Der uns am nächsten gelegene Stern ist natürlich die Sonne. Der Abstand von der Erde zu ihr ist hinsichtlich der kosmischen Parameter sehr gering: von der Sonne zur Erde Sonnenlicht Es dauert nur 8 Minuten.

Die Sonne ist kein gewöhnlicher Gelber Zwerg, wie bisher angenommen. Dies ist der Zentralkörper des Sonnensystems, um den sich die Planeten drehen Große anzahl schwere Elemente. Dies ist ein Stern, der nach mehreren Supernova-Explosionen entstanden ist Planetensystem. Aufgrund der Lage in der Nähe ideale Bedingungen, das Leben entstand auf dem dritten Planeten Erde. Die Sonne ist bereits fünf Milliarden Jahre alt. Aber lassen Sie uns herausfinden, warum es leuchtet? Wie ist die Sonne aufgebaut und was sind ihre Eigenschaften? Was hält die Zukunft für ihn bereit? Welchen Einfluss hat es auf die Erde und ihre Bewohner? Die Sonne ist der Stern, um den sich alle neun Planeten des Sonnensystems drehen, auch unserer. 1 a.u. ( astronomische Einheit) = 150 Millionen km – das ist die durchschnittliche Entfernung von der Erde zur Sonne. Das Sonnensystem enthält neun große Planeten, etwa hundert Satelliten, viele Kometen, Zehntausende Asteroiden (Kleinplaneten), Meteoroiden sowie interplanetares Gas und Staub. Im Mittelpunkt steht unsere Sonne.

Die Sonne scheint seit Millionen von Jahren, was die Moderne bestätigt biologische Forschung, gewonnen aus den Überresten von Blaualgen. Ändere sich die Temperatur der Sonnenoberfläche um mindestens 10 %, würde alles Leben auf der Erde sterben. Deshalb ist es gut, dass unser Stern gleichmäßig die Energie ausstrahlt, die für das Wohlergehen der Menschheit und anderer Lebewesen auf der Erde notwendig ist. In den Religionen und Mythen der Völker der Welt nimmt die Sonne seit jeher den Hauptplatz ein. Bei fast allen Völkern der Antike war die Sonne die wichtigste Gottheit: Helios – bei den alten Griechen, Ra – der Sonnengott der alten Ägypter und Yarilo bei den Slawen. Die Sonne brachte Wärme und Ernte, jeder verehrte sie, denn ohne sie gäbe es kein Leben auf der Erde. Die Größe der Sonne ist beeindruckend. Beispielsweise beträgt die Masse der Sonne das 330.000-fache mehr Masse Erde, und ihr Radius ist 109-mal größer. Aber die Dichte unseres Sternkörpers ist gering – 1,4-mal größer als die Dichte von Wasser. Die Bewegung der Flecken auf der Oberfläche wurde von Galileo Galilei selbst bemerkt und bewies damit, dass die Sonne nicht stillsteht, sondern rotiert.

Konvektive Zone der Sonne

Die radioaktive Zone beträgt etwa 2/3 des Innendurchmessers der Sonne und der Radius beträgt etwa 140.000 km. Wenn sich Photonen vom Zentrum entfernen, verlieren sie unter dem Einfluss von Kollisionen ihre Energie. Dieses Phänomen wird Konvektionsphänomen genannt. Dies erinnert an den Vorgang, der in einem kochenden Wasserkocher abläuft: Die vom Heizelement abgegebene Energie ist sehr groß Außerdem die durch Wärmeleitung abgeführte Wärmemenge. Heißes Wasser, der sich in der Nähe des Feuers befindet, steigt auf und der kältere sinkt. Dieser Vorgang wird Konvention genannt. Konvektion bedeutet, dass sich dichteres Gas über die Oberfläche verteilt, abkühlt und wieder in die Mitte gelangt. Mischvorgang ein Konvektionszone Die Sonne wird kontinuierlich durchgeführt. Wenn Sie durch ein Teleskop auf die Oberfläche der Sonne schauen, können Sie ihre körnige Struktur erkennen – Granulationen. Es fühlt sich an, als wäre es aus Granulat! Dies ist auf die Konvektion unterhalb der Photosphäre zurückzuführen.

