Corona estelar

En astronomia, una corona (plural: corones ) és la capa més externa de l'atmòsfera d'una estrela, composta principalment per plasma a altes temperatures. Es troba per damunt de la cromosfera i s'estén cap a l'espai, formant una regió difusa que pot alcançar millons de quilómetros des de la superfície estelar. Este fenomen és comú en estreles com el Sol, la corona del qual ha segut àmpliament estudiada. És una regió de plasma calenta pero relativament tènue poblada per estructures coronales intermitents, com a prominència, bucles coronales i serpentines de caixco.

La corona del Sol es troba sobre la cromosfera i s'estén millons de quilómetros cap a l'espai exterior. La llum coronal generalment està enfosquida per la radiació difusa del cel i la resplandor del disc solar, pero es pot vore fàcilment simple vista durant un eclipse solar total o en un coronógrafo especialisat. Les medicions espectroscópicas indiquen una forta ionisació en la corona i una temperatura del plasma superior a 1000000 kelvin, molt més calent que la superfície del Sol, coneguda com la fotosfera.

Corona (llatí per a 'corona') es deriva, a la seua volta, del grec antic κορώνη (kornnē) 'guirnalda, corona'.

Història

En 1724, l'astrònom franc-italià Giacomo F. Maraldi va reconéixer que l'oreig visible durant un eclipse solar pertany al Sol, no a la Lluna. En 1809, l'astrònom espanyol José Joaquín de Ferrer va falcar el terme 'corona'. Basant-se en les seues pròpies observacions de l'eclipse solar de 1806 en Kinderhook (Nova York), de Ferrer també va propondre que la corona era part del Sol i no de la Lluna. L'astrònom anglés Norman Lockyer va identificar el primer element desconegut en la Terra en la cromosfera del Sol, que es va cridar heli(del grec heli 'sol'). L'astrònom francés Jules Jenssen va senyalar, despuix de comparar les seues llectures entre els eclipses de 1871 i 1878, que el tamany i la forma de la corona canvien en el cicle de les taques solars. En 1930, Bernard Lyot va inventar el "coronógrafo" (ara" coronógrafo"), que permet vore la corona sense un eclipse total. En 1952, l'astrònom nortamericà Eugene Parker va propondre que la corona solar podria calfar-se per mig d'una miríade de diminutes 'nanoflares', allumenament en miniatura que s'assemblen a les erupció solars que ocorrerien en tota la superfície del Sol.

Teories històriques

L'alta temperatura de la corona del Sol li dona característiques espectrals inusuals, lo que va dur a alguns en el XIX a sugerir que contenia un element prèviament desconegut, el "coronium". En canvi, estes característiques espectrals han segut explicades des de llavors per ferro altament ionizado (Fe-XIV o Fe¹³⁺). Bengt Edlén, seguint el treball de Walter Grotrian en 1939, va identificar per primera volta les llínees espectrals coronales en 1940 (observades des de 1869) com a transicions des de nivells metaestables baixos de la configuració fonamental de metals altament ionizados (la llínea verda Fe-XIV de Fe¹³⁺ a 5303Å, pero també la llínea roja Fe-X de Fe⁹⁺ a 6374Å).

Formació i estructura

La corona està estructurada pel camp magnètic estelar, que organisa el plasma en bucles coronales i atres formacions dinàmiques. Estes estructures són visibles en estreles actives gràcies a telescopis que capturen imàgens en rajos X o ultravioleta.

El mecanisme exacte que calfa la corona a temperatures tan altes seguix sent un tema d'investigació activa. Entre les teories propostes es troben les ones magnetohidrodinámicas i els processos relacionats en la reconexión magnètica.

Components observables

La corona solar té tres fonts de llum reconegudes i distintes que ocupen el mateix volum :la "corona F" (per a "Fraunhofer"), la "corona K" (per a "Kontinuierlich") i la" corona I "(per a"emissió").

La "corona F" rep el seu nom del espectre Fraunhofer de llínees d'absorció en la llum solar ordinària, que es conserven per reflexió de menuts objectes materials. La corona F és dèbil prop del Sol mateix, pero disminuïx la seua lluentor solament gradualment llunt del Sol, estenent-se a lo llarc del cel i convertint-se en la llum zodiacal. Es reconeix que la corona F sorgix de menuts grans de pols que orbitan al voltant del Sol; estos formen un núvol tènue que s'estén a través de gran part del sistema solar.

La "corona K" rep el seu nom pel fet de que el seu espectre és un continu, sense característiques espectrals importants. És la llum solar la que Thomson dispersa per electrons lliures en el plasma calent de l'atmòsfera exterior del Sol. La naturalea contínua de l'espectre sorgix del eixamplada Doppler de les llínees d'absorció Fraunhofer del Sol en el marc de referència dels electrons (calents i, per lo tant, de ràpit moviment). Encara que la corona K és un fenomen dels electrons en el plasma, el terme s'usa en freqüència per a descriure el plasma en sí mateixa (a diferència de la pols que dona lloc a la corona F).

La "corona I" és el component de la corona en un espectre de llínea d'emissió, ya siga dins o fòra de la banda de llongitut d'ona de la llum visible. És un fenomen del component iònic del plasma, ya que els ions individuals s'exciten per colisió en atres ions o electrons, o per absorció de llum ultravioleta del Sol.

