Wilson effect
http://dbpedia.org/resource/Wilson_effect
Wilsonův jev je jev pozorovaný ve slunečních skvrnách na okraji slunečního disku. Je pojmenován po skotském astronomovi , který ho poprvé popsal v roce 1769. Princip spočívá v tom, že zdánlivá šířka penumbry ve sluneční skvrně na straně vzdálenější od okraje slunečního disku je menší než na straně bližší k jeho okraji, přičemž poměr těchto šířek se zmenšuje s přibližováním se k okraji slunečního disku. Wilsonův efekt lze vysvětlit tím, že úroveň umbry leží přibližně o 700 km níže než úroveň okolní fotosféry. Zdánlivým důsledkem Wilsonova efektu je nesymetrická poloha umbry v penumbře v blízkosti okraje slunečního disku.
rdf:langString
Der Wilson-Effekt wurde 1769 von dem schottischen Astronomen und Mathematiker Alexander Wilson entdeckt und betrifft das Erscheinungsbild von Sonnenflecken. Wilson stellte fest, dass sich die Erscheinung der Umbra und der Penumbra der Sonnenflecken – der dunkleren Mittelregion jedes Sonnenflecks und der bei größeren Flecken sichtbaren halbdunklen Randregion – während der Wanderung der Flecken von einem Sonnenrand zum anderen gerade so verändert, als handle es sich um Eindellungen der lichtaussendenden Sonnenschicht, der Photosphäre. Dies ist nach modernem Kenntnisstand tatsächlich der Fall: Sonnenflecken sind Regionen, in denen Magnetfeldveränderungen es erlauben, in einige tausende Kilometer tiefere Schichten hinabzublicken als die übliche Sonnenoberfläche.
rdf:langString
In astronomy, the Wilson effect is the perceived depression of a sunspot's umbra, or center, in the Sun's photosphere. The magnitude of the depression is difficult to determine, but may be as large as 1,000 km. Sunspots result from the blockage of convective heat transport by intense magnetic fields. Sunspots are cooler than the rest of the photosphere, with effective temperatures of about 4,000°C (about 7,000°F). Sunspot occurrence follows an approximately 11-year period known as the solar cycle, discovered by Heinrich Schwabe in the 19th century.
rdf:langString
威爾遜效應是以工作的蘇格蘭天文學家之名命名的。他在1769年注意到太陽黑子的形狀，明顯的受到太陽自轉的影響，在邊緣顯得較為平坦。此一觀測證明太陽黑子是太陽表面上的現象，此外，現在所謂的威爾遜效應是：本影和半影在形狀上的改變，其實是本影在光球層上稍微凹陷在視覺上造成的透視效果。凹陷的程度很難正確的測量，估計大約是1,000公里。 儘管表面的凹陷可以用威爾遜效應廣泛的解釋，Bray和Loughhead (1965)指稱威爾遜效應的真正解釋在於黑子物質相對於光球層的透明度。他們在其著作的書中第93至99頁說明他們的想法。C.H. Tong在2005年也提出了類似的解釋。 太陽黑子是密集的磁場阻礙了對流熱能傳遞的結果，太陽黑子比光球層的其他部份冷，有效的溫度大約是4,000°C (大約7,000°F)。 海因利希·史瓦貝在19世紀發現太陽黑子的數量有著大約11年的太陽週期。
rdf:langString
L'efecte Wilson és un terme creat per l'astrònom escocès Alexander Wilson el 1769 per descriure l'aparença de cavitats que tenen les taques solars quan es troben a prop del limbe solar. Aquest efecte és causat per l'aparent desplaçament de l'ombra de la taca respecte a la seva penombra. Si, mentre la taca es troba en el centre del Sol, la part d'ombra i la de penombra són concèntriques; quan la taca es troba prop del limbe solar, la part d'ombra sembla haver-se desplaçat cap a un costat fins a tocar amb el límit exterior de la penombra. Això li dona a la taca una aparença tridimensional de «cràter» o petit enfonsament en la superfície solar.
rdf:langString
En 1769 el astrónomo escocés Alexander Wilson (1714-1786) notó que la forma de una mancha solar cambiaba notablemente cuando se acercaba al limbo solar. Una mancha que es concéntrica a la penumbra cuando está en el centro del sol parece ocupar una posición excéntrica a la penumbra por efecto de la perspectiva. Estas observaciones mostraron que las manchas solares eran rasgos en la superficie solar, y no planetas menores u objetos situados sobre la superficie. Es más, Wilson concluyó que las manchas solares eran de hecho depresiones en la superficie de la fotosfera.
