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Bucle coronal

Bucles coronales típicos observados por TRACE Dinámica de los bucles coronales observada por SDO En física solar , un bucle coronal es una estructura arqueada mal definida en la...

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Bucles coronales típicos observados por TRACE
Dinámica de los bucles coronales observada por SDO

En física solar , un bucle coronal es una estructura arqueada mal definida en la atmósfera del Sol , compuesta de plasma relativamente denso confinado y aislado del medio circundante por tubos de flujo magnético . Los bucles coronales comienzan y terminan en dos puntos de anclaje en la fotosfera y se proyectan hacia la región de transición y la corona inferior . Generalmente se forman y se disipan en periodos de segundos a días [ 1 ] y pueden abarcar desde 1 hasta 1000 megámetros (621 a 621 000 millas) de longitud. [ 2 ] 

Los bucles coronales suelen estar asociados a los fuertes campos magnéticos situados en las regiones activas y las manchas solares . El número de bucles coronales varía con el ciclo solar de 11 años .

Origen y características físicas

Debido a un proceso natural llamado dinamo solar, impulsado por el calor producido en el núcleo del Sol, el movimiento convectivo del plasma conductor que lo compone genera corrientes eléctricas que, a su vez, crean potentes campos magnéticos en su interior. Estos campos magnéticos se presentan en forma de bucles cerrados de flujo magnético , que se retuercen y enredan debido a la rotación diferencial solar (las diferentes velocidades de rotación del plasma en distintas latitudes de la esfera solar). Un bucle coronal se produce cuando un arco curvo del campo magnético se proyecta a través de la superficie visible del Sol, la fotosfera , adentrándose en la atmósfera solar.

Dentro de un bucle coronal, las trayectorias de las partículas cargadas eléctricamente que componen su plasma —electrones e iones— se curvan bruscamente debido a la fuerza de Lorentz cuando se mueven transversalmente al campo magnético del bucle. Como resultado, solo pueden moverse libremente en paralelo a las líneas del campo magnético, tendiendo a describiendo una espiral alrededor de estas líneas. Por lo tanto, el plasma dentro de un bucle coronal no puede escapar lateralmente del bucle y solo puede fluir a lo largo de su longitud. Esto se conoce como la condición de congelación de la magnetohidrodinámica ideal . [ 3 ]

La fuerte interacción del campo magnético con el plasma denso sobre y debajo de la superficie del Sol tiende a vincular las líneas del campo magnético al movimiento del plasma solar; por lo tanto, los dos puntos de anclaje (el lugar donde el bucle entra en la fotosfera) están anclados a la superficie del Sol y giran con ella. Dentro de cada punto de anclaje, el fuerte flujo magnético tiende a inhibir las corrientes de convección que transportan plasma caliente desde el interior del Sol hasta la superficie, por lo que los puntos de anclaje suelen ser (aunque no siempre) más fríos que la fotosfera circundante. Estos aparecen como manchas oscuras en la superficie del Sol, conocidas como manchas solares . Así, las manchas solares tienden a aparecer debajo de los bucles coronales y suelen presentarse en pares de polaridad magnética opuesta ; un punto donde el bucle del campo magnético emerge de la fotosfera es un polo magnético norte , y el otro donde el bucle vuelve a entrar en la superficie es un polo magnético sur.

Los bucles coronales se forman en una amplia gama de tamaños, desde la escala mínima observable (< 100  km) hasta 10 000  km. Actualmente no existe una teoría aceptada sobre qué define el borde de un bucle, que se encuentra incrustado en una corona general que, a su vez, está fuertemente magnetizada. Los bucles coronales presentan una amplia variedad de temperaturas a lo largo de su longitud. Los bucles con temperaturas inferiores a 1 megakelvin (MK) se conocen generalmente como bucles fríos; los que se encuentran alrededor de 1 MK se conocen como bucles cálidos; y los que superan 1 MK se conocen como bucles calientes. Naturalmente, estas diferentes categorías irradian en distintas longitudes de onda. [ 4 ]    

Un fenómeno relacionado es el tubo de flujo abierto , en el que los campos magnéticos se extienden desde la superficie hasta la corona y la heliosfera; estos son la fuente del campo magnético a gran escala del Sol ( magnetosfera ) y del viento solar .

