Corona estelar

Durante un eclipse solar total, la corona y las prominencias del Sol son visibles a simple vista.

Una corona (pl. corona o coronae) es la capa más externa de la atmósfera de una estrella. Se compone de plasma.

La corona del Sol se encuentra sobre la cromosfera y se extiende millones de kilómetros hacia el espacio exterior. Se ve más fácilmente durante un eclipse solar total, pero también se puede observar con un coronógrafo. Las mediciones espectroscópicas indican una fuerte ionización en la corona y una temperatura del plasma superior a 1000000 kelvin, mucho más caliente que la superficie del Sol, conocida como fotosfera.

La palabra corona en latín significa 'corona', a su vez derivada del griego antiguo κορώνη (korṓnē) 'guirnalda, guirnalda'.

Historia

Corona dibujada por José Joaquín de Ferrer durante el eclipse solar del 16 de junio de 1806 en Kinderhook, Nueva York.

En 1724, el astrónomo franco-italiano Giacomo F. Maraldi reconoció que el aura visible durante un eclipse solar pertenece al Sol, no a la Luna. En 1809, el astrónomo español José Joaquín de Ferrer acuñó el término 'corona'. Basado en sus propias observaciones del eclipse solar de 1806 en Kinderhook (Nueva York), de Ferrer también propuso que la corona era parte del Sol y no de la Luna. El astrónomo inglés Norman Lockyer identificó el primer elemento desconocido en la Tierra en la cromosfera del Sol, al que llamó helio. El astrónomo francés Jules Jenssen observó, después de comparar sus lecturas entre los eclipses de 1871 y 1878, que el tamaño y la forma de la corona cambia con el ciclo de las manchas solares. En 1930, Bernard Lyot inventó el coronógrafo, que permite ver la corona sin un eclipse total. En 1952, el astrónomo estadounidense Eugene Parker propuso que la corona solar podría ser calentada por una miríada de diminutas "nanollamaradas", brillos en miniatura que se asemejan a las erupciones solares que se producirían en toda la superficie del Sol.

Teorías históricas

La alta temperatura de la corona del Sol le otorga características espectrales inusuales, lo que llevó a algunos en el siglo XIX a sugerir que contenía un elemento previamente desconocido, el 'coronio'. En cambio, estas características espectrales se han explicado desde entonces por el hierro altamente ionizado (Fe-XIV o Fe¹³⁺). Bengt Edlén, siguiendo el trabajo de Grotrian (1939), identificó por primera vez las líneas espectrales coronales en 1940 (observadas desde 1869) como transiciones desde niveles metaestables bajos de la configuración fundamental de metales altamente ionizados (la línea verde Fe-XIV de Fe ¹³⁺ en 5303Å, pero también la línea roja Fe-X de Fe⁹⁺ en 6374Å).

Características físicas

Un dibujo que demuestra la configuración del flujo magnético solar durante el ciclo solar

La corona del Sol es mucho más caliente (por un factor de 150 a 450) que la superficie visible del Sol: la temperatura promedio de la fotosfera es de alrededor de 5800kelvin en comparación con la corona' s 1 a 3 millones de kelvin. La corona es 10⁻¹² veces más densa que la fotosfera, por lo que produce aproximadamente una millonésima parte de la luz visible. La corona está separada de la fotosfera por la cromosfera relativamente poco profunda. El mecanismo exacto por el cual se calienta la corona sigue siendo tema de debate, pero las posibilidades probables incluyen la inducción por el campo magnético del Sol y las ondas magnetohidrodinámicas desde abajo. Los bordes exteriores de la corona del Sol se transportan constantemente debido al flujo magnético abierto y, por lo tanto, generan el viento solar.

La corona no siempre se distribuye uniformemente por la superficie del Sol. Durante los períodos de calma, la corona está más o menos confinada a las regiones ecuatoriales, con agujeros coronales que cubren las regiones polares. Sin embargo, durante los períodos activos del Sol, la corona se distribuye uniformemente sobre las regiones polares y ecuatoriales, aunque es más prominente en áreas con actividad de manchas solares. El ciclo solar abarca aproximadamente 11 años, desde el mínimo solar hasta el siguiente mínimo. Dado que el campo magnético solar se enrolla continuamente debido a la rotación más rápida de la masa en el ecuador del Sol (rotación diferencial), la actividad de las manchas solares será más pronunciada en el máximo solar, donde el campo magnético está más retorcido. Asociados con las manchas solares hay bucles coronales, bucles de flujo magnético, que surgen del interior solar. El flujo magnético empuja a un lado la fotosfera más caliente, exponiendo el plasma más frío debajo, creando así las manchas solares relativamente oscuras.

Desde que la corona fue fotografiada en alta resolución en el rango de rayos X del espectro por el satélite Skylab en 1973, y luego por Yohkoh y los otros instrumentos espaciales siguientes, se ha visto que la estructura de la corona es bastante variada y compleja: se han clasificado inmediatamente diferentes zonas en el disco coronal. Los astrónomos suelen distinguir varias regiones, como se describe a continuación.

