Corona solar

Puede observarse desde la Tierra durante un eclipse solar total o utilizando dispositivos como el coronógrafo.[1]​ Todos los detalles estructurales de la corona son debidas al campo magnético del Sol.El mecanismo exacto por el cual se calienta la corona es todavía el tema de algún debate, pero las posibles posibilidades incluyen la inducción por el campo magnético del Sol y las ondas magnetohidrodinámicas desde abajo.La corona no siempre está uniformemente distribuida a través de la superficie del Sol.Asociados con las manchas solares son los lazos coronales, bucles de flujo magnético, surgiendo desde el interior solar.Dado que la corona ha sido fotografiada a alta resolución en el rango de rayos X del espectro por el satélite Skylab en 1973 y posteriormente por Yohkoh y los otros instrumentos espaciales siguientes, se ha visto que la estructura de la corona es bastante variada y compleja: diferentes zonas han sido inmediatamente clasificadas en el disco coronal.Generalmente se distribuyen en dos zonas de actividad, que son paralelas al ecuador solar.Si las llamaradas son muy violentas, también pueden perturbar la fotosfera y generar una onda de Moreton.Por el contrario, las prominencias quiescentes son estructuras densas y grandes, densas, que se observan en forma de filas Hα oscuras y "serpentinas" (que aparecen como filamentos) en el disco solar.Su temperatura es de aproximadamente 5000-8000 K, y por lo tanto se consideran generalmente como características cromosféricas.Estos bucles son los parentes de flujo magnético cerrado del flujo magnético abierto que se pueden encontrar en las regiones del agujero coronal (polar) y el viento solar.Cuando el plasma se eleva desde los puntos de pie hacia la parte superior del bucle, como ocurre siempre durante la fase inicial de una llamarada compacta, se define como evaporación cromosférica.El plasma puede enfriarse rápidamente en esta región (para una inestabilidad térmica), en sus filamentos oscuros o en protuberancias de la extremidad del Sol.Se requieren mediciones in situ antes de que se pueda obtener una respuesta definitiva, pero debido a las altas temperaturas plasmáticas en la corona, las mediciones in situ son, en la actualidad, imposibles.[10]​ La estructura a gran escala de la corona cambia durante el ciclo solar de 11 años y se hace particularmente simple durante el período mínimo, cuando el campo magnético del Sol es casi similar a una configuración dipolar (más un componente cuadrupolar).Es evidente a partir de la ecuación que la presión del plasma disminuye cuando la temperatura del plasma disminuye con respecto a las regiones circundantes o cuando la zona de campo magnético intenso se vacía.Los puntos brillantes son pequeñas regiones activas que se encuentran en el disco solar.[13]​ Estas son amplias zonas del Sol donde el campo magnético es unipolar y se abre hacia el espacio interplanetario.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 siempre surgen 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.Si se quiere hacer una observación directa al sol, tienen que utilizarse filtros especiales como los de tipo MYLAR.Se basa en reflejar la imagen captada por un instrumento óptico sobre una superficie, de manera que la observación se hace indirectamente, evitando la exposición de nuestros ojos directamente a las radiaciones solares.Hasta 1930 la única forma posible de observar la corona era cuando la Luna eclipsaba el Sol totalmente.