eo it eo eo eo eo eo eo eo pt sv eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo en eo it lt eo eo eo eo de es eo eo eo eo eo sv eo ur eo eo eo eo es eo eo eo eo eo eo eo eo tr fi eo eo it eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo eo ar az ru sv bg ca hbs_lat da de el en es eu fa fi fr de he hi hbs_lat tl id it ja kk ta ko cs lb lt en ml ms nl nb nb pl pms pt ro ru en hbs_lat en sk sl hbs_lat sv ta th ceb tr fy vi zh eo eo eo eo eo eo eo eo eo
El Vikipedio, la libera enciklopedio
1 ŝanĝo en ĉi tiu versio atendas kontrolon. La stabila versio estis patrolita je 3 nov. 2015.
la korono de la suno dum la suna eklipso dum la jaro 1999, mallonge antaŭ la maksimuma videblo de la sunmakuloj. La radioj disradias al ĉiuj flankoj
la korono de la suno dum la suna eklipso dum la jaro 2006, mallonge antaŭ la minimuma videblo de la sunmakuloj. La radioj videblas preskaŭ nur en la ekvatora nivelo.
La suna korono (greke kopώva kaj latine corona, do krono) estas tre maldika "atmosfero" de la suno, kies malforta lumo de la tero sen specialaj helpiloj videblas nur dum kompleta suna eklipso. La malforta radia cirklo – depende de la kemia suna aktiveco – etendiĝas je unu ĝis tri sunaj radiusoj kaj estas unua transira zono de la suno al la interplaneda kosmo. La internan parton astronomo per apartaj aparatoj (precipe tiel nomata "koronografo") povas bildigi ankaŭ sen helpo de la luna pozicio dum eklipso.
1 Varmega radia cirklo
Varmega radia cirklo[redakti | redakti fonton]
La radia cirklo, kiu videbliĝas dum suna eklipso pro la luno, kiu baras la vidon al la suno mem, jam antaŭ jarmiloj mirigis la homojn sur la tero. Se aparte multaj sunmakuloj aktivas, la korono povas etendiĝis ĝis pluraj milionoj da kilometroj aŭ du ĝis tri sunaj radiusoj en la interplanedan kosmon. La korono havas strukturon de multaj disiraj radioj, sed la strukturo dum la kutime 11-jara cirklo inter la maksimumo kaj minimulo da sunmakulaj aktivecoj tre ŝanĝiĝas. En la tempo de la maksimuma videblo de la sunmakuloj la radioj disiras al ĉiuj flankoj, en la minimuma videblo de la sunmakuloj nur videblas en la nivelo de la suna ekvatoro.
La korono limas nerekte al la videbla suna surfaco, kiu nomiĝas fotosfero, kaj rekte al la ĉirkaŭa kromosfero, kiu nur radias infraruĝe. La tre maldensiĝinta materio de la korono estas aktivigata de ondoj da varmegaj gasoj el la kronosfero ĝis temperaturo de proksimume unu milionoj da celsiusaj gradoj. Tamen la gasa denseĝo jam tiom malaltas (ĝi reduktiĝas de pli-malpli 0,000001 gramoj po kubika centimetro ĝis nur 10−19 g/cm³), ke la kinetika temperaturo nur kalkuleblas el la averaĝa moviĝo de la atomoj.
Fizikaj modeloj[redakti | redakti fonton]
Ĉu la hejtado de la korono fakte kaŭziĝas per suna radiado, per ultrasonaj ondoj aŭ per aliaj interferoj mekanikaj aŭ magnetikaj, ankoraŭ estas temo de esploroj kaj modelaj kalkuloj. Diversaj kosmaj sondiloj per siaj mezuroj esence kontribuas al tiuj esploroj.
Literaturo[redakti | redakti fonton]
A. Berroth / Walter Hofmann: Kosmische Geodäsie ["kosma geodezio", germanlingve] (356 p.), ĉapitro Finsternisbeobachtungen ["observoj de la malhelo"]. eldonejo G. Baun, Karlsruhe 1960.
Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik la Sterne und la Sonne ("fiziko de la stelo kaj la suno", germanlingve, ISBN 3-411-14172-7), eldonejo BI Mannheim 1990.
L. J. November, S. Koutchmy: White-Light Coronal Dark Threads and Density Fine Structure. En la publikaĵo Astrophysical Journal (anglalingve) 466, p.512 kaj sekvaj, julio 1996.
Eksteraj ligiloj[redakti | redakti fonton]
hejta regiono de la suna korono unuafoje rekte observata" (artikolo germanlingva el oktobro 2003)
Informoj pri la paĝo
Citi ĉi tiun artikolon
Ĉi tiu paĝo estis lastafoje redaktita je 20:57, 15 jan. 2016.
La teksto disponeblas laŭ la permesilo Krea Komunaĵo Atribuite-Samkondiĉe 3.0 Neadaptita; eble aldonaj kondiĉoj aplikeblas. Vidu la uzkondiĉojn por detaloj.
Regularo pri respekto de la privateco
Vidigo por porteblaj aparatoj