Corona solar

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Ficheru:Cortil eclips 1999 4.jpg
Fotografía d'un eclís tomada en Francia en 1999.
Erupciones na corona solar.

La corona solar ye la capa más esterna del Sol, ta compuesta de afigura y estiéndese más d'un millón de kilómetros dende'l so orixe sobre la cromosfera. Puede reparase dende la tierra mientres un eclís solar total o utilizando dispositivos como'l coronógrafo. La densidá de la corona solar ye un mil millón de vegaes inferior a la de la atmósfera terrestre al nivel del mar y la so temperatura de 106 Kelvin.[1]

Tolos detalles estructurales de la corona son debíes al campu magnético del Sol.

Corona solar[editar | editar la fonte]

Tratar de la parte más esterna de la so atmósfera, con casi 1.000.000 de km. Anque tenga una elevada temperatura de casi 2.000.000 graos, solo podemos reparar si despintamos dafechu'l discu solar, que ye mil millones de vegaes más intensa. Esti tapecimientu producir nos eclises solares.

Bengt Edlén, siguiendo'l trabayu de Grotrian (1939), identificó per primer vegada les llínees espectrales coronales en 1940 (reparaes dende 1869) como les transiciones de niveles metaestables baxos de la configuración de metales altamente ionizados (la llínea verde Fe-XIV a 5303 Å, sinón tamién la llínea colorada Fe-X a 6374 Å). Estos altos graos d'ionización indiquen una temperatura del afigura de más de 1.000.000 kelvin,[1] muncho más caliente que la superficie del Sol.

La lluz de la corona provien de tres fuentes primaries, del mesmu volume d'espaciu. El K-corona (K para kontinuierlich, "continuu" n'alemán) ye creáu pola lluz solar qu'esvalixa electrones llibres; El enanche Doppler de les llínees d'absorción fotosféricas reflexaes estender tan llargamente que les escurez dafechu, dando l'apariencia espectral d'un continuu ensin llínees d'absorción. La F-corona (F para Fraunhofer) ye creada pola lluz solar rebotando nes partícules de polvu, y ye observable porque la so lluz contien les llínees d'absorción de Fraunhofer que se ven na lluz solar cruda; la corona F estender a ángulos d'allargamientu bien altos dende'l Sol, onde se llama la lluz zodiacal. La Y-corona (Y pa emisión) deber a llínees d'emisión espectral producíes por iones presentes nel afigura coronal; puede reparase en llínees d'emisión espectral amplia o prohibida o caliente y ye la fonte principal d'información sobre la composición de la corona.[2]

Característiques físiques[editar | editar la fonte]

Un dibuxu que demuestra la configuración del fluxu magnético cortil mientres el ciclu solar

La corona del sol ye muncho más caliente (por un factor de 150 a 450) que la superficie visible del Sol: la temperatura medio de la fotosfera ye 5800 kelvin en comparanza cola corona d'unu a tres millones de kelvin. La corona ye 10-12 vegaes tan trupa como la fotosfera, y polo tanto produz cerca d'un millonésimu de lluz visible. La corona ta dixebrada de la fotosfera pola cromosfera relativamente pocu fonda. El mecanismu esactu pol cual calezse la corona ye inda la tema de dalgún alderique, pero les posibles posibilidaes inclúin la inducción pel campu magnéticu del Sol y les ondes magnetohidrodinámicas dende embaxo. Los cantos esteriores de la corona del Sol tán costantemente siendo tresportaos llueñe debíu al fluxu magnético abiertu y polo tanto xenerando'l vientu solar.

La corona non siempres ta uniformemente distribuyida al traviés de la superficie del Sol. Mientres períodos de silenciu, la corona ta más o menos confinada a les rexones ecuatoriales, con furos coronales que cubren les rexones polares. Sicasí, mientres los períodos activos del Sol, la corona distribúyese uniformemente sobre les rexones ecuatorial y polar, anque ye más prominente n'árees con actividá de llurdios solares. El ciclu solar dura aprosimao 11 años, dende'l mínimu solar hasta'l mínimu siguiente. Cuidao que el campu magnético cortil endólcase de cutio por cuenta de la rotación más rápida de la masa nel ecuador del sol (rotación diferencial), l'actividá del llurdiu solar va ser más pronunciada nel máximu solar onde'l campu magnético ye más torcíu. Acomuñaos colos llurdios solares son los llazos coronales, bucles de fluxu magnético, surdiendo dende l'interior solar. El fluxu magnético emburria la fotosfera más caliente a un llau, esponiendo l'afigura más fríu per debaxo, creando asina los llurdios solares relativamente escures.

