oso altuera handian gaudenetan.

Eguzki-sistema

Sakontzeko, irakurri: «Eguzki-sistema»
Eguzkia eta planeten orbitak. Distantziak eskalan daude, planetak ez.
Eguzkia eta planeten orbitak. Distantziak eskalan daude, planetak ez.

Eguzki-sistema da Eguzkiaren inguruan orbita ezberdinetan jirabiran dabiltzan objektu ezberdinak (planetak, planeta nanoak, sateliteak, asteroideak, kometak...) biltzen dituen Unibertsoaren zatia. Zentzu hertsian, Eguzkia eta bere inguruan grabitazioak itxita biratzen duten gorputzen multzoa da, eta biraketa hori zuzenekoa edo zeharkakoa izan daiteke.[oh 6] Eguzkiaren inguruan zuzenean biratzen duten objekturik handienak zortzi planetak dira.[oh 7] Beste objektuak nabarmen txikiagoak dira, izan planeta nano edo Eguzki-sistemako gorputz txikiak. Modu ez zuzenean Eguzkiaren inguruan biratzen ari diren objektuetatik, planeten ilargiak, bi planetarik txikiena den Merkurio baino handiagoak dira.[oh 8]

Eguzki-sistema orain dela 4.600 milioi urte sortu zen, molekula laino baten grabitazio-kolapsoaren ondorioz. Sistemaren masaren zatirik handiena Eguzkian dago eta, ondoren, geratzen denaren gehiengoa Jupiterren. Barneko lau planetak, Merkurio, Artizarra, Lurra eta Marte planeta telurikoak dira, batez ere arroka eta metalez osatuak. Beste lau planetak planeta erraldoiak dira, telurikoak baino nabarmen handiago. Bi handienak, Jupiter eta Saturno gasezko erraldoiak dira, batez ere hidrogeno eta helioz osatuak. Kanpoko bi planetak, Urano eta Neptuno izotzezko erraldoiak dira, batez ere ura, amoniako eta metanoz osatuak. Zortzi planetek orbita ia zirkularrak dituzte, ekliptika deitzen den planoa ia laua jarraituz.

Eguzki-sistemak beste objektu txikiago batzuk ere baditu.[oh 9] Asteroide gerrikoa Marte eta Jupiterren artean orbitatzen duten milaka objektuk osatzen dute. Objektu hauek, planeta telurikoek bezala, arroka eta metalak dituzte osagai. Neptunoren orbita igaro ondoren Kuiperren gerrikoa dago, Neptunoz haraindiko objektuz osatua. Hauek, batez ere, izotzez osaturik daude eta disko sakabanatu bat osatzen dute. Gerriko honen ostean berriki aurkitutako sednoideak daude. Populazio hauen artean dozena batzuek, eta agian hamarnaka mila objektu daude euren grabitateak borobildu dituenak. Objektu hauei planeta nano izena ematen zaie. Ezagutzen diren planeta nano batzuk Zeres asteroidea edo Platon eta Eris dira. Bi eskualde hauez gain, badira beste populazio batzuk gorputz-txikien artean sailkatzen direnak, hala nola kometak, zentauroak edo planeten-arteko hauts-hodeiak. Guzti hauek eremu ezberdinen artean bidaiatzen dute, orbita eliptiko ezberdinekin. Sei planetek, gutxienez lau planeta nanok, eta beste gorputz-txiki batzuek satelite naturalak dituzte, askotan "ilargi" izena hartzen dutenak Ilargia dela eta. Kanpoko lau planeta erraldoiek eraztun planetarioa dute, hautsez eta objektu txikiz osatuak.

Oharrak

  1. ↑ Astronomian, elementu astuna hidrogenoa eta helioa ez diren elementu eta metal guztiak dira.
  2. ↑ Hainbat bakteriok kimiosintesia egiten dute, argirik iristen ez diren lekuetan bizi baitira. Ekosistema oso bat egon daiteke bakterio horiek sortzen duten energiatik bizitzen.
  3. ↑ Data hau meteorito batean aurkitutako inklusiorik zaharrenarena da, 4568.2+0.2
    −0.4     milioi urte dituela. Uste denez molekula lainoan sortutako lehen material solidoen formazioaren datari dagokio. (Ingelesez) Bouvier, Audrey; Wadhwa, Meenakshi. (2010-08-22). «The age of the Solar System redefined by the oldest Pb–Pb age of a meteoritic inclusion» Nature Geoscience 3 (9): 637–641.  doi:10.1038/ngeo941. ISSN 1752-0908. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  4. ↑ ingelesez: Pre-solar nebula
  5. ↑ Akadierako šamaš (Eguzkia) fenizierako 𐤔𐤌𐤔 (šmš), siriakoko ܫܡܫܐ‎ (šemša), hebreerako שֶׁמֶשׁ‎ (šemeš) eta arabierako شمس‎ (šams) hitzen familiakoa da.
