A coroa solar, vista durante unha eclipse.
A **coroa solar** é un aura de plasma que rodea o Sol e outras estrelas. A coroa solar esténdese millóns de quilómetros no espazo e pode verse desde a Terra durante os eclipses solares e tamén mediante coronógrafos.

Mediante espectroscopía pode verse que a coroa está fortemente ionizada e que a temperatura do plasma supera o millón de Kelvins, moito máis quente que a superficie do Sol.

A luz da coroa ven de tres fontes primarias e desde o mesmo volume do espazo:

* A coroa-K (K por *kontinuierlich*, "continuo" en alemá) é creada pola luz solar dispersada polos electróns libres.
* A coroa-F (por *Fraunhofer*) é creada pola luz solar dispersada polo po interplanetario.
* A coroa-E (E por "emisión") ten a súa orixe nas liñas de emisión producias polos ións presentes no plasma coroal.

Historia
--------

A coroa debuxada por Ferrer durante a eclipse solar do 16 de xuño de 1806 en Kinderhook, Nova York.
En 1724 o astrónomo francoitaliano Giacomo F. Maraldi recoñeceu que o aura visible durante as eclipses solares pertence ao Sol e non á Lúa. En 1809 o astrónomo español José Joaquín de Ferrer acuñou o termo "coroa". Basándose nas súas observacións da 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 descoñecido na Terra, o helio. O astrónomo francés Jules Jenssen observou que o tamaño e forma da coroa cambia co [[ciclo  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 fulguracións solares que ocorren na superficie solar.

Características físicas
-----------------------

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 veces menos 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 quecemento 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.

Configuración do fluxo solar magnético durante o ciclo solar.
A coroa non sempre se distribúe de manera homoxénea sobre a superficie solar. Durante os períodos de calma solar está confinada maiormente ás rexións ecuatoriais, con buratos coroais nas rexións polares, pero durante os períodos activos a coroa si está distribuída homoxeneamente, aínda que é máis prominente en rexións con manchas solares, ás que tamén están asociados os bucles coroais.

As observacións modernas distinguen varias rexións na coroa.

### Rexións activas

As rexións activas son estruturas en bucle que conectan puntos de polaridade magnética oposta na fotosfera, producindo bucles coroais. Distribúense xeralmente en dúas zonas de actividade, paralelas ao ecuador solar. A súa temperatura media está entre 2 e 4 millóns de K, con densidades entre 109 e 1010 partículas por cm3.

Nas rexións activas prodúcense fenómenos relacionados directamente co campo magnético e que teñen lugar a diferentes alturas: as manchas solares e as fáculas ocorren na fotosfera, as espículas, os filamentos H-alfa e as praias pasan na cromosfera, as prominencias na cromosfera e na rexión de transición e as fulguracións e as execcións de masa coroal na coroa e na cromosfera. Se as fulguracións son moi violentas poden perturbar tamén a fotosfera e xerar unha onda Moreton. Pola contra, as prominencias de baixa intensidade son estruturas grandes, frías e densas que se observan como zonas serpenteantes en lonxitudes de onda do hidróxeno alfa.

### Bucles coroais

Os bucles coroais son as estruturas básicas da coroa solar magnética. Son bucles de fluxo magnético pechado recheos de plasma solar quente. Dada a súa actividade a miúdo son precursores das fulguracións e das execcións de masa coroal.

O plasma solar que alimenta estas estruturas quéncese desde menos de 6000 K a máis dun millón de K desde a fotosfera ata a coroa. Con frecuencia o plasma enche estes bucles desde un punto e vértese por outro, chamados "pes".

Cando o plasma flúe desde os pés cara a parte superior do bucle, como ocorre sempre durante a fase inicial dunha fulguración compacta, chámaselle "evaporación cromosférica". Cando o plasma se arrefría rapidamente e cae cara a fotosfera se lle chama "condensación cromosférica". Pode haber tamén un fluxo simétrico desde ambos pés, producindo unha acumulación de masa no bucle.

Os bucles teñen tempos de vida de entre segundos (no caso das fulguracións) e días. Cando hai un equilibrio entre as fontes e sumideiros do bucle, este pode durar máis tempo, coñecéndose como bucles coroais quiescentes ou en estado estacionario.

Arcos coroais conectando rexións de polaridade magnética oposta (A) e o campo magnético unipolar no burato coroal (B).
### Estruturas a grande escala

As estruturas a grande 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.

### Interconexión de rexións activas

A interconexión de rexións activas son arcos que conectan zonas de campo magnético oposto de diferentes rexións activas.

### Cavidades de filamento

Son zonas que aparecen escuras en raios X e están por enriba das rexións onde se observan filamentos H-alfa na cromosfera. Foron observadas por primeira vez en 1970 durante dous voos de foguetes para detectar buratos coroais.

As cavidades de filamento son nubes de plasma máis frío suspendidas sobre a superficie solar por forzas magnéticas. As rexións de campo magnético intenso aparecen máis escuras nas imaxes debido a que están baleiras de plasma quente.

### Puntos brilantes

Son pequenas rexións activas atopadas no disco solar. O 8 de abril de 1969 descubríronse puntos brilantes en raios X durante o voo dun foguete para observar o Sol.

A fracción de superficie solar cuberta por puntos brilantes varía en función do ciclo solar. Están asociados a rexións bipolares do campo magnético. A súa temperatura media vai de 1,1 millón de K a 3,4 millóns de K, e con frecuencia as variacións de temperatura están asociadas a cambios na emisión de raios X.