Photosphäre der Sonne

Eine dünne Schicht (400 km) – die Photosphäre der Sonne – befindet sich direkt hinter der Konvektionszone und stellt die „echte Sonnenoberfläche“ dar, die von der Erde aus sichtbar ist. Körnchen in der Photosphäre wurden erstmals 1885 vom Franzosen Janssen fotografiert. Das durchschnittliche Granulat hat eine Größe von 1000 km, bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 1 km/sek und existiert etwa 15 Minuten lang. Im äquatorialen Teil sind dunkle Formationen in der Photosphäre zu beobachten, die sich dann verschieben. Charakteristisch für solche Stellen sind starke Magnetfelder. A dunkle Farbe wird aufgrund der niedrigeren Temperatur im Vergleich zur umgebenden Photosphäre erhalten.

Chromosphäre der Sonne

Chromosphäre der Sonne (farbige Kugel) – dichte Schicht(10.000 km) der Sonnenatmosphäre, die knapp jenseits der Photosphäre liegt. Die Beobachtung der Chromosphäre ist aufgrund ihrer Nähe zur Photosphäre recht problematisch. Man sieht es am besten, wenn der Mond die Photosphäre bedeckt, d. h. zur Zeit Sonnenfinsternisse.

Sonnenprotuberanzen sind riesige Wasserstoffemissionen, die langen leuchtenden Fäden ähneln. Die Protuberanzen erreichen enorme Entfernungen, erreichen den Durchmesser der Sonne (1,4 mm km), bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 300 km/s und die Temperatur erreicht 10.000 Grad.

Die Sonnenkorona ist die äußere und ausgedehnte Schicht der Sonnenatmosphäre, die oberhalb der Chromosphäre entsteht. Länge Sonnenkorona ist sehr lang und erreicht Werte von mehreren Sonnendurchmessern. Auf die Frage, wo genau es endet, haben Wissenschaftler noch keine klare Antwort erhalten.

Die Zusammensetzung der Sonnenkorona ist ein verdünntes, hochionisiertes Plasma. Es enthält schwere Ionen, Elektronen mit Heliumkern und Protonen. Die Temperatur der Korona beträgt 1 bis 2 Millionen Grad K relativ zur Sonnenoberfläche.

Der Sonnenwind ist ein kontinuierlicher Ausfluss von Materie (Plasma) aus der äußeren Hülle der Sonnenatmosphäre. Es enthält Protonen, Atomkerne und Elektronen. Geschwindigkeit Sonnenwind kann je nach den auf der Sonne ablaufenden Prozessen zwischen 300 km/s und 1500 km/s variieren. Der Sonnenwind breitet sich im gesamten Sonnensystem aus und interagiert mit ihm Magnetfeld Erde, ruft verschiedene Phänomene, eines davon ist das Nordlicht.

Eigenschaften der Sonne

Masse der Sonne: 2∙1030 kg (332.946 Erdmassen)
Durchmesser: 1.392.000 km
Radius: 696.000 km
Durchschnittliche Dichte: 1.400 kg/m3
Achsenneigung: 7,25° (relativ zur Ekliptikebene)
Oberflächentemperatur: 5.780 K
Temperatur im Zentrum der Sonne: 15 Millionen Grad
Spektralklasse: G2V
Durchschnittliche Entfernung von der Erde: 150 Millionen km
Alter: 5 Milliarden Jahre
Rotationszeitraum: 25.380 Tage
Leuchtkraft: 3,86∙1026 W
Sichtbar Größe: 26,75 m

Sterne bestehen vollständig aus Gas. Ihre äußeren Schichten werden aber auch Atmosphäre genannt.

Die Atmosphäre der Sonne beginnt bei 200-300 km. Tiefer sichtbare Kante Sonnenscheibe. Diese tiefsten Schichten der Atmosphäre werden Photosphäre genannt. Da ihre Dicke nicht mehr als ein Dreitausendstel des Sonnenradius beträgt, wird die Photosphäre manchmal konventionell als Sonnenoberfläche bezeichnet. Die Gasdichte in der Photosphäre ist ungefähr die gleiche wie in der Stratosphäre der Erde und hundertmal geringer als an der Erdoberfläche. Die Temperatur der Photosphäre sinkt in einer Tiefe von 300 km auf 8000 K. bis zu 4000 K in den obersten Schichten. In einem Teleskop mit hohe vergrößerung Man kann subtile Details der Photosphäre beobachten: Alles scheint mit kleinen hellen Körnern übersät zu sein – Körnchen, die durch ein Netzwerk schmaler dunkler Pfade getrennt sind. Die Granulierung ist das Ergebnis der Vermischung wärmerer aufsteigender und kälterer absteigender Gasströme. Der Temperaturunterschied zwischen ihnen ist in den äußeren Schichten relativ gering, aber tiefer, in der Konvektionszone, ist er größer und die Vermischung erfolgt viel intensiver. Die Konvektion in den äußeren Schichten der Sonne spielt eine Rolle große Rolle, definierend allgemeine Struktur Atmosphäre. Letztlich entsteht Konvektion komplexe Interaktion mit solaren Magnetfeldern ist die Ursache aller vielfältigen Erscheinungsformen Sonnenaktivität. Die Photosphäre gelangt nach und nach in die dünneren äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre – die Chromosphäre und die Korona.

