Corona estelar

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Una corona ( pl.: coronas o coronae ) es la capa más externa de la atmósfera de una estrella . Es una región de plasma caliente pero relativamente oscura poblada por estructuras coronales intermitentes conocidas como prominencias o filamentos solares.

La corona del Sol se encuentra por encima de la cromosfera y se extiende millones de kilómetros hacia el espacio exterior. La luz coronal suele estar oscurecida por la radiación difusa del cielo y el resplandor del disco solar, pero se puede ver fácilmente a simple vista durante un eclipse solar total o con un coronógrafo especializado . ^{[1] Las mediciones} espectroscópicas indican una fuerte ionización en la corona y una temperatura del plasma superior a 1 000 000 kelvin , ^[2] mucho más caliente que la superficie del Sol, conocida como fotosfera .

Corona ( del latín "corona") se deriva, a su vez, del griego antiguo κορώνη ( korṓnē )  , "guirnalda, corona".

En 1724, el astrónomo franco-italiano Giacomo F. ​​Maraldi reconoció que el aura visible durante un eclipse solar pertenece al Sol, no a la Luna . ^[3] En 1809, el astrónomo español José Joaquín de Ferrer acuñó el término «corona». ^[4] Basándose en sus propias observaciones del eclipse solar de 1806 en Kinderhook (Nueva York), de Ferrer también propuso que la corona era parte del Sol y no de la Luna. El astrónomo inglés Norman Lockyer identificó el primer elemento desconocido en la Tierra en la cromosfera del Sol, al que se llamó helio (del griego helios «sol»). El astrónomo francés Jules Jenssen señaló, tras comparar sus lecturas entre los eclipses de 1871 y 1878, que el tamaño y la forma de la corona cambia con el ciclo de manchas solares . ^[5] En 1930, Bernard Lyot inventó el "coronógrafo" (ahora "coronógrafo") , que permite ver la corona sin un eclipse total. En 1952, el astrónomo estadounidense Eugene Parker propuso que la corona solar podría ser calentada por una miríada de diminutas "nanollamaradas", brillos en miniatura que se asemejan a las erupciones solares que ocurrirían en toda la superficie del Sol.

La alta temperatura de la corona solar le confiere características espectrales inusuales , lo que llevó a algunos en el siglo XIX a sugerir que contenía un elemento previamente desconocido, el " coronio ". En cambio, estas características espectrales se han explicado desde entonces por el hierro altamente ionizado (Fe-XIV o Fe ¹³⁺ ). Bengt Edlén , siguiendo el trabajo de Walter Grotrian en 1939, identificó por primera vez las líneas espectrales coronales en 1940 (observadas desde 1869) como transiciones desde niveles metaestables bajos de la configuración fundamental de metales altamente ionizados (la línea verde Fe-XIV desde Fe ¹³⁺ a 5 303 Å , pero también la línea roja Fe-X desde Fe ⁹⁺ a 6 374 Å ). ^[2]

La corona solar tiene tres fuentes de luz reconocidas y distintas que ocupan el mismo volumen: la "corona F" (por "Fraunhofer"), la "corona K" (por "Kontinuierlich") y la "corona E" (por "emisión"). ^[6]

La "corona F" recibe su nombre del espectro Fraunhofer de líneas de absorción de la luz solar ordinaria, que se conservan por la reflexión en pequeños objetos materiales. La corona F es tenue cerca del Sol, pero su brillo disminuye gradualmente lejos del Sol, extendiéndose a lo largo del cielo y convirtiéndose en la luz zodiacal . Se sabe que la corona F surge de pequeños granos de polvo que orbitan alrededor del Sol; estos forman una nube tenue que se extiende por gran parte del sistema solar.

La "corona K" recibe su nombre porque su espectro es un continuo, sin características espectrales importantes. Se trata de la luz solar que se dispersa por el efecto Thomson de los electrones libres en el plasma caliente de la atmósfera exterior del Sol. La naturaleza continua del espectro surge del ensanchamiento Doppler de las líneas de absorción de Fraunhofer del Sol en el marco de referencia de los electrones (calientes y, por lo tanto, de rápido movimiento). Aunque la corona K es un fenómeno de los electrones en el plasma, el término se utiliza con frecuencia para describir el plasma en sí (a diferencia del polvo que da lugar a la corona F).

