Meitä lähin tähti on tietysti aurinko. Etäisyys Maasta siihen on kosmisten parametrien suhteen hyvin pieni: Auringosta Maahan auringonvalo kestää vain 8 minuuttia.

Aurinko ei ole tavallinen keltainen kääpiö, kuten aiemmin luultiin. Tämä on aurinkokunnan keskusrunko, jonka ympärillä planeetat pyörivät Suuri määrä raskaita elementtejä. Tämä on tähti, joka muodostui useiden supernovaräjähdyksen jälkeen, jonka ympärille planeettajärjestelmä. Sijaintinsa vuoksi lähellä ihanteelliset olosuhteet, elämä syntyi kolmannella planeetalla Maa. Aurinko on jo viisi miljardia vuotta vanha. Mutta katsotaan miksi se loistaa? Mikä on Auringon rakenne ja mitkä ovat sen ominaisuudet? Mikä häntä odottaa tulevaisuudessa? Kuinka merkittävä vaikutus sillä on maapalloon ja sen asukkaisiin? Aurinko on tähti, jonka ympäri aurinkokunnan kaikki 9 planeettaa, mukaan lukien meidän. 1 a.u. ( astronominen yksikkö) = 150 miljoonaa km - sama on keskimääräinen etäisyys Maan ja Auringon välillä. Aurinkokunta sisältää yhdeksän suuret planeetat, noin sata satelliittia, monia komeettoja, kymmeniä tuhansia asteroideja (pienplaneettoja), meteoroideja ja planeettojen välistä kaasua ja pölyä. Kaiken tämän keskellä on aurinkomme.

Aurinko on paistanut miljoonia vuosia, minkä vahvistaa moderni biologista tutkimusta saatu sinilevien jäännöksistä. Muuta Auringon pinnan lämpötilaa vähintään 10%, ja maapallolla kaikki elämä kuolisi. Siksi on hyvä, että tähtemme säteilee tasaisesti energiaa, joka tarvitaan ihmiskunnan ja muiden maan päällä olevien olentojen vaurauteen. Maailman kansojen uskonnoissa ja myyteissä aurinko on aina ollut pääsijalla. Lähes kaikissa antiikin kansoissa aurinko oli tärkein jumaluus: Helios - muinaisten kreikkalaisten keskuudessa, Ra - muinaisten egyptiläisten auringonjumala ja Yarilo slaavien keskuudessa. Aurinko toi lämpöä, satoa, kaikki kunnioittivat sitä, koska ilman sitä maapallolla ei olisi elämää. Auringon koko on vaikuttava. Esimerkiksi Auringon massa on 330 000 kertaa lisää massaa Maa, ja sen säde on 109 kertaa suurempi. Mutta tähtikappaleemme tiheys on pieni - 1,4 kertaa suurempi kuin veden tiheys. Pinnan täplien liikkeen huomasi Galileo Galilei itse, mikä todistaa, että aurinko ei seiso paikallaan, vaan pyörii.

auringon konvektiivinen vyöhyke

Radioaktiivinen vyöhyke on noin 2/3 Auringon sisähalkaisijasta ja säde on noin 140 tuhatta km. Siirtyessään pois keskustasta fotonit menettävät energiansa törmäyksen vaikutuksesta. Tätä ilmiötä kutsutaan konvektioilmiöksi. Tämä on samanlainen prosessi, joka tapahtuu kiehuvassa kattilassa: lämmityselementistä tulee paljon energiaa Lisäksi johtuessa poistetun lämmön määrä. Kuuma vesi, joka sijaitsee tulen läheisyydessä, nousee ja kylmempi putoaa alas. Tätä prosessia kutsutaan sopimukseksi. Konvektion merkitys on, että tiheämpi kaasu jakautuu pinnalle, jäähtyy ja menee jälleen keskustaan. Sekoitusprosessi sisään konvektiivinen vyöhyke Aurinkoa tarjotaan jatkuvasti. Katsomalla kaukoputken läpi Auringon pintaa, voit nähdä sen rakeisen rakenteen - rakeet. Tunne on, että se koostuu rakeista! Tämä johtuu fotosfäärin alla tapahtuvasta konvektiosta.

