Reis. 5. Sonnenfinsternis.

Schauen wir uns dieses allgemeine Bild des Ursprungs einer Sonnenfinsternis genau an.

Die Bewegungsrichtung der Erde ist gegen den Uhrzeigersinn, von West nach Ost angegeben roter Pfeil.
Wenn der Mond statisch wäre, würde sich der Schatten des Mondes während der Erdrotation in die entgegengesetzte Richtung, nach Westen, verschieben schwarze Pfeile.
Allerdings bewegt sich der Mond in Richtung der Erdrotation ( Folgen Sie dem roten Pfeil), seine Umlaufgeschwindigkeit ist mehr als doppelt so groß wie seine Rotationsgeschwindigkeit. Aus diesem Grund bewegt sich der Mondschatten von West nach Ost über die Erdoberfläche. Doch mit welcher Geschwindigkeit soll sich der Schatten vom Beobachter am Boden nach links entfernen, d.h. Richtung Osten (Beobachter blickt nach Süden) – ist die Frage offen? ... offen für Diskussionen!

Fassen wir also einige Ergebnisse unserer Untersuchung der Mondbewegung zusammen.

Der Mond bewegt sich links von der stationären Sternsphäre (für einen nach Süden gerichteten Beobachter auf der Erde) von West nach Ost, in Richtung der Rotation der Erde selbst, jedoch schneller, mit einer Geschwindigkeit von einer Umdrehung in 27,3 Tagen. 13,2° pro Tag bzw 1,023 km/sek. Düberholt die Sonne und „rennt“ ihr bei einer Sonnenfinsternis von rechts entgegen. Dies geschieht, weil sich die Sonne entsprechend den Tierkreiszeichen ebenfalls nach Osten bewegt und in 365,24 Tagen einen vollständigen Kreis vollzieht, also langsamer als 1° pro Tag.

Der Schatten des Mondes bewegt sich nach links, überholt die Erdrotation und verläuft von West nach Ost über die Erdoberfläche.

Für den Beobachter von der Erde (auf der Nordhalbkugel) ergibt sich das Bild der Sonnenfinsternis selbst, die Verschiebung der Leuchten von Sonne und Mond erfolgt nach rechts, nach Westen, d.h. von Sonnenaufgang bis Sonnenuntergang. Diese Bewegung ist mit der Rotation der Erde um ihre Achse von West nach Ost verbunden.

Einige im Thema aufgeworfene Fragen bleiben offen, ich würde mich über Antworten und Begründungen freuen.

Im nächsten Teil werde ich versuchen, diese Fragen anhand der tatsächlichen Rotation des Mondes selbst zu klären.
Fortsetzung folgt…

Unsere Sonne ist wirklich ein einzigartiger Stern, schon allein deshalb, weil ihr Glanz es ermöglichte, geeignete Bedingungen für das Leben auf unserem Planeten Erde zu schaffen, der sich entweder durch einen erstaunlichen Zufall oder durch Gottes genialen Plan in idealer Entfernung von der Sonne befindet. Seit der Antike steht die Sonne im Mittelpunkt der Aufmerksamkeit des Menschen, und wenn in der Antike Priester, Schamanen und Druiden unsere Leuchte als Gottheit verehrten (alle heidnischen Kulte hatten Sonnengötter), wird die Sonne heute von Wissenschaftlern aktiv untersucht: Astronomen, Physiker, Astrophysiker. Wie ist die Sonne aufgebaut, welche Eigenschaften hat sie, ihr Alter und ihre Lage in unserer Galaxie – lesen Sie weiter.

Standort der Sonne in der Galaxie

Trotz ihrer enormen Größe im Vergleich zu unserem Planeten (und anderen Planeten) ist die Sonne im galaktischen Maßstab bei weitem nicht der größte Stern, aber sehr klein, es gibt Sterne, die viel größer als die Sonne sind. Daher klassifizieren Astronomen unseren Stern als Gelben Zwerg.

Was den Standort der Sonne in der Galaxie (sowie in unserem gesamten Sonnensystem) betrifft, so befindet sie sich in der Milchstraße, näher am Rand des Orionarms. Die Entfernung vom Zentrum der Galaxie beträgt 7,5-8,5 Tausend Parsec. Vereinfacht ausgedrückt befinden wir uns nicht gerade am Rande der Galaxie, aber auch relativ weit vom Zentrum entfernt – eine Art „Schlafsaal der Galaxie“, nicht am Rande, aber auch nicht im Zentrum.