Regiones activas

Las regiones activas son conjuntos de estructuras de bucles que conectan puntos de polaridad magnética opuesta en la fotosfera, los llamados bucles coronales. Generalmente se distribuyen en dos zonas de actividad, que son paralelas al ecuador solar. La temperatura media está entre dos y cuatro millones de kelvin, mientras que la densidad va desde 10⁹ hasta 10¹⁰ partículas por cm³.

Ilustración que representa prominencias solares y manchas solares

Las regiones activas involucran todos los fenómenos directamente relacionados con el campo magnético, que ocurren a diferentes alturas sobre la superficie del Sol: las manchas solares y las fáculas ocurren en la fotosfera; espículas, filamentos Hα y plages en la cromosfera; prominencias en la cromosfera y región de transición; y las erupciones y eyecciones de masa coronal (CME) ocurren en la corona y la cromosfera. Si las erupciones son muy violentas, también pueden perturbar la fotosfera y generar una onda de Moreton. Por el contrario, las prominencias quiescentes son estructuras grandes, frías y densas que se observan como oscuras, "con forma de serpiente" Cintas Hα (que aparecen como filamentos) en el disco solar. Su temperatura es de 5000–8000K, por lo que normalmente se consideran como características cromosféricas.

En 2013, las imágenes del High Resolution Coronal Imager revelaron "trenzas magnéticas" nunca antes vistas. de plasma dentro de las capas externas de estas regiones activas.

Bucles coronales

TRACE 171Å lazos coronales

Los bucles coronarios son las estructuras básicas de la corona solar magnética. Estos bucles son los primos de flujo magnético cerrado del flujo magnético abierto que se puede encontrar en los agujeros coronales y el viento solar. Bucles de flujo magnético brotan del cuerpo solar y se llenan de plasma solar caliente. Debido a la mayor actividad magnética en estas regiones de bucles coronales, los bucles coronales a menudo pueden ser el precursor de las erupciones solares y las CME.

El plasma solar que alimenta estas estructuras se calienta por debajo de 6000K a más de 10⁶ K desde la fotosfera, a través de la región de transición y hacia la corona. A menudo, el plasma solar llenará estos bucles desde un punto y drenará a otro, llamados puntos de pie (flujo de sifón debido a una diferencia de presión o flujo asimétrico debido a algún otro conductor).

Cuando el plasma se eleva desde los puntos de los pies hacia la parte superior del bucle, como siempre ocurre durante la fase inicial de una llamarada compacta, se define como evaporación cromosférica. Cuando el plasma se enfría rápidamente y cae hacia la fotosfera, se denomina condensación cromosférica. También puede haber un flujo simétrico desde ambos puntos de pie del bucle, lo que provoca una acumulación de masa en la estructura del bucle. El plasma puede enfriarse rápidamente en esta región (por una inestabilidad térmica), sus filamentos oscuros son evidentes contra el disco solar o las prominencias fuera del borde del Sol.

Los bucles coronales pueden tener tiempos de vida del orden de segundos (en el caso de eventos de erupciones), minutos, horas o días. Cuando hay un equilibrio entre las fuentes y los sumideros de energía del bucle, los bucles coronales pueden durar largos períodos de tiempo y se conocen como bucles coronales de estado estable o quiescentes (ejemplo).

Los bucles coronarios son muy importantes para nuestra comprensión del problema actual de calentamiento coronario. Los bucles coronales son fuentes de plasma altamente radiantes y, por lo tanto, son fáciles de observar con instrumentos como TRACE. Queda una explicación del problema del calentamiento coronal ya que estas estructuras se observan de forma remota, donde están presentes muchas ambigüedades (es decir, contribuciones de radiación a lo largo de la línea de visión). Se requieren mediciones in situ antes de poder determinar una respuesta definitiva, pero debido a las altas temperaturas del plasma en la corona, las mediciones in situ son, en la actualidad, imposibles. La próxima misión de la sonda solar Parker de la NASA se acercará mucho al Sol, lo que permitirá observaciones más directas.

Estructuras a gran escala

Las estructuras a gran escala son arcos muy largos que pueden cubrir más de una cuarta parte del disco solar pero contienen plasma menos denso que en los bucles coronales de las regiones activas.

Se detectaron por primera vez el 8 de junio de 1968, durante la observación de bengalas durante el vuelo de un cohete.

La estructura a gran escala de la corona cambia durante el ciclo solar de 11 años y se vuelve particularmente simple durante el período mínimo, cuando el campo magnético del Sol es casi similar a una configuración dipolar (más un componente cuadripolar).

Interconexiones de regiones activas

Las interconexiones de regiones activas son arcos que conectan zonas de campo magnético opuesto, de diferentes regiones activas. A menudo se observan variaciones significativas de estas estructuras después de una llamarada.

