Anillo coronal

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Anillos coronales típicos captados por el telescopio espacial TRACE .

Los anillos coronales constituyen la estructura inferior de la corona solar y la zona de transición de las estrellas y por tanto también de nuestro Sol. Estos anillos elegantes y de gran textura son la consecuencia directa del flujo en espiral del magnetismo solar relativo a la superficie del sol.
La difusión de los anillos coronales está directamente relacionada con el ciclo solar , por lo que los anillos suelen aparecer junto con las manchas solares , que son visibles en la base de los anillos. El flujo magnético ascendente logra perforar la fotosfera , haciendo que el plasma subyacente parezca más frío. El contraste entre la fotosfera y las capas internas del Sol da la impresión de que existen manchas oscuras, que por ello se denominan manchas solares.

Características físicas

Video de los anillos coronarios del Sol.

Un anillo coronal es un flujo magnético fijado en ambos extremos, con la base anclada al cuerpo solar y que se extiende desde allí para convertirse en la atmósfera del sol; es un marco ideal para comprender el mecanismo de transferencia de energía del cuerpo del Sol a la corona, a través de la zona de transición.

Un diagrama que muestra la evolución del flujo magnético solar durante el ciclo solar.
Diagrama de la corona inferior y la zona de transición, donde se puede observar una gran variedad de anillos solares.

Hay anillos coronales de varios tamaños, adyacentes a los canales abiertos de flujo que dejan pasar el viento solar y empujan hacia la corona y la heliosfera. Anclados a la fotosfera, los anillos coronales se proyectan a través de la fotosfera y la zona de transición, extendiéndose hacia la corona a grandes altitudes.

Los anillos coronales tienen una gran variedad de temperaturas, que varían en su longitud según el rasgo considerado. Los anillos con temperaturas por debajo de 1 000 000 de kelvin se denominan " bucles fríos ", los que tienen temperaturas superiores a un millón de grados kelvin se conocen como " bucles calientes "; los intermedios con una temperatura de alrededor de un millón de kelvin se denominan en cambio " bucles calientes ".
Por supuesto, las tres categorías emiten radiación en diferentes longitudes de onda . [1]

Posición

Los anillos coronales se encuentran tanto en las regiones activas como en las tranquilas de la superficie solar. Los primeros ocupan un área muy pequeña en la superficie solar, pero producen la mayor parte de la actividad solar y suelen ser escenario de llamaradas y erupciones de masas solares , debido al intenso campo magnético presente allí. Las regiones activas producen el 82% de la energía térmica coronal. [2] Los agujeros coronales son líneas de campo abierto típicamente ubicadas alrededor de las regiones polares del Sol y se sabe que son la fuente del viento solar rápido. El resto de la superficie solar está formado por las regiones tranquilas. La fase tranquila del Sol, aunque menos activa que las regiones activas, es el sitio de numerosos procesos menores como puntos de llamarada, nanoflare y eyecciones. [3] Como regla general, el Sol quieto existe en regiones de estructuras magnéticas cerradas, mientras que las regiones activas son fuentes altamente dinámicas de eventos explosivos. Es importante señalar que las observaciones sugieren que toda la corona está muy poblada por líneas de campo magnético abiertas y cerradas.

El problema de la temperatura coronal

Un ejemplo esquemático de un anillo coronal "inactivo"

Sin embargo, una línea de campo estrecha no constituye un anillo coronal: el flujo cerrado debe estar "saturado" con plasma antes de que pueda llamarse "anillo coronal". De esta manera, queda claro que los anillos coronales son una rareza en la superficie solar, ya que la mayoría de las estructuras de flujo están "vacías". Esto significa que el mecanismo que calienta la corona y proyecta el plasma de la cromosfera en el flujo magnético cerrado está muy localizado. [4]

El mecanismo de la "saturación" del plasma , los flujos dinámicos y el calor coronal aún no se ha dilucidado. Los procesos deben ser lo suficientemente estables para continuar alimentando el plasma de la cromosfera a la corona y lo suficientemente potentes para acelerar y luego calentar el plasma de 6000 K a más de un millón de kelvin más allá de la corta distancia de la cromosfera y la zona de transición. a la corona. Esta es precisamente la razón por la que los anillos coronales son objeto de intensos estudios. Están anclados a la fotosfera, alimentados por el plasma de la cromosfera, se extienden hasta la zona de transición y tienen temperaturas muy altas.

La idea de que el "problema del calor coronal" se debe únicamente al mecanismo de calentamiento coronal es un razonamiento engañoso. Primero, el plasma que satura los anillos proviene directamente de la cromosfera. No se conocen mecanismos coronales que puedan comprimir el plasma coronal y alimentarlo a los anillos coronales en altitudes coronales. En segundo lugar, las observaciones de las circulaciones coronales apuntan a una fuente cromosférica del plasma, que por tanto es de origen cromosférico; esto debe tenerse en cuenta cuando se examinan los mecanismos de calentamiento coronal. Es una "energización cromosférica" ​​y un "fenómeno de calentamiento coronal", probablemente ligados por un mecanismo común.

