En física solar , un bucle coronal es una estructura en forma de arco bien definida en la atmósfera del Sol formada por plasma relativamente denso confinado y aislado del medio circundante mediante tubos de flujo magnético . Los bucles coronales comienzan y terminan en dos puntos de base 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 tener una longitud de entre 1 y 1000 megametros (621 a 621 000 millas). [2]
Los bucles coronales se asocian a menudo con fuertes campos magnéticos ubicados dentro de regiones activas y manchas solares . El número 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 forma el Sol crea corrientes eléctricas , que a su vez crean poderosos campos magnéticos en el interior del Sol. Estos campos magnéticos tienen 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 las 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.
Dentro de un bucle coronal, las trayectorias de las partículas cargadas eléctricamente en movimiento que componen su plasma ( electrones e iones ) se desvían bruscamente por la fuerza de Lorentz cuando se mueven transversalmente al campo magnético del bucle. Como resultado, sólo pueden moverse libremente en paralelo a las líneas del campo magnético, tendiendo a formar espirales alrededor de estas líneas. Por tanto, el plasma dentro de un bucle coronal no puede escapar lateralmente del bucle y sólo puede fluir a lo largo de su longitud. Esto se conoce como condición de congelación . [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 con el movimiento del plasma solar; por lo tanto, los dos puntos de pie (el lugar donde el bucle ingresa a la fotosfera) están anclados a la superficie del Sol y giran con ella. Dentro de cada punto de pie, el fuerte flujo magnético tiende a inhibir las corrientes de convección que transportan plasma caliente desde el interior del Sol a la superficie, por lo que los puntos de pie son a menudo (pero no siempre) más fríos que la fotosfera circundante. Éstas aparecen como manchas oscuras en la superficie del Sol, conocidas como manchas solares . Por lo tanto, las manchas solares tienden a ocurrir bajo bucles coronales y tienden a presentarse 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 vuelve a entrar en la superficie 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 activos. 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; éstas son la fuente del campo magnético a gran escala del Sol ( magnetosfera ) y del viento solar .
Se han mostrado 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 fuente de llamaradas 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 los 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 Máxima Solar ha detectado velocidades de plasma muy altas (en el rango de 40 a 60 km/s).
A pesar de los progresos realizados por los telescopios terrestres y las observaciones de eclipses de la corona, las observaciones espaciales se hicieron necesarias para escapar del efecto de oscurecimiento de la atmósfera terrestre. Misiones de cohetes como los vuelos Aerobee y los cohetes Skylark midieron con éxito las emisiones solares ultravioleta extrema (EUV) y de rayos X. Sin embargo, estas misiones de cohetes tenían una vida útil y una carga útil limitadas. Posteriormente, satélites como la serie Orbiting Solar Observatory (OSO-1 a OSO-8), Skylab y la Solar Maximum Mission (el primer observatorio que duró la mayor parte de un ciclo solar : de 1980 a 1989) lograron ganar mucho. más datos en una gama mucho más amplia de emisiones. [9] [10]
En agosto de 1991, la nave espacial del observatorio solar Yohkoh fue lanzada 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 características solares en 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 hace que sus datos sean ideales para compararlos con los datos recopilados posteriormente por TRACE de bucles coronales que irradian en longitudes de onda extra ultravioleta (EUV). [11]
El siguiente gran paso en la física solar se produjo 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 operativa de dos años. La misión se extendió hasta marzo de 2007 debido a su rotundo éxito, permitiendo 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 del Telescopio de imágenes ultravioleta extrema (EIT) se utiliza ampliamente en observaciones de bucles coronales. EIT toma imágenes de la región de transición hasta la corona interna mediante el uso de 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 de la Fuerza 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 del ciclo solar. Debido a la alta resolución espacial (1 segundo de arco) y temporal (1 a 5 segundos), TRACE ha podido capturar imágenes muy detalladas de estructuras coronales, mientras que SOHO proporciona la imagen global (de menor resolución) del Sol. Esta campaña demuestra la capacidad del observatorio para seguir la evolución de los bucles coronales en estado estacionario (o "inactivos"). TRACE utiliza filtros sensibles a diversos tipos de radiación electromagnética; en particular, los pasos de banda de 171 Å, 195 Å y 284 Å son sensibles a la radiación emitida por bucles coronales inactivos.
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