Die Chromosphäre (griechisch für „Lichtsphäre“) ist nach ihrer rötlich-violetten Farbe benannt. Bei totalen Sonnenfinsternissen ist es als ausgefranster heller Ring um die schwarze Mondscheibe sichtbar, die gerade die Sonne verfinstert hat. Die Chromosphäre ist sehr heterogen und besteht hauptsächlich aus langgestreckten Zungen (Spicules), was ihr das Aussehen von brennendem Gras verleiht. Die Temperatur dieser chromosphärischen Jets ist zwei- bis dreimal höher als in der Photosphäre und die Dichte ist hunderttausendmal niedriger. Gesamtlänge Chromosphäre - 10-15.000 km. Der Temperaturanstieg in der Chromosphäre wird durch die Ausbreitung von Wellen und Magnetfeldern erklärt, die aus der Konvektionszone in sie eindringen. Die Substanz erwärmt sich auf die gleiche Weise, als ob es in einem Riesen passieren würde Mikrowelle. Die Geschwindigkeit der thermischen Bewegung von Teilchen nimmt zu, Kollisionen zwischen ihnen werden häufiger und Atome verlieren ihre Kraft äußere Elektronen: Materie wird zu heißem ionisiertem Plasma. Das Gleiche physikalische Prozesse Sie halten auch in den äußersten Schichten der Sonnenatmosphäre, die sich über der Chromosphäre befinden, eine ungewöhnlich hohe Temperatur aufrecht. Bei Sonnenfinsternissen kann man oft bizarr geformte „Brunnen“, „Wolken“, „Trichter“, „Büsche“, „Bögen“ und andere hell leuchtende Formationen aus der chromosphärischen Substanz über der Sonnenoberfläche beobachten. Dies sind die ehrgeizigsten Formationen der Sonnenatmosphäre – Protuberanzen. Sie haben ungefähr die gleiche Dichte und Temperatur wie die Chromosphäre. Aber sie liegen darüber und sind von höheren, stark verdünnten oberen Schichten der Sonnenatmosphäre umgeben. Vorsprünge fallen nicht in die Chromosphäre, da ihre Materie durch Magnetfelder unterstützt wird aktive Bereiche Sonne. Einige Prominenz, gewesen lange Zeit Ohne merkliche Veränderungen explodieren sie sozusagen plötzlich und ihre Substanz wird mit einer Geschwindigkeit von Hunderten von Kilometern pro Sekunde in den interplanetaren Raum geschleudert.

Im Gegensatz zur Chromosphäre und Photosphäre hat der äußerste Teil der Sonnenatmosphäre – die Korona – eine enorme Ausdehnung: Sie erstreckt sich über Millionen von Kilometern, was mehreren Sonnenradien entspricht. Die Materiedichte in der Sonnenkorona nimmt mit der Höhe viel langsamer ab als die Luftdichte darin Erdatmosphäre. Die beste Zeit, die Krone zu beobachten, ist während volle Phase Sonnenfinsternis. Hauptmerkmal Die Korona ist eine strahlende Struktur. Koronalstrahlen haben die unterschiedlichsten Formen: mal sind sie kurz, mal lang, mal sind die Strahlen gerade und mal stark gekrümmt. Generelle Form Die Sonnenkorona ändert sich periodisch. Es hängt mit zusammen Elf-Jahres-Zyklus Sonnenaktivität. Sowohl die Gesamthelligkeit als auch die Form der Sonnenkorona ändern sich. Im Zeitalter des Maximums Sonnenflecken es hat eine relativ runde Form. Wenn nur wenige Flecken vorhanden sind, wird die Form der Korona länglich, während die Gesamthelligkeit der Korona abnimmt. Die Korona der Sonne ist also der äußerste Teil ihrer Atmosphäre, der dünnste und heißeste. Fügen wir hinzu, dass es uns auch am nächsten ist: Es stellt sich heraus, dass es sich weit von der Sonne entfernt in Form eines Plasmastroms erstreckt, der sich ständig von ihr entfernt – dem Sonnenwind. Tatsächlich leben wir umgeben von der Sonnenkorona, obwohl wir durch eine zuverlässige Barriere in Form des Erdmagnetfelds vor ihrer eindringenden Strahlung geschützt sind.