  6. ↑ Zeharkakoak dira, adibidez, planeten inguruan biratzen duten satelite naturalak. Eguzkiaren inguruan biratzen dute, baina ez zuzenean, planeta ere inguratzen dutelako bide horretan
  7. ↑ Historian zehar beste planeta batzuk izan dira, adibidez 1930etik 2006ra Pluton planetatzat hartzen zen
  8. ↑ Merkurio baino handiagoak diren bi ilargiak Ganimedes (Jupiterren inguruan biratzen duena) eta Titan (Saturnoren inguruan biratzen duena) daude. Hala ere, Merkurioren masaren erdia baino gutxiago dute.
  9. ↑ IAUren definizioaren arabera, Eguzkiaren inguruan orbitan ari diren objetuak hiru kategoriatan sailkatzen dira: planetak, planeta nanoak eta Eguzki-sistemako gorputz txikiak. Planeta bat Eguzkiaren inguruan biratzen ari den objetu bat da, zeinen masa nahikoa den grabitateak (ia-)esferikoa den objetu bat izateraino eraman duena, eta bere ibilbidean dauden objetuak garbitu dituena. Definizio honen arabera Eguzki-sisteman zortzi planeta daude: Merkurio, Artizarra, Lurra, Marte, Jupiter, Saturno, Urano eta Neptuno. Bere orbita Kuiper gerrikoko beste objektuetatik garbitu ez duelako, Plutonek ez du definizio hau betetzen. Pluton planeta nano bat da, beraz, Eguzkiaren inguruan orbita egiten duen eta ia-esferikoa den objektua bere grabitate propioa dela eta, baina ez dituenak bere auzoko planetesimalak garbitu eta ez dena satelite bat. Plutonez gain IAUk beste lau planeta nano onartzen ditu Eguzki-sisteman: Zeres, Haumea, Makemake eta Eris. Beste objetu batzuk ez-ofizialki ere planeta nano gisa izendatu dira, hala nola 2007 OR10, Sedna, Orkus eta Quaoar. Plutoni erreferentzia eginez, Neptunoz haraindiko orbita duten planeta nanoei "plutoide" izena eman ohi zaie. Eguzkiaren inguruan biratzen duten beste objektu txikiak Eguzki-sistemako gorputz txiki izena hartzen dute.

Erreferentziak

  1. ↑ (Ingelesez) How Round is the Sun? | Science Mission Directorate. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  2. ↑ (Ingelesez) First Ever STEREO Images of the Entire Sun | Science Mission Directorate. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  3. ↑ Charbonneau, Paul. (2014-08-18). «Solar Dynamo Theory» Annual Review of Astronomy and Astrophysics 52 (1): 251–290.  doi:10.1146/annurev-astro-081913-040012. ISSN 0066-4146. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  4. ↑ Woolfson, Michael. (2000-02-01). «The origin and evolution of the solar system» Astronomy & Geophysics 41 (1): 1.12–1.19.  doi:10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x. ISSN 1366-8781. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  5. ↑ a b Basu, Sarbani; Antia, H.M.. «Helioseismology and solar abundances» Physics Reports 457 (5-6): 217–283.  doi:10.1016/j.physrep.2007.12.002. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  6. ↑ (Ingelesez) Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L.. (2002-08-01). «The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS» Astronomy & Astrophysics 390 (3): 1115–1118.  doi:10.1051/0004-6361:20020749. ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  7. ↑ (Ingelesez) Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A.. (2012-11-02). «The Absolute Chronology and Thermal Processing of Solids in the Solar Protoplanetary Disk» Science 338 (6107): 651–655.  doi:10.1126/science.1226919. ISSN 0036-8075. PMID 23118187. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  8. ↑ a b c d e f g (Ingelesez) Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert. (2008-05-01). «Distant future of the Sun and Earth revisited» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386 (1): 155–163.  doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. ISSN 0035-8711. (Noiz kontsultatua: 2018-10-03).
  9. ↑ Koldo Mitxelena (1976). Fonética histórica vasca. Donostia: Gipuzkoako Aldundia.