La "corona electrónica" es el componente de la corona con un espectro de líneas de emisión , ya sea dentro o fuera de la banda de longitud de onda de la luz visible. Es un fenómeno del componente iónico del plasma, ya que los iones individuales se excitan por colisión con otros iones o electrones, o por absorción de luz ultravioleta del Sol.

La corona solar es mucho más caliente (entre 150 y 450 veces más caliente que la superficie visible del Sol): la temperatura de la corona es de entre 1 y 3 millones de kelvin en comparación con la temperatura media de la fotosfera , unos 5.800 kelvin . La corona es mucho menos densa que la fotosfera y produce aproximadamente una millonésima parte de la luz visible. La corona está separada de la fotosfera por la cromosfera, relativamente poco profunda . El mecanismo exacto por el que se calienta la corona sigue siendo objeto de cierto debate, pero las posibilidades probables incluyen liberaciones de energía episódicas del campo magnético generalizado y ondas magnetohidrodinámicas desde abajo. Los bordes exteriores de la corona solar son constantemente transportados, creando el flujo magnético "abierto" arrastrado por el viento solar .

La corona no siempre se distribuye uniformemente sobre la superficie del Sol. Durante los períodos de calma, la corona está más o menos confinada a las regiones ecuatoriales , con agujeros coronales cubriendo las regiones polares . Sin embargo, durante los períodos activos del Sol, la corona se distribuye uniformemente sobre las regiones ecuatorial y polar, aunque es más prominente en áreas con actividad de manchas solares . El ciclo solar dura aproximadamente 11 años, desde un mínimo solar hasta el siguiente mínimo. Dado que el campo magnético solar se enrolla continuamente debido a la rotación más rápida de la masa en el ecuador del Sol ( rotación diferencial ), la actividad de las manchas solares es más pronunciada en el máximo solar , donde el campo magnético está más retorcido. Asociados con las manchas solares están los bucles coronales , bucles de flujo magnético , que surgen desde el interior solar. El flujo magnético empuja la fotosfera más caliente a un lado, exponiendo el plasma más frío de abajo, creando así las manchas solares relativamente oscuras.

Las imágenes de rayos X de alta resolución de la corona solar fotografiadas por Skylab en 1973, por Yohkoh en 1991-2001 y por instrumentos espaciales posteriores revelaron que la estructura de la corona es bastante variada y compleja, lo que llevó a los astrónomos a clasificar varias zonas en el disco coronal. ^{[7] [8] [9]} Los astrónomos suelen distinguir varias regiones, ^[10] como se describe a continuación.

Las regiones activas son conjuntos de estructuras en forma de bucle que unen puntos de polaridad magnética opuesta en la fotosfera, los llamados bucles coronales. Generalmente se distribuyen en dos zonas de actividad, que son paralelas al ecuador solar. La temperatura media se sitúa entre dos y cuatro millones de kelvin, mientras que la densidad oscila entre 10 ⁹ y 10 ¹⁰ partículas por centímetro cúbico.

Las regiones activas comprenden todos los fenómenos directamente relacionados con el campo magnético, que se producen a diferentes alturas sobre la superficie del Sol: ^[10] las manchas solares y las fáculas se producen en la fotosfera; las espículas , filamentos Hα y placas en la cromosfera; las prominencias en la cromosfera y la región de transición; y las llamaradas y eyecciones de masa coronal (CME) ocurren en la corona y la cromosfera. 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 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 unos 5 000 – 8 000 K , por lo que suelen considerarse características cromosféricas.

En 2013, las imágenes del High Resolution Coronal Imager revelaron "trenzas magnéticas" de plasma nunca antes vistas dentro de las capas externas de estas regiones activas. ^[11]

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 surgen del cuerpo solar y se llenan de plasma solar caliente. ^[12] Debido a la mayor actividad magnética en estas regiones de bucles coronales, los bucles coronales a menudo pueden ser el precursor de las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal.

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 y hacia la corona. A menudo, el plasma solar llenará estos bucles desde un punto y se drenará hacia otro, llamados puntos de pie ( flujo de sifón debido a una diferencia de presión, ^[13] o flujo asimétrico debido a algún otro impulsor).

Cuando el plasma se eleva desde los puntos de los pies hacia la parte superior del bucle, como siempre ocurre durante la fase inicial de una llamarada compacta, se denomina 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 los pies del bucle, lo que provoca una acumulación de masa en la estructura del bucle. El plasma puede enfriarse rápidamente en esta región (por una inestabilidad térmica), y sus filamentos oscuros pueden verse claramente contra el disco solar o las prominencias del limbo solar .