Sonne, obwohl es aufgeführt ist « Gelber Zwerg» so großartig, dass wir es uns kaum vorstellen können. Wenn wir sagen, dass die Masse des Jupiter 318-mal so groß ist wie die Masse der Erde, scheint das unglaublich. Aber wenn wir erfahren, dass 99,8 % der Masse aller Materie von der Sonne stammt, ist das einfach unverständlich.

Wir haben in den letzten Jahren viel darüber gelernt, wie „unser“ Star funktioniert. Obwohl die Menschheit noch keine Forschungssonde erfunden hat (und wahrscheinlich auch nie erfinden wird), die in der Lage wäre, sich der Sonne physisch zu nähern und Proben ihrer Materie zu entnehmen, sind wir uns ihrer Zusammensetzung bereits ziemlich bewusst.

Physikalische Kenntnisse und Fähigkeiten geben uns die Möglichkeit, genau zu sagen, woraus die Sonne besteht: 70 % seiner Masse sind Wasserstoff, 27 % sind Helium, andere Elemente (Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Eisen, Magnesium und andere) – 2,5 %.

Unser Wissen beschränkt sich jedoch glücklicherweise nicht nur auf diese trockenen Statistiken.

Was ist in der Sonne?

Nach modernen Berechnungen erreicht die Temperatur in den Tiefen der Sonne 15 bis 20 Millionen Grad Celsius, die Dichte der Sternsubstanz erreicht 1,5 Gramm pro Kubikzentimeter.

Die Energiequelle der Sonne ist eine ständig andauernde Kernreaktion tief unter der Oberfläche, dank derer sie aufrechterhalten wird hohe Temperatur Leuchten Tief unter der Sonnenoberfläche wird Wasserstoff in einer Kernreaktion unter Freisetzung von Energie in Helium umgewandelt.
"Zone Kernfusion„Die Sonne heißt Solarkern und hat einen Radius von etwa 150-175.000 km (bis zu 25 % des Sonnenradius). Die Materiedichte im Sonnenkern ist 150-mal höher als die Dichte von Wasser und fast siebenmal so hoch wie die Dichte des Sonnenkerns selbst. dichte Materie auf der Erde: Osmie.

Wissenschaftler kennen zwei Arten thermonukleare Reaktionen in Sternen fließen: Wasserstoffkreislauf Und Kohlenstoffzyklus. Auf der Sonne fließt es hauptsächlich Wasserstoffkreislauf, die in drei Phasen unterteilt werden kann:

• Wasserstoffkerne verwandeln sich in Deuteriumkerne (ein Isotop von Wasserstoff)
• Wasserstoffkerne verwandeln sich in Kerne eines instabilen Heliumisotops
• Die Produkte der ersten und zweiten Reaktion sind mit der Bildung eines stabilen Heliumisotops (Helium-4) verbunden.

Jede Sekunde werden 4,26 Millionen Tonnen Sternenmaterie in Strahlung umgewandelt, aber im Vergleich zum Gewicht der Sonne ist selbst dieser unglaubliche Wert so gering, dass er vernachlässigt werden kann.

Durch Absorption wird Wärme aus dem Inneren der Sonne abgegeben elektromagnetische Strahlung, von unten kommend und seine weitere Wiederemission.

Näher an der Sonnenoberfläche wird die aus dem Inneren abgegebene Energie hauptsächlich auf sie übertragen Konvektionszone So verwendender Prozess Konvektion- Rühren der Substanz ( warme Bäche(Stoffe steigen näher an die Oberfläche, während kalte Stoffe absinken).
Die Konvektionszone liegt in einer Tiefe von etwa 10 % Sonnendurchmesser und reicht fast bis zur Oberfläche des Sterns.