So sieht der Standort der Sonne auf einer galaktischen Karte aus.

Eigenschaften der Sonne

Gemäß der astronomischen Klassifizierung von Himmelsobjekten ist die Sonne ein Stern der G-Klasse und heller als 85 % der anderen Sterne in der Galaxie, von denen viele Rote Zwerge sind. Der Durchmesser der Sonne beträgt 696342 km, die Masse 1,988 x 1030 kg. Wenn wir die Sonne mit der Erde vergleichen, ist sie 109-mal größer als unser Planet und 333.000-mal massereicher.

Vergleichsgrößen von Sonne und Planeten.

Obwohl die Sonne für uns gelb erscheint, ist ihre wahre Farbe weiß. Die gelbe Farbe entsteht durch die Atmosphäre des Sterns.

Die Temperatur der Sonne beträgt in den oberen Schichten 5778 Grad Kelvin, aber wenn sie sich dem Kern nähert, steigt sie noch mehr und der Kern der Sonne ist unglaublich heiß – 15,7 Millionen Grad Kelvin

Die Sonne hat auch einen starken Magnetismus; auf ihrer Oberfläche gibt es magnetische Nord- und Südpole sowie magnetische Linien, die alle 11 Jahre neu konfiguriert werden. Zum Zeitpunkt einer solchen Umstrukturierung treten intensive Sonnenemissionen auf. Außerdem beeinflusst das Magnetfeld der Sonne das Magnetfeld der Erde.

Struktur und Zusammensetzung der Sonne

Unsere Sonne besteht hauptsächlich aus zwei Elementen: (74,9 %) und Helium (23,8 %). Darüber hinaus sind in geringen Mengen vorhanden: (1 %), Kohlenstoff (0,3 %), Neon (0,2 %) und Eisen (0,2 %). Im Inneren ist die Sonne in Schichten unterteilt:

• Kern,
• Strahlungs- und Konvektionszonen,
• Photosphäre,
• Atmosphäre.

Der Kern der Sonne hat die höchste Dichte und nimmt etwa 25 % des gesamten Sonnenvolumens ein.

Der Aufbau der Sonne ist schematisch.

Im Sonnenkern wird durch Kernfusion thermische Energie erzeugt und Wasserstoff in Helium umgewandelt. Tatsächlich ist der Kern eine Art Solarmotor, dank dessen unsere Leuchte Wärme abgibt und uns alle wärmt.

Warum scheint die Sonne?

Es ist genau das Leuchten der Sonne, das durch die unermüdliche Arbeit des Sonnenkerns entsteht, oder genauer gesagt, durch die darin ständig ablaufende thermonukleare Reaktion. Die Verbrennung der Sonne erfolgt durch die Umwandlung von Wasserstoff in Helium; dies ist die ewige thermonukleare Reaktion, die unseren Stern ständig speist.

Sonnenflecken

Ja, es gibt auch Flecken auf der Sonne. Sonnenflecken sind dunklere Bereiche auf der Sonnenoberfläche und sie sind dunkler, weil ihre Temperatur niedriger ist als die Temperatur der umgebenden Photosphäre der Sonne. Sonnenflecken selbst entstehen unter dem Einfluss magnetischer Linien und deren Rekonfiguration.

sonniger Wind

Der Sonnenwind ist ein kontinuierlicher Plasmastrom, der aus der Sonnenatmosphäre kommt und das gesamte Sonnensystem füllt. Der Sonnenwind entsteht, weil aufgrund der hohen Temperatur in der Sonnenkorona die darüber liegenden Schichten nicht den Druck in der Korona selbst ausgleichen können. Daher kommt es zu einer periodischen Freisetzung von Sonnenplasma in den umgebenden Raum. Auf unserer Website gibt es einen eigenen Artikel über das Phänomen.

Eine Sonnenfinsternis ist ein seltenes astronomisches Phänomen, bei dem der Mond ganz oder teilweise die Sonne ist.

Schematisch sieht eine Sonnenfinsternis so aus.