Característiques físiques

La corona del Sol és molt més calent (per un factor de 150 a 450) que la superfície visible del Sol: la temperatura de la corona és d'1 a 3 millons de kelvin en comparació a la temperatura promig de la fotosfera, al voltant de 5800 kelvin. La corona és molt manco densa que la fotosfera, i produïx aproximadament una millonèsima part de llum visible. La corona està separada de la fotosfera per la cromosfera relativament superficial. El mecanisme exacte pel qual es calfa la corona encara és objecte de cert debat, pero les possibilitats provables inclouen lliberacions episódicas d'energia del camp magnètic omnipresent i ones magnetohidrodinámicas des d'avall. Les vores exteriors de la corona del Sol es transporten constantment, creant el fluix magnètic "obert" arrastrat pel vent solar.

La corona estelar està formada per plasma extremadament calenta, en temperatures que poden oscilar entre 1 i 3 millons de kelvin. A pesar de la seua alta temperatura, la seua densitat és molt baixa, lo que fa que emeta menys llum visible en comparació a les capes internes de l'estrela, com la fotosfera.

Esta regió és responsable d'emetre radiació en llongituts d'ona com els rajos X i el ultravioleta extrem, lo que permet el seu estudi per mig de telescopis especials i observatoris espacials.

La corona no sempre es distribuïx uniformemente per la superfície del Sol. Durant els periodos de tranquilitat, la corona està més o menys confinada a les regions equatorials, en forats coronales que cobrixen les regions polars. No obstant, durant els periodos actius del Sol, la corona es distribuïx uniformemente sobre les regions equatorials i polars, encara que és més prominent en àrees en activitat de taques solars. El cicle solar comprén aproximadament 11 anys, des d'un mínim solar fins al següent mínim. Ya que el camp magnètic solar es enrolla contínuament per la rotació més ràpida de la massa en l'equador del Sol (rotació diferencial), l'activitat de les taques solars és més pronunciada en el màxim solar, a on el camp magnètic està més retortillat. Associats en les taques solars hi ha bucles coronales, bucles de fluix magnètic, surgencias de l'interior solar. El fluix magnètic espenta la fotosfera més calenta a un costat, exponent el plasma més fret davall, creant aixina les taques solars relativament obscures.

Les imàgens de rajos X d'alta resolució de la corona solar fotografiades per Skylab en 1973, per Yohkoh en 1991-2001 i per instruments espacials posteriors varen revelar que l'estructura de la corona era prou variada i complexa, lo que va dur als astrònoms a classificar vàries zones en el disc coronal. Els astrònoms solen distinguir vàries regions, com es descriu a continuació.

Regions actives

Artícul principal → Regió activa.

Les regions actives són conjunts d'estructures de bucle que conecten punts de polaridad magnètica oposta en la fotosfera, els cridats bucles coronales. Generalment es distribuïxen en dos zones d'activitat, que són paraleles a l'equador solar. La temperatura promig és d'entre dos i quatre millons de kelvin, mentres que la densitat va de 10⁹ a 10¹⁰ partícules per centímetro cúbic.

Les regions actives involucren tots els fenomens directament relacionats en el camp magnètic, que ocorren a diferents altures sobre la superfície del Sol: les taques solars i les fáculas ocorren en la fotosfera; espículas, filaments d'Hα i plages en la cromosfera; prominència en la cromosfera i la regió de transició; i les llamaradas i eyecciones de massa coronal (CME) ocorren en la corona i la cromosfera. Si les llamaradas són molt violentes, també poden pertorbar la fotosfera i generar una ona de Moreton. Pel contrari, les prominència inactives són estructures grans, fredes i denses que s'observen com a cintes d'Hα obscures, "similars a serps" (que semblen filaments) en el disc solar. La seua temperatura és d'aproximadament 5000-8000K, per lo que generalment es consideren característiques cromosféricas.

En 2013, les imàgens del Generador d'Imàgens Coronales d'Alta Resolució varen revelar "trenes magnètiques" de plasma mai abans vistes dins de les capes externes d'estes regions actives.

Bucles coronales

Els bucles coronales són les estructures bàsiques de la corona solar magnètica. Estos bucles són primers del fluix magnètic tancat del fluix magnètic obert que es pot trobar en els forats coronales i en el vent solar. Bucles de fluix magnètic broten del cos solar i s'omplin en plasma solar calent. Per la major activitat magnètica en estes regions de bucles coronales, els bucles coronales a sovint poden ser els precursors de erupció solars i CME.

El plasma solar que alimenta estes estructures es calfa des de menys de 6000 K fins a més de 10⁶ K des de la fotosfera, a través de la regió de transició i cap a la corona. A sovint, el plasma solar omplirà estos bucles d'un punt i drenará a un atre, cridats punts de peu (fluix de sifón per una diferència de pressió, o fluix asimètric per algun atre impulsor).

Quan el plasma s'eleva des dels punts del peu cap a la part superior del bucle, com sempre ocorre durant la fase inicial d'una llamarada compacta, es definix com a evaporament cromosférica. Quan el plasma es gela ràpidament i cau cap a la fotosfera, es denomina condensació cromosférica. També pot haver fluix simètric des d'abdós punts del peu del bucle, lo que provoca una acumulació de massa en l'estructura del bucle. El plasma pot gelar-se ràpidament en esta regió (per inestabilitat tèrmica), els seus filaments obscurs són obvis contra el disc solar o les prominència del oscurecimiento del llim.

