Малх агӀонан коде хьажар

[[Файл:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|thumb|300px|Малх]]‎
'''Малх''' (астр. символ: [[file:Sun symbol (fixed width).svg|16px|☉]]) — [[Маьлхан система|Маьлхан системехь]] цхьаъ бен боцу [[седа]]. Иштта Малхан гонах хьийза оцу системи кхийолу а объекташ: планеташ а, цера спутникаш а, кегий планеташ а, астероидаш а, метиориташ а, кометаш а, космосан чан а. Малхан системин йозалла 99,866 % а Малхан йозалла йу<ref name="FK86-Sun">{{книга |заглавие=Физика Космоса: Маленькая энциклопедия |часть=Солнце |ссылка=http://www.astronet.ru/db/msg/eid/FK86/sun |издание=2-е изд |ответственный=Под ред. [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняева]] |место=М. |издательство=Советская энциклопедия |год=1986 |страницы=37 |страниц=783| isbn=524(03)}}{{v|2011|09|19}}</ref>. Малхан зӀенарш [[Дуьне|ДуьненатӀехь]] дахар латтадо<ref>[http://www.sotvoreniye.ru/articles/light.php ЗАМЫСЕЛ СВЕТА] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20090524035525/http://www.sotvoreniye.ru/articles/light.php |date=2009-05-24 }}</ref> — [[фотосинтез]]ан серло оьшу, Малхо климат латтайо. Малх лаьтта [[водород]]ех (йозаллийн 73 %, чухоаман 92 %), [[гелий]]х (йозаллийн 25 %, чухоаман 7 %<ref>{{cite journal |author=Basu, Sarbani; Antia, H. M. |title=Helioseismology and Solar Abundances |journal=Physics Reports |year=2007 |url=http://front.math.ucdavis.edu/0711.4590 |accessdate=2008-09-02 }} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080127120536/http://front.math.ucdavis.edu/0711.4590 |date=2008-01-27 }}</ref>), иштта а кхоьчу элементашках: [[эчиг]], [[никель]], [[кислород]], [[кремний]], [[саьнгал]], [[магний]], [[углерод]], [[неон]], [[кальций]], [[хром]]<ref name="manuel1983">''Manuel O. K. and Hwaung Golden'' (1983), Meteoritics, Volume 18, Number 3, 30 September 1983, pp. 209—222. Online: http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf(retrieved 7 December 2007 20:21 UTC) {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050301082444/http://web.umr.edu/~om/archive/SolarAbundances.pdf |date=2005-03-01 }}.</ref>. 1 млн водород атоман тӀейогӀу 98 000 гелийн атом, 851 кислородан атом, 398 углеродан атом, 123 неонан атом, 100 азотан атом, 47 эчиган атом, 38 магнийн атом, 35 кремнийн атом, 16 саьнгалан атом, 4 аргонан атом, 3 алюминийн атом, 2 никельн а, натрийн а, кальцийн а атом, къеззига кхийолу элементаш а.

Маьлхан йуккъера йукъалла йу 1,4 г/см³. Спектран классификацица Малх йукъабоьдуш бу G2V тайпан («можа буйдол»). Малхан тӀехуле йовхалла 6000 Кельвин тӀекхочуш йу. Цундела Малхан бос кӀай бу. Амма Лаьттан тӀехуле кхачале цуьна бос мажло зӀенарш дӀасаяржарна бахьнехь а, спектран йоцатулгӀенаш долу дакъа атмосферас худар бахьнехь а.

Малхан спектрехь ду ионизаци йина а, яза а металлий а, ионизаци йина водородан а сизнаш. Вайн Галактикехь бу 100 млрд сов седарчий<ref>[http://space.rin.ru/articles/html/22.html Звезда класса G2]</ref>. Царех 85 % бу Малхал кхоьлина (дукха хоьлехь цӀен буйдолш). Коьрта рогӀалле массо а седарчий санна Малхо термоядерни синтезца йоккху энерги. Дукха хьолехь иза йу водородах гелий хилча йолу энерги.

Малх Дуьненна 149,6 млн км генахь бу (цхьаъ астрономан барам), ДуьнентӀера хожуш хенахь цуьна сонан барам бу 31-32 сонан минута (Баттан санна).

Малх бу 26 000 [[серлонан шо]] генахь [[Шуран некъ]]ан йуккъера. Цунна гонахь хьийзаш Малхо цхьа го боккху 200 млн шарахь<ref>{{cite web|url=http://lenta.ru/news/2008/12/10/blackhole/|title=Астрономы взвесили чёрную дыру в центре Млечного Пути|work=Lenta.ru|archiveurl=http://www.webcitation.org/64sclYt3h|archivedate=2012-01-22}}</ref>. Малхан орбитин сихалла йу 217 км/с — иштта цо цхьаъ серлонан шо некъ бо 1400 Дуьненна шарахь, цхьаъ астрономин барам — 8 дийнахь-буси<ref name="Kerr">{{cite journal|author=Kerr F. J.; Lynden-Bell D.|year=1986|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986MNRAS.221.1023K&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf|format=PDF|title=Review of galactic constants|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=221|pages=1023—1038}}</ref>.

ХӀокху хенахь Малх бу Орион пхьошан йуккъера йистехь, Персей пхьошан а, Стрелец пхьохан йукъахь, иштта цӀейоккху «Меттиган седарчий йукъаран мархан» чохь — дукъалла сов ялла меттигахь. И меттиг йу, шен рогӀехь, дукъалла кезиг йолу «Меттиган лоппагехь» — яьржина йовха седарчийн йукъара хӀон меттигехь. 17 серлонан шо гонахь болучу 50 уллера седарчий системан йукъахь Малх бу массарелла сирлачарехь боьулгӀа — цуьна абсолютны седарчийн йоккхала йу +4,83<sup>m</sup>.