### Buratos coroais

Os buratos coroais consisten nas zonas polares con aparencia máis escura en raios X debido a que non emiten moita radiación. Son amplas zonas do Sol onde o campo magnético é unipolar e se abre cara ao espazo interplanetario. O vento solar de alta velocidade xorde na súa maior parte destes buratos.

Nas imaxes no ultravioleta dos buratos coroais pódense ver ás veces pequenas estruturas parecidas a burbullas alongadas suspendidas no vento solar. Son as denominadas "plumas", e consisten en fluxos delgados proxectados cara a fóra desde os polos norte e sur do Sol.

### O Sol quedo

As rexións solars que non son parte das rexións activas e dos buratos coroais denomínanse **Sol quedo**.

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

Filamento durante unha fulguración vista no ultravioleta polo satélite TRACE.
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 ás 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:

* **Fulguracións compactas**: cando cada un dos dous arcos onde se produce o suceso mantén a súa morfoloxía, observándose un incremento da emisión sen cambios significativos na estrutura. A enerxía emitida é da orde de 1022-1023 J.
* **Fulguracións de longa duración**: están asociadas a erupcións con prominencias, transitorios en luz branca e fulguracións de *dúas tiras*. Neste caso o bucle magnético cambia a súa configuración durante o evento. Son tan enerxéticas como para chegar aos 1025 J.

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.

Ás veces pode observarse tamén unha fase precedente á fulguración, denominada normalmente "prefulguración".

### Transitorios

Ás veces, xunto ás fulguracións e ás prominencias solares, aparece "transitorios coroais", chamados tamén "execcións de masa coroal". Trátase de enormes bucles de materia coroal que viaxa cara a fóra do Sol a máis dun millón de quilómetros por hora e que conteñen ata dez veces a enerxía das fulguracións ou prominencias que as acompañan. Algunhas execcións poden expulsar centos de millóns de toneladas de material cara ao espazo a máis de 1,5 millóns de km/hora.

Notas
-----

1. ↑  Aschwanden, M. J. (2004). *Physics of the Solar Corona. An Introduction*. Praxis Publishing. ISBN 978-3-540-22321-4.
2. ↑  "Las preguntas que Solar Orbiter debe responder". *www.esa.int* (en inglés). Consultado o 2020-09-15.
3. ↑  Corfield, Richard (2007). *Lives of the Planets*. Basic Books. ISBN 978-0-465-01403-3.
4. ↑  de Ferrer, José Joaquín (1809). "Observations of the eclipse of the sun June 16th 1806 made at Kinderhook in the State of New York". *Transactions of the American Philosophical Society* **6**: 264. JSTOR 1004801. doi:10.2307/1004801.
5. ↑  Espenak, Fred. "Chronology of Discoveries about the Sun". *Mr. Eclipse*.
6. 1 2  Gibson, E. G. (1973). *The Quiet Sun*. National Aeronautics and Space Administration, Washington, D.C.
7. ↑  Katsukawa, Yukio; Tsuneta, Saku (2005). "Magnetic Properties at Footpoints of Hot and Cool Loops". *The Astrophysical Journal* **621** (1): 498–511. Bibcode:2005ApJ...621..498K. doi:10.1086/427488.
8. 1 2 3  Giacconi, Riccardo (1992). J. F. Linsky and S.Serio, ed. *G.S. Vaiana memorial lecture in* Proceedinds of Physics of Solar and Stellar Coronae: G.S. Vaiana Memorial Symposium. Kluwer Academic Publishers-Printed in the Netherlands. pp. 3–19. ISBN 978-0-7923-2346-4.
9. ↑  Ito, Hiroaki; Tsuneta, Saku; Shiota, Daikou; Tokumaru, Munetoshi; Fujiki, Ken'Ichi (2010). "Is the Polar Region Different from the Quiet Region of the Sun?". *The Astrophysical Journal* **719** (1): 131–142. Bibcode:2010ApJ...719..131I. arXiv:1005.3667. doi:10.1088/0004-637X/719/1/131.
10. ↑  Del Zanna, G.; Bromage, B. J. I.; Mason, H. E. (2003). "Spectroscopic characteristics of polar plumes". *Astronomy & Astrophysics* **398** (2): 743–761. Bibcode:2003A&A...398..743D. doi:10.1051/0004-6361:20021628.
11. ↑  Pallavicini, R.; Serio, S.; Vaiana, G. S. (1977). "A survey of soft X-ray limb flare images – The relation between their structure in the corona and other physical parameters". *The Astrophysical Journal* **216**: 108. Bibcode:1977ApJ...216..108P. doi:10.1086/155452.
12. ↑  Golub, L.; Herant, M.; Kalata, K.; Lovas, I.; Nystrom, G.; Pardo, F.; Spiller, E.; Wilczynski, J. (1990). "Sub-arcsecond observations of the solar X-ray corona". *Nature* **344** (6269): 842–844. Bibcode:1990Natur.344..842G. doi:10.1038/344842a0.

Véxase tamén
------------

|  |  |
| --- | --- |
|  | Wikimedia Commons ten máis contidos multimedia na categoría:  ***Coroa solar Modificar a ligazón no Wikidata*** |

|  |  |
| --- | --- |
| Control de autoridades | 
* Wd: Q170754
* BNCF: 49476
* BNF: 11979695n
* BRE: 3634305
* EBID: ID
* JSTOR: solar-corona
* LCCN: sh85130465
* MAG: 186072955
* NDL: 00566641
* NKC: ph844502
* PSH: 448
* UAT: 1483

 |