Moving Average Schleife

Permanent Magnet Moving Coil Instrument oder PMMC Instrument Permanent Magnet Moving Coil Instrument Das Permanentmagnet Moving Coil Instrument oder PMMC Typ Instrument verwendet zwei Permanentmagneten, um stationäres Magnetfeld zu erzeugen. Diese Arten von Instrumenten werden nur für die Messung der DC-Größen verwendet, als ob wir Wechselstrom auf diese Art von Geräten anwenden, wird die Richtung des Stroms während des negativen Halbzyklus umgekehrt und damit die Drehrichtung ebenfalls umgekehrt, was einen mittleren Wert des Drehmoments ergibt Null. Der Zeiger wird sich aufgrund der hohen Frequenz nicht von seiner mittleren Position ablenken, die Nullablesung zeigt. Allerdings kann es den Gleichstrom sehr genau messen. Bewegen wir uns zu den Konstruktionen des Permanentmagneten. Wir werden die Konstruktion dieser Arten von Instrumenten in fünf Teilen sehen und sie werden im Folgenden beschrieben: Stationärer Teil oder Magnetsystem: In der gegenwärtigen Zeit verwenden wir Magneten mit hohen Feldstärken und hoher Koerzitivkraft, anstatt U-förmigen Permanentmagneten mit Weicheisen zu verwenden Polstücke. Die Magnete, die wir heute verwenden, bestehen aus Materialien wie alcomax und alnico, die eine hohe Feldstärke bieten. Bewegliche Spule: Die bewegliche Spule kann sich frei zwischen den beiden Permanentmagneten bewegen, wie in der folgenden Abbildung dargestellt. Die Spule wird mit vielen Windungen aus Kupferdraht gewickelt und auf rechteckiges Aluminium gelegt, das auf geschmiedete Lager geschwenkt wird. Steuerung: Die Feder dient in der Regel als Steuersystem für PMMC-Instrumente. Die Feder dient auch einer weiteren wichtigen Funktion, indem sie den Weg zur Stromzufuhr in die und aus der Spule vorsieht. Dämpfungssystem: Die Dämpfungskraft wird somit durch die Bewegung des Aluminiumformers in dem durch die Permanentmagnete erzeugten Magnetfeld erreicht. Meter: Meter dieser Instrumente besteht aus leichten Zeiger auf freie Bewegung und Skala, die linear oder einheitlich ist und variiert mit dem Winkel haben. Lassen Sie uns einen allgemeinen Ausdruck für Drehmoment in Permanentmagnetbewegungsspuleninstrumenten oder PMMC-Instrumenten herleiten. Wir wissen, daß bei sich bewegenden Spuleninstrumenten das Umlenkdrehmoment durch den Ausdruck T d NBldI gegeben ist, wobei N die Windungszahl ist, B die magnetische Flußdichte im Luftspalt, l die Länge der sich bewegenden Spule, d die Breite der Bewegung ist Spule, Und I ist der elektrische Strom. Nun ist für eine bewegte Spule Instrumente Ablenkung Drehmoment proportional zur aktuellen, mathematisch können wir schreiben T d GI. So vergleichen wir G NBIdl. Im Steady-State haben wir sowohl die Regel - als auch die Ablenkdrehmomente gleich. T c steuert das Drehmoment, bei der Regelung des Drehmoments mit dem Ablenkdrehmoment haben wir GI K. x, wobei x die Ablenkung ist, so dass der Strom gegeben ist. Da die Ablenkung direkt proportional zum Strom ist, benötigen wir eine einheitliche Skala auf dem Zähler zur Strommessung. Nun wollen wir über das Prinzipschaltbild des Amperemeters diskutieren. Wir betrachten eine Schaltung wie unten gezeigt: Es wird der Strom I gezeigt, der am Punkt A in zwei Komponenten zerfällt. Die beiden Komponenten sind I s und I m. Bevor ich die Größenwerte dieser Ströme kommentiere, wollen wir mehr über die Konstruktion des Shunt-Widerstands wissen. Die grundlegenden Eigenschaften des Shuntwiderstandes sind unten beschrieben: Der elektrische Widerstand dieser Shunts sollte sich bei höheren Temperaturen nicht unterscheiden, sie sollten einen sehr niedrigen Wert des Temperaturkoeffizienten besitzen. Auch der Widerstand sollte zeitunabhängig sein. Die