Sunce
SunceSuncejezvijezdau centru naegSunevog sustava. Ona je gotovo
savrenakugla(razlika izmeuekvatorai pola je samo 10 km) i sastoji
se od plinovite vrueplazme, koja je isprepletena smagnetskim
poljima.[1][2]Promjer mu je oko 1 392 000 km, to je za 109 puta vie
odZemljei masu oko 21030kilograma, to je za 330 000 puta vie od
Zemlje, a to je 99,86% mase cijelog Sunevog sustava.[3]Po kemijskom
sastavu mase Sunca inivodik, dok je ostatak uglavnomhelij, a manje
od 2% ine tei elementi kao to sukisik,ugljik,neon,eljezoi
drugi.Premaspektralnoj klasi, Sunce spada u klasu G2V ili moemo ga
zvatiuti patuljak, zato to je vidljivasvjetlostnajizraenija u
utozelenom dijeluspektra, iako je sveukupno svjetlost sa Sunca
bijela, zbog rasprenja svjetlosti u Zemljinoj atmosferi izgleda uto
na plavoj podlozi neba. Spektralna oznaka G2 pokazuje
povrinskutemperaturu, koja iznosi 5778 K (5505 C), dok oznaka V
pokazuje da je Sunce, kao i veina drugih zvijezda, u glavnom nizu
(Hertzsprung-Russellov dijagram) i da stvara energijunuklearnom
fuzijom, pretvarajui vodik u helij.[4][5]U jezgri Sunca, svake
sekunde izgori 4 300 000 000 kg vodika, pretvarajui se u helij.
Iako su neko astronomi smatrali da je Sunce mala i beznaajna
zvijezda, ispostavilo se da je Sunce svjetlije od 85% zvijezda
uMlijenom putu, a veina zvijezda spada ucrvene
patuljke.[6][7]Apsolutna magnitudaje +4,83, ali budui nam je Sunce
puno blie od ostalih zvijezdi, vidimo ga kao najsjajnije nebesko
tijelo sprividnom magnitudom-26,74.[8][9]Vanjski dio Suneve
atmosfere, koji zovemokorona, stalno isputa dio plazme u svemir u
oblikuSunevog vjetra, kao struja elektriki nabijenih estica koja se
iri do otprilike 100astronomskih jedinica(AJ udaljenost od Zemlje
do Sunca). Balon meuzvjezdane materije koju stvara Sunev vjetar
naziva seheliosfera: to je najvea neprekidna struktura u Sunevom
sustavu. Osim Zemlje i drugihplaneta, oko Sunca krue
iasteroidi,kometi,meteoroidi, trans-neptunski objekti uKuiperovom
pojasui estice praine.[10][11]Kako se cijelisvemiriri, tako se i mi
kreemo zajedno s naom galaksijom iliMlijenim putem, prema
zvijeuVodena zmijai to brzinom od 550 km/s. Najblia nam je
zvijezdaalfa Kentaur, koja je udaljena 4,2godine
svjetlosti.[12]Sunev sustav se okree oko centra Mlijenog puta, koji
je udaljen 24 000 26 000 godina svjetlosti i jedan puni krug
napravi za 225 250 milijuna godina i taj period se naziva galaktika
godina. Ako uzmemo u obzir kretanje nae galaksije Mlijenog puta i
okretanje oko centra galaksije, onda rezultanta kretanja naeg Sunca
je 370 km/s, u smjeru zvijeaLaviPehar.[13]Srednja udaljenost izmeu
Sunca i Zemlje je 149 600 000 km ili jednaastronomska jedinica, to
svjetlost prijee za 8 minuta i 19 sekundi. Energija koju prenosi
Suneva svjetlost daje gotovo sav ivot na Zemlji,
zahvaljujuifotosintezi, a ujedno pokreevrijemeiklimuna
Zemlji.[14]Sadraj[sakrij] 1Fizike karakteristike 2Sunev ciklus
3Sastav Sunca 3.1Jezgra 3.2Zona zraenja 3.3Zona konvekcije
3.4Fotosfera 3.5Kromosfera 3.6Korona 3.7Sunev vjetar 4Magnetsko
polje 5ivotni ciklus 6Suneva svjetlost 7Izvori 8Vanjske
povezniceFizike karakteristike[uredi VE|uredi]Sunce je
zvijezdaglavnog niza(pogledatiHertzsprung-Russellov
dijagram),spektralnog tipaG2, to znai da je neto vea i toplija od
prosjene zvijezde, no nedovoljno velika da bi pripadala tzv.
