Corona solar
La corona solar és la capa més externa del Sol, està composta de plasma i s'estén més d'un milló de quilómetros des del seu orige sobre la cromosfera. Pot observar-se des de la Terra durant un eclipse solar total o utilisant dispositius com el coronógrafo. La densitat de la corona solar és mil millons de voltes inferior a la de l'atmòsfera terrestre al nivell de la mar i la seua temperatura és de 106 Kelvin.[1]
Tots els detalls estructurals de la corona són degudes al camp magnètic del Sol.
Corona solar
[editar | editar còdic]Es tracta de la part més externa de la seua atmòsfera, en casi 1.000.000 de km. Encara que tinga una elevada temperatura de casi 2.000.000 graus, solament la podem observar si ocultem completament el disc solar, que és mil millons de voltes més intensa. Esta ocultació es produïx en els eclipses solars.
Bengt Edlén, seguint el treball de Grotrian (1939), va identificar per primera volta les llínees espectrals coronales en 1940 (observades des de 1869) com les transicions de nivells metaestables baixos de la configuració de metals altament ionizados (la llínea verda Fe-XIV a 5303 Å, sino també la llínea roja Fe-X a 6374 Å). Estos alts graus de ionisació indiquen una temperatura del plasma de més d'1.000.000 kelvin,[1] molt més calent que la superfície del Sol.
La llum de la corona prové de tres fonts primàries, del mateix volum d'espai. El K-corona (K per a kontinuierlich, "continu" en alemà) és creat per la llum solar que dispersa electrons lliures; l'eixamplada Doppler de les llínees d'absorció fotosféricas reflectides les estén tan àmpliament que les enfosquix completament, donant l'apariència espectral d'un continu sense llínees d'absorció. La F-corona (F per a Fraunhofer) és creada per la llum solar rebotant en les partícules de pols, i és observable perque la seua llum conté les llínees d'absorció de Fraunhofer que es veuen en la llum solar crua; la corona F s'estén a ànguls d'allargament molt alts des del Sol, a on es diu la llum zodiacal. L'I-corona (I per a emissió) es deu a llínees d'emissió espectral produïdes per ions presents en el plasma coronal; es pot observar en llínees d'emissió espectral àmplia o prohibida o calenta i és la font principal d'informació sobre la composició de la corona.[2]
Característiques físiques
[editar | editar còdic]
La corona del sol és molt més calent (per un factor de 150 a 450) que la superfície visible del Sol: la temperatura mija de la fotosfera és 5800 kelvin en comparació a la corona d'un a tres millons de kelvin. La corona és 10−12 voltes tan densa com la fotosfera, i per lo tant produïx prop d'un millonèsim de llum visible. La corona està separada de la fotosfera per la cromosfera relativament poc profunda. El mecanisme exacte pel qual es calfa la corona és encara el tema d'algun debat, pero les possibles possibilitats inclouen l'inducció pel camp magnètic del Sol i les ones magnetohidrodinámicas des d'avall. Les vores exteriors de la corona del Sol estan constantment sent transportats llunt pel fluix magnètic obert i per lo tant generant el vent solar.
La corona no sempre està uniformement distribuïda a través de la superfície del Sol. Durant periodos de silenci, la corona està més o menys confinada a les regions equatorials, en orificis coronales que cobrixen les regions polars. No obstant, durant els periodos actius del Sol, la corona es distribuïx uniformement sobre les regions equatorials i polars, encara que és més prominent en àrees en activitat de taques solars. El cicle solar dura aproximadament 11 anys, des del mínim solar fins al mínim següent. 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 la taca solar serà més pronunciada en el màxim solar a on el camp magnètic és més torçut. Associats en les taques solars són els llaços coronales, bucles de fluix magnètic, sorgint des de l'interior solar. El fluix magnètic espenta la fotosfera més calenta a un costat, exponent el plasma més fret per davall, creant aixina les taques solars relativament obscures.