letzte und die wichtigste Eigenschaft, die sie besitzen sollten, besteht darin, daß sie in der Lage sein müssen, einen hohen Stromwert ohne großen Temperaturanstieg zu tragen. Normalerweise wird Manganin für die Herstellung von DC-Widerstand verwendet. So können wir sagen, dass der Wert von I s viel größer als der Wert von I m als Widerstand des Shunts niedrig ist. Aus dem wir haben, wobei R s der Widerstand des Shunts ist und R m der elektrische Widerstand der Spule ist. Aus den beiden obigen Gleichungen können wir schreiben: Wo ist m die Vergrößerungskraft des Shunts. Fehler in Permanent Magnet Moving Coil Instruments Es gibt drei Haupttypen von Fehlern: Fehler aufgrund von Permanentmagneten: Aufgrund von Temperatureffekten und Alterung der Magneten kann der Magnet in gewissem Maße seinen Magnetismus verlieren. Die Magnete werden im Allgemeinen durch die Wärme - und Vibrationsbehandlung gealtert. Aufgrund der Alterung der Feder können Fehler in der PMMC-Einheit auftreten. Jedoch sind der Fehler, der durch die Alterung der Feder und die durch einen Permanentmagneten verursachten Fehler verursacht wird, einander entgegengesetzt, so daß beide Fehler miteinander kompensiert werden. Änderung des Widerstandes der sich bewegenden Spule mit der Temperatur: Im allgemeinen sind die Temperaturkoeffizienten des Wertes des Koeffizienten des Kupferdrahts in der sich bewegenden Spule 0,04 pro Grad Celsiusanstieg in der Temperatur. Wegen des niedrigeren Wertes des Temperaturkoeffizienten steigt die Temperatur mit einer schnelleren Rate an und folglich erhöht sich der Widerstand. Aufgrund dieser erheblichen Menge an Fehler verursacht wird. Vorteile von Permanent Magnet Moving Coil Instruments Die Skala ist gleichmäßig aufgeteilt, da der Strom direkt proportional zur Ablenkung des Zeigers ist. Daher ist es sehr einfach, Mengen aus diesen Instrumenten zu messen. Der Stromverbrauch ist bei diesen Geräten ebenfalls sehr gering. Höherer Wert des Drehmoments ist zum Gewichtsverhältnis. Diese haben mehrere Vorteile, ein einziges Instrument kann zum Messen verschiedener Größen verwendet werden, indem verschiedene Werte von Shunts und Multiplikatoren verwendet werden. Anstelle der verschiedenen Vorteile der Permanentmagnet Moving Spule Instrumente oder PMMC Instrument besitzen einige Nachteile. Die Vorteile der Permanent Magnet Moving Coil Instrumente Diese Instrumente können nicht messen ac Mengen. Die Kosten dieser Instrumente sind im Vergleich zu beweglichen Eiseninstrumenten hoch. Kapitelindex in diesem Fenster 151 151 Kapitelindex im separaten Fenster - Bitte unterstützen Sie diese Website Dieses Material (einschließlich Bilder) ist urheberrechtlich geschützt. Siehe meine Urheberrechtsvermerk für fairen Gebrauch Praktiken. Wählen Sie die Fotos aus, um die Originalquelle in einem anderen Fenster anzuzeigen. Alle Links zu anderen Websites werden in einem anderen Fenster angezeigt. Die Sonne und die Planeten sind im gleichen Maßstab dargestellt. Die kleinen terrestrischen Planeten und winzigen Pluto sind in der Box --- die Erde ist der blaue Punkt in der Mitte der Box (Montage von Nick Strobel mit NASA-Bildern erstellt). Die Sonne ist bei weitem das Größte im Sonnensystem. Von seiner Winkelgröße von etwa 0,5 Grad und seinem Abstand von fast 150 Millionen Kilometern ist sein Durchmesser auf 1.392.000 Kilometer festgelegt. Dies ist gleich 109 Erde Durchmesser und fast 10-fache der Größe des größten Planeten, Jupiter. Alle Planeten umkreisen die Sonne wegen ihrer enormen Schwerkraft. Es hat etwa 333.000 mal die Masse Masse und ist über 1.000 mal so massiv wie Jupiter. Es hat so viel Masse, dass es in der Lage ist, sein eigenes Licht zu produzieren. Diese Eigenschaft