* Datos: Q1553022
rdf:langString
L'effetto Wilson è un fenomeno che si verifica nel Sole e nelle stelle e riguarda le macchie solari (e più genericamente quelle stellari). Nel 1776 l'astronomo scozzese Alexander Wilson pubblicò alcune osservazioni riguardanti una macchia solare effettuate dal 22 novembre 1769. Wilson notò che la penombra della macchia solare appare pressoché simmetrica quando questa si trova in prossimità del centro del disco solare; quando invece la macchia si avvicina al bordo del disco per effetto della rotazione solare, la penombra non appare più simmetrica: la parte della penombra rivolta verso il centro del disco si assottiglia sempre di più fino a scomparire. Ciò suggerisce che le macchie solari siano delle depressioni rispetto al resto della superficie: l'effetto Wilson sarebbe in tal caso dovuto
rdf:langString
Em 1769, durante o ciclo solar 2, um astrônomo escocês chamado Alexander Wilson, trabalhando no Observatório Macfarlane, notou que as manchas solares claramente se achatavam à medida que se aproximavam dos bordos do Sol durante a rotação solar. Essas observações mostraram que as manchas solares eram características da superfície solar, diferentemente de planetas menores ou objetos que se situam acima dela. Além disso, ele observou o que atualmente é chamado de efeito Wilson: a penumbra e a umbra variam da maneira esperada por efeitos de perspectiva se as umbras das manchas forem de fato ligeiras depressões na superfície da fotosfera. A magnitude da depressão é de difícil determinação, mas pode ser de até 1000 km.
rdf:langString
Эффект Ви́льсона — изменение видимой формы солнечного пятна в зависимости от его положения на диске Солнца. Состоит в том, что, если пятно находится вблизи лимба Солнца, ближайшая к лимбу сторона полутени пятна кажется толще, чем удалённая от неё. Этот эффект был впервые отмечен в 1769 году шотландским астрономом Александром Вильсоном, который правильно понял геометрические причины такого явления и назвал солнечные пятна «огромными углублениями (англ. excavations) в светящемся веществе Солнца».
rdf:langString
rdf:langString
Efecte Wilson
rdf:langString
Wilsonův jev
rdf:langString
Wilson-Effekt
rdf:langString
Efecto Wilson
rdf:langString
Effetto Wilson
rdf:langString
Efeito Wilson
rdf:langString
Эффект Вильсона
rdf:langString
Wilson effect
rdf:langString
威爾遜效應
xsd:integer
527077
xsd:integer
1067883793
rdf:langString
L'efecte Wilson és un terme creat per l'astrònom escocès Alexander Wilson el 1769 per descriure l'aparença de cavitats que tenen les taques solars quan es troben a prop del limbe solar. Aquest efecte és causat per l'aparent desplaçament de l'ombra de la taca respecte a la seva penombra. Si, mentre la taca es troba en el centre del Sol, la part d'ombra i la de penombra són concèntriques; quan la taca es troba prop del limbe solar, la part d'ombra sembla haver-se desplaçat cap a un costat fins a tocar amb el límit exterior de la penombra. Això li dona a la taca una aparença tridimensional de «cràter» o petit enfonsament en la superfície solar. Les observacions de Wilson van mostrar que les taques solars eren trets en la superfície solar, i no planetes menors o objectes situats sobre la superfície del Sol. Però Wilson va anar més enllà i va concloure que les taques solars eren de fet depressions en la superfície de la fotosfera, formades per la desaparició de part de la matèria lluminosa que ell creia que cobria el suposadament fosc i sòlid interior del Sol.