Ya que la corona ha segut fotografiada a alta resolució en el ranc de rajos X de l'espectre pel satèlit Skylab en 1973 i posteriorment per Yohkoh i els atres instruments espacials següents, s'ha vist que l'estructura de la corona és prou variada i complexa: diferents zones han segut immediatament classificades en el disc coronal.[3] Els astrònoms solen distinguir vàries regions,[4] com es descriu a continuació.
Regions actives
[editar | editar còdic]Les regions actives són conjunts d'estructures de bucles que conecten punts de polaritat 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 mija és d'entre dos i quatre millons de kelvins, mentres que la densitat va de 109 a 1010 partícules per cm³.
.png)
Les regions actives impliquen tots els fenomens directament relacionats en el camp magnètic, que ocorren a diferents altures per damunt de la superfície del Sol:[4] taques solars i fáculas, es produïxen en la fotosfera, espículas, filaments Hα i plages solars en la cromosfera, protuberàncies cromosféricas i en les regions de transició, i les erupció i les eyeccions de massa coronal 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 quiescentes són estructures denses i grans, denses, que s'observen en forma de files Hα obscures i "serpentines" (que apareixen com a filaments) en el disc solar. La seua temperatura és d'aproximadament 5000-8000 K, i per lo tant es consideren generalment com a característiques cromosféricas.
En 2013, les imàgens del Sensor d'Imàgens d'Alta resolució Coronal varen revelar mai abans vistes "trenes magnètiques" de plasma dins de les capes externes d'estes regions actives.[5]
Llaços coronales
[editar | editar còdic]Els llaços coronales són les estructures bàsiques de la corona solar magnètica. Estos bucles són els parentes de fluix magnètic tancat del fluix magnètic obert que es poden trobar en les regions del forat coronal (polar) i el vent solar. Els bucles de fluix magnètic emergixen del cos solar i s'omplin de plasma solar calent.[6] Per l'activitat magnètica aumentada en estes regions del llaç coronal, els llaços coronal poden ser a sovint el precursor a les llamaradas solars ya les eyeccions de massa coronal (CMÉs).
El plasma solar que alimenta estes estructures es calfa de menys de 6000 K a més de 106 K des de la fotosfera, a través de la regió de transició, i en la corona. A sovint, el plasma solar ompli estos bucles d'un punt i drena a un atre, cridat punts de peu (fluix de sifón per una diferència de pressió,[7] o fluix asimètric per algun atre conductor).
Quan el plasma s'eleva des dels punts de peu cap a la part superior del bucle, com ocorre sempre 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 diu condensació cromosférica. També pot haver un fluix simètric des d'abdós punts del peu del bucle, causant una acumulació de massa en l'estructura del bucle. El plasma pot gelar-se ràpidament en esta regió (per a una inestabilitat tèrmica), en els seus filaments obscurs o en protuberàncies de l'extremitat del Sol.
Els bucles coronales poden tindre vides en l'orde de segons (en el cas d'events de vengales), minuts, hores o dies. A on hi ha un equilibri en les fonts d'energia del llaç i les bàssies, els llaços coronal poden durar per periodos de temps llarcs i es coneixen com l'estat estable o els llaços coronales quiescentes. (eixemple).
Els llaços coronales són molt importants per a la nostra comprensió del problema actual de calfament coronal. Els bucles coronales són fonts de plasma altament radials i per lo tant són fàcils d'observar en instruments com TRACE. Una explicació del problema de calfament coronal permaneix com estes estructures s'observen a distància, a on moltes ambigüitats estan presents (és dir, les contribucions de radiació a lo llarc de la llínea de mira). Es requerixen medicions in situ ans que es puga obtindre una resposta definitiva, pero per les altes temperatures plasmáticas en la corona, les medicions in situ són, en l'actualitat, impossibles. La pròxima missió de la NASA Solar Probe Plus s'acostarà al Sol molt de prop permetent observacions més directes.
Estructures a gran escala
[editar | editar còdic]Les estructures a gran escala són arcs molt llarcs que poden cobrir més d'un quarto del disc solar pero que contenen plasma menys dens que en els bucles coronales de les regions actives.