Ubicación

Se han observado bucles coronales tanto en regiones activas como tranquilas de la superficie solar. Las regiones activas ocupan áreas pequeñas, pero generan la mayor parte de la actividad y suelen ser la fuente de erupciones y eyecciones de masa coronal debido al intenso campo magnético presente. Estas regiones activas pueden producir alrededor del 80 % de la energía total de calentamiento coronal. [ 5 ] [ 6 ]

Flujos dinámicos

Numerosas misiones de observación solar han detectado fuertes flujos de plasma y procesos altamente dinámicos en los bucles coronales. Por ejemplo, las observaciones de SUMER sugieren velocidades de flujo de 5 a 16  km/s en el disco solar, y otras observaciones conjuntas de SUMER/TRACE detectan flujos de 15 a 40  km/s. [ 7 ] [ 8 ] El espectrómetro de cristal plano (FCS) a bordo de la misión Solar Maximum ha detectado velocidades de plasma muy elevadas (en el rango de 40 a 60  km/s).

Historial de observaciones

Antes de 1991

A pesar de los avances logrados por los telescopios terrestres y las observaciones de la corona durante los eclipses , las observaciones espaciales se hicieron necesarias para evitar el efecto de oscurecimiento de la atmósfera terrestre. Misiones de cohetes como los vuelos Aerobee y los cohetes Skylark midieron con éxito las emisiones solares de ultravioleta extremo (EUV) y rayos X. Sin embargo, estas misiones de cohetes tenían limitaciones en cuanto a duración y carga útil. Posteriormente, satélites como la serie Orbiting Solar Observatory (OSO-1 a OSO-8), Skylab y la Solar Maximum Mission (el primer observatorio que duró la mayor parte de un ciclo solar : de 1980 a 1989) pudieron obtener muchos más datos en un rango de emisión mucho más amplio. [ 9 ] [ 10 ]

1991–actualidad

Mosaico de disco completo de la corona de un millón de grados por TRACE

En agosto de 1991, la nave espacial observatorio solar Yohkoh fue lanzada desde el Centro Espacial de Kagoshima . Durante sus 10 años de operación, revolucionó las observaciones de rayos X. Yohkoh transportaba cuatro instrumentos; de particular interés es el instrumento SXT, que observó bucles coronales emisores de rayos X. Este instrumento observó rayos X en el rango de 0,25 a 4,0 keV , resolviendo características solares hasta 2,5 segundos de arco con una resolución temporal de 0,5 a 2 segundos. El SXT era sensible al plasma en el rango de temperatura de 2 a 4 MK, lo que hacía que sus datos fueran ideales para compararlos con los datos recopilados posteriormente por TRACE de bucles coronales que irradian en longitudes de onda ultravioleta extrema (EUV). [ 11 ]  

El siguiente gran avance en la física solar se produjo en diciembre de 1995 con el lanzamiento del Observatorio Solar y Heliosférico (SOHO) desde la Estación de la Fuerza Aérea de Cabo Cañaveral . Inicialmente, SOHO tenía una vida útil operativa de dos años. Debido a su rotundo éxito, la misión se extendió hasta marzo de 2007, lo que permitió a SOHO observar un ciclo solar completo de 11 años. SOHO cuenta con 12 instrumentos a bordo, todos ellos utilizados para estudiar la región de transición y la corona. En particular, el Telescopio de Imágenes Ultravioleta Extrema (EIT) se utiliza ampliamente en las observaciones de bucles coronales. EIT obtiene imágenes de la región de transición hasta la corona interna mediante cuatro bandas de emisión : 171  Å  FeIX, 195  Å  FeXII, 284  Å  FeXV y 304  Å  HeII, cada una correspondiente a diferentes temperaturas EUV, para explorar la red cromosférica hasta la corona inferior.

