Los agujeros coronales son regiones de la corona del Sol que emiten bajos niveles de radiación ultravioleta y de rayos X en comparación con su entorno. Están compuestos de plasma relativamente frío y tenue, permeado por campos magnéticos abiertos al espacio interplanetario . [1] En comparación con el campo magnético cerrado habitual de la corona que se arquea entre regiones de polaridad magnética opuesta, el campo magnético abierto de un agujero coronal permite que el viento solar escape al espacio a un ritmo mucho más rápido. Esto da como resultado una disminución de la temperatura y la densidad del plasma en el sitio de un agujero coronal, así como un aumento de la velocidad del viento solar promedio medido en el espacio interplanetario. [2]
Las corrientes de viento solar rápido que se originan en los agujeros coronales pueden interactuar con corrientes de viento solar lentas para producir regiones de interacción co-rotativas. Estas regiones pueden interactuar con la magnetosfera de la Tierra para producir tormentas geomagnéticas de intensidad menor a moderada. Durante los mínimos solares, los CIR son la principal causa de tormentas geomagnéticas.
Los agujeros coronales se observaron por primera vez durante los eclipses solares totales . Aparecieron como regiones oscuras rodeadas por serpentinas en forma de casco mucho más brillantes sobre el borde del Sol. [3]
En la década de 1960, aparecieron agujeros coronales en imágenes de rayos X tomadas por cohetes sonda y en observaciones en longitudes de onda de radio realizadas por el radiotelescopio Chris Cross de Sydney . En ese momento, no estaba claro qué eran. Su verdadera naturaleza fue reconocida en la década de 1970, cuando los telescopios de rayos X de la misión Skylab volaron sobre la atmósfera terrestre para revelar la estructura de la corona. [2] [4]
El tamaño y la población del agujero coronal se corresponden con el ciclo solar . A medida que el Sol se acerca al máximo solar, los agujeros coronales se acercan cada vez más a los polos del Sol. [4] Durante los máximos solares, el número de agujeros coronales disminuye hasta que los campos magnéticos del Sol se invierten. Posteriormente, aparecen nuevos agujeros coronales cerca de los nuevos polos. Los agujeros coronales luego aumentan en tamaño y número, extendiéndose más lejos de los polos a medida que el Sol se acerca nuevamente a un mínimo solar. [5]
El viento solar existe principalmente en dos estados alternos denominados viento solar lento y viento solar rápido . Este último se origina en agujeros coronales y tiene velocidades de flujo radial de 450 a 800 km/s en comparación con velocidades de 250 a 450 km/s del lento viento solar. [6] [7] Las interacciones entre corrientes de viento solar rápidas y lentas producen regiones de interacción de corrientes que, si están presentes después de una rotación solar , se denominan regiones de interacción co-rotativas (CIR). [8] [9]
Los CIR pueden interactuar con la magnetosfera de la Tierra , produciendo tormentas geomagnéticas de intensidad menor a moderada . La mayoría de las tormentas geomagnéticas de intensidad moderada se originan en CIR. Normalmente, las tormentas geomagnéticas que se originan en CIR tienen un comienzo gradual (durante horas) y no son tan severas como las tormentas causadas por eyecciones de masa coronal (CME), que generalmente tienen un inicio repentino. Debido a que los agujeros coronales y los CIR asociados pueden durar varias rotaciones solares (es decir, varios meses), [8] [9] predecir la recurrencia de este tipo de perturbación a menudo es posible con mucha más antelación que para las perturbaciones relacionadas con CME. [2] [10] [3]
Medios relacionados con los agujeros coronales en Wikimedia Commons