Corona solar

La radiación electromagnética es emitida, dispersada y absorbida por el plasma y las partículas de polvo en la corona. Debido a su baja densidad, la corona es transparente a la mayoría de las longitudes de onda, y la mayor parte de la radiación emitida en la corona, la cromosfera y la fotosfera puede atravesarla sin ser dispersada ni absorbida. Sin embargo, la pequeña fracción de luz de la fotosfera que sí se dispersa constituye la mayor parte de la radiación total de la corona en el rango visible . La luz dispersada en la corona se divide típicamente en dos componentes según el mecanismo de dispersión. ^{[ 6 ] : 366–367 [ 12 ] : 4 [ 13 ] : 68–69 [ 14 ] : 18}

La luz visible cerca del Sol durante un eclipse solar total se origina principalmente en la corona K.

La luz zodiacal procedente de la luz solar dispersada por el polvo interplanetario se fusiona con la corona F cercana al Sol.

• La corona K ( K  de kontinuierlich , "continuo" en alemán) se origina por la dispersión Thomson de la luz fotosférica en los electrones libres de la corona. El ensanchamiento Doppler de las líneas de absorción fotosféricas dispersas las extiende tanto que las oculta por completo, dando la apariencia espectral de un continuo sin líneas de absorción.
• La corona F ( F  de Fraunhofer ) se origina por la dispersión de la luz fotosférica en partículas de polvo situadas a más de un radio solar por encima de la fotosfera. Estas partículas de polvo son mucho más lentas que los electrones, por lo que el ensanchamiento Doppler es despreciable. Como resultado, las líneas de absorción de Fraunhofer observadas en el espectro fotosférico también se observan en el espectro de la corona F. La corona F se extiende hasta ángulos de elongación muy elevados desde el Sol y se fusiona con la luz zodiacal . ^{[ 15 ]}

Este componente de luz blanca de la radiación coronal es extremadamente débil en relación con la fotosfera. La relación de brillo máxima entre la fotosfera y la corona justo por encima del limbo visible es del orden de 10⁻⁶ ^y disminuye a 10⁻⁹ ^dentro de un diámetro solar desde el limbo. Además, el brillo del cielo puede ser de tres a cinco órdenes de magnitud mayor que el brillo coronal, lo que hace que la corona sea inobservable a simple vista sin un eclipse solar total. ^{[ 12 ] : 4}

Una pequeña porción de la luz visible total de la corona también se origina a partir de líneas espectrales emitidas por iones en el plasma coronal caliente y enrarecido. Las líneas espectrales coronales emitidas a lo largo del espectro electromagnético forman colectivamente la corona E ( E de emisión ). En el rango visible, la luz integrada de las coronas K y F continuas supera con creces la de la corona E, pero las líneas de emisión aisladas son fuertes en relación con el fondo continuo y pueden observarse con filtros de banda estrecha. ^{[ 12 ] : 6–7} Muchas de las líneas de emisión de la corona E se producen por transiciones prohibidas desde niveles de energía metaestables. ^{[ 6 ] : 368 [ 16 ] : 55}

La corona también emite radiación en los rangos de radio , infrarrojo , ultravioleta extremo y rayos X. ^{[ 6 ] : 369 [ 16 ]}

Los bucles coronales son las estructuras básicas de la corona solar magnética. Estos bucles son los primos de flujo magnético cerrado del flujo magnético abierto que se puede encontrar en los agujeros coronales y el viento solar. Los bucles de flujo magnético ascienden desde el cuerpo solar y se llenan de plasma solar caliente. ^{[ 21 ]}

El plasma solar que alimenta estas estructuras se calienta desde menos de 6000 K hasta más de ^10⁶  K desde la fotosfera, a través de la región de transición, hasta la corona. A menudo, el plasma solar llena estos bucles desde un punto y drena hacia otro, denominados puntos de anclaje ( flujo de sifón debido a una diferencia de presión, ^{[ 22 ]} o flujo asimétrico debido a algún otro factor).