"divovima". ivotni vijek zvijezda tog spektralnog tipa je oko 10
milijardi godina, a budui da je Sunce staro oko 5 milijardi godina,
nalazi se u sredini svog ivotnog ciklusa.U sreditu Sunca u
termonuklearnim reakcijama (nuklearna fuzija)vodikse pretvara
uhelij. Svake sekunde u nuklearnim reakcijama sudjeluje 3,8 x
1038protona(vodikovih jezgri). Osloboena energija biva izraena sa
suneve povrine u oblikuelektromagnetskog zraenjaineutrina, te
manjim dijelom kao kinetika i toplinska energija esticasunevog
vjetrai energija sunevog magnetskog polja.Zbog ekstremno visokih
temperatura, tvar je u oblikuplazme. Posljedica toga je da Sunce ne
rotira kao vrsto tijelo. Brzina rotacije je vea na ekvatoru, nego u
blizini polova, zbog ega dolazi do iskrivljenja silnica magnetskog
polja, erupcija plinova sa suneve povrine i stvaranjasunevih
pjegaiprominencija(protuberanci). Ove pojave nazivamo sunevom
aktivnou.Budui se Sunce sastoji od plinovite plazme, ekvator se
okree bre od polova. Ta se pojava nazivadiferencijalna rotacijai na
ekvatoru ona iznosi 25,6 dana, a na polovima 33,5 dana. Budui da se
i Zemlja okree oko Sunca, nama se ini da se ekvator Sunca okrene za
otprilike 28 dana.[15]S obzirom na ostale zvijezde, Sunce se nalazi
u populaciji I, to znai da je bogato tekim elementima
imetalima(zlatomiuranijem), a to najvjerojatnije moemo zahvaliti
eksploziji neke blinjesupernove.[16]
Suneve pegeOsnovni podaci:Promjer1 392 000 km
Masa1,9891 x 1030kg
Prosjena gustoa1,411 g/cm3
Povrinska temperatura5780 K
Vrijeme obilaska oko sredita galaktike2,2 x 108godina
Kemijski sastav:Vodik73,46%
Helij24,58%
Kisik0,77%
Ugljik0,29%
eljezo0,16%
Neon0,12%
Duik0,09%
Silicij0,07%
Magnezij0,05%
Sumpor0,04%
Sunev ciklus[uredi VE|uredi]Podrobniji lanak o temi:Sunev
ciklusPromjene koje opaamo na Suncu i nazivamo sunevom aktivnou
odvijaju se periodino u cikusima prosjene duljine 11 godina.
Ciklusi variraju u duljini, izmeu 8 i 15 godina. Te promjene
obuhvaaju: koliinu izraene energije brojnost i raspored pjega
brojnost sunevih baklji oblik i veliinu koroneVremenski period
najvee aktivnosti naziva sesunev maksimum. Moe trajati nekoliko
godina, ovisno o aktivnosti pjega i baklji. Postoje i dulja
periodika razdoblja suneve aktivnosti. U povijesti je
poznatMaunderov minimum, razdoblje u drugoj polovici 17. st.
tijekom kojega je broj sunevih pjega bio izuzetno malen. Zbio se
istovremeno s periodom hladnih godina, nazvanogmalo ledeno doba.
Nije sasvim jasno jesu li klimatske promjene bile uzrokovane
ekstremno niskom sunevom aktivnou.Sastav Sunca[uredi VE|uredi]
Prikaz strukture Sunca:1.Suneva jezgra2. Zonaradijacije3.