Els bucles coronales poden tindre vides de l'orde de segons (en el cas d'events de llamaradas), minuts, hores o dies. Quan hi ha un equilibri en les fonts d'energia del bucle i els sumideros, els bucles coronales poden durar llarcs periodos de temps i es coneixen com a bucles coronales en estat estacionario o inactius (eixemple).

Els bucles coronales són molt importants per a la nostra comprensió del problema actual del calfament coronal. Els bucles coronales són fonts de plasma altament radiants i, per lo tant, són fàcils d'observar en instruments com TRACE. Queda una explicació del problema del calfament coronal a mida que estes estructures s'observen de forma remota, a on estan presents moltes ambigüitats (és dir, contribucions de radiació a lo llarc de la propagació de la llínea de visió). Es requerixen medicions in situ ans que es puga determinar una resposta definitiva, pero per les altes temperatures del plasma en la corona, les medicions in situ són, en l'actualitat, impossibles. La pròxima missió de la Sonda Solar Parker de la NASA s'acostarà al Sol molt de prop, permetent observacions més directes.

Estructures a gran escala

Les estructures a gran escala són arcs molt llarcs que poden cobrir més d'una quarta part del disc solar, pero contenen plasma menys dens que en els bucles coronales de les regions actives.

Varen ser detectats per primera volta en l'observació de vengales del 8 de juny de 1968 durant un vol d'eixida.

L'estructura a gran escala de la corona canvia a lo llarc del cicle solar d'11 anys i es torna particularment simple durant el periodo mínim, quan el camp magnètic del Sol és casi similar a una configuració dipolar (més un component cuadrupolar).

Interconexions de regions actives

Les interconexions de les regions actives són arcs que conecten zones de camp magnètic opost, de diferents regions actives. A sovint s'observen variacions significatives d'estes estructures despuix d'un brot.

Algunes atres característiques d'este tipo són les serpentines coronales: estructures coronales grans en forma de gorro en picos llarcs i puntaguts que generalment se superponen a les taques solars i les regions actives. Les serpentines coronales es consideren fonts del vent solar llent.

Cavitats de filaments

Les cavitats dels filaments són zones que es veuen obscures en els rajos X i estan per damunt de les regions a on s'observen filaments d'Hα en la cromosfera. Es varen observar per primera volta en els dos vols d'eixides de 1970 que també varen detectar forats coronales.

Les cavitats dels filaments són núvols més frets de plasma suspeses sobre la superfície del Sol per forces magnètiques. Les regions d'intens camp magnètic es veuen obscures en les imàgens perque estan buides de plasma calenta. De fet, la suma de la pressió magnètica i la pressió del plasma deu ser constant en tots els llocs de la heliosfera per a tindre una configuració d'equilibri: a on el camp magnètic és més alt, el plasma deu ser més fret o menys dens. La pressió del plasma $p$ es pot calcular per mig de l'equació d'estat d'un gas perfecte: $p=n{k}_{B}T$, a on $n$ és la densitat del número de partícules, $k_B$ la constant de Boltzmann i $T$ la temperatura del plasma. És evident a partir de l'equació que la pressió del plasma disminuïx quan la temperatura del plasma disminuïx sobre les regions circumdants o quan es buida la zona de camp magnètic intens. El mateix efecte físic fa que les taques solars semblen obscures en la fotosfera.

Punts lluents

Els punts lluents són menudes regions actives que es troben en el disc solar. Els punts lluents de rajos X es varen detectar per primera volta el 8 d'abril de 1969, durant un vol en eixida.

La fracció de la superfície solar coberta per punts lluents varia en el cicle solar. Estan associats en menudes regions bipolars del camp magnètic. La seua temperatura mija oscila entre 1,1 MK i 3,4 MK. Les variacions en la temperatura a sovint estan correlacionadas en canvis en l'emissió de rajos X.

Forats coronales

Artícul principal → Forat coronal.

Els forats coronales són regions unipolars que es veuen obscures en els rajos X ya que no emeten molta radiació. Es tracta d'àmplies zones del Sol a on el camp magnètic és unipolar i s'obri cap a l'espai interplanetario. El vent solar d'alta velocitat sorgix principalment d'estes regions.

En les imàgens UV dels forats coronales, a sovint es veuen algunes estructures menudes, similars bombetes allargades, suspeses en el vent solar. Estos són els penachos coronales. Més precisament, són serpentines llargues i primes que es proyecten cap a fòra des dels pols nort i sur del Sol.

"Sol silenciós"

Les regions solars que no formen part de les regions actives i els forats coronales s'identifiquen comunament com el Sol silenciós.

La regió equatorial té una velocitat de rotació més ràpida que les zones polars. El resultat de la rotació diferencial del Sol és que les regions actives sorgixen sempre en dos bandes paraleles a l'equador i la seua extensió aumenta durant els periodos de màxim del cicle solar, mentres que casi desapareixen durant cada mínim. Per lo tant, el Sol quet sempre coincidix en la zona equatorial i la seua superfície és menys activa durant el màxim del cicle solar. Acostant-se al mínim del cicle solar (també cridat cicle palometa), l'extensió del Sol silenciós aumenta fins a cobrir tota la superfície del disc excloent alguns punts lluents en l'hemisferi i els pols, a on hi ha forats coronales.

Punt de Alfvén

Artícul principal → Punt de Alfvén.

La superfície de Alfvén és el llímit que separa la corona del vent solar definit com a on la velocitat de Alfvén del plasma coronal i la velocitat del vent solar a gran escala són iguals.