Cuidao que la corona foi fotografiada a altu resolvimientu nel rangu de rayos X del espectru pol satélite Skylab en 1973 y darréu por Yohkoh y los otros preseos espaciales siguientes, viose que la estructura de la corona ye bastante variada y complexa: distintes zones fueron darréu clasificaes nel discu coronal.[3][4][5] Los astrónomos suelen estremar delles rexones,[6] como se describe de siguío.

Rexones actives[editar | editar la fonte]

Les rexones actives son conxuntos d'estructures de bucles que conecten puntos de polaridá magnética opuesta na fotosfera, los llamaos bucles coronales. Xeneralmente distribúyense en dos zones d'actividá, que son paraleles al ecuador solar. La temperatura medio ye d'ente dos y cuatro millones de kelvins, ente que la densidá va de 109 a 1010 partícules por cm3.


Ilustración qu'amuesa bárabos solares y llurdios solares

Les rexones actives impliquen tolos fenómenos directamente rellacionaos col campu magnético, qu'asoceden a distintos altores percima de la superficie del Sol:[6] llurdios solares y fáculas, producir na fotosfera, espículas, filamentos y sableres solares na cromosfera, bárabos cromosféricas y nes rexones de transición, y les erupciones y les eyecciones de masa coronal asoceden na corona y la cromosfera. Si les fogarales son bien violentes, tamién pueden alteriar la fotosfera y xenerar una onda de Moreton. Otra manera, les prominencies quiescentes son estructures trupes y grandes, trupes, que se reparen en forma de files Hα escures y "serpentinas" (qu'apaecen como filamentos) nel discu solar. La so temperatura ye d'aprosimao 5000-8000 K, y polo tanto considérense xeneralmente como característiques cromosféricas.

En 2013, les imaxes del Sensor d'Imaxes d'Altu resolvimientu Coronal revelaron nunca antes vistes "trences magnétiques" d'afigura dientro de les capes esternes d'estes rexones actives.[7]


Llazos coronales[editar | editar la fonte]

Los llazos coronales son les estructures básiques de la corona solar magnética. Estos bucles son los parentes de fluxu magnético zarráu del fluxu magnético abiertu que pueden atopase nes rexones del furacu coronal (polar) y el vientu solar. Los bucles de fluxu magnético remanecen del cuerpu solar y enllénense d'afigura cortil caliente.[8] Por cuenta de l'actividá magnética aumentada nestes rexones del llazu coronal, los llazos coronal pueden ser de cutiu el precursor a los fogarales solares yá les eyecciones de masa coronal (CMEs).

L'afigura solar qu'alimenta estes estructures calezse de menos de 6000 K a más de 106 K dende la fotosfera, al traviés de la rexón de transición, y na corona. De cutiu, l'afigura solar enllena estos bucles d'un puntu y drena a otru, llamáu puntos de pies (fluxu de sifón por cuenta de una diferencia de presión,[9] o fluxu asimétrico por cuenta de dalgún otru conductor).

Cuando l'afigura alzar dende los puntos de pies escontra la parte cimera del bucle, como asocede siempres mientres la fase inicial d'un fogaral compactu, defínese como evaporación cromosférica. Cuando l'afigura esfrezse rápido y cai escontra la fotosfera, llámase condensación cromosférica. Tamién puede haber un fluxu simétrico dende dambos puntos del pie del bucle, causando una acumuladura de masa na estructura del bucle. L'afigura puede esfrecese rápido nesta rexón (pa una inestabilidá térmica), nos sos filamentos escuros o en bárabos de la estremidá del Sol.

Los bucles coronales pueden tener vides nel orde de segundos (nel casu d'eventos de bengalas), minutos, hores o díes. Onde hai un equilibriu nes fontes d'enerxía del llazu y los fregaderos, los llazos coronal pueden durar por períodos de tiempu llargos y conócense como l'estáu estable o los llazos coronales quiescentes. (exemplu).

Los llazos coronales son bien importantes pa la nuesa comprensión del problema actual de calentamientu coronal. Los bucles coronales son fontes d'afigura altamente radiales y polo tanto son fáciles de reparar con preseos como TRACE. Una esplicación del problema de calentamientu coronal permanez como estes estructures reparar a distancia, onde munches ambigüedaes tán presentes (esto ye, les contribuciones de radiación a lo llargo de la llínea de mira). Ríquense midíes in situ primero que pueda llograse una respuesta definitiva, pero por cuenta de les altes temperatures plasmáticas na corona, les midíes in situ son, na actualidá, imposibles. La próxima misión de la NASA Cortil Probe Plus va averar al Sol bien de cerca dexando observaciones más directes.

Estructures a gran esguila[editar | editar la fonte]

Les estructures a gran escala son arcos bien llargos que pueden cubrir más d'un cuartu del discu solar pero que contienen afigura menos trupu que nos bucles coronales de les rexones actives.