Zonakonvekcije4.Fotosfera5.Kromosfera6.Korona7.Suneve pjege8.
Granule9.ProminencijeSunce dijelimo na vei broj slojeva, prema
uvjetima koji u njima vladaju. Granice meu njima nisu jasno ocrtane
i postoje prijelazna podruja. Sunce nema vrstu povrinu, pa se kao
granicu na kojoj poinjeatmosferauzima najvii sloj koji je jo uvijek
optiki neproziran.Takoer, Sunce ne moemo tono ograniiti jer njegov
gui dio prelazi u rjeu atmosferu, a iza nje se daleko prostire
podruje u kojem djelujesunev vjetar.Jezgra[uredi
VE|uredi]Podrobniji lanak o temi:Suneva jezgraDo etvrtine polumjera
Sunca prostire se jezgra, podruje visoke temperature, oko 15,6
milijunaKi tlaka 1016Pa. U takvim uvjetima odvija sefuzijavodika u
helij. Spajanjem 4 protona (jezgre atoma vodika) nastaje jedna
jezgra atoma helija (2protonai 2neutrona), pri emu se oslobaaju
subatomske estice i energija u oblikugama-zraenja.Oko
3,61038protona (jezgrevodika) se svake sekunde pretvara u
jezgrehelija, oslobaajui masu i energiju (ekvivalencija mase i
energije) od 4 300 000 000 kg u sekundi ili 3,81026W.[17]Kroz veinu
Sunevog ivota, energija koja se dobivanuklearnom fuzijom, ide kroz
seriju koraka koje nazivamoniz proton-proton(p-p niz), a to je
postupak kojim se vodik pretvara u helij. Manje od 2% helija se
stvara u Suncu snizom ugljik-duik-kisik(CNO niz).Suneva jezgra
stvara gotovu svutoplinukoja se stvorinuklearnom fuzijom, ostalih
1% se stvori izvan jezgre. Energija koja se stvori u jezgri
(osimneutrina) mora putovati veliki broj puta kroz razne slojeve,
dok ne doe dofotosferei izae usvemirkaoSuneva svjetlostilikinetika
energijaestica.Gustoadobivene energije razlikuje se ovisno o
udaljenosti od centra, pa se tako procjenjuje da se u centru stvara
276,5 W/m3. Na udaljenosti 19% od Sunevog radijusa, temperatura
padne na 10 000 000 K i gustoa energije je 6,9 W/m3i 91% Suneve
energije se stvori u tom podruju. Na udaljenosti 30% od Sunevog
radijusa, nuklearna fuzija gotovo stane.[18]Zona zraenja[uredi
VE|uredi]Iznad jezgre se nalazi zonazraenja, otprilike od 25% do
70% Sunevogpolumjeraod centra. U toj zoni nije dovoljna temperatura
da se stvori nuklearna fuzija, pa se toplina prenosizraenjemprema
vanjskim slojevima. U toj zoni nema konvekcije ili mjeanjaplazme, a
temperature se kreu od 7 000 000 do 2 000 000 K na vanjskom
dijelu.Energijase prenosi zraenjemionavodikaihelija, koji
emitirajufotonekoji vrlo brzo prijeu tu udaljenost do vanjskog
dijela zone zraenja, gdje fotone preuzmu drugi ioni u
zonikonvekcije.Gustoase mijenja od 20 g/cm3do samo 0,2 g/cm3na vrhu
tog sloja.[19]Zona konvekcije[uredi VE|uredi]Iznad zone zraenja se
nalazi zonakonvekcije, od cca. 70% Sunevogpolumjerado fotosfere, to
je otprilike 200 000km. U tom sloju plazma nije dovoljno topla i
gusta za prijenos energije zraenjem. Zato se pojavljujutoplinski
stupovi, koji prenose vruu plazmu od zone zraenja do fotosfere: kad
se plazma ohladi, sputa se natrag i tako stvara zatvoreni krug.
