Coroa solar: Diferenzas entre revisións

[[Imaxe:Solar eclipse 1999 4.jpg|thumbminiatura|256px|A coroa solar, vista durante un eclipse.]]

Mediante [[espectroscopía]] pode verse que a coroa está fortemente [[Ionización|ionizada]] e que a [[temperatura]] do plasma supera o millón de [[Kelvin]]s, moito máis quente que a superficie do Sol.<ref name="Aschwanden">{{citeCita booklibro|last=Aschwanden|first=M. J.|year=2004|title=Physics of the Solar Corona. An Introduction|publisher=Praxis Publishing|isbn=978-3-540-22321-4}}</ref>

A luz da coroa ven de tres fontes primarias e desde o mesmo volume do espazo:<ref name="Corfield">{{citeCita booklibro|last=Corfield|first=Richard|year=2007|title=Lives of the Planets|publisher=Basic Books|isbn=978-0-465-01403-3}}</ref>

[[Imaxe:Solar eclipse 1806Jun16-Corona-Ferrer.png|thumbminiatura|256px|A coroa debuxada por Ferrer durante o eclipse solar do 16 de xuño de 1806 en [[Kinderhook]], [[Nova York]].]]

En 1724 o [[Astronomía|astrónomo]] francoitaliano [[Giacomo F. Maraldi]] recoñeceu que o aura visible durante os eclipses solares pertence ao Sol e non á [[Lúa]]. En 1809 o astrónomo español [[José Joaquín de Ferrer]] acuñou o termo "coroa".<ref>{{CiteCita journalpublicación periódica|last=de Ferrer|first=José Joaquín|date=1809|title=Observations of the eclipse of the sun June 16th 1806 made at Kinderhook in the State of New York|url=https://books.google.com/books?id=DbkAAAAAYAAJ&pg=PA264|journal=Transactions of the American Philosophical Society|volume=6|pages=264|via=|doi=10.2307/1004801|jstor=1004801}}</ref> Basándose nas súas observacións do eclipse solar do 16 de xuño de 1806 en [[Kinderhook]], [[Nova York]], Ferrer propuxo que a coroa era parte do Sol e non da Lúa. O astrónomo inglés [[Norman Lockyer]] identificou na coroa o primeiro [[Elemento químico|elemento]] descoñecido na Terra, o [[helio]]. O astrónomo francés [[Jules Jenssen]] observou que o tamaño e forma da coroa cambia co [[ciclo <ref>{{CiteCita web|url=http://www.mreclipse.com/Totality2/TotalityApH.html|title=Chronology of Discoveries about the Sun|last=Espenak|first=Fred|date=|website=Mr. Eclipse|archive-url=|archive-date=|dead-url=|access-date=}}</ref> En 1930, [[Bernard Lyot]] inventou o coronógrafo, que permite ver a coroa sen necesidade de eclipses. En 1952 o astrónomo americano [[Eugene Parker]] propuxo que a coroa podía estar quente debido a multitude de "nanofulguracións", explosións en miniatura semellantes ás [[Fulguración solar|fulguracións solares]] que ocurren na superficie solar.

A coroa está moito máis quente, nun factor de 150 a 450, que a superficie do Sol: a temperatura media da [[fotosfera]] é de 5800 K, comparado cos de 1 a 3 millóns de K da coroa. A coroa é 10^-12−12 veces menos [[Densidade|densa]] que a fotosfera e produce unha millonésima de luz comparado con ela. A coroa está separada da fotosfera por unha capa estreita denominada [[cromosfera]]. O mecanismo de quencemento da coroa é aínda motivo de discusión, e entre as posibilidades están a indución polo [[campo magnético]] solar e as ondas magnetohidrodinámicas que lle chegan desde abaixo. As partes externas da coroa están sendo continuamente expulsadas debido ao fluxo magnético solar, producindo o chamado [[vento solar]].

