Una corona ( pl.: coronas o coronae ) es la capa más externa de la atmósfera de una estrella . Se compone de plasma .
La corona del Sol se encuentra por encima de la cromosfera y se extiende millones de kilómetros hacia el espacio exterior. Se ve más fácilmente durante un eclipse solar total , pero también se puede observar con un coronógrafo . Las mediciones espectroscópicas indican una fuerte ionización en la corona y una temperatura del plasma superior a 1.000.000 kelvin , [ 1] mucho más caliente que la superficie del Sol, conocida como fotosfera .
Corona ( latín , 'corona') se deriva, a su vez, del griego antiguo κορώνη ( korṓnē ) 'guirnalda, corona'.
En 1724, el astrónomo franco-italiano Giacomo F. Maraldi reconoció que el aura visible durante un eclipse solar pertenece al Sol, no a la Luna . [2] En 1809, el astrónomo español José Joaquín de Ferrer acuñó el término "corona". [3] Basándose en sus propias observaciones del eclipse solar de 1806 en Kinderhook (Nueva York), de Ferrer también propuso que la corona era parte del Sol y no de la Luna. El astrónomo inglés Norman Lockyer identificó el primer elemento desconocido en la Tierra en la cromosfera del Sol, al que llamó helio (del griego helios 'sol'). El astrónomo francés Jules Jenssen observó, después de comparar sus lecturas entre los eclipses de 1871 y 1878, que el tamaño y la forma de la corona cambian con el ciclo de las manchas solares . [4] En 1930, Bernard Lyot inventó el "coronógrafo" (ahora "coronógrafo") , que permite observar la corona sin un eclipse total. En 1952, el astrónomo estadounidense Eugene Parker propuso que la corona solar podría calentarse mediante una miríada de pequeñas "nanollamaradas", brillos en miniatura que se asemejan a las erupciones solares que se producirían en toda la superficie del Sol.
La alta temperatura de la corona del Sol le confiere características espectrales inusuales , lo que llevó a algunos en el siglo XIX a sugerir que contenía un elemento hasta ahora desconocido, el " coronio ". En cambio, estas características espectrales han sido explicadas desde entonces por el hierro altamente ionizado (Fe-XIV o Fe 13+ ). Bengt Edlén , siguiendo el trabajo de Walter Grotrian en 1939, identificó por primera vez las líneas espectrales coronales en 1940 (observadas desde 1869) como transiciones desde niveles metaestables bajos de la configuración del suelo de metales altamente ionizados (la línea verde Fe-XIV de Fe 13+ en 5 303 Å , pero también la línea roja Fe-X de Fe 9+ en 6 374 Å ). [1]
La corona solar tiene tres fuentes de luz reconocidas y distintas que ocupan el mismo volumen: la "corona F" (de "Fraunhofer"), la "corona K" (de "kontinuierlich") y la "corona E". corona" (para "emisión"). [5]
La "corona F" debe su nombre al espectro de líneas de absorción de Fraunhofer de la luz solar normal, que se conservan mediante la reflexión de pequeños objetos materiales. La corona F es débil cerca del Sol, pero su brillo sólo disminuye gradualmente lejos del Sol, extendiéndose a lo largo del cielo y convirtiéndose en la luz zodiacal . Se sabe que la corona F surge de pequeños granos de polvo que orbitan alrededor del Sol; estos forman una tenue nube que se extiende por gran parte del sistema solar.
La "corona K" recibe su nombre porque su espectro es un continuo, sin características espectrales importantes. Es la luz del sol la que es dispersada por Thomson mediante electrones libres en el plasma caliente de la atmósfera exterior del Sol. La naturaleza continua del espectro surge del ensanchamiento Doppler de las líneas de absorción de Fraunhofer del Sol en el sistema de referencia de los electrones (calientes y, por tanto, de rápido movimiento). Aunque la corona K es un fenómeno de los electrones en el plasma, el término se utiliza con frecuencia para describir el plasma mismo (a diferencia del polvo que da origen a la corona F).
La "E-corona" es el componente de la corona con un espectro de líneas de emisión , ya sea dentro o fuera de la banda de longitud de onda de la luz visible. Es un fenómeno del componente iónico del plasma, ya que los iones individuales se excitan por colisión con otros iones o electrones, o por absorción de luz ultravioleta del Sol.