Els investigadors no estaven segurs d'on es trobava exactament la superfície crítica del Sol Alfvén. Segons les imàgens remotes de la corona, les estimacions la situaven entre 10 i 20 radis solars des de la superfície del Sol. El 28 d'abril de 2021, durant el seu octau sobrevole del Sol, la Sonda Solar Parker de la NASA va trobar les condicions magnètiques i de partícules específiques a 18,8 radis solars que indicaven que va penetrar en la superfície de Alfvén.

Variabilitat de la corona

Un retrat, tan diversificado com el ya senyalat per a les característiques coronales, s'emfatisa per mig de l'anàlisis de la dinàmica de les principals estructures de la corona, que evolucionen en moments diferencials. Estudiar la variabilitat coronal en la seua complexitat no és fàcil perque els temps d'evolució de les diferents estructures poden variar considerablement: des de segons fins a varis mesos. Els tamanys típics de les regions a on tenen lloc els events coronales varien de la mateixa manera, com es mostra en la següent taula.

Event coronal	Escala de temps típica	Escala de llongitut típica (Mm)
Centelleig de regió activa	10 a Plantilla:Gaps	10–100
Punt lluent de rajos X	minuts	1–10
Transitori en estructures a gran escala	de minuts a hores	100
Transitori en arcs d'interconexió	de minuts a hores	100
Sol silenciós	d'hores a mesos	100–Plantilla:Gaps
Forat coronal	vàries rotacions	100–Plantilla:Gaps

Erupció

Artícul principal → Erupció solar.

Les erupció tenen lloc en regions actives i es caracterisen per un aument repentí del fluix radiativo emés des de menudes regions de la corona. Són fenomens molt complexos, visibles en diferents llongituts d'ona; involucren vàries zones de l'atmòsfera solar i molts efectes físics, tèrmics i no tèrmics, i a voltes àmplies reconexiones de les llínees del camp magnètic en expulsió de material.

Les erupció són fenomens impulsius, de duració mija de 15 minuts, i els events més enèrgics poden durar vàries hores. Les llamaradas produïxen un aument alt i ràpit de la densitat i la temperatura.

Rara volta s'observa una emissió en llum blanca: per lo general, les llamaradas solament es veuen en llongituts d'ona UV extremes i en els rajos X, típiques de l'emissió cromosférica i coronal.

En la corona, la morfologia de les erupció es descriu per mig d'observacions en rajos UV, rajos X blans i durs, i en llongituts d'ona d'Hα, i és molt complexa. No obstant, es poden distinguir dos tipos d'estructures bàsiques:

• Erupció compactes, quan cada u dels dos arcs a on està ocorrent l'event manté la seua morfologia: solament s'observa un aument de l'emissió sense variacions estructurals significatives. L'energia emesa és de l'orde de 10²²-10²³ J.
• Erupció de llarga duració, associades a erupció de prominència, transitòries en llum blanca i llamaradas de dos cintes: en este cas els bucles magnètics canvien la seua configuració durant l'event. Les energies emeses durant estes llamaradas són d'una proporció tan gran que poden alcançar els 10²⁵ J.

Sobre la dinàmica temporal, generalment es distinguixen tres fases diferents, la duració de les quals no són comparables. La duració d'eixos periodos depén del ranc de llongituts d'ona utilisades per a observar l'event:

• Una fase impulsiva inicial, la duració de la qual és de l'orde de minuts, a sovint s'observen fortes emissions d'energia inclús en les microones, llongituts d'ona EUV i en les freqüències de rajos X dures.
• Una fase màxima
• Una fase de descomposició, que pot durar vàries hores.

A voltes també es pot observar una fase que precedix al brot, generalment cridada fase" prèvia al brot".

Eyecciones de massa coronal

Artícul principal → Eyección de massa coronal.

A sovint, les grans erupció solars i prominència acompanyen a les eyecciones de massa coronal (CME). Es tracta d'enormes emissions de material coronal i camp magnètic que viagen cap a fòra des del Sol a una velocitat de fins a 3000 km/s, que contenen aproximadament 10 voltes l'energia de la llamarada solar o prominència que les acompanya. Algunes CME més grans poden impulsar centenars de millons de tonellades de material al espai interplanetario a aproximadament 1,5 millons de quilómetros per hora.

Corones estelars

Les estreles coronales són ubiqües entre les estreles en la mitat freda del diagrama de Hertzsprung-Russell. Estes corones es poden detectar en telescopis de rajos X. Algunes corones estelars, particularment en estreles jóvens, són molt més lluminoses que les del Sol. Per eixemple, FK Comae Berenices és el prototip de la classe FK Com d'estrela variable. Es tracta de jagants dels tipos espectrals G i K en una rotació inusualment ràpida i signes d'activitat extrema. Les seues corones de rajos X es troben entre les més lluminoses (L_x ≥ 10³² erg·s^-1 o 10²⁵W) i les més calentes conegudes en temperatures dominants de fins a 40 MK.

Les observacions astronòmiques planificades en l'Observatori Einstein per Giuseppe Vaiana i el seu grup varen mostrar que les estreles F, G, K i M tenen cromosferas i, a sovint, corones molt semblades al Sol. Les estreles Ob, que no tenen zones de convecció superficial, tenen una forta emissió de rajos X. No obstant, estes estreles no tenen corones, pero les envoltura estelars externes emeten esta radiació durant els chocs per les inestabilitat tèrmiques en les gotes de gas que es mouen ràpidament. Ademés, les estreles A no tenen zones de convecció, pero no emeten en les llongituts d'ona UV i de rajos X. Per lo tant, semblen no tindre cromosferas ni corones.