Algunas otras características de este tipo son las serpentinas de casco: grandes estructuras coronales en forma de gorra con picos largos y puntiagudos que generalmente se superponen a las manchas solares y las regiones activas. Las serpentinas coronales se consideran fuentes del lento viento solar.

Cavidades de filamento

Imagen tomada por el Observatorio de Dinámica Solar el 16 de octubre de 2010. Una cavidad de filamento muy larga es visible a través del hemisferio sur del Sol.

Las cavidades de los filamentos son zonas que se ven oscuras en los rayos X y están por encima de las regiones donde se observan los filamentos Hα en la cromosfera. Se observaron por primera vez en los dos vuelos de cohetes de 1970 que también detectaron agujeros en la corona.

Las cavidades de filamento son nubes más frías de plasma suspendidas sobre la superficie del Sol por fuerzas magnéticas. Las regiones de campo magnético intenso se ven oscuras en imágenes porque están vacías de plasma caliente. De hecho, la suma de la presión magnética y la presión plasmática debe ser constante en todas partes en la heliósfera para tener una configuración de equilibrio: donde el campo magnético es más alto, el plasma debe ser más fresco o menos denso. Presión de plasma p{displaystyle p} puede ser calculado por la ecuación estatal de un gas perfecto: p=nkBT{displaystyle P=nk_{B}T}, donde n{displaystyle n} es la densidad del número de partículas, kB{displaystyle K_{B} la constante de Boltzmann y T{displaystyle T} la temperatura del plasma. Es evidente por la ecuación que la presión plasmática baja cuando la temperatura plasmática disminuye con respecto a las regiones circundantes o cuando la zona de campo magnético intenso se vacía. El mismo efecto físico hace manchas solares aparentemente oscuras en la fotosfera.

Puntos brillantes

Los puntos brillantes son pequeñas regiones activas que se encuentran en el disco solar. Los puntos brillantes de rayos X se detectaron por primera vez el 8 de abril de 1969, durante el vuelo de un cohete.

La fracción de la superficie solar cubierta por puntos brillantes varía con el ciclo solar. Están asociados con pequeñas regiones bipolares del campo magnético. Su temperatura media oscila entre 1,1 MK y 3,4 MK. Las variaciones de temperatura a menudo se correlacionan con cambios en la emisión de rayos X.

Agujeros coronarios

Los agujeros coronarios son regiones unipolares que se ven oscuras en los rayos X ya que no emiten mucha radiación. Son amplias zonas del Sol donde el campo magnético es unipolar y se abre hacia el espacio interplanetario. El viento solar de alta velocidad surge principalmente de estas regiones.

En las imágenes ultravioleta de los agujeros coronales, a menudo se ven algunas estructuras pequeñas, similares a burbujas alargadas, suspendidas en el viento solar. Estas son las plumas coronales. Más precisamente, son serpentinas largas y delgadas que se proyectan hacia afuera desde los polos norte y sur del Sol.

El Sol tranquilo

Las regiones solares que no forman parte de las regiones activas y los agujeros coronales se identifican comúnmente como el Sol en calma.

La región ecuatorial tiene una velocidad de rotación más rápida que las zonas polares. El resultado de la rotación diferencial del Sol es que las regiones activas surgen siempre en dos bandas paralelas al ecuador y su extensión aumenta durante los períodos de máximo del ciclo solar, mientras que casi desaparecen durante cada mínimo. Por tanto, el Sol quieto siempre coincide con la zona ecuatorial y su superficie es menos activa durante el máximo del ciclo solar. Acercándose al mínimo del ciclo solar (también llamado ciclo de la mariposa), la extensión del Sol quieto aumenta hasta cubrir toda la superficie del disco excluyendo algunos puntos brillantes en el hemisferio y los polos, donde hay agujeros coronales.

Superficie Alfvén

La superficie de Alfvén es el límite que separa la corona del viento solar definido como donde la velocidad de Alfvén del plasma coronal y la velocidad del viento solar a gran escala son iguales.

Los investigadores no estaban seguros de dónde se encontraba exactamente la superficie crítica de Alfvén del Sol. Según las imágenes remotas de la corona, las estimaciones la situaban entre 10 y 20 radios solares de la superficie del Sol. El 28 de abril de 2021, durante su octavo sobrevuelo del Sol, la sonda solar Parker de la NASA encontró las condiciones magnéticas y de partículas específicas en 18,8 radios solares que indicaban que había penetrado en la superficie de Alfvén.

Variabilidad de la corona

Un retrato, tan diversificado como el ya señalado para los rasgos coronales, se enfatiza con el análisis de la dinámica de las principales estructuras de la corona, que evolucionan en tiempos diferenciales. Estudiar la variabilidad coronal en su complejidad no es fácil porque los tiempos de evolución de las diferentes estructuras pueden variar considerablemente: desde segundos hasta varios meses. Los tamaños típicos de las regiones donde ocurren los eventos coronales varían de la misma manera, como se muestra en la siguiente tabla.