  10. ↑ (Ingelesez) «NASA - Opportunity's View, Sol 959 (Vertical)» www.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  11. ↑ (Ingelesez) Little, William; Fowler, H. W.; Coulson, J.. (1955). The Oxford Universal Dictionary On Historical Principles; Third Edition with Corrections and Revised Addenda. (3rd,Revised edition. argitaraldia) Oxford University Press (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  12. ↑ «Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single» Space.com (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  13. ↑ (Ingelesez) Lada, Charles J.. (2006). «Stellar Multiplicity and the Initial Mass Function: Most Stars Are Single» The Astrophysical Journal Letters 640 (1): L63.  doi:10.1086/503158. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  14. ↑ a b Michael, Zeilik,. (1998). Introductory astronomy & astrophysics. (4th ed. argitaraldia) Saunders College Pub ISBN 0030062284. PMC 38157539. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  15. ↑ (Ingelesez) FALK, SYDNEY W.; LATTIMER, JAMES M.; MARGOLIS, S. H.. (1977-12). «Are supernovae sources of presolar grains?» Nature 270 (5639): 700–701.  doi:10.1038/270700a0. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  16. ↑ (Ingelesez) «Stellar parameters» Space Science Reviews 43 (3-4) 1986-04  doi:10.1007/bf00190626. ISSN 0038-6308. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  17. ↑ (Ingelesez) S., Bessell, M.; F., Castelli,; B., Plez,. (1998-5). «Model atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and temperature calibrations for O - M stars» Astronomy and Astrophysics 333 ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  18. ↑ (Ingelesez) «Earth's Seasons and Apsides» aa.usno.navy.mil (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  19. ↑ 1956-, Simon, Anne Elizabeth,. (2001). The real science behind the X-files : microbes, meteorites, and mutants. (1st Touchstone ed. argitaraldia) Simon & Schuster ISBN 0684856182. PMC 48151793. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  20. ↑ Jürg., Beer,. (2012). Cosmogenic radionuclides : theory and applications in the terrestrial and space environments. Springer ISBN 9783642146510. PMC 778633375. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  21. ↑ a b c d e f H., Phillips, Kenneth J.. (1992). Guide to the sun. Cambridge University Press ISBN 052139483X. PMC 24668571. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  22. ↑ (Ingelesez) S., Godier,; J.-P., Rozelot,. (2000-3). «The solar oblateness and its relationship with the structure of the tachocline and of the Sun's subsurface» Astronomy and Astrophysics 355 ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  23. ↑ (Ingelesez) Jones, Geraint. (2012-08-16). «Sun is the most perfect sphere ever observed in nature» the Guardian (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  24. ↑ F., Schutz, Bernard. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press ISBN 9780511648694. PMC 569538123. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  25. ↑ (Ingelesez) «TSI Composite – PMOD/WRC» www.pmodwrc.ch (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  26. ↑ A., El-Sharkawi, Mohamed. (2005). Electric energy : an introduction. CRC Press ISBN 0849330785. PMC 56103932. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  27. ↑ «Solar Spectral Irradiance: Air Mass 1.5» rredc.nrel.gov (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  28. ↑ (Ingelesez) «What Color is the Sun? - Universe Today» Universe Today 2013-10-08 (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  29. ↑ Wilk, S.R.. (2009-03-01). Light Touch: The yellow sun paradox. , 12–13 or. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  30. ↑ (Ingelesez) «Lazy Sun is less energetic than compost» www.abc.net.au 2012-04-17 (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  31. ↑ a b (Ingelesez) Lodders, Katharina. (2003). «Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements» The Astrophysical Journal 591 (2): 1220.  doi:10.1086/375492. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  32. ↑ (Ingelesez) Lodders, K.. (2003-7). «Abundances and Condensation Temperatures of the Elements» Meteoritics and Planetary Science Supplement 38 (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  33. ↑ a b Hansen, Carl J.. (2004). Stellar interiors : physical principles, structure, and evolution.. (2nd ed.. argitaraldia) Springer ISBN 0387200894. PMC 53083938. (Noiz kontsultatua: 2018-10-02).