Los bucles coronales pueden tener una duración 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 de los bucles, los bucles coronales pueden durar largos períodos de tiempo y se conocen como bucles coronales de estado estable o inactivos ( ejemplo ).

Los bucles coronales son muy importantes para nuestra comprensión del problema actual del calentamiento coronal . Los bucles coronales son fuentes de plasma altamente radiantes y, por lo tanto, son fáciles de observar con instrumentos como TRACE . Una explicación del problema del calentamiento coronal permanece, ya que estas estructuras se están observando de forma remota, donde existen muchas ambigüedades (es decir, contribuciones de radiación a lo largo de la propagación de la línea de visión ). Se requieren mediciones in situ antes de que se pueda determinar una respuesta definitiva, pero debido a las altas temperaturas del plasma en la corona, las mediciones in situ son, en la actualidad, imposibles. La próxima misión de la sonda solar Parker de la NASA se acercará mucho al Sol, lo que permitirá observaciones más directas.

Las estructuras a gran escala son arcos muy largos que pueden cubrir más de una cuarta parte del disco solar pero que contienen plasma menos denso que en los bucles coronales de las regiones activas.

Se detectaron por primera vez el 8 de junio de 1968, durante una erupción durante un vuelo de cohete. ^[14]

La estructura a gran escala de la corona cambia a lo largo del ciclo solar de 11 años y se vuelve particularmente simple durante el período mínimo, cuando el campo magnético del Sol es casi similar a una configuración dipolar (más un componente cuadrupolar).

Las interconexiones de las regiones activas son arcos que conectan zonas de campos magnéticos opuestos de diferentes regiones activas. A menudo se observan variaciones significativas de estas estructuras después de una llamarada. ^[15]

Otras características de este tipo son las serpentinas en forma de casco , grandes estructuras coronales con forma de casquete y picos largos y puntiagudos que suelen recubrir manchas solares y regiones activas. Se considera que las serpentinas coronales son fuentes del lento viento solar. ^[15]

Las cavidades de filamentos son zonas que se ven oscuras en los rayos X y se encuentran por encima de las regiones donde se observan filamentos Hα en la cromosfera. Se observaron por primera vez en los dos vuelos de cohetes de 1970 que también detectaron agujeros coronales . ^[14]

Las cavidades de filamentos son nubes de plasma más frías suspendidas sobre la superficie del Sol por fuerzas magnéticas. Las regiones de campo magnético intenso se ven oscuras en las imágenes porque están vacías de plasma caliente. De hecho, la suma de la presión magnética y la presión del plasma debe ser constante en todas partes de la heliosfera para tener una configuración de equilibrio: donde el campo magnético es mayor, el plasma debe ser más frío o menos denso. La presión del plasma se puede calcular mediante la ecuación de estado de un gas perfecto: , donde es la densidad numérica de partículas , la constante de Boltzmann y la temperatura del plasma. 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. El mismo efecto físico hace que las manchas solares parezcan oscuras en la fotosfera. ^{[ cita requerida ]}${\estilo de visualización p}$$estilo de visualización p=nk_{B}T$${\estilo de visualización n}$$estilo de visualización kB$${\estilo de visualización T}$

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 el vuelo de un cohete. ^[14]

La fracción de la superficie solar cubierta por puntos brillantes varía con el ciclo solar. Están asociados a pequeñas regiones bipolares del campo magnético. Su temperatura media oscila entre 1,1 MK y 3,4 MK. Las variaciones de temperatura suelen estar correlacionadas con cambios en la emisión de rayos X. ^[16]

Los agujeros coronales son regiones unipolares que se ven oscuras en los rayos X porque no emiten mucha radiación. ^[17] Se trata de amplias zonas del Sol donde el campo magnético es unipolar y se abre hacia el espacio interplanetario. El viento solar de alta velocidad surge principalmente de estas regiones.

En las imágenes ultravioleta de los agujeros coronales, se ven a menudo algunas estructuras pequeñas, similares a burbujas alargadas, suspendidas en el viento solar. Se trata de las columnas coronales. Más precisamente, son largas y delgadas corrientes que se proyectan hacia afuera desde los polos norte y sur del Sol. ^[18]

Las regiones solares que no forman parte de regiones activas y agujeros coronales se identifican comúnmente como el Sol tranquilo.

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 surgen siempre 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. Por lo tanto, el Sol en reposo 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 de la mariposa), la extensión del Sol en reposo aumenta hasta cubrir toda la superficie del disco excluyendo algunos puntos brillantes en el hemisferio y los polos, donde hay agujeros coronales.

