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.
62
natomiast dolne najgęstsze i zawierające dużo pary metalicz-
nej są mniej ruchliwe, co jest zupehoie naturalnem. Wysokość
ich ponad powierzchnię słoneczną może być bardzo znaczna;
to samo tyczy się też protuberancyi spokojnych. Wspomniana
Fig. 19. Części w idm a słonecznego z 3 sty czn ia 1872 r. w edług L an g ley ’a. Jasn e
h o ry zo n taln e sm ugi pochodzą od p ro tu b eran cy i. Środkow a lin ia w odorow a F,
siln ie rw an a w skazuje n a gw ałto w n y ruch.
wyżej protuberancya z 15 lipca 1895 r. dosięgła wysokości
500.000 km., a Langley (7 października 1880 r.) obserwował
protuberancyę o wysokości 560.000 km., której szczyt dosię-
gnął prawie długości promienia słonecznego (690.000 km.) po-
nad kraniec fotosfery słonecznej. Przeciętna ich wysokość wy-
nosi około 40.000 km. Tak bogatą statystykę protuberancyi
posiadamy teraz dlatego, że w roku 1868 Lockyer i Janssen
wskazali drogę jak badać protuberancye w spektroskopie przy
pełnem świetle słonecznem. Przedtem od odkrycia protuberan-
Fig. 20. P ru to h eran cy a m etaliczn a
o ru c h u w irow ym . B iała plam a
podaje w ielkość ziem i.
F ig. 21. P ro tu b eran c y a m eta-
liczn a w k ształcie fo n tan n y .
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