La corona del Sol es mucho más caliente (en un factor de 150 a 450) que la superficie visible del Sol: la temperatura de la corona es de 1 a 3 millones de kelvin en comparación con la temperatura promedio de la fotosfera , alrededor de 5 800 kelvin . La corona es mucho menos densa que la fotosfera y produce aproximadamente una millonésima parte de la luz visible. La corona está separada de la fotosfera por la cromosfera relativamente poco profunda . El mecanismo exacto por el cual se calienta la corona aún es objeto de debate, pero las posibilidades probables incluyen liberaciones episódicas de energía del campo magnético omnipresente y ondas magnetohidrodinámicas desde abajo. Los bordes exteriores de la corona del Sol son constantemente transportados, creando el flujo magnético "abierto" arrastrado por el viento solar .
La corona no siempre está distribuida uniformemente por la superficie del Sol. Durante los períodos de calma, la corona está más o menos confinada a las regiones ecuatoriales , con agujeros coronales cubriendo las regiones polares . Sin embargo, durante los períodos activos del Sol, la corona se distribuye uniformemente en las regiones ecuatoriales y polares, aunque es más prominente en áreas con actividad de manchas solares . El ciclo solar dura aproximadamente 11 años, desde el mínimo solar hasta el siguiente mínimo. Dado que el campo magnético solar se activa continuamente debido a la rotación más rápida de la masa en el ecuador del Sol ( rotación diferencial ), la actividad de las manchas solares será más pronunciada en el máximo solar , donde el campo magnético está más retorcido. Asociados con las manchas solares están los bucles coronales , bucles de flujo magnético , afloramientos desde el interior solar. El flujo magnético empuja a un lado la fotosfera más caliente, exponiendo el plasma más frío que se encuentra debajo, creando así las manchas solares relativamente oscuras.
Desde que la corona fue fotografiada en alta resolución en el rango de rayos X del espectro por el satélite Skylab en 1973, y más tarde por Yohkoh y los demás instrumentos espaciales posteriores, se ha visto que la estructura de la corona es bastante variada. y complejo: se han clasificado inmediatamente diferentes zonas en el disco coronal. [6] [7] [8] Los astrónomos suelen distinguir varias regiones, [9] como se describe a continuación.
Las regiones activas son conjuntos de estructuras de bucles que conectan puntos de polaridad magnética opuesta en la fotosfera, los llamados bucles coronales. Generalmente se distribuyen en dos zonas de actividad, que son paralelas al ecuador solar. La temperatura media oscila entre dos y cuatro millones de grados Kelvin, mientras que la densidad oscila entre 10 9 y 10 10 partículas por centímetro cúbico.
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Las regiones activas involucran todos los fenómenos directamente relacionados con el campo magnético, que ocurren a diferentes alturas sobre la superficie del Sol: [9] las manchas solares y las fáculas ocurren en la fotosfera; espículas , filamentos de Hα y placas en la cromosfera; prominencias en la cromosfera y región de transición; y las llamaradas y eyecciones de masa coronal (CME) ocurren en la corona y la cromosfera. Si las llamaradas son muy violentas, también pueden perturbar la fotosfera y generar una onda de Moreton . Por el contrario, las prominencias inactivas son estructuras grandes, frías y densas que se observan como cintas Hα oscuras "con forma de serpiente" (que parecen filamentos) en el disco solar. Su temperatura es de aproximadamente 5 000 – 8 000 K , por lo que normalmente se los considera elementos cromosféricos.
En 2013, las imágenes del instrumento Coronal Imager de alta resolución revelaron "trenzas magnéticas" de plasma nunca antes vistas dentro de las capas externas de estas regiones activas. [10]
Los bucles coronales son las estructuras básicas de la corona solar magnética. Estos bucles son primos de flujo magnético cerrado del flujo magnético abierto que se pueden encontrar en los agujeros coronales y en el viento solar. Bucles de flujo magnético brotan del cuerpo solar y se llenan de plasma solar caliente. [11] Debido a la elevada actividad magnética en estas regiones de bucles coronales, los bucles coronales a menudo pueden ser precursores de erupciones solares y CME.
El plasma solar que alimenta estas estructuras se calienta desde menos de 6.000 K hasta más de 10 6 K desde la fotosfera, a través de la región de transición y hacia la corona. A menudo, el plasma solar llenará estos bucles desde un punto y drenará a otro, llamados puntos de pie ( flujo sifón debido a una diferencia de presión, [12] o flujo asimétrico debido a algún otro factor).