Física de la corona

La matèria en la part externa de l'atmòsfera solar es troba en estat de plasma, a molt alta temperatura (uns pocs millons de kelvin) i a molt baixa densitat(de l'orde de 10¹⁵ partícules/m³). Segons la definició de plasma, és un conjunt cuasi neutre de partícules que exhibix un comportament colectiu.

La composició és similar a la de l'interior del Sol, principalment hidrogen, pero en una ionisació molt major dels seus elements més pesats que la que es troba en la fotosfera. Els metals més pesats, com el ferro, estan parcialment ionizados i han perdut la majoria dels electrons externs. L'estat de ionisació d'un element químic depén estrictament de la temperatura i està regulat per l'equació de Saha en l'atmòsfera més baixa, pero per equilibri de colisió en la corona ópticamente prima. Històricament, la presència de les llínees espectrals emeses per estats altament ionizados del ferro va permetre determinar l'alta temperatura del plasma coronal, revelant que la corona és molt més calenta que les capes internes de la cromosfera.

La corona es comporta com un gas molt calent pero molt llauger al mateix temps: la pressió en la corona sol ser de sol 0,1 a 0,6 Pa en les regions actives, mentres que en la Terra la pressió atmosfèrica és d'uns 100 kPa, aproximadament un milló de voltes major que en la superfície solar. No obstant, no és pròpiament un gas, perque està fet de partícules carregades, bàsicament protones i electrons, que es mouen a diferents velocitats. Suponent que tenen la mateixa energia cinètica en promig (per al teorema de equipartición), els electrons tenen una massa aproximadament 1800 voltes menor que els protones, per lo tant, adquirixen més velocitat. Els ions metàlics són sempre més llents. Este fet té conseqüències físiques rellevants, ya siga en els processos radiativos( que són molt diferents dels processos radiativos fotosféricos), o en la conducció tèrmica. Ademés, la presència de càrregues elèctriques induïx la generació de corrents elèctriques i alts camps magnètics. Les ones magnetohidrodinámicas (ones MHD) també poden propagar-se en est plasma, encara que encara no està clar cóm poden transmetre's o generar-se en la corona.

Radiació

El plasma coronal és ópticamente prim i, per lo tant, transparent a la radiació electromagnètica que emet i a la que prové de les capes inferiors. El plasma està molt enrarit i la trayectòria lliure mija dels fotons supera en créixens totes les demés escales de llongitut, inclosos els tamanys típics de les característiques coronales comunes.

S'ha identificat que la radiació electromagnètica de la corona prové de tres fonts principals, ubicades en el mateix volum d'espai:

• La corona K (K per a kontinuierlich, "contínua" en alemà) és creada per la llum solar que Thomson dispersa els electrons lliures; l'eixamplada doppler de les llínees d'absorció fotosféricas reflectides les estén tant que les enfosquix per complet, donant l'apariència espectral d'un continu sense llínees d'absorció.

• La corona F (F de Fraunhofer) és creada per la llum solar que rebota en les partícules de pols, i és observable perque la seua llum conté les llínees d'absorció de Fraunhofer que es veuen plena llum del sol; la corona F s'estén a ànguls d'elongació molt alts des del Sol, a on es diu llum zodiacal.
• L'I-corona (I per a emissió) es deu a llínees d'emissió espectral produïdes per ions que estan presents en el plasma coronal; es pot observar en llínees d'emissió espectral àmplies, prohibides o calentes i és la principal font d'informació sobre la composició de la corona.

Conducció tèrmica

En la corona, la conducció tèrmica es produïx des de l'atmòsfera externa més calenta cap a les capes internes més fredes. Els responsables del procés de difusió de la calor són els electrons, que són molt més llaugers que els ions i es mouen més ràpit, com es va explicar anteriorment.

Quan hi ha un camp magnètic, la conductivitat tèrmica del plasma aumenta en la direcció paralela a les llínees de camp en lloc d'en la direcció perpendicular. Una partícula carregada que es mou en la direcció perpendicular a la llínea del camp magnètic està subjecta a la força de Lorentz que és normal al pla individuado per la velocitat i el camp magnètic. Esta força dobla la trayectòria de la partícula. En general, ya que les partícules també tenen un component de velocitat a lo llarc de la llínea del camp magnètic, la força de Lorentz les obliga a doblar-se i moure's a lo llarc d'espirals al voltant de les llínees del camp a la freqüència del ciclotrón.

Si les colisions entre les partícules són molt freqüents, es dispersen en totes direccions. Açò succeïx en la fotosfera, a on el plasma transporta el camp magnètic en el seu moviment. En la corona, pel contrari, el camí lliure mig dels electrons és de l'orde de quilómetros i inclús més, per lo que cada electró pot fer un moviment helicoidal molt abans de dispersar-se despuix d'una colisió. Per lo tant, la transferència de calor es millora a lo llarc de les llínees del camp magnètic i s'inhibix en la direcció perpendicular.