[[Файл:Solar Storm on August 1, 2010.OGG|thumb|250px|Малх багар гойтуш видео]]‎

== Коьрта кхетамаш ==
Малх йукъабоьдуш бу седарчий хьалхара тайпан йукъа. Цхьана яьржина Малх системан кхолларал теорис дуьцу иза цхьаъ я масийтта тӀехь-керла седарчий аьккхара бахьнехь кхоллаелла<ref name="Falk">{{cite journal|author=Falk, S. W.; Lattmer, J. M., Margolis, S. H.|year=1977|url=http://www.nature.com/nature/journal/v270/n5639/abs/270700a0.html|title=Are supernovae sources of presolar grains?|journal=Nature|volume=270|pages=700—701}}</ref>. Оцу моттар бахьан ду Малхан системехь тӀех сов деши а, уран а хилара. Уьш кхоллаелла оцу эккхар бахьнехь хилла эндотермически реакциш бахьнехь я элементан ядерни хицаялар.

Малхан зӀенарш йу Дуьненахь коьрта энергин хьост. Цуьна нуьцкъала гойту Малхан постоянныс — Малх зӀенаршна перпендикулярни йолу майдан барамех чекхйолу нуьцкъала дукхалла. Цхьаъ астрономан барам Малхан генахь (Дуьненна орбитехь) иза йу 1,37 кВт/м² гергга.

Атмосферех чекхъялча малхан зӀенарш цхьайолу нуьцкъала йойъу. Латтан тӀекхочу 1000 Вт/м² герга нуьцкъала (сирлачу дийнахь Малх зенитехь болуш хенахь). Оцу нуьцкъалас дакъа лоцу тайп-тайпана Ӏаламан а, искусственни а процессашкахь. Иштта, ораматаш пайда оьцу цунах фотосинтезца а, органически хӀумни синтезца а, кислород дӀаккхарца а. Термоэлементашца я фотоэлементашца Малхан зӀенаршах нуьцкъала баккхало, я кхи пайда эцало. Дукха хан хьалха фотосинтез бахьнехь ӀаӀина нуьцкъалла мехкдаьттанчохь а, кхоьчу тайпан маьӀдани ягоргашкахь а.

Малхан ультрафиолетан зӀенарш антисептикан билгалонаш йолуш йу. Цундела цаьрца дезинфекци я мегарду. Иштта ультрафиолетан зӀенарш чкъор дагадо, уьш бахьнехь организмехь D витамин хуьлу. Ультрафиолетан зӀенари Ӏаткъам озонан чкъора гӀелйо, цундела ультрафиолетан эвсаралла чӀогӀа хийцало шораллица.

Дийна делкъехь Малх ана тӀоьхула лаьтта маьӀиг Ӏаткъам йо дукха тайпан биологи адаптацин. Масала, и бахьнехь тайп-тайпана меттигашкахь Ӏашболу неха чкъоран бос хийцало<ref>''Barsh G. S.'', 2003, [http://www.pubmedcentral.nih.gov/articlerender.fcgi?artid=212702 What Controls Variation in Human Skin Color?] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20210313184320/http://www.pubmedcentral.nih.gov/articlerender.fcgi?artid=212702 |date=2021-03-13 }}, PLoS Biology, v. 1, p. 19.</ref>.

Дуьнен тӀера гуш болу стигалхулу Малхан некъ шарахь хийцалушбу. Малха стигалхулу шарахь беш болу некъан цӀе аналемма йу. И некъ бу къилбера къилбаседе дъасаоьзна «8» цифран тера бу. Массарелла къесташ болу Малх меттиган хийцам бу къилбера къилбаседе техкар 47° амплитуда йолуш. Цуьна бахьан ду Дуьнен экватор эклиптики экъан 23,5° охьатаӀар. Оцу техкаре кхи цхьаъ дакъа ду малхбузе — малхбале дирзина. Цуьна бахьан ду Дуьнен орбитан сихалла лакхаялара иза [[перигелий]] тӀе кхочуш а, орбитан сихалла лахъялара иза [[афелий]] тӀе кхочуш а. Оцу шина меттаххьер хьалхарниг (къилбера къилбаседе) шеран заманаш хийцаялар бахьан ду.

[[Файл:Comparison sun seen from planets ru.svg|мини|слева|300пкс|Кхоьчу Малх системан планеташ тӀера хаьжча дустаран Малхан барамаш]]

Дуьне афелийх чекхдолу июль бутт болалуш хенахь. Таккха иза доьдуш Малхана 152 млн км гена долу. Дуьне перигелийх чекхдолу январехь. Цул тӀеха иза тӀедоьду Малхана 147 млн км улле<ref>[http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/physical_science/physics/mechanics/orbit/perihelion_aphelion.html&edu=high Windows to the Universe] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20071026143732/http://www.windows.ucar.edu/tour/link%3D/physical_science/physics/mechanics/orbit/perihelion_aphelion.html%26edu%3Dhigh |date=2007-10-26 }}</ref>. Оцу шина терахь йуккъехь Малхан диаметр хийцало 3 %<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1235387|title=Перигелий и афелий|work=Астронет|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qCIyAYZ|archivedate=2011-08-11}}</ref>. Афелийн а, перигелийн а геналла башхал 5 млн км хилар бахьнехь афелийхь Дуьненна 7 % йовхо кезга кхоча. Цундела аьхкенаш къилбаседе дуьненан эхигехь жимма шило йу, амма Ӏанош жимма йовха йу къилбера дуьненан эхигехьчулла.