  34. ↑ J., Hansen, Carl. (2004). Stellar interiors : physical principles, structure, and evolution.. (2nd ed.. argitaraldia) Springer ISBN 0387200894. PMC 53083938. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  35. ↑ «1965ApJ...142.1447I Page 1447» adsabs.harvard.edu (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  36. ↑ (Ingelesez) Aller, L. H.. (1968/12). «The Chemical Composition of the Sun and the Solar System» Publications of the Astronomical Society of Australia 1 (4): 133–135.  doi:10.1017/S1323358000011048. ISSN 1323-3580. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  37. ↑ a b (Ingelesez) Manuel, O.K.; Hwaung, Golden. (1983-09). «SOLAR ABUNDANCES OF THE ELEMENTS» Meteoritics 18 (3): 209–222.  doi:10.1111/j.1945-5100.1983.tb00822.x. ISSN 0026-1114. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  38. ↑ a b (Ingelesez) García, Rafael A.; Turck-Chièze, Sylvaine; Jiménez-Reyes, Sebastian J.; Ballot, Jérôme; Pallé, Pere L.; Eff-Darwich, Antonio; Mathur, Savita; Provost, Janine. (2007-06-15). «Tracking Solar Gravity Modes: The Dynamics of the Solar Core» Science 316 (5831): 1591–1593.  doi:10.1126/science.1140598. ISSN 0036-8075. PMID 17478682. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  39. ↑ (Ingelesez) Basu, Sarbani; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; New, Roger; Serenelli, Aldo M.. (2009-06-23). «FRESH INSIGHTS ON THE STRUCTURE OF THE SOLAR CORE» The Astrophysical Journal 699 (2): 1403–1417.  doi:10.1088/0004-637X/699/2/1403. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  40. ↑ (Ingelesez) Carlo, Broggini,. (2003-8). Nuclear Processes at Solar Energy. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  41. ↑ (Ingelesez) Goupil, M. J.; Lebreton, Y.; Marques, J. P.; Samadi, R.; Baudin, F.. (2011). «Open issues in probing interiors of solar-like oscillating main sequence stars 1. From the Sun to nearly suns» Journal of Physics: Conference Series 271 (1): 012031.  doi:10.1088/1742-6596/271/1/012031. ISSN 1742-6596. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  42. ↑ B., Zirker, Jack. (2002). Journey from the center of the sun. Princeton University Press ISBN 0691057818. PMC 45202072. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  43. ↑ H., Shu, Frank. (1982). The physical universe : an introduction to astronomy. University Science Books ISBN 0935702059. PMC 8805302. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  44. ↑ (Ingelesez) Barbier, Beth. «NASA's Cosmicopia -- Ask Us -- Sun» helios.gsfc.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  45. ↑ (Ingelesez) «Lazy Sun is less energetic than compost» www.abc.net.au 2012-04-17 (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  46. ↑ (Ingelesez) Haubold, H. J.; Mathai, A. M.. (1995). «Solar nuclear energy generation and the chlorine solar neutrino experiment» AIP Conference Proceedings (AIP)  doi:10.1063/1.47009. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  47. ↑ [http://www.aoc.nrao.edu/~smyers/courses/astro12/L11.html «Lecture 11 - Stellar Structure I: Hydrostatic Equilibrium (2/18/99)»] www.aoc.nrao.edu (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  48. ↑ Wayback Machine. 2013-05-10 (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  49. ↑ (Ingelesez) Soward, Andrew M.; Jones, Christopher A.; Hughes, David W.; Weiss, Nigel O.. (2005-03-16). Fluid Dynamics and Dynamos in Astrophysics and Geophysics. CRC Press ISBN 9780203017692. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  50. ↑ (Ingelesez) Sun. 2018-10-01 (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  51. ↑ a b c d e f g (Ingelesez) D, Abhyankar, K.. (1977-06). A Survey of the Solar Atmospheric Models. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  52. ↑ (Ingelesez) Gibson, Edward G.. (1973). The Quiet Sun. (1st edition. argitaraldia) National Aeronautics and Space Administration, Scientific and Technical Information Office (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  53. ↑ H., Shu, Frank. (1991). The physics of astrophysics. University Science Books ISBN 0935702644. PMC 24524127. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  54. ↑ (Ingelesez) Rast, Mark P.; Nordlund, Ake; Stein, Robert F.; Toomre, Juri. (1993-5). «Ionization effects in three-dimensional solar granulation simulations» The Astrophysical Journal 408: L53–L56.  doi:10.1086/186829. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  55. ↑ Galsgaard, klaus. «helium» www-solar.mcs.st-andrews.ac.uk (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  56. ↑ (Ingelesez) Solanki, S. K.; Livingston, W.; Ayres, T.. (1994-01-07). «New Light on the Heart of Darkness of the Solar Chromosphere» Science 263 (5143): 64–66.  doi:10.1126/science.263.5143.64. ISSN 0036-8075. PMID 17748350. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  57. ↑ (Ingelesez) Pontieu, B. De; McIntosh, S. W.; Carlsson, M.; Hansteen, V. H.; Tarbell, T. D.; Schrijver, C. J.; Title, A. M.; Shine, R. A. et al.. (2007-12-07). «Chromospheric Alfvénic Waves Strong Enough to Power the Solar Wind» Science 318 (5856): 1574–1577.  doi:10.1126/science.1151747. ISSN 0036-8075. PMID 18063784. