Protuberancje

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
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. 10 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.

Library of Congress Control Number (LCCN) – numer nadawany elementom skatalogowanym przez Bibliotekę Kongresu wykorzystywany przez amerykańskie biblioteki do wyszukiwania rekordów bibliograficznych w bazach danych i zamawiania kart katalogowych w Bibliotece Kongresu lub u innych komercyjnych dostawców. Ultrafiolet, nadfiolet, promieniowanie ultrafioletowe, promieniowanie nadfioletowe (skrót UV) – promieniowanie elektromagnetyczne o długości fali od 10 nm do 400 nm (niektóre źródła za ultrafiolet przyjmują zakres 100–400 nm), niewidzialne dla człowieka. Promieniowanie ultrafioletowe są to fale krótsze niż promieniowanie widzialne i dłuższe niż promieniowanie rentgenowskie. Zostało odkryte niezależnie przez niemieckiego fizyka, Johanna Wilhelma Rittera, i brytyjskiego chemika, Williama Hyde’a Wollastona, w 1801 roku.

Typy protuberancji[ | edytuj kod]

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.

Plama słoneczna – widoczny ciemniejszy obszar na powierzchni Słońca (fotosfera), którego cechami są temperatura niższa niż temperatura otoczenia i silne pole magnetyczne (kilka tysięcy Gs). Mimo jasności (temperatura ok. 4000-5000 K) kontrast z otoczeniem o temperaturze ok. 6000 kelwinów powoduje, że plamy słoneczne wydają się mieć kolor czarny.Koronograf – przyrząd astronomiczny służący do obserwacji korony słonecznej. Jest wyposażony w przesłonę odcinającą światło pochodzące z tarczy Słońca. Dzięki koronografowi możliwa jest obserwacja korony słonecznej niezależnie od momentów całkowitych zaćmień Słońca. Może on także służyć do obserwacji komet znajdujących się blisko Słońca.
Protuberancja eruptywna, zdjęcie wykonano 17 maja 1989 r. Dużym Koronografem UWr w linii Hα wodoru.
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).

Korona – najbardziej zewnętrzna część atmosfery słonecznej, rozciągająca się miliony kilometrów od Słońca, najlepiej obserwowana podczas całkowitego zaćmienia Słońca.Aktywność słoneczna – zmiany zachodzące na powierzchni i atmosferze Słońca. Zmiany te powodują fluktuacje promieniowania, które dociera do Ziemi (zobacz stała słoneczna) w postaci fal elektromagnetycznych, w tym i światła, oraz strumienia cząstek emitowanych przez Słońce (wiatr słoneczny). Do aktywności słonecznej zalicza się też zmiany w liczbie i rozmieszczeniu plam słonecznych oraz koronalnych wyrzutów masy.

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.

Pole wmrożone – pojęcie używane w fizyce plazmy, szczególnie w astrofizyce, opisujące zjawisko polegające na tym, że jeżeli w plazmie istnieje pole magnetyczne a plazma porusza się, to pole magnetyczne porusza się razem z plazmą.Słońce (łac. Sol, Helius, gr. Ἥλιος Hḗlios) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała Układu Słonecznego. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.
Protuberancja typu arkada pętli. Zdjęcie wykonano 15 czerwca 1991, Dużym Koronografem UWr.

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.

Zjawisko, fenomen (gr. phainomenon obserwowany) – pojęcie filozoficzne oznaczające to, co dane jest w poznaniu zmysłowym, a więc obrazy, dźwięki, zapachy, smaki itd.Supergranulacja – wielkoskalowe, o średnicy większej niż 30 000 km komórki na powierzchni Słońca uwidaczniające się w pomiarach dopplerowskich prędkości materii fotosferycznej. Komórki te określane są mianem supergranul, jednak nie należy ich mylić z dużymi granulami, które są tworami znacznie mniejszymi i o innej naturze. Przy pomiarach prędkości radialnej w fotosferze supergranulacja ujawnia się w obszarach bliskich brzegowi tarczy i nie można jej zmierzyć w centrum tarczy Słońca.

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[ | edytuj kod]

Linki zewnętrzne[ | edytuj kod]

  • 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
  • Chromosfera (łac. chroma barwa + sfera) – cienka warstwa atmosfery słonecznej, rozciągająca się do wysokości rzędu tysięcy kilometrów nad fotosferą. Najniższe warstwy chromosfery mają temperaturę ok. 4500 K, która wzrasta wraz z wysokością i osiąga kilkadziesiąt tysięcy kelwinów u podstaw warstwy przejściowej. Za ten wzrost odpowiedzialne jest pole magnetyczne Słońca.Kontrola autorytatywna – w terminologii bibliotekoznawczej określenie procedur zapewniających utrzymanie w sposób konsekwentny haseł (nazw, ujednoliconych tytułów, tytułów serii i haseł przedmiotowych) w katalogach bibliotecznych przez zastosowanie wykazu autorytatywnego zwanego kartoteką wzorcową.




    Warto wiedzieć że... beta

    Zaćmienie Słońca – zjawisko astronomiczne powstające, gdy Księżyc znajdzie się pomiędzy Słońcem a Ziemią i tym samym przesłoni światło słoneczne.
    Rozbłysk słoneczny - zespół zjawisk i procesów fizycznych wywołany nagłym wydzieleniem w atmosferze Słońca ogromnej ilości energii spowodowany przez proces anihilacji pola magnetycznego. Energia ta została wcześniej zakumulowana w polach magnetycznych obszarów aktywnych.
    Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego (IA UWr) – jednostka dydaktyczno-naukowa należąca do struktur Wydziału Fizyki i Astronomii Uniwersytetu Wrocławskiego. Dzieli się na 2 zakłady, pracownie naukową, obserwatorium astronomiczne i bibliotekę instytutową. Posiada uprawnienia do nadawania stopni naukowych doktora i doktora habilitowanego oraz wnioskowania o nadanie tytułu naukowego profesora. Prowadzi działalność dydaktyczną i badawczą związaną z heliofizyką, spektroskopowymi badaniami zjawisk aktywnych na Słońcu, analizą widm i obrazów rentgenowskich, badaniami statystycznymi i prognozowaniem aktywności rozbłyskowej Słońca, badaniami teoretycznymi nad zjawiskami aktywności słonecznej i gwiazdowej, astrofizyką, fotometrią i spektrofotometrią gwiazd zmiennych w zakresie promieniowania widzialnego, ultrafioletowego i rentgenowskiego, modelowaniem atmosfer. Instytut oferuje studia na kierunku astronomia.

    Reklama