Yang menonjol
Permukaan Matahari yang kita lihat disebut fotosfer. Ini adalah area dimana cahaya dari inti akhirnya mencapai permukaan. Fotosfer memiliki suhu sekitar 6000 K dan bersinar putih.
Tepat di atas fotosfer, atmosfer meluas hingga beberapa ratus ribu kilometer. Mari kita lihat lebih dekat struktur atmosfer Matahari.
Lapisan pertama di atmosfer mempunyai suhu minimum, dan terletak pada jarak sekitar 500 km di atas permukaan fotosfer, dengan suhu sekitar 4000 K. Bagi sebuah bintang, suhu ini cukup sejuk.
Kromosfer
Lapisan berikutnya dikenal sebagai kromosfer. Letaknya hanya berjarak sekitar 10.000 km dari permukaan. Di bagian atas kromosfer, suhu bisa mencapai 20.000 K. Kromosfer tidak terlihat tanpa peralatan khusus yang menggunakan filter optik pita sempit. Tonjolan matahari raksasa dapat muncul di kromosfer hingga ketinggian 150.000 km.
Di atas kromosfer terdapat lapisan transisi. Di bawah lapisan ini, gravitasi merupakan gaya yang dominan. Di atas daerah transisi, suhu naik dengan cepat karena helium terionisasi penuh.
Korona matahari
Lapisan berikutnya adalah corona, dan terbentang dari Matahari hingga jutaan kilometer ke luar angkasa. Anda dapat melihat mahkota saat gerhana total, ketika piringan bintang ditutupi oleh Bulan. Suhu corona sekitar 200 kali lebih panas dibandingkan permukaannya.
Suhu fotosfer hanya 6000 K, sedangkan di dekat korona bisa mencapai 1-3 juta derajat Kelvin. Para ilmuwan masih belum sepenuhnya mengetahui mengapa angkanya begitu tinggi.
Heliosfer
Bagian atas atmosfer disebut heliosfer. Ini adalah gelembung ruang angkasa yang diisi dengan angin matahari dan luasnya sekitar 20 unit astronomi (1 AU adalah jarak Bumi ke Matahari). Pada akhirnya, heliosfer secara bertahap bertransisi ke medium antarbintang.
Bintang seluruhnya terbuat dari gas. Namun lapisan terluarnya disebut juga atmosfer.
Atmosfer Matahari dimulai pada 200-300 km. lebih dalam dari tepi piringan matahari yang terlihat. Lapisan atmosfer terdalam ini disebut fotosfer. Karena ketebalannya tidak lebih dari sepertiga ribu jari-jari matahari, fotosfer kadang-kadang disebut permukaan Matahari. Kepadatan gas di fotosfer kira-kira sama dengan di stratosfer bumi, dan ratusan kali lebih kecil dibandingkan di permukaan bumi. Suhu fotosfer menurun hingga 8000 K pada kedalaman 300 km. hingga 4000 K di lapisan paling atas. Dalam teleskop dengan perbesaran tinggi, Anda dapat mengamati detail halus fotosfer: semuanya tampak berserakan butiran kecil terang - butiran, dipisahkan oleh jaringan jalur gelap yang sempit. Granulasi adalah hasil percampuran aliran gas hangat yang naik dan aliran gas dingin yang turun. Perbedaan suhu di antara mereka di lapisan luar relatif kecil, tetapi lebih dalam, di zona konvektif lebih besar, dan pencampuran terjadi jauh lebih intens. Konveksi di lapisan luar Matahari berperan besar dalam menentukan struktur atmosfer secara keseluruhan. Pada akhirnya, konveksi, sebagai akibat interaksi kompleks dengan medan magnet matahari, yang menjadi penyebab berbagai manifestasi aktivitas matahari. Fotosfer secara bertahap berpindah ke lapisan luar atmosfer matahari yang lebih tipis - kromosfer dan mahkota.