Entwicklung der Sonne und ihre Zukunft

Wissenschaftler gehen davon aus, dass unser Stern 4,57 Milliarden Jahre alt ist. Damals entstand es aus einem Teil einer Molekülwolke bestehend aus Helium und Wasserstoff.

Wie wurde die Sonne geboren? Einer Hypothese zufolge begann die Helium-Wasserstoff-Molekülwolke aufgrund des Drehimpulses zu rotieren und begann sich gleichzeitig mit zunehmendem Innendruck stark aufzuheizen. Gleichzeitig konzentrierte sich der größte Teil der Masse im Zentrum und verwandelte sich in die Sonne selbst. Starker Druck führte zu einer Zunahme der Wärme und der Kernfusion, wodurch sowohl die Sonne als auch andere Sterne funktionieren.

So sieht die Entwicklung eines Sterns, einschließlich der Sonne, aus. Nach diesem Schema befindet sich unsere Sonne derzeit in der Phase eines kleinen Sterns, und das aktuelle Sonnenzeitalter liegt in der Mitte dieser Phase. In etwa 4 Milliarden Jahren wird sich die Sonne in einen Roten Riesen verwandeln, sich noch weiter ausdehnen und die Venus und möglicherweise auch unsere Erde zerstören. Sollte die Erde als Planet überleben, ist bis dahin kein Leben mehr auf ihr möglich. Da in 2 Milliarden Jahren das Leuchten der Sonne so stark zunehmen wird, dass alle Ozeane der Erde einfach verdampfen werden, die Erde verbrannt wird und sich in eine feste Wüste verwandelt, wird die Temperatur auf der Erdoberfläche 70 °C betragen und wenn es Leben gibt möglich, es wird nur tief unter der Erde sein. Daher haben wir noch etwa eine Milliarde Jahre Zeit, um in sehr ferner Zukunft einen neuen Zufluchtsort für die Menschheit zu finden.

Aber kehren wir zur Sonne zurück: Nachdem sie sich in einen Roten Riesen verwandelt hat, wird sie etwa 120 Millionen Jahre lang in diesem Zustand bleiben, dann beginnt der Prozess der Verringerung ihrer Größe und Temperatur. Und wenn das verbleibende Helium in seinem Kern in einem ständigen Ofen thermonuklearer Reaktionen verbrannt wird, verliert die Sonne ihre Stabilität, explodiert und verwandelt sich in einen planetarischen Nebel. Die Erde wird in diesem Stadium, wie auch die benachbarte, höchstwahrscheinlich durch eine Sonnenexplosion zerstört.

In weiteren 500 Millionen Jahren wird sich aus dem Sonnennebel ein Weißer Zwerg bilden, der noch Billionen Jahre bestehen wird.

• In der Sonne könnten eine Million Erden oder Planeten von der Größe unseres Planeten unterkommen.
• Die Form der Sonne bildet eine nahezu perfekte Kugel.
• 8 Minuten und 20 Sekunden – das ist die Zeit, die ein Sonnenstrahl braucht, um von seiner Quelle zu uns zu gelangen, obwohl die Erde 150 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt ist.
• Das Wort „Sonne“ selbst kommt vom altenglischen Wort für „Süden“ – „Süden“.
• Und wir haben schlechte Nachrichten für Sie: In Zukunft wird die Sonne die Erde verbrennen und sie dann vollständig zerstören. Dies wird jedoch frühestens in 2 Milliarden Jahren geschehen.

Sonne, Video

Und zum Schluss noch eine interessante wissenschaftliche Dokumentation des Discovery Channel – „What the Sun Hides“.

Beim Schreiben des Artikels habe ich versucht, ihn so interessant, nützlich und hochwertig wie möglich zu gestalten. Für Feedback und konstruktive Kritik in Form von Kommentaren zum Artikel wäre ich dankbar. Sie können Ihren Wunsch/Frage/Vorschlag auch an meine E-Mail schreiben. [email protected] oder auf Facebook, mit freundlichen Grüßen der Autor.

