Coroa estelar

Durante um eclipse solar total, a corona do Sol e as proeminências são visíveis a olho nu.

A corona (PL coronas ou coronae) é a camada mais externa de uma estrela atmosfera. Consiste em plasma.

A coroa do Sol fica acima da cromosfera e se estende por milhões de quilômetros no espaço sideral. É mais facilmente visto durante um eclipse solar total, mas também é observável com um coronógrafo. Medições espectroscópicas indicam forte ionização na coroa e uma temperatura de plasma superior a 1000000 kelvins, muito mais quente que a superfície do Sol, conhecida como fotosfera.

Corona (latim para 'coroa') é, por sua vez, derivado de Grego Antigo κορώνη (korṓnē) 'guirlanda, grinalda'.

História

Corona esboçado por José Joaquín de Ferrer durante o eclipse solar de 16 de junho de 1806 em Kinderhook, Nova Iorque.

Em 1724, o astrônomo franco-italiano Giacomo F. Maraldi reconheceu que a aura visível durante um eclipse solar pertence ao Sol, não à Lua. Em 1809, o astrônomo espanhol José Joaquín de Ferrer cunhou o termo 'corona'. Com base em suas próprias observações do eclipse solar de 1806 em Kinderhook (Nova York), de Ferrer também propôs que a coroa era parte do Sol e não da Lua. O astrônomo inglês Norman Lockyer identificou o primeiro elemento desconhecido na Terra na cromosfera do Sol, que foi chamado de hélio. O astrônomo francês Jules Jenssen observou, depois de comparar suas leituras entre os eclipses de 1871 e 1878, que o tamanho e a forma da coroa mudam com o ciclo das manchas solares. Em 1930, Bernard Lyot inventou o coronógrafo, que permite visualizar a coroa sem um eclipse total. Em 1952, o astrônomo americano Eugene Parker propôs que a coroa solar poderia ser aquecida por uma miríade de minúsculos "nanoflares", brilhos em miniatura semelhantes a explosões solares que ocorreriam em toda a superfície do Sol.

Teorias históricas

A alta temperatura da coroa do Sol lhe confere características espectrais incomuns, o que levou alguns no século 19 a sugerir que continha um elemento anteriormente desconhecido, "coronium". Em vez disso, essas características espectrais já foram explicadas pelo ferro altamente ionizado (Fe-XIV ou Fe¹³⁺). Bengt Edlén, seguindo o trabalho de Grotrian (1939), identificou pela primeira vez as linhas espectrais coronais em 1940 (observadas desde 1869) como transições de níveis metaestáveis baixos da configuração do solo de metais altamente ionizados (a linha verde Fe-XIV de Fe ¹³⁺ em 5303Å, mas também a linha Fe-X vermelha de Fe⁹⁺ em 6374Å).

Características físicas

Um desenho demonstrando a configuração do fluxo magnético solar durante o ciclo solar

A coroa do Sol é muito mais quente (por um fator de 150 a 450) do que a superfície visível do Sol: a temperatura média da fotosfera é de cerca de 5800kelvin em comparação com a coroa' s 1 a 3 milhões de kelvin. A coroa é 10⁻¹² vezes mais densa que a fotosfera e, portanto, produz cerca de um milionésimo da luz visível. A coroa é separada da fotosfera pela cromosfera relativamente rasa. O mecanismo exato pelo qual a coroa é aquecida ainda é objeto de algum debate, mas as possibilidades prováveis incluem a indução pelo campo magnético do Sol e ondas magnetohidrodinâmicas vindas de baixo. As bordas externas da coroa do Sol estão constantemente sendo transportadas para longe devido ao fluxo magnético aberto e, portanto, gerando o vento solar.

A coroa nem sempre é distribuída uniformemente pela superfície do Sol. Durante os períodos de silêncio, a coroa é mais ou menos confinada às regiões equatoriais, com buracos coronais cobrindo as regiões polares. No entanto, durante os períodos ativos do Sol, a coroa é distribuída uniformemente nas regiões equatorial e polar, embora seja mais proeminente em áreas com atividade de manchas solares. O ciclo solar abrange aproximadamente 11 anos, do mínimo solar ao mínimo seguinte. Uma vez que o campo magnético solar é continuamente enrolado devido à rotação mais rápida da massa no equador do Sol (rotação diferencial), a atividade das manchas solares será mais pronunciada no máximo solar, onde o campo magnético é mais torcido. Associados às manchas solares estão os loops coronais, loops de fluxo magnético, ressurgindo do interior solar. O fluxo magnético empurra a fotosfera mais quente para o lado, expondo o plasma mais frio abaixo, criando assim as manchas solares relativamente escuras.