[[Imaxe:Twistedflux.png|thumbminiatura|256px|Configuración do fluxo solar magnético durante o ciclo solar.]]

As observacións modernas distinguen varias rexións na coroa.<ref name="Gibson">{{citeCita booklibro

Os bucles coroais son as estruturas básicas da coroa solar magnética. Son bucles de fluxo magnético pechado recheos de plasma solar quente.<ref>{{citeCita journalpublicación periódica|doi = 10.1086/427488|last1 = Katsukawa|first1 = Yukio|last2 = Tsuneta|first2 = Saku | title = Magnetic Properties at Footpoints of Hot and Cool Loops | journal = The Astrophysical Journal | volume = 621 |issue = 1| pages = 498–511 | year = 2005 | bibcode=2005ApJ...621..498K}}</ref> Dada a súa actividade a miúdo son precursores das fulguracións e das execcións de masa coroal.

[[Imaxe:Coronal Hole Magnetic Field Lines.svg|thumbminiatura|Arcos coroais conectando rexións de polaridade magnética oposta (A) e o campo magnético unipolar no burato coroal (B).]]

As estruturas a gran escala son arcos moi longos que poden cubrir ata un cuarto do disco solar pero conteñen plasma menos denso que os bucles coroais das rexións activas. Foron detectados por primeira vez o 8 de xuño de 1968 durante a observación dunha fulguración mediante un foguete.<ref name = Giacconi>{{citeCita booklibro |last = Giacconi| first = Riccardo| title = G.S. Vaiana memorial lecture in ''Proceedinds of Physics of Solar and Stellar Coronae: G.S. Vaiana Memorial Symposium''|editor=J. F. Linsky and S.Serio| pages = 3–19 | year = 1992 | publisher = Kluwer Academic Publishers-Printed in the Netherlands | isbn = 978-0-7923-2346-4}}</ref>

Os buratos coroais consisten nas zonas polares con aparencia máis escura en raios X debido a que non emiten moita radiación.<ref>{{citeCita journalpublicación periódica|doi = 10.1088/0004-637X/719/1/131|last1 = Ito |first1 = Hiroaki|last2 = Tsuneta|first2 = Saku|last3 = Shiota|first3 = Daikou|last4 = Tokumaru|first4 = Munetoshi|last5 = Fujiki|first5 = Ken'Ichi | title = Is the Polar Region Different from the Quiet Region of the Sun?| journal = The Astrophysical Journal | volume = 719 |issue = 1 | pages = 131–142| year = 2010 | bibcode=2010ApJ...719..131I|arxiv = 1005.3667 }}</ref> Son amplas zonas do Sol onde o campo magnético é unipolar e se abre cara o espazo interplanetario. O vento solar de alta velocidade xorde na súa maior parte destes buratos.

Nas imaxes no [[ultravioleta]] dos buratos coroais pódense ver a veces pequenas estruturas parecidas a burbullas alongadas suspendidas no vento solar. Son as denominadas "plumas", e consisten en fluxos delgados proxectados cara fora desde os polos norte e sur do Sol.<ref>{{citeCita journalpublicación periódica| doi=10.1051/0004-6361:20021628| last1=Del Zanna | first1=G.| last2=Bromage| first2=B. J. I.| last3=Mason| first3=H. E.| title= Spectroscopic characteristics of polar plumes| journal= Astronomy & Astrophysics| year=2003| volume=398| issue=2 | pages= 743–761| bibcode=2003A&A...398..743D}}</ref>

[[Imaxe:Solar-filament.gif|thumbminiatura|Filamento durante unha fulguración vista no ultravioleta polo satélite [[TRACE]].]]

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>{{citeCita journalpublicación periódica|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

*'''Fulguracións de longa duración''': están asociadas a erupcións con prominencias, transitorios en luz branca e fulguracións de ''dúas tiras''<ref>{{citeCita journalpublicación periódica|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 10²⁵ J.