En física solar , un bucle coronal es una estructura bien definida en forma de arco en la atmósfera del Sol , compuesta de plasma relativamente denso confinado y aislado del medio circundante por tubos de flujo magnético . Los bucles coronales comienzan y terminan en dos puntos de apoyo de la fotosfera y se proyectan hacia la región de transición y la corona inferior . Por lo general, se forman y se disipan en períodos de segundos a días [1] y pueden abarcar desde 1 a 1000 megámetros (621 a 621 000 mi) de longitud. [2]
Los bucles coronales suelen estar asociados a los fuertes campos magnéticos ubicados dentro de las regiones activas y las manchas solares . La cantidad de bucles coronales varía con el ciclo solar de 11 años .
Debido a un proceso natural llamado dinamo solar , impulsado por el calor producido en el núcleo del Sol, el movimiento convectivo del plasma eléctricamente conductor que compone el Sol crea corrientes eléctricas , que a su vez crean poderosos campos magnéticos en el interior del Sol. Estos campos magnéticos tienen la forma de bucles cerrados de flujo magnético , que se retuercen y enredan por la rotación diferencial solar (las diferentes velocidades de rotación del plasma en diferentes latitudes de la esfera solar). Un bucle coronal se produce cuando un arco curvo del campo magnético se proyecta a través de la superficie visible del Sol, la fotosfera , sobresaliendo hacia la atmósfera solar.
En el interior de un bucle coronal, las trayectorias de las partículas cargadas eléctricamente que forman su plasma ( electrones e iones ) se desvían bruscamente por la fuerza de Lorentz cuando se mueven transversalmente al campo magnético del bucle. Como resultado, solo pueden moverse libremente en paralelo a las líneas del campo magnético, tendiendo a girar en espiral alrededor de estas líneas. Por lo tanto, el plasma dentro de un bucle coronal no puede escapar lateralmente del bucle y solo puede fluir a lo largo de su longitud. Esto se conoce como condición de congelamiento . [3]
La fuerte interacción del campo magnético con el plasma denso sobre y debajo de la superficie del Sol tiende a vincular las líneas del campo magnético al movimiento del plasma del Sol; por lo tanto, los dos puntos base (la ubicación donde el bucle entra en la fotosfera) están anclados y giran con la superficie del Sol. Dentro de cada punto base, el fuerte flujo magnético tiende a inhibir las corrientes de convección que transportan plasma caliente desde el interior del Sol hasta la superficie, por lo que los puntos base son a menudo (pero no siempre) más fríos que la fotosfera circundante. Estos aparecen como manchas oscuras en la superficie del Sol, conocidas como manchas solares . Por lo tanto, las manchas solares tienden a ocurrir debajo de los bucles coronales y tienden a venir en pares de polaridad magnética opuesta ; un punto donde el bucle del campo magnético emerge de la fotosfera es un polo magnético Norte , y el otro donde el bucle ingresa a la superficie nuevamente es un polo magnético Sur.
Los bucles coronales se forman en una amplia gama de tamaños, desde 10 km hasta 10.000 km. Los bucles coronales tienen una amplia variedad de temperaturas a lo largo de su longitud. Los bucles a temperaturas inferiores a 1 megakelvin (MK) se conocen generalmente como bucles fríos; los que existen alrededor de 1 MK se conocen como bucles cálidos; y los que superan 1 MK se conocen como bucles calientes. Naturalmente, estas diferentes categorías irradian en diferentes longitudes de onda. [4]
Un fenómeno relacionado es el tubo de flujo abierto , en el que los campos magnéticos se extienden desde la superficie hasta la corona y la heliosfera; estas son la fuente del campo magnético a gran escala del Sol ( magnetosfera ) y del viento solar .