Bengalas

El 31 de agosto de 2012 un largo filamento de material solar que había estado flotando en la atmósfera exterior del Sol, la corona, erupcionó a las 4:36 p.m. EDT

Las llamaradas tienen lugar en regiones activas y se caracterizan por un aumento repentino del flujo radiativo emitido por pequeñas regiones de la corona. Son fenómenos muy complejos, visibles a diferentes longitudes de onda; involucran varias zonas de la atmósfera solar y muchos efectos físicos, térmicos y no térmicos, ya veces amplias reconexiones de las líneas del campo magnético con expulsión de material.

Las llamaradas son fenómenos impulsivos, de una duración media de 15 minutos, y los eventos más energéticos pueden durar varias horas. Las bengalas producen un alto y rápido aumento de la densidad y temperatura.

Rara vez se observa una emisión en luz blanca: por lo general, los destellos solo se ven en longitudes de onda UV extremas y en los rayos X, típicos de la emisión cromosférica y coronal.

En la corona, la morfología de las erupciones se describe mediante observaciones en los rayos UV, rayos X blandos y duros y en longitudes de onda Hα, y es muy compleja. Sin embargo, se pueden distinguir dos tipos de estructuras básicas:

• Llamamientos compactos, cuando cada uno de los dos arcos donde está sucediendo el evento mantiene su morfología: sólo se observa un aumento de la emisión sin variaciones estructurales significativas. La energía emitida es del orden de 10²²– 10²³ J.
• Declaraciones de larga duración, asociado con erupciones de prominencias, transitorios en luz blanca y bengalas de dos botones: en este caso los bucles magnéticos cambian su configuración durante el evento. Las energías emitidas durante estas bengalas son de tal gran proporción que pueden alcanzar 10²⁵ J.

Filament erupting during a solar flare, seen at EUV wavelengths (TRACE)

En cuanto a la dinámica temporal, generalmente se distinguen tres fases distintas, cuya duración no es comparable. La duración de esos períodos depende del rango de longitudes de onda utilizadas para observar el evento:

• Una fase inicial impulsiva, cuya duración está en el orden de minutos, se observan fuertes emisiones de energía incluso en las microondas, longitudes de onda EUV y en las frecuencias de rayos X difíciles.
• Una fase máxima
• Una fase de decaimiento, que puede durar varias horas.

A veces también se puede observar una fase que precede al brote, generalmente llamada "pre-llamarada" fase.

Eyecciones de masa coronal

Las grandes erupciones y prominencias solares suelen acompañar a las eyecciones de masa coronal (CME). Estas son enormes emisiones de material de la corona y campo magnético que viajan desde el Sol a más de un millón de kilómetros por hora, y contienen aproximadamente 10 veces la energía de la llamarada solar o la prominencia que las acompaña. Algunas CME más grandes pueden impulsar cientos de millones de toneladas de material al espacio interplanetario a aproximadamente 1,5 millones de kilómetros por hora.

Corona estelar

Las estrellas coronarias son omnipresentes entre las estrellas de la mitad fría del diagrama de Hertzsprung-Russell. Estas coronas se pueden detectar utilizando telescopios de rayos X. Algunas coronas estelares, particularmente en estrellas jóvenes, son mucho más luminosas que la del Sol. Por ejemplo, FK Comae Berenices es el prototipo de la clase de estrella variable FK Com. Estos son gigantes de tipos espectrales G y K con una rotación inusualmente rápida y signos de actividad extrema. Sus coronas de rayos X se encuentran entre las más luminosas (L_x ≥ 10³² erg·s⁻¹ o 10²⁵W) y la más caliente conocida con temperaturas dominantes de hasta 40 MK.

Las observaciones astronómicas planificadas con el Observatorio Einstein por Giuseppe Vaiana y su grupo mostraron que las estrellas F, G, K y M tienen cromosferas y, a menudo, coronas muy parecidas a nuestro Sol. Las estrellas O-B, que no tienen zonas de convección superficial, tienen una fuerte emisión de rayos X. Sin embargo, estas estrellas no tienen coronas, pero las envolturas estelares exteriores emiten esta radiación durante los choques debido a las inestabilidades térmicas en las gotas de gas que se mueven rápidamente. Además, las estrellas A no tienen zonas de convección, pero no emiten en las longitudes de onda de rayos X y UV. Por lo tanto, parecen no tener ni cromosferas ni coronas.

Física de la corona

Esta imagen, tomada por Hinode el 12 de enero de 2007, revela la naturaleza filamentaria de la corona.

La materia en la parte externa de la atmósfera solar se encuentra en estado de plasma, a muy alta temperatura (algunos millones de kelvin) y a muy baja densidad (del orden de 10¹⁵ partículas /m³). De acuerdo con la definición de plasma, es un conjunto cuasi-neutro de partículas que exhibe un comportamiento colectivo.