Desde que a coroa foi fotografada em alta resolução na faixa de raios X do espectro pelo satélite Skylab em 1973, e depois por Yohkoh e outros instrumentos espaciais seguintes, foi visto que a estrutura da coroa é bastante variado e complexo: diferentes zonas foram imediatamente classificadas no disco coronal. Os astrônomos costumam distinguir várias regiões, conforme descrito abaixo.

Regiões ativas

As regiões ativas são conjuntos de estruturas de loop conectando pontos de polaridade magnética oposta na fotosfera, os chamados loops coronais. Eles geralmente se distribuem em duas zonas de atividade, que são paralelas ao equador solar. A temperatura média está entre dois e quatro milhões de kelvin, enquanto a densidade vai de 10⁹ a 10¹⁰ partículas por cm³.

Ilustração representando proeminências solares e manchas solares

As regiões ativas envolvem todos os fenômenos diretamente ligados ao campo magnético, que ocorrem em diferentes alturas acima da superfície do Sol: manchas solares e fáculas ocorrem na fotosfera; espículas, filamentos Hα e placas na cromosfera; proeminências na cromosfera e região de transição; e explosões e ejeções de massa coronal (CME) acontecem na coroa e na cromosfera. Se as explosões forem muito violentas, elas também podem perturbar a fotosfera e gerar uma onda Moreton. Pelo contrário, proeminências quiescentes são estruturas grandes, frias e densas que são observadas como escuras, "semelhantes a cobras" Fitas Hα (aparecendo como filamentos) no disco solar. Sua temperatura é de cerca de 5000–8000K, e por isso são geralmente considerados como características cromosféricas.

Em 2013, imagens do High Resolution Coronal Imager revelaram "tranças magnéticas" de plasma dentro das camadas externas dessas regiões ativas.

Loops coronais

TRACE 171Å loops coronais

Os loops coronais são as estruturas básicas da coroa solar magnética. Esses loops são os primos do fluxo magnético fechado do fluxo magnético aberto que podem ser encontrados em buracos coronais e no vento solar. Loops de fluxo magnético brotam do corpo solar e se enchem de plasma solar quente. Devido à atividade magnética elevada nessas regiões de loop coronal, os loops coronais podem frequentemente ser os precursores de erupções solares e CMEs.

O plasma solar que alimenta essas estruturas é aquecido por menos de 6000K a bem mais de 10⁶ K da fotosfera, passando pela região de transição e entrando na coroa. Freqüentemente, o plasma solar preencherá esses loops de um ponto e drenará para outro, chamados pontos de pé (fluxo de sifão devido a uma diferença de pressão ou fluxo assimétrico devido a algum outro driver).

Quando o plasma sobe dos pontos do pé em direção ao topo do loop, como sempre ocorre durante a fase inicial de um flare compacto, é definido como evaporação cromosférica. Quando o plasma esfria rapidamente e cai em direção à fotosfera, isso é chamado de condensação cromosférica. Também pode haver fluxo simétrico de ambos os pontos de base do loop, causando um acúmulo de massa na estrutura do loop. O plasma pode esfriar rapidamente nesta região (para uma instabilidade térmica), seus filamentos escuros óbvios contra o disco solar ou proeminências do limbo solar.

Os loops coronais podem ter tempos de vida na ordem de segundos (no caso de eventos de flare), minutos, horas ou dias. Onde há um equilíbrio nas fontes e sumidouros de energia do loop, os loops coronais podem durar longos períodos de tempo e são conhecidos como loops coronais em estado estacionário ou quiescentes (exemplo).

Os loops coronais são muito importantes para nossa compreensão do atual problema de aquecimento coronal. Loops coronais são fontes altamente radiantes de plasma e, portanto, fáceis de observar por instrumentos como o TRACE. Uma explicação do problema do aquecimento coronal permanece, pois essas estruturas estão sendo observadas remotamente, onde muitas ambiguidades estão presentes (ou seja, contribuições de radiação ao longo da propagação da linha de visada). Medições in-situ são necessárias antes que uma resposta definitiva possa ser determinada, mas devido às altas temperaturas do plasma na coroa, as medições in-situ são, no momento, impossíveis. A próxima missão da Parker Solar Probe da NASA se aproximará muito do Sol, permitindo observações mais diretas.

Estruturas de grande escala

As estruturas de grande escala são arcos muito longos que podem cobrir mais de um quarto do disco solar, mas contêm plasma menos denso do que nos loops coronais das regiões ativas.

Eles foram detectados pela primeira vez em 8 de junho de 1968, durante a observação de um foguete.

A estrutura em grande escala da coroa muda ao longo do ciclo solar de 11 anos e torna-se particularmente simples durante o período mínimo, quando o campo magnético do Sol é quase semelhante a uma configuração dipolar (mais um componente quadrupolar).

Interconexões de regiões ativas

As interconexões de regiões ativas são arcos conectando zonas de campos magnéticos opostos, de diferentes regiões ativas. Variações significativas dessas estruturas são frequentemente vistas após um surto.

