Solar fremtredende - Solar prominence
En fremtredende , referert til som en glødetråd sett mot solskiven, er en stor, lys, gassformet funksjon som strekker seg utover fra solens overflate, ofte i en sløyfe. Prominerenser er forankret til solens overflate i fotosfæren , og strekker seg utover i solkoronaen . Mens koronaen består av ekstremt varme ioniserte gasser , kjent som plasma , som ikke avgir mye synlig lys , inneholder prominenser mye kjøligere plasma, som har samme sammensetning som kromosfæren . Det fremtredende plasmaet er vanligvis hundre ganger mer lysende og tett enn koronaplasmaet.
Alle fremtredener dannes i filamentkanaler over divisjoner mellom områder med motsatt fotosfærisk magnetisk polaritet kalt polaritetsinversjonslinjer (PIL), polaritetsomvendingsgrenser (PRB) eller nøytrale linjer. De dannes over tidsperioder på omtrent en dag og kan vedvare i koronaen i flere uker eller måneder, og sløyfe hundretusenvis av kilometer ut i verdensrommet. Noen fremtredener brytes fra hverandre og kan deretter gi opphav til koronale masseutstøtninger . Forskere forsker for tiden på hvordan og hvorfor prominenser dannes.
En typisk fremtredelse strekker seg over mange tusen kilometer; den største på rekord ble estimert til over 800 000 km (500 000 mi) lang, omtrent en solradius .
Historisk
Den første detaljerte beskrivelsen av en fremtredende sol var i Laurentian Codex fra 1300-tallet , som beskriver solformørkelsen 1. mai 1185 . De ble beskrevet som "flammelignende tunger av levende glør".
Prominences ble først fotografert under solformørkelsen 18. juli 1860 av Angelo Secchi . Fra disse fotografiene kunne høyde, emissivitet og mange andre viktige parametere utledes for første gang.
Under solformørkelsen 18. august 1868 var spektroskoper for første gang i stand til å oppdage tilstedeværelse av utslippslinjer fra prominenser. Påvisningen av en hydrogenlinje bekreftet at fremtredener var gassformede. Pierre Janssen var også i stand til å oppdage en utslippsledning som tilsvarer et på det tidspunkt ukjent element nå kjent som helium . Dagen etter bekreftet Janssen målingene sine ved å registrere utslippslinjene fra den nå uhindrede solen, en oppgave som aldri hadde blitt utført før. Ved å bruke hans nye teknikker kunne astronomer studere prominenser daglig.
Klassifisering
Det er en rekke forskjellige fremtredende klassifiseringsordninger som brukes i dag. En av de mest brukte og grunnleggende ordningene deler prominenser i tre klasser basert på det magnetiske miljøet de hadde dannet seg i. Disse tre klassene er kjent som de aktive regionens fremtredende, hvilende prominenser og mellomliggende fremtredener. Aktive regionprominenser er definert som de som har dannet seg i det relativt sterke magnetfeltet i sentrene til aktive regioner, mens derimot, hvilende prominenser er definert som de som har dannet seg i det svake bakgrunnsfeltet langt fra noen aktive regioner. Mellom disse to ligger de mellomliggende prominensene definert som å ha dannet seg mellom svake unipolare plageområder og aktive regioner.
Aktive regionprominenser og hvilende prominenser er forskjellige på grunnleggende måter. Førstnevnte, som en konsekvens av at de bare befinner seg i aktive regioner, finnes vanligvis på de lavere breddegrader, mens sistnevnte vanligvis finnes på de høyere breddegradene rundt polarkronen. I tillegg er aktive regioner som har levetid på bare noen få timer til dager mer utbrudd enn hvilende prominenser som har levetid fra uker til måneder. Stille prominenser når generelt mye større høyder enn aktive regioner.
Aktiv region og hvilende prominenser kan også differensieres med sine utsendte spektra . Spektrene til den aktive regionens fremtredende er identiske med de i den øvre kromosfæren som har sterke He II -linjer, men svært svake ioniserte metalllinjer. På den annen side er spektrene av hvilende prominenser identiske med spektrene målt på 1500 km i kromosfæren med sterke H, He I og ioniserte metalllinjer, men svake He II -linjer.
Utbrudd
Noen prominenser er så kraftige at de kaster materie fra solen ut i verdensrommet med hastigheter fra 600 km/s til mer enn 1000 km/s.
Se også
Referanser
Videre lesning
- Galsgaard, K .; Longbottom, AW (1999). "Dannelse av solfremspring ved fluxkonvergens" . Astrofysisk journal . 510 : 444. Bibcode : 1999ApJ ... 510..444G . doi : 10.1086/306559 .
- Lav, BC; Fong, B .; Fan, Y. (2003). "Massen til en solfylt fremtredende sol" . Astrofysisk journal . 594 (2): 1060. Bibcode : 2003ApJ ... 594.1060L . doi : 10.1086/377042 .
- Golub, L .; Pasachoff JM (1997). Solar Corona . Cambridge University Press . ISBN 0-521-48535-5.
- Tandberg-Hanssen, Einar (1995). Naturen til solfremspring . Dordrecht: Kluwer Acad. ISBN 978-0792333746.