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Una prominencia solar, con imágenes de Júpiter y la Tierra para comparar el tamaño.

Una prominencia es una característica grande, brillante y gaseosa que se extiende hacia afuera desde la superficie del Sol , a menudo en forma de bucle . Las prominencias están ancladas a la superficie del Sol en la fotosfera y se extienden hacia afuera en la corona solar . Mientras que la corona consiste en gases ionizados extremadamente calientes , conocidos como plasma , que no emiten mucha luz visible , las prominencias contienen plasma mucho más frío, similar en composición al de la cromosfera . El plasma de la prominencia suele ser cien veces más luminoso y denso que el plasma coronal.

Se forma una prominencia en escalas de tiempo de aproximadamente un día y puede persistir en la corona durante varias semanas o meses, girando cientos de miles de kilómetros en el espacio. Algunas prominencias se rompen y pueden dar lugar a eyecciones de masa coronal . Actualmente, los científicos están investigando cómo y por qué se forman las prominencias.

El material en bucle rojo brillante es plasma, un gas caliente compuesto de hidrógeno y helio cargados eléctricamente. El plasma de la prominencia fluye a lo largo de una estructura enmarañada y retorcida de campos magnéticos generados por la dinamo interna del Sol. Una prominencia en erupción ocurre cuando dicha estructura se vuelve inestable y estalla hacia afuera, liberando el plasma.

Una prominencia típica se extiende a lo largo de muchos miles de kilómetros; el más grande registrado se estimó en más de 800.000 km (500.000 millas) de largo, [1] aproximadamente un radio solar .

Histórico [ editar ]

La primera descripción detallada de una prominencia solar fue en el Códice Laurentian del siglo XIV , que describe el eclipse solar del 1 de mayo de 1185 . Fueron descritos como "lenguas como llamas de brasas vivas". [2] [3]

Prominencias y filamentos [ editar ]

Cuando una prominencia se ve desde una perspectiva diferente de modo que esté contra el disco del Sol en lugar de contra el espacio, parece más oscura que el fondo. En cambio, esta formación se llama filamento solar . [1] Es posible que una proyección sea tanto un filamento como una prominencia. Algunas prominencias son tan poderosas que arrojan materia del Sol al espacio a velocidades que van desde 600 km / sa más de 1000 km / s. Otras prominencias forman enormes bucles o columnas arqueadas de gases incandescentes sobre manchas solares que pueden alcanzar alturas de cientos de miles de kilómetros. Las prominencias pueden durar unos días o incluso unos meses. [4]

Videos [ editar ]

  • Videoclip de prominencia solar.

  • Un eclipse seguido de una prominencia oscura inusualmente grande.

  • El 23 de septiembre de 2012, el Sol emitió una gran explosión de plasma en forma de prominencia.

  • El 16 de septiembre de 2012, el Sol tenía una hermosa prominencia que lentamente se retorció y se disipó durante varias horas.

  • El último día de 2012, el Sol presentó una hermosa prominencia retorcida que se elevó hacia la corona durante aproximadamente tres horas.

  • Archivo: Sun Shreds Its Own Eruption.webmReproducir medios

    El 30 de septiembre de 2014, varios observatorios de la NASA vieron cómo se elevaba un filamento, pero en lugar de salir del Sol, el filamento colapsó.

Galería [ editar ]

  • Prominencias solares

  • Prominencia solar independiente

  • La prominencia de un brote y después del brote de una extremidad

  • Gran prominencia eruptiva ( Skylab 1973)

  • Prominencia solar STEREO detrás

  • Prominencia solar STEREO por delante

  • Prominencias solares (en rojo) visibles alrededor del borde del Sol durante un eclipse solar

Ver también [ editar ]

  • Erupción solar

Referencias [ editar ]

  1. ↑ a b Atkinson, Nancy (6 de agosto de 2012). "Enorme filamento solar se extiende a través del sol" . Universe Today . Consultado el 11 de agosto de 2012 .
  2. ^ "1185: la primera descripción de las prominencias solares" . Grandes momentos en la historia de la física solar . Université de Montréal. 2008 . Consultado el 30 de marzo de 2015 .Consulte la versión en pdf aquí Archivado el 2 de abril de 2015 en Wayback Machine (consultado el 21 de agosto de 2015).
  3. ^ Poitevin, Patrick; Edmonds, Joanne (2003). "Boletín de Eclipse Solar" (PDF) . 8 (5). Patrick Poitevin . Consultado el 30 de marzo de 2015 . Cite journal requiere |journal=( ayuda )Texto original citado en "Лаврентьевская летопись" . Izbornik . Leningrado: Academia de Ciencias de la URSS . 1927. p. 396 . Consultado el 30 de marzo de 2015 .
  4. ^ "Acerca de filamentos y prominencias" . solar.physics.montana.edu . Consultado el 2 de enero de 2010 .

Lectura adicional [ editar ]

  • Galsgaard, K .; Longbottom, AW (1999). "Formación de prominencias solares por convergencia de flujo" . Revista astrofísica . 510 : 444. Código bibliográfico : 1999ApJ ... 510..444G . doi : 10.1086 / 306559 .
  • Bajo, BC; Fong, B .; Fan, Y. (2003). "La masa de una prominencia solar quiescente" . Revista astrofísica . 594 (2): 1060. Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 594.1060L . doi : 10.1086 / 377042 .
  • Golub, L .; Pasachoff JM (1997). La Corona Solar . Prensa de la Universidad de Cambridge . ISBN 0-521-48535-5.
  • Tandberg-Hanssen, Einar (1995). La naturaleza de las prominencias solares . Dordrecht: Kluwer Acad. ISBN 978-0792333746.