Cuando el plasma asciende desde los puntos del pie hacia la parte superior del bucle, como siempre ocurre durante la fase inicial de una llamarada compacta, se define como evaporación cromosférica . Cuando el plasma se enfría rápidamente y cae hacia la fotosfera, se llama condensación cromosférica . También puede haber un flujo simétrico desde ambos puntos del pie del bucle, lo que provoca una acumulación de masa en la estructura del bucle. El plasma puede enfriarse rápidamente en esta región (debido a una inestabilidad térmica), sus filamentos oscuros se destacan contra el disco solar o las protuberancias fuera del limbo del Sol .
Los bucles coronales pueden tener vidas del orden de segundos (en el caso de eventos de llamarada), minutos, horas o días. Cuando hay un equilibrio entre las fuentes y los sumideros de energía del circuito, los circuitos coronales pueden durar largos períodos de tiempo y se conocen como circuitos coronales de estado estacionario o inactivos ( ejemplo ).
Los bucles coronales son muy importantes para nuestra comprensión del problema actual del calentamiento coronal . Los bucles coronales son fuentes de plasma altamente radiantes y, por lo tanto, son fáciles de observar con instrumentos como TRACE . Queda una explicación del problema del calentamiento coronal ya que estas estructuras se observan de forma remota, donde están presentes muchas ambigüedades (es decir, contribuciones de radiación a lo largo de la propagación de la línea de visión ). Se requieren mediciones in situ antes de poder determinar una respuesta definitiva, pero debido a las altas temperaturas del plasma en la corona, las mediciones in situ son, en la actualidad, imposibles. La próxima misión de la sonda solar Parker de la NASA se acercará mucho al Sol, lo que permitirá realizar observaciones más directas.
Las estructuras de gran escala son arcos muy largos que pueden cubrir más de una cuarta parte del disco solar pero contienen plasma menos denso que en los bucles coronales de las regiones activas.
Fueron detectados por primera vez en la observación de llamaradas del 8 de junio de 1968 durante el vuelo de un cohete. [13]
La estructura a gran escala de la corona cambia a lo largo del ciclo solar de 11 años y se vuelve particularmente simple durante el período mínimo, cuando el campo magnético del Sol es casi similar a una configuración dipolar (más una componente cuadrupolar).
Las interconexiones de regiones activas son arcos que conectan zonas de campo magnético opuesto, de diferentes regiones activas. A menudo se observan variaciones significativas de estas estructuras después de una llamarada. [14]
Algunas otras características de este tipo son las serpentinas de casco : grandes estructuras coronales en forma de gorra con picos largos y puntiagudos que generalmente se superponen a las manchas solares y las regiones activas. Las serpentinas coronales se consideran fuentes del lento viento solar. [14]
Las cavidades de los filamentos son zonas que se ven oscuras en los rayos X y se encuentran por encima de las regiones donde se observan los filamentos Hα en la cromosfera. Fueron observados por primera vez en los dos vuelos de cohetes de 1970 que también detectaron agujeros coronales . [13]
Las cavidades de filamentos son nubes de plasma más frías suspendidas sobre la superficie del Sol por fuerzas magnéticas. Las regiones de intenso campo magnético parecen oscuras en las imágenes porque están vacías de plasma caliente. De hecho, la suma de la presión magnética y la presión del plasma debe ser constante en toda la heliosfera para tener una configuración de equilibrio: donde el campo magnético es mayor, el plasma debe ser más frío o menos denso. La presión del plasma se puede calcular mediante la ecuación de estado de un gas perfecto: , donde es la densidad del número de partículas , la constante de Boltzmann y la temperatura del plasma. De la ecuación se desprende claramente que la presión del plasma disminuye cuando la temperatura del plasma disminuye con respecto a las regiones circundantes o cuando la zona de intenso campo magnético se vacía. El mismo efecto físico hace que las manchas solares parezcan oscuras en la fotosfera. [ cita necesaria ]
Los puntos brillantes son pequeñas regiones activas que se encuentran en el disco solar. Los puntos brillantes de rayos X se detectaron por primera vez el 8 de abril de 1969, durante el vuelo de un cohete. [13]
La fracción de la superficie solar cubierta por puntos brillantes varía con el ciclo solar. Están asociados con pequeñas regiones bipolares del campo magnético. Su temperatura media oscila entre 1,1 MK y 3,4 MK. Las variaciones de temperatura suelen estar correlacionadas con cambios en la emisión de rayos X. [15]
Los agujeros coronales son regiones unipolares que aparecen oscuras en los rayos X porque no emiten mucha radiación. [16] Se trata de amplias zonas del Sol donde el campo magnético es unipolar y se abre hacia el espacio interplanetario. El viento solar de alta velocidad surge principalmente de estas regiones.