Малхан йу чӀогӀа мисарболтана майда. Оцу майдин ницкъ даимна хийцалуш бу. ХӀора 11 шарахь цьуна хьажор хийцало Малхан максимум болуш хенахь. Оцу мисарболат майдан хицами дукха тӀехьонаш йу. Оца тӀехьонех Малхан жигаралла олу. ТӀехьонашна йукъайогӀуш йу Малхан таммагӀаш а, Малхан эккхарш а, Малх мохан хийцабалар а, и. к. д. Дуьненан тӀехь Малхан жигаралла бахьнехь хуьлу мисарболатан дарц а, Къилбаседанан нур дагар а. Цара вон Ӏаткъам бо зӀенан а, электроэнергетикина а, са долчу хӀумнашна а (корта лаза бокху, хьал талхадо)<ref>{{cite news|url=http://eco.ria.ru/documents/20091030/191289322.html|title=Магнитные бури: природа и влияние на человека. Справка|date=30 октября 2009|publisher=РИА Новости|accessdate=2012-06-07}}</ref><ref>[http://www.iki.rssi.ru/books/2010tarusa-med.pdf Бреус Т. К. Космическая и земная погода и их влияние на здоровье и самочувствие людей. В книге «Методы нелинейного анализа в кардиологии и онкологии. Физические подходы и клиническая практика». УНИВЕРСИТЕТ КНИЖНЫЙ ДОМ, Москва 2010 (pdf, 6,3Mb)]</ref>. Схьахетарехь Малхан жигараллас доккха дакъа лецна Малхан система кхоллалуш а, кхиуш а. Иштта а Малхо боккха Ӏаткъам бо Дуьне атмосферан хӀоттаме.

== Малх бахаран цикл ==
Малх кхозлугӀа тӀаьхьена къона седа бу эчигий доккха дакъа долуш. И бохург ду Малх кхоллабелла хьалхара а, шозлугӀа а тӀаьхьена седарчех бухадисинчунах.

ХӀинцалера компьютер моделица йустина Малх болу хан йу 4,57 млрд шо гергга<ref name="Bonnano">''Bonanno, A.; Schlattl, H.; Patern, L.'' (2002). The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS (PDF). Astronomy and Astrophysics 390: 1115—1118.</ref>.

Малх санна беза седа баха беза 10 млрд шаран герга. Цундела Малх шен дахаран йуккъе кхаьчна.<ref>
{{Cite book
 |last=Goldsmith |first=D. |last2=Owen |first2=T.
 |title=The search for life in the universe
 |url=http://books.google.com/?id=Q17NmHY6wloC&pg=PA96
 |page=96
 |publisher=[[University Science Books]]
 |year=2001
 |isbn=9781891389160
}}</ref>.

ХӀокху хенахь Малхан тӀумехь йодуш йу водородах гелий хуьлуш термоядерни реакци. ХӀора секундехь Малхан тӀумехь 4 млн тонн хӀумахь зӀенаре нуцкъалла а, [[нейтрино]] а хуьлу.

Малхо шен водородан ягорг мел йойа иза бохло, цуьна серло сов йола. Кхиа 1,1 млрд шо делча Малх хӀинцачул 11 % сирла хирабу<ref name="sun_future">{{cite journal| author=Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E.| title=Our Sun. III. Present and Future| journal=Astrophysical Journal| year=1993| volume=418| pages=457–468| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S| accessdate=2007-03-31}}</ref>. Малхан серло сов ялар бахьнехь Дуьне тӀех довха хирду цу тӀехь хӀинцлерачунах дахар хила. Амма хӀордаш чохь дахар диса мега<ref name="Richard Pogge">{{cite web| author = Pogge, Richard W.| date = 1997| url  = http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html| title = The Once and Future Sun|publisher = The Ohio State University |format = lecture notes| accessdate = 2009-12-27| lang = en| archiveurl = http://www.webcitation.org/617GfSSv2| archivedate = 2011-08-22}}</ref>. Иштта дахар диса мега полюсашна уллехь. Пенсильвани университетан профессор Дж. Кастингс хьадийцарехь
<ref>{{cite web|url=http://www.km.ru/nauka/1D702E09E82911D39730000000000000|title=Печальное будущее Земли|publisher=KM.ru|accessdate=2013-03-28|archiveurl=http://www.webcitation.org/6FbsMkTlL|archivedate=2013-04-03}}{{ТӀе цакхочу хьажорг|date=March 2024 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref>, Малхан серлао совъялла Дуьненан тӀера дахар<ref>{{cite web|url=http://www.membrana.ru/particle/775|title=Далёкая звезда осветила планы спасения Земли от смерти Солнца|author=Леонид Попов|quote=Пред лицом красного гиганта, в которого превратится Солнце, на нашей планете останется не так уж много следов техногенной цивилизации. Да и то – ненадолго. Поглощение и испарение ждёт Землю. Если люди далёкого будущего не предпримут грандиозный опыт по перемещению своего мира.|publisher=Membrana.ru|accessdate=2013-03-28|archiveurl=http://www.webcitation.org/6FbsOKeqL|archivedate=2013-04-03}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130921060615/http://www.membrana.ru/particle/775 |date=2013-09-21 }}</ref> дӀадала мега Малх цӀен гигант мур тӀекхачали, 1 млрд шо даьлча<ref name=Schroeder /><ref>
{{Cite news
 |first=D. |last=Carrington
 |title=Date set for desert Earth
 |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/specials/washington_2000/649913.stm
 |publisher=BBC News
 |accessdate=2007-03-31
| date=2000-02-21}}</ref>.

3,5 млрд шо даьлча Малхан серло 40 % сов ераю<ref name="sun_future"/>. Цу хенахь ДуьненатӀера хьал таханлера Венери тӀехь долчунах тера хирду<ref name="Richard Pogge"/>: вода с поверхности планеты исчезнет полностью и улетучится в космос<ref name="Richard Pogge"/>. И бахьнехь Дуьненна тӀехь массо а тайпа дахар хӀаллак хирду. Малхан тӀера водород ягаре терра цуьна тӀоьхлара чкъор шорлурду, ядро жимлурду, дохлурду.