Algumas outras características deste tipo são os capacetes - grandes estruturas coronais semelhantes a bonés com picos longos e pontudos que geralmente se sobrepõem a manchas solares e regiões ativas. Serpentinas coronais são consideradas fontes do vento solar lento.

Cavidades de filamentos

Imagem do Observatório Solar Dynamics em 16 de outubro de 2010. Uma cavidade de filamento muito longa é visível através do hemisfério sul do Sol.

As cavidades dos filamentos são zonas que parecem escuras nos raios X e estão acima das regiões onde os filamentos Hα são observados na cromosfera. Eles foram observados pela primeira vez em dois voos de foguetes de 1970, que também detectaram buracos coronais.

As cavidades de filamento são nuvens mais frias de plasma suspensos acima da superfície do Sol por forças magnéticas. As regiões do campo magnético intenso parecem escuras em imagens porque estão vazias de plasma quente. De fato, a soma da pressão magnética e da pressão do plasma deve ser constante em toda parte na heliosfera, a fim de ter uma configuração de equilíbrio: onde o campo magnético é maior, o plasma deve ser mais frio ou menos denso. A pressão do plasma pNão. pode ser calculado pela equação de estado de um gás perfeito: p= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =nkBTNão. P=nk_{B}T, onde nNão. é a densidade de número de partículas, kBNão. k_{B}} a constante de Boltzmann e TNão. T. a temperatura do plasma. É evidente a partir da equação que a pressão do plasma diminui quando a temperatura do plasma diminui em relação às regiões circundantes ou quando a zona do campo magnético intenso esvazia. O mesmo efeito físico torna manchas solares aparentemente escuras na fotosfera.

Pontos brilhantes

Os pontos brilhantes são pequenas regiões ativas encontradas no disco solar. Pontos brilhantes de raios-X foram detectados pela primeira vez em 8 de abril de 1969, durante um vôo de foguete.

A fração da superfície solar coberta por pontos brilhantes varia com o ciclo solar. Eles estão associados a pequenas regiões bipolares do campo magnético. Sua temperatura média varia de 1,1 MK a 3,4 MK. As variações de temperatura são frequentemente correlacionadas com mudanças na emissão de raios-X.

Buracos coronais

Buracos coronais são regiões unipolares que parecem escuras nos raios X, pois não emitem muita radiação. Estas são amplas zonas do Sol onde o campo magnético é unipolar e se abre para o espaço interplanetário. O vento solar de alta velocidade surge principalmente dessas regiões.

Nas imagens UV dos buracos coronais, algumas estruturas pequenas, semelhantes a bolhas alongadas, são frequentemente vistas como suspensas no vento solar. Estas são as plumas coronais. Mais precisamente, são flâmulas longas e finas que se projetam para fora dos pólos norte e sul do Sol.

O Sol tranquilo

As regiões solares que não fazem parte de regiões ativas e buracos coronais são comumente identificadas como o Sol quieto.

A região equatorial tem uma velocidade de rotação mais rápida do que as zonas polares. O resultado da rotação diferencial do Sol é que as regiões ativas surgem sempre em duas bandas paralelas ao equador e sua extensão aumenta durante os períodos de máximo do ciclo solar, enquanto quase desaparecem durante cada mínimo. Portanto, o Sol quieto sempre coincide com a zona equatorial e sua superfície é menos ativa durante o máximo do ciclo solar. Aproximando-se do mínimo do ciclo solar (também chamado de ciclo da borboleta), a extensão do Sol quieto aumenta até cobrir toda a superfície do disco excluindo alguns pontos brilhantes no hemisfério e nos pólos, onde existem buracos coronais.

Superfície Alfvén

A superfície de Alfvén é o limite que separa a coroa do vento solar definido como onde a velocidade de Alfvén do plasma coronal e a velocidade do vento solar em grande escala são iguais.

Os pesquisadores não sabiam exatamente onde ficava a superfície crítica de Alfvén do Sol. Com base em imagens remotas da coroa, as estimativas a colocam entre 10 e 20 raios solares da superfície do Sol. Em 28 de abril de 2021, durante seu oitavo sobrevoo pelo Sol, a Parker Solar Probe da NASA encontrou as condições magnéticas e de partículas específicas em raios solares de 18,8 que indicavam que ela penetrou na superfície de Alfvén.

Variabilidade da coroa

Um retrato tão diversificado quanto o já apontado para as feições coronais é enfatizado pela análise da dinâmica das principais estruturas da coroa, que evoluem em tempos diferenciais. Estudar a variabilidade coronal em sua complexidade não é fácil porque os tempos de evolução das diferentes estruturas podem variar consideravelmente: de segundos a vários meses. Os tamanhos típicos das regiões onde ocorrem os eventos coronais variam da mesma forma, como mostra a tabela a seguir.