ist, was Sterne von den Planeten unterscheidet. Was die Sonne aus der Spektroskopie macht, zeigt, dass Wasserstoff etwa 94 des Sonnenmaterials ausmacht, das Helium etwa 6 der Sonne ausmacht und alle anderen Elemente nur 0,13 ausmachen (mit Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff die drei am häufigsten vorkommenden Metalle) --- sie machen 0,11). In der Astronomie wird jedes Atom schwerer als Helium ein Metallatom genannt. Die Sonne hat auch Spuren von Neon, Natrium, Magnesium, Aluminium, Silizium, Phosphor, Schwefel, Kalium und Eisen. Die hier angegebenen Prozentangaben beziehen sich auf die relative Anzahl der Atome. Wenn Sie den Massenanteil verwenden. Finden Sie, dass Wasserstoff 78,5 der Sonnenmasse, Helium 19,7, Sauerstoff 0,86, Kohlenstoff 0,4, Eisen 0,14 macht, und die anderen Elemente sind 0,54. Hier sind die Teile der Sonne aus dem Zentrum und nach außen. Der Kern ist die innerste 10 der Sonnenmasse. Dort wird die Energie aus der Kernfusion erzeugt. Wegen der enormen Schwerkraftverdichtung aus allen darüberliegenden Schichten ist der Kern sehr heiß und dicht. Die Kernfusion erfordert extrem hohe Temperaturen und Dichten. Der Sonnenkern ist etwa 16 Millionen K und hat eine Dichte rund 160 mal die Dichte von Wasser. Dies ist mehr als 20-mal dichter als das dichte Metall-Eisen, das eine Dichte von nur 7 mal die des Wassers hat. Allerdings ist die Sonne Innenraum ist immer noch gasförmig bis hin zum Zentrum wegen der extremen Temperaturen. Es gibt keine geschmolzenen Felsen wie die im Inneren der Erde gefunden. Die Strahlungszone ist, wo die Energie von den superhot Innenraum zu den kälteren äußeren Schichten durch Photonen transportiert wird. Technisch gehört dazu auch der Kern. Die Strahlungszone umfasst das innere etwa 85 des Sonnenradius. Energie in den äußeren 15 des Sonnenradius wird durch die Hauptbewegungen des Gases in einem Prozess transportiert, der Konvektion genannt wird. Bei kühleren Temperaturen sind mehr Ionen in der Lage, die Aussenströmung der Photonenstrahlung effektiver zu blockieren, so dass die Natur in Konvektion tritt, um den Transport von Energie von dem sehr heißen Innenraum in den kalten Raum zu unterstützen. Dieser Teil der Sonne knapp unter der Oberfläche heißt Konvektionszone. Die tiefste Schicht der Sonne, die Sie sehen können, ist die Photosphäre. Das Wort photosphere bedeutet Lichtkugel. Man nennt sie die Oberfläche der Sonne, weil die Photonen endlich in der Lage sind, in den Weltraum zu gelangen. Die Photosphäre ist etwa 500 Kilometer dick. Denken Sie daran, dass die Sonne ist völlig gasförmig, so dass die Oberfläche ist nicht etwas, das Sie landen oder schwimmen könnte. Es ist ein dichtes Gas, das man nicht sehen kann. Es emittiert ein kontinuierliches Spektrum. Mehrere Methoden der Temperaturmessung bestimmen alle, dass die Sonnenphotographie eine Temperatur von etwa 5840 K hat. Eine Methode, genannt Wiens Gesetz. Verwendet die Wellenlänge der Peak-Emission, Peak. Im kontinuierlichen Spektrum der Sonne. Die Temperatur in Kelvin 2,9 215 10 6 Nanometer Spitze. Ein anderes Verfahren verwendet den Energiefluss, der die Erde erreicht, und dem umgekehrten quadratischen Gesetz. Erinnern Sie sich aus dem Kapitel Stellar Properties, dass der Fluss die Energiemenge ist, die pro Sekunde einen Einheitsbereich (z. B. 1 Meter 2) durchläuft. Aus dem inversen quadratischen Gesetz der Helligkeit. Finden Sie, dass der Sonnenfluss auf der Erde Entfernung der Sonnenoberfläche Fluß 215 (SonnenradiusEarths Entfernung) 2 1380 Wattsmeter 2. Da die Suns photosphere ist etwa ein thermischer Radiator, der Fluss der Energie an seiner Oberfläche 215 (die Suns Oberflächentemperatur) 4 Wo ist die