En las imágenes ultravioleta de los agujeros coronales, a menudo se ven algunas estructuras pequeñas, similares a burbujas alargadas, suspendidas en el viento solar. Estas son las plumas coronales. Más precisamente, son serpentinas largas y delgadas que se proyectan hacia afuera desde los polos norte y sur del Sol. [17]
Las regiones solares que no forman parte de regiones activas y agujeros coronales se identifican comúnmente como el Sol en calma.
La región ecuatorial tiene una velocidad de rotación más rápida que las zonas polares. El resultado de la rotación diferencial del Sol es que las regiones activas surgen siempre en dos bandas paralelas al ecuador y su extensión aumenta durante los períodos de máximo del ciclo solar, mientras que casi desaparecen durante cada mínimo. Por tanto, el Sol tranquilo siempre coincide con la zona ecuatorial y su superficie es menos activa durante el máximo del ciclo solar. Acercándose al mínimo del ciclo solar (también llamado ciclo de la mariposa), la extensión del Sol quieto aumenta hasta cubrir toda la superficie del disco, excluyendo algunos puntos brillantes en el hemisferio y los polos, donde hay agujeros coronales.
La superficie de Alfvén es el límite que separa la corona del viento solar , definido como el lugar donde la velocidad de Alfvén del plasma coronal y la velocidad del viento solar a gran escala son iguales. [18] [19]
Los investigadores no estaban seguros exactamente de dónde se encontraba la superficie crítica del Sol de Alfvén. Basándose en imágenes remotas de la corona, las estimaciones la sitúan entre 10 y 20 radios solares de la superficie del Sol. El 28 de abril de 2021, durante su octavo sobrevuelo al Sol, la sonda solar Parker de la NASA encontró condiciones magnéticas y de partículas específicas en 18,8 radios solares que indicaban que había penetrado en la superficie de Alfvén. [20]
Un retrato, tan diversificado como el ya señalado para las características coronales, se enfatiza con el análisis de la dinámica de las principales estructuras de la corona, que evolucionan en tiempos diferenciales. Estudiar la variabilidad coronal en su complejidad no es fácil porque los tiempos de evolución de las diferentes estructuras pueden variar considerablemente: desde segundos hasta varios meses. Los tamaños típicos de las regiones donde tienen lugar los eventos coronales varían de la misma manera, como se muestra en la siguiente tabla.
Las llamaradas tienen lugar en regiones activas y se caracterizan por un aumento repentino del flujo radiativo emitido desde pequeñas regiones de la corona. Son fenómenos muy complejos, visibles en diferentes longitudes de onda; involucran varias zonas de la atmósfera solar y numerosos efectos físicos, térmicos y no térmicos, y a veces amplias reconexiones de las líneas del campo magnético con la expulsión de materia.
Las llamaradas son fenómenos impulsivos, con una duración media de 15 minutos, y los eventos más energéticos pueden durar varias horas. Las llamaradas producen un alto y rápido aumento de la densidad y la temperatura.
Rara vez se observa una emisión de luz blanca: por lo general, las llamaradas sólo se ven en longitudes de onda UV extremas y en los rayos X, típicos de la emisión cromosférica y coronal.
En la corona, la morfología de las llamaradas se describe mediante observaciones en rayos UV, rayos X blandos y duros y en longitudes de onda Hα, y es muy compleja. Sin embargo, se pueden distinguir dos tipos de estructuras básicas: [21]
En cuanto a la dinámica temporal, se distinguen generalmente tres fases distintas, cuya duración no es comparable. La duración de esos períodos depende del rango de longitudes de onda utilizadas para observar el evento:
A veces también se puede observar una fase que precede a la llamarada, normalmente denominada fase "pre-llamada".
