Protuberance

Protuberance byly poprvé pozorovány během úplných zatmění Slunce. Protože vypadají jako rudé boule či hrby plazmatu vystupujícího přes okraj slunečního disku, byly pojmenovány latinsky. Jde o složení slov pro- (jako, jakoby) a tuber (hrb, boule).
Kdybychom se na protuberanci dívali shora proti slunečnímu disku, uvidíme ji jako tmavé vlákno – filament. To, že se oproti slunečnímu disku zdají tmavé, způsobuje nižší teplota plynu v protuberanci. Koróna má teplotu okolo 2 000 000 K a filament jen několik tisíc kelvinů. Dalším důvodem tmavšího zbarvení je pohlcování slunečního světla atomy vodíku ve filamentu.
Plyn v protuberancích je dvěstě až třistakrát hustější než plyn v koróně a může dosáhnout do výšek až 50 000 Km nad povrch Slunce. Protuberance mají dlouhý život, mohou existovat i po několik slunečních otoček. Podstatou protuberance je magnetické pole Slunce, neboť filamenty se vyskytují na rozhraní dvou magneticky opačně polarizovaných oblastí. Plazma je vyvrženo ze slunečního disku a za pomoci magnetických indukčních čar levituje nad povrchem. Z tohoto vězení se může plazma vysvobodit, pouze tehdy, pokud dojde k rekonexi (přepojení) magnetický indukčních čar. Změna magnetického pole většinou způsobí uvolnění velkého množství energie, které vymrští filament velkou rychlostí do okolí Slunce.

Velká protuberance
Velká protuberance Zdroj: NASA
Stránka byla naposledy editována 15. ledna 2010 v 19:41.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 14026krát.
Vytištěno ze stránky projektu Hvězdy (astronomia.zcu.cz/hvezdy/slunce/748-protuberance)
Nahrávám...