Цул тӀехьа Малхо 3 млрд шарахь дисин водород дагорду. Кхиа 700 млн шарахь субгигантан муре кхочурду<ref name="Richard Pogge"/>. Оцу хенахь Малхан диаметр 1,6-2,3-за боккху хирбу, цуьна йовхо лахлур йу 4900 Kельвин кхаччалц<ref name="Richard Pogge"/>.

7,6-7,8 млрд шо даьлча<ref name="Richard Pogge"/><ref name="Schroder2008"/> Малхан тӀум дукха йохъелла цунна гонах долу чкъорехь водород дага долалурду<ref name=Schroder2008/>. И бахьнехь Малхан чкъор деста долалурду. Малх цӀен гигант хир бу<ref name="Schroder2008">{{cite journal|author= K. P. Schroder, Robert Connon Smith|title= Distant future of the Sun and Earth revisited|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=386 |pages=155–163 | year=2008 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.386..155S }}</ref>. Оцу хенахь Малхан радиус 256-за йоккха хир йу хӀинца йолчунга хьаьжча<ref name="Schroder2008"/>. Малх бестар бахьнехь цуьна сирлалла 2714-за жимлур йу, цуьна чкъор 2650 К кхаччалц шеллурду<ref name="Schroder2008"/>.

Схьахетарехь цу хенахь шорлушдолу Малхан тӀоьхулу чкъорнеш таханлера Дуьненна орбите тӀекхочурду. Талламаш гойту Малха шен 28 % йозалла яйалера<ref name="Richard Pogge"/> Дуьне Малхан генара орбите тӀедераду. Цундела Малхан тӀоьхула чкъорнаш Дуьненах тӀекхочурдац<ref name=Schroeder>
{{Cite journal
 |last=Schröder |first=K.-P. |last2=Smith |first2=R.C.
 |title=Distant future of the Sun and Earth revisited
 |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=386 |issue=1 |page=155
 |year=2008
 |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x
 |arxiv=0801.4031
 |ref=harv |bibcode=2008MNRAS.386..155S
}} See also {{Cite news
 |last=Palmer |first=J.
 |title=Hope dims that Earth will survive Sun's death
 |url=http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20
 |work=[[New Scientist]]
 |year=2008
 |accessdate=2008-03-24
}}</ref><ref>
''Guillemot, H.; Greffoz, V.'' (Mars 2002). Ce que sera la fin du monde {{ref-fr}}. Science et Vie № 1014.</ref>.

Амма 2008 шарахь бина талламаш гойту Дуьне схьахетарехь дӀахьулдира хирдар Малхан чкъораца зӀе хилар бахьнехь<ref name="Schroder2008" />. Деррига Дуьне Малхо дӀа цу хулдехь а, ДуьнентӀера деррига хих Ӏа хира йу, Дуьненан атмосфера онда Малхан мохо дӀайоккхура йу<ref name=minard09>{{cite news | first=Anne | last=Minard | date=May 29, 2009 | title=Sun Stealing Earth's Atmosphere | work=National Geographic News | url=http://news.nationalgeographic.com/news/2009/05/090529-sun-stealing-atmosphere.html | accessdate=2009-08-30 }}</ref>.

Оцу мурехь Малх леттира бу 10 млн шо герг. ТӀакха цуьна тӀум 100 млн. К йохъеллчултӀехь гелийн эккхар хир йу. Йолалура йу гелийх кислород а, углерод а хуьлуш термоядерни реакци<ref name="Richard Pogge"/>.

Шена керла нуьцкъала хьост карийча Малх жимлурбу 9,5 R☉ кхаччалц<ref name="Richard Pogge"/>. 110 млн шо даьлча Малхан тӀера гелий дӀаера йу. ТӀаккха Малх йуха а бестара бу, йуха а иза цӀен гигант хира бу<ref name="Richard Pogge"/>. Оцу мурехь Малхан тӀех онда эккхарш хира йу, цуьна серло хӀинцлера чулла 5200 сов ераю<ref name="Richard Pogge"/><ref name="astrogalaxy">{{cite web|url=http://astrogalaxy.ru/277.html|title=Солнце. О будущем нашего Солнца|author=Г. Александровский|date=2001|publisher=Астрогалактика|lang=ru|accessdate=2013-02-07|archiveurl=http://www.webcitation.org/6EKsXeFNh|archivedate=2013-02-10}}</ref>. Иза хирду йисина гелий термоядерни реакцехь дакъа лаца доладалар бахьнехь<ref name="astrogalaxy"/>. Оцу хьолахь Малхо 20 млн шо доккхура ду<ref name="Richard Pogge"/>.

Малхан йозалла тоьуш йац [[тӀехкерла седа]] хилла эккха. ЦӀе гигант мур чехкбелча йовхон яттаялар бахьнеь цуьна тоьхлара чкъор дӀадераду. Оцу чкъорах хира йу [[планетан дохк]]. Оцу дохкан йукъахь хира йу Малхах йисна [[кӀай буйдол]] — Дуьненан барамехь чӀогӀа еза а, йовха а объект<ref name="Richard Pogge"/>. Дуьххьара дӀа оцу будол тӀехулле йовхо хира йу 120 000 К<ref name="Richard Pogge"/>. Цуьна серло хира йу 3500 Малхан серло<ref name="Richard Pogge"/>, амма масийтта млрд шарахь иза шеллур а йу, кхоллалур а йу. Оцу тайпа дахаран цикл йу массо а жима а, йуккъерачу барамехь беза болчу а седарчий.