Historia de observaciones

1946-1975

Se han dado pasos considerables en este campo con telescopios terrestres como el Observatorio Solar Mauna Loa (MLSO), en las Islas Hawaianas , en particular en las observaciones de la corona a través de eclipses , pero para eliminar el efecto perturbador causado por la Tierra. atmósfera, se requería una evolución de la física solar. A partir de vuelos cortos (7 minutos) de cohetes entre 1946 y 1952 , los espectrógrafos midieron las emisiones UV y Lyman-α del Sol. Las observaciones de rayos X se realizaron a partir de 1960 utilizando cohetes. La misión británica Skylark, de 1959 a 1978 . [5] Aunque se completaron con éxito, las misiones fueron muy limitadas en términos de tiempo y costo. Durante el período comprendido entre 1962 y 1975 , la serie de satélites del Observatorio Solar Orbital de la NASA (OSO-1 a OSO-8) logró extender las observaciones previamente intentadas a las islas hawaianas. En 1973 , se lanzó Skylab , que inició una nueva campaña de observaciones en varias longitudes de onda que anticipó observaciones posteriores. [6] Esta misión se completó después de un año y fue reemplazada por la Misión Solar Maximu , que se convirtió en el primer observatorio en observar una gran cantidad de ciclos solares (de 1980 a 1989. [7]

Desde 1991 hasta hoy

Mosaico de imágenes del Sol tomadas por el TRACE

De 1991 a 2001 estuvo operativa la misión japonesa Yohkoh , partiendo de la base del Centro Espacial de Kagoshima ; revolucionó la observación de rayos X y rayos Gamma de muchas maneras: orbitando en una trayectoria elíptica alrededor de la Tierra, observó las emisiones de fenómenos solares, como las llamaradas.

El siguiente paso fue el lanzamiento del Observatorio Solar y Helioscópico , más conocido como SOHO, en diciembre de 1995 desde la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral en Florida , Estados Unidos . La duración de la operación, inicialmente prevista en apenas dos años, se amplió hasta marzo de 2007 , gracias al gran éxito obtenido por la sonda; en este período de tiempo observó 11 ciclos solares completos. Su órbita, aún estable, hace que la sonda SOHO pase frente al Sol a una distancia de aproximadamente 1,5 millones de kilómetros de la Tierra.

SOHO fue dirigido por científicos de la Agencia Espacial Europea (ESA) y la NASA. Los instrumentos a bordo incluyen un espectrómetro coronal, un telescopio sensible a los rayos ultravioleta y varios instrumentos de medición de rayos ultravioleta.

El TRACE , Transition Region And Coronal Explorer se lanzó en 1998 desde la Base de la Fuerza Aérea Vandenberg como parte de un proyecto de la NASA; era un pequeño instrumento orbital de 30x160 cm, un telescopio Cassegrain de distancia focal de 8,66 m con un sensor CCD de 1200x1200px. El momento del lanzamiento se sincronizó con la fase de máxima intensidad del ciclo solar.

La sonda capturó imágenes muy detalladas de la estructura coronal, mientras que SOHO capturó imágenes generales de baja resolución del Sol. Esta campaña de exploración demostró la capacidad del observatorio para rastrear la evolución de las etapas de actividad de los anillos coronales.

Flujos dinámicos

Todas las misiones mencionadas anteriormente han tenido un gran éxito en la observación de los fuertes flujos de plasma y los procesos altamente dinámicos de los anillos coronales. Por ejemplo, las observaciones de SUMER sugieren una velocidad de flujo entre 5 y 16 km s −1 en el disco solar; otras observaciones incluso sugieren valores de 15 a 40 km s −1 [8] [9] El espectrómetro a bordo de la Misión Solar Máxima también detectó velocidades muy altas, donde se observó que el plasma viajaba a una velocidad de 40 - 60 km s −1 .

Nota

  1. ^ A. Vourlidas, JA Klimchuk, CM Korendyke, TD Tarbell, BN Handy, Sobre la correlación entre las estructuras de la región de transición inferior y coronal a escalas de segundo de arco , en Astrophysical Journal , vol. 563, 2001, págs. 374-380.
  2. ^ MJ Aschwanden, Una evaluación de modelos de calentamiento coronal para regiones activas basadas en observaciones de Yohkoh, SOHO y TRACE , en Astrophysical Journal , vol. 560, 2001, págs. 1035-1044.
  3. ^ MJ Aschwanden, Física de la corona solar. Una introducción , Praxis Publishing Ltd., 2004, ISBN 3-540-22321-5 .
  4. ^ C. Litwin, R. Rosner, Sobre la estructura de las coronas solares y estelares - Bucles y transporte de calor en bucle , en ApJ , vol. 412, 1993, págs. 375-385.
  5. ^ BC Boland, EP Dyer, JG Firth, AH Gabriel, BB Jones, C. Jordan, RWP McWhirter, P. Monk, RF Turner, Otras mediciones de los perfiles de las líneas de emisión en el espectro ultravioleta solar , en MNRAS , vol. 171, 1975, págs. 697–724.
  6. ^ GS Vaiana, JM Davis, R. Giacconi, AS Krieger, JK Silk, AF Timothy & M. Zombeck, Observaciones de rayos X de estructuras características y variaciones de tiempo de la corona solar: resultados preliminares de SKYLAB , en Astrophysical Journal Letters , vol. . 185, 1973, págs. L47 - L51.
  7. ^ KT Strong, JLR Saba, BM Haisch, JT Schmelz, Las muchas caras del sol: un resumen de los resultados de la Misión Máxima Solar de la NASA , Nueva York: Springer, 1999.
  8. ^ D. Spadaro, AC Lanzafame, L. Consoli, E. Marsch, DH Brooks, J. Lang, Estructura y dinámica de un sistema de bucle de región activa observado en el disco solar con SUMER en SOHO , en Astronomy & Astrophysics , vol. 359, 2000, págs. 716–728.
  9. ^ AR Winebarger, H. Warren, A. van Ballegooijen, EE DeLuca, L. Golub, Flujos constantes detectados en bucles ultravioleta extremos , en Astrophysical Journal Letters , vol. 567, 2002, págs. L89 - L92.

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