Flares

Em 31 de agosto de 2012, um longo filamento de material solar que estava pairando na atmosfera exterior do Sol, a corona, erupted em 4:36 p.m. EDT

Flares ocorrem em regiões ativas e são caracterizadas por um aumento súbito do fluxo radiativo emitido de pequenas regiões da coroa. São fenômenos muito complexos, visíveis em diferentes comprimentos de onda; envolvem várias zonas da atmosfera solar e muitos efeitos físicos, térmicos e não térmicos, e às vezes amplas religações das linhas do campo magnético com expulsão de material.

Flares são fenómenos impulsivos, com duração média de 15 minutos, podendo os eventos mais energéticos durar várias horas. As chamas produzem um aumento alto e rápido da densidade e temperatura.

Uma emissão em luz branca raramente é observada: geralmente, as explosões são vistas apenas em comprimentos de onda ultravioleta extremos e nos raios X, típicos da emissão cromosférica e coronal.

Na coroa, a morfologia das erupções é descrita por observações no UV, raios-X moles e duros e em comprimentos de onda Hα, e é muito complexa. No entanto, dois tipos de estruturas básicas podem ser distinguidos:

• Flares compactos, quando cada um dos dois arcos onde o evento está acontecendo mantém sua morfologia: apenas um aumento da emissão é observado sem variações estruturais significativas. A energia emitida é da ordem de 10²²– 10²³ J.
• Flares de longa duração, associado a erupções de proeminências, transientes na luz branca e Flares de dois canais: neste caso os laços magnéticos mudam sua configuração durante o evento. As energias emitidas durante estes erupções são de tal grande proporção que podem alcançar 10²⁵ J.

Erupção de filamento durante um sinal solar, visto em comprimentos de onda EUV (TRACE)

Quanto à dinâmica temporal, distinguem-se geralmente três fases diferentes, cuja duração não é comparável. As durações desses períodos dependem da faixa de comprimentos de onda usados para observar o evento:

• Uma fase inicial impulsiva, cuja duração está na ordem de minutos, fortes emissões de energia são frequentemente observadas mesmo nos micro-ondas, comprimentos de onda EUV e nas frequências de raios X difíceis.
• Uma fase máxima
• Uma fase de decadência, que pode durar várias horas.

Às vezes também pode ser observada uma fase anterior ao flare, geralmente chamada de "pré-flare" Estágio.

Ejeções de massa coronal

Muitas vezes acompanhando grandes erupções solares e proeminências estão as ejeções de massa coronal (CME). Estas são enormes emissões de material coronal e campo magnético que viajam para fora do Sol a mais de um milhão de quilômetros por hora, contendo cerca de 10 vezes a energia da explosão solar ou proeminência que os acompanha. Algumas CMEs maiores podem impulsionar centenas de milhões de toneladas de material para o espaço interplanetário a aproximadamente 1,5 milhão de quilômetros por hora.

Coroa estelar

Estrelas coronais são onipresentes entre as estrelas na metade fria do diagrama de Hertzsprung-Russell. Essas coroas podem ser detectadas usando telescópios de raios-X. Algumas coroas estelares, particularmente em estrelas jovens, são muito mais luminosas que as do Sol. Por exemplo, FK Comae Berenices é o protótipo para a classe FK Com de estrela variável. Estes são gigantes dos tipos espectrais G e K com uma rotação incomumente rápida e sinais de atividade extrema. Suas coroas de raios X estão entre as mais luminosas (L_x ≥ 10³² erg·s⁻¹ ou 10²⁵W) e o mais quente conhecido com temperaturas dominantes de até 40 MK.

As observações astronômicas planejadas com o Observatório de Einstein por Giuseppe Vaiana e seu grupo mostraram que as estrelas F-, G-, K- e M têm cromosferas e muitas vezes coroas muito parecidas com o Sol. As estrelas O-B, que não possuem zonas de convecção na superfície, têm uma forte emissão de raios-X. No entanto, essas estrelas não possuem coroas, mas os envelopes estelares externos emitem essa radiação durante choques devido a instabilidades térmicas em bolhas de gás que se movem rapidamente. Além disso, as estrelas A não têm zonas de convecção, mas não emitem nos comprimentos de onda UV e raios-X. Assim, eles parecem não ter nem cromosferas nem coroas.

Física da coroa

Esta imagem, tirada por Hinode em 12 de janeiro de 2007, revela a natureza filamentar da corona.

A matéria na parte externa da atmosfera solar está no estado de plasma, em temperatura muito alta (alguns milhões de kelvin) e em densidade muito baixa (da ordem de 10¹⁵ partículas /m³). De acordo com a definição de plasma, é um conjunto quase neutro de partículas que exibe um comportamento coletivo.