auringon fotosfääri

Ohut kerros (400 km) - Auringon fotosfääri, sijaitsee suoraan konvektiivisen vyöhykkeen takana ja edustaa "todellista auringon pintaa", joka näkyy Maasta. Ranskalainen Janssen valokuvasi fotosfäärissä olevat rakeet ensimmäistä kertaa vuonna 1885. Keskimääräinen rake on kooltaan 1000 km, liikkuu 1 km/s nopeudella ja on olemassa noin 15 minuuttia. Päiväntasaajan osassa voidaan havaita fotosfäärin tummia muodostumia, jotka sitten siirtyvät. Vahvimmat magneettikentät ovat tällaisten pisteiden tunnusmerkki. MUTTA tumma väri saatu ympäröivään fotosfääriin verrattuna alhaisemmasta lämpötilasta.

Auringon kromosfääri

Auringon kromosfääri (värillinen pallo) - tiheä kerros(10 000 km) aurinkokehästä, joka sijaitsee aivan fotosfäärin takana. Kromosfäärin tarkkailu on melko ongelmallista, koska se sijaitsee lähellä fotosfääriä. Se näkyy parhaiten, kun Kuu sulkee fotosfäärin, ts. aikana auringonpimennyksiä.

Auringon kohokohdat ovat valtavia vetypäästöjä, jotka muistuttavat hehkuvia pitkiä filamentteja. Kohteet kohoavat pitkiin etäisyyksiin saavuttaen Auringon halkaisijan (1,4 miljoonaa km), liikkuen noin 300 km/s nopeudella ja samalla lämpötila saavuttaa 10 000 astetta.

Auringon korona on Auringon ilmakehän ulompi ja laajennettu kerros, joka on peräisin kromosfäärin yläpuolelta. Pituus aurinko korona on erittäin pitkä ja saavuttaa useiden Auringon halkaisijoiden arvot. Tiedemiehet eivät ole vielä saaneet varmaa vastausta kysymykseen, mihin se tarkalleen päättyy.

Auringon koronan koostumus on harvinainen, erittäin ionisoitunut plasma. Se sisältää raskaita ioneja, elektroneja, joissa on heliumin ydin ja protoneja. Koronan lämpötila on 1-2 miljoonaa astetta K suhteessa Auringon pintaan.

Aurinkotuuli on jatkuvaa aineen (plasman) ulosvirtausta aurinkoilmakehän ulkokuoresta. Se sisältää protoneja, atomiytimet ja elektroneja. Nopeus aurinkotuuli voi vaihdella 300 km/s - 1500 km/s Auringossa tapahtuvien prosessien mukaisesti. Aurinkotuuli leviää koko aurinkokunnassa ja vuorovaikutuksessa sen kanssa magneettikenttä Maa, puhelut erilaisia ​​ilmiöitä joista yksi on revontulet.

Auringon ominaisuudet

Auringon massa: 2∙1030 kg (332 946 Maan massaa)
Halkaisija: 1 392 000 km
Säde: 696 000 km
Keskimääräinen tiheys: 1 400 kg/m3
Aksiaalinen kallistus: 7,25° (suhteessa ekliptiikan tasoon)
Pintalämpötila: 5 780 K
Lämpötila Auringon keskellä: 15 miljoonaa astetta
Spektriluokka: G2 V
Keskimääräinen etäisyys Maasta: 150 miljoonaa km
Ikä: 5 miljardia vuotta
Kiertoaika: 25.380 päivää
Valoteho: 3,86∙1026W
Näkyy suuruus: 26,75 m

Tähdet on valmistettu kokonaan kaasusta. Mutta niiden ulkokerroksia kutsutaan myös ilmakehäksi.

