Coroa solar: Diferenzas entre revisións
Contido eliminado Contido engadido
m Arranxos menores |
m Máis info con material procedente do artigos da Wikipedias en inglés en:Corona |
||
Liña 63:
A rexión ecuatorial xira máis rapidamente que os polos, co resultado de que as rexións activas xorden en dúas bandas paralelas ao ecuador e o seu tamaño aumenta durante os períodos de máximo do ciclo solar, mentres que case desaparecen durante o mínimo. Polo tanto, o Sol quedo sempre coincide coa zona ecuatorial e a súa superficie é menos activa durante o máximo solar. Coa chegada do mínimo solar a extensión do Sol quedo aumenta ata cubrir todo o disco solar salvo algúns puntos brilantes nos polos, onde están os buratos coronais.
==Variabilidade da coroa==
Os fenómenos que teñen lugar na coroa teñen duracións que van de segundos a meses, así como a súa escala varía entre miles e millóns de quilómetros.
===Fulguracións===
As fulguracións teñen lugar nas rexións activas e caracterízanse por un incremento súbito do fluxo radiativo emitido desde pequenas partes da coroa. Son fenómenos moi complexos e visibles en diferentes lonxitudes de onda, implicando varias zonas da atmosfera solar e diversos efectos físicos, térmicos e non térmicos, e a veces amplas reconexións das liñas do campo magnético con expulsión de material.
Son fenómenos cunha duración media de 15 minutos, cos máis enerxéticos chegando a durar varias horas, e producen un rápido incremento da densidade e temperatura. Tipicamente obsérvanse no ultravioleta e en raios X.
Hai dous tipos básicos de fulguracións:<ref>{{cite journal|doi = 10.1086/155452|last1 = Pallavicini |first1 = R.|last2 = Serio|first2 = S.|last3 = Vaiana|first3 = G. S.|title = A survey of soft X-ray limb flare images – The relation between their structure in the corona and other physical parameters
| journal = The Astrophysical Journal | volume = 216| page = 108| year = 1977 | bibcode=1977ApJ...216..108P}}</ref>
*'''Fulguracións compactas''': cando cada un dos dous arcos donde se produce o suceso mantén a súa morfoloxía, observándose un incremento da emisión sin cambios significativos na estrutura. A enerxía emitida é da orde de 10<sup>22</sup>-10<sup>23</sup> J.
*'''Fulguracións de longa duración''': están asociadas a erupcións con prominencias, transitorios en luz branca e fulguracións de ''dúas tiras''<ref>{{cite journal|doi = 10.1038/344842a0|last1 = Golub |first1 = L.|last2 = Herant|first2 = M.|last3 = Kalata|first3 = K.|last4 = Lovas|first4 = I.|last5 = Nystrom|first5 = G.|last6 = Pardo|first6 = F.|last7 = Spiller|first7 = E.|last8 = Wilczynski|first8 = J. | title = Sub-arcsecond observations of the solar X-ray corona | journal = Nature | volume = 344 | pages = 842–844| year = 1990|bibcode = 1990Natur.344..842G | issue=6269}}</ref>. Neste caso o bucle magnético cambia a súa configuración durante o evento. Son tan enerxéticas como para chegar aos 10<sup>25</sup> J.
[[Imaxe:Solar-filament.gif|thumb|Filamento durante unha fulguración vista no ultravioleta polo satélite [[TRACE]].]]
En canto á súa dinámica, distínguense xeralmente tres fases con diferentes duracións:
*'''Fase inicial impulsiva''': dura da orde de minutos, con fortes emisións de enerxía en microondas, ultravioleta e raios X.
*'''Fase de máximo'''.
*'''Fase de decaemento''', que pode durar varias horas.
A veces pode observarse tamén unha fase precedente á fulguración, denominada normalmente "prefulguración".
== Notas ==
| |||