== ХӀоттам ==

==== Малхан тӀум ====
Термоядерни реакциш йолу 150—175 эзар км радиус йолу Малхан йукъехь (Малх радиусан 20-25 %) Малхан тӀум олу<ref name="Garcia2007">
{{Cite journal
 |last=García |first=R.
 |coauthors=et al.
 |title=Tracking solar gravity modes: the dynamics of the solar core
 |journal=[[Science (журнал)|Science]]
 |volume=316 |issue=5831 |pages=1591—1593
 |year=2007
 |pmid=17478682
 |doi=10.1126/science.1140598
 |ref=harv
|bibcode=2007Sci...316.1591G
}}</ref>. Малхан тӀумехь хӀуман йукъалла 150 000 кг/м³ йу<ref name="Basu">
{{Cite journal
 |author=Basu et al.
 |title=Fresh insights on the structure of the solar core
 |bibcode=2009ApJ...699.1403B
 |work=Astrophysical Journal
 |issue=699
 |year=2009 |doi=10.1088/0004-637X/699/2/1403
 |journal=The Astrophysical Journal
 |volume=699
 |page=1403
 |last2=Chaplin
 |first2=William J.
 |last3=Elsworth
 |first3=Yvonne
 |last4=New
 |first4=Roger
 |last5=Serenelli
 |first5=Aldo M.
 |ref=harv

}}</ref> (150-за хин дуькъалла сов, Дуьненахь массарелла деза [[осмий]] боху металлал 6,6-за сов. Малхан тӀумехь 14 млн К йовха йу. SOHO аьлла космосан аппарато яийтина информацис гайтина Малхан тӀум Малхан чкъоралла дуккха а сиха хьийзар<ref name="Bonnano"/><ref name="Garcia2007"/>.

Малхан тӀум чохь йодуш йу протон-протонан термоядерни реакци. Иза йодуш еа [[протон]]ах цхьаъ гелий-4 атом хуьлу<ref>{{Cite journal|last=Broggini|first=Carlo|date=26—28 June 2003|page=21|journal=Physics in Collision|title=Nuclear Processes at Solar Energy|bibcode=2003phco.conf...21B|arxiv=astro-ph/0308537|ref=harv}}</ref>. ХӀора секундехь Малх хӀуман 4,26 млн тоннех серло хуьлу. Амма иза вуно къезга ду Малхан йозалле хьажча — 2{{e|27}} тонн.

ТӀуман тайп-тайпан дакъош бокхуш болу нуьцкъалла Малхан йуккъе кхаччалц болу некъе хьаьжна бу. Нисса йуккъехь иза бу, теорис ма дийцара, 276,5 Вт/м³<ref>[http://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/Sunlayers.html Table of temperatures, power densities, luminosities by radius in the Sun] {{Webarchive|url=http://webarchive.loc.gov/all/20011129122524/http%3A//fusedweb.llnl.gov/cpep/chart_pages/5.plasmas/sunlayers.html |date=2001-11-29 }}. Fusedweb.llnl.gov (1998-11-09). Retrieved on 2011-08-30.</ref>. Иштта адаман чухоаме (0,05 м³) кхочу 285 Ккал/дийнахь (1192 кДж/дийнахь). Иза ду иттуза сов адаман дегӀо йоккхучу йовхонал къезга. Дина Малхо йоккхуш йолу декъан йовхо кхиа бӀоза кӀезга йу. Цундела Малхан ягорг (водород) масийтта милиард шаран тоьа.

ТӀум — Малхан тӀехь цхьаъ бен йоцу меттиг йу термоядерни реакцех нуьцкъалла а, йовхо а йоккхуш. Дисин Малхан дакъа оцу йовхоно дохдеш ду. И ериг нуьцкъала а, йовхо а Малха массо а чкъорах чекхйолу тоьхлара чкъотӀе кхаччалц. Малхан тоьхлара и йовхо а, серло а дӀасайоду<ref name="Zirker2002-15">{{Cite book|last=Zirker|first=Jack B.|title=Journey from the Center of the Sun|year=2002|publisher=[[Princeton University Press]]|isbn=9780691057811|pages=15—34}}</ref><ref name="Phillips1995-47">{{Cite book|last=Phillips|first=Kenneth J. H.|title=Guide to the Sun|year=1995|publisher=[[Cambridge University Press]]|isbn=9780521397889|pages=47—53}}</ref>.

<!--

==== Зона лучистого переноса ====
{{Основная статья|Зона лучистого переноса}}
Над ядром, на расстояниях примерно от 0,2—0,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра, находится зона лучистого переноса. В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения [[фотон]]ов. При этом направление каждого конкретного фотона, излучённого слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлучённый фотон (изначально возникший в ядре) достигает [[Конвективная зона|конвективной зоны]], может измеряться миллионами лет. В среднем этот срок составляет для Солнца 170 тыс. лет<ref>
{{cite web
 | url         = http://sunearthday.nasa.gov/2007/locations/ttt_sunlight.php
 | title       = The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core
 | work        = 
 | publisher   = NASA
 | accessdate  = 2009-05-14
 | lang        = en
 | archiveurl  = http://www.webcitation.org/64scmqfqS
 | archivedate = 2012-01-22
}}
</ref>.

Перепад температур в данной зоне составляет от 2 млн К на поверхности до 7 млн К в глубине<ref name="NASA1">{{cite web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/interior.shtml|title=NASA/Marshall Solar Physics|publisher=Solarscience.msfc.nasa.gov|date=2007-01-18|accessdate=2009-07-11|archiveurl=http://www.webcitation.org/64scnTI4e|archivedate=2012-01-22}}</ref>. При этом в данной зоне отсутствуют макроскопические конвекционные движения, что говорит о
том, что адиабатический градиент температуры в ней больше, чем градиент лучевого равновесия<ref name=Sobolev>
{{Книга
|автор         = Соболев В.В,
|заглавие      = Курс теоретической астрофизики
|издание       = 3-е изд
|место         = М.
|издательство  = Наука
|год           = 1985
|страницы      = 170-172
|страниц       = 504

}}</ref>. Для сравнения, в красных карликах давление не может препятствовать перемешиванию вещества и зона конвекции начинается сразу от ядра. Плотность вещества в данной зоне колеблется от 0,2 (на поверхности) до 20 (в глубине) плотностей воды<ref name="NASA1"/>.

