Las serpentinas en forma de casco , también conocidas como serpentinas coronales , son estructuras alargadas con forma de cúspide en la corona del Sol que suelen ser visibles en los coronógrafos de luz blanca y durante los eclipses solares . Son bucles magnéticos cerrados que se encuentran por encima de las divisiones entre regiones de polaridad magnética opuesta en la superficie del Sol . El viento solar alarga estos bucles hasta formar puntas puntiagudas que pueden extenderse un radio solar o más hacia el interior de la corona . [1]
Durante el mínimo solar , las serpentinas en casco se encuentran más cerca del ecuador heliográfico, mientras que durante el máximo solar se encuentran distribuidas más simétricamente alrededor del Sol.
Las serpentinas en forma de casco tienen bases en forma de cúspide que se estrechan radialmente hacia afuera, alejándose del Sol, formando largos tallos. La base generalmente se extiende hasta 1,5 radios solares por encima de la superficie, mientras que el tallo, estirado hacia afuera por el viento solar , puede extenderse sobre muchos radios solares. [2]
Las corrientes de casco están estructuradas por campos magnéticos cerrados y se encuentran por encima de los límites que separan la polaridad magnética opuesta en la fotosfera del Sol . Sus delgados tallos consisten en campos magnéticos de direcciones opuestas que forman láminas de corriente. [3] Alrededor de estos tallos hay campos magnéticos abiertos, de direcciones opuestas, que están anclados a agujeros coronales más abajo en la corona. [4]
Las emisiones de luz blanca de las serpentinas de casco se deben a la alta densidad de electrones del plasma confinado en relación con la corona circundante. La luz de la fotosfera se dispersa mediante el método de Thomson a partir de estos electrones, y la intensidad de la luz dispersada depende de la cantidad de electrones a lo largo de la línea de visión del observador. [5]
A veces se liberan pequeñas gotas de plasma, o "plasmoides", desde las puntas de las serpentinas de los cascos, y esta es una de las fuentes del componente lento del viento solar. [1] [ se necesita una mejor fuente ]
Alrededor del mínimo solar , el punto de mínima actividad solar durante el ciclo solar de 11 años , las serpentinas en forma de casco se ubican generalmente alrededor del ecuador heliográfico en lo que se conoce como el cinturón de serpentinas . Al mismo tiempo, hay grandes agujeros coronales en los polos. A medida que aumenta la actividad solar cerca del máximo solar , las serpentinas en forma de casco aparecen de manera más simétrica alrededor del Sol. [3]
Tras la erupción de una eyección de masa coronal (CME), la corriente de casco suprayacente se deforma y se convierte en el borde delantero de la CME. De manera similar, la cavidad de la corriente de casco se convierte en la cavidad de la CME y la prominencia de la corriente de casco se convierte en el núcleo de la CME. [5]
Las estructuras en la corona, similares a una serpentina de casco, pero que conectan agujeros de la misma polaridad magnética, se denominan pseudostreamers . [6] [7] [8] [9] Se observaron por primera vez utilizando coronógrafos espaciales y Hundhausen (1972) las llamó "láminas de plasma". Más tarde, Zhao y Webb (2003) las rebautizaron como "streamers unipolares" y, luego, Wang et al. (2007) las denominaron "pseudostreamers". [6] La estructura de las pseudostreamers fue observada en 2012 por el Observatorio de Dinámica Solar . [8]
La topología magnética de los pseudostreamers se describió como "que contiene filamentos gemelos en su base. Dichos filamentos gemelos están conectados topológicamente, compartiendo un punto neutro y una cúpula separatista. Este fue un caso en el que dos límites de inversión de polaridad contienen entre ellos campos con una polaridad opuesta a la de la configuración unipolar global que los rodea (pseudostreamer tripolar)". [9]
El instrumento SWAP del satélite PROBA2 observó en la corona solar del 5 al 10 de mayo de 2013 una estructura magnética híbrida compuesta por una doble corriente y una pseudocorriente. Los investigadores describieron su estructura: [10]
Está formada por un par de canales filamentosos cerca del polo sur del Sol. En el borde occidental de la estructura, la morfología magnética por encima de los filamentos es la de una doble corriente de rayos contiguos, con un campo abierto entre los dos canales. En el borde oriental, la morfología magnética es la de una pseudocorriente coronal sin el campo abierto central.
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