Cuando el plasma asciende desde los puntos de apoyo hacia la parte superior del bucle, como siempre ocurre durante la fase inicial de una llamarada compacta, se define como evaporación cromosférica. Cuando el plasma se enfría rápidamente y cae hacia la fotosfera, se denomina condensación cromosférica. También puede haber un flujo simétrico desde ambos puntos de apoyo del bucle, lo que provoca una acumulación de masa en la estructura del bucle. El plasma puede enfriarse rápidamente en esta región (debido a una inestabilidad térmica), y sus filamentos oscuros son claramente visibles contra el disco solar o las prominencias fuera del limbo del Sol .

Los bucles coronales pueden tener duraciones del orden de segundos (en el caso de eventos de llamaradas), minutos, horas o días. Cuando existe un equilibrio entre las fuentes y los sumideros de energía del bucle, los bucles coronales pueden durar largos períodos de tiempo y se conocen como bucles coronales en estado estacionario o quiescentes ( ejemplo ).

Los bucles coronales son fundamentales para comprender el problema actual del calentamiento coronal . Estos bucles son fuentes de plasma altamente radiantes y, por lo tanto, fáciles de observar con instrumentos como TRACE . Aún queda por explicar el problema del calentamiento coronal, ya que estas estructuras se observan de forma remota, lo que genera muchas ambigüedades (por ejemplo, las contribuciones de la radiación a lo largo de la línea de visión ). Se requieren mediciones in situ para obtener una respuesta definitiva, pero debido a las altas temperaturas del plasma en la corona, estas mediciones son, por el momento, imposibles. La sonda solar Parker de la NASA se acerca mucho al Sol, lo que permite observaciones más directas.

Las regiones activas son conjuntos de estructuras en forma de bucle que conectan puntos de polaridad magnética opuesta en la fotosfera, los llamados bucles coronales. Generalmente se distribuyen en dos zonas de actividad, paralelas al ecuador solar. La temperatura promedio oscila entre dos y cuatro millones de kelvin, mientras que la densidad varía de 10⁹ ^a 10¹⁰ ^partículas por centímetro cúbico.

Las regiones activas comprenden todos los fenómenos directamente vinculados al campo magnético, que ocurren a diferentes alturas sobre la superficie del Sol: ^{[ 20 ]} las manchas solares y las fáculas ocurren en la fotosfera; las espículas , los filamentos Hα y las fáculas en la cromosfera; las prominencias en la cromosfera y la región de transición; y las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal (CME) ocurren en la corona y la cromosfera. Si las erupciones solares son muy violentas, también pueden perturbar la fotosfera y generar una onda Moreton . Por el contrario, las prominencias quiescentes son estructuras grandes, frías y densas que se observan como cintas Hα oscuras, "con forma de serpiente" (que parecen filamentos) en el disco solar. Su temperatura es de aproximadamente 5000 a 8000 K , por lo que generalmente se consideran características cromosféricas.

En 2013, las imágenes del generador de imágenes coronales de alta resolución revelaron "trenzas magnéticas" de plasma nunca antes vistas dentro de las capas exteriores de estas regiones activas. ^{[ 23 ]}

Las serpentinas coronales son grandes estructuras coronales con forma de gorro y picos largos y puntiagudos que generalmente se superponen a las manchas solares y las regiones activas. Se considera que las serpentinas coronales son fuentes del viento solar lento. ^{[ 24 ]}

Los puntos brillantes son pequeñas regiones activas que se encuentran en el disco solar. Los puntos brillantes de rayos X se detectaron por primera vez el 8 de abril de 1969, durante un vuelo de cohete. ^{[ 25 ]}

La fracción de la superficie solar cubierta por puntos brillantes varía con el ciclo solar. Estos se asocian con pequeñas regiones bipolares del campo magnético. Su temperatura promedio oscila entre 1,1  MK y 3,4  MK. Las variaciones de temperatura suelen estar correlacionadas con cambios en la emisión de rayos X. ^{[ 26 ]}

Los agujeros coronales son regiones unipolares que se ven oscuras en rayos X debido a que no emiten mucha radiación. ^{[ 27 ]} Son zonas extensas del Sol donde el campo magnético es unipolar y se abre hacia el espacio interplanetario. El viento solar de alta velocidad se origina principalmente en estas regiones.