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  58. ↑ a b c (Ingelesez) Hansteen, V. H.; Leer, E.; Holzer, T. E.. (1997-06-10). «The Role of Helium in the Outer Solar Atmosphere» The Astrophysical Journal 482 (1): 498–509.  doi:10.1086/304111. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  59. ↑ a b c (Ingelesez) Erdélyi, R.; Ballai, I.. (2007-10). «Heating of the solar and stellar coronae: a review» Astronomische Nachrichten 328 (8): 726–733.  doi:10.1002/asna.200710803. ISSN 0004-6337. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  60. ↑ a b c Dwivedi, Bhola N.. (2006). «Our ultraviolet Sun» Current Science 91 (5): 587–595. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  61. ↑ a b Space weather. American Geophysical Union 2001 ISBN 0875909841. PMC 46976712. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  62. ↑ Dynamic sun. Cambridge University Press 2003 ISBN 0521810574. PMC 50184927. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  63. ↑ A Star with two North Poles. 2009-07-18 (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  64. ↑ (Ingelesez) Riley, Pete. (2002). «Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations» Journal of Geophysical Research 107 (A7)  doi:10.1029/2001ja000299. ISSN 0148-0227. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  65. ↑ (Ingelesez) «The Distortion of the Heliosphere: our Interstellar Magnetic Compass» www.spaceref.com (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  66. ↑ W., ANDERSON, RUPERT. (2015). COSMIC COMPENDIUM : interstellar travel.. LULU COM ISBN 1329022025. PMC 981165611. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  67. ↑ «NASA - Sun-Earth Day - Technology Through Time - #50 Ancient Sunlight» sunearthday.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  68. ↑ (Ingelesez) Stix, Michael. (2003). «On the time scale of energy transport in the sun» Solar Physics 212 (1): 3–6.  doi:10.1023/a:1022952621810. ISSN 0038-0938. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  69. ↑ (Ingelesez) Amelin, Yuri; Krot, Alexander N.; Hutcheon, Ian D.; Ulyanov, Alexander A.. (2002-09-06). «Lead Isotopic Ages of Chondrules and Calcium-Aluminum-Rich Inclusions» Science 297 (5587): 1678–1683.  doi:10.1126/science.1073950. ISSN 0036-8075. PMID 12215641. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  70. ↑ (Ingelesez) Baker, Joel; Bizzarro, Martin; Wittig, Nadine; Connelly, James; Haack, Henning. (2005-08). «Early planetesimal melting from an age of 4.5662 Gyr for differentiated meteorites» Nature 436 (7054): 1127–1131.  doi:10.1038/nature03882. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  71. ↑ The formation of the solar system. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  72. ↑ Irvine, W. M.. (1983). The chemical composition of the pre-solar nebula. , 3–12 or. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  73. ↑ (Ingelesez) Greaves, Jane S.. (2005-01-07). «Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems» Science 307 (5706): 68–71.  doi:10.1126/science.1101979. ISSN 0036-8075. PMID 15637266. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  74. ↑ (Ingelesez) 3. Present Understanding of the Origin of Planetary Systems | Strategy for the Detection and Study of Other Planetary Systems and Extrasolar Planetary Materials: 1990-2000 | The National Academies Press.  doi:10.17226/1732. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  75. ↑ (Ingelesez) Boss, A. P.; Durisen, R. H.. (2005). «Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation» The Astrophysical Journal Letters 621 (2): L137.  doi:10.1086/429160. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2017-10-14).
  76. ↑ Donald., Goldsmith,. (2002). The search for life in the universe. (3rd ed. argitaraldia) University Science Books ISBN 1891389165. PMC 45066178. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  77. ↑ «The Sun's Evolution» faculty.wcas.northwestern.edu (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  78. ↑ (Ingelesez) «Earth Won't Die as Soon as Thought» Science | AAAS 2014-01-22 (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  79. ↑ «Red Giant Stars: Facts, Definition & the Future of the Sun» Space.com (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  80. ↑ (Ingelesez) Boothroyd, Arnold I.; Sackmann, I.‐Juliana. (1999-01). «The CNO Isotopes: Deep Circulation in Red Giants and First and Second Dredge‐up» The Astrophysical Journal 510 (1): 232–250.  doi:10.1086/306546. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  81. ↑ «The End Of The Sun» faculty.wcas.northwestern.edu (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  82. ↑ (Ingelesez) Vassiliadis, E.; Wood, P. R.. (1993-8). «Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss» The Astrophysical Journal 413: 641–657.  doi:10.1086/173033. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  83. ↑ (Ingelesez) T., Bloecker,. (1995-5). «Stellar evolution of low and intermediate-mass stars. I. Mass loss on the AGB and its consequences for stellar evolution.» Astronomy and Astrophysics 297 ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  84. ↑ (Ingelesez) T., Bloecker,. (1995-7). «Stellar evolution of low- and intermediate-mass stars. II. Post-AGB evolution.» Astronomy and Astrophysics 299 ISSN 0004-6361. (Noiz kontsultatua: 2018-10-06).