Temperatura padne s 2 000 000 K na 5 778 K, a gustoa je oko 0,2
g/cm3.Toplinski stupovi se na povrini Sunca vide kaogranulei
supergranule. Turbulentno kretanje elektriki nabijene plazme
(ioni), kroz zonu konvekcije stvara na povrini svakog toplinskog
stupamagnetsko polje, koje se zatvara iznad povrine
Sunca.Fotosfera[uredi VE|uredi]Podrobniji lanak o
temi:FotosferaPrividnu povrinu Sunca nazivamo jo i fotosferom.
Ovdje se temperature kreu oko 6000 K. Vrui plin izvire iz
unutranjosti na povrinu, zbog ega nam se ini da povrina ima
granulastu (zrnatu) strukturu. Granule su promjera oko 1000 km, u
stalnom su pokretu (poput vrenja vode), a vrijeme trajanja im je
nekoliko minuta. Ponekad nastaju tzv. supergranule promjera 30 000
km koje traju i do 24 sata.
Prominencija u sunevoj kromosferi
Baklje u sunevoj kromosferiKromosfera[uredi VE|uredi]Podrobniji
lanak o temi:KromosferaKromosfera je nii sloj suneve atmosfere:
protee se iznad fotosfere do visine oko 10 000 km. Znatno je rjea
od fotosfere i nepravilnog je oblika. Sa Zemlje se moe vidjeti samo
za vrijeme potpune pomrine Sunca. Porastom visine gustoa atmosfere
opada, ali se poveava temperatura. Ove promjene gustoe i
temperature izraene su u prijelaznom podruju izmeu kromosfere i
korone. U kromosferi se dogaaju izboji plina stvarajui efekte koje
nazivamo prominencije iSuneve baklje.Prominencije(protuberance) su
oblaci ili mlazovi usijanog plina izbaenog u vis. Mogu se uzdii do
visine 150 000 km iznad fotosfere, kroz kromosferu i koronu. Gue su
od okolne tvari i dostiu temperaturu oko 20 000 K. Na slian nain
dolazi do pojave baklji, mlazova plina koji se brzo podiu unutar
kromosfere i padaju nazad. Vrijeme trajanja jedne baklje je oko 10
min.Korona[uredi VE|uredi]Podrobniji lanak o temi:KoronaU viim
slojevima suneve atmosfere, koroni, temperatura nastavlja rasti do
1 000 000 K. Nije sasvim jasno zbog ega se taj porast temperature
dogaa. Pretpostavka je da ga stvaraju strujanja plina pod utjecajem
magnetskog polja. Vanjski dijelovi korone stalno gube masu u
oblikusunevog vjetra.Suneva korona (1 3 000 000 K) je oko 200 puta
toplija od vidljive povrine Sunca ilifotosfere(u prosjeku 5 800 K).
Osim toga, korona je za 1 000 000 000 000 puta rjea od fotosfere.
Korona je odvojena od fotosfere relativno tankim slojemkromosfere.