Hat eine hohe Temperatur. An der Oberfläche beträgt die Temperatur etwa 5500 Grad Celsius. Die Sonne hat eine Atmosphäre, die Korona genannt wird. Dieser Bereich besteht aus überhitztem Gas – Plasma. Seine Temperatur erreicht mehr als 3 Millionen Grad. Und Wissenschaftler versuchen zu verstehen, warum die äußere Schicht der Sonne so viel heißer ist als alles, was darunter liegt.

Das Problem, das Wissenschaftler verwirrt, ist ganz einfach. Da sich die Energiequelle im Zentrum der Sonne befindet, sollte ihr Körper zunehmend kühler werden, je weiter man sich vom Zentrum entfernt. Aber Beobachtungen legen etwas anderes nahe. Und bisher können Wissenschaftler nicht erklären, warum die Korona der Sonne heißer ist als ihre anderen Schichten.

Altes Geheimnis

Trotz ihrer Temperatur ist die Sonnenkorona für einen Beobachter auf der Erde normalerweise nicht sichtbar. Dies ist auf die intensive Helligkeit der übrigen Sonne zurückzuführen. Selbst hochentwickelte Instrumente können es nicht untersuchen, ohne das von der Sonnenoberfläche ausgehende Licht zu berücksichtigen. Dies bedeutet jedoch nicht, dass die Existenz der Sonnenkorona eine neue Entdeckung ist. Es zeigt sich in seltenen, aber vorhersehbaren Ereignissen, die die Menschen seit Tausenden von Jahren faszinieren. Diese sind vollständig.

Im Jahr 1869 nutzten Astronomen eine solche Sonnenfinsternis, um die äußere Schicht der Sonne zu untersuchen, die plötzlich für die Beobachtung sichtbar wurde. Sie richteten Spektrometer auf die Sonne, um das schwer fassbare Koronamaterial zu untersuchen. Forscher entdeckten eine unbekannte grüne Linie im Spektrum der Korona. Die unbekannte Substanz erhielt den Namen Coronium. Siebzig Jahre später erkannten Wissenschaftler jedoch, dass es sich um ein bekanntes Element handelte: Eisen. Sondern auf beispiellose Millionen Grad erhitzt.

Eine frühe Theorie besagte, dass akustische Wellen (denken Sie an die Materie der Sonne, die sich wie eine Ziehharmonika zusammendrückt und ausdehnt) für die Temperatur der Korona verantwortlich sein könnten. In vielerlei Hinsicht ähnelt dies der Art und Weise, wie eine Welle Wassertropfen mit hoher Geschwindigkeit ans Ufer wirft. Doch Sonnensonden konnten keine Wellen finden, die die beobachtete koronale Temperatur erklären könnten.

Seit fast 150 Jahren ist dieses Rätsel eines der kleinen, aber interessanten Rätsel der Wissenschaft. Gleichzeitig sind Wissenschaftler davon überzeugt, dass ihre Kenntnisse über die Temperatur sowohl an der Oberfläche als auch in der Korona völlig richtig sind.

Das Magnetfeld der Sonne: Wie funktioniert es?

Ein Teil des Problems besteht darin, dass wir viele der kleinen Ereignisse, die auf der Sonne passieren, nicht verstehen. Wir wissen, wie es dazu beiträgt, unseren Planeten zu erwärmen. Aber Modelle der Materialien und Kräfte, die an diesem Prozess beteiligt sind, existieren einfach noch nicht. Wir können der Sonne noch nicht nahe genug kommen, um sie im Detail zu untersuchen.

Die Antwort auf die meisten Fragen zur Sonne lautet heutzutage, dass die Sonne ein sehr komplexer Magnet ist. Auch die Erde verfügt über ein Magnetfeld. Aber trotz der Ozeane und des unterirdischen Magmas ist es immer noch viel dichter als die Sonne. Das ist einfach ein großer Klumpen aus Gas und Plasma. Die Erde ist ein härteres Objekt.

Auch die Sonne dreht sich. Da es jedoch nicht fest ist, rotieren seine Pole und sein Äquator mit unterschiedlicher Geschwindigkeit. Materie bewegt sich in den Schichten der Sonne auf und ab, wie in einem Topf mit kochendem Wasser. Dieser Effekt führt zu einer Störung der magnetischen Feldlinien. Die geladenen Teilchen, aus denen die äußeren Schichten der Sonne bestehen, bewegen sich auf Linien wie Zügen auf Hochgeschwindigkeitszügen. Diese Leitungen brechen und verbinden sich wieder, wodurch enorme Energiemengen freigesetzt werden (Sonneneruptionen). Oder sie erzeugen Wirbel voller geladener Teilchen, die von diesen Schienen mit kolossaler Geschwindigkeit frei in den Weltraum geschleudert werden können (koronaler Massenauswurf).

