Ottův slovník naučný/Protuberance
Protuberance (též ) jsou výběžky nebo hrboly na okraji slunce, jež se podobají červenavým rozeklaným vrchům nebo ledovcům nebo nehybným plamenům, mračnům atd. První zmínku o nich činí Stannyan z Bernu, který 12. květ. 1706, než se objevilo zakryté slunce, spatřil na jeho levém kraji krvavou skvrnu (»Phil. Tr.« 1706). Přesněji popsal úkaz ten Birger Vassenius, gymn. učitel v Gothenburku (t., 1733). Zmínky ty byly však zapomenuty. Při úplném zatměni slunce 8. čce 1842 hvězdáři (Airy, Baily, W. Struwe, Schidlofsky) zpozorovali dva nebo tři hrbolky nad kraj tmavého měsíce vyčnívající a popsali celý úkaz v hlavních rysech souhlasně, ač byli na různých místech a užili různých dalekohledův. Od té doby všímali si hvězdáři těchto p-cí při všech úplných zatměních slunce. Šlo o to, aby se zjistilo, zda p. náležejí slunci, jak Arago se domníval, či jsou to úkazy ohybu světla způsobené okrajem měsíce a v ovzduší našem mračny (v. Feilitzsch v Greifswaldě). P. pozorovány byly též v l. 1850, 1851, 1855 a 1858, ale teprve r. 1860 (18. čce) Secchi a Warren de la Rue, uživše fotografie, dokázali, že p. náležejí slunci. Fotografiemi bylo totiž dokázáno, že p. byly měsícem na jedné straně zakrývány, kdežto na druhé straně vystupovaly tím více. Pravá podstata p-cí objevena byla však teprve 18. srp. 1868, kdy při úplném zatmění slunce, v Indii pozorovaném, ponejprv užito bylo spektroskopu. Všichni pozorovatelé (Herschel, Tennant, Pogson, Rayet, Janssen) shledali, že vidmo p-cí tvoří několik jasných čar, z nichž některé přináležejí vodíku. Tím bylo dokázáno, že p. jsou žhavé plyny, jejichž hlavní součástkou je vodík. Veliká jasnost čar p-cí přivedla Janssena na myšlenku, že bylo by možno viděti tyto útvary i mimo zatmění slunce, což se potvrdilo. Stejnou myšlenku pojal dva roky před Janssenem Norman Lockyer, oznámiv 11. říj. 1866 Král. spol. v Londýně svou methodu, které však nemohl zkusiti, nemaje po ruce nástrojů dosti mocných. Na telegrafickou zprávu Janssenovu o pozorování jasných čar ve vidmu p-cí Lockyer 20. říj. 1868 nařídil mocný spektroskop na kraj slunce a mohl pozorováním tří jasných čar vodíkových zjistiti p-ci. Tato methoda Janssenova a Lockyerova, při které rozměry a tvary p-cí poznaji se z délky čar vidmových teprve z několika pozorování, nahrazena byla později pohodlnější, jíž je možno jedním pohledem shlédnouti celý tvar p. a sledovati změny. Zöllner poukázal k tomu, že jasné světlo sluneční odrážené naším ovzduším je příčinou, proč p-cí obyčejně viděti není, jako není za dne viděti hvězd. Otevře-li se štěrbina spektroskopu tak, že viděti je celou p-ci (Huggins), seslabí se odražené světlo sluneční silným rozptylem tak, že nepřekáží. Světlo p-cí neoslabí se tou měrou a spatříme tedy spektroskopem p-ci ve třech barvách čar vodíkových, totiž obraz červený, žlutý a modrý. Dalšími pozorováními, hlavně Lockyerovými, bylo dokázáno, že slunce obklopeno je kolem do výše asi 8000 km plynem, který tvoří p. Lockyer nazval tento obal chrómosférou. P. jsou výběžky jako plameny nebo jazyky nebo hrbolky neb útvary jako mračna, které se vytvořují z chrómosféry. Vystupují často v krátkém čase do značné výše (až i 44.000 km), výstup pak děje se velmi nepravidelně. Často přestávají náhle rychlostí několika set km, ale několik minut potom plyny s ohromnou rychlostí opět se zdvihají. Odkud dostalo se jim popudu nového, není známo, ale víme, že ani ne za celou minutu může p. vyšinouti se z ovzduší slunečního do prázdného prostoru. Hvězdáři dělí p. na dvě hlavní třídy: a) na p.  (mračnovité, vodíkové); b) na p.  (kovové). P. mračnovité možno srovnati s řasami (cirrus), slohami (stratus), řidčeji s kupami (cumulus a cumulostratus). Mají někdy ohromné rozměry, zvláště do šířky, a jsou stálé, podoba jejich nemění se někdy po celé dni, ano na blízku pólů po celé otočení slunce. S chrómosférou spojeny jsou tenkými sloupy. Někdy taková p. činí dojem lijáku, někdy opět vznášejí se volně (bez spojení s chrómosférou) a hlavní mračno provází mraky odloučené. Vidmo jejich skládá se ze 4 čar vodíkových a ze žluté čáry D3 (helium). Někdy zjeví se v částech nejvyšších čáry natria a magnesia. P. výbušné mají obyčejně paprsky silně svítivé, tvar jejich rychle se mění a dosahují obyčejně výše 30.000 až 44.000 km. Vidmo jejich je velmi složité, obsahujíc světlé čáry (podle H. A. Rolanda): železa (2000 čar), niklu, titanu, manganu, chrómu, kobaltu, uhlíku (200), vanadia, cirkonia, ceria, calcia (75), scandia, neodymia, lanthanu, yttria, niobia, molybdénu, palladia, magnesia (20), natria (11), silicia, strontia, barya, aluminia (4), kadmia, rhodia, erbia, zinku, mědi (2), stříbra (2), beryllia (2), germania, cínu, olova (1), kalia (1), helia. Tyto p. kovové vyskytují se obyčejně na blízku skvrny, scházejí však blízko pólů. Tacchini a Riccò dokázali, že těsně souvisí s polohou a hojností skvrn. Význačná jest jejich rychlá měnivost; za 15—20 minut změní se často k nepoznání. Někdy vypadají jako přímočaré rozstupující se paprsky, jindy jako plameny, snopy nebo vodní smršti, někdy vystupují a klesají v krásných parabolách. Rychlost, kterou se pohybuje hmota p-cí výbušných, překročuje někdy 148 km (až 250 km). Čáry ve vidmu jejich jeví pošinutí a zkroucení, což označuje pohyb ve směru zornice. Zvláště četné čáry obsahuje čásť ultrafialová, mezi čarami 3790 a 3630 shledáno bylo na fotografii observatoře Kenword v Chicagu (15. říj. 1892) 74 jasných čar, z nichž některé náležely vodíku. Hale a Deslandres (1891) užili silného účinku čar calcia H a K k fotografování p-í a chrómosféry. Co se týče  p-cí, proneseno bylo několik domněnek. Ohromné rychlosti vzbudily pochybnosti o realitě aspoň jedné části p-cí a dodaly veliké váhy výkladu A. Schmidta a W. Julia, podle kterého nešlo by o skutečné výbuchy, nýbrž o úkazy světelné. Paprsky světelné vycházející z vnitra slunce lomeny jsou pravidelně nebo nepravidelně a zdá se, jakoby vycházely z bodů mimo slunce a pohybovaly se. Tedy by to byl úkaz podobný jako fatamorgana. Jak ohromně přehnány mohou malé nepravidelnosti v hutnosti ústředí jeviti se při úkazech světelných, tomu nasvědčují na př. podivné křivky na rovných kolejích, pozorujeme-li je šikmo skrze sklo oken ve vozech železničních (elektrických). Jsou-li vedle těchto p-cí, jevících se jako klamy optické, ještě p. skutečné, pro ty podává Halm výklad velmi jednoduchý a pravdě podobný, sleduje důsledky svých badání o mechanickém a tepelném stavu rovnováhy v ovzduší slunečném. V této práci dokazuje, že každý plyn sobě přenechaný snaží se přiblížiti adiabatické rovnováze. K tomuto stavu povedou hlavně proudy konvektivní, proto označuje jej lord Kelvin jako rovnováhu konvektivní. Halm myslí, že následkem značného lokálního zvýšení teploty na blízku skvrn nastati musí zcela mimořádné zvýšení vrstvy vodíkové daleko nad obyčejnou hladinu, aby nastala tepelná rovnováha. Výbušné p. pak vykládá ustavičnými proudy, které v ovzduší slunečním kolují mezi povrchem a vnitřkem Tyto mohou vztlak přehřátého vodíku na čas zadržeti. Nelze upříti, že čásť p-cí lze touto theorií Halmovou zcela přirozeně vysvětliti. Jde jen o to, zda jsou vedle optických klamů ještě p. skutečné. O tom budoucnost snad rozhodne. Viz též . 
VRý.

Astronomie v Ottově slovníku naučném