  85. ↑ [http://www.ras.ucalgary.ca/CGPS/press/aas00/pr/pr_14012000/pr_14012000map1.html Astronomy Images: Canadian Galactic Plane Survey Map 1 of the Milky Way Galaxy. ] (Noiz kontsultatua: 2017-12-01).
  86. ↑ (Ingelesez) Drimmel, Ronald; Spergel, David N.. (2001). «Three-dimensional Structure of the Milky Way Disk: The Distribution of Stars and Dust beyond 0.35 R☉» The Astrophysical Journal 556 (1): 181.  doi:10.1086/321556. ISSN 0004-637X. (Noiz kontsultatua: 2017-12-01).
  87. ↑ (Ingelesez) Eisenhauer, F.; Schödel, R.; Genzel, R.; Ott, T.; Tecza, M.; Abuter, R.; Eckart, A.; Alexander, T.. (2003). «A Geometric Determination of the Distance to the Galactic Center» The Astrophysical Journal Letters 597 (2): L121.  doi:10.1086/380188. ISSN 1538-4357. (Noiz kontsultatua: 2017-12-01).
  88. ↑ (Ingelesez) Elert, Glenn. Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year) - The Physics Factbook. (Noiz kontsultatua: 2017-12-01).
  89. ↑ 2005-05-14 (Noiz kontsultatua: 2017-12-01).
  90. ↑ Gerhard, O.. (2011). «Pattern speeds in the Milky Way.» Memorie della Societa Astronomica Italiana Supplementi 18: 185. ISSN 0037-8720. (Noiz kontsultatua: 2017-12-01).
  91. ↑ (Ingelesez) «Galactic Habitable Zones - Astrobiology Magazine» Astrobiology Magazine 2001-05-18 (Noiz kontsultatua: 2017-12-01).
  92. ↑ Supernova Explosion May Have Caused Mammoth Extinction. (Noiz kontsultatua: 2017-12-01).
  93. ↑ Eguzki-sistemaren muga - Zientzia.eus. (Noiz kontsultatua: 2017-12-01).
  94. ↑ (Ingelesez) Into the Interstellar Void. (Noiz kontsultatua: 2017-12-01).
  95. ↑ Near-Earth Supernovas. 2006-08-13 (Noiz kontsultatua: 2017-12-01).
  96. ↑ (Ingelesez) Anglada-Escudé, Guillem; Amado, Pedro J.; Barnes, John; Berdiñas, Zaira M.; Butler, R. Paul; Coleman, Gavin A. L.; Cueva, Ignacio de la; Dreizler, Stefan et al.. (2016/08). «A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri» Nature 536 (7617): 437–440.  doi:10.1038/nature19106. ISSN 1476-4687. (Noiz kontsultatua: 2017-12-02).
  97. ↑ Stars within 10 light-years. (Noiz kontsultatua: 2017-12-02).
  98. ↑ Tau Ceti. (Noiz kontsultatua: 2017-12-02).
  99. ↑ (Ingelesez) Luhman, K. L.. (2014). «Discovery of a 250 K Brown Dwarf at 2 pc from the Sun» The Astrophysical Journal Letters 786 (2): L18.  doi:10.1088/2041-8205/786/2/L18. ISSN 2041-8205. (Noiz kontsultatua: 2017-12-02).
