Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - III. Promieniowanie i budowa słońca
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
68
ści: rozciągać się ona może na długość kilkn średnic słone-
cznych poza tarczą słoneczną. Obserwować ją można tylko
przy zupełnych zaćmieniach słońca. Fig. 30—32 dają pewne
pojęcie o tern szczególnem zjawisku.
-Jeśli plam słonecznych jest niewiele, to z części równi-
kowych promienie korony rozciągają się jak wielkie miotły,
F ig. 30.
F otografia koro n y słonecznej 1900 ro k u (w edług L an g ley ’a i A b o tt’a) p rzed staw ia
w ygląd k o ro n y w la ta ch m in im u m p lam słonecznych.
zaś słabe jej promienie przy biegunach słońca są zagięte kn
równikowi, podobnie jak linie sił na około biegunów magnesu
(fig. 30).
Z tego powodu przyjmujemy, że słońce działa jak silny
magnes, którego bieguny leżą w bliskości biegunów słońca.
W latach obfitych w plamy słoneczne rozdział promieni ko-
rony jest bardziej równomierny (fig. 31). Podczas mniejszej
liczby plam słonecznych, mnóstwo promieni zdaje się wycho-
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