Auringon ilmakehä alkaa 200-300 kilometrin etäisyydeltä. syvemmälle näkyvä reuna aurinkolevy. Näitä ilmakehän syvimpiä kerroksia kutsutaan fotosfääriksi. Koska niiden paksuus on enintään yksi kolme tuhannesosaa auringon säteestä, fotosfääriä kutsutaan joskus ehdollisesti Auringon pinnaksi. Kaasun tiheys fotosfäärissä on suunnilleen sama kuin maan stratosfäärissä ja satoja kertoja pienempi kuin maan pinnalla. Fotosfäärin lämpötila laskee 8000 K:iin 300 km:n syvyydessä. jopa 4000 K ylimmissä kerroksissa. Teleskoopin kanssa iso nousu fotosfäärin hienoja yksityiskohtia voi havaita: se kaikki näyttää olevan täynnä pieniä kirkkaita rakeita - rakeita, joita erottaa kapeiden tummien polkujen verkosto. Rakeistuminen on seurausta nousevien lämpimämpien kaasuvirtojen ja laskevien kylmempien kaasuvirtojen sekoittumisesta. Niiden välinen lämpötilaero ulkokerroksissa on suhteellisen pieni, mutta syvemmällä, konvektiivisella vyöhykkeellä, se on suurempi ja sekoittuminen tapahtuu paljon intensiivisemmin. Konvektio Auringon ulkokerroksissa pelaa valtava rooli, määrittelevä yleinen rakenne tunnelmaa. Loppujen lopuksi se on konvektio monimutkaista vuorovaikutusta Auringon magneettikentillä on syynä kaikkiin erilaisiin ilmenemismuotoihin auringon aktiivisuus. Fotosfääri siirtyy vähitellen auringon ilmakehän harvinaisempiin ulompiin kerroksiin - kromosfääriin ja koronaan.

Kromosfääri (kreikaksi "valopallo") on saanut nimensä sen punertavan violetin värin vuoksi. Se näkyy täydellisen auringonpimennyksen aikana repaleisena kirkkaana renkaana Kuun mustan kiekon ympärillä, joka on juuri varjostanut Auringon. Kromosfääri on hyvin heterogeeninen ja koostuu pääasiassa pitkänomaisista pitkänomaisista kielistä (spicules), mikä antaa sille palavan ruohon vaikutelman. Näiden kromosfäärisuihkujen lämpötila on 2-3 kertaa korkeampi kuin fotosfäärissä, ja tiheys on satoja tuhansia kertoja pienempi. Kokonaispituus kromosfääri - 10-15 tuhatta km. Kromosfäärin lämpötilan nousu selittyy aaltojen ja magneettikenttien etenemisellä, jotka tunkeutuvat siihen konvektiiviselta vyöhykkeeltä. Aine kuumenee samalla tavalla kuin jos se tapahtuisi jättiläisessä mikroaaltouuni. Hiukkasten lämpöliikkeen nopeudet lisääntyvät, niiden väliset törmäykset yleistyvät ja atomit menettävät kykynsä ulkoiset elektronit: aine muuttuu kuumaksi ionisoituneeksi plasmaksi. Nämä samat fyysisiä prosesseja ylläpitää epätavallisen korkeaa lämpötilaa auringon ilmakehän uloimpien kerrosten, jotka sijaitsevat kromosfäärin yläpuolella. Usein auringonpimennysten aikana auringon pinnan yläpuolella voidaan havaita omituisen muotoisia "suihkulähteitä", "pilviä", "suppiloita", "pensaita", "kaareja" ja muita kirkkaasti valoisia muodostelmia kromosfääriaineesta. Nämä ovat aurinkoilmakehän mahtavimpia muodostelmia - näkymiä. Niillä on suunnilleen sama tiheys ja lämpötila kuin kromosfäärillä. Mutta ne ovat sen yläpuolella ja niitä ympäröivät korkeammat, erittäin harvinaiset aurinkokehän yläkerrokset. Prominenssit eivät putoa kromosfääriin, koska niiden ainetta tukevat magneettikentät aktiiviset alueet Aurinko. Joitakin näkyvyyttä, kun on ollut pitkä aika ilman havaittavia muutoksia ne näyttävät yhtäkkiä räjähtävän, ja niiden aines sinkoutuu planeettojen väliseen avaruuteen satojen kilometrien sekunnissa nopeudella.