Atmosphäre der Sonne

Oberhalb der Konvektionszone beginnt die Sonnenatmosphäre, in der wiederum die Energieübertragung durch Strahlung erfolgt.

Photosphäre wird die untere Schicht der Sonnenatmosphäre genannt – die sichtbare Oberfläche der Sonne. Seine Dicke entspricht einer optischen Dicke von etwa 2/3 Einheiten und in absolute Werte Die Photosphäre erreicht eine Dicke von 100–400 km. Die Quelle ist die Photosphäre sichtbare Strahlung Die Temperatur der Sonne reicht von 6600 K (am Anfang) bis 4400 K (am oberen Rand der Photosphäre).

Tatsächlich sieht die Sonne nur deshalb wie ein perfekter Kreis mit klaren Grenzen aus, weil ihre Helligkeit an der Grenze der Photosphäre in weniger als einer Bogensekunde um das Hundertfache abfällt. Aus diesem Grund sind die Ränder der Sonnenscheibe deutlich weniger hell als die Mitte, ihre Helligkeit beträgt nur 20 % der Helligkeit der Scheibenmitte.

Chromosphäre- zweite atmosphärische Schicht Sonne, Außenhülle etwa 2000 km dicke Sterne, die die Photosphäre umgeben. Die Temperatur der Chromosphäre steigt mit der Höhe von 4000 auf 20.000 K. Wenn wir die Sonne von der Erde aus beobachten, sehen wir die Chromosphäre aufgrund ihrer geringen Dichte nicht. Es kann nur bei Sonnenfinsternissen beobachtet werden – ein intensives rotes Leuchten an den Rändern der Sonnenscheibe, das ist die Chromosphäre des Sterns.

Sonnenkorona- die letzte äußere Hülle der Sonnenatmosphäre. Die Korona besteht aus Vorsprüngen und energiereichen Eruptionen, die mehrere Hunderttausend und sogar mehr als eine Million Kilometer in den Weltraum ausbrechen und sich bilden sonniger Wind. Die durchschnittliche Koronatemperatur beträgt bis zu 2 Millionen K, kann aber auch bis zu 20 Millionen K erreichen. Allerdings ist die Sonnenkorona wie in der Chromosphäre von der Erde aus nur bei Finsternissen sichtbar. Zu viel geringe Dichte Das Material in der Sonnenkorona erlaubt es uns nicht, sie unter normalen Bedingungen zu beobachten.

sonniger Wind

sonniger Wind– ein Strom geladener Teilchen (Protonen und Elektronen), der von den erhitzten äußeren Schichten der Sternatmosphäre emittiert wird und sich bis an die Grenzen unseres Sterns erstreckt Planetensystem. Durch dieses Phänomen verliert der Stern jede Sekunde Millionen Tonnen seiner Masse.

In der Nähe der Umlaufbahn des Planeten Erde erreicht die Geschwindigkeit der Sonnenwindteilchen 400 Kilometer pro Sekunde (sie bewegen sich entlang unserer Umlaufbahn). Sternensystem mit Überschallgeschwindigkeit) und die Dichte des Sonnenwinds beträgt mehrere bis mehrere zehn ionisierte Teilchen pro Kubikzentimeter.

Es ist der Sonnenwind, der die Atmosphäre der Planeten gnadenlos „aufwühlt“ und die darin enthaltenen Gase „einbläst“. Freifläche, dafür ist er maßgeblich verantwortlich. Was es der Erde ermöglicht, dem Sonnenwind zu widerstehen, ist das Magnetfeld des Planeten, das als unsichtbarer Schutz vor dem Sonnenwind dient und den Austritt atmosphärischer Atome in den Weltraum verhindert. Wenn der Sonnenwind mit dem Magnetfeld des Planeten kollidiert, optisches Phänomen, was wir auf der Erde nennen - Polar Lichter begleitet von magnetischen Stürmen.

Allerdings sind auch die Vorteile des Sonnenwinds unbestreitbar – er ist es, der „wegbläst“. Sonnensystem Und kosmische Strahlung galaktischen Ursprungs – und schützt somit unser Sternensystem vor äußerer, galaktischer Strahlung.