==== Конвективная зона Солнца ====
{{Основная статья|Конвективная зона}}
Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для полного переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется [[Конвекция|конвекцией]], а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000 км, где она происходит, — конвективной зоной. По мере приближения к поверхности [[температура]] падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного [[воздух]]а<ref name="NASA1"/>.

По современным данным, её роль в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества. [[Термик]]и в конвекционной зоне вызывают на поверхности [[Гранулы (физика Солнца)|гранулы]] (которые по сути являются вершинами термиков) и [[супергрануляция|супергрануляцию]]. Скорость потоков составляет в среднем {{s|1—2 км/с}}, а максимальные её значения достигают {{s|6 км/с}}. Время жизни гранулы составляет 10—15 минут, что сопоставимо по времени с периодом, за который газ может однократно обойти вокруг гранулы. Следовательно, термики в конвекционной зоне находятся в условиях, резко отличных от условий, способствующих возникновению [[Ячейки Бенара|ячеек Бенара]]<ref>
{{Cite book
 |last=Mullan |first=D. J.
 |editor=Page, D., Hirsch, J. G.
 |chapter=Solar Physics: From the Deep Interior to the Hot Corona
 |title=From the Sun to the Great Attractor
 |url=http://books.google.com/books?id=rk5fxs55_OkC&pg=PA22
 |page=22
 |publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]
 |year=2000
 |isbn=9783540410645
}}</ref>. Также движения в этой зоне вызывают эффект магнитного динамо и, соответственно, порождают магнитное поле, имеющее сложную структуру<ref name="NASA1"/>.

=== Атмосфера Солнца ===
[[Файл:171879main LimbFlareJan12 lg.jpg|мини|Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode. Получено 12 января 2007 года.]]

==== Фотосфера ====
{{Основная статья|Фотосфера}}
Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует [[Оптическая толщина|оптической толщине]] приблизительно в 2/3 единиц<ref>{{cite book
| author=Carroll and Ostlie.
| year=1996
| title=Modern Astrophysics
| publisher=Addison-Wesley
| location=
| id=}}</ref>. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100<ref name="NASA2"/> до 400 км<ref name="nssdc"/>. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до неё уже не доходит. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К<ref name="nssdc"/>. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5778 К<ref name="nssdc"/>. Она может быть рассчитана по [[Закон Стефана — Больцмана|закону Стефана — Больцмана]], согласно которому мощность излучения абсолютно чёрного тела прямо пропорциональна четвёртой степени температуры тела. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, по которой определяются размеры Солнца, расстояние от Солнца и т. д. Так как газ в фотосфере является относительно разреженным, то скорость его вращения много меньше скорости вращения твёрдых тел<ref name="NASA2">{{cite web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/surface.shtml|title=NASA/Marshall Solar Physics|publisher=Solarscience.msfc.nasa.gov|accessdate=2011-10-27|archiveurl=http://www.webcitation.org/64sco8oDG|archivedate=2012-01-22}}</ref>. При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно — на экваторе он делает оборот за 24 дня, на полюсах — за 30 дней<ref name="NASA2"/>.

==== Хромосфера ====
{{Основная статья|Хромосфера}}

Хромосфера (от {{lang-grc|χρομα}} — цвет, {{lang-grc2|σφαίρα}} — шар, сфера) — внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 [[километр|км]], окружающая фотосферу<ref name="Abhyankar1977"/>. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в видимом спектре хромосферы доминирует красная H-альфа [[Эмиссионный спектр|линия излучения]] [[водород]]а из [[серия Бальмера|серии Бальмера]]. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые [[Спикулы|спикулами]]. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60—70 тыс.<ref>§ 1, Two Dynamical Models for Solar Spicules, Paul Lorrain and Serge Koutchmy, ''Solar Physics'' '''165''', #1 (April 1996), pp. 115—137, {{doi|10.1007/BF00149093}}, {{bibcode|1996SoPh..165..115L}}.</ref> Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном [[Секки, Анджело|Секки]], наблюдая хромосферу в [[телескоп]], сравнил её с горящими [[прерия]]ми. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К (область температур больше 10 000 К относительно невелика)<ref name="Abhyankar1977">{{Cite journal|last=Abhyankar|first=K. D.|title=A Survey of the Solar Atmospheric Models|year=1977|journal=Bull. Astr. Soc. India|volume=5|bibcode=1977BASI....5...40A|pages=40—44|url=http://prints.iiap.res.in/handle/2248/510|ref=harv}}</ref>.

Плотность хромосферы невелика, поэтому [[яркость]] недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном [[солнечное затмение|солнечном затмении]], когда [[Луна]] закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Кроме уже упомянутой линии H-альфа с длиной волны 656,3 [[нанометр|нм]], фильтр также может быть настроен на линии Ca II K (393,4 нм) и Ca II H (396,8 нм).
Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях<ref name="ФЭ">{{книга
|заглавие=Физическая энциклопедия
|часть=Солнце
|том=4
|год=1994
|место=М.
|издательство=[[Большая Российская энциклопедия (издательство)|Большая Российская энциклопедия]]
|страниц=704
|страницы=592—593
|isbn=5852700878
}}</ref>:
* [[хромосферная сетка]], покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки [[супергрануляция|супергрануляции]] размером до 30 тыс. км в поперечнике;
* [[флоккулы]] — светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями — активным областям, часто окружают [[солнечные пятна]];
* [[Протуберанец|волокна]] и волоконца (фибриллы) — тёмные линии различной ширины и протяжённости, как и флоккулы, часто встречаются в активных областях.

==== Корона ====
{{Основная статья|Солнечная корона}}

[[Файл:Solar_eclipse_1999_4.jpg|мини|[[Солнечная корона]] во время [[Солнечное затмение|солнечного затмения]] 1999 года.]]
[[Файл:Sun's Quiet Corona.jpg|мини|Снимок Солнца 9 апреля 2013 года. Иллюстрация NASA/SDO.]]