Pravi mehanizam kako dolazi do tolikoga grijanja korone jo nije
sasvim poznat, ali smatra se da je to najvjerojatnije posljedica
induktivnog djelovanja Sunevog magnetskog polja naplazmuu koroni
(vidi:Lorentzova sila). Prije se smatralo da to nastaje zbog
pritiska zvunih valova iz unutranjosti Sunca, ali se otkrilo da i
mlade zvijezde imaju koronu s jakim magnetskim poljem, pa se od te
teorije sve ee odustaje. Vanjski dijelovi korone stalno odlaze sa
Sunca du otvorenih magnetskih linija u oblikuSunevog vjetra.Korona
nije uvijek jednoliko rasporeena po povrini Sunca: za mirnog je
razdoblja vie ili manje rasporeena po ekvatorijalnom dijelu,
skoronalnim upljinamana polovima. S druge strane, u vrijeme Sunevog
aktivnog razdoblja korona je jednoliko rasporeena i po
ekvatorijalnim i po polarnim podrujima, iako je najispupenija u
podrujuSunevih pjega. Trajanje Sunevog ciklusa je u prosjeku 11
godina, od Sunevog minimuma do Sunevog maksimuma, kada se Sunevo
magnetsko polje stalno uvija (zbogdiferencijalne rotacije razliiti
dijelovi Sunca se okreu razliitim kutnim brzinama, ekvatorijalni
pojasi se okreu bre od polova). Suneve pjege su aktivnije u vrijeme
maksimuma Sunevog magnetskog polja. Sa Sunevim su pjegama povezani
ikoronalni lukovi, kad se luk magnetskog polja uzdie iz Suneve
unutranjosti. Magnetski tok gura topliju fotosferu u stranu,
otkrivajui hladnije i tamnije dijelove koje nazivamo Sunevim
pjegama.Sunev vjetar[uredi VE|uredi]Podrobniji lanak o temi:Sunev
vjetar
Pomrina Sunca11. kolovoza 1999. godineSunev (solarni) vjetar je
struja estica izbaenih velikom brzinom iz gornjih slojeva suneve
atmosfere, uglavnom elektrona i protona. Iako je ovaj gubitak mase
Sunca gotovo beznaajan i gustoa sunevog vjetra mala, estice se kreu
velikim brzinama izazivajui vidljive uinke na tijelima u sunevom
sustavu. Poznatiji uinci sunevog vjetra supolarna svjetlosti
usmjeravanje repa kometa suprotno od Sunca.U blizini Zemlje
zemljino magnetsko polje zarobljava estice sunevog vjetra i
usmjerava ih prema magnetskim polovima. Budui da se estice sunevog
vjetra kreu brzinama od vie stotina km/s, pri sudaru s esticama u
zemljinoj atmosferi dolazi do ioniziranja plina i pojave
svjetlosti. Ova se pojava uoava u polarnim podrujima, zbog ega je
dobila ime polarna svjetlost ili Aurora Borealis (odnosno Aurora
Australis na junoj zemljinoj polutci). Ukoliko je suneva aktivnost
vea, pojaano djelovanje suneva vjetra moe dovesti do pojave polarne
svjetlosti i na manjim zemljopisnim irinama. U takvim uvjetima
postoji mogunost ometanja ili ak oteenja radio-komunikacijskih
ureaja na Zemlji i umjetnim satelitima.Kometi se prilikom dolaska u
blizinu Sunca zagrijavaju, sleena povrina kometa isparava i oslobaa
oblak plina i estica praine. Djelovanjem estica sunevog vjetra,
oblak se oblikuje u rep kometa. Budui da sunev vjetar dolazi iz
smjera Sunca, potiskuje rep kometa u suprotnom smjeru.Magnetsko
polje[uredi VE|uredi]Sunce je magnetski aktivna zvijezda. Ona
odrava jako i promjenjivomagnetsko polje, koje se mijenja u 11
godinjem Sunevom ciklusu. Sunevo magnetsko polje izaziva mnoge
pojave, koje se jednim imenom nazivaju Suneve aktivnosti, u koje
ubrajamo Suneve pjege na fotosferi,Suneve baklje, kao i Sunev
vjetar, koji odnosi dio plazme kroz Sunev sustav. Utjecaj Sunevog