Schönheit betrachten Polar Lichter, es ist kaum zu glauben, dass diese Blitze - sichtbares Zeichen Sonnenwind und die Magnetosphäre der Erde

Eine Art „Pass“ jedes Sterns, einschließlich der Sonne, ist sein Spektrum. Im Sonnenspektrum wurden mehr als 30.000 Linien registriert, die zu 72 chemischen Elementen gehören. Natürlich sind auch die anderen 20 Elemente auf der Sonne „präsent“. Es ist nur so, dass ihre Linien sehr schwach sind und man sie deutlich erkennen kann allgemeiner Hintergrund nicht leicht. Die Sonne besteht derzeit zu etwa 75 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium, bezogen auf die Masse (92,1 % Wasserstoff und 7,8 % Helium nach Anzahl der Atome); andere chemische Elemente(sog. „Metalle“) enthalten nur 0,2 % Totale Masse. Dieses Verhältnis ändert sich langsam im Laufe der Zeit, wenn Wasserstoff im Sonnenkern in Helium umgewandelt wird.

Innere Struktur der Sonne

Die Sonne ist ein kugelsymmetrischer Körper im Gleichgewicht. Überall im gleichen Abstand vom Mittelpunkt dieser Kugel Physische Verfassung sind gleich, verändern sich jedoch merklich, wenn sie sich der Mitte nähern. . Die Sonne kann in mehrere konzentrische Schichten unterteilt werden, die sich allmählich ineinander verwandeln (Abb. 3). Im Zentrum der Sonne erreichen Temperatur und Dichte höchste Werte. Die Bedingungen im Sonnenkern (der etwa 25 % seines Radius einnimmt) sind extrem extrem. Die Temperatur erreicht 15,6 Millionen Grad Kelvin und der Druck erreicht 250 Milliarden Atmosphären. Das Gas im Kern ist mehr als 150-mal dichter als Wasser. Kernreaktionen und die damit einhergehende Energiefreisetzung treten am intensivsten in der Nähe des Sonnenzentrums auf. Je weiter man sich vom Zentrum der Sonne entfernt, desto geringer werden Temperatur und Dichte, die Energiefreisetzung hört schnell auf, und zwar bis zu einer Entfernung von 0,2–0,3 Radien vom Zentrum. Bei einem Abstand vom Zentrum von mehr als 0,3 Radius sinkt die Temperatur auf weniger als 5 Millionen Grad. Ergebend Kernreaktionen kommen hier praktisch nicht vor. Diese Schichten lassen nur Strahlung aus größeren Tiefen nach außen durch, die von den darüber liegenden Schichten absorbiert und wieder abgestrahlt wird. Auf den letzten 20 % des Weges zur Oberfläche erfolgt die Energieübertragung durch Konvektion und nicht durch Strahlung. Konvektion ist die Bewegung der Materie als Ganzes, in Strömungen oder Blasen, ähnlich wie kochendes Wasser. Riesige Ströme heißen Gases steigen nach oben und geben dort ihre Wärme ab Umfeld, und das abgekühlte Solargas fällt nach unten.

Atmosphäre der Sonne

Alle oben besprochenen Schichten der Sonne sind tatsächlich nicht beobachtbar. Oberhalb der Konvektionszone befinden sich die direkt beobachtbaren Schichten der Sonne, die sogenannte Atmosphäre. Auch die Sonnenatmosphäre besteht aus mehreren verschiedene Schichten. Im Aufbau der äußeren Schichten der Sonne werden die Photosphäre („Lichtsphäre“, übersetzt aus dem Griechischen), die Chromosphäre („Lichtsphäre“) und die Korona unterschieden.

Photosphäre

Sichtbar Sonnenoberfläche - Photosphäre- Dabei handelt es sich um eine etwa 700 km dicke Gasschicht, in der sich die auf die Erde gelangende Sonnenstrahlung bildet. Genau durch die Mitte dieser Schicht wird die bedingte Oberfläche unseres Sterns „gezeichnet“, die für verschiedene Berechnungen verwendet wird, insbesondere zur Messung von Höhen (oben) und Tiefen (unten). In den äußeren, kühleren, verdünnten Schichten der Photosphäre erscheinen Fraunhofer-Absorptionslinien vor dem Hintergrund eines kontinuierlichen Spektrums. Durch die Analyse des Sonnenspektrums, das über 300.000 Absorptionslinien enthält, stellen sie fest chemische Zusammensetzung nicht die Photosphäre, sondern die darüber liegenden Schichten. Wellen, die in der Konvektionszone und in der Photosphäre entstehen, breiten sich in den oberen Schichten der Sonnenatmosphäre aus und übertragen einen Teil davon auf sie mechanische Energie Konvektionsbewegungen und bewirken eine Erwärmung der Gase nachfolgender Schichten der Atmosphäre – der Chromosphäre und der Korona. Dadurch erweisen sich die oberen Schichten der Photosphäre mit einer Temperatur von etwa 4500 K als die „kältesten“ auf der Sonne. Sowohl in der Tiefe als auch oberhalb von ihnen steigt die Temperatur der Gase schnell an.