Stefan-Boltzmann-Konstante. Umlagerung der Gleichung, der Photosphärentemperatur (Sonnenfluss auf der Erde) 215 (ErdabstandSonnenradius) 2 14. Diese beiden Verfahren geben eine rauhe Temperatur für die Sonne von etwa 5800 K. Die oberen Schichten der Photosphäre sind kälter und weniger dicht als Die tieferen Schichten, so sehen Sie Absorptionslinien im Sonnenspektrum. Welche Elementabsorptionslinien sind vorhanden und ihre Festigkeit hängt empfindlich von der Temperatur ab. Sie können die Absorptionslinienstärken als genaue Temperatursonde verwenden, um eine Temperatur von etwa 5840 K zu messen. Sonnenflecken-Granulation in der Photosphäre (mit freundlicher Genehmigung von Peter N. Brandt) Galileo entdeckte, dass die Sonnenoberfläche mit kleinen dunklen Regionen, sogenannten Sonnenflecken, besprüht wird. Sonnenflecken sind kühlere Regionen auf der Photosphäre. Da sie 1000-1500 K kühler sind als der Rest der Photosphäre, emittieren sie nicht so viel Licht und erscheinen dunkler. Sie können ein paar Tage bis ein paar Monate dauern. Galileo verwendet die länger anhaltenden Sonnenflecken, um die Rotationsmuster der Sonne abzubilden. Da die Sonne gasförmig ist, drehen sich nicht alle Teile derselben mit derselben Geschwindigkeit. Der Solaräquator dreht sich alle 25 Tage, während Regionen mit 30 Grad oberhalb und unterhalb des Äquators 26,5 Tage dauern, um sich zu drehen und Regionen bei 60 Grad vom Äquator nehmen bis zu 30 Tage, um sich zu drehen. Animation beginnt mit Sonnenflecken an verschiedenen Breiten aufgereiht. Die Sequenz endet nach einer Umdrehung des Äquators --- die Sonnenflecken in der Nähe der Pole sind noch nicht erschienen - und die Animation beginnt. Hunderte von Jahren der Beobachtung der Sonnenflecken auf der Sonne zeigt, dass die Anzahl der Sonnenflecken in einem Zyklus mit einem durchschnittlichen Zeitraum von 11 Jahren variiert. Zu Beginn eines Sonnenfleck-Zyklus ist die Anzahl der Sonnenflecken auf einem Minimum und die meisten von ihnen sind bei rund 35deg aus dem Solar-Äquator. Bei Sonnenmaximum, wenn die Sonnenflecken Zahl etwa 5,5 Jahre später spitzt, sind die meisten der Sonnenflecken innerhalb nur 5deg des Solar-Äquators. Sonnenflecken sind Regionen starker Magnetfelder. Dies beeinflusst die Spektrallinien in den Sonnenfleckspektren. Jede Absorptionslinie wird in mehrere Komponenten aufgeteilt. Der Betrag der Trennung zwischen den Komponenten misst die Stärke des Magnetfeldes. Das Magnetfeld ist für den Sonnenfleckzyklus irgendwie verantwortlich. In einem 11-Jahres-Zyklus der führende Sonnenfleck in einer Sunspot-Gruppe haben einen nördlichen magnetischen Pol, während die hinteren Sonnenfleck in der Gruppe haben einen südlichen magnetischen Pol. Im nächsten 11-Jahres-Zyklus werden die Pole wechseln, so dass der Gesamtzyklus 22 Jahre lang ist. Sonnenflecken bilden, wo verdrillte Magnetfeldlinien aus der Photosphäre aufsteigen und dann wieder in die Photosphäre und tieferen Schichten zurückkehren. Die magnetischen Feldlinien unterdrücken die Konvektion an jenen Punkten auf der Photosphäre, so dass die Energie an den Punkten auf der Photosphäre härter ausfällt - sie sind kälter als der Rest der Photosphäre. Bei Sonnen-Maximum gibt es mehr Vorsprünge und Sonneneruptionen. Prominenzen sind helle Wolken von Gas bilden oberhalb der Sonnenflecken in der Chromosphäre, dass die Magnetfeldlinie Schleifen folgen. In der Korona (die Sonnenatmosphäre) bilden sich etwa 40.000 Kilometer über der Oberfläche sogenannte Ruhe. Manchmal bilden sie Schleifen von Wasserstoffgas, während das Gas den Schleifen im Magnetfeld folgt. Ruhige Protuberanzen dauern mehrere Tage bis mehrere Wochen. Überspannungen bis zu einigen Stunden schießen Gas bis