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Name Wenige Sekunden nach dem Anfang und wenige Sekunden vor dem Ende einer totalen Sonnenfinsternis zeigt sich am Rand der Sonne ein roter Ring, die Chromosphäre („farbige Sphäre“). Wenn wir in diesem Augenblick ein Spektrum aufnehmen, so erhalten wir das sogenannte Flash-Spektrum in dem wir viele Emissionslinien wie die Balmerlinien oder die CaIIH und K Linien erkennen. Schön zu sehen ist, dass diese Regionen oberhalb der Photosphäre, aber unterhalb der Corona liegen. Die Chromosphäre lässt sich aber auch ! außerhalb von Sonnenfinsternissen mit Hilfe von schmalbandigen Filtern in Linien wie H beobachten. ! "
Flash-Spektrum Die Chromsphäre befindet sich etwa 400 bis 2000 km oberhalb der Photosphäre. Sie hat eine Temperatur von 4000 bis 24000 K.
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Magnetfelder
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! n 2S+1 LJ;L = S,P,D,F !
Seite 5 und 6: ! Die Stokes Paramter Stellen wir u
Seite 8 und 9: ! Exkurs: Strahlungstransport Die S
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Seite 18 und 19: Die eingefrorenen Feldlinien Die el
Seite 20: Magnetische Flussröhren Viele Leut
Seite 24: • Facular Points am Sonnenrand (M
Seite 29 und 30: Dünne Flussröhren Was ist nun los
Seite 32: Der magnetische Teppich Das Michels
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Seite 37: Der magnetische Fluss Wie bereits e
Seite 40: • Warum sind Flecken kühler, als
Seite 43: Penumbra Große Flecken sind von ei
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Seite 49 und 50: Die Fläche die von Flecken bedeckt
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Seite 86 und 87: Wo wird die Korona geheizt? TRACE-B
Seite 88 und 89: Eine Art Fazit Die Wellenheizung gi
Seite 90: Änderung der Topologie des globale
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