En las imágenes ultravioleta de los agujeros coronales, a menudo se observan pequeñas estructuras, similares a burbujas alargadas, suspendidas en el viento solar. Estas son las plumas coronales. Más precisamente, son largas y delgadas corrientes que se proyectan hacia afuera desde los polos norte y sur del Sol. ^{[ 28 ]}

Las regiones solares que no forman parte de las regiones activas ni de los agujeros coronales se conocen comúnmente como el Sol tranquilo.

La región ecuatorial tiene una velocidad de rotación mayor que las zonas polares. Como resultado de la rotación diferencial del Sol, las regiones activas siempre aparecen en dos bandas paralelas al ecuador y su extensión aumenta durante los períodos de máximo del ciclo solar, mientras que prácticamente desaparecen durante cada mínimo. Por lo tanto, el Sol tranquilo siempre coincide con la zona ecuatorial y su superficie es menos activa durante el máximo del ciclo solar. Al acercarse al mínimo del ciclo solar (también llamado ciclo mariposa), la extensión del Sol tranquilo aumenta hasta cubrir toda la superficie del disco, excepto algunos puntos brillantes en el hemisferio y los polos, donde se encuentran los agujeros coronales.

La superficie de Alfvén es el límite que separa la corona del viento solar, definido como el punto donde la velocidad de Alfvén del plasma coronal y la velocidad del viento solar a gran escala son iguales. ^{[ 29 ] [ 30 ]}

Los investigadores no estaban seguros de la ubicación exacta de la superficie crítica de Alfvén del Sol. Basándose en imágenes remotas de la corona, las estimaciones la situaban entre 10 y 20 radios solares de la superficie solar. El 28 de abril de 2021, durante su octavo sobrevuelo del Sol, la sonda solar Parker de la NASA encontró las condiciones magnéticas y de partículas específicas a 18,8 radios solares que indicaban que había penetrado la superficie de Alfvén. ^{[ 31 ]}

Las erupciones solares se producen en regiones activas y se caracterizan por un aumento repentino del flujo radiativo emitido desde pequeñas regiones de la corona. Son fenómenos muy complejos, visibles en diferentes longitudes de onda; involucran varias zonas de la atmósfera solar y numerosos efectos físicos, térmicos y no térmicos, y a veces amplias reconexiones de las líneas del campo magnético con expulsión de material.

Las erupciones solares son fenómenos impulsivos, con una duración media de 15 minutos, y los eventos más energéticos pueden durar varias horas. Las erupciones producen un aumento elevado y rápido de la densidad y la temperatura.

Rara vez se observa una emisión en luz blanca: por lo general, los destellos solo se ven en longitudes de onda ultravioleta extremas y en rayos X, típicas de la emisión cromosférica y coronal.

En la corona, la morfología de las llamaradas se describe mediante observaciones en el UV, rayos X blandos y duros, y en longitudes de onda Hα, y es muy compleja. Sin embargo, se pueden distinguir dos tipos de estructuras básicas: ^{[ 32 ]}

• Erupciones compactas , en las que cada uno de los dos arcos donde ocurre el evento mantiene su morfología: solo se observa un aumento de la emisión sin variaciones estructurales significativas. La energía emitida es del orden de ^10²²  a ^10²³ J.
• Llamaradas de larga duración , asociadas con erupciones de prominencias, transitorios en luz blanca y llamaradas de dos cintas : ^{[ 33 ]} en este caso los bucles magnéticos cambian su configuración durante el evento. Las energías emitidas durante estas llamaradas son de tal magnitud que pueden alcanzar 10 ²⁵ J.

En cuanto a la dinámica temporal, generalmente se distinguen tres fases diferentes, cuya duración no es comparable. La duración de esos periodos depende del rango de longitudes de onda utilizadas para observar el evento:

• Tras una fase inicial impulsiva , cuya duración es del orden de minutos, a menudo se observan fuertes emisiones de energía incluso en las microondas, las longitudes de onda EUV y las frecuencias de rayos X duros.
• Una fase máxima
• Una fase de desintegración , que puede durar varias horas.

En ocasiones, también se puede observar una fase previa a la erupción, generalmente denominada fase "pre-eruptiva".

