افتح القائمة الرئيسية

تغييرات

تم إضافة 101 بايت ، ‏ قبل 3 سنوات
* أنه ليست جميع انتقالات الإلكترون من المستويات العليا إلى المستويات السفلى مسموح بها. فهناك انتقالات مسموحة ،وأخرى غير مسموحة، وتوجد قاعدة تتحكم في تصرف الإلكترون في هذا المجال.
 
==في عالرصدالرصد الفلكي==
 
 
[[ملف:Sunzeeman1919.png|thumb|left|زيادة اتساع خط الامتصاص في طيف الشمس (الخط الرأسي) بالقرب من بقعة شمسية (يشتد فيها المجال المغناطيسي ، يسار). وهو مبين مضخما لزيادة التوضيح ( يمين).]]
 
عن طريق رصد الشمس استطاع " جورج هيل" اكنشاف وجود مجالات مغناطيسية شديدة في البقع الشمسية . هذا ما تبينه الصورة إلى اليسار عبر أحد البقع الشمسية. على طول خط الطيف يزداد عرضا في منطقة البقعة الشمسية . ويظهر الخط خارج هذه البقعة كخط واضح دقيق .
[[George Ellery Hale]] wies über den Zeeman-Effekt die Existenz starker Magnetfelder in [[Sonnenflecken]] nach. Das Bild zeigt links einen Sonnenfleck. Entlang der senkrechten Linie wurde er spektroskopisch aufgelöst. Oberhalb und unterhalb des Sonnenflecks erscheint die [[Fraunhoferlinie]] nahezu ungestört. Innerhalb des Sonnenflecks erscheint sie aufgeweitet.
 
المجال المغناطيسي على الشمس
;''B'' يبلغ 0,1 [[تسلا]] يتسبب في انشقال خطوط الطيف :
 
:<math>\Delta E = \mu_\mathrm{B} \cdot B = 5 \cdot 10^{-6}</math> [[Elektronenvolt|eVإلكترون فولط]]
 
 
Ein Magnetfeld&nbsp;''B'' auf der Sonne von 0,1&nbsp;[[Tesla (Einheit)|Tesla]] verursacht eine Energieaufspaltung
:<math>\Delta E = \mu_\mathrm{B} \cdot B = 5 \cdot 10^{-6}</math> [[Elektronenvolt|eV]]
mit dem [[Bohrsches Magneton|Bohrschen Magneton]] <math>\mu_\mathrm{B}</math>. Sie ist nur in [[Spektrograf]]en mit einer Auflösung besser als 10<sup>−4</sup> zu beobachten.
'''Magnetogramme''' werden im Licht der aufgespaltenen magnetischen Linien aufgenommen. Die Sonne erscheint grau. Starke Abweichungen der [[Polarität (Physik)|Polarität]] des Magnetfelds werden schwarz bzw. weiß hervorgehoben und markieren aktive Zonen.
66٬833

تعديل