zu 300.000 Kilometer über der Photosphäre. Solare Fackeln sind Ausbrüche stärker als Überspannungen (eine Fackel ist in der Sonne Planeten Montage oben gezeigt). Sie dauern nur wenige Minuten bis ein paar Stunden. Sie bilden sich wahrscheinlich, wenn die magnetischen Feldlinien so verdreht werden, daß sie heftig einrasten und das gefangene Material freisetzen. Eine Menge ionisiertes Material wird in einer Fackel ausgestoßen. Anders als das Material in den Protuberanzen bewegt sich das Sonnenflackermaterial mit genügend Energie, um der Schwerkraft der Sonne zu entgehen. Wenn diese Ionenstöße die Erde erreichen, stört sie die Funkkommunikation. Manchmal verursacht eine Sonneneruption Spannungspulse oder Überspannungen in Strom - und Telefonleitungen. Unterbrechungen oder Stromausfälle können auftreten. Menschen, die außerhalb des Schutzes des Erdmagnetfeldes reisen, müssen Abschirmung von den starken Ionen in einem Aufflackern haben. Hochauflösende Beobachtungen der Sonnenoberfläche zeigen ein Wabenmuster namens Granulation aus hellen Flecken der Konvektion von 700 bis 1000 Kilometer (siehe Bild oben). Heißes Gas steigt in der Mitte jedes Körnchens an, das Energie vom Innere zur Oberfläche bringt und unten auf die Grenze eines Körnchens sinkt. Das heiße Gas, das in der Mitte aufsteigt, ist heller als das kühlere Gas, das an den Rändern sinkt. Jedes Granulat dauert etwa 8 Minuten. Hochauflösende Bilder und Filme der Sonnenoberfläche um einen Sonnenfleck finden Sie auf der Webseite des Instituts für Sonnenphysik für den 2002 Nature Artikel und Bild des Monatsabschnitts des Kiepenheuer-Instituts für Sonnenphysik (siehe Archiv). Wenn sie sich von dem Kern zu der Oberfläche der Sonne bewegen, verringern sich die Temperatur und die Dichte des Gases. Dieser Trend in der Dichte geht nach außen in der Sonne Atmosphäre. Die Temperatur steigt jedoch über die Photosphäre. Die Ursache der Temperaturerhöhung ist nicht bekannt, aber es beinhaltet eine Kombination von Schallwellen und magnetischen Wellen aus Schütteln magnetischen Schleifen über Sonnenflecken, zahlreiche Nanoflares und wackelnd Jets in der Chromosphäre als Spicules bekannt, um die Atmosphäre zu heizen. Während der Sonnenfinsternis kann eine dünne rosa Schicht am Rande des dunklen Mondes gesehen werden. Diese bunte Schicht heißt die Chromosphäre (es bedeutet Farbkugel). Die Chromosphäre ist nur 2000 bis 3000 Kilometer dick. Seine Temperatur steigt nach außen weg von der Photosphäre. Da es eine geringe Dichte hat, sehen Sie Emissionslinien von Wasserstoff (meist bei der roten Wellenlänge von 656,3 Nanometern) Die dünne Chromosphäre ist in diesem Sonnenfinsternis Bild sichtbar. Wenn der neue Mond die Photosphäre während einer totalen Sonnenfinsternis verdeckt, kann man die perlweiße Korona um den dunklen Mond sehen. Dies ist die verdünnte obere Atmosphäre der Sonne. Es hat eine sehr hohe Temperatur von ein bis zwei Millionen Kelvin. Trotz seiner hohen Temperatur hat es eine geringe Menge an Wärme, weil es so dünn ist. Die Korona ist bekanntlich sehr heiß, weil sie Ionen mit vielen Elektronen aus den Atomen entfernt hat. Bei ausreichend hohen Temperaturen kollidieren die Atome mit einer solchen Energie, um Elektronen auszustoßen. Dieser Vorgang wird als Ionisation bezeichnet. Bei sehr hohen Temperaturen können Atome wie Eisen 9 bis 13 Elektronen ausstoßen. Neunmal ionisiertes Eisen wird nur bei Temperaturen von 1,3 Millionen K produziert und 13-mal ionisiertes Eisen bedeutet, dass die Temperatur auf 2,3 Millionen K ansteigt. Bei starker solaren Aktivität kann die Temperatur 3,6 Millionen K erreichen und Linien von 14-mal ionisiertem Kalzium sind gesehen. Der Großteil der Korona wird in der