A menudo, las grandes erupciones y protuberancias solares acompañan a las eyecciones de masa coronal (CME). Se trata de enormes emisiones de material coronal y campo magnético que viajan hacia afuera desde el Sol a más de un millón de kilómetros por hora y contienen aproximadamente 10 veces la energía de la erupción o prominencia solar que las acompaña. Algunas CME más grandes pueden impulsar cientos de millones de toneladas de material al espacio interplanetario a aproximadamente 1,5 millones de kilómetros por hora. [ cita necesaria ]
Las estrellas coronales son omnipresentes entre las estrellas de la mitad fría del diagrama de Hertzsprung-Russell . [23] Estas coronas se pueden detectar utilizando telescopios de rayos X. Algunas coronas estelares, particularmente en estrellas jóvenes, son mucho más luminosas que las del Sol. Por ejemplo, FK Comae Berenices es el prototipo de la clase de estrella variable FK Com . Se trata de gigantes de tipos espectrales G y K con una rotación inusualmente rápida y signos de actividad extrema. Sus coronas de rayos X se encuentran entre las más luminosas ( L x ≥ 10 32 erg·s −1 o 10 25 W) y las más calientes conocidas con temperaturas dominantes de hasta 40 MK. [23]
Las observaciones astronómicas planificadas con el Observatorio Einstein por Giuseppe Vaiana y su grupo [24] mostraron que las estrellas F, G, K y M tienen cromosferas y, a menudo, coronas muy parecidas al Sol. Las estrellas OB , que no tienen zonas de convección superficiales, emiten una fuerte emisión de rayos X. Sin embargo, estas estrellas no tienen corona, pero las envolturas estelares exteriores emiten esta radiación durante los choques debidos a las inestabilidades térmicas en las burbujas de gas que se mueven rápidamente. Además, las estrellas A no tienen zonas de convección, pero no emiten en longitudes de onda UV ni de rayos X. Por tanto, parecen no tener cromosferas ni coronas.
La materia en la parte externa de la atmósfera solar se encuentra en estado de plasma , a muy alta temperatura (algunos millones de kelvin) y a muy baja densidad (del orden de 10 15 partículas/m 3 ). Según la definición de plasma, es un conjunto casi neutro de partículas que exhiben un comportamiento colectivo.
La composición es similar a la del interior del Sol, principalmente hidrógeno, pero con una ionización de sus elementos más pesados mucho mayor que la que se encuentra en la fotosfera. Los metales más pesados, como el hierro, están parcialmente ionizados y han perdido la mayoría de los electrones externos. El estado de ionización de un elemento químico depende estrictamente de la temperatura y está regulado por la ecuación de Saha en la atmósfera más baja, pero por equilibrio de colisión en la corona ópticamente delgada. Históricamente, la presencia de líneas espectrales emitidas por estados de hierro altamente ionizados permitió determinar la alta temperatura del plasma coronal, revelando que la corona es mucho más caliente que las capas internas de la cromosfera.
La corona se comporta como un gas muy caliente pero muy ligero al mismo tiempo: la presión en la corona suele ser de sólo 0,1 a 0,6 Pa en las regiones activas, mientras que en la Tierra la presión atmosférica es de unos 100 kPa, aproximadamente un millón de veces. más alto que en la superficie solar. Sin embargo no es propiamente un gas, porque está formado por partículas cargadas, básicamente protones y electrones, que se mueven a diferentes velocidades. Suponiendo que tengan en promedio la misma energía cinética (según el teorema de equipartición ), los electrones tienen una masa aproximadamente 1.800 veces menor que la de los protones, por lo que adquieren más velocidad. Los iones metálicos son siempre más lentos. Este hecho tiene consecuencias físicas relevantes ya sea sobre los procesos radiativos (que son muy diferentes de los procesos radiativos fotosféricos), o sobre la conducción térmica. Además, la presencia de cargas eléctricas induce la generación de corrientes eléctricas y campos magnéticos elevados. En este plasma también pueden propagarse ondas magnetohidrodinámicas (ondas MHD), [25] aunque aún no está claro cómo se pueden transmitir o generar en la corona.
El plasma coronal es ópticamente fino y por tanto transparente a la radiación electromagnética que emite y a la procedente de capas inferiores. El plasma está muy enrarecido y el recorrido libre medio del fotón supera con creces todas las demás escalas de longitud, incluidos los tamaños típicos de las características coronales comunes. [ cita necesaria ]
Se ha identificado que la radiación electromagnética de la corona proviene de tres fuentes principales, ubicadas en un mismo volumen de espacio:
En la corona, la conducción térmica se produce desde la atmósfera externa más caliente hacia las capas internas más frías. Los responsables del proceso de difusión del calor son los electrones, que son mucho más ligeros que los iones y se mueven más rápido, como se explicó anteriormente.
Cuando hay un campo magnético, la conductividad térmica del plasma aumenta en la dirección paralela a las líneas de campo en lugar de en la dirección perpendicular. [27] Una partícula cargada que se mueve en la dirección perpendicular a la línea del campo magnético está sujeta a la fuerza de Lorentz que es normal al plano individualizado por la velocidad y el campo magnético. Esta fuerza desvía la trayectoria de la partícula. En general, dado que las partículas también tienen un componente de velocidad a lo largo de la línea del campo magnético, la fuerza de Lorentz las obliga a doblarse y moverse a lo largo de espirales alrededor de las líneas de campo a la frecuencia del ciclotrón .