Fueron detectaos per primer vegada na observación del fogaral del 8 de xunu de 1968 mientres un vuelu con cohete.[10]

La estructura a gran escala de la corona camuda mientres el ciclu solar de 11 años y faise particularmente simple mientres el períodu mínimu, cuando'l campu magnético del Sol ye casi similar a una configuración dipolar (más un componente cuadrupolar).

Interconexiones de rexones actives[editar | editar la fonte]

Les interconexiones de les rexones actives son arcos que conecten zones de campu magnético opuestu, de distintes rexones actives. Les variaciones significatives d'estes estructures vense de cutiu dempués d'un fogaral.

Delles otres característiques d'esti tipu son banderes de cascu grandes estructures coronales con forma de tapa con picos llargos y apuntiaos que xeneralmente se superponen a los llurdios solares y a les rexones actives. Les corrientes coronales considérense fontes del vientu solar lentu.[11]


Cuévanos del filamentu[editar | editar la fonte]

Imaxe tomada pol Solar Dynamics Observatory el 16 d'ochobre de 2010. Un cuévanu de filamentu bien llarga ye visible al traviés del hemisferiu sur del Sol.

Les cuévanos de filamentu son zones que paecen escures nos rayos X y tán percima de les rexones onde se reparen filamentos de Hα na cromosfera. Reparar por primer vegada nos dos vuelos de cohetes de 1970, que tamién detectaron furacos coronales.[10]

Los cuévanos de filamentu son nubes más fríes de gases (afigura) suspendíes percima de la superficie del Sol por fuerces magnétiques. Les rexones d'intensu campu magnético paecen escures nes imaxes porque tán vacíes d'afigura caliente. Ello ye que la suma de la presión magnética y de la presión del afigura ten de ser constante perdayuri de la heliosfera pa tener una configuración d'equilibriu: onde'l campu magnético ye más altu, l'afigura ten de ser más fríu o menos trupu. La presión d'afigura puede calculase por aciu la ecuación d'estáu d'un gas perfecto , onde ye'l númberu de partícula densidá, la constante de Boltzmann y la temperatura del afigura. Rescampla a partir de la ecuación que la presión del afigura mengua cuando la temperatura del afigura mengua con al respective de les rexones circundantes o cuando la zona de campu magnético intensu balérase. El mesmu efectu físicu fai que los llurdios solares aparentemente escures na fotosfera.


Puntos brillosos[editar | editar la fonte]

Los puntos brillosos son pequenes rexones actives que s'atopen nel discu solar. Los puntos brillosos de rayos X detectar por primer vegada'l 8 d'abril de 1969 mientres un vuelu con cohete.[10] La fracción de la superficie solar cubierta por puntos brillosos varia col ciclu solar. Acomuñar con pequenes rexones bipolares del campu magnético. La so temperatura medio bazcuya ente 1.1x106 K y 3.4x106 K. Les variaciones de temperatura se correlacionan de cutiu con cambeos na emisión de rayos X.[12]

Furacos coronales[editar | editar la fonte]

Los furacos coronales son les rexones polares que paecen escures nos rayos X una y bones nun emiten muncha radiación.[13] Estes son amplies zones del Sol onde'l campu magnético ye unipolar y ábrese escontra l'espaciu interplanetariu. El vientu solar d'alta velocidá surde principalmente d'estes rexones.

Nes imaxes UV de los furacos coronales, delles pequenes estructures, similares a les burbuyes allargaes, vense de cutiu como taben suspendíes nel vientu solar. Estos son los penachos coronales. Más esactamente, son flámulas llargues y delgaes que se proxecten pa escontra fora dende los polos norte y sur del Sol.[14]

El Sol sele[editar | editar la fonte]

Les rexones solares que nun formen parte de les rexones actives y los furos coronales identifíquense comúnmente como'l Sol sele.

La rexón ecuatorial tien una velocidá de rotación más rápida que les zones polares. La resultancia de la rotación diferencial del Sol ye que les rexones actives siempres surden en dos bandes paraleles al ecuador y la so estensión aumenta mientres los períodos de máximu del ciclu solar, ente que casi sumen mientres cada mínimu. Poro, el Sol silenciosu siempres coincide cola zona ecuatorial y la so superficie ye menos activa mientres el máximu del ciclu solar. Averándose al mínimu del ciclu solar (tamién llamáu ciclu de la camparina), la estensión del Sol silenciosu aumenta hasta cubrir tola superficie del discu escluyendo dellos puntos brillosos del hemisferiu y los polos, onde tán los furacos coronales.

La observación de la corona[editar | editar la fonte]

La forma más senciella d'observación de la corona solar, ye cuando'l discu llunar, despinta por completu'l discu solar. Ye nesi momentu cuando la corona solar surde de la escuridá, ensin interferencies del discu solar. Dada la peligrosidá de la so observación directa, esisten distintos métodos d'observación, yá sía con preseos ópticos o con filtros d'una opacidá especial.