A composição é semelhante à do interior do Sol, principalmente hidrogênio, mas com ionização de seus elementos mais pesados muito maior do que a encontrada na fotosfera. Metais mais pesados, como o ferro, são parcialmente ionizados e perderam a maior parte dos elétrons externos. O estado de ionização de um elemento químico depende estritamente da temperatura e é regulado pela equação de Saha na atmosfera mais baixa, mas por equilíbrio de colisão na coroa opticamente fina. Historicamente, a presença das linhas espectrais emitidas de estados altamente ionizados de ferro permitiu a determinação da alta temperatura do plasma coronal, revelando que a coroa é muito mais quente que as camadas internas da cromosfera.

A coroa se comporta como um gás muito quente, mas muito leve ao mesmo tempo: a pressão na coroa é geralmente de apenas 0,1 a 0,6 Pa em regiões ativas, enquanto na Terra a pressão atmosférica é de cerca de 100 kPa, aproximadamente um milhão de vezes maior do que na superfície solar. Porém não é propriamente um gás, pois é feito de partículas carregadas, basicamente prótons e elétrons, movendo-se em velocidades diferentes. Supondo que eles tenham a mesma energia cinética em média (para o teorema da equipartição), os elétrons têm massa aproximadamente 1800 vezes menor que prótons, portanto adquirem mais velocidade. Os íons metálicos são sempre mais lentos. Este facto tem consequências físicas relevantes quer nos processos radiativos (muito diferentes dos processos radiativos fotosféricos), quer na condução térmica. Além disso, a presença de cargas elétricas induz a geração de correntes elétricas e campos magnéticos elevados. Ondas magnetohidrodinâmicas (ondas MHD) também podem se propagar neste plasma, embora ainda não esteja claro como elas podem ser transmitidas ou geradas na coroa.

Radiação

O plasma coronal é opticamente fino e, portanto, transparente à radiação eletromagnética que emite e à proveniente das camadas inferiores. O plasma é muito rarefeito e o caminho livre médio do fóton supera de longe todas as outras escalas de comprimento, incluindo os tamanhos típicos de características coronais comuns.

A radiação eletromagnética da coroa foi identificada como proveniente de três fontes principais, localizadas no mesmo volume de espaço:

• O K-corona (K para O que é isso?, "contínuo" em alemão) é criado pela luz solar Thomson espalhando elétrons livres; Doppler alargamento das linhas de absorção fotosférica refletidas espalha-los tão grandemente como obscurecê-los completamente, dando a aparência espectral de um continuum sem linhas de absorção.
• O F-corona (F para Fraunhofer) é criado pela luz solar saltando de partículas de poeira, e é observável porque sua luz contém as linhas de absorção Fraunhofer que são vistas na luz solar crua; o F-corona estende-se a ângulos de alongamento muito altos do Sol, onde é chamado de luz zodiacal.
• A E-corona (E para emissão) é devido a linhas de emissão espectral produzidas por íons presentes no plasma coronal; pode ser observada em linhas de emissão espectral amplas ou proibidas ou quentes e é a principal fonte de informação sobre a composição da corona.

Condução térmica

Um mosaico das imagens ultravioleta extremas tiradas do STEREO em 4 de dezembro de 2006. Estas imagens de cores falsas mostram as atmosferas do Sol em uma variedade de temperaturas diferentes. No sentido horário da esquerda superior: 1 milhão de graus C (171 Å - azul), 1,5 milhão °C (195Å — verde), 60)–80)°C (304 Å - vermelho) e 2,5 milhões de °C (286 Å - amarelo).

STEREO – Primeiras imagens como uma animação lenta

Na coroa, a condução térmica ocorre da atmosfera externa mais quente para as camadas internas mais frias. Os responsáveis pelo processo de difusão do calor são os elétrons, que são muito mais leves que os íons e se movem mais rápido, conforme explicado acima.

Quando há um campo magnético, a condutividade térmica do plasma torna-se mais alta na direção paralela às linhas do campo do que na direção perpendicular. Uma partícula carregada movendo-se na direção perpendicular à linha do campo magnético está sujeita à força de Lorentz que é normal ao plano individualizado pela velocidade e pelo campo magnético. Essa força curva o caminho da partícula. Em geral, como as partículas também têm um componente de velocidade ao longo da linha do campo magnético, a força de Lorentz as obriga a dobrar e se mover ao longo das espirais ao redor das linhas do campo na frequência do ciclotron.

Se as colisões entre as partículas são muito frequentes, elas são espalhadas em todas as direções. Isso acontece na fotosfera, onde o plasma carrega o campo magnético em seu movimento. Na coroa, ao contrário, o caminho livre médio dos elétrons é da ordem de quilômetros e ainda mais, de modo que cada elétron pode fazer um movimento helicoidal muito antes de ser espalhado após uma colisão. Portanto, a transferência de calor é aumentada ao longo das linhas do campo magnético e inibida na direção perpendicular.