rdf:langString
Wilsonův jev je jev pozorovaný ve slunečních skvrnách na okraji slunečního disku. Je pojmenován po skotském astronomovi , který ho poprvé popsal v roce 1769. Princip spočívá v tom, že zdánlivá šířka penumbry ve sluneční skvrně na straně vzdálenější od okraje slunečního disku je menší než na straně bližší k jeho okraji, přičemž poměr těchto šířek se zmenšuje s přibližováním se k okraji slunečního disku. Wilsonův efekt lze vysvětlit tím, že úroveň umbry leží přibližně o 700 km níže než úroveň okolní fotosféry. Zdánlivým důsledkem Wilsonova efektu je nesymetrická poloha umbry v penumbře v blízkosti okraje slunečního disku.
rdf:langString
Der Wilson-Effekt wurde 1769 von dem schottischen Astronomen und Mathematiker Alexander Wilson entdeckt und betrifft das Erscheinungsbild von Sonnenflecken. Wilson stellte fest, dass sich die Erscheinung der Umbra und der Penumbra der Sonnenflecken – der dunkleren Mittelregion jedes Sonnenflecks und der bei größeren Flecken sichtbaren halbdunklen Randregion – während der Wanderung der Flecken von einem Sonnenrand zum anderen gerade so verändert, als handle es sich um Eindellungen der lichtaussendenden Sonnenschicht, der Photosphäre. Dies ist nach modernem Kenntnisstand tatsächlich der Fall: Sonnenflecken sind Regionen, in denen Magnetfeldveränderungen es erlauben, in einige tausende Kilometer tiefere Schichten hinabzublicken als die übliche Sonnenoberfläche.
rdf:langString
En 1769 el astrónomo escocés Alexander Wilson (1714-1786) notó que la forma de una mancha solar cambiaba notablemente cuando se acercaba al limbo solar. Una mancha que es concéntrica a la penumbra cuando está en el centro del sol parece ocupar una posición excéntrica a la penumbra por efecto de la perspectiva. Estas observaciones mostraron que las manchas solares eran rasgos en la superficie solar, y no planetas menores u objetos situados sobre la superficie. Es más, Wilson concluyó que las manchas solares eran de hecho depresiones en la superficie de la fotosfera. Hoy se sabe que las manchas solares se forman cuando el calor que proviene del centro del Sol por convección se detiene a causa del campo magnético del sol. Las manchas del sol son más frías que el resto de la fotosfera (aproximadamente 4000 °C). Las manchas solares evolucionan en un ciclo de 11 años.
* Datos: Q1553022
rdf:langString
In astronomy, the Wilson effect is the perceived depression of a sunspot's umbra, or center, in the Sun's photosphere. The magnitude of the depression is difficult to determine, but may be as large as 1,000 km. Sunspots result from the blockage of convective heat transport by intense magnetic fields. Sunspots are cooler than the rest of the photosphere, with effective temperatures of about 4,000°C (about 7,000°F). Sunspot occurrence follows an approximately 11-year period known as the solar cycle, discovered by Heinrich Schwabe in the 19th century.
rdf:langString
L'effetto Wilson è un fenomeno che si verifica nel Sole e nelle stelle e riguarda le macchie solari (e più genericamente quelle stellari). Nel 1776 l'astronomo scozzese Alexander Wilson pubblicò alcune osservazioni riguardanti una macchia solare effettuate dal 22 novembre 1769. Wilson notò che la penombra della macchia solare appare pressoché simmetrica quando questa si trova in prossimità del centro del disco solare; quando invece la macchia si avvicina al bordo del disco per effetto della rotazione solare, la penombra non appare più simmetrica: la parte della penombra rivolta verso il centro del disco si assottiglia sempre di più fino a scomparire. Ciò suggerisce che le macchie solari siano delle depressioni rispetto al resto della superficie: l'effetto Wilson sarebbe in tal caso dovuto ad un effetto di prospettiva.