Si las colisiones entre partículas son muy frecuentes, éstas se dispersan en todas direcciones. Esto sucede en la fotosfera, donde el plasma transporta el campo magnético en su movimiento. En la corona, por el contrario, el recorrido libre medio de los electrones es del orden de kilómetros e incluso más, por lo que cada electrón puede realizar un movimiento helicoidal mucho antes de dispersarse tras una colisión. Por lo tanto, la transferencia de calor aumenta a lo largo de las líneas del campo magnético y se inhibe en la dirección perpendicular.
En la dirección longitudinal al campo magnético, la conductividad térmica de la corona es [27]
Por lo tanto, si indicamos con el calor para una unidad de volumen, expresado en J m −3 , la ecuación de Fourier de transferencia de calor, que se calculará sólo a lo largo de la dirección de la línea de campo, se convierte en
Los cálculos numéricos han demostrado que la conductividad térmica de la corona es comparable a la del cobre.
La sismología coronal es un método para estudiar el plasma de la corona solar mediante el uso de ondas magnetohidrodinámicas (MHD). MHD estudia la dinámica de los fluidos conductores de electricidad ; en este caso, el fluido es el plasma coronal. Filosóficamente, la sismología coronal es similar a la sismología de la Tierra , la heliosismología del Sol y la espectroscopia MHD de dispositivos de plasma de laboratorio. En todos estos enfoques, se utilizan ondas de diversos tipos para sondear un medio. Diferentes grupos de investigación han demostrado el potencial de la sismología coronal en la estimación del campo magnético coronal, la altura de la escala de densidad , la estructura fina y el calentamiento.
¿Por qué la corona del Sol es mucho más caliente que la superficie del Sol?
El problema del calentamiento coronal en física solar se relaciona con la cuestión de por qué la temperatura de la corona del Sol es de millones de kelvins frente a los miles de kelvins de la superficie. Se han propuesto varias teorías para explicar este fenómeno, pero aún es difícil determinar cuál es la correcta. [28] El problema surgió por primera vez después de la identificación de líneas espectrales desconocidas en el espectro solar con átomos de hierro y calcio altamente ionizados. [29] [28] La comparación de las temperaturas coronal y fotosférica de 6 000 K , lleva a la pregunta de cómo se puede mantener la temperatura coronal 200 veces más caliente. [29] El problema consiste principalmente en cómo se transporta la energía hacia la corona y luego se convierte en calor dentro de unos pocos radios solares. [30]
Las altas temperaturas requieren que la energía sea transportada desde el interior solar a la corona mediante procesos no térmicos, porque la segunda ley de la termodinámica impide que el calor fluya directamente desde la fotosfera solar (superficie), que se encuentra a unos 5 800 K , hacia la Corona mucho más caliente, de aproximadamente 1 a 3 MK (partes de la corona pueden incluso alcanzar 10 MK ).
Entre la fotosfera y la corona, la delgada región a través de la cual aumenta la temperatura se conoce como región de transición . Su espesor varía entre decenas y cientos de kilómetros. La energía no se puede transferir desde la fotosfera más fría a la corona mediante transferencia de calor convencional, ya que esto violaría la segunda ley de la termodinámica. Una analogía de esto sería una bombilla que eleva la temperatura del aire que la rodea a algo mayor que su superficie de vidrio. Por lo tanto, debe intervenir alguna otra forma de transferencia de energía en el calentamiento de la corona.
La cantidad de energía necesaria para calentar la corona solar se puede calcular fácilmente como la diferencia entre las pérdidas radiativas de la corona y el calentamiento por conducción térmica hacia la cromosfera a través de la región de transición. Es aproximadamente 1 kilovatio por cada metro cuadrado de superficie de la cromosfera del Sol, o 1/ 40.000 de la cantidad de energía luminosa que escapa del Sol .
Se han propuesto muchas teorías sobre el calentamiento coronal, [31] pero dos teorías siguen siendo las candidatas más probables: el calentamiento por ondas y la reconexión magnética (o nanollamaradas ). [32] Durante la mayor parte de los últimos 50 años, ninguna teoría ha podido explicar las temperaturas coronales extremas.
