Diferencia entre revisiones de «Corona solar»

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Los lazos coronales son muy importantes para nuestra comprensión del problema actual de calentamiento coronal. Los bucles coronales son fuentes de plasma altamente radiales y por lo tanto son fáciles de observar con instrumentos como [[Transition Region and Coronal Explorer|TRACE]]. Una explicación del problema de calentamiento coronal permanece como estas estructuras se observan a distancia, donde muchas ambigüedades están presentes (es decir, las contribuciones de radiación a lo largo de la [[línea de mira]]). Se requieren mediciones in situ antes de que se pueda obtener una respuesta definitiva, pero debido a las altas temperaturas plasmáticas en la corona, las mediciones in situ son, en la actualidad, imposibles. La próxima misión de la [[NASA]] [[Solar Probe Plus]] se acercará al Sol muy de cerca permitiendo observaciones más directas.
 
===Estructuras a gran escala===
Las '''estructuras a gran escala''' son arcos muy largos que pueden cubrir más de un cuarto del disco solar pero que contienen plasma menos denso que en los bucles coronales de las regiones activas.
 
Fueron detectados por primera vez en la observación de la llamarada del 8 de junio de 1968 durante un vuelo con cohete.
 
La estructura a gran escala de la corona cambia durante el ciclo solar de 11 años y se hace particularmente simple durante el período mínimo, cuando el campo magnético del Sol es casi similar a una configuración dipolar (más un componente cuadrupolar).
 
===Interconexiones de regiones activas===
Las '''interconexiones de las regiones activas''' son arcos que conectan zonas de campo magnético opuesto, de diferentes regiones activas. Las variaciones significativas de estas estructuras se ven a menudo después de una llamarada.
 
Algunas otras características de este tipo son banderas de casco - grandes estructuras coronales con forma de tapa con picos largos y puntiagudos que generalmente se superponen a las manchas solares y a las regiones activas. Las corrientes coronales se consideran fuentes del viento solar lento.
 
===Cavidades del filamento===
 
[[Archivo:Crackling with Solar Flares.jpg|thumb|left|Imagen tomada por el [[Solar Dynamics Observatory]] el 16 de octubre de 2010. Una cavidad de filamento muy larga es visible a través del hemisferio sur del Sol.]]
Las cavidades de filamento son zonas que parecen oscuras en los rayos X y están por encima de las regiones donde se observan filamentos de Hα en la cromosfera. Se observaron por primera vez en los dos vuelos de cohetes de 1970, que también detectaron agujeros coronales.
 
Las '''cavidades de filamento''' son nubes más frías de gases (plasma) suspendidas por encima de la superficie del Sol por fuerzas magnéticas. Las regiones de intenso campo magnético parecen oscuras en las imágenes porque están vacías de plasma caliente. De hecho, la suma de la presión magnética y de la presión del plasma debe ser constante en todas partes de la heliosfera para tener una configuración de equilibrio: donde el campo magnético es más alto, el plasma debe ser más frío o menos denso. La presión de plasma <math> p</math> puede calcularse mediante la ecuación de estado de un gas perfecto <math> p = nK_ {B} T</math>, donde <math> n </math> es el número de partícula densidad, <math>K_{B}</math> la [[constante de Boltzmann]] y <math> T</math> 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 aparentemente oscuras en la fotosfera.
 
== La observación de la corona ==
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