Kromosfer (bahasa Yunani untuk “bola cahaya”) dinamai berdasarkan warna ungu kemerahannya. Hal ini terlihat selama gerhana matahari total sebagai cincin terang yang tidak rata di sekitar piringan hitam Bulan, yang baru saja menutupi Matahari. Kromosfer sangat heterogen dan sebagian besar terdiri dari lidah memanjang (spikula), sehingga tampak seperti rumput terbakar. Suhu pancaran kromosfer ini 2-3 kali lebih tinggi dibandingkan di fotosfer, dan kepadatannya ratusan ribu kali lebih rendah. Total panjang kromosfer adalah 10-15 ribu km. Peningkatan suhu di kromosfer disebabkan oleh rambat gelombang dan medan magnet yang menembusnya dari zona konvektif. Zat tersebut dipanaskan dengan cara yang hampir sama seperti jika zat tersebut berada dalam oven microwave raksasa. Kecepatan gerak termal partikel meningkat, tumbukan antar partikel menjadi lebih sering, dan atom kehilangan elektron terluarnya: zat menjadi plasma terionisasi panas. Proses fisik yang sama ini juga mempertahankan suhu yang luar biasa tinggi di lapisan terluar atmosfer matahari, yang terletak di atas kromosfer. Seringkali selama gerhana, “air mancur”, “awan”, “corong”, “semak”, “lengkungan” dan formasi materi kromosfer bercahaya terang lainnya dapat diamati di atas permukaan Matahari. Ini adalah formasi paling ambisius dari atmosfer matahari - yang menonjol. Mereka memiliki kepadatan dan suhu yang kira-kira sama dengan kromosfer. Namun mereka berada di atasnya dan dikelilingi oleh lapisan atas atmosfer matahari yang lebih tinggi dan sangat tipis. Penonjolan tidak jatuh ke dalam kromosfer karena materinya didukung oleh medan magnet daerah aktif Matahari. Beberapa benda menonjol, yang sudah lama tidak berubah, tiba-tiba tampak meledak, dan materinya terlempar ke ruang antarplanet dengan kecepatan ratusan kilometer per detik.
Berbeda dengan kromosfer dan fotosfer, bagian terluar atmosfer Matahari - mahkota - memiliki luas yang sangat besar: membentang hingga jutaan kilometer, yang setara dengan beberapa jari-jari matahari. Kepadatan materi di korona matahari menurun seiring dengan ketinggian jauh lebih lambat dibandingkan kepadatan udara di atmosfer bumi. Korona paling baik diamati selama fase gerhana matahari total. Ciri utama mahkota adalah strukturnya yang bercahaya. Sinar koronal mempunyai bentuk yang sangat beragam: kadang pendek, kadang panjang, ada yang lurus, dan kadang melengkung kuat. Penampakan umum mahkota matahari berubah secara berkala. Hal ini disebabkan oleh siklus aktivitas matahari yang berlangsung selama sebelas tahun. Baik kecerahan keseluruhan maupun bentuk mahkota matahari berubah. Pada era bintik matahari maksimum, bentuknya relatif bulat. Ketika bintiknya sedikit, bentuk mahkota menjadi memanjang dan kecerahan mahkota secara keseluruhan berkurang. Jadi, mahkota Matahari merupakan bagian atmosfer terluar, tertipis dan terpanas. Mari kita tambahkan bahwa ia juga yang paling dekat dengan kita: ternyata ia terbentang jauh dari Matahari dalam bentuk aliran plasma yang terus bergerak darinya - angin matahari. Faktanya, kita hidup dikelilingi oleh mahkota matahari, meskipun terlindung dari penetrasi radiasinya oleh penghalang yang dapat diandalkan berupa medan magnet bumi.
Pengalaman hidup memberi tahu kita bahwa semakin dekat Anda mendekatkan tangan Anda ke nyala api, tangan Anda akan semakin panas. Namun, di luar angkasa, banyak hal yang tidak berjalan sesuai pengalaman sehari-hari: misalnya, suhu permukaan Matahari yang terlihat “hanya” 5800 K (5526,85 °C), namun pada jarak tertentu, di lapisan terluar Matahari. atmosfer bintang, suhunya naik hingga jutaan derajat.
Cobalah selesaikan masalah khusus kecil yang dikenal sebagai Masalah Pemanasan Korona Matahari, salah satu masalah fisika modern yang belum terpecahkan! Ketika fenomena tersebut ditemukan, para ilmuwan menganggap korona matahari melanggar hukum kedua termodinamika - lagi pula, energi dari dalam bintang tidak dapat ditransfer ke wilayah korona, melewati permukaan.
Hingga tahun 2007, ada dua teori utama yang menjelaskan pemanasan korona matahari. Ada yang mengatakan bahwa medan magnet mempercepat plasma mahkota menjadi energi yang luar biasa, sehingga memperoleh suhu yang lebih tinggi dari suhu permukaan. Penulis teori kedua cenderung percaya bahwa energi menerobos atmosfer dari dalam bintang.