Observación directa[editar | editar la fonte]

Dellos telescopios profesionales, disponen d'un preséu llamáu coronógrafo. Tratar d'un discu metálicu que despinta'l discu solar pa poder reparar la corona. Un exemplu d'esti tipu de telescopiu ye'l LASCO. Si quier faese una observación directa al sol, tienen qu'utilizase filtros especiales como los de tipu MYLAR.

Observación indirecta[editar | editar la fonte]

Esti tipu d'observación ta bien estendida ente los astrónomos aficionaos. Basar en reflexar la imaxe captada por un preséu ópticu sobre una superficie, de manera que la observación faise indirectamente, evitando la esposición de los nuesos güeyos directamente a les radiaciones solares.

Un pocu d'hestoria[editar | editar la fonte]

Telescopiu SOHO.

La primer observación de la que se tien constancia, remontar al 22 d'avientu de 1870 mientres un eclís solar. Charres August Young entamó una espedición al olivar de Buenavista, en Xerez de la Frontera.[15] La observación del espectro de lluz de la corona dexó-y identificar un trazu verde que'l so orixe nun pudo ser esplicáu. Ente les hipótesis que circularon na dómina falar d'un supuestu elementu químicu desconocíu que nun taría presente na Tierra.

A empiezos del sieglu XX llegar a suxurir qu'estes manifestaciones yeren productu d'un nuevu elementu químicu que se denominó coronio. Hasta 1930 la única forma posible de reparar la corona yera cuando la Lluna clisaba'l Sol totalmente. Gracies a la invención, en 1930, d'un atélite dispositivu pa producir eclíss artificiales, los llamaos coronógrafos, pudo estudiase de forma más accesible el fenómenu de la corona solar.

Col desenvolvimientu de la espectroscopia, en 1940 demostróse que tal fenómenu nun yera más que la resultancia de la lluz xenerada por un conxuntu d'átomos altamente ionizados. Edlen y de Grotrian demostraron que les rayes verdes nun yeren producíes pol espectru de materiales desconocíos, sinón que son el productu de la radiación electromagnético producida por átomus altamente ionizados d'elementos disponibles na Tierra como'l fierro. Sicasí, hasta l'apaición de telescopios especializaos, como'l SOHO, nun foi posible reparar la corona solar en tou la so rellumanza.

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. 1,0 1,1 (2004) Physics of the Solar Corona. An Introduction. ISBN 3-540-22321-5.
  2. (2007) Lives of the Planets. ISBN 978-0-465-01403-3.
  3. «Identification and analysis of structures in the corona from X-ray photography». Solar Physics 32. doi:10.1007/BF00152731. Bibcode1973SoPh...32...81V. 
  4. R. Giacconi, ed. Solar X-Ray Emission in "X-Ray Astronomy". 
  5. «Recent advances in Coronae Physics». Annu. Rev. Astron. Astrophys. 16. doi:10.1146/annurev.aa.16.090178.002141. Bibcode1978ARA&A..16..393V. 
  6. 6,0 6,1 (1973) The Quiet Sun.
  7. «How NASA Revealed Sun's Hottest Secret in 5-Minute Spaceflight».
  8. «Magnetic Properties at Footpoints of Hot and Cool Loops». The Astrophysical Journal 621. doi:10.1086/427488. Bibcode2005ApJ...621..498K. 
  9. «On the Stability of Siphon Flows in Coronal Loops». Space Science Reviews 87. doi:10.1023/A:1005182503751. Bibcode1999SSRv...87..133B. 
  10. 10,0 10,1 10,2 (1992) en J. F. Linsky and S.Serio: G.S. Vaiana memorial lecture in Proceedinds of Physics of Solar and Stellar Coronae: G.S. Vaiana Memorial Symposium, 3–19. ISBN 0-7923-2346-7.
  11. «Source regions of the slow solar wind in coronal streamers». Geophysical Research Letters 27. doi:10.1029/2000GL000097. Bibcode2000GeoRL..27.2885O. 
  12. «Temperature variability in X-ray bright points observed with Hinode/XRT». Astronomy & Astrophysics 526. 2011. doi:10.1051/0004-6361/201014878. Bibcode2011A&A...526A..78K. 
  13. «Is the Polar Region Different from the Quiet Region of the Sun?». The Astrophysical Journal 719. doi:10.1088/0004-637X/719/1/131. Bibcode2010ApJ...719..131I. 
  14. «Spectroscopic characteristics of polar plumes». Astronomy & Astrophysics 398. doi:10.1051/0004-6361:20021628. Bibcode2003A&A...398..743D. 
  15. http://www.jerezsiempre.com/index.php/Eclís_de Sol reparáu_dende_Xerez_en_1870


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