Сонце: Разлика помеѓу преработките
| [проверена преработка] | [проверена преработка] |
Избришана содржина Додадена содржина
с →Надворешни врски: Отстранување на категорија using AWB |
с Правописна исправка, replaced: кои што → коишто (5) using AWB |
||
Ред 149:
[[Хромосфера]]та, преодното подрачје и короната се многу пожешки од површината на Сонцето. Причината за тоа се уште не е докажана; доказите покажуваат дека Алфa брановите имаат доволно енергија да ја загреат короната.
Најладниот дел на Соцето е регионот на температурниот минимум кој се наоѓа на 500 km над фотосферата и изнесува 4 100 К. Овој дел од Сонцето е доволно ладен за да ги поддржи простите молекулите како што се јаглерод монoксид и вода,
Над слојот на температурниот минимум се наоѓа слој 2000 km густ. Тој слој е наречен [[хромосфера]], кој доаѓа од грчкиот збор chroma што значи боја бидејќи хромосферата е видлива како обоена светлина на почетокот и на крајот на затемнувањето на Сонцето. Температурата на хромосферата постепено се зголемува во висина од и околу 20 000 К во близина на врвот. Во горниот дел од хромосферата хелиумот делумно се јонизира.
[[Податотека:Sun poster mk.svg|мини|десно|400п|Структура на Сонцето]]
Ред 177:
== Сончеви дамки ==
Кога Сонцето се набљудува со соодветна филтрација прво нешто што се забележува се неговите [[Сончеви дамки|дамки]] кои претставуваат јасно видливи делови на површината
Сончевиот Систем има огромно влијание врз времето во вселената како и врз климата на Земјата бидејќи светлината има директна врска со магнетната активност. Во 17 век, сончевиот циклус целосно запрел за време од неколку декади; многу малку сончеви дамки биле забележани за време на овој период. Овој период е познат и како минимумот на Маундер или [[Мало ледено доба]] во кое што Европа доживела многу ниски температури.
Ред 217:
Сончевите пламени влијаат на сите слоеви од сончевата атмосфера (фотосфера, корона и хромосфера), загревајќи ја плазмата до десетици милиони келвини и зголемувајќи ја брзината на [[електрони]]те, [[протони]]те и потешките [[јони]] речиси до брзината на светлината. Тие произведуваат радијација низ електромагнетниот спектар на сите бранови должини, од радио бранови до [[гама зраци]]. Повеќето пламени се создаваат во активните региони околу сончевите дамки, каде што силните магнетни полиња пенетрираат во фотосферата за да ја поврзат короната со сончевата внатртешност. Пламените се засилуваат со ненадејно ослободување на магнетна енергија складирана во короната. Ако сончевиот пламен е изворедно силен може да предизвика исфрлање на коронарна маса.
Рентгенските зраци и UV зрачењето ослободени од сончевите пламени може да влијаат на Земјината јоносфера и да ги прекинат радио комуникациите на далечина. Директните радио емитувања на дециметрични бранови должини може да влијаат на работењето на радарите и другите апарати
Сочевите пламени за првпат биле забележани на Сонцето од страна на Ричард Кристофер Керингтон и Ричард Ходсон во 1859 како видливи посветли места во рамките на група од сончеви дамки. Ѕвездените пламени исто така биле забележани на разни видови ѕвезди.
Ред 305:
[[Категорија:Ѕвезди]]
[[Категорија:Именувани ѕвезди]]
[[Категорија:Откривачи на хемиски елементи]]
| |||