Penelitian yang dilakukan oleh Bart De Pontieu dan rekan-rekannya telah membuktikan bahwa gelombang kejut yang memancar dari bagian dalam bintang memiliki energi yang cukup untuk terus-menerus memberi energi pada korona.
Pada tahun 2013, NASA meluncurkan wahana IRIS, yang secara terus menerus memfilmkan batas antara permukaan Matahari dan corona dalam rentang yang berbeda. Tujuannya adalah menjawab pertanyaan yang sama: apakah korona matahari memiliki satu sumber panas yang konstan, atau apakah energi masuk ke atmosfer matahari sebagai akibat dari banyak ledakan? Perbedaan antara kedua penjelasan ini sangat besar, namun sangat sulit untuk memahami mana yang benar karena konduktivitas termal corona yang sangat besar. Segera setelah energi dilepaskan pada satu titik di Matahari, suhu langsung meningkat di area luas di sekitar titik tersebut - dan tampaknya suhu corona kurang lebih konstan.
Namun peralatan IRIS mencatat perubahan suhu corona dalam interval yang sangat kecil sehingga para ilmuwan dapat melihat banyak “nanoflare” (nanoflares) di mana garis magnet berpotongan atau tumpang tindih. Apakah ada sumber radiasi termal yang secara seragam dan terus-menerus memanaskan mahkota masih menjadi pertanyaan terbuka, namun sekarang jelas bahwa setidaknya sebagian energi memasuki atmosfer matahari dari bagian dalam bintang sebagai akibat dari ledakan tersebut.
Belakangan, pengamatan IRIS dikonfirmasi oleh aparat EUNIS. Para ilmuwan kini hampir yakin bahwa korona matahari sedang memanas justru karena banyaknya ledakan kecil yang melepaskan plasma panas ke atmosfer bintang, yang suhunya jauh lebih tinggi daripada suhu permukaan Matahari.
Pertanyaan program:
Komposisi kimia atmosfer matahari;
Rotasi Matahari;
Penggelapan piringan matahari ke arah tepi;
Lapisan luar atmosfer matahari: kromosfer dan korona;
Radiasi radio dan sinar-X dari Matahari.
Ringkasan:
Komposisi kimia atmosfer matahari;
Di wilayah tampak, radiasi matahari mempunyai spektrum kontinu, yang dikelilingi oleh beberapa puluh ribu garis serapan gelap, yang disebut Penipu. Spektrum kontinu mencapai intensitas terbesarnya pada bagian biru-hijau, pada panjang gelombang 4300 - 5000 A. Pada kedua sisi maksimum, intensitas spektrum menurun.
Pengamatan ekstra-atmosfer menunjukkan bahwa Matahari memancarkan radiasi ke wilayah spektrum gelombang pendek dan gelombang panjang yang tidak terlihat. Di wilayah dengan panjang gelombang yang lebih pendek, spektrumnya berubah secara tajam. Intensitas spektrum kontinu menurun dengan cepat, dan garis gelap Fraunhofer digantikan oleh garis emisi.
Garis spektrum matahari yang paling kuat terdapat pada daerah ultraviolet. Ini adalah garis resonansi hidrogen L dengan panjang gelombang 1216 A. Di daerah tampak, garis resonansi H dan K kalsium terionisasi paling kuat. Setelah intensitasnya muncul baris pertama deret Balmer hidrogen H , H , H , kemudian garis resonansi natrium, garis magnesium, besi, titanium, dan unsur lainnya. Banyak garis yang tersisa diidentifikasi dengan spektrum sekitar 70 unsur kimia yang diketahui dari tabel D.I. Mendeleev. Kehadiran garis-garis ini dalam spektrum Matahari menunjukkan adanya unsur-unsur terkait di atmosfer matahari. Kehadiran hidrogen, helium, nitrogen, karbon, oksigen, magnesium, natrium, besi, kalsium, dan unsur-unsur lain di Matahari telah diketahui.
Unsur dominan di Matahari adalah hidrogen. Ini menyumbang 70% massa Matahari. Berikutnya adalah helium - 29% massa. Gabungan elemen lainnya berjumlah sedikit lebih dari 1%.