Na direção longitudinal ao campo magnético, a condutividade térmica da coroa é

k= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =20.(2D D )3/2(kBT)5/2kBme1/2e4I⁡ ⁡ :: ? ? 1.10.- Sim. - Sim. 10.T5/2I⁡ ⁡ :: Wm- Sim. - Sim. 1KK- Sim. - Sim. 1{displaystyle k=20left({frac {2}{pi }}right)^{3/2}{frac {left(k_{B}Tright)^{5/2}k_{B}}{m_{e}^{1/2}e^{4}ln Lambda }}approx 1.8~10^{-10}~{frac {T^{5/2}}{ln Lambda }}~Wm^{-1}K^{-1}}

Onde? kBNão. k_{B}} é a constante de Boltzmann, TNão. T. é a temperatura em kelvin, me{displaystyle m_{e}} é a massa de elétrons, eNão. é a carga elétrica do elétron,

I⁡ ⁡ :: = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =I⁡ ⁡ (12D D nλ λ D3){displaystyle ln Lambda =ln left(12pi nlambda) _{D}^{3}right)}

é o logaritmo de Coulomb, e

λ λ D= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =kBT4D D ne2{displaystyle lambda - Sim. {k_{B}T}{4pi ne^{2}}}}}}}

é o comprimento Debye do plasma com densidade de partículas nNão.. O logaritmo de Coulomb I⁡ ⁡ :: {displaystyle ln Lambda } é aproximadamente 20 na corona, com uma temperatura média de 1 MK e uma densidade de 10¹⁵ partículas/m³, e cerca de 10 na cromosfera, onde a temperatura é aproximadamente 10kK e a densidade de partículas é da ordem de 10^18. partículas/m³, e na prática pode ser assumido constante.

Thence, se indicarmos com qNão. o calor para uma unidade de volume, expresso em J m^-3, a equação Fourier de transferência de calor, para ser computado apenas ao longo da direção xNão. da linha de campo, torna-se

∂ ∂ q∂ ∂ )= = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = = =0.9.10.- Sim. - Sim. 11∂ ∂ 2T7/2∂ ∂ x2{displaystyle } - Não. t}}=0.9~10^{-11}~{frac {partial ^{2}T^{7/2}}{partial x^{2}}.

Cálculos numéricos mostraram que a condutividade térmica da coroa é comparável à do cobre.

Sismologia coronal

A sismologia coronal é um método de estudar o plasma da coroa solar com o uso de ondas magnetohidrodinâmicas (MHD). MHD estuda a dinâmica de fluidos eletricamente condutores - neste caso, o fluido é o plasma coronal. Filosoficamente, a sismologia coronal é semelhante à sismologia da Terra, à heliosismologia do Sol e à espectroscopia MHD de dispositivos de plasma de laboratório. Em todas essas abordagens, ondas de vários tipos são usadas para sondar um meio. O potencial da sismologia coronal na estimativa do campo magnético coronal, altura da escala de densidade, estrutura fina e aquecimento tem sido demonstrado por diferentes grupos de pesquisa.

Problema de aquecimento coronal

O problema do aquecimento coronal na física solar está relacionado à questão de por que a temperatura da coroa do Sol é de milhões de kelvins versus os milhares de kelvins da superfície. Várias teorias foram propostas para explicar esse fenômeno, mas ainda é um desafio determinar qual delas é a correta. O problema surgiu pela primeira vez quando Bengt Edlen e Walter Grotrian identificaram as linhas Fe IX e Ca XIV no espectro solar. Isso levou à descoberta de que as linhas de emissão vistas durante os eclipses solares não são causadas por um elemento desconhecido chamado "coronium" mas elementos conhecidos em estágios muito altos de ionização. A comparação das temperaturas coronal e fotosférica de 6.000 K leva à questão de como a temperatura coronal 200 vezes mais quente pode ser mantida. O problema está principalmente relacionado com a forma como a energia é transportada para a coroa e depois convertida em calor dentro de alguns raios solares.

As altas temperaturas exigem que a energia seja transportada do interior solar para a coroa por processos não térmicos, porque a segunda lei da termodinâmica impede que o calor flua diretamente da fotosfera solar (superfície), que está em aproximadamente 5800K, para a coroa muito mais quente em cerca de 1 a 3 MK (partes da coroa podem até atingir 10MK).

Entre a fotosfera e a coroa, a fina região através da qual a temperatura aumenta é conhecida como região de transição. Ele varia de apenas dezenas a centenas de quilômetros de espessura. A energia não pode ser transferida da fotosfera mais fria para a coroa por transferência de calor convencional, pois isso violaria a segunda lei da termodinâmica. Uma analogia disso seria uma lâmpada elevando a temperatura do ar ao seu redor para algo maior do que sua superfície de vidro. Portanto, alguma outra forma de transferência de energia deve estar envolvida no aquecimento da coroa.