Wir haben viele Satelliten, die die Sonne bereits verfolgen. Solarer Pro, das dieses Jahr auf den Markt kam, steht erst am Anfang seiner Beobachtungen. Es wird seine Arbeit bis 2025 fortsetzen. Wissenschaftler hoffen, dass die Mission Antworten auf viele mysteriöse Fragen rund um die Sonne liefern wird.

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Unter dem Einfluss der Schwerkraft neigt S. wie jeder Stern dazu, zu schrumpfen. Dieser Kompression wirkt der Druckabfall aufgrund der hohen Innentemperatur und Dichte entgegen. Schichten S. In der Mitte von S. Temperatur T ≈ 1,6. 10 7 K, Dichte ≈ 160 g/cm -3. Nur durch die Synthese von Helium aus Wasserstoff kann eine so hohe Temperatur in den zentralen Regionen der Sonne lange aufrechterhalten werden. Diese Reaktionen und Phänomene. Basic Energiequelle C.

Bei Temperaturen von ~10 4 K (Chromosphäre) und ~10 6 (Korona) sowie in der Übergangsschicht mit dazwischen liegenden Temperaturen treten Ionen verschiedener Elemente auf. Die diesen Ionen entsprechenden Emissionslinien sind im kurzwelligen Bereich des Spektrums (λ) recht zahlreich< 1800 . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода L a (1216 ) и линия нейтрального (584 ) и ионизованного (304 ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Physik. Die Eigenschaften der verschiedenen Schichten sind in Abb. dargestellt. 5 (herkömmlich hervorgehoben ist die untere Chromosphäre mit einer Dicke von ≈ 1500 km, in der das Gas homogener ist). Die Erwärmung der oberen Atmosphäre des Nordens – der Chromosphäre und Korona – könnte auf mechanische Faktoren zurückzuführen sein. Energieübertragung durch Wellen, die im oberen Teil der Konvektionszone entstehen, sowie Dissipation (Absorption) elektrischer Energie. Ströme erzeugt durch magnetische Felder, die sich mit konvektiven Strömungen bewegen.

Das Vorhandensein einer Oberflächenkonvektionszone im Norden verursacht eine Reihe anderer Phänomene. Zellen der obersten Stufe der Konvektionszone werden auf der Sonnenoberfläche in Form von Körnchen beobachtet (siehe). Tiefere großräumige Bewegungen in der zweiten Schicht der Zone treten in Form von Supergranulationszellen und einem chromosphärischen Netzwerk auf. Es gibt Grund zu der Annahme, dass Konvektion in einer noch tieferen Schicht in Form von Riesenstrukturen beobachtet wird – Zellen mit Abmessungen, die größer als die Supergranulation sind.

Großes lokales Magazin. Felder in der Zone ± 30 o vom Äquator führen zur Entwicklung des sogenannten. aktive Bereiche mit darin enthaltenen Spots. Die Anzahl der aktiven Regionen, ihre Position auf der Scheibe und die Polarität der Sonnenflecken in Gruppen ändern sich mit einem Zeitraum von ≈ 11,2 Jahren. Während des ungewöhnlich hohen Höhepunkts von 1957-58. Die Aktivität betraf fast die gesamte Sonnenscheibe. Neben starken lokalen Feldern im Norden gibt es ein schwächeres großräumiges Magnetfeld. Feld. Dieses Feld wechselt das Vorzeichen mit einer Periode von ca. 22 Jahre und verschwindet bei maximaler Sonnenaktivität in Polnähe.

Während eines großen Flares wird enorme Energie freigesetzt, etwa 10 31 -10 32 Erg (Leistung etwa 10 29 Erg/s). Es wird aus magnetischer Energie gewonnen. aktive Bereichsfelder. Den Vorstellungen zufolge entwickeln sie sich seit den 1960er Jahren erfolgreich. In der UdSSR entstehen bei der Wechselwirkung magnetischer Flüsse Stromschichten. Die Entwicklung im aktuellen Blatt kann zur Beschleunigung von Partikeln führen, und es gibt Auslösemechanismen (Startmechanismen), die zu einer plötzlichen Entwicklung des Prozesses führen.