La superficie de Alfvén es el límite que separa la corona del viento solar, definido como el lugar donde la velocidad de Alfvén del plasma coronal y la velocidad del viento solar a gran escala son iguales. ^{[19] [20]}

Los investigadores no estaban seguros de dónde se encontraba exactamente la superficie crítica de Alfvén del Sol. Basándose en imágenes remotas de la corona, las estimaciones la situaban entre 10 y 20 radios solares desde la superficie del Sol. 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. ^[21]

Un retrato tan diversificado como el ya señalado para las características coronales, se ve enfatizado por el análisis de la dinámica de las principales estructuras de la corona, que evolucionan en tiempos diferenciales. Estudiar la variabilidad coronal en su complejidad no es fácil porque los tiempos de evolución de las diferentes estructuras pueden variar considerablemente: desde segundos hasta varios meses. Los tamaños típicos de las regiones donde tienen lugar los eventos coronales varían de la misma manera, como se muestra en la siguiente tabla.

Las erupciones 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 muchos efectos físicos, térmicos y no térmicos, y en ocasiones amplias reconexiones de las líneas de campo magnético con expulsión de material.

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

La emisión de luz blanca sólo se observa en raras ocasiones: normalmente, las llamaradas sólo 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 erupciones se describe mediante observaciones en el ultravioleta, 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: ^[22]

• Llamaradas compactas , cuando cada uno de los dos arcos donde se produce el evento mantiene su morfología: sólo se observa un aumento de la emisión sin variaciones estructurales significativas. La energía emitida es del orden de 10 ²²  – 10 ²³ J.
• Llamaradas de larga duración , asociadas a erupciones de prominencias, transitorios de luz blanca y llamaradas de dos cintas : ^[23] 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, se distinguen generalmente tres fases diferentes, cuya duración no es comparable. La duración de estos períodos depende del rango de longitudes de onda utilizadas para observar el evento:

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

A veces también se puede observar una fase que precede a la llamarada, normalmente denominada fase "pre-llamarada".

A menudo, las grandes erupciones y prominencias solares van acompañadas de eyecciones de masa coronal (EMC). Se trata de enormes emisiones de material coronal y campo magnético que se desplazan hacia el exterior del Sol a velocidades de hasta 3000 km/s ^[24] y que contienen aproximadamente diez veces la energía de la erupciones o prominencias solares que las acompañan. Algunas EMC de mayor tamaño pueden propulsar cientos de millones de toneladas de material al espacio interplanetario a aproximadamente 1,5 millones de kilómetros por hora. ^{[ cita requerida ]}

Las estrellas coronales son omnipresentes entre las estrellas en la mitad fría del diagrama de Hertzsprung-Russell . ^[25] Estas coronas pueden detectarse utilizando telescopios de rayos X. Algunas coronas estelares, particularmente en estrellas jóvenes, son mucho más luminosas que las del Sol. Por ejemplo, FK Comae Berenices es el prototipo de la clase FK Com de estrella variable . Estas son gigantes de tipos espectrales G y K con una rotación inusualmente rápida y signos de actividad extrema. Sus coronas de rayos X están entre las más luminosas ( L _x ≥ 10 ³² erg·s ⁻¹ o 10 ²⁵ W) y las más calientes conocidas con temperaturas dominantes de hasta 40 MK. ^[25]

Las observaciones astronómicas planeadas con el Observatorio Einstein por Giuseppe Vaiana y su grupo ^[26] mostraron que las estrellas F, G, K y M tienen cromosferas y a menudo coronas muy similares al Sol. Las estrellas OB , que no tienen zonas de convección superficial, tienen una fuerte emisión de rayos X. Sin embargo, estas estrellas no tienen coronas, pero las envolturas estelares externas emiten esta radiación durante los choques debido a las inestabilidades térmicas en las manchas de gas que se mueven rápidamente. Además, las estrellas A no tienen zonas de convección, pero no emiten en las longitudes de onda UV y de rayos X. Por lo tanto, parecen no tener ni cromosferas ni coronas.

La materia de la parte exterior de la atmósfera solar se encuentra en estado de plasma , a muy alta temperatura (unos pocos millones de kelvin) y a muy baja densidad (del orden de 10 ¹⁵ partículas/m ³ ). Según la definición de plasma, se trata de un conjunto de partículas casi neutro que presenta un comportamiento colectivo.