La composición es similar a la del interior del Sol, principalmente hidrógeno, pero con una ionización de sus elementos más pesados mucho mayor que la que se encuentra en la fotosfera. Los metales más pesados, como el hierro, están parcialmente ionizados y han perdido la mayor parte de los electrones externos. El estado de ionización de un elemento químico depende estrictamente de la temperatura y está regulado por la ecuación de Saha en la atmósfera más baja, pero por el equilibrio de colisión en la corona ópticamente delgada. Históricamente, la presencia de líneas espectrales emitidas por estados de hierro altamente ionizados permitió determinar la alta temperatura del plasma coronal, revelando que la corona es mucho más caliente que las capas internas de la cromosfera.

La corona se comporta como un gas muy caliente pero muy ligero al mismo tiempo: la presión en la corona suele ser de solo 0,1 a 0,6 Pa en las regiones activas, mientras que en la Tierra la presión atmosférica es de unos 100 kPa, aproximadamente un millón de veces mayor que en la superficie solar. Sin embargo, no es propiamente un gas, porque está hecho de partículas cargadas, básicamente protones y electrones, que se mueven a diferentes velocidades. Suponiendo que tienen la misma energía cinética en promedio (para el teorema de equipartición), los electrones tienen una masa aproximadamente 1800 veces menor que protones, por lo que adquieren más velocidad. Los iones metálicos son siempre más lentos. Este hecho tiene consecuencias físicas relevantes tanto sobre los procesos radiativos (que son muy diferentes a los procesos radiativos fotosféricos), como sobre la conducción térmica. Además, la presencia de cargas eléctricas induce la generación de corrientes eléctricas y campos magnéticos elevados. Las ondas magnetohidrodinámicas (ondas MHD) también pueden propagarse en este plasma, aunque todavía no está claro cómo pueden transmitirse o generarse en la corona.

Radiación

El plasma coronal es ópticamente delgado y, por lo tanto, transparente a la radiación electromagnética que emite ya la procedente de las capas inferiores. El plasma está muy enrarecido y el camino libre medio del fotón supera con creces a todas las demás escalas de longitud, incluidos los tamaños típicos de las características coronales comunes.

Se ha identificado que la radiación electromagnética de la corona proviene de tres fuentes principales, ubicadas en el mismo volumen de espacio:

• K-corona (K para kontinuierlich, "continua" en alemán) se crea por la luz solar Thomson dispersando los electrones libres; doppler ampliación de las líneas de absorción fotosférica reflejadas los extiende tan grandemente como para ocultarlas completamente, dando la apariencia espectral de un continuum sin líneas de absorción.
• La F-corona (F para Fraunhofer) es creada por la luz solar rebotando partículas de polvo, y es observable porque su luz contiene las líneas de absorción Fraunhofer que se ven en la luz solar cruda; la F-corona se extiende a ángulos de alargamiento muy altos desde el Sol, donde se llama la luz zodiacal.
• La E-corona (E para emisión) se debe a las líneas de emisión espectral producidas por iones presentes en el plasma coronal; se puede observar en líneas de emisión espectral amplias o prohibidas o calientes y es la principal fuente de información sobre la composición de la corona.

Conducción térmica

Un mosaico de las imágenes ultravioletas extremas tomadas de STEREO el 4 de diciembre de 2006. Estas imágenes de color falso muestran las atmósferas del Sol a una gama de diferentes temperaturas. Reloj de la izquierda superior: 1 millón de grados C (171 Å—blue), 1,5 millones de °C (195Å - verde), 60000–80000°C (304 Å-red), y 2,5 millones de °C (286 Å-yellow).

STEREO – Primeras imágenes como una animación lenta

En la corona, la conducción térmica se produce desde la atmósfera externa más caliente hacia las capas internas más frías. Los responsables del proceso de difusión del calor son los electrones, que son mucho más ligeros que los iones y se mueven más rápido, como se explicó anteriormente.

Cuando hay un campo magnético, la conductividad térmica del plasma aumenta en la dirección paralela a las líneas de campo en lugar de en la dirección perpendicular. Una partícula cargada que se mueve en la dirección perpendicular a la línea del campo magnético está sujeta a la fuerza de Lorentz que es normal al plano individualizado por la velocidad y el campo magnético. Esta fuerza dobla la trayectoria de la partícula. En general, dado que las partículas también tienen un componente de velocidad a lo largo de la línea del campo magnético, la fuerza de Lorentz las obliga a doblarse y moverse a lo largo de espirales alrededor de las líneas del campo a la frecuencia del ciclotrón.

Si las colisiones entre las partículas son muy frecuentes, se dispersan en todas direcciones. Esto sucede en la fotosfera, donde el plasma lleva el campo magnético en su movimiento. En la corona, por el contrario, el camino libre medio de los electrones es del orden de kilómetros e incluso más, por lo que cada electrón puede realizar un movimiento helicoidal mucho antes de dispersarse después de una colisión. Por lo tanto, la transferencia de calor aumenta a lo largo de las líneas del campo magnético y se inhibe en la dirección perpendicular.