A menudo, las grandes erupciones solares y prominencias van acompañadas de eyecciones de masa coronal (CME). Estas son enormes emisiones de material coronal y campo magnético que se desplazan hacia afuera desde el Sol a una velocidad de hasta 3000  km/s, ^{[ 34 ]} conteniendo aproximadamente 10 veces la energía de la erupción solar o prominencia que las acompaña. Algunas CME de mayor tamaño pueden impulsar cientos de millones de toneladas de material al espacio interplanetario a velocidades de entre 600 000 y 2 000 000 millas por hora (970 000 y 3 220 000 km/h) . ^{[ 35 ]} 

En la corona, la conducción térmica se produce desde la atmósfera externa, más caliente, hacia las capas internas, más frías. Los responsables de la difusión del calor son los electrones, que son mucho más ligeros que los iones y se mueven a mayor velocidad.

Cuando existe un campo magnético, la conductividad térmica del plasma aumenta en la dirección paralela a las líneas de campo en lugar de en la perpendicular. ^{[ 36 ]} Una partícula cargada que se mueve perpendicularmente a las líneas de campo magnético está sujeta a la fuerza de Lorentz , que es normal al plano definido por la velocidad y el campo magnético. Esta fuerza desvía la trayectoria de la partícula. En general, dado que las partículas también tienen una componente de velocidad paralela a las líneas de campo magnético, la fuerza de Lorentz las obliga a desviarse y moverse en espirales alrededor de las líneas de campo a la frecuencia ciclotrónica .

Si las colisiones entre las partículas son muy frecuentes, estas se dispersan en todas direcciones. Esto ocurre en la fotosfera, donde el plasma transporta el campo magnético en su movimiento. En la corona, por el contrario, el recorrido libre medio de los electrones es del orden de kilómetros o incluso más, por lo que cada electrón puede describir un movimiento helicoidal durante mucho tiempo antes de dispersarse tras una colisión. Por lo tanto, la transferencia de calor se ve potenciada a lo largo de las líneas del campo magnético e inhibida en la dirección perpendicular.

En la dirección longitudinal al campo magnético, la conductividad térmica de la corona es ^{[ 36 ].}$${\displaystyle k=20\left({\frac {2}{\pi }}\right)^{3/2}{\frac {\left(k_{\text{B}}T\right)^{5/2}k_{\text{B}}}{m_{e}^{1/2}e^{4}\ln \Lambda }}\approx {\frac {T^{5/2}}{\ln \Lambda }}\times 1.8\times 10^{-10}~\mathrm {Wm^{-1}K^{-1}} }$$ dónde${\displaystyle k_{\text{B}}}$es la constante de Boltzmann ,${\displaystyle T}$es la temperatura en kelvin,${\displaystyle m_{e}}$es la masa del electrón,${\displaystyle e}$es la carga eléctrica del electrón, $${\displaystyle \ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)}$$ es el logaritmo de Coulomb, y $${\displaystyle \lambda _{D}={\sqrt {\frac {k_{\text{B}}T}{4\pi ne^{2}}}}}$$ es la longitud de Debye del plasma con densidad de partículas ${\displaystyle n}$El logaritmo de Coulomb${\displaystyle \ln \Lambda }$es aproximadamente 20 en la corona, con una temperatura media de 1 MK y una densidad de 10 ¹⁵ partículas/m ³ , y alrededor de 10 en la cromosfera, donde la temperatura es aproximadamente 10kK y la densidad de partículas es del orden de 10 ¹⁸ partículas/m ³ , y en la práctica se puede suponer constante.

Por tanto, si indicamos con${\displaystyle q}$el calor para una unidad de volumen, expresado en J m ⁻³ , la ecuación de Fourier de transferencia de calor, que se calculará solo a lo largo de la dirección${\displaystyle x}$de la línea de campo, se convierte $${\displaystyle {\frac {\partial q}{\partial t}}=0.9\times 10^{-11}~{\frac {\partial ^{2}T^{7/2}}{\partial x^{2}}}.}$$

Los cálculos numéricos han demostrado que la conductividad térmica de la corona es comparable a la del cobre.

La sismología coronal es un método para estudiar el plasma de la corona solar mediante ondas magnetohidrodinámicas (MHD). La MHD estudia la dinámica de fluidos conductores de electricidad ; en este caso, el fluido es el plasma coronal. Desde un punto de vista filosófico, la sismología coronal es similar a la sismología terrestre , la heliosismología solar y la espectroscopia MHD de dispositivos de plasma de laboratorio. En todos estos enfoques, se utilizan ondas de diversos tipos para analizar un medio. El potencial de la sismología coronal para la estimación del campo magnético coronal, la altura de escala de densidad , la microestructura y el calentamiento ha sido demostrado por diferentes grupos de investigación.