magnetskog polja na Zemlji moe biti u vidupolarne svjetlosti, te
ometati radio-komunikacije i elektrine mree.Razlika u brzini
okretanja ekvatora i polova ili diferencijalna rotacija, uzrokuje i
uvijanje magnetskog polja, koje stvara erupciju lukova na povrini
Sunca i pokretanje Sunevih pjega i prominencija.Sunevo magnetsko
polje izlazi iz samog prostora Sunca, budui da magnetizirani Sunev
vjetar nosi dio Sunevog magnetskog polja u Sunev sustav, stvarajui
tako meuplanetarno magnetsko polje. Dok je jaina magnetskog polja
na Sunevoj fotosferi oko 50 400 T, u blizini Zemlje ono iznosi oko
0,1 nT.[20]ivotni ciklus[uredi VE|uredi]Sunce je nastalo prije 4,57
milijarde godina, to odgovara poloaju u glavnom nizu
(Hertzsprung-Russellov dijagram), a i dokaz su pronaene najstarije
stijene iz Sunevog sustava, za koje je nakon datiranja
radioaktivnim materijalom utvreno da su stare 4,567 milijarda
godina. Na osnovu materijala kojim raspolae za nuklearnu fuziju,
Sunce je na pola puta prema glavnom nizu, to znai da jo oko 5
milijarda godina treba da se potroi sav vodik. Sunce nema dovoljno
materijala da zavri kao supernova, nego e nakon 5 milijarda godina
postaticrveni div.[21]Suneva svjetlost[uredi VE|uredi]Podrobniji
lanak o temi:Suneva svjetlostSuneva svjetlost je prvenstveni izvor
energije za Zemlju.Suneva konstantaje snaga koju Sunce prenese na
Zemljinu atmosferu po jedinici povrine. Ona iznosi 1 368 W/m2u
gornjim slojevimaZemljine atmosfere, dok na direktno osunanoj
Zemljinoj povrini uzenituiznosi oko 1 000 W/m2, jer ga oslabi
atmosfera.[22]Izvori[uredi VE|uredi]1. Jump up"How Round is the
Sun?",NASA, 2 October 2008, pristupljeno 7 March 20112. Jump
up"First Ever STEREO Images of the Entire Sun",NASA, 6 February
2011, pristupljeno 7 March 20113. Jump upWoolfson, M. (2000). "The
origin and evolution of the solar system".Astronomy &
Geophysics41(1): 1.12.4. Jump upSun.World Book.NASA. pristupljeno
2009-10-315. Jump upWilk, S. R. (2009)."The Yellow Sun
Paradox".Optics & Photonics News: 1213.6. Jump upThan, K..
"Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single",Space.com,
pristupljeno 2007-08-017. Jump upLada, C. J. (2006). "Stellar
multiplicity and the initial mass function: Most stars are
single".Astrophysical Journal Letters640(1): L63L66.8. Jump
upBurton, W. B. (1986)."Stellar parameters".Space Science
Reviews43(34): 244250.9. Jump upBessell, M. S. (1998). "Model
atmospheres broad-band colors, bolometric corrections and
temperature calibrations for OM stars".Astronomy and
Astrophysics333: 231250.10. Jump upA Star with two North
Poles.Science @ NASA.NASA(22 April 2003).11. Jump upRiley, P.
(2002)."Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle
variations".Journal of Geophysical Research107(A7): SSH 81. CiteID
1136.12. Jump upAdams, F. C. (2004)."Red Dwarfs and the End of the
Main Sequence".Revista Mexicana de Astronoma y Astrofsica22:
4649.13. Jump upKogut, A.,et al(1993). "Dipole Anisotropy in the
COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky
Maps".Astrophysical Journal419: 1.14. Jump upSimon, A. (2001).The
Real Science Behind the X-Files: Microbes, meteorites, and mutants,
str. 2527, Simon & Schuster.ISBN 068485618215. Jump upPhillips,
Kenneth J. H. (1995).Guide to the Sun, str. 7879, Cambridge
University Press.ISBN 978052139788916. Jump upFalk, S.W.