Корона — последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из [[Протуберанец|протуберанцев]] и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 000 000 до 2 000 000 [[кельвин|К]], а максимальная, в отдельных участках, — от 8 000 000 до 20 000 000 К<ref name="Erdelyi2007">{{Cite journal|last=Erdèlyi|first=R.|coauthors=Ballai, I.|title=Heating of the solar and stellar coronae: a review|year=2007|journal=Astron. Nachr.|volume=328|issue=8|pages=726—733|doi=10.1002/asna.200710803|ref=harv|bibcode=2007AN....328..726E}}</ref>. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооружённым глазом только во время [[солнечное затмение|полного солнечного затмения]], так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость. Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, эффектом [[магнитное пересоединение|магнитного пересоединения]]<ref name="Erdelyi2007"/><ref name="Russell2001">{{Cite book|last=Russell|first=C. T.|title=Space Weather (Geophysical Monograph)|year=2001|publisher=[[American Geophysical Union]]|chapter=Solar wind and interplanetary magnetic filed: A tutorial|editors=Song, Paul; Singer, Howard J. and Siscoe, George L.|isbn=978-0875909844|pages=73—88|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/SolWindTutorial.pdf|format=PDF}}</ref> и воздействием [[ударная волна|ударных волн]] (см. [[#Проблема нагрева короны|Проблема нагрева короны]]). Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме — вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в [[ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетовом]] и [[рентгеновское излучение|рентгеновском]] диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу, но в последнее время появилась возможность изучать их с помощью [[космический аппарат|космических аппаратов]]. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также [[корональные дыры]] с относительно невысокой температурой в 600 000 К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому [[солнечный ветер]] испускается в основном из корональных дыр.

[[Видимый спектр]] солнечной короны состоит из трёх различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; ещё одно название L-компоненты — E-корона<ref name="FE SolK">{{книга|заглавие=[[Физическая энциклопедия]]|часть=Солнечная корона|ответственный=Гл. ред. [[Прохоров, Александр Михайлович|А. м. Прохоров]]|том=4. Пойнтинга — Робертсона — Стримеры|место=М.|издательство=[[Большая Российская энциклопедия (издательство)|Большая Российская энциклопедия]]|год=1994|страниц=704|isbn=5852700878|страницы=579—580|ссылка=http://www.femto.com.ua/articles/part_2/3743.html}}</ref>. K-компонента — непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 9—10′ от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3′ ([[угловой размер|угловой диаметр]] Солнца — около 30′) и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр [[фотосфера|фотосферы]]. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20′ F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9—10′ принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней. Излучение Солнца с длиной волны менее 20 [[нанометр|нм]], полностью исходит из короны<ref name="FE SolK"/>. Это означает, что, например, на распространённых снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 [[Ангстрем|Å]]), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с её элементами, а хромосфера и фотосфера — не видны. Две [[корональные дыры]], почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение.

==== Солнечный ветер ====
{{Основная статья|Солнечный ветер}}

[[Файл:Animati3.gif|мини|350пкс|Искажение магнитного поля Земли под действием солнечного ветра]]

Из внешней части [[солнечная корона|солнечной короны]] истекает [[солнечный ветер]] — поток [[ион|ионизированных частиц]] (в основном протонов, электронов и α-частиц), распространяющийся с постепенным уменьшением своей плотности, до границ [[гелиосфера|гелиосферы]]. Солнечный ветер разделяют на два компонента — медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около {{s|400 км/с}} и температуру {{s|1,4—1,6{{e|6}} К}} и по составу близко соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около {{s|750 км/с}}, температуру 8{{e|5}} К, и по составу похож на вещество фотосферы<ref>{{cite journal
 | last=Feldman | first=U.
 | coauthors=Landi, E.; Schwadron, N. A.
 | title=On the sources of fast and slow solar wind
 | journal=Journal of Geophysical Research
 | year=2005 | volume=110
 | issue=A7 | pages=A07109.1—A07109.12
 | doi=10.1029/2004JA010918 | bibcode=2005JGRA..11007109F}}</ref>. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем быстрый. Медленный солнечный ветер имеет более сложную структуру с регионами турбулентности<ref name="kallenrode"/>.

Влияние солнечного ветра на объекты в солнечной системе порой настолько разрушительны, что Меркурий потерял всю свою атмосферу и окутан только радиацией{{нет АИ|19|10|2011}}. От Венеры простирается кометный след, вследствие того, что солнечный ветер уносит часть венерианской атмосферы, которая в сто раз толще земной атмосферы{{нет АИ|19|10|2011}}. Магнитное поле Земли постоянно противоборствует солнечному ветру, сохраняя целостность земной атмосферы, и свидетельством того полярные сияния, повышение потенциала электростатического поля и озоновые дыры в озоновом слое{{нет АИ|19|10|2011}}. Марс потерял 1/3 своей атмосферы из-за солнечного ветра{{нет АИ|19|10|2011}}. И даже за Плутоном зафиксировано влияние солнечного ветра, сталкивающимся с межзвёздным газом{{нет АИ|19|10|2011}}. Все это выяснилось из наблюдений станции Маринер-2, зафиксированных в 16 с лишним тысяч снимков и множества проведённых опытов, из полученных данных от [[Маринер-10]], а также из программы наблюдений станций [[Вояджер-1]] и [[Вояджер-2]] в дальних областях и на границе Солнечной системы{{нет АИ|19|10|2011}}.