La composición es similar a la del interior del Sol, principalmente hidrógeno, pero con una ionización mucho mayor de sus elementos más pesados ​​que la que se encuentra en la fotosfera. Los metales más pesados, como el hierro, están parcialmente ionizados y han perdido la mayoría de los electrones externos. El estado de ionización de un elemento químico depende estrictamente de la temperatura y está regulado por la ecuación de Saha en la atmósfera más baja, pero por el equilibrio colisional en la corona ópticamente delgada. Históricamente, la presencia de las líneas espectrales emitidas desde estados altamente ionizados del hierro permitió la determinación de la alta temperatura del plasma coronal, revelando que la corona es mucho más caliente que las capas internas de la cromosfera.

La corona se comporta como un gas muy caliente pero muy ligero al mismo tiempo: la presión en la corona suele ser de sólo 0,1 a 0,6 Pa en las regiones activas, mientras que en la Tierra la presión atmosférica es de unos 100 kPa, aproximadamente un millón de veces mayor que en la superficie solar. Sin embargo, no es propiamente un gas, porque está formada por partículas cargadas, básicamente protones y electrones, que se mueven a diferentes velocidades. Suponiendo que tengan la misma energía cinética en promedio (para el teorema de equipartición ), los electrones tienen una masa aproximadamente 1.800 veces menor que los protones, por lo que adquieren más velocidad. Los iones metálicos son siempre más lentos. Este hecho tiene consecuencias físicas relevantes, ya sea en los procesos radiativos (que son muy diferentes de los procesos radiativos fotosféricos), o en la conducción térmica. Además, la presencia de cargas eléctricas induce la generación de corrientes eléctricas y campos magnéticos elevados. Las ondas magnetohidrodinámicas (ondas MHD) también pueden propagarse en este plasma, ^[27] aunque todavía no está claro cómo pueden transmitirse o generarse en la corona.

El plasma coronal es ópticamente delgado y, por lo tanto, transparente a la radiación electromagnética que emite y a la que proviene de las capas inferiores. El plasma está muy enrarecido y el recorrido libre medio de los fotones supera con creces todas las demás escalas de longitud, incluidos los tamaños típicos de las características coronales comunes. ^{[ cita requerida ]}

Se ha identificado que la radiación electromagnética de la corona proviene de tres fuentes principales, ubicadas en el mismo volumen del espacio:

• La corona K (K por kontinuierlich , "continuo" en alemán) se crea cuando la luz solar dispersa los electrones libres mediante la acción de Thomson ; el ensanchamiento Doppler de las líneas de absorción fotossféricas reflejadas las extiende tanto que las oscurece por completo, dando la apariencia espectral de un continuo sin líneas de absorción.
• La corona F (F de Fraunhofer ) se crea cuando la luz solar rebota en las partículas de polvo y es observable porque su luz contiene las líneas de absorción de Fraunhofer que se ven en la luz solar pura; la corona F se extiende hasta ángulos de elongación muy altos desde el Sol, donde se la denomina luz zodiacal .
• La E-corona (E por emisión) se debe a las líneas de emisión espectral producidas por iones que están presentes en el plasma coronal; se puede observar en líneas de emisión espectrales anchas, prohibidas o calientes y es la principal fuente de información sobre la composición de la corona. ^[28]

En la corona se produce la conducción térmica desde la atmósfera exterior, más caliente, hacia las capas interiores, más frías. Los responsables del proceso de difusión del calor son los electrones, que son mucho más ligeros que los iones y se mueven más rápido, como se ha explicado anteriormente.

Cuando hay un campo magnético, la conductividad térmica del plasma se vuelve más alta en la dirección que es paralela a las líneas de campo en lugar de en la dirección perpendicular. ^[29] Una partícula cargada que se mueve en la dirección perpendicular a la línea de campo magnético está sujeta a la fuerza de Lorentz que es normal al plano individualizado por la velocidad y el campo magnético. Esta fuerza curva la trayectoria de la partícula. En general, dado que las partículas también tienen un componente de velocidad a lo largo de la línea de campo magnético, la fuerza de Lorentz las obliga a curvarse y moverse a lo largo de espirales alrededor de las líneas de campo a la frecuencia del ciclotrón .

Si las colisiones entre partículas son muy frecuentes, éstas se dispersan en todas direcciones. Esto sucede 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 e incluso más, por lo que cada electrón puede realizar un movimiento helicoidal mucho antes de dispersarse tras una colisión. Por tanto, la transferencia de calor se ve reforzada a lo largo de las líneas del campo magnético y se inhibe en la dirección perpendicular.