En la direcció llongitudinal al camp magnètic, la conductivitat tèrmica de la corona és:

$k=20{\left(\frac{2}{\pi }\right)}^{3/2}\frac{{\left(k_{\text{B}}T\right)}^{5/2}{k}_{\text{B}}}{m_e^{1/2}{e}^4\ln \Lambda }\approx \frac{T^{5/2}}{\ln \Lambda }\times 1.8\times 10^{-10}\mathrm{W}{\mathrm{m}}^{\mathrm{-}\mathrm{1}}{\mathrm{K}}^{\mathrm{-}\mathrm{1}}$A on, $k_{\text{B}}$ és la constant de Boltzmann, $T$ és la temperatura en kelvin, $m_e$ és la massa de l'electró, $e$ és la càrrega elèctrica de l'electró,

$\ln \Lambda =\ln \left(12\pi n{\lambda }_D^3\right)$ és el logaritmo de Coulomb, i

${\lambda }_D=\sqrt{\frac{k_{\text{B}}T}{4\pi n{e}^2}}$

És la llongitut de Debye del plasma en densitat de partícules $n$. El logaritmo de Coulomb $\ln \Lambda$ és aproximadament 20 en la corona, en una temperatura mija d'1 MK i una densitat de 10¹⁵ partícules/m³, i aproximadament 10 en la cromosfera, a on la temperatura és d'aproximadament 10 Kk i la densitat de partícules és de l'orde de 10¹⁸ partícules/m³, i en la pràctica es pot supondre constant.

Per lo tant, si indiquem en $q$ la calor per a una unitat de volum, expressat en J m^-3, l'equació de Fourier de transferència de calor, que es calcularà solament a lo llarc de la direcció $x$ de la llínea de camp, es convertix en:

$\frac{\partial q}{\partial t}=0.9\times 10^{-11}\frac{{\partial }^2{T}^{7/2}}{\partial x^2}.$

Els càlculs numèrics han demostrat que la conductivitat tèrmica de la corona és comparable a la del coure.

Sismologia coronal

La sismologia coronal és un método per a estudiar el plasma de la corona solar en l'us d'ones magnetohidrodinámicas (MHD). MHD estudia la dinàmica dels decorreguts conductors d'electricitat; en este cas, el decorregut és el plasma coronal. Filosòficament, la sismologia coronal és similar a la sismologia de la Terra, la heliosismología del Sol i l'espectroscòpia MHD de dispositius de plasma de laboratori. En tots estos enfocaments, s'utilisen ones de varis tipos per a sondejar un mig. El potencial de la sismologia coronal en l'estimació del camp magnètic coronal, l'altura de l'escala de densitat, l'estructura fina i el calfament ha segut demostrat per diferents grups d'investigació.

Problema de calfament coronal

El problema del calfament coronal en física solar es relaciona en la pregunta de per qué la temperatura de la corona del Sol és millons de kelvin major que els mils de kelvin de la superfície. S'han propost vàries teories per a explicar este fenomen, pero encara és un desafiu determinar quin és la correcta. El problema va sorgir per primera volta despuix de l'identificació de llínees espectrals desconegudes en l'espectre solar en àtoms de ferro i calcio altament ionizados. La comparació de les temperatures coronales i fotosféricas de 6000K conduïx a la pregunta de cóm es pot mantindre la temperatura coronal 200 voltes més alta. El problema es referix principalment a cóm es transporta l'energia cap a la corona i després es convertix en calor dins d'uns pocs radis solars.

Les altes temperatures requerixen que l'energia siga transportada des de l'interior solar a la corona per mig de processos no tèrmics, perque la segona llei de la termodinàmica evita que la calor fluïxca directament des de la fotosfera solar( superfície), que està a aproximadament 5800K, a la corona molt més calenta a aproximadament 1 a 3 MK (parts de la corona poden inclús alcançar els 10MK).

Entre la fotosfera i la corona, la regió prima a través de la qual aumenta la temperatura es coneix com la regió de transició. Té una gruixa de solament decenes a centenars de quilómetros. L'energia no pot transferir-se des de la fotosfera més freda a la corona per mig de transferència de calor convencional, ya que açò violaria la segona llei de la termodinàmica. Una analogia d'açò seria una pera que elevara la temperatura de l'aire que rodeja la pera a una temperatura major que la de la superfície de vidre de la pera. Per lo tant, alguna atra forma de transferència d'energia deu estar involucrada en el calfament de la corona.

La cantitat d'energia requerida per a calfar la corona solar es pot calcular fàcilment com la diferència entre les pèrdues radiativas coronales i el calfament per conducció tèrmica cap a la cromosfera a través de la regió de transició. És aproximadament 1 quilovat per cada metro quadrat de superfície en la cromosfera del Sol, o 1/40000 de la cantitat d'energia lluminosa que escapa al Sol.

S'han propost moltes teories de calfament coronal, pero dos teories s'han mantingut com les candidates més provables: calfament per ones i reconexión magnètica (o nanoflares). Durant la major part dels últims 50 anys, cap de les teories ha pogut explicar les temperatures coronales extremes.

En 2012, les imàgens de rajos X suaus d'alta resolució (<0,2") en el Generador d'Imàgens Coronales d'Alta Resolució a bordo d'un eixida sonda varen revelar trenes fortament enrolladas en la corona. Es planteja l'hipòtesis de que la reconexión i desenredado de trenes pot actuar com a fonts primàries de calfament de la corona solar activa a temperatures de fins a 4 millons de kelvin. Se supon que la principal font de calor en la corona inactiva (al voltant d'1,5 millons de kelvin) s'origina en ones MHD.