Se han observado bucles coronales tanto en regiones activas como tranquilas de la superficie solar. Las regiones activas de la superficie solar ocupan áreas pequeñas pero producen la mayor parte de la actividad y a menudo son la fuente de erupciones y eyecciones de masa coronal debido al intenso campo magnético presente. Las regiones activas producen el 82% de la energía total de calentamiento coronal. [5] [6]
Muchas misiones de observación solar han observado fuertes flujos de plasma y procesos altamente dinámicos en bucles coronales. Por ejemplo, las observaciones de SUMER sugieren velocidades de flujo de 5 a 16 km/s en el disco solar, y otras observaciones conjuntas de SUMER/TRACE detectan flujos de 15 a 40 km/s. [7] [8] El espectrómetro de cristal plano (FCS) a bordo de la misión Solar Maximum ha detectado velocidades de plasma muy altas (en el rango de 40 a 60 km/s).
A pesar de los avances logrados con los telescopios terrestres y las observaciones de eclipses de la corona, las observaciones espaciales se hicieron necesarias para escapar del efecto oscurecedor de la atmósfera terrestre. Las misiones de cohetes como los vuelos Aerobee y los cohetes Skylark midieron con éxito las emisiones solares extremas de rayos ultravioleta (EUV) y rayos X. Sin embargo, estas misiones de cohetes tenían una vida útil y una carga útil limitadas. Más tarde, satélites como la serie Orbiting Solar Observatory (OSO-1 a OSO-8), Skylab y Solar Maximum Mission (el primer observatorio que duró la mayor parte de un ciclo solar : de 1980 a 1989) pudieron obtener muchos más datos a lo largo de un rango de emisión mucho más amplio. [9] [10]
En agosto de 1991, la nave espacial de observación solar Yohkoh se lanzó desde el Centro Espacial de Kagoshima . Durante sus 10 años de funcionamiento, revolucionó las observaciones de rayos X. Yohkoh llevaba cuatro instrumentos; de particular interés es el instrumento SXT, que observó bucles coronales emisores de rayos X. Este instrumento observó rayos X en el rango de 0,25 a 4,0 keV , resolviendo las características solares a 2,5 segundos de arco con una resolución temporal de 0,5 a 2 segundos. SXT era sensible al plasma en el rango de temperatura de 2 a 4 MK, lo que hacía que sus datos fueran ideales para la comparación con los datos recopilados posteriormente por TRACE de bucles coronales que irradiaban en las longitudes de onda del ultravioleta extra (EUV). [11]
El siguiente gran paso en la física solar llegó en diciembre de 1995, con el lanzamiento del Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) desde la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral . SOHO originalmente tenía una vida útil de dos años. La misión se extendió hasta marzo de 2007 debido a su rotundo éxito, lo que permitió a SOHO observar un ciclo solar completo de 11 años. SOHO tiene 12 instrumentos a bordo, todos los cuales se utilizan para estudiar la región de transición y la corona. En particular, el instrumento Extreme Ultraviolet Imaging Telescope (EIT) se utiliza ampliamente en observaciones de bucles coronales. EIT obtiene imágenes de la región de transición hasta la corona interna utilizando cuatro pases de banda : 171 Å FeIX, 195 Å FeXII, 284 Å FeXV y 304 Å HeII, cada uno correspondiente a diferentes temperaturas EUV, para sondear la red cromosférica hasta la corona inferior.
En abril de 1998, se lanzó el Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) desde la base aérea Vandenberg . Sus observaciones de la región de transición y la corona inferior, realizadas en conjunto con SOHO, brindan una visión sin precedentes del entorno solar durante la fase ascendente del máximo solar, una fase activa en el ciclo solar. Debido a la alta resolución espacial (1 segundo de arco) y temporal (1–5 segundos), TRACE ha podido capturar imágenes muy detalladas de las estructuras coronales, mientras que SOHO proporciona la imagen global (de menor resolución) del Sol. Esta campaña demuestra la capacidad del observatorio para rastrear la evolución de bucles coronales en estado estable (o "quiescentes"). TRACE utiliza filtros sensibles a varios tipos de radiación electromagnética; en particular, los pases de banda de 171 Å, 195 Å y 284 Å son sensibles a la radiación emitida por bucles coronales quiescentes.
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