En la dirección longitudinal al campo magnético, la conductividad térmica de la corona es

k=20()2π π )3/2()kBT)5/2kBme1/2e4In⁡ ⁡ ▪ ▪ .. 1.810− − 10T5/2In⁡ ⁡ ▪ ▪ Wm− − 1K− − 1{fnMicrosoft Sans Serif} {fnMicrosoft Sans Serif}} {fnMicroc {left(k_{B}Tright)}{5/2}k_{B}{m_{e}{1/2}e^{4}ln}ln} {f}fnKfnK} {f}{f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}f}fnKf}fnf}f}f}f}fnKf}f}f}f}fnKfnKfnKf}fnKf}f}f}f}fnK "Lambda" 1.8~10^{-10}~{frac {5/2}{ln Lambda }Wm^{-1}K^{-1}

Donde kB{displaystyle K_{B} es la constante de Boltzmann, T{displaystyle T} es la temperatura en Kelvin, me{displaystyle m_{e} es la masa de electrones, e{displaystyle e} es la carga eléctrica del electrón,

In⁡ ⁡ ▪ ▪ =In⁡ ⁡ ()12π π nλ λ D3){displaystyle ln Lambda =ln left(12pi nlambda ¿Qué?

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es la longitud Debye del plasma con densidad de partículas n{displaystyle n}. El Logaritmo Coulomb In⁡ ⁡ ▪ ▪ {displaystyle ln Lambda } es aproximadamente 20 en la corona, con una temperatura media de 1 MK y una densidad de 10¹⁵ partículas/m³, y alrededor de 10 en la cromosfera, donde la temperatura es aproximadamente 10kK y la densidad de partículas es del orden de 10¹⁸ partículas/m³, y en la práctica puede ser asumido constante.

Thence, si lo indicamos con q{displaystyle q} el calor para una unidad de volumen, expresado en J m⁻³, la ecuación Fourier de transferencia de calor, para ser computada sólo a lo largo de la dirección x{displaystyle x} de la línea de campo, se convierte en

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Los cálculos numéricos han demostrado que la conductividad térmica de la corona es comparable a la del cobre.

Sismología coronaria

La sismología coronal es un método para estudiar el plasma de la corona solar con el uso de ondas magnetohidrodinámicas (MHD). MHD estudia la dinámica de los fluidos conductores de electricidad; en este caso, el fluido es el plasma coronal. Filosóficamente, la sismología coronal es similar a la sismología de la Tierra, la heliosismología del Sol y la espectroscopia MHD de dispositivos de plasma de laboratorio. En todos estos enfoques, se utilizan ondas de varios tipos para sondear un medio. El potencial de la sismología coronal en la estimación del campo magnético coronal, la altura de la escala de densidad, la estructura fina y el calentamiento ha sido demostrado por diferentes grupos de investigación.

Problema de calentamiento coronal

El problema del calentamiento de la corona en la física solar se relaciona con la pregunta de por qué la temperatura de la corona del Sol es de millones de kelvin frente a los miles de kelvin de la superficie. Se han propuesto varias teorías para explicar este fenómeno, pero aún es difícil determinar cuál de ellas es la correcta. El problema surgió por primera vez cuando Bengt Edlen y Walter Grotrian identificaron las líneas Fe IX y Ca XIV en el espectro solar. Esto llevó al descubrimiento de que las líneas de emisión que se ven durante los eclipses solares no son causadas por un elemento desconocido llamado "coronio" pero elementos conocidos en etapas muy altas de ionización. La comparación de las temperaturas de la corona y la fotoesférica de 6.000 K conduce a la pregunta de cómo se puede mantener la temperatura coronal 200 veces más caliente. El problema se relaciona principalmente con cómo se transporta la energía hacia la corona y luego se convierte en calor dentro de unos pocos radios solares.

Las altas temperaturas requieren que la energía sea transportada desde el interior solar hasta la corona mediante procesos no térmicos, porque la segunda ley de la termodinámica evita que el calor fluya directamente desde la fotosfera solar (superficie), que se encuentra aproximadamente a 5800K, a la corona mucho más caliente de aproximadamente 1 a 3 MK (partes de la corona pueden incluso alcanzar 10MK).

Entre la fotosfera y la corona, la delgada región a través de la cual aumenta la temperatura se conoce como región de transición. Se extiende desde sólo decenas a cientos de kilómetros de espesor. La energía no se puede transferir desde la fotosfera más fría a la corona mediante transferencia de calor convencional, ya que esto violaría la segunda ley de la termodinámica. Una analogía de esto sería una bombilla que eleva la temperatura del aire que la rodea a algo mayor que su superficie de vidrio. Por lo tanto, alguna otra forma de transferencia de energía debe estar involucrada en el calentamiento de la corona.