Teil der Sonnenatmosphäre

Alternative Beschreibungen

Ein Kopfschmuck, der ein Symbol monarchischer Macht ist

Monarch-Attribut

In Russland bis 1917 - ein kostbarer Kopfschmuck des Herrschers als Symbol fürstlicher, königlicher Macht

Krönt Caesar

Kopfschmuck im Zusammenhang mit der berühmten Entdeckung von Archimedes

Zeichen königlicher Würde

Eines der königlichen Insignien

Halo um einen Himmelskörper

Vertuschung durch den Zaren

Mit Juwelen verzierte Königskrone

Königlicher Kopfschmuck

Teil der Atmosphäre eines Sterns

Roman Russischer Schriftsteller O. P. Smirnova „Northern...“

Was ist eine Tiara?

Symbol der Macht auf dem Kopf

lateinisch „Krone“

Kopfschmuck des Monarchen

Die Elusive Ones brachten sie zurück

Krone des Königs

Königskrone

Ein königliches Kleid

Krönt den König

Sternbild Süd...

goldene Krone

Krone (lateinisch)

Kopfschmuck des Königs

Was der Kopf des Monarchen tut

Königskrone

Königlicher kostbarer Kopfschmuck

Die Krone seiner Majestät

Solarkrone

Königliche Schokoladenmarke

Diadem

Solar-Kopfschmuck

Gegenstand auf dem königlichen Kopf platziert

Symbol monarchischer Macht

. (Krone) gezackte Verzierung oben auf der Krone der Ikone

Monarchhut

Schokolade mit einem königlichen Namen

Kostbarer Kopfschmuck

Symbol königlicher Macht

Kaiserkrone

Mexikanisches Bier

Was ist auf dem Kopf des Königs?

Königshut

Kopfschmuck der Monarchen

Mit Juwelen verzierte Königskrone

Kostbarer Kopfschmuck, ein Gegenstand der Palastzeremonie

Halo um einen Himmelskörper

G. Kopfschmuck aus Gold mit teuren Steinen; Dies ist eines der Insignien der Herrscher: eine Krone, ein goldener Rand, der durch Bögen auf der Krone zusammengehalten wird, mit herkömmlichen Zeichen für den Grad des Herrscherrangs. Die päpstliche Krone wird Tiara genannt. Eiserne lombardische Krone, spätes 6. Jahrhundert. Karl der Große und Napoleon der Erste wurden gekrönt. Finanzministerium, Regierung. Ein Beamter der Krone, nicht durch Wahl. Kronenwall, Brüstung, Militär. seine obere Ebene. Die Krone wird ablenken. Dekoration in Form einer Krone; olon. Kopfschmuck für Mädchen, Band. Krone, bezogen auf die Krone, den Staat, aus der Staatskasse oder im Staatsbesitz. Kronenförmig, kronenförmig, kronenförmig, in Form einer Krone gefertigt. Jemanden krönen, die Krone zum ersten Mal auf das Haupt einer souveränen Person setzen, den feierlichen kirchlichen Ritus der Inthronisierung durchführen; um das Königreich zu krönen. -sya, gekrönt werden; Kröne dich selbst. Krönung Mi. Krönung w. dieses Ritual durchführen; Erstens, Bedeutung Aktionen; zweitens, Bedeutung Veranstaltungen und die Feier selbst

lateinisch „Krone“

Königliche Schokoladenmarke

Der Roman des russischen Schriftstellers O. P. Smirnov „Northern…“

Solar-Kopfschmuck

Was ist eine Tiara?

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Der Kopfschmuck von Führungskräften ist in einer Republik unangemessen

Die Uschanka gehört dem Bauern, aber dem Zaren?