Diferencia entre revisiones de «Corona solar»
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La luz de la corona proviene de tres fuentes primarias, del mismo volumen de espacio. El K-corona (K para kontinuierlich, "continuo" en alemán) es creado por la luz solar que dispersa electrones libres; El [[ensanchamiento Doppler]] de las líneas de absorción fotosféricas reflejadas las extiende tan ampliamente que las oscurece completamente, dando la apariencia espectral de un continuo sin líneas de absorción. La F-corona (F para Fraunhofer) es creada por la luz solar rebotando 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 cruda; la corona F se extiende a ángulos de alargamiento muy altos desde el Sol, donde se llama la luz zodiacal. La E-corona (E para emisión) se debe a líneas de emisión espectral producidas por iones presentes en el plasma coronal; se puede observar en [[Línea espectral|líneas de emisión espectral]] amplia o [[Línea prohibida|prohibida]] o caliente y es la fuente principal de información sobre la composición de la corona.
== Características físicas ==
La corona del sol es mucho más caliente (por un factor de 150 a 450) que la superficie visible del Sol: la temperatura media de la fotosfera es 5800 kelvin en comparación con la corona de uno a tres millones de kelvin. La corona es 10-12 veces tan densa como la fotosfera, y por lo tanto produce cerca de un millonésimo de luz visible. La corona está separada de la fotosfera por la cromosfera relativamente poco profunda. El mecanismo exacto por el cual se calienta la corona es todavía el tema de algún debate, pero las posibles posibilidades incluyen la inducción por el campo magnético del Sol y las ondas magnetohidrodinámicas desde abajo. Los bordes exteriores de la corona del Sol están constantemente siendo transportados lejos debido al flujo magnético abierto y por lo tanto generando el viento solar.
La corona no siempre está uniformemente distribuida a través de la superficie del Sol. Durante períodos de silencio, la corona está más o menos confinada a las regiones ecuatoriales, con orificios coronales que cubren las regiones polares. Sin embargo, durante los períodos activos del Sol, la corona se distribuye uniformemente sobre las regiones ecuatoriales y polares, aunque es más prominente en áreas con actividad de manchas solares. El ciclo solar dura aproximadamente 11 años, desde el mínimo solar hasta el mínimo siguiente. Puesto 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 la mancha solar será más pronunciada en el máximo solar donde el campo magnético es más torcido. Asociados con las manchas solares son los lazos coronales, bucles de flujo magnético, surgiendo desde el interior solar. El flujo magnético empuja la fotosfera más caliente a un lado, exponiendo el plasma más frío por debajo, creando así las manchas solares relativamente oscuras.
Dado que la corona ha sido fotografiada a alta resolución en el rango de [[rayos]] X del espectro por el satélite [[Skylab]] en 1973 y posteriormente por [[Yohkoh]] y los otros instrumentos espaciales siguientes, se ha visto que la estructura de la corona es bastante variada y compleja: diferentes zonas han sido inmediatamente clasificadas en el disco coronal. Los astrónomos suelen distinguir varias regiones, como se describe a continuación.
== La observación de la corona ==
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