La cantidad de energía requerida para calentar la corona solar se puede calcular fácilmente como la diferencia entre las pérdidas por radiación coronal y el calentamiento por conducción térmica hacia la cromosfera a través de la región de transición. Es aproximadamente 1 kilovatio por cada metro cuadrado de superficie en la cromosfera del Sol, o 1/40 000 de la cantidad de energía luminosa que escapa del Sol.

Se han propuesto muchas teorías de calentamiento coronal, pero dos teorías siguen siendo las candidatas más probables: el calentamiento por ondas y la reconexión magnética (o nanollamaradas). Durante la mayor parte de los últimos 50 años, ninguna de las dos teorías ha podido explicar las temperaturas coronales extremas.

En 2012, imágenes de rayos X blandos de alta resolución (<0,2″) con el generador de imágenes coronal de alta resolución a bordo de un cohete de sondeo revelaron trenzas estrechamente enrolladas en la corona. Se plantea la hipótesis de que la reconexión y el desenredado de trenzas pueden actuar como fuentes primarias de calentamiento de la corona solar activa a temperaturas de hasta 4 millones de kelvin. Se supone que la principal fuente de calor en la corona inactiva (alrededor de 1,5 millones de kelvin) se origina en las ondas MHD.

La sonda solar Parker de la NASA tiene como objetivo acercarse al Sol a una distancia de aproximadamente 9,5 radios solares para investigar el calentamiento coronal y el origen del viento solar. Se lanzó con éxito el 12 de agosto de 2018 y completó los primeros 13 para el otoño de 2022 de los más de 20 acercamientos cercanos planificados al Sol.

Teoría del calentamiento por olas

La teoría del calentamiento por olas, propuesta en 1949 por Évry Schatzman, propone que las olas transportan energía desde el interior solar hasta la cromosfera solar y la corona. El Sol está hecho de plasma en lugar de gas ordinario, por lo que admite varios tipos de ondas análogas a las ondas de sonido en el aire. Los tipos de ondas más importantes son las ondas magnetoacústicas y las ondas de Alfvén. Las ondas magnetoacústicas son ondas de sonido que han sido modificadas por la presencia de un campo magnético, y las ondas de Alfvén son similares a las ondas de radio de ultra baja frecuencia que han sido modificadas por la interacción con la materia en el plasma. Ambos tipos de ondas pueden ser lanzados por la turbulencia de granulación y supergranulación en la fotosfera solar, y ambos tipos de ondas pueden transportar energía a cierta distancia a través de la atmósfera solar antes de convertirse en ondas de choque que disipan su energía en forma de calor.

Un problema con el calentamiento por olas es la entrega del calor al lugar apropiado. Las ondas magnetoacústicas no pueden transportar suficiente energía hacia arriba a través de la cromosfera hasta la corona, tanto por la baja presión presente en la cromosfera como porque tienden a reflejarse de regreso a la fotosfera. Las ondas de Alfvén pueden transportar suficiente energía, pero no disipan esa energía lo suficientemente rápido una vez que ingresan a la corona. Las ondas en los plasmas son notoriamente difíciles de entender y describir analíticamente, pero las simulaciones por computadora, realizadas por Thomas Bogdan y sus colegas en 2003, parecen mostrar que las ondas de Alfvén pueden transmutarse en otros modos de onda en la base de la corona, proporcionando una vía que puede transporta grandes cantidades de energía desde la fotosfera a través de la cromosfera y la región de transición y finalmente hacia la corona donde la disipa en forma de calor.

Otro problema con el calentamiento por olas ha sido la ausencia total, hasta finales de la década de 1990, de cualquier evidencia directa de que las olas se propaguen a través de la corona solar. La primera observación directa de ondas que se propagan hacia y a través de la corona solar se realizó en 1997 con el observatorio solar espacial del Observatorio Solar y Heliosférico, la primera plataforma capaz de observar el Sol en el ultravioleta extremo (EUV) durante largos períodos de tiempo con fotometría estable. Eran ondas magnetoacústicas con una frecuencia de aproximadamente 1 milihercio (mHz, correspondiente a un 1000 segundo período de onda), que transportan solo alrededor del 10% de la energía requerida para calentar la corona. Existen muchas observaciones de fenómenos ondulatorios localizados, como las ondas Alfvén lanzadas por erupciones solares, pero esos eventos son transitorios y no pueden explicar el calor uniforme de la corona.

Todavía no se sabe exactamente cuánta energía de las olas está disponible para calentar la corona. Los resultados publicados en 2004 utilizando datos de la nave espacial TRACE parecen indicar que hay ondas en la atmósfera solar a frecuencias tan altas como 100mHz (período de 10 segundos). Las mediciones de la temperatura de diferentes iones en el viento solar con el instrumento UVCS a bordo de SOHO brindan una fuerte evidencia indirecta de que hay ondas a frecuencias tan altas como 200Hz, dentro del rango de audición humana. Estas ondas son muy difíciles de detectar en circunstancias normales, pero la evidencia recopilada durante los eclipses solares por equipos de Williams College sugiere la presencia de tales ondas en el 1–10Hz rango.