Rotasi Matahari
Pengamatan ciri-ciri individu pada piringan matahari, serta pengukuran pergeseran garis spektrum pada berbagai titik di atasnya, menunjukkan pergerakan materi matahari di sekitar salah satu diameter matahari, yang disebut sumbu rotasi Matahari.
Bidang yang melalui pusat Matahari dan tegak lurus sumbu rotasi disebut bidang ekuator matahari. Ia membentuk sudut 7 0 15' dengan bidang ekliptika dan memotong permukaan Matahari di sepanjang ekuator. Sudut antara bidang ekuator dan jari-jari yang ditarik dari pusat Matahari ke suatu titik tertentu di permukaannya disebut garis lintang heliografi.
Kecepatan sudut rotasi Matahari berkurang saat menjauh dari ekuator dan mendekati kutub.
Rata-rata = 14º.4 - 2º.7 sin 2 B, dimana B adalah garis lintang heliografik. Kecepatan sudut diukur dengan sudut putaran per hari.
Periode sidereal di wilayah khatulistiwa adalah 25 hari, sedangkan di dekat kutub mencapai 30 hari. Karena rotasi Bumi mengelilingi Matahari, rotasinya tampaknya lebih lambat dan masing-masing sama dengan 27 dan 32 hari (periode sinodik).
Penggelapan piringan matahari ke arah tepi
Fotosfer merupakan bagian utama atmosfer matahari tempat terbentuknya radiasi tampak yang bersifat kontinu. Dengan demikian, ia memancarkan hampir seluruh energi matahari yang datang kepada kita. Fotosfer adalah lapisan gas tipis yang panjangnya beberapa ratus kilometer dan cukup buram. Fotosfer terlihat ketika mengamati Matahari secara langsung dalam cahaya putih berupa “permukaan” nyatanya.
Saat mengamati piringan matahari, warnanya menjadi gelap ke arah tepi. Saat Anda menjauh dari pusat, kecerahan berkurang dengan sangat cepat. Efek ini dijelaskan oleh fakta bahwa di fotosfer suhu meningkat seiring dengan kedalaman.
Berbagai titik piringan matahari dicirikan oleh sudut yang membentuk garis pandang dengan garis normal permukaan Matahari di lokasi yang bersangkutan. Di tengah piringan, sudutnya adalah 0, dan garis pandangnya bertepatan dengan jari-jari Matahari. Di tepinya = 90 dan garis pandang meluncur sepanjang garis singgung lapisan Matahari. Sebagian besar radiasi dari lapisan gas tertentu berasal dari tingkat yang terletak pada kedalaman optik 1. Ketika garis pandang memotong lapisan fotosfer pada sudut yang besar, kedalaman optik1 dicapai di lapisan luar, yang suhunya lebih rendah. Akibatnya, intensitas radiasi dari tepi piringan matahari lebih kecil dibandingkan intensitas radiasi dari bagian tengahnya.
Penurunan kecerahan piringan matahari ke arah tepi, sebagai perkiraan pertama, dapat direpresentasikan dengan rumus:
Saya () = Saya 0 (1 - u + cos),
dimana I () adalah kecerahan pada titik di mana garis pandang membentuk sudut dengan garis normal, I 0 adalah kecerahan radiasi dari pusat piringan, u adalah koefisien proporsionalitas, bergantung pada panjang gelombang.
Pengamatan visual dan fotografis pada fotosfer memperlihatkan struktur halusnya, mengingatkan pada awan kumulus yang berjarak dekat. Formasi bulat ringan disebut butiran, dan seluruh strukturnya disebut butiran granulasi. Dimensi sudut butiran tidak lebih dari 1″ busur, yang setara dengan 700 km. Setiap butiran individu ada selama 5-10 menit, setelah itu hancur dan butiran baru terbentuk sebagai gantinya. Butiran tersebut dikelilingi oleh ruang gelap. Zat tersebut naik ke dalam butiran dan mengendap di sekitarnya. Kecepatan gerakan ini adalah 1-2 km/s.
Granulasi merupakan manifestasi dari zona konvektif yang terletak di bawah fotosfer. Di zona konvektif, pencampuran materi terjadi sebagai akibat naik turunnya masing-masing massa gas.