A quantidade de energia necessária para aquecer a coroa solar pode ser facilmente calculada como a diferença entre as perdas radiativas coronais e o aquecimento por condução térmica em direção à cromosfera através da região de transição. É cerca de 1 kilowatt para cada metro quadrado de área de superfície na cromosfera do Sol, ou 1/40 000 da quantidade de energia luminosa que escapa do Sol.

Muitas teorias de aquecimento coronal foram propostas, mas duas teorias permaneceram como as candidatas mais prováveis: aquecimento por ondas e reconexão magnética (ou nanoflares). Durante a maior parte dos últimos 50 anos, nenhuma das teorias foi capaz de explicar as temperaturas coronais extremas.

Em 2012, imagens de raios-X suaves de alta resolução (<0,2″) com o High Resolution Coronal Imager a bordo de um foguete de sondagem revelaram tranças firmemente enroladas na coroa. Supõe-se que a reconexão e o desenrolar das tranças possam atuar como fontes primárias de aquecimento da coroa solar ativa a temperaturas de até 4 milhões de kelvin. Supõe-se que a principal fonte de calor na coroa quiescente (cerca de 1,5 milhão de kelvin) seja originária de ondas MHD.

O Parker Solar Probe da NASA destina-se a aproximar-se do Sol a uma distância de aproximadamente 9,5 raios solares para investigar o aquecimento coronal e a origem do vento solar. Foi lançado com sucesso em 12 de agosto de 2018 e, no outono de 2022, completou as primeiras 13 das mais de 20 aproximações planejadas do Sol.

Teoria do aquecimento por ondas

A teoria do aquecimento por ondas, proposta em 1949 por Évry Schatzman, propõe que as ondas transportam energia do interior solar para a cromosfera solar e coroa. O Sol é feito de plasma em vez de gás comum, por isso suporta vários tipos de ondas análogas às ondas sonoras no ar. Os tipos de onda mais importantes são as ondas magneto-acústicas e as ondas de Alfvén. As ondas magnetoacústicas são ondas sonoras que foram modificadas pela presença de um campo magnético, e as ondas de Alfvén são semelhantes às ondas de rádio de ultra baixa frequência que foram modificadas pela interação com a matéria no plasma. Ambos os tipos de ondas podem ser lançados pela turbulência de granulação e supergranulação na fotosfera solar, e ambos os tipos de ondas podem transportar energia por alguma distância através da atmosfera solar antes de se transformar em ondas de choque que dissipam sua energia como calor.

Um problema com o aquecimento por ondas é a entrega do calor ao local apropriado. As ondas magnetoacústicas não podem transportar energia suficiente para cima através da cromosfera até a coroa, tanto por causa da baixa pressão presente na cromosfera quanto porque tendem a ser refletidas de volta para a fotosfera. As ondas de Alfvén podem transportar energia suficiente, mas não dissipam essa energia com rapidez suficiente quando entram na coroa. Ondas em plasmas são notoriamente difíceis de entender e descrever analiticamente, mas simulações de computador, realizadas por Thomas Bogdan e colegas em 2003, parecem mostrar que as ondas de Alfvén podem se transmutar em outros modos de onda na base da coroa, fornecendo um caminho que pode transportam grandes quantidades de energia da fotosfera através da cromosfera e região de transição e, finalmente, para a coroa, onde a dissipa como calor.

Outro problema com o aquecimento das ondas foi a completa ausência, até o final da década de 1990, de qualquer evidência direta de ondas se propagando através da coroa solar. A primeira observação direta de ondas se propagando para dentro e através da coroa solar foi feita em 1997 com o Solar and Heliospheric Observatory observatório solar espacial, a primeira plataforma capaz de observar o Sol no ultravioleta extremo (EUV) por longos períodos de tempo com fotometria estável. Eram ondas magnetoacústicas com uma frequência de cerca de 1 milihertz (mHz, correspondendo a um 1000 segundo período de onda), que carregam apenas cerca de 10% da energia necessária para aquecer a coroa. Existem muitas observações de fenômenos de ondas localizadas, como as ondas de Alfvén lançadas por erupções solares, mas esses eventos são transitórios e não podem explicar o calor coronal uniforme.

Ainda não se sabe exatamente quanta energia das ondas está disponível para aquecer a coroa. Resultados publicados em 2004 usando dados da espaçonave TRACE parecem indicar que existem ondas na atmosfera solar em frequências tão altas quanto 100mHz (período de 10 segundos). As medições da temperatura de diferentes íons no vento solar com o instrumento UVCS a bordo do SOHO fornecem fortes evidências indiretas de que existem ondas em frequências tão altas quanto 200Hz, dentro do alcance da audição humana. Essas ondas são muito difíceis de detectar em circunstâncias normais, mas evidências coletadas durante eclipses solares por equipes do Williams College sugerem a presença de tais ondas no 1–10Hz intervalo.