En abril de 1998, el Explorador de la Región de Transición y la Corona (TRACE) fue lanzado desde la Base de la Fuerza Aérea Vandenberg . Sus observaciones de la región de transición y la corona inferior, realizadas en conjunto con SOHO, brindan una visión sin precedentes del entorno solar durante la fase ascendente del máximo solar, una fase activa del ciclo solar. Gracias a su alta resolución espacial (1 segundo de arco) y temporal (1-5 segundos), TRACE ha podido capturar imágenes muy detalladas de las estructuras coronales, mientras que SOHO proporciona la imagen global (de menor resolución) del Sol. Esta campaña demuestra la capacidad del observatorio para rastrear la evolución de los bucles coronales en estado estacionario (o " quiescentes "). TRACE utiliza filtros sensibles a varios tipos de radiación electromagnética; en particular, las bandas de 171  Å, 195  Å y 284  Å son sensibles a la radiación emitida por los bucles coronales quiescentes.

Véase también

Referencias

  1. ↑ Loff, Sarah (17 de abril de 2015). "Bucles coronales en una región activa del Sol" . NASA . Consultado el 28 de marzo de 2022 .
  2. ↑ Reale, Fabio (julio de 2014). "Coronal Loops: Observations and Modeling of Confined Plasma" (PDF) . Living Reviews in Solar Physics . 11 (4): 4. Bibcode : 2014LRSP...11....4R . doi : 10.12942/lrsp-2014-4 . PMC 4841190. PMID 27194957. Consultado el 16 de marzo de 2022 .  
  3. ↑ Malanushenko, A.; Cheung, MCM; DeForest, CE; Klimchuk, JA; Rempel, M. (1 de marzo de 2022). "El velo coronal" . The Astrophysical Journal . 927 (1): 1. arXiv : 2106.14877 . Bibcode : 2022ApJ...927....1M . doi : 10.3847/1538-4357/ac3df9 . S2CID 235658491 . 
  4. ↑ Vourlidas, A.; JA Klimchuk; CM Korendyke; TD Tarbell; BN Handy (2001). "Sobre la correlación entre las estructuras de la región de transición coronal e inferior a escalas de segundos de arco". Astrophysical Journal . 563 (1): 374– 380. Bibcode : 2001ApJ...563..374V . CiteSeerX 10.1.1.512.1861 . doi : 10.1086/323835 . S2CID 53124376 .  
  5. ↑ Aschwanden, MJ (2001). "Una evaluación de modelos de calentamiento coronal para regiones activas basada en observaciones de Yohkoh, SOHO y TRACE". Astrophysical Journal . 560 (2): 1035– 1044. Bibcode : 2001ApJ...560.1035A . doi : 10.1086/323064 . S2CID 121226839 . 
  6. ↑ Aschwanden, MJ (2004). Física de la corona solar. Una introducción . Praxis Publishing Ltd. ISBN 978-3-540-22321-4.
  7. ↑ Spadaro, D.; AC Lanzafame; L. Consoli; E. Marsch; DH Brooks; J. Lang (2000). "Estructura y dinámica de un sistema de bucle de región activa observado en el disco solar con SUMER en SOHO". Astronomía y Astrofísica . 359 : 716–728 . Bibcode : 2000A & A...359..716S .
  8. ↑ Winebarger, AR; H. Warren; A. van Ballegooijen; EE DeLuca; L. Golub (2002). "Flujos estacionarios detectados en bucles ultravioleta extremos" . Astrophysical Journal Letters . 567 (1): L89– L92. Bibcode : 2002ApJ...567L..89W . doi : 10.1086/339796 .
  9. ↑ Vaiana, GS; JM Davis; R. Giacconi; AS Krieger; JK Silk; AF Timothy; M. Zombeck (1973). "Observaciones de rayos X de estructuras características y variaciones temporales de la corona solar: resultados preliminares de SKYLAB". Astrophysical Journal Letters . 185 : L47– L51. Bibcode : 1973ApJ...185L..47V . doi : 10.1086/181318 .
  10. ↑ Strong, KT; JLR Saba; BM Haisch; JT Schmelz (1999). Las muchas caras del Sol: un resumen de los resultados de la misión Solar Maximum de la NASA . Nueva York: Springer.{{cite book}}: CS1 mantenimiento: ubicación del editor ( enlace )
  11. ↑ Aschwanden, MJ (2002). "Observaciones y modelos de bucles coronales: De Yohkoh a TRACE, en Acoplamiento magnético de la atmósfera solar". 188 : 1– 9.{{cite journal}}: Para citar una revista se requiere |journal=( ayuda )
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