La Sonda Solar Parker de la NASA està destinada a acostar-se al Sol a una distància d'aproximadament 9,5 radis solars per a investigar el calfament coronal i l'orige del vent solar. Va ser llançat en èxit el 12 d'agost de 2018 i per a fins de 2022 havia completat els primers 13 dels més de 20 acostaments propencs planificats al Sol.

Teories en competència dels mecanismes de calfament.

Models de calefacció
Hidrodinàmica	Magnètic
Sense camp magnètic Estreles de rotació llenta	CD (reconección)	CA (ones)
	B-tensions de camp Events de reconexión Erupció - nano erupció Taxes de calfament uniformes	Transposició fotosférica del punt del peu Propagació d'ones MHD Alt fluix d'ones de Alfvén Velocitats de calfament no uniformes

Teoria del calfament per ones

La teoria del calfament per ones, proposta en 1949 per Evry Schatzman, propon que les ones transporten energia des de l'interior solar fins a la cromosfera solar i la corona. El Sol està fet de plasma en lloc de gas ordinari, per lo que admet varis tipos d'ones anàlogues a les ones sonores en l'aire. Els tipos d'ona més importants són les ones magneto acústica i les ones de Alfvén. Les ones magnetoacústicas són ones sonores que han segut modificades per la presència d'un camp magnètic, i les ones de Alfvén són similars a les ones de radi de freqüència ultrabaja que han segut modificades per interacció en la matèria en el plasma. Abdós tipos d'ones poden ser llançades per la turbulència de granulació i súper granulació en la fotosfera solar, i abdós tipos d'ones poden transportar energia a certa distància a través de l'atmòsfera solar abans de convertir-se en ones de choc que dissipen la seua energia en forma de calor.

Un problema en el calfament per ones és l'entrega de la calor al lloc apropiat. Les ones magneto-acústiques no poden transportar suficient energia cap a dalt a través de la cromosfera fins a la corona, tant per la baixa pressió present en la cromosfera com perque tendixen a reflectir-se de tornada a la fotosfera. Les ones de Alfvén poden transportar suficient energia, pero no dissipen eixa energia lo suficientment ràpit una volta que ingressen a la corona. Les ones en plasmes són notòriament difícils d'entendre i descriure analíticamente, pero les simulacions per computadora, realisades per Thomas Bogdan i els seus colegues en 2003, semblen mostrar que les ones de Alfvén poden transmutarse en atres modos d'ona en la base de la corona, proporcionant una via que pot transportar grans cantitats d'energia des de la fotosfera a través de la cromosfera i la regió de transició i finalment a la corona, a on es dissipa en forma de calor.

Un atre problema en el calfament de les ones ha segut l'absència total, fins a finals de la década de 1990, de qualsevol evidència directa de propagació d'ones a través de la corona solar. La primera observació directa d'ones que es propaguen cap a i a través de la corona solar es va realisar en 1997 en l'Observatori Solar i Heliosférico, la primera plataforma capaç d'observar el Sol en l'ultravioleta extrem (EUV) durant llarcs periodos de temps en fotometria estable. Eixes varen ser ones magneto-acústiques en una freqüència d'aproximadament 1 milihercio (MHz, corresponent a un periodo d'ona de 1000 segons), que transporten solament al voltant del 10% de l'energia requerida per a calfar la corona. Existixen moltes observacions de fenomens ondulatorios localisats, com les ones de Alfvén llançades per erupció solars, pero eixos events són transitoris i no poden explicar la calor coronal uniforme.

Encara no se sap exactament quanta energia de les ones està disponible per a calfar la corona. Els resultats publicats en 2004 utilisant senyes de la nau espacial TRACE semblen indicar que hi ha ones en l'atmòsfera solar a freqüències de fins a 100 MHz(periodo de 10 segons). Les medicions de la temperatura de diferents ions en el vent solar en l'instrument UVCS a bordo del SOHO proporcionen una forta evidència indirecta de que hi ha ones a freqüències de fins a 200 Hz, dins del ranc de l'oït humà. Estes ones són molt difícils de detectar en circumstàncies normals, pero l'evidència recopilada durant els eclipses solars per equips del Williams College sugerix la presència de tals ones en el ranc d'1 a 10 Hz.

Recentment, s'han trobat moviments alfvénicos en l'atmòsfera solar inferior i també en el Sol silenciós, en forats coronales i en regions actives utilisant observacions en AIA a bordo del Observatori de Dinàmica Solar. Estes oscilacions alfvénicas tenen una potència significativa i semblen estar conectades a les oscilacions alfvénicas cromosféricas reportades prèviament en la nau espacial Hinode.

Les observacions del vent solar en la nau espacial Wind han mostrat recentment evidencia que respala les teories del malbarat Alfvén-ciclotrón, lo que du al calfament local de ions.

Teoria de la reconexión magnètica

La teoria de la reconexión magnètica es basa en el camp magnètic solar per a induir corrents elèctriques en la corona solar. Les corrents després colapsen sobtadament, lliberant energia en forma de calor i energia undimotriz en la corona. Este procés es denomina "reconexión" per la forma peculiar en que es comporten els camps magnètics en el plasma (o en qualsevol decorregut eléctricamente conductor com el mercuri o l'aigua de mar). En un plasma, les llínees de camp magnètic normalment estan vinculades a peces individuals de matèria, de modo que la topología del camp magnètic seguix sent la mateixa: si un pol magnètic nort i sur en particular estan conectats per una sola llínea de camp, inclús si el plasma s'agita o si els imans es mouen, eixa llínea de camp continuarà conectant eixos pols particulars. La conexió es manté per mig de corrents elèctriques que s'induïxen en el plasma. Baixe certes condicions, les corrents elèctriques poden colapsar, permetent que el camp magnètic es "reconecte" a atres pols magnètics i llibere calor i energia undimotriz en el procés.