Penyebab terjadinya konveksi pada lapisan terluar Matahari adalah dua keadaan penting. Di satu sisi, suhu tepat di bawah fotosfer meningkat sangat cepat dan radiasi tidak dapat menjamin pelepasan radiasi dari lapisan panas yang lebih dalam. Oleh karena itu, energi ditransfer oleh ketidakhomogenan yang bergerak itu sendiri. Di sisi lain, ketidakhomogenan ini menjadi kuat jika gas di dalamnya tidak terionisasi seluruhnya, tetapi hanya sebagian.
Ketika melewati lapisan bawah fotosfer, gas menjadi netral dan tidak mampu membentuk ketidakhomogenan yang stabil. oleh karena itu, di bagian paling atas zona konvektif, pergerakan konvektif melambat dan konveksi tiba-tiba berhenti. Osilasi dan gangguan pada fotosfer menghasilkan gelombang akustik. Lapisan luar zona konvektif mewakili sejenis resonator di mana osilasi 5 menit tereksitasi dalam bentuk gelombang berdiri.
Lapisan luar atmosfer matahari: kromosfer dan corona
Kepadatan materi di fotosfer dengan cepat berkurang seiring dengan ketinggian dan lapisan luar menjadi sangat tipis. Di lapisan luar fotosfer, suhu mencapai 4500 K, kemudian mulai naik kembali. Terjadi peningkatan suhu secara perlahan hingga beberapa puluh ribu derajat, disertai ionisasi hidrogen dan helium. Bagian atmosfer ini disebut kromosfer. Di lapisan atas kromosfer, massa jenis zat mencapai 10 -15 g/cm 3 .
1 cm 3 lapisan kromosfer ini mengandung sekitar 10 9 atom, tetapi suhunya meningkat hingga satu juta derajat. Di sinilah bagian terluar dari atmosfer Matahari, yang disebut mahkota matahari, bermula. Penyebab memanasnya lapisan terluar atmosfer matahari adalah energi gelombang akustik yang timbul di fotosfer. Saat merambat ke atas menuju lapisan dengan kepadatan lebih rendah, gelombang ini meningkatkan amplitudonya hingga beberapa kilometer dan berubah menjadi gelombang kejut. Akibat terjadinya gelombang kejut, terjadi disipasi gelombang yang meningkatkan kekacauan kecepatan pergerakan partikel dan terjadi peningkatan suhu.
Kecerahan integral kromosfer ratusan kali lebih kecil dari kecerahan fotosfer. Oleh karena itu, untuk mengamati kromosfer, perlu menggunakan metode khusus yang memungkinkan untuk mengisolasi radiasi lemahnya dari fluks radiasi fotosfer yang kuat. Metode yang paling mudah adalah pengamatan selama gerhana. Panjang kromosfer adalah 12 - 15.000 km.
Saat mempelajari foto-foto kromosfer, ketidakhomogenan terlihat, yang terkecil disebut spikula. Spikula berbentuk lonjong, memanjang ke arah radial. Panjangnya beberapa ribu km, ketebalannya sekitar 1.000 km. Dengan kecepatan beberapa puluh km/s, spikula naik dari kromosfer menuju korona dan larut di dalamnya. Melalui spikula, substansi kromosfer dipertukarkan dengan mahkota di atasnya. Spikula membentuk struktur yang lebih besar, yang disebut jaringan kromosfer, yang dihasilkan oleh gerakan gelombang yang disebabkan oleh elemen zona konvektif subfotosfer yang jauh lebih besar dan lebih dalam daripada butiran.
Mahkota memiliki kecerahan yang sangat rendah sehingga hanya dapat diamati pada fase gerhana matahari total. Di luar gerhana, pengamatannya dilakukan dengan menggunakan coronagraphs. Mahkota tidak memiliki garis yang tajam dan memiliki bentuk tidak beraturan yang banyak berubah seiring waktu. Bagian paling terang dari mahkota, yang terletak tidak lebih dari 0,2 - 0,3 jari-jari Matahari, biasanya disebut mahkota dalam, dan sisanya, bagian yang sangat memanjang disebut mahkota luar. Ciri penting mahkota adalah strukturnya yang bercahaya. Sinarnya memiliki panjang yang berbeda-beda, hingga selusin atau lebih jari-jari matahari. Mahkota bagian dalam kaya akan formasi struktural yang menyerupai busur, helm, dan awan individu.