В среднем Солнце излучает с ветром около 1,3{{e|36}} частиц в секунду<ref name="kallenrode">{{cite book
 | first=May-Britt
 | last=Kallenrode
 | year=2004
 | title=Space Physics: An Introduction to Plasmas and
 | publisher=Springer
 | isbn=3540206175 }}</ref><ref>{{cite web
 | last=Suess | first=Steve | date=June 3, 1999
 | url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/suess/SolarProbe/Page1.htm
 | title=Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona
 | work=The Solar Probe
 | publisher=NASA/Marshall Space Flight Center
 | accessdate=2008-05-07
|archiveurl = http://web.archive.org/web/20080610125820/http://solarscience.msfc.nasa.gov/suess/SolarProbe/Page1.htm |archivedate = 2008-06-10}} {{dead link}}</ref>. Следовательно — полная потеря массы Солнцем (на данный вид излучения) составляет за год 2—3{{e|−14}} солнечных масс<ref>{{cite book
 | first=Bradley W. | last=Carroll | coauthors=Ostlie, Dale A.
 | year=1995 | title=An Introduction to Modern Astrophysics
 | edition=revised 2nd | publisher=Benjamin Cummings
 | isbn=0201547309 | page=409}}</ref>. Это эквивалентно потере массы, равной земной, за 150 млн лет<ref>{{cite book
 | first=Carolus J. | last=Schrijver
 | coauthors=Zwaan, Cornelis | year=2000
 | title=Solar and stellar magnetic activity
 | publisher=Cambridge University Press
 | isbn=0521582865 }}</ref>. Многие природные явления на [[Земля|Земле]] связаны с возмущениями в солнечном ветре, в том числе [[Геомагнитная буря|геомагнитные бури]] и [[Полярное сияние|полярные сияния]].

Первые прямые измерения характеристик солнечного ветра были проведены в январе 1959 года [[СССР|советской]] [[Автоматическая межпланетная станция|станцией]] «[[Луна-1]]»<ref>{{cite web|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/database/MasterCatalog?sc=1959-012A|title=Luna 1|publisher=[[NASA]] National Space Science Data Center|accessdate=2007-08-04|archiveurl=http://www.webcitation.org/61882RTrC|archivedate=2011-08-22}}</ref>. Наблюдения проводились с помощью [[Сцинтилляторы|сцинтилляционного]] счётчика и газового ионизационного детектора<ref>{{книга |ссылка=http://www.kosmofizika.ru/history/npi42.htm |автор=Ю. И. Логачев. |часть=II. Лунная программа |заглавие=40 лет космической эры в НИИЯФ МГУ |место=М. |год=2001 }}</ref>. Три года спустя такие же измерения были проведены американскими учёными с помощью станции «[[Маринер-2]]»<ref>{{cite journal |author=M. Neugebauer and C. W. Snyder |title=Solar Plasma Experiment |journal=Science |volume=138 |pages=1095—1097 |year=1962}}</ref>. В конце 1990-х с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра ({{lang-en|Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS)}}) на борту спутника [[SOHO (космический аппарат)|SOHO]] были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах.

Скорость солнечного ветра зависит от широты Солнца <math>v(φ) = k*sin^2(φ)</math>
В плазму солнечного ветра вморожено магнитное поле Солнца, и вследствие вращения Солнца вокруг своей оси магнитное поле приобретает спиральную форму
Самые известные модели солнечного ветра:
— Модель Паркера
— Двужидкостные модели (Two-fluid models)
— Кинетические теории
-->

== Билгалдахарш ==
{{Билгалдахарш}}

== Хьажоргаш ==
* {{cite web|url=http://usap.org.ua/sun-activity/|title=Солнечная активность|work=USAP|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qCSOslc|archivedate=2011-08-11}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110816085056/http://usap.org.ua/sun-activity/ |date=2011-08-16 }}
* {{cite web|url=http://www.tesis.lebedev.ru/sun_vocabulary.html|title=Энциклопедия Солнца|work=Тесис|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qCTc4c7|archivedate=2011-08-11}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130501063427/http://www.tesis.lebedev.ru/sun_vocabulary.html |date=2013-05-01 }}
* {{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/eid/FK86/sun|title=Солнце|work=Астронет|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qCU6V5Q|archivedate=2011-08-11}}
* [http://blog.artnn.ru/2007/08/19/solntse-i-zemlya-edinyie-kolebaniya/ Солнце и Земля. Единые колебания] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160314034437/http://blog.artnn.ru/2007/08/19/solntse-i-zemlya-edinyie-kolebaniya/ |date=2016-03-14 }}
* [http://www.astrogalaxy.ru/042a_Sun.html Солнце. Солнечная система. Общая астрономия]
* {{cite web|url=http://www.popmech.ru/article/3618-puteshestvie-iz-tsentra-solntsa/|title=Путешествие из центра Солнца|work=Популярная механика|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qCUAuav|archivedate=2011-08-11}} {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110901080235/http://www.popmech.ru/article/3618-puteshestvie-iz-tsentra-solntsa/ |date=2011-09-01 }}
* {{cite web|url=http://www.femto.com.ua/articles/part_2/3751.html|title=Солнце|work=Физическая энциклопедия|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qCXggoO|archivedate=2011-08-11}}
* {{cite web|url=http://sdo.gsfc.nasa.gov/assets/img/latest/latest_4096_0171.jpg|title=Солнце сейчас, фотография из обсерватории солнечной динамики NASA|work=sdo.gsfc.nasa.gov|archiveurl=http://www.webcitation.org/60qCazU6r|archivedate=2011-08-10}}
'''Маьлхан суьрташ:'''
* [http://solarmonitor.org/index.php SolarMonitor.org]
* [http://www.solarphysics.kva.se/NatureNov2002/press_images_eng.html Images and movies from the Nature article data set] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050518081349/http://www.solarphysics.kva.se/ |date=2005-05-18 }}
* [http://www.solarphysics.kva.se/ The Institute for Solar Physics] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050518081349/http://www.solarphysics.kva.se/ |date=2005-05-18 }}
* [http://www.boston.com/bigpicture/2008/10/the_sun.html The Sun — The Big picture]. The Boston Globe.

{{1000}}

[[Категори:Астрономи]]
[[Категори:Маьлхан систем]]