Слънчевите протуберанси представляват великолепна визуализация на решаващата роля на локалните магнитни полета за слънчевата активност, при тяхното проникване в слънчевата атмосфера. От гледна точка на тяхната морфология и поведение протуберансите представляват едно от най-живописните активни образувания. Тяхната форма и движения визуализират и трасират конфигурацията и еволюцията на локалните магнитни полета в атмосферата на Слънцето. Богатото морфологично разнообразие на протуберансите, наблюдавани на лимба на Слънцето, разкрива топологии на магнитното поле от различен времеви и пространствен мащаб.

Протуберансите се изследват активно от средата на миналия век, с появата на спектрографските методи в астрономията. Въпреки това, едно от най-ранните съобщения за проява на слънчева активност най-вероятно се отнася за слънчеви протуберанси. През 1239 г. Муратори, наблюдавайки короната по време на пълно слънчево затъмнение, съобщава за “пламтящи дупки” в нея (Secchi, 1875). Особено активно тези явления се изследват от 1931 г., след въвеждането от Лио на коронографа и филтър за наблюдение в Балмеровата линия на водорода H . Едни от първите систематични изследвания на протуберансите са свързани с опита за тяхната класификация, поради огромното разнообразие на техните форми и движения. Един от пълните обзори на класификациите на протуберансите е даден от Тандберг-Хансен (1974). През 1875 г. Секи разделя протуберансите на два основни класа – спокойни и активни, в зависимост от степента на тяхната динамична активност. През 1925 г. Петит създава класификация на протуберансите от пет класа: активни, еруптивни, свързани със слънчевите петна, торнадо и спокойни. Северни (1950) и де Ягер (1959), използвайки като критерий предимно тяхното движение, разделят протуберансите на спокойни и движещи се. Подобно деление използва и Зирин (1966), който ясно определя класа на протуберансите, в зависи-мост от тяхната връзка със слънчевата активност. Мензел и Еванс (1953) предлагат двумерна класификация според възникването на протуберанс – отгоре (от короната) или отдолу и връзката им със слънчевите петна. Споменатите дотук класификации са морфологични. Валдмайер (1949), Зирин и Тандберг-Хансен (1960) и Тандберг-Хансен (1963) създават спектрални класификации по относителната интензивност на спектралните линии на тези явления, видими в излъчване над лимба. През последните две десетилетия обаче, почти всички изследователи на тези обекти се върнаха към предложената от Секи класификация и разглеждат само два основни типа протуберанси – активни и спокойни.

Слънчевите протуберанси са относително студени ( 10⁴ К) и плътни ( 10¹¹ см^-3) плазмени образувания в горещата ( 10⁶ К) и силно разредена ( 10⁹ см^-3) слънчева корона (Fofbes, 1990). Много наблюдения и изследвания на протуберансите подсказват, че магнитното поле в и около протуберансите са отговорни както за изолирането на протуберансите от горещата корона, така и за поддържането им против силата на тежестта.

Физическите условия в слънчевите протуберанси са близки до тези на хромосферата, поради което методите на наблюдение на протуберансите и хромосферата съвпадат. Наблюдавани в монохроматичната светлина на линията H на слънчевия лимб, протуберансите наподобяват ефектни ярки “завеси” (Фиг. 1), дъги, фунии или примки, представляващи различни проекции на протуберансите върху картинната плоскост и характеризиращи се с богато морфологично разнообразие. Наблюдавани в проекция на слънчевия диск, протуберансите поглъщат относително по-интензивното излъчване на хромосферата в H и наподобяват тъмни влакна (Фиг. 2).

В наши дни наблюденията на протуберансите се провеждат в широк диапазон на дължини на вълните: в радиодиапазона, в оптичните линии H , H , K на Ca II…, в ултравиолетовите линии Si III, C IV, He II… и дори в меките рентгенови лъчи.