Radiasi corona adalah cahaya yang tersebar dari fotosfer. Cahaya ini sangat terpolarisasi. Polarisasi seperti itu hanya dapat disebabkan oleh elektron bebas. 1 cm 3 materi mahkota mengandung sekitar 10 8 elektron bebas. Munculnya elektron bebas sebanyak itu pasti disebabkan oleh ionisasi. Artinya 1 cm 3 mahkota mengandung sekitar 10 8 ion. Konsentrasi total zat harus 2 . 10 8 . Korona matahari adalah plasma yang dijernihkan dengan suhu sekitar satu juta Kelvin. Akibat suhu tinggi adalah meluasnya corona. Panjang mahkota ratusan kali lebih besar dari ketebalan fotosfer dan berjumlah ratusan ribu kilometer.
Radiasi radio dan sinar-X dari Matahari
DENGAN Korona matahari sepenuhnya transparan terhadap radiasi tampak, tetapi mentransmisikan gelombang radio dengan buruk, yang mengalami penyerapan dan pembiasan yang kuat di dalamnya. Pada gelombang meter, suhu kecerahan mahkota mencapai satu juta derajat. Pada panjang gelombang yang lebih pendek, ia berkurang. Hal ini disebabkan oleh peningkatan kedalaman munculnya radiasi, karena penurunan sifat penyerap plasma.
Emisi radio dari korona matahari telah ditelusuri pada jarak beberapa puluh jari-jari. Hal ini dimungkinkan karena fakta bahwa Matahari setiap tahun melewati sumber emisi radio yang kuat - Nebula Kepiting dan mahkota matahari menutupinya. Radiasi nebula tersebar di ketidakhomogenan mahkota. Semburan emisi radio dari Matahari diamati, disebabkan oleh osilasi plasma yang terkait dengan lewatnya sinar kosmik melaluinya selama flare kromosfer.
radiasi sinar-X dipelajari menggunakan teleskop khusus yang dipasang di pesawat ruang angkasa. Citra sinar-X Matahari memiliki bentuk tidak beraturan dengan banyak titik terang dan struktur “gumpalan”. Di dekat bagian optik, terdapat peningkatan kecerahan yang nyata dalam bentuk cincin yang tidak homogen. Titik terang khusus diamati di atas pusat aktivitas matahari, di daerah di mana terdapat sumber emisi radio yang kuat pada gelombang desimeter dan meter. Artinya sinar-X terutama berasal dari korona matahari. Pengamatan sinar-X Matahari memungkinkan dilakukannya studi rinci tentang struktur korona matahari secara langsung dalam proyeksi ke piringan matahari. Di sebelah area terang pendar korona di atas bintik matahari, ditemukan area gelap luas yang tidak terkait dengan formasi apa pun yang terlihat pada sinar tampak. Mereka dipanggil lubang koronal dan berhubungan dengan area atmosfer matahari di mana medan magnetnya tidak membentuk loop. Lubang koronal merupakan sumber peningkatan angin matahari. Mereka dapat terjadi selama beberapa revolusi Matahari dan menyebabkan fenomena dengan periodisitas 27 hari di Bumi yang sensitif terhadap radiasi sel dari Matahari.
Pertanyaan kontrol:
Unsur kimia apa yang mendominasi atmosfer matahari?
Bagaimana cara mengetahui komposisi kimia Matahari?
Pada periode berapa Matahari berputar pada porosnya?
Apakah periode rotasi daerah khatulistiwa dan kutub Matahari bertepatan?
Apa yang dimaksud dengan fotosfer Matahari?
Bagaimana struktur fotosfer matahari?
Apa yang menyebabkan piringan matahari menjadi gelap ke arah tepi?
Apa itu granulasi?
Apa itu Korona Matahari?
Berapa massa jenis materi di corona?
Apa itu kromosfer matahari?
Apa itu spikula?
Berapa suhu corona?
Apa yang menjelaskan tingginya suhu corona?
Apa saja ciri-ciri emisi radio dari Matahari?
Wilayah Matahari manakah yang bertanggung jawab atas munculnya sinar-X?
Literatur:
Kononovich E.V., Moroz V.I. Kursus astronomi umum. M., Redaksi URSS, 2004.
Galuzo I.V., Golubev V.A., Shimbalev A.A. Perencanaan dan metode pelaksanaan pembelajaran. Astronomi di kelas 11. Minsk. Kebalikan. 2003.
Whipple F.L. Keluarga Matahari. M.Mir. 1984
Shklovsky I. S. Bintang: kelahiran, kehidupan dan kematian mereka. M.Ilmu. 1984
Memuat...