En la dirección longitudinal al campo magnético, la conductividad térmica de la corona es ^[29] donde es la constante de Boltzmann , es la temperatura en kelvin, es la masa del electrón, es la carga eléctrica del electrón, es el logaritmo de Coulomb, y es la longitud de Debye del plasma con densidad de partículas . El logaritmo de Coulomb 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.$${\displaystyle k=20\left({\frac {2}{\pi }}\right)^{3/2}{\frac {\left(k_{\text{B}}T\right)^{5/2}k_{\text{B}}}{m_{e}^{1/2}e^{4}\ln \Lambda }}\approx {\frac {T^{5/2}}{\ln \Lambda }}\times 1.8\times 10^{-10}~\mathrm {Wm^{-1}K^{-1}} }$$${\displaystyle k_{\text{B}}}$${\estilo de visualización T}$${\displaystyle m_{e}}$${\estilo de visualización e}$$${\displaystyle \ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)}$$$${\displaystyle \lambda _{D}={\sqrt {\frac {k_{\text{B}}T}{4\pi ne^{2}}}}}$$${\estilo de visualización n}$${\displaystyle \ln \Lambda}$

Por lo tanto, si indicamos con el calor una unidad de volumen, expresada en J m ⁻³ , la ecuación de Fourier de transferencia de calor, que se calcula sólo a lo largo de la dirección de la línea de campo, se convierte en${\estilo de visualización q}$${\estilo de visualización x}$$${\displaystyle {\frac {\parcial q}{\parcial t}}=0,9\times 10^{-11}~{\frac {\parcial ^{2}T^{7/2}}{\parcial 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 de estudio del plasma de la corona solar con el uso de ondas magnetohidrodinámicas (MHD). La MHD estudia la dinámica de los fluidos conductores de electricidad ; en este caso, el fluido es el plasma coronal. Filosóficamente, la sismología coronal es similar a la sismología de la Tierra , la heliosismología del Sol y la espectroscopia MHD de dispositivos de plasma de laboratorio. En todos estos enfoques, se utilizan ondas de varios tipos para sondear un medio. Diferentes grupos de investigación han demostrado el potencial de la sismología coronal en la estimación del campo magnético coronal, la altura de la escala de densidad , la estructura fina y el calentamiento.

El problema del calentamiento coronal en la física solar se relaciona con la cuestión de por qué la temperatura de la corona del Sol es millones de kelvins mayor que los miles de kelvins de la superficie. Se han propuesto varias teorías para explicar este fenómeno, pero aún es difícil determinar cuál es la correcta. ^{[30] El problema surgió por primera vez después de la identificación de líneas espectrales desconocidas} en el espectro solar con átomos de hierro y calcio altamente ionizados. ^{[31] [30]} La comparación de las temperaturas coronal y fotosférico de 6000 K conduce a la pregunta de cómo se puede mantener la temperatura coronal 200 veces más caliente. ^[31] El problema se refiere principalmente a cómo se transporta la energía hacia la corona y luego se convierte en calor dentro de unos pocos radios solares. ^[32]

Las altas temperaturas requieren que la energía sea transportada desde el interior solar a la corona mediante procesos no térmicos, porque la segunda ley de la termodinámica impide que el calor fluya directamente desde la fotosfera solar (superficie), que está a unos 5.800 K , a la corona mucho más caliente, a alrededor de 1 a 3 MK (partes de la corona pueden incluso alcanzar 10 MK ).

Entre la fotosfera y la corona, la delgada región a través de la cual aumenta la temperatura se conoce como la región de transición . Su espesor varía de sólo decenas a cientos de kilómetros. La energía no puede transferirse desde la fotosfera más fría a la corona mediante transferencia de calor convencional, ya que esto violaría la segunda ley de la termodinámica. Una analogía de esto sería una bombilla que eleva la temperatura del aire que la rodea a algo mayor que su superficie de vidrio. Por lo tanto, debe haber alguna otra forma de transferencia de energía involucrada en el calentamiento de la corona.

La cantidad de energía necesaria para calentar la corona solar se puede calcular fácilmente como la diferencia entre las pérdidas radiactivas coronales y el calentamiento por conducción térmica hacia la cromosfera a través de la región de transición. Es de aproximadamente 1 kilovatio por cada metro cuadrado de superficie de la cromosfera solar, o 1/40 000 de la cantidad de energía luminosa que escapa del Sol.