Nähe von Sun durch Schleifen magnetischer Feldlinien gefangen. In Röntgenstrahlen erscheinen diese Regionen hell. Einige Magnetfeldlinien kehren nicht zur Sonne zurück und werden bei Röntgenstrahlen dunkel. Diese Stellen werden koronale Löcher genannt. Mehr Details in der Corona sind zu sehen, wenn man in den höheren Energie-Regionen des elektromagnetischen Spektrums als sichtbares Licht (extreme ultraviolettes Bild aus dem SOHO-Raumschiff, mit freundlicher Genehmigung von NASA und ESA). Andere Bilder in Stereo (mit 3D-Cyan-Rot-Gläser), Filme und andere Daten der Suns Corona sind erhältlich von NASAs STEREO Mission (und andere Seite) --- zwei nahezu identische Weltraum-Observatorien, eine vor der Erde in ihrer Umlaufbahn Und eine nach hinten, wird den Strom von Energie und Materie von der Sonne auf die Erde zurückverfolgen. Schnell bewegliche Ionen können der Sonne Gravitations-Anziehung entgehen. Wenn sie sich in Hunderten von Kilometern nach außen bewegen, reisen diese positiven und negativen Ladungen in die weitesten Bereiche des Sonnensystems. Man nennt sie den Sonnenwind. Die solaren Windpartikel, die nahe an einem Planeten mit einem Magnetfeld vorbeifliegen, werden um den Planeten abgelenkt. Schwankungen im Sonnenwind können den eingefangenen geladenen Teilchen in den Planeten Strahlungsbanden Energie zuführen. Teilchen mit genügend Energie können die Gürtel und Spirale verlassen, um die Atmosphäre, um mit Molekülen und Atomen in der Thermosphäre des Planeten kollidieren. Wenn die geladenen Teilchen die Planetenatmosphäre treffen, machen sie die Gasteilchen in der Atmosphäre Emissionsspektren - die Auroren (siehe die Aurora-Sektion im Kapitel Planeten für weitere Details). Während Sonnenenergie die erhöhte Anzahl und Energie der Sonnenwindpartikel produzieren mehr ausgedehnte aurorale Anzeigen in der Erdatmosphäre --- die Auroren können sogar von den an den Breitengraden nahe 30deg Norden oder Süden gesehen werden Normalerweise werden Auroren durch nur die über 50deg gesehen N Breitengrad (oder 50 Grad S Breitengrad für die aurora australis). Die Auswirkungen des Sonnenwindes auf die Erde werden ausführlicher in der Space Weather Site an der Rice University (Houston, TX wird in einem anderen Fenster angezeigt) und NASAs Solar Dynamics Observatory beschrieben. Vokabular Temperatur aus Wiens Gesetz: T (in K) 2,9 215 10 6 nm Spitze. Wobei peak die Wellenlänge der Peakemission in einem in Nanometern angegebenen Sternenspektrum ist. Temperatur des Sonnenflusses: T (in K) (Sonnenfluss auf der Erde) 215 (ErdabstandSonnenradius) 2 14. wo ist die Stefan-Boltzmann-Konstante und der Sonnenfluss auf Erde 1380 Wattsmeter 2. Was sind die beiden Hauptgase in der Sun Wie funktioniert die Sonne Masse und Größe mit Jupiter vergleichen Was geht in den Kern, Strahlungszone und Konvektionszone der Sonne Beschreiben Sie die drei Möglichkeiten Astronomen verwenden, um zu finden, dass die Photosphäre ist etwa 5800 K. Was sind einige der Merkmale von Sonnenflecken. Was ist der Sonnenfleck-Zyklus Alle Oberflächenschichten der Sonne drehen sich mit der gleichen Geschwindigkeit Wie können Sie sagen Was erzeugt die Granulation auf der Oberfläche der Sonne Was sind Protuberanzen und Fackeln Wie sind sie mit Solar-Aktivität verbunden Wie ist ihre Zahl korreliert mit der Anzahl der Sonnenflecken Wie können wir sagen, dass die Chromosphäre und Korona über 6000 K (einige Teile erreichen einige Millionen Grad). Was sind koronale Löcher Was ist die Assoziation des Magnetfeldes mit den Sonnenflecken und der Sonnenatmosphäre Wie ist der Sonnenwind mit Auroren verbunden? Zuletzt aktualisiert am: 18. August 2011 Ist diese Seite eine Kopie von Strobels Astronomy Notes