Recentemente, movimentos Alfvénicos foram encontrados na atmosfera solar inferior e também no Sol quieto, em buracos coronais e em regiões ativas usando observações com AIA a bordo do Solar Dynamics Observatory. Essas oscilações Alfvénicas têm um poder significativo e parecem estar conectadas às oscilações Alfvénicas cromosféricas relatadas anteriormente com a espaçonave Hinode.

As observações do vento solar com a espaçonave Wind mostraram recentemente evidências para apoiar as teorias da dissipação do Alfvén-cíclotron, levando ao aquecimento local de íons.

Teoria da reconexão magnética

Região ativa de arco pelo Observatório Solar Dynamics

A teoria da reconexão magnética depende do campo magnético solar para induzir correntes elétricas na coroa solar. As correntes então colapsam repentinamente, liberando energia na forma de calor e energia das ondas na coroa. Este processo é chamado de "reconexão" devido à maneira peculiar como os campos magnéticos se comportam no plasma (ou em qualquer fluido condutor de eletricidade, como mercúrio ou água do mar). Em um plasma, as linhas do campo magnético são normalmente ligadas a pedaços individuais de matéria, de modo que a topologia do campo magnético permaneça a mesma: se um pólo magnético norte e sul em particular estiver conectado por uma única linha de campo, mesmo que o plasma seja agitado ou se os ímãs forem movidos, essa linha de campo continuará a conectar esses pólos específicos. A conexão é mantida por correntes elétricas que são induzidas no plasma. Sob certas condições, as correntes elétricas podem entrar em colapso, permitindo que o campo magnético se "reconecte" para outros pólos magnéticos e liberar calor e energia das ondas no processo.

A hipótese é que a reconexão magnética seja o mecanismo por trás das erupções solares, as maiores explosões do Sistema Solar. Além disso, a superfície do Sol é coberta por milhões de pequenas regiões magnetizadas de 50 a 1000km de diâmetro. Esses pequenos pólos magnéticos são golpeados e agitados pela granulação constante. O campo magnético na coroa solar deve passar por uma reconexão quase constante para corresponder ao movimento desse "tapete magnético", então a energia liberada pela reconexão é um candidato natural para o calor coronal, talvez como uma série de & #34;microflares" que individualmente fornecem muito pouca energia, mas juntos respondem pela energia necessária.

A ideia de que nanoflares podem aquecer a coroa foi proposta por Eugene Parker na década de 1980, mas ainda é controversa. Em particular, os telescópios ultravioleta como o TRACE e o SOHO/EIT podem observar microerupções individuais como pequenos brilhos na luz ultravioleta extrema, mas parece haver muito poucos desses pequenos eventos para explicar a energia liberada na coroa. A energia adicional não contabilizada pode ser composta pela energia das ondas ou pela reconexão magnética gradual que libera energia mais suavemente do que as microerupções e, portanto, não aparece bem nos dados do TRACE. Variações na hipótese do micro-flare usam outros mecanismos para estressar o campo magnético ou para liberar a energia, e são objeto de pesquisa ativa em 2005.

Espículas (tipo II)

Por décadas, os pesquisadores acreditaram que as espículas poderiam enviar calor para a coroa. No entanto, após pesquisas observacionais na década de 1980, descobriu-se que o plasma da espícula não atingia as temperaturas coronais e, portanto, a teoria foi descartada.

Conforme estudos realizados em 2010 no National Center for Atmospheric Research no Colorado, em colaboração com o Lockheed Martin's Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL) e o Instituto de Astrofísica Teórica da Universidade de Oslo, uma nova classe de espículas (TIPO II) descoberta em 2007, que viaja mais rápido (até 100 km/s) e tem uma vida útil mais curta, pode ser responsável para o problema. Esses jatos inserem plasma aquecido na atmosfera externa do Sol.

Assim, uma compreensão muito maior da coroa e uma melhoria no conhecimento da sutil influência do Sol na atmosfera superior da Terra podem ser esperadas a partir de agora. O Atmospheric Imaging Assembly no recentemente lançado Solar Dynamics Observatory da NASA e o Focal Plane Package da NASA para o Telescópio Óptico Solar no satélite japonês Hinode, que foi usado para testar esta hipótese. As altas resoluções espacial e temporal dos instrumentos mais recentes revelam esse suprimento de massa coronal.

Essas observações revelam uma conexão um-para-um entre o plasma que é aquecido a milhões de graus e as espículas que inserem esse plasma na coroa.