En 2012, las imágenes de rayos X suaves de alta resolución (<0,2 pulgadas) obtenidas con el generador de imágenes coronal de alta resolución a bordo de un cohete sonda revelaron trenzas fuertemente enrolladas en la corona. Se plantea la hipótesis de que la reconexión y el desenredado de las trenzas pueden actuar como fuentes primarias de calentamiento de la corona solar activa a temperaturas de hasta 4 millones de Kelvin. Se supone que la principal fuente de calor en la corona inactiva (alrededor de 1,5 millones de Kelvin) se origina en ondas MHD. [33]
La sonda solar Parker de la NASA está destinada a acercarse al Sol a una distancia de aproximadamente 9,5 radios solares para investigar el calentamiento coronal y el origen del viento solar. Se lanzó con éxito el 12 de agosto de 2018 [34] y, hasta el otoño de 2022, ha completado las primeras 13 de las más de 20 aproximaciones cercanas al Sol planificadas. [35]
La teoría del calentamiento ondulatorio, propuesta en 1949 por Évry Schatzman , propone que las ondas transportan energía desde el interior solar hasta la cromosfera y la corona solar. El Sol está hecho de plasma en lugar de gas ordinario, por lo que soporta varios tipos de ondas análogas a las ondas sonoras en el aire. Los tipos de onda más importantes son las ondas magnetoacústicas y las ondas de Alfvén . [36] Las ondas magnetoacústicas son ondas sonoras que han sido modificadas por la presencia de un campo magnético, y las ondas de Alfvén son similares a las ondas de radio de frecuencia ultrabaja que han sido modificadas por la interacción con la materia en el plasma. Ambos tipos de ondas pueden ser lanzados por la turbulencia de granulación y supergranulación en la fotosfera solar, y ambos tipos de ondas pueden transportar energía a cierta distancia a través de la atmósfera solar antes de convertirse en ondas de choque que disipan su energía en forma de calor.
Un problema del calentamiento por olas es la entrega del calor al lugar apropiado. Las ondas magnetoacústicas no pueden transportar suficiente energía hacia arriba a través de la cromosfera hasta la corona, tanto por la baja presión presente en la cromosfera como porque tienden a reflejarse de regreso a la fotosfera. Las ondas de Alfvén pueden transportar suficiente energía, pero no la disipan con la suficiente rapidez una vez que entran en la corona. Las ondas en los plasmas son notoriamente difíciles de entender y describir analíticamente, pero las simulaciones por computadora realizadas por Thomas Bogdan y sus colegas en 2003 parecen mostrar que las ondas de Alfvén pueden transmutarse en otros modos de onda en la base de la corona, proporcionando una vía que puede transporta grandes cantidades de energía desde la fotosfera a través de la cromosfera y la región de transición y finalmente hacia la corona donde la disipa en forma de calor.
Otro problema con el calentamiento de las ondas ha sido la ausencia total, hasta finales de la década de 1990, de cualquier evidencia directa de ondas propagándose a través de la corona solar. La primera observación directa de ondas que se propagan hacia y a través de la corona solar se realizó en 1997 con el observatorio solar espacial Solar and Heliospheric Observatory , la primera plataforma capaz de observar el Sol en el ultravioleta extremo (EUV) durante largos períodos de tiempo con Fotometría estable . Se trataba de ondas magnetoacústicas con una frecuencia de aproximadamente 1 milihercio (mHz, correspondiente a un período de onda de 1.000 segundos ), que transportan sólo alrededor del 10 % de la energía necesaria para calentar la corona. Existen muchas observaciones de fenómenos ondulatorios localizados, como las ondas de Alfvén lanzadas por erupciones solares, pero esos eventos son transitorios y no pueden explicar el calor coronal uniforme.
Aún no se sabe exactamente cuánta energía de las olas está disponible para calentar la corona. Los resultados publicados en 2004 utilizando datos de la nave espacial TRACE parecen indicar que hay ondas en la atmósfera solar en frecuencias tan altas como 100 mHz (período de 10 segundos). Las mediciones de la temperatura de diferentes iones en el viento solar con el instrumento UVCS a bordo de SOHO dan una fuerte evidencia indirecta de que hay ondas en frecuencias tan altas como 200 Hz , muy dentro del rango del oído humano. Estas ondas son muy difíciles de detectar en circunstancias normales, pero la evidencia recopilada durante los eclipses solares por equipos del Williams College sugiere la presencia de dichas ondas en el rango de 1 a 10 Hz .
