agujero coronal

Un agujero coronal es una región de la corona solar que aparece oscura en imágenes de ultravioleta extremo (EUV) y rayos X blandos debido a que su plasma es más frío y menos denso que la corona circundante. ^{[ 1 ]} A pesar de su nombre, un agujero coronal no es un agujero o vacío físico real en la corona solar. La oscuridad revela líneas de campo magnético abiertas que guían el plasma directamente al espacio interplanetario, produciendo el componente rápido del viento solar . Están compuestas de plasma relativamente frío y tenue permeado por campos magnéticos que están abiertos al espacio interplanetario . ^{[ 2 ]} Esto resulta en una disminución de la temperatura y la densidad del plasma en el sitio de un agujero coronal, así como en un aumento de la velocidad en el viento solar promedio medido en el espacio interplanetario.

Los agujeros coronales se identificaron por primera vez de forma inequívoca en imágenes de rayos X blandos de la misión Skylab de 1973 , aunque las fotografías de eclipses ya habían sugerido la existencia de regiones oscuras polares a principios del siglo XX. ^{[ 3 ]} El mapeo rutinario ahora combina generadores de imágenes EUV de disco completo con magnetógrafos sinópticos terrestres para rastrear la evolución de los agujeros y alimentar los pronósticos del clima espacial. ^{[ 4 ]}

Las corrientes rápidas de viento solar que se originan en los agujeros coronales pueden interactuar con corrientes lentas de viento solar para producir regiones de interacción corrotantes (RIC). Estas regiones pueden interactuar con la magnetosfera terrestre y producir tormentas geomagnéticas de intensidad leve a moderada. Durante los mínimos solares , las RIC son la principal causa de las tormentas geomagnéticas.

Las primeras observaciones de agujeros coronales se remontan a los eclipses solares totales ocurridos entre 1901 y 1954, cuando los astrónomos notaron oscurecimientos polares adyacentes a brillantes serpentinas en forma de casco . Estas regiones tenues fueron identificadas posteriormente como áreas magnéticamente abiertas mediante un análisis detallado. ^{[ 6 ]} Las primeras observaciones cuantitativas de agujeros coronales fueron realizadas por Max Waldmeier en 1956 y 1957, quien utilizó imágenes coronográficas de la línea de emisión verde a 5303 Å para identificar estas características. ^{[ 5 ]}

Durante la década de 1960, los agujeros coronales se hicieron visibles en imágenes de rayos X capturadas por cohetes sonda y en observaciones de longitud de onda de radio del radiotelescopio Chris Cross de Sídney . Sin embargo, su naturaleza seguía sin estar clara en aquel momento. La verdadera comprensión de los agujeros coronales surgió en la década de 1970, cuando los telescopios de rayos X a bordo de la misión Skylab operaron por encima de la atmósfera terrestre, revelando una estructura coronal detallada. ^{[ 4 ] [ 7 ]}

La llegada de la cobertura continua de ultravioleta extremo de SOHO /EIT y SDO /AIA permitió la detección automatizada de agujeros coronales y el análisis sistemático de su área, latitud y flujo magnético a lo largo de los ciclos solares 23-25 ​​(1996-2019). ^{[ 8 ]}

Un agujero coronal se refiere a regiones de la corona con baja emisión y flujo magnético predominantemente abierto . Los agujeros coronales polares son estructuras grandes y estables que predominan durante los mínimos de manchas solares y persisten durante meses o años en los polos del Sol, sirviendo como la fuente principal del viento solar rápido ambiental . En contraste, los agujeros de latitudes medias y ecuatoriales emergen y se disipan a lo largo del ciclo solar y son estructuras más pequeñas y transitorias. Un agujero satélite es un agujero coronal de baja latitud que mantiene una conexión magnética con un agujero polar a través de un estrecho corredor de líneas de campo magnético abiertas. ^{[ 9 ]} Esta distinción es importante para la predicción del clima espacial , ya que los agujeros satélite pueden producir corrientes variables de viento solar rápido que barren el plano orbital de la Tierra con mayor frecuencia que el viento polar constante.

Los modelos informáticos que utilizan extrapolaciones de superficie de fuente de campo potencial y simulaciones magnetohidrodinámicas globales demuestran que los campos magnéticos enraizados dentro de los agujeros coronales permanecen abiertos y se extienden radialmente hacia afuera más allá de aproximadamente2,5 R _☉  radios solares . Sin embargo, las mediciones del campo magnético heliosférico a 1 UA indican consistentemente un flujo magnético abierto mayor que el que predicen la mayoría de los modelos, una discrepancia conocida como el problema del flujo abierto. ^{[ 10 ]} Las soluciones propuestas a este problema incluyen una cobertura incompleta de los campos magnéticos polares en las observaciones y estrechos corredores abiertos a lo largo de los límites de los agujeros coronales que permanecen sin resolver en los mapas de campo magnético de baja resolución. ^{[ 1 ]}

