Los agujeros coronales son regiones de la corona solar que emiten niveles bajos de radiación ultravioleta y de rayos X en comparación con sus alrededores. Están compuestos de plasma relativamente frío y tenue permeado por campos magnéticos que están 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 lento para producir regiones de interacción corrotativas. Estas regiones pueden interactuar con la magnetosfera de la Tierra para producir tormentas geomagnéticas de intensidad leve a moderada. Durante los mínimos solares, las CIR son la principal causa de las tormentas geomagnéticas.
Los agujeros coronales se observaron por primera vez durante los eclipses solares totales . Aparecieron como regiones oscuras rodeadas de serpentinas 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 por el radiotelescopio Sydney Chris Cross . En ese momento, no estaba claro qué eran. Su verdadera naturaleza se reconoció en la década de 1970, cuando los telescopios de rayos X de la misión Skylab volaron sobre la atmósfera de la Tierra para revelar la estructura de la corona. [2] [4]
El tamaño y la cantidad de agujeros coronales 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 solares. [4] Durante los máximos solares, la cantidad de agujeros coronales disminuye hasta que los campos magnéticos del Sol se invierten. Después, aparecen nuevos agujeros coronales cerca de los nuevos polos. Luego, los agujeros coronales aumentan en tamaño y cantidad, y se extienden 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 las velocidades de 250 a 450 km/s del viento solar lento. [6] [7] Las interacciones entre corrientes de viento solar rápido y lento producen regiones de interacción de corrientes que, si están presentes después de una rotación solar , se denominan regiones de interacción co-rotativa (CIR). [8] [9]
Las CIR pueden interactuar con la magnetosfera de la Tierra , produciendo tormentas geomagnéticas de intensidad leve a moderada . La mayoría de las tormentas geomagnéticas de intensidad moderada se originan a partir de CIR. Por lo general, las tormentas geomagnéticas que se originan a partir de CIR tienen un comienzo gradual (a lo largo de 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 las CIR asociadas 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 anticipación que para las perturbaciones relacionadas con CME. [2] [10] [3]
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