rdf:langString
Em 1769, durante o ciclo solar 2, um astrônomo escocês chamado Alexander Wilson, trabalhando no Observatório Macfarlane, notou que as manchas solares claramente se achatavam à medida que se aproximavam dos bordos do Sol durante a rotação solar. Essas observações mostraram que as manchas solares eram características da superfície solar, diferentemente de planetas menores ou objetos que se situam acima dela. Além disso, ele observou o que atualmente é chamado de efeito Wilson: a penumbra e a umbra variam da maneira esperada por efeitos de perspectiva se as umbras das manchas forem de fato ligeiras depressões na superfície da fotosfera. A magnitude da depressão é de difícil determinação, mas pode ser de até 1000 km. Apesar de a interpretação do efeito Wilson como uma depressão na superfície ser geralmente aceita, Bray e Loughhead (1965) argumentaram que “a verdadeira explicação para o efeito Wilson está na maior transparência do material da mancha, comparado à fotosfera”. Eles desenvolveram esta ideia nas páginas 93 a 99 do seu livro. Uma interpretação similar foi expressa por C.H. Tong em 2005. As manchas solares resultam do bloqueio do transporte do calor convectivo por campos magnéticos intensos. As manchas são mais frias do que o resto da fotosfera, com temperaturas efetivas de cerca de 4000 °C. A ocorrência de manchas solares segue uma periodicidade de aproximadamente 11 anos conhecida como ciclo solar, descoberta por Heinrich Schwabe no século XIX.
rdf:langString
Эффект Ви́льсона — изменение видимой формы солнечного пятна в зависимости от его положения на диске Солнца. Состоит в том, что, если пятно находится вблизи лимба Солнца, ближайшая к лимбу сторона полутени пятна кажется толще, чем удалённая от неё. Эффект вызван тем, что солнечная плазма в солнечном пятне несколько холоднее и разреженнее, а следовательно — прозрачнее, чем в окружающей фотосфере. Таким образом, в пятне видимый свет исходит с большей глубины, поэтому можно считать, что солнечное пятно имеет форму блюдцеобразного понижения в солнечной атмосфере глубиной около 500—700 километров ниже уровня фотосферы. Если плоскость такого пятна не перпендикулярна оси зрения наблюдателя, то его дальний край выглядит шире, чем передний. Этот эффект был впервые отмечен в 1769 году шотландским астрономом Александром Вильсоном, который правильно понял геометрические причины такого явления и назвал солнечные пятна «огромными углублениями (англ. excavations) в светящемся веществе Солнца». Эффект Вильсона проявляется не у всех солнечных пятен. Более того, у небольшого количества пятен сложной конфигурации иногда может наблюдаться так называемый «обратный эффект Вильсона», при котором ближайшая к лимбу сторона полутени тоньше, чем удалённая от него. Современные средства наблюдения позволяют измерять понижение поверхности Солнца в пятнах (т. н. «вильсоновскую депрессию») непосредственно.
rdf:langString
威爾遜效應是以工作的蘇格蘭天文學家之名命名的。他在1769年注意到太陽黑子的形狀，明顯的受到太陽自轉的影響，在邊緣顯得較為平坦。此一觀測證明太陽黑子是太陽表面上的現象，此外，現在所謂的威爾遜效應是：本影和半影在形狀上的改變，其實是本影在光球層上稍微凹陷在視覺上造成的透視效果。凹陷的程度很難正確的測量，估計大約是1,000公里。 儘管表面的凹陷可以用威爾遜效應廣泛的解釋，Bray和Loughhead (1965)指稱威爾遜效應的真正解釋在於黑子物質相對於光球層的透明度。他們在其著作的書中第93至99頁說明他們的想法。C.H. Tong在2005年也提出了類似的解釋。 太陽黑子是密集的磁場阻礙了對流熱能傳遞的結果，太陽黑子比光球層的其他部份冷，有效的溫度大約是4,000°C (大約7,000°F)。 海因利希·史瓦貝在19世紀發現太陽黑子的數量有著大約11年的太陽週期。
xsd:nonNegativeInteger
2724