Las temperaturas electrónicas en los agujeros coronales polares varían de 0,7 a 1,0 megakelvin (MK) dentro de1,1 R _☉  , significativamente más frío que las temperaturas de aproximadamente 1,4 MK encontradas en las corrientes de casco adyacentes . ^{[ 11 ]} Las densidades de electrones a alturas similares son aproximadamente la mitad de las encontradas en regiones del Sol tranquilo. Las observaciones espectroscópicas ultravioleta revelan líneas de emisión desplazadas hacia el azul en los carriles de la red magnética, lo que indica flujos de plasma nacientes. ^{[ 11 ]} Los análisis de composición química muestran estados de ionización bajos y solo leves aumentos de elementos con bajo potencial de primera ionización, características que reflejan el breve tiempo de residencia coronal del plasma de viento rápido antes de que escape al espacio interplanetario. ^{[ 12 ]}

Formación y ciclo solar

Los agujeros coronales están estrechamente ligados al ciclo solar porque su tamaño, número y ubicación cambian drásticamente a medida que el campo magnético del Sol evoluciona a lo largo de su ciclo de 11 años, siendo los agujeros más prominentes y extensos durante los períodos de mínimo solar. Durante el máximo solar , los campos magnéticos polares del Sol se invierten, cerrando las líneas de campo magnético abiertas existentes y generando un nuevo flujo de polaridad opuesta. Este proceso reforma los agujeros coronales polares durante la fase descendente del ciclo solar y en el mínimo solar. ^{[ 7 ] [ 13 ]} Durante los máximos solares, el número de agujeros coronales disminuye hasta que los campos magnéticos del Sol se invierten. Posteriormente, aparecen nuevos agujeros coronales cerca de los nuevos polos. Los agujeros coronales aumentan entonces de tamaño y número, extendiéndose más lejos de los polos a medida que el Sol se mueve hacia un mínimo solar nuevamente. ^{[ 14 ]}

Los agujeros coronales de latitudes medias se forman típicamente cuando el flujo magnético de regiones activas en descomposición de una polaridad se vuelve dominante sobre la polaridad opuesta en un área determinada. Este flujo magnético desequilibrado se reconecta con la heliosfera , creando una región de campo abierto. ^{[ 15 ]}

A lo largo de los límites de los agujeros coronales, se produce una reconexión por intercambio entre líneas de campo magnético abiertas y cerradas. Este proceso transporta flujo magnético abierto a través de la superficie solar y genera corrientes lentas de viento solar cerca de los bordes de los agujeros coronales. ^{[ 16 ]}

Los agujeros coronales son la principal fuente de corrientes rápidas de viento solar , que escapan más fácilmente a través de sus líneas de campo magnético abiertas en comparación con los bucles cerrados que confinan el plasma en otras partes de la corona.

El calentamiento turbulento impulsado por ondas y la presión de las ondas de Alfvén aceleran el plasma a lo largo de los tubos de flujo débilmente divergentes enraizados en el interior de los agujeros coronales, produciendo velocidades de flujo de 650–800 km/s cerca de 1 unidad astronómica (UA). ^{[ 17 ] [ 18 ]} El viento solar existe principalmente en dos estados alternos denominados viento solar lento y viento solar rápido . Las corrientes rápidas se originan dentro de los agujeros coronales, mientras que el componente lento a 350–450 km/s a menudo emerge de límites abiertos-cerrados, flujos de salida de regiones activas y cimas de pseudocorrientes. ^{[ 19 ] [ 20 ] [ 18 ]}

Las corrientes rápidas alcanzan a los vientos más lentos que se encuentran delante de ellas, creando regiones de interacción de corrientes que corrotan con el Sol y pueden intensificarse hasta convertirse en ondas de choque directas e inversas más allá de 2 UA. ^{[ 21 ] [ 22 ] [ 23 ]}

Los pronosticadores utilizan técnicas de persistencia que proyectan los límites medidos de los agujeros coronales hacia adelante en el tiempo, mientras que las imágenes EUV de múltiples puntos de vista reducen la incertidumbre longitudinal que de otro modo se acumularía a medida que el Sol rota. ^{[ 28 ]}

El modelo Wang-Sheeley-Arge convierte magnetogramas sinópticos en condiciones de contorno del viento solar para el modelo heliosférico tridimensional Enlil , lo que permite a los pronosticadores predecir cuándo llegarán a la Tierra las corrientes de alta velocidad y estimar sus velocidades máximas. ^{[ 29 ]} Las redes neuronales convolucionales modernas pueden identificar y mapear automáticamente agujeros coronales en imágenes EUV, a la vez que proporcionan estimaciones de incertidumbre para sus límites, lo que conduce a mejores pronósticos de conjunto de las condiciones del viento solar y advertencias probabilísticas más fiables para tormentas geomagnéticas . ^{[ 30 ]}

• eyección de masa coronal §  Firmas coronales : incluye oscurecimientos coronales, a veces denominados agujeros coronales transitorios
• Mancha solar : puntos oscuros en la fotosfera del Sol.
• Lista de tormentas solares
• viento solar
• ciclo solar
• Heliosfera
• Observatorio Solar y Heliosférico
• Sonda solar Parker
• Orbitador solar

1. Gombosi, Tamas (1998). Física del entorno espacial . Nueva York: Cambridge University Press . ISBN 0-521-59264-X.
2. Jiang, Y., Chen, H., Shen, Y., Yang, L., & Li, K. (2007, enero). Atenuación de Hα asociada con la erupción de un sigmoide coronal en el Sol tranquilo. Solar Physics , 240 (1), 77–87.

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