  100. ↑ Coleman, J. A.. The dictionary of mythology. ISBN 9781784044787. PMC 891126121. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  101. ↑ a b c d Jeremy A., Black. (1992). Gods, demons, and symbols of ancient Mesopotamia : an illustrated dictionary. Published by British Museum Press for the Trustees of the British Museum ISBN 0714117056. PMC 25982217. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  102. ↑ a b c Rhea Nemet-Nejat, Karen. (1998). Daily life in ancient Mesopotamia. Greenwood Press ISBN 0313294976. PMC 38168335. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  103. ↑ Teeter, Emily. (2011). Religion and ritual in ancient Egypt. Cambridge University Press ISBN 9780521613002. PMC 656771916. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  104. ↑ Frankfort, Henri. (2000). Ancient Egyptian religion : an interpretation. Dover Publications ISBN 0486411389. PMC 42923684. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  105. ↑ a b (Ingelesez) Dexter, Miriam Robbins. Dawn Maid and Sun Maid Celestial Goddesses. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  106. ↑ Encyclopedia of Indo-European culture. Fitzroy Dearborn 1997 ISBN 1884964982. PMC 37931209. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  107. ↑ P., Mallory, J.. (1989). In search of the Indo-Europeans : language, archaeology, and myth. Thames and Hudson ISBN 050005052X. PMC 20394139. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  108. ↑ 1931-2015., Burkert, Walter,. (1985). Greek religion. Harvard University Press ISBN 0674362802. PMC 11517555. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  109. ↑ Andrés., Ortiz-Osés,. ([1985]). Antropología simbólica vasca. (1a ed. argitaraldia) Anthropos, Editorial del Hombre ISBN 8485887840. PMC 14379322. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  110. ↑ Borrás, H. K. (2001). Astronomy and Basque Language. Fontes linguae vasconum: Studia et documenta, 33(88), 403-416.
  111. ↑ (Latinez) Franciscan Institute Publications: Philosophy series. Franciscan Institute, St. Bonaventure University 1953 (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  112. ↑ Owen., Chadwick,. (1996). A history of Christianity. (1st U.S. ed. argitaraldia) St. Martin's Press ISBN 0312138075. PMC 34078597. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  113. ↑ (Ingelesez) admin. State and Cosmos in the Art of Tenochtitlan — Dumbarton Oaks. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  114. ↑ Jeremy, Roberts. (2010). Japanese mythology A to Z. (2nd ed. argitaraldia) Chelsea House Publishers ISBN 9781438128023. PMC 540954273. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  115. ↑ Wheeler, Post. ([2006?]). The sacred scriptures of the Japanese. Kessinger ISBN 1425487874. PMC 302340432. (Noiz kontsultatua: 2018-10-01).
  116. ↑ 1941-, Leverington, David,. (2003). Babylon to Voyager and beyond : a history of planetary astronomy. Cambridge University Press ISBN 0521808405. PMC 50511046. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  117. ↑ (Ingelesez) Sider, David. (1973-04). «Anaxagoras on the Size of the Sun» Classical Philology 68 (2): 128–129.  doi:10.1086/365951. ISSN 0009-837X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  118. ↑ Goldstein, Bernard R.. (1967). «The Arabic Version of Ptolemy's Planetary Hypotheses» Transactions of the American Philosophical Society 57 (4): 3–55.  doi:10.2307/1006040. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  119. ↑ (Ingelesez) BBC - History - Galileo Galilei. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  120. ↑ (Ingelesez) Singer, Charles Joseph. (1968). A short history of scientific ideas to 1900,. (2nd Edition edition. argitaraldia) Oxford University Press (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  121. ↑ A., Ronan, Colin. (1983). The Cambridge illustrated history of the world's science. Cambridge University Press ISBN 9780521258449. PMC 10411883. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  122. ↑ (Ingelesez) «Isaac Newton: The man who discovered gravity» BBC Timelines (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  123. ↑ Herschel Discovers Infrared Light. 2012-02-25 (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  124. ↑ (Ingelesez) «Lord Kelvin | On the Age of the Sun’s Heat» zapatopi.net (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  125. ↑ (Ingelesez) Stacey, Frank D.. (2000-06-10). «Kelvin's age of the Earth paradox revisited» Journal of Geophysical Research: Solid Earth 105 (B6): 13155–13158.  doi:10.1029/2000jb900028. ISSN 0148-0227. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  126. ↑ (Ingelesez) Norman, Lockyer, Joseph. (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., 1890. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  127. ↑ «The Nature of Scientific Inquiry» www.philosophy.umd.edu (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  128. ↑ Hawking, Stephen. (2001). The universe in a nutshell. Bantam Books ISBN 055380202X. PMC 46959876. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  129. ↑ (Ingelesez) esa. «Studying the stars, testing relativity: Sir Arthur Eddington» European Space Agency (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  130. ↑ Bethe, H. A.; Critchfield, C. L.. (1938-11-15). «On the Formation of Deuterons by Proton Combination» Physical Review 54 (10): 862–862.  doi:10.1103/PhysRev.54.862.2. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  131. ↑ Bethe, H. A.. (1939-03-01). «Energy Production in Stars» Physical Review 55 (5): 434–456.  doi:10.1103/PhysRev.55.434. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  132. ↑ Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R.; Fowler, William A.; Hoyle, F.. (1957-10-01). «Synthesis of the Elements in Stars» Reviews of Modern Physics 29 (4): 547–650.  doi:10.1103/RevModPhys.29.547. (Noiz kontsultatua: 2018-10-04).