Se han propuesto muchas teorías sobre el calentamiento coronal, ^[33] pero dos teorías siguen siendo las candidatas más probables: el calentamiento por ondas y la reconexión magnética (o nanollamaradas ). ^[34] Durante la mayor parte de los últimos 50 años, ninguna teoría ha podido explicar las temperaturas coronales extremas.

En 2012, imágenes de rayos X suaves de alta resolución (<0,2″) con el generador de imágenes coronal de alta resolución a bordo de un cohete sonda revelaron trenzas muy enrolladas en la corona. Se plantea la hipótesis de que la reconexión y el desenredo de las trenzas pueden actuar como fuentes primarias de calentamiento de la corona solar activa a temperaturas de hasta 4 millones de kelvin. Se supone que la principal fuente de calor en la corona inactiva (alrededor de 1,5 millones de kelvin) se origina en ondas MHD. ^[35]

La sonda solar Parker de la NASA tiene como objetivo acercarse al Sol a una distancia de aproximadamente 9,5 radios solares para investigar el calentamiento de la corona y el origen del viento solar. Se lanzó con éxito el 12 de agosto de 2018 ^[36] y, a partir del otoño de 2022, ha completado las primeras 13 de las más de 20 aproximaciones al Sol planificadas. ^[37]

La teoría del calentamiento por ondas, propuesta en 1949 por Évry Schatzman , propone que las ondas transportan energía desde el interior solar hasta la cromosfera y la corona solares. El Sol está hecho de plasma en lugar de gas ordinario, por lo que admite 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 . ^[38] Las ondas magnetoacústicas son ondas sonoras que han sido modificadas por la presencia de un campo magnético, y las ondas de Alfvén son similares a las ondas de radio de frecuencia ultrabaja que han sido modificadas por la interacción con la materia en el plasma. Ambos tipos de ondas pueden ser lanzadas por la turbulencia de granulación y 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 como calor.

Un problema con el calentamiento por ondas es la entrega del calor al lugar apropiado. Las ondas magnetoacústicas no pueden transportar suficiente energía hacia arriba a través de la cromosfera hasta la corona, tanto por la baja presión presente en la cromosfera como porque tienden a reflejarse de vuelta a la fotosfera. Las ondas Alfvén pueden transportar suficiente energía, pero no la disipan con la suficiente rapidez una vez que entran en la corona. Las ondas en plasmas son notoriamente difíciles de entender y describir analíticamente, pero las simulaciones por computadora, realizadas por Thomas Bogdan y colegas en 2003, parecen mostrar que las ondas Alfvén pueden transmutarse 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 a la corona, donde la disipa en forma de calor.

Otro problema con el calentamiento por ondas ha sido la ausencia total, hasta finales de los años 1990, de cualquier evidencia directa de ondas propagándose a través de la corona solar. La primera observación directa de ondas propagándose 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 . Se trataba de ondas magnetoacústicas con una frecuencia de alrededor de 1 milihertz (mHz, correspondiente a un período de onda de 1 000 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 Alfvén lanzadas por erupciones solares, pero esos eventos son transitorios y no pueden explicar el calor coronal uniforme.

Todavía no se sabe exactamente cuánta energía de las olas está disponible para calentar la corona. Los resultados publicados en 2004 utilizando datos de la nave espacial TRACE parecen indicar que hay ondas en la atmósfera solar a frecuencias tan altas como 100 mHz (periodo de 10 segundos). Las mediciones de la temperatura de diferentes iones en el viento solar con el instrumento UVCS a bordo del SOHO brindan una fuerte evidencia indirecta de que hay ondas a frecuencias tan altas como 200 Hz , muy dentro del rango del oído humano. Estas ondas son muy difíciles de detectar en circunstancias normales, pero la evidencia recopilada durante los eclipses solares por equipos del Williams College sugiere la presencia de tales ondas en el rango de 1 a 10 Hz .