Es planteja l'hipòtesis de que la reconexión magnètica és el mecanisme darrere de les erupció solars, les explosions més grans del sistema solar. Ademés, la superfície del Sol està coberta en millons de menudes regions magnetizadas de 50 a 1000 km d'ample. Estos menuts pols magnètics són sacsats i batuts per la granulació constant. El camp magnètic en la corona solar deu sometre's a una reconexión casi constant per a que coincidixca en el moviment d'esta "estora magnètica", per lo que l'energia lliberada per la reconexión és un candidat natural per a la calor coronal, tal volta com una série de "micro llamaradas" que individualment proporcionen molt poca energia pero juntes representen l'energia requerida.

L'idea de que les nano erupció podrien calfar la corona va ser proposta per Eugene Parker en la década de 1980, pero encara és controvertida. En particular, els telescopis ultravioleta com TRACE i SOHO / EIT poden observar micro llamaradas individuals com a menudes lluentors en llum ultravioleta extrema, pero sembla haver molt pocs d'estos menuts events per a explicar l'energia lliberada en la corona. L'energia adicional no contabilisada podria estar composta per energia undimotriz o per reconexión magnètica gradual que llibera energia de manera més suau que les micro llamaradas i, per lo tant, no apareix be en les senyes de RASTREIG. Les variacions en l'hipòtesis de les micro llamaradas utilisen atres mecanismes per a estressar el camp magnètic o lliberar l'energia, i són objecte d'una investigació activa en 2005.

Espículas (tipo II)

Durant décades, els investigadors varen creure que les espículas podien enviar calor a la corona. No obstant, despuix d'una investigació observacional en la década de 1980, es va descobrir que el plasma de la espícula no alcançava les temperatures coronales, per lo que es va descartar la teoria.

Segons estudis realisats en 2010 en el Centre Nacional d'Investigació Atmosfèrica de Colorat, en colaboració en el Laboratori Solar i Astrofísica de Lockheed Martin (LMSAL) i l'Institut d'Astrofísica Teòrica de l'Universitat d'Oslo, una nova classe de espículas (TIPO II) descobertes en 2007, que viagen més ràpit (fins a 100 km/s) i tenen una vida útil més curta, poden explicar el problema. Estes chorrada inserten plasma calfat en l'atmòsfera exterior del Sol.

El Conjunt d'Imàgens Atmosfèriques en l'Observatori de Dinàmica Solar de la NASA i el Paquet de Pla Focal de la NASA per al Telescopi Òptic Solar en el satèlit japonés Hinode es varen utilisar per a provar esta hipòtesis. Les altes resolucions espacials i temporals dels instruments més nous revelen este suministrament de massa coronal.

Segons un anàlisis realisat en 2011 per de Pontieu i els seus colegues, estes observacions revelen una conexió un a un entre el plasma que es calfa a millons de graus i les espículas que inserten est plasma en la corona.

Observació

En el cas del Sol, la corona és visible durant els eclipses solars totals, quan el disc solar queda amagat per la Lluna. En estos moments, apareix com un halo blanc lluent al voltant del Sol.

Per a atres estreles, la corona es detecta indirectament per mig d'observacions en rajos X o ultravioleta extrem. Els telescopis espacials, com l'Observatori Solar i Heliosférico (SOHO) o el Telescopi Espacial Chandra, han segut fonamentals per a estudiar este fenomen.

Importància astrofísica

La corona eixercita un paper crucial en la generació del vent estelar, un fluix continu de partícules carregades que es desprenen de l'estrela cap a l'espai interplanetario. En el cas del Sol, este fenomen dona lloc al vent solar, que interactua en els camps magnètics planetaris i pot afectar a les telecomunicacions i satèlits terrestres.

Ademés, les característiques de la corona permeten als astrònoms estudiar els camps magnètics estelars i comprendre millor els cicles d'activitat estelar.

Vore també

• Corona solar
• Vent solar
• Fotosfera

• Cromosfera
• Geocorona
• Supernova

Enllaços externs

• Descripció de la corona solar de la NASA Archivat el 23/02/2010 en Wayback Machine
• Problema de calfament coronal en els Informes d'Innovació
• NASA / GSFC descripció del problema del calfament coronal
• Preguntes freqüents sobre el calfament coronal
• Observatori Solar i Heliosférico, que inclou imàgens casi en temps real de la corona solar
• Imàgens de rajos X coronales del Hinode XRT
• nasa.gov Image astronòmica del Dia 26 de juliol de 2009: una combinació de trentatrés fotografies de la corona solar que varen ser processades digitalment per a resaltar les característiques dèbils d'un eclipse total que va ocórrer en març de 2006.
• Explicació animada del núcleu del Sol Archivat el 16/11/2015 en Wayback Machine (Universitat de Gales del Sur)
• Les ones de Alfvén poden calfar la corona del Sol
• Regió d'Interfaç Solar-Bart de Pontieu (Charrades SETI) Video