Protuberancje

Protuberancja słoneczna widziana w ultrafiolecie

Protuberancje – jasna struktura widoczna ponad brzegiem tarczy słonecznej, składająca się ze stosunkowo gęstej plazmy koronalnej, o niskiej temperaturze (kilku do kilkudziesięciu tysięcy kelwinów), wmrożonej w pole magnetyczne. Protuberancja otoczona jest plazmą koronalną o temperaturze rzędu 1,5 mln K, pole magnetyczne bardzo efektywnie izoluje plazmę protuberancji od gorącej plazmy koronalnej. Ich masa wynosi ok. 10¹⁴ kg. Wznoszą się one na tysiące kilometrów nad powierzchnię Słońca. Tory protuberancji wskazują na niewątpliwy wpływ pola magnetycznego na ich ruchy. Protuberancje są najlepiej widoczne na brzegu tarczy słonecznej; obserwuje się je podczas całkowitych zaćmień Słońca, a poza zaćmieniami za pomocą koronografu.

Typy protuberancji

Rozróżnia się kilka typów protuberancji:

Protuberancja spokojna – obserwowana jest w postaci długiej, płaskiej, przypominającej kartkę struktury zorientowanej niemal prostopadle do powierzchni Słońca. Typowe rozmiary to: długość od 30 000 do 60 000 km, wysokość od 20 000 do 10 000 km, grubość około 5000-10 000 km. Protuberancje spokojne prezentują wielkie bogactwo form i nie można ich opisać za pomocą jednego wspólnego modelu. Typowa protuberancja spokojna zbudowana jest z jednego lub kilku łuków, których nogi zakotwiczone są w przestrzeniach między supergranulami. Często widoczna jest drobna struktura łuków, które składają się z wielu cienkich włókien. Czas życia protuberancji spokojnych waha się od dwóch tygodni do kilku miesięcy.

Protuberancja eruptywna, zdjęcie wykonano 17 maja 1989 r. Dużym Koronografem UWr w linii Hα wodoru^[1].

(c) I, Luc Viatour, CC-BY-SA-3.0

Protuberancje widoczne podczas zaćmienia Słońca w 1999

Protuberancja eruptywna – protuberancja, w której obserwuje się szybkie wznoszenie się materii (plazmy). Przyczyną erupcji jest przebudowa struktury pól magnetycznych, np. w wyniku rozbłysku słonecznego (czyli gwałtownej, lokalnej anihilacji pola magnetycznego).

Erupcja protuberancji spokojnej – powstaje wtedy, gdy pole magnetyczne podtrzymujące jej materię ulega destabilizacji i zaczyna wznosić się w koronie ze wzrastającą prędkością. Prędkość ta w początkowej fazie erupcji wynosi kilka km/s i wzrasta stopniowo do kilkuset km/s, często przekraczając prędkość ucieczki. Materia wynoszona jest w przestrzeń międzyplanetarną, niekiedy znaczna jej część może wrócić do chromosfery wzdłuż linii pola magnetycznego.

Protuberancja typu arkada pętli. Zdjęcie wykonano 15 czerwca 1991, Dużym Koronografem UWr.^[1]

Protuberancja typu arkada pętli – powstają w następstwie rozbłysków i istnieją przez wiele godzin, a nawet dni. Widoczna jest ewolucja arkady w postaci pojawiania się kolejnych, coraz wyższych pętli i jednocześnie zanikania tych niżej położonych.

Liczba protuberancji zależy od fazy cyklu aktywności słonecznej (największa w maksimum), ale nie w takim stopniu jak liczba plam słonecznych. W przeciwieństwie do plam słonecznych protuberancje pojawiają się także w okolicach biegunów Słońca.

Przypisy

Linki zewnętrzne

• Protuberancje na stronie misji SOHO (ang.). NASA. [dostęp 2014-07-31]. [zarchiwizowane z tego adresu (2006-10-03)].
• Filmy przedstawiające protuberancje na stronie misji SOHO (ang.)
• Protuberancje w serwisie APOD: Astronomiczne zdjęcie dnia