  133. ↑ Pioneer 6-7-8-9-E. 2006-04-22 (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  134. ↑ Solar System Exploration: Missions: By Target: Our Solar System: Past: Pioneer 9. 2012-04-02 (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  135. ↑ a b Burlaga, L.F.. (2001-12). «Magnetic fields and plasmas in the inner heliosphere: Helios results» Planetary and Space Science 49 (14-15): 1619–1627.  doi:10.1016/s0032-0633(01)00098-8. ISSN 0032-0633. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  136. ↑ SMM: Mission Overview. 2006-04-05 (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  137. ↑ (Ingelesez) «JAXA | Result of Re-entry of the Solar X-ray Observatory "Yohkoh" (SOLAR-A) to the Earth's Atmosphere» www.jaxa.jp (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  138. ↑ (Ingelesez) «Mission extensions approved for science missions» sci.esa.int (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  139. ↑ (Ingelesez) Zell, Holly. (2013-06-06). «NASA Successfully Launches a New Eye on the Sun» NASA (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  140. ↑ (Ingelesez) «GMS: What is a Sungrazing Comet?» svs.gsfc.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  141. ↑ Ulysses - Science - Primary Mission Results. 2006-01-06 (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  142. ↑ Calaway, Michael J.; Stansbery, Eileen K.; Keller, Lindsay P.. (2009-04). «Genesis capturing the sun: Solar wind irradiation at Lagrange 1» Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section B: Beam Interactions with Materials and Atoms 267 (7): 1101–1108.  doi:10.1016/j.nimb.2009.01.132. ISSN 0168-583X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  143. ↑ (Ingelesez) Zell, Holly. (2015-04-14). «STEREO Spacecraft & Instruments» NASA (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  144. ↑ (Ingelesez) Howard, R. A.; Moses, J. D.; Vourlidas, A.; Newmark, J. S.; Socker, D. G.; Plunkett, S. P.; Korendyke, C. M.; Cook, J. W. et al.. (2008-04). «Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI)» Space Science Reviews 136 (1-4): 67–115.  doi:10.1007/s11214-008-9341-4. ISSN 0038-6308. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  145. ↑ «Aditya 1 launch delayed to 2015-16 - Times of India» The Times of India (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  146. ↑ (Ingelesez) White, T. J.; Mainster, M. A.; Wilson, P. W.; Tips, J. H.. (1971-03). «Chorioretinal temperature increases from solar observation» The Bulletin of Mathematical Biophysics 33 (1): 1–17.  doi:10.1007/bf02476660. ISSN 0007-4985. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  147. ↑ Tso, M. O.; La Piana, F. G.. (1975-11). «The human fovea after sungazing» Transactions. Section on Ophthalmology. American Academy of Ophthalmology and Otolaryngology 79 (6): OP788–795. ISSN 0161-6978. PMID 1209815. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  148. ↑ (Ingelesez) Hope-Ross, M W; Mahon, G J; Gardiner, T A; Archer, D B. (1993-01). «Ultrastructural findings in solar retinopathy» Eye 7 (1): 29–33.  doi:10.1038/eye.1993.7. ISSN 0950-222X. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  149. ↑ (Ingelesez) Schatz, H.; Mendelblatt, F.. (1973-04-01). «Solar retinopathy from sun-gazing under the influence of LSD.» British Journal of Ophthalmology 57 (4): 270–273.  doi:10.1136/bjo.57.4.270. ISSN 0007-1161. PMID 4707624. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  150. ↑ «NASA - Eye Safety During Solar Eclipses» eclipse.gsfc.nasa.gov (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  151. ↑ (Ingelesez) HAM, WILLIAM T.; MUELLER, HAROLD A.; SLINEY, DAVID H.. (1976-03). «Retinal sensitivity to damage from short wavelength light» Nature 260 (5547): 153–155.  doi:10.1038/260153a0. ISSN 0028-0836. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).
  152. ↑ The Effects of constant light on visual processes. Plenum Press 1980 ISBN 0306403285. PMC 5677168. (Noiz kontsultatua: 2018-10-05).

Kanpo loturak

Wikimedia Commonsen badira fitxategi gehiago, gai hau dutenak: Eguzkia Aldatu lotura Wikidatan

Ikus, gainera

"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Eguzkia&oldid=6451174"(e)tik eskuratuta