Recientemente, se han encontrado movimientos alfvénicos en la atmósfera solar inferior y también en el Sol quieto, en agujeros coronales y en regiones activas usando observaciones con AIA a bordo del Observatorio de Dinámica Solar. Estas oscilaciones Alfvénicas tienen un poder significativo y parecen estar conectadas con las oscilaciones Alfvénicas cromosféricas reportadas previamente con la nave espacial Hinode.

Las observaciones del viento solar con la nave espacial Wind recientemente han mostrado evidencia para respaldar las teorías de la disipación del ciclotrón de Alfvén, lo que lleva al calentamiento local de iones.

Teoría de la reconexión magnética

Arcing active region by Solar Dynamics Observatory

La teoría de la reconexión magnética se basa en el campo magnético solar para inducir corrientes eléctricas en la corona solar. Luego, las corrientes colapsan repentinamente, liberando energía en forma de calor y energía de las olas en la corona. Este proceso se llama "reconexión" debido a la forma peculiar en que se comportan los campos magnéticos en el plasma (o cualquier fluido conductor de electricidad como el mercurio o el agua de mar). En un plasma, las líneas de campo magnético normalmente están unidas a piezas individuales de materia, de modo que la topología del campo magnético sigue siendo la misma: si un polo magnético norte y sur en particular están conectados por una sola línea de campo, incluso si el plasma es agitado o si los imanes se mueven, esa línea de campo continuará conectando esos polos en particular. La conexión se mantiene mediante corrientes eléctricas que se inducen en el plasma. Bajo ciertas condiciones, las corrientes eléctricas pueden colapsar, permitiendo que el campo magnético se "reconecte" a otros polos magnéticos y libera calor y energía de las olas en el proceso.

Se supone que la reconexión magnética es el mecanismo detrás de las erupciones solares, las explosiones más grandes del Sistema Solar. Además, la superficie del Sol está cubierta con millones de pequeñas regiones magnetizadas 50–1000km de ancho. Estos pequeños polos magnéticos son golpeados y agitados por la granulación constante. El campo magnético de la corona solar debe someterse a una reconexión casi constante para coincidir con el movimiento de esta "alfombra magnética", por lo que la energía liberada por la reconexión es un candidato natural para el calor de la corona, tal vez como una serie de & #34;microbengalas" que individualmente proporcionan muy poca energía pero juntos representan la energía requerida.

La idea de que las nanollamaradas podrían calentar la corona fue propuesta por Eugene Parker en la década de 1980, pero sigue siendo controvertida. En particular, los telescopios ultravioleta como TRACE y SOHO/EIT pueden observar microdestellos individuales como pequeños brillos en la luz ultravioleta extrema, pero parece que hay muy pocos de estos pequeños eventos para explicar la energía liberada en la corona. La energía adicional que no se tiene en cuenta podría estar compuesta por energía de las olas o por una reconexión magnética gradual que libera energía más suavemente que las microdestellos y, por lo tanto, no aparece bien en los datos de TRACE. Las variaciones de la hipótesis de las microllamaradas utilizan otros mecanismos para estresar el campo magnético o liberar la energía, y son objeto de investigación activa en 2005.

Espículas (tipo II)

Durante décadas, los investigadores creyeron que las espículas podían enviar calor a la corona. Sin embargo, luego de una investigación observacional en la década de 1980, se descubrió que el plasma de las espículas no alcanzaba las temperaturas coronales, por lo que se descartó la teoría.

Según estudios realizados en 2010 en el Centro Nacional de Investigación Atmosférica de Colorado, en colaboración con el Laboratorio de Astrofísica y Solar de Lockheed Martin (LMSAL) y el Instituto de Astrofísica Teórica de la Universidad de Oslo, una nueva clase de espículas (TIPO II) descubiertas en 2007, que viajan más rápido (hasta 100 km/s) y tienen una vida útil más corta, pueden explicar por el problema Estos chorros insertan plasma calentado en la atmósfera exterior del Sol.

Por lo tanto, a partir de ahora se puede esperar una comprensión mucho mayor de la corona y una mejora en el conocimiento de la influencia sutil del Sol en la atmósfera superior de la Tierra. El Ensamblaje de Imágenes Atmosféricas en el Observatorio de Dinámica Solar recientemente lanzado por la NASA y el Paquete de Plano Focal de la NASA para el Telescopio Óptico Solar en el satélite japonés Hinode que se utilizó para probar esta hipótesis. Las altas resoluciones espaciales y temporales de los instrumentos más nuevos revelan este suministro de masa coronal.

Estas observaciones revelan una conexión uno a uno entre el plasma que se calienta a millones de grados y las espículas que insertan este plasma en la corona.