Toisin kuin kromosfääri ja fotosfääri, Auringon ilmakehän uloimmalla osalla - koronalla - on valtava ulottuvuus: se ulottuu miljoonien kilometrien päähän, mikä vastaa useita auringon säteitä. Auringon koronan aineen tiheys laskee korkeuden myötä paljon hitaammin kuin ilman tiheys maan ilmakehään. Korona on parhaiten havaittavissa aikana täysi vaihe auringonpimennys. Pääominaisuus kruunu on säteilevä rakenne. Koronaalisäteet ovat muodoltaan monenlaisia: joskus ne ovat lyhyitä, joskus pitkiä, joskus säteet ovat suoria ja joskus voimakkaasti kaarevia. Yleinen muoto aurinkokorona muuttuu ajoittain. Se liittyy yhdentoista vuoden sykli auringon aktiivisuus. Sekä aurinkokoronan kokonaiskirkkaus että muoto muuttuvat. Maksimiaikana auringonpilkkuja sillä on suhteellisen pyöreä muoto. Kun täpliä on vähän, koronan muoto pitenee, kun taas koronan kokonaiskirkkaus heikkenee. Joten Auringon korona on sen ilmakehän uloin osa, harvinaisin ja kuumin. Lisäämme, että se on myös lähinnä meitä: käy ilmi, että se ulottuu kauas Auringosta plasmavirran muodossa, joka liikkuu jatkuvasti siitä - aurinkotuulen. Itse asiassa elämme aurinkokoronan ympäröimänä, vaikka se on suojattu sen läpäisevältä säteilyltä luotettavalla esteellä, joka on maan magneettikentän muodossa.

Aurinko, huolimatta siitä, että se on listattu « keltainen kääpiö» niin iso, että emme voi edes kuvitella. Kun sanomme, että Jupiterin massa on 318 Maan massaa, se näyttää uskomattomalta. Mutta kun saamme selville, että 99,8 % kaiken aineen massasta on Auringossa, tämä on yksinkertaisesti käsittämätöntä.

Viime vuosien aikana olemme oppineet paljon siitä, kuinka "meidän" tähtemme toimii. Vaikka ihmiskunta ei ole keksinyt (ja tuskin koskaan keksikään) tutkimusluotainta, joka pystyy fyysisesti lähestymään aurinkoa ja ottamaan näytteitä sen aineesta, olemme jo varsin tietoisia sen koostumuksesta.

Fysiikan ja mahdollisuuksien tuntemus antaa meille mahdollisuuden sanoa tarkalleen, mistä aurinko koostuu: 70% sen massasta on vetyä, 27% - heliumia, muita alkuaineita (hiili, happi, typpi, rauta, magnesium ja muut) - 2,5%.

Kuitenkin vain tämä kuiva tilasto, tietomme, onneksi, ei ole rajoitettu.

Mitä on auringon sisällä

Nykyaikaisten laskelmien mukaan Auringon suoliston lämpötila saavuttaa 15 - 20 miljoonaa celsiusastetta, tähden aineen tiheys saavuttaa 1,5 grammaa kuutiosenttimetriä kohden.

Auringon energian lähde on jatkuvasti käynnissä oleva ydinreaktio, joka etenee syvällä pinnan alla, minkä ansiosta se säilyy korkea lämpötila valaisimia. Syvällä Auringon pinnan alla vety muuttuu heliumiksi ydinreaktiossa, johon liittyy energian vapautumista.
"Vyöhyke ydinfuusio» Aurinkoa kutsutaan auringon ydin ja sen säde on noin 150-175 tuhatta km (jopa 25 % Auringon säteestä). Auringon ytimen aineen tiheys on 150 kertaa veden tiheys ja lähes 7 kertaa auringon tiheys. tiheää ainetta maan päällä: osmium.

Tiedemiehet tietävät kaksi tyyppiä lämpöydinreaktiot virtaa tähtien sisällä: vetykierto ja hiilikierto. Lähinnä Auringossa vetykierto, joka voidaan jakaa kolmeen vaiheeseen:

• vetyytimet muuttuvat deuteriumytimiksi (vedyn isotooppiksi)
• vetyytimet muuttuvat epästabiilin heliumisotoopin ytimiksi
• ensimmäisen ja toisen reaktion tuotteet liittyvät heliumin stabiilin isotoopin (Helium-4) muodostumiseen.

Joka sekunti 4,26 miljoonaa tonnia tähtiainetta muuttuu säteilyksi, mutta Auringon painoon verrattuna tämäkin uskomaton arvo on niin pieni, että se voidaan jättää huomiotta.

Lämmön vapautuminen Auringon suolistosta tapahtuu absorptiolla elektromagneettinen säteily alhaalta tulevaa ja sen edelleen uudelleensäteilytystä.

Lähempänä auringon pintaa sisätiloista säteilevä energia siirtyy pääasiassa konvektioalue Aurinko käyttää prosessia konvektio- aineen sekoittaminen ( lämpimiä puroja aineet nousevat lähemmäs pintaa, kylmät uppoavat).
Konvektiovyöhyke sijaitsee noin 10 %:n syvyydessä auringon halkaisija ja ulottuu melkein tähden pintaan.