(1977)."Are supernovae sources of presolar
grains?".Nature270(5639): 700701.17. Jump upTable of temperatures,
power densities, luminosities by radius in the sun18. Jump
upVidi[1]19. Jump uped. by Andrew M. Soward... (2005). The solar
tachocline: Formation, stability and its role in the solar
dynamo,Fluid dynamics and dynamos in astrophysics and geophysics
reviews emerging from the Durham Symposium on Astrophysical Fluid
Mechanics, July 29 to August 8, 2002, str. 193235, Boca Raton: CRC
Press.ISBN 978084933355220. Jump upWillson, R. C. (1991). "The
Sun's luminosity over a complete solar cycle".Nature351(6321):
424.21. Jump upGoldsmith, D. (2001).The search for life in the
universe, University Science Books.ISBN 978189138916022. Jump
upPhillips, Kenneth J. H. (1995).Guide to the Sun, str. 319321,
Cambridge University Press.ISBN 9780521397889Vanjske
poveznice[uredi VE|uredi]NaZajednikom posluiteljupostoje datoteke
vezane uz:Sunce
[2]Graa Sunca, Zvjezdarnica Zagreb [3]Astronomska sekcija,
Fizikalno drutvo Split [4]Akademsko astronomsko drutvo, Rijeka
[5]Zvjezdarnica, Vinjan
[otkrij]vruVrste tijela uSunevu sustavu
[otkrij]vruSunev sustav
Kategorije: Izabrani lanci SunceNavigacijski izbornik Otvori
novi suradniki raun Prijavi se lanak Razgovor itaj uredi VE uredi
Vidi stare izmjeneTop of Form
Bottom of Form Glavna stranica Kafi Aktualno Nedavne promjene
Sluajna stranica Pomo DonacijeIspis/izvoz Napravi zbirku Preuzmi
kao PDF Inaica za ispisPomagala to vodi ovamo Povezane stranice
Postavi datoteku Posebne stranice Trajna poveznica Podatci o
stranici Wikidata stavka Citiraj ovaj lanakDrugi jezici Afrikaans
Akan Alemannisch Aragons nglisc Asturianu Aymar aru Azrbaycanca
Boarisch emaitka Bikol Central () Bahasa Banjar Brezhoneg Bosanski
Catal Mng-dng-ng Tsetshesthese Corsu Nhiyawwin / Qrmtatarca etina /
Cymraeg Dansk Deutsch Zazaki Emilin e rumagnl English Esperanto
Espaol Eesti Euskara Estremeu Fulfulde Suomi Vro Froyskt Franais
Arpetan Nordfriisk Furlan Frysk Gaeilge Gidhlig Galego Avae' Gaelg
Hausa /Hak-k-ng Hawai`i Fiji Hindi Kreyl ayisyen Magyar Interlingua
Bahasa Indonesia Interlingue Iupiak Ilokano Ido slenska Italiano
/inuktitut Lojban Basa Jawa Qaraqalpaqsha - Ripoarisch Kurd
Kernowek Latina Ladino Ltzebuergesch Limburgs Ligure Lumbaart
Lingla Lietuvi Latgau Latvieu Basa Banyumasan Malagasy Bahasa
Melayu Malti Mirands Dorerin Naoero Nhuatl Napulitano Plattdtsch
Nedersaksies Nederlands Norsk nynorsk Norsk bokml Novial Nouormand
Din bizaad Occitan Kapampangan Papiamentu Picard Deitsch Plzisch
Polski Piemontis Portugus Runa Simi Rumantsch Romani Romn
Armneashti Sardu Sicilianu Scots Smegiella Srpskohrvatski / Simple
English Slovenina Slovenina ChiShona Soomaaliga Shqip / srpski
Seeltersk Basa Sunda Svenska Kiswahili lnski Trkmene Tagalog Tok
Pisin Trke /tatara ChiTumbuka Twi / Uyghurche Ozbekcha/ Vneto Vepsn
kel Ting Vit West-Vlams Volapk Walon Winaray Wolof IsiXhosa Yorb
Zeuws Bn-lm-g IsiZulu Uredi meuwikije Vrijeme i datum posljednje
promjene na ovoj stranici: 15:45, 16. travnja 2015. Tekst je
dostupan pod licencijomCreative Commons Imenovanje/Dijeli pod istim
uvjetima; dodatni uvjeti se mogu primjenjivati. PogledajteUvjete
koritenjaza detalje. Zatita privatnosti Impresum Uvjeti koritenja |
Pravne napomene | Odricanje od odgovornosti Razvojni programeri
Prikaz za mobilne ureaje