Recientemente, se han encontrado movimientos alfvénicos en la atmósfera solar inferior [37] [38] y también en el Sol tranquilo, en agujeros coronales y en regiones activas utilizando observaciones con AIA a bordo del Observatorio de Dinámica Solar . [39] Estas oscilaciones alfvénicas tienen un poder significativo y parecen estar conectadas a las oscilaciones alfvénicas cromosféricas previamente informadas con la nave espacial Hinode . [40]
Las observaciones del viento solar con la nave espacial Wind han mostrado recientemente evidencia que respalda las teorías de la disipación del ciclotrón Alfvén, que conduce al calentamiento local de iones. [41]
La teoría de la reconexión magnética se basa en el campo magnético solar para inducir corrientes eléctricas en la corona solar. [42] Las corrientes luego colapsan repentinamente, liberando energía en forma de calor y energía de las olas en la corona. Este proceso se llama "reconexión" por la peculiar forma en que se comportan los campos magnéticos en el plasma (o cualquier fluido eléctricamente conductor como el mercurio o el agua de mar ). En un plasma, las líneas del campo magnético normalmente están unidas a piezas individuales de materia, de modo que la topología del campo magnético sigue siendo la misma: si un polo magnético norte y sur en particular están conectados por una sola línea de campo, incluso si el plasma está Si se agita o si los imanes se mueven, esa línea de campo continuará conectando esos polos en particular. La conexión se mantiene mediante corrientes eléctricas que se inducen en el plasma. Bajo ciertas condiciones, las corrientes eléctricas pueden colapsar, permitiendo que el campo magnético se "reconecte" con otros polos magnéticos y libere calor y energía de las olas en el proceso.
Se plantea la hipótesis de que la reconexión magnética es el mecanismo detrás de las erupciones solares, las mayores explosiones del Sistema Solar. Además, la superficie del Sol está cubierta por millones de pequeñas regiones magnetizadas de entre 50 y 1.000 kilómetros de diámetro. Estos pequeños polos magnéticos son sacudidos y agitados por la constante granulación. El campo magnético de la corona solar debe sufrir una reconexión casi constante para igualar el movimiento de esta "alfombra magnética", por lo que la energía liberada por la reconexión es un candidato natural para el calor coronal, tal vez como una serie de "microllamaradas" que individualmente proporcionan muy poca energía pero en conjunto representan la energía requerida.
La idea de que las nanollamaradas podrían calentar la corona fue propuesta por Eugene Parker en la década de 1980, pero sigue siendo controvertida. En particular, los telescopios ultravioleta como TRACE y SOHO /EIT pueden observar microllamaradas individuales como pequeños brillos en luz ultravioleta extrema, [43] pero parece haber muy pocos de estos pequeños eventos para explicar la energía liberada en la corona. La energía adicional no contabilizada podría compensarse con la energía de las olas o con una reconexión magnética gradual que libera energía con mayor suavidad que las microllamaradas y, por lo tanto, no aparece bien en los datos de TRACE. Las variaciones de la hipótesis de las microllamaradas utilizan otros mecanismos para estresar el campo magnético o liberar energía, y son objeto de investigación activa en 2005.
Durante décadas, los investigadores creyeron que las espículas podían enviar calor a la corona. Sin embargo, tras una investigación observacional realizada en la década de 1980, se descubrió que el plasma de espículas no alcanzaba la temperatura coronal, por lo que se descartó la teoría.
Según estudios realizados en 2010 en el Centro Nacional de Investigaciones Atmosféricas de Colorado , en colaboración con el Laboratorio de Astrofísica y Solar de Lockheed Martin (LMSAL) y el Instituto de Astrofísica Teórica de la Universidad de Oslo , se encontró una nueva clase de espículas (TIPO II) descubiertos en 2007, que viajan más rápido (hasta 100 km/s) y tienen una vida útil más corta, pueden explicar el problema. [44] Estos chorros insertan plasma calentado en la atmósfera exterior del Sol.
Por lo tanto, de ahora en adelante se puede esperar una comprensión mucho mayor de la corona y un mejor conocimiento de la sutil influencia del Sol en la atmósfera superior de la Tierra. La Asamblea de Imágenes Atmosféricas en el Observatorio de Dinámica Solar recientemente lanzado por la NASA y el Paquete de Plano Focal de la NASA para el Telescopio Óptico Solar en el satélite japonés Hinode que se utilizó para probar esta hipótesis. Las altas resoluciones espaciales y temporales de los instrumentos más nuevos revelan este suministro de masa coronal.
Estas observaciones revelan una conexión uno a uno entre el plasma que se calienta a millones de grados y las espículas que insertan este plasma en la corona. [45]
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que es de dominio público : Hatfield, Miles (13 de diciembre de 2021). "La NASA entra en la atmósfera solar por primera vez". NASA .