Auringon tunnelma

Konvektiovyöhykkeen yläpuolella alkaa Auringon ilmakehä, jossa energian siirto tapahtuu jälleen säteilyn avulla.

Photosphere kutsutaan auringon ilmakehän alemmaksi kerrokseksi - auringon näkyväksi pinnaksi. Sen paksuus vastaa noin 2/3 yksikön optista paksuutta ja tuumaa absoluuttiset arvot fotosfääri saavuttaa 100-400 km paksuuden. Photosphere on lähde näkyvää säteilyä Aurinko, lämpötila vaihtelee välillä 6600 K (alkuvaiheessa) - 4400 K (fotosfäärin yläreunassa).

Itse asiassa Aurinko näyttää täydelliseltä ympyrältä, jolla on selkeät rajat, vain siksi, että sen kirkkaus pienenee fotosfäärin reunalla 100 kertaa alle kaaren sekunnissa. Tästä johtuen aurinkolevyn reunat ovat huomattavasti vähemmän kirkkaat kuin keskusta, niiden kirkkaus on vain 20% levyn keskustan kirkkaudesta.

Kromosfääri- toinen ilmakehän kerros aurinko, ulkokuori tähdet, noin 2000 km paksut, ympäröivät fotosfääriä. Kromosfäärin lämpötila nousee korkeuden myötä 4 000 K:sta 20 000 K:iin. Kun tarkkailemme aurinkoa maasta, emme näe kromosfääriä sen alhaisen tiheyden vuoksi. Se voidaan havaita vain auringonpimennysten aikana - voimakas punainen hehku aurinkokiekon reunojen ympärillä, tämä on tähden kromosfääri.

aurinko korona- aurinkokehän viimeinen ulkokuori. Korona koostuu näkyvistä ja energiapurkauksista, jotka purkavat ja purkavat useita satojatuhansia ja jopa yli miljoona kilometriä avaruuteen muodostaen aurinkoinen tuuli. Keskimääräinen koronan lämpötila on jopa 2 miljoonaa K, mutta voi nousta jopa 20 miljoonaan K. Kuitenkin, kuten kromosfäärin tapauksessa, aurinkokorona näkyy maasta vain pimennysten aikana. Liian paljon alhainen tiheys aurinkokoronan materiaali ei salli sen havaitsemista normaaleissa olosuhteissa.

aurinkoinen tuuli

aurinkoinen tuuli- Varautuneiden hiukkasten (protonien ja elektronien) virta, jota lähettävät tähden ilmakehän kuumentuneet ulkokerrokset ja joka ulottuu meidän rajoillemme planeettajärjestelmä. Valaisin menettää miljoonia tonneja massastaan ​​joka sekunti tämän ilmiön vuoksi.

Maapallon kiertoradan lähellä aurinkotuulen hiukkasten nopeus saavuttaa 400 kilometriä sekunnissa (ne liikkuvat pitkin meidän tähtijärjestelmä yliääninopeudella), ja aurinkotuulen tiheys on useista useisiin kymmeniin ionisoituneita hiukkasia kuutiosenttimetriä kohden.

Se on aurinkotuuli, joka armottomasti "löittää" planeettojen ilmakehän ja "puhaltaa" sen sisältämät kaasut ulkoavaruus, hän on suurelta osin vastuussa . Planeetan magneettikenttä antaa maapallolle mahdollisuuden vastustaa aurinkotuulta, joka toimii näkymätönnä suojana aurinkotuulta vastaan ​​ja estää ilmakehän atomien virtaamisen ulkoavaruuteen. Kun aurinkotuuli törmää planeetan magneettikenttään, optinen ilmiö jota me kutsumme maan päällä Revontulet mukana magneettinen myrsky.

Aurinkotuulen hyöty on kuitenkin myös kiistaton - hän on se, joka "puhaltaa". aurinkokunta ja kosminen säteily galaktista alkuperää - ja siksi se suojaa tähtijärjestelmäämme ulkoiselta, galaktiselta säteilyltä.