Varen ser detectats per primera volta en l'observació de la llamarada del 8 de juny de 1968 durant un vol en eixida.[8]
L'estructura a gran escala de la corona canvia durant el cicle solar d'11 anys i es fa 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
[editar | editar còdic]Les interconexions de les regions actives són arcs que conecten zones de camp magnètic opost, de diferents regions actives. Les variacions significatives d'estes estructures es veuen a sovint despuix d'una llamarada.
Algunes atres característiques d'este tipo són banderes de caixco - grans estructures coronales en forma de tapa en picos llarcs i puntaguts que generalment se superponen a les taques solars i a les regions actives. Les corrents coronales es consideren fonts del vent solar llent.[9]
Cavitats del filament
[editar | editar còdic]
Les cavitats de filament són zones que semblen 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 de filament són núvols més frets de gasos (plasma) suspeses per damunt de la superfície del Sol per forces magnètiques. Les regions d'intens camp magnètic semblen obscures en les imàgens perque estan buides de plasma calenta. De fet, la suma de la pressió magnètica i de la pressió del plasma deu ser constant en tots els llocs de l'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 de plasma pot calcular-se per mig de l'equació d'estat d'un gas perfecte , a on és el número de partícula densitat, la constant de Boltzmann i 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 la zona de camp magnètic intens es buida. El mateix efecte físic fa que les taques solars aparentment obscures en la fotosfera.
Punts lluents
[editar | editar còdic]Els punts lluents són chicotetes 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. S'associen en chicotetes regions bipolars del camp magnètic. La seua temperatura mija oscila entre 1.1x106 K i 3.4x106 K. Les variacions de temperatura es correlacionan a sovint en canvis en l'emissió de rajos X.[10]
Forats coronales
[editar | editar còdic]Els forats coronales són les regions polars que semblen obscures en els rajos X ya que no emeten molta radiació.[11] Estes són 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, algunes chicotetes estructures, similars a les bombetes allargades, es veuen a sovint com estaven suspeses en el vent solar. Estos són els penachos coronales. Més exactament, són flámulas llargues i primes que es proyecten cap a fòra des dels pols nort i sur del Sol.[12]
El Sol tranquil
[editar | editar còdic]Les regions solars que no formen part de les regions actives i els orificis coronales s'identifiquen comunament com el Sol tranquil.
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 sempre sorgixen 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 silenciós sempre coincidix en la zona equatorial i la seua superfície és menys activa durant el màxim del cicle solar. Aproximant-se al mínim del cicle solar (també cridat cicle de la palometa), l'extensió del Sol silenciós aumenta fins a cobrir tota la superfície del disc excloent alguns punts lluents del hemisferi i els pols, a on estan els forats coronales.
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ 1,0 1,1 Aschwanden, M. J. (2004). Physics of the Solar Corona. An Introduction. ISBN 3-540-22321-5.
- ↑ Corfield, Richard (2007). Lives of the Planets. ISBN 978-0-465-01403-3.
- ↑ (1974).
- ↑ 4,0 4,1 Gibson (1973). The Quiet Sun.
- ↑ «How NASA Revealed Sun's Hottest Secret in 5-Minute Spaceflight».
- ↑ (2005).The Astrophysical Journal.621
- 498–511.doi:10.1086/427488.
- ↑ (1999).Space Science Reviews.87
- 133–136.doi:10.1023/A:1005182503751.
- ↑ Giacconi, Riccardo (1992). J. F. Linsky and S.Sério (ed.). G.S. Vaiana memorial lecture in Proceedinds of Physics of Solar and Stellar Coronae: G.S. Vaiana Memorial Symposium, pp. 3–19. ISBN 0-7923-2346-7.
- ↑ (2000).Geophysical Research Letters.27(18)
- 2885–2888.doi:10.1029/2000GL000097.
- ↑ (2011).Astronomy & Astrophysics.526
- A78.doi:10.1051/0004-6361/201014878.
- ↑ (2010).The Astrophysical Journal.719
- 131–142.doi:10.1088/0004-637X/719/1/131.
- ↑ (2003).Astronomy & Astrophysics.398(2)
- 743–761.doi:10.1051/0004-6361:20021628.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Corona solar» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.