La teoría del calentamiento por ondas, propuesta en 1949 por Evry Schatzman , plantea que las ondas transportan energía desde el interior solar hasta la cromosfera y la corona solares. El Sol está compuesto de plasma en lugar de gas ordinario, por lo que soporta varios tipos de ondas análogas a las ondas sonoras en el aire. Los tipos de ondas más importantes son las ondas magnetoacústicas y las ondas de Alfvén . ^{[ 44 ]} Las ondas magnetoacústicas son ondas sonoras modificadas por la presencia de un campo magnético, y las ondas de Alfvén son similares a las ondas de radio de frecuencia ultrabaja modificadas por la interacción con la materia en el plasma. Ambos tipos de ondas pueden ser lanzados por la turbulencia de la granulación y la supergranulación en la fotosfera solar, y ambos tipos de ondas pueden transportar energía a cierta distancia a través de la atmósfera solar antes de convertirse en ondas de choque que disipan su energía en forma de calor.

Un problema del calentamiento por ondas es la distribución del calor al lugar adecuado. Las ondas magnetoacústicas no pueden transportar suficiente energía hacia arriba a través de la cromosfera hasta la corona, debido tanto a la baja presión presente en la cromosfera como a su tendencia a reflejarse de vuelta a la fotosfera. Las ondas de Alfvén pueden transportar suficiente energía, pero no la disipan con la suficiente rapidez una vez que entran en la corona. Las ondas en los plasmas son notoriamente difíciles de comprender y describir analíticamente, pero las simulaciones por ordenador, realizadas por Thomas Bogdan y sus colegas en 2003, parecen demostrar que las ondas de Alfvén pueden transformarse en otros modos de onda en la base de la corona, proporcionando una vía que puede transportar grandes cantidades de energía desde la fotosfera a través de la cromosfera y la región de transición, y finalmente hasta la corona, donde se disipa en forma de calor.

Otro problema con el calentamiento por ondas ha sido la completa ausencia, hasta finales de la década de 1990, de cualquier evidencia directa de ondas que se propaguen a través de la corona solar. La primera observación directa de ondas que se propagan hacia y a través de la corona solar se realizó en 1997 con el observatorio solar espacial Solar and Heliospheric Observatory , la primera plataforma capaz de observar el Sol en el ultravioleta extremo (EUV) durante largos períodos de tiempo con fotometría estable . Estas eran ondas magnetoacústicas con una frecuencia de aproximadamente 1 milhercio (mHz, correspondiente a un período de onda de 1000 segundos ) , que transportan solo alrededor del 10% de la energía necesaria para calentar la corona. Existen muchas observaciones de fenómenos de ondas localizadas, como las ondas de Alfvén lanzadas por erupciones solares, pero esos eventos son transitorios y no pueden explicar el calor coronal uniforme.

Aún se desconoce con exactitud cuánta energía de las ondas está disponible para calentar la corona. Los resultados publicados en 2004, utilizando datos de la nave espacial TRACE , parecen indicar la presencia de ondas en la atmósfera solar con frecuencias de hasta 100 mHz (periodo de 10 segundos). Las mediciones de la temperatura de diferentes iones en el viento solar, realizadas con el instrumento UVCS a bordo de SOHO, proporcionan una sólida evidencia indirecta de la existencia de ondas con frecuencias de hasta 200 Hz , dentro del rango de audición humana. Estas ondas son muy difíciles de detectar en circunstancias normales, pero la evidencia recopilada durante eclipses solares por equipos del Williams College sugiere la presencia de dichas ondas en el rango de 1 a 10 Hz .