Reis. 13. Arten der Auswirkung einer Sonneneruption auf die Erde (nach D. X. Menzel).

Röntgen Strahlung und kosmische Sonnenstrahlen, die von der Fackel ausgehen (Abb. 13), bewirken eine zusätzliche Ionisierung der Ionosphäre der Erde, was sich auf die Bedingungen für die Ausbreitung von Radiowellen auswirkt. Der während des Flares ausgestoßene Partikelstrom erreicht die Erdumlaufbahn in etwa einem Tag und verursacht einen magnetischen Sturm und Polarlichter auf der Erde (siehe,).

Zusätzlich zu den durch Flares erzeugten Korpuskularströmen gibt es eine kontinuierliche Korpuskularstrahlung C. Sie ist mit dem Ausströmen von verdünntem Plasma von außen verbunden. Bereiche der Sonnenkorona in den interplanetaren Raum - durch den Sonnenwind. Der Materieverlust durch den Sonnenwind ist gering, ≈ 3. 10-14 pro Jahr, aber es stellt die Grundausstattung dar. Bestandteil des interplanetaren Mediums.

Der Sonnenwind trägt ein großräumiges Magnetfeld in den interplanetaren Raum. Feld C. Rotation C. verdreht die Linien des interplanetaren Magnetfelds. Felder (IMF) in die Archimedes-Spirale, die deutlich in der Ekliptikebene beobachtet wird. Seit der Hauptsache Merkmal von großflächigen magnetischen Felder S. yavl. zwei zirkumpolare Regionen entgegengesetzter Polarität und die daran angrenzenden Felder; bei ruhigem Norden ist die nördliche Hemisphäre des interplanetaren Raums mit einem Feld eines Zeichens gefüllt, die südliche Hemisphäre eines anderen (Abb. 14). In der Nähe des Aktivitätsmaximums kommt es aufgrund eines Vorzeichenwechsels des großräumigen Sonnenfeldes zu einer Polaritätsumkehr dieses regulären Magnetfeldes. Felder des interplanetaren Raums. Magn. Die Strömungen beider Hemisphären werden durch ein Strömungsblatt getrennt. Beim Rotieren von C. wird die Erde mehrmals lokalisiert. Tage, dann über und dann unter der gekrümmten „gewellten“ Oberfläche der aktuellen Schicht, d. h. sie fällt in den Permafrost, entweder nach Norden oder von ihr weg gerichtet. Dieses Phänomen nennt man. interplanetares Magnetfeld.

Nahe der maximalen Aktivität wirken sich die bei Flares beschleunigten Teilchenströme am effektivsten auf die Erdatmosphäre und die Magnetosphäre aus. Während der Phase des Aktivitätsrückgangs, gegen Ende des 11-jährigen Aktivitätszyklus, mit einer Abnahme der Anzahl von Flares und der Entwicklung der interplanetaren Strömungsschicht, gewinnen stationäre Ströme verstärkten Sonnenwinds an Bedeutung. Sie rotieren zusammen mit dem Norden und verursachen geomagnetische Wellen, die sich alle 27 Tage wiederholen. Empörung. Diese wiederkehrende (sich wiederholende) Aktivität ist am Ende gerader Zyklen besonders hoch, wenn die Richtung des Magnetfelds. Die Felder des Sonnendipols sind antiparallel zum Erdfeld.

Zündete.:
Martynov D. Ya., Kurs für allgemeine Astrophysik, 3. Aufl., M., 1978;
Menzel D. G., Our Sun, trans. aus Englisch, M., 1963; Solare und solar-terrestrische Physik. Illustriertes Begriffswörterbuch, trans. aus Englisch, M., 1980;
Shklovsky I.S., Physics of the Solar Corona, 2. Aufl., M., 1962;
Severny A.B., Magnetic Fields of the Sun and Stars, UFN, 1966, Bd. 88. 1, S. 3-50; - Sonnenkorona - Granulierung