Kauneutta etsimässä revontulia, on vaikea uskoa, että nämä välähdykset - näkyvä merkki aurinkotuuli ja Maan magnetosfääri

Jokaisen tähden, Auringon mukaan lukien, erikoinen "passi" on sen spektri. Auringon spektriin on rekisteröity yli 30 000 linjaa, jotka kuuluvat 72 kemialliseen alkuaineeseen. Tietenkin muut 20 elementtiä ovat "läsnä" Auringossa. Heidän linjansa ovat vain heikot ja huomaavat ne päällä yleinen tausta ei helppoa. Tällä hetkellä Auringon massasta on noin 75 % vetyä ja 25 % heliumia (92,1 % vetyä ja 7,8 % heliumia atomien lukumäärän mukaan); muu kemiallisia alkuaineita(niin sanotut "metallit") sisältävät vain 0,2 % kokonaispaino. Tämä suhde muuttuu hitaasti ajan myötä, kun vety muuttuu heliumiksi auringon ytimessä.

Auringon sisäinen rakenne

Aurinko on pallosymmetrinen tasapainoelin. Kaikkialla yhtä etäisyydellä tämän pallon keskustasta fyysiset olosuhteet ovat samat, mutta ne muuttuvat huomattavasti lähestyessään keskustaa. . Aurinko voidaan jakaa useisiin samankeskisiin kerroksiin, jotka siirtyvät vähitellen toisiinsa (kuva 3). Auringon keskellä lämpötila ja tiheys saavuttavat korkeimmat arvot. Olosuhteet auringon ytimessä (joka vie noin 25 % säteestään) ovat erittäin äärimmäiset. Lämpötila saavuttaa 15,6 miljoonaa Kelvin-astetta ja paine 250 miljardia ilmakehää. Ytimen kaasu on yli 150 kertaa vettä tiheämpää. Ydinreaktiot ja niihin liittyvä energian vapautuminen tapahtuvat voimakkaimmin lähellä Auringon keskustaa. Kun siirryt pois Auringon keskustasta, lämpötila ja tiheys pienenevät, energian vapautuminen pysähtyy nopeasti ja jopa 0,2-0,3 säteen etäisyydelle keskustasta. Yli 0,3 säteen etäisyydellä keskustasta lämpötila laskee alle 5 miljoonan asteen. Tuloksena ydinreaktiot täällä ei tapahdu melkein koskaan. Nämä kerrokset välittävät ulkopuolelle vain suuremmalla syvyydellä syntyneen säteilyn, jonka päällä olevat kerrokset absorboivat ja lähettävät uudelleen. Viimeiset 20 % matkasta pintaan kuljetetaan konvektiolla, ei säteilyllä. Konvektio on aineen liikettä kokonaisuutena virrassa tai kuplassa samalla tavalla kuin kiehuva vesi käyttäytyy. Valtavat kuuman kaasun virrat nousevat ylös, missä ne luovuttavat lämpöään ympäristöön, ja jäähdytetty aurinkokaasu laskee.

Auringon tunnelma

Kaikki edellä mainitut Auringon kerrokset eivät itse asiassa ole havaittavissa. Konvektiivisen vyöhykkeen yläpuolella on suoraan havaittavissa olevia Auringon kerroksia, joita kutsutaan sen ilmakehäksi. Auringon ilmakehä koostuu myös useista eri kerroksia. Auringon ulkokerrosten rakenteessa erotetaan fotosfääri ("valopallo", käännetty kreikaksi), kromosfääri ("valopallo") ja kruunu.

Photosphere

Näkyy aurinkoinen pinta - valokuvapallo- Tämä on noin 700 km:n paksuinen kaasukerros, jossa muodostuu Maahan tuleva auringonsäteily. Tämän kerroksen keskeltä "piirretään" tähtemme ehdollinen pinta, jota käytetään erilaisiin laskelmiin, erityisesti - lukukorkeudet (ylös) ja syvyydet (alas). Fotosfäärin uloimmissa, kylmissä, harvinaisissa kerroksissa Fraunhoferin absorptioviivat näkyvät jatkuvan spektrin taustalla. Analysoimalla auringon spektriä, joka sisältää yli 300 tuhatta absorptioviivaa, saadaan selville kemiallinen koostumus ei fotosfääriä, vaan sen yläpuolella olevia kerroksia. Auringon ilmakehän ylempiin kerroksiin leviäessään konvektiivisella vyöhykkeellä ja fotosfäärissä syntyneet aallot välittävät niihin osan mekaaninen energia konvektiivisia liikkeitä ja tuottavat ilmakehän seuraavien kerrosten - kromosfäärin ja koronan - kaasujen kuumenemisen. Tämän seurauksena fotosfäärin ylemmät kerrokset, joiden lämpötila on noin 4500 K, osoittautuvat Auringon "kylmimmiksi". Sekä syvälle niihin että niistä ylöspäin kaasujen lämpötila nousee nopeasti.