Recientemente, se han encontrado movimientos alfvénicos en la atmósfera solar inferior ^{[39] [40]} y también en el Sol tranquilo, en agujeros coronales y en regiones activas utilizando observaciones con AIA a bordo del Observatorio de Dinámica Solar . ^[41] Estas oscilaciones alfvénicas tienen una potencia significativa y parecen estar conectadas con las oscilaciones alfvénicas cromosféricas informadas previamente con la nave espacial Hinode . ^[42]

Las observaciones del viento solar con la nave espacial Wind han mostrado recientemente evidencia que apoya las teorías de la disipación del ciclotrón Alfvén, que conduce al calentamiento local de iones. ^[43]

La teoría de la reconexión magnética se basa en el campo magnético solar para inducir corrientes eléctricas en la corona solar. ^[44] Las corrientes luego colapsan repentinamente, liberando energía en forma de calor y energía de onda en la corona. Este proceso se llama "reconexión" debido a la forma peculiar en que los campos magnéticos se comportan en el plasma (o 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 piezas individuales de materia, de modo que la topología del campo magnético sigue siendo la misma: si un polo magnético norte y sur en particular están conectados por una sola línea de campo, entonces incluso si el plasma se agita o si los imanes se mueven, esa línea de campo continuará conectando esos polos particulares. La conexión se mantiene por corrientes eléctricas que se inducen en el plasma. Bajo ciertas condiciones, las corrientes eléctricas pueden colapsar, lo que permite que el campo magnético se "reconecte" a otros polos magnéticos y libere calor y energía de onda en el proceso.

Se ha planteado la hipótesis de que la reconexión magnética es el mecanismo que se esconde tras las llamaradas solares, las mayores explosiones del Sistema Solar. Además, la superficie del Sol está cubierta de millones de pequeñas regiones magnetizadas de entre 50 y 1.000 km de diámetro. Estos pequeños polos magnéticos se ven sacudidos y agitados por la granulación constante. El campo magnético de la corona solar debe sufrir una reconexión casi constante para adaptarse al movimiento de esta "alfombra magnética", por lo que la energía liberada por la reconexión es un candidato natural para el calor coronal, tal vez como una serie de "microllamaradas" que individualmente proporcionan muy poca energía pero que juntas representan la energía necesaria.

La idea de que las nanollamaradas podrían calentar la corona fue propuesta por Eugene Parker en la década de 1980, pero aún es controvertida. En particular, los telescopios ultravioleta como TRACE y SOHO /EIT pueden observar microllamaradas individuales como pequeños brillos en luz ultravioleta extrema, ^[45] pero parece haber muy pocos de estos pequeños eventos como para explicar la energía liberada en la corona. La energía adicional no explicada podría estar compuesta por energía de onda o por una reconexión magnética gradual que libera energía de manera más suave que las microllamaradas y, por lo tanto, no aparece bien en los datos de TRACE. Las variaciones sobre la hipótesis de las microllamaradas utilizan otros mecanismos para estresar el campo magnético o para liberar la energía, y son un tema de investigación activa en 2005.

Durante décadas, los investigadores creyeron que las espículas podían enviar calor a la corona. Sin embargo, tras una investigación observacional 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 de Colorado , en colaboración con el Laboratorio Solar y de Astrofísica 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. ^[46] Estos chorros insertan plasma calentado en la atmósfera exterior del Sol.

De este modo, se puede esperar que en el futuro se comprenda mucho mejor la corona y se mejore el conocimiento de la sutil influencia del Sol en la atmósfera superior de la Tierra. El conjunto de imágenes atmosféricas del Observatorio de Dinámica Solar de la NASA, lanzado recientemente, y el paquete de plano focal de la NASA para el Telescopio Óptico Solar en el satélite japonés Hinode, que se utilizaron para probar esta hipótesis, revelan esta fuente de masa coronal gracias a las altas resoluciones espaciales y temporales de los instrumentos más nuevos.

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. ^[47]

Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Corona solar .

• Descripción de la corona solar por parte de la NASA Archivado el 23 de febrero de 2010 en Wayback Machine.
• Problema de calentamiento coronal en Innovation Reports
• Descripción del problema del calentamiento coronal por parte de la NASA/GSFC
• Preguntas frecuentes sobre el calentamiento coronal
• Observatorio Solar y Heliosférico, que incluye imágenes casi en tiempo real de la corona solar
• Imágenes de rayos X coronales del Hinode XRT
• Imagen astronómica del día 26 de julio de 2009: una combinación de treinta y tres fotografías de la corona solar que se procesaron digitalmente para resaltar las características tenues de un eclipse total que ocurrió en marzo de 2006.
• Explicación animada del núcleo del Sol Archivado el 16 de noviembre de 2015 en Wayback Machine. (Universidad de Gales del Sur)
• Las ondas de Alfvén podrían calentar la corona solar
• Vídeo sobre la región de la interfaz solar: Bart de Pontieu (SETI Talks)