Recientemente, se han encontrado movimientos de Alfvén en la atmósfera solar inferior ^{[ 45 ] [ 46 ]} y también en el Sol tranquilo, en agujeros coronales y en regiones activas utilizando observaciones con AIA a bordo del Observatorio de Dinámica Solar . ^{[ 47 ]} Estas oscilaciones de Alfvén tienen una potencia significativa y parecen estar conectadas con las oscilaciones de Alfvén cromosféricas reportadas previamente con la nave espacial Hinode . ^{[ 48 ]}

Las observaciones del viento solar realizadas con la nave espacial Wind han mostrado recientemente evidencia que respalda las teorías de la disipación de Alfvén-ciclotrón, que conduce al calentamiento local de iones. ^{[ 49 ]}

La teoría de la reconexión magnética se basa en el campo magnético solar para inducir corrientes eléctricas en la corona solar. ^{[ 50 ]} Estas corrientes colapsan repentinamente, liberando energía en forma de calor y energía ondulatoria en la corona. Este proceso se denomina "reconexión" debido a la peculiar forma en que se comportan los campos magnéticos en el plasma (o en cualquier fluido conductor de electricidad, como el mercurio o el agua de mar ). En un plasma, las líneas de campo magnético normalmente están ligadas a partículas individuales de materia, de modo que la topología del campo magnético permanece invariable: si un polo magnético norte y un polo magnético sur están conectados por una sola línea de campo, incluso si el plasma se agita o si los imanes se mueven, esa línea de campo seguirá conectando dichos polos. La conexión se mantiene mediante corrientes eléctricas inducidas en el plasma. Bajo ciertas condiciones, las corrientes eléctricas pueden colapsar, permitiendo que el campo magnético se "reconecte" con otros polos magnéticos y libere calor y energía ondulatoria en el proceso.

Se postula que la reconexión magnética es el mecanismo detrás de las erupciones solares, las mayores explosiones del Sistema Solar. Además, la superficie del Sol está cubierta por millones de pequeñas regiones magnetizadas de entre 50 y 1000 km de diámetro. Estos pequeños polos magnéticos son agitados y perturbados por la constante granulación. El campo magnético en la corona solar debe experimentar una reconexión casi constante para igualar el movimiento de esta "alfombra magnética", por lo que la energía liberada por la reconexión es una candidata natural para el calor coronal, quizás como una serie de "microerupciones" que individualmente proporcionan muy poca energía, pero que en conjunto explican la energía necesaria.

La idea de que las nanoflares podrían calentar la corona fue propuesta por Eugene Parker en la década de 1980, pero sigue siendo controvertida. En particular, los telescopios ultravioleta como TRACE y SOHO /EIT pueden observar microflares individuales como pequeños brillos en luz ultravioleta extrema, ^{[ 51 ]} pero parece haber muy pocos de estos pequeños eventos para explicar la energía liberada en la corona. La energía adicional no explicada podría ser compensada por energía de onda, o por una reconexión magnética gradual que libera energía de manera más suave que las microflares y, por lo tanto, no se ve bien en los datos de TRACE. Variaciones de la hipótesis de las microflares utilizan otros mecanismos para tensar el campo magnético o para liberar la energía, y son objeto de investigación activa en 2005.

Durante décadas, los investigadores creyeron que las espículas podían enviar calor a la corona. Sin embargo, tras investigaciones observacionales realizadas en la década de 1980, se descubrió que el plasma de las espículas no alcanzaba las temperaturas coronales, por lo que la teoría fue descartada.

Según estudios realizados en 2010 en el Centro Nacional de Investigación Atmosférica en Colorado , en colaboración con el Laboratorio de Astrofísica Solar de Lockheed Martin (LMSAL) y el Instituto de Astrofísica Teórica de la Universidad de Oslo , una nueva clase de espículas (TIPO II) descubiertas en 2007, que viajan más rápido (hasta 100  km/s) y tienen vidas útiles más cortas, pueden explicar el problema. ^{[ 52 ]} Estos chorros insertan plasma calentado en la atmósfera exterior del Sol.

Para poner a prueba esta hipótesis, se utilizaron el conjunto de imágenes atmosféricas del Observatorio de Dinámica Solar de la NASA y el paquete de plano focal del Telescopio Óptico Solar de la NASA, a bordo del satélite japonés Hinode. La alta resolución espacial y temporal de los instrumentos más recientes revela este aporte de masa coronal.

Según un análisis realizado en 2011 por de Pontieu y sus colegas, estas observaciones revelan una conexión uno a uno entre el plasma que se calienta a millones de grados y las espículas que insertan este plasma en la corona. ^{[ 53 ]}