osa auringon tunnelmaa

Vaihtoehtoiset kuvaukset

Päähine, joka on monarkkisen vallan symboli

monarkin ominaisuus

Venäjällä vuoteen 1917 asti - hallitsijan arvokas pääkoriste ruhtinaallisen kuninkaallisen vallan symbolina

Kruunaava Caesar

Päähine liittyy kuuluisaan Arkhimedes-löytöyn

Kuninkaallisen arvon kunniamerkki

Yksi monarkkisista kuninkaallisista kunniakirjoista

Halo taivaanvartalon ympärillä

Kuninkaallinen huppu

Jalokivillä koristeltu kuninkaallinen kruunu

kuninkaallinen päähine

Osa tähden tunnelmaa

romaani venäläinen kirjailija O. P. Smirnova "Pohjoinen..."

Mikä on tiara?

Voiman symboli päässä

latinalainen "kruunu"

Monarch päähine

Elusive toi hänet takaisin

Kuninkaan kruunu

kuninkaallinen kruunu

Kuninkaalle sopiva mekko

kruunaa kuninkaan

Etelän tähtikuvio...

kultainen kruunu

kruunu (latinalainen)

Kuninkaan päähine

Mihin monarkin pää on kiireinen

kuninkaallinen kruunu

Kuninkaallinen jalokivipäähine

Hänen Majesteettinsa kruunu

aurinkoinen kruunu

"Kuninkaallisen" suklaan merkki

Diadeemi

Solar päähine

Aiheena kuninkaan päähän asettaminen

Monarkkisen vallan symboli

. (koruna) rosoinen koristelu ikonin kruunun päällä

Monarch lippis

Kuninkaallinen suklaa

Arvokas päähine

Kuninkaallisen symboli

Keisarin kruunu

meksikolaista olutta

Mitä kuninkaan päässä on?

Kuninkaan hattu

Monarkkien päähine

Jalokivillä koristeltu kuninkaallinen kruunu

Arvokas päähine, palatsin seremoniallinen esine

Halo taivaanvartalon ympärillä

G. kultainen pääkoriste kalliilla kivillä; tämä on yksi kuninkaallisista, suvereenien henkilöiden omaisuudesta: kruunu, kultainen reunus, jonka kruunun kaaret yhdistävät ja joissa on ehdollisia omistusarvon asteen merkkejä. Paavin kruunua kutsutaan tiaraksi. Iron Lombard -kruunu, 600-luvun loppu. Kaarle Suuri ja Napoleon I kruunattiin. Valtiovarainministeriö, hallitus. Virkamies kruunusta, ei vaaleilla. Kruunuvarsi, kaide, armeija. sen ylätaso. Kruunu heikentää. koristelu kruunun muodossa; olon. tytön päähine, nauha. Kruunu, joka liittyy kruunuun, osavaltioon, kassasta tai osavaltiosta. Kruunun muotoinen, kruunun muotoinen, -muotoinen, tehty kruunun muotoiseksi. kruunata kenet ensimmäistä kertaa asettaa kruunu suvereenin henkilön päähän, suorittaa juhlallinen kirkollinen valtaistuimelle asettamisen seremonia; kruunaa valtakunnan. -Xia, kruunattava; kruunaa itsesi. Kruunaus vrt. kruunaus tämän riitin suoritus; ensinnäkin merkityksessä Toiminnot; toiseksi merkityksessä tapahtumia ja juhlia

latinalainen "kruunu"

"Kuninkaallisen" suklaan merkki

Venäläisen kirjailijan O. P. Smirnovin romaani "Pohjoinen ..."

Solar päähine

Mikä on tiara

Mitä kuninkaan päässä on

Kuninkaan kruunu

Tasavallassa sopimattomat ohjauspäähineet

Ushanka - talonpojalle, mutta kuninkaalle?