Corona solar para niños
La corona solar es la capa más externa del Sol. Está hecha de plasma, un gas muy caliente, y se extiende por más de un millón de kilómetros desde la cromosfera, que es la capa justo debajo. Podemos verla desde la Tierra durante un eclipse solar total o usando aparatos especiales como el coronógrafo. La corona solar es muchísimo menos densa que el aire de la Tierra, pero su temperatura es muy alta, ¡alrededor de un millón de Kelvin!
Todas las formas y estructuras que vemos en la corona se deben al campo magnético del Sol.
Contenido
- ¿Qué es la corona solar y por qué es tan especial?
- Características físicas de la corona solar
- Regiones activas: ¿Dónde ocurre la acción?
- Lazos coronales: Bucles de energía
- Estructuras a gran escala: Arcos gigantes
- Interconexiones de regiones activas: Puentes entre zonas
- Cavidades de filamento: Zonas oscuras y frías
- Puntos brillantes: Pequeñas zonas activas
- Agujeros coronales: De donde sale el viento solar rápido
- El Sol tranquilo: Las zonas menos activas
- ¿Cómo se observa la corona solar?
- Un poco de historia sobre el estudio de la corona
¿Qué es la corona solar y por qué es tan especial?
La corona es la parte más lejana de la atmósfera del Sol, y se extiende por casi un millón de kilómetros. Aunque es increíblemente caliente, con temperaturas que pueden llegar a los 2 millones de grados Celsius, solo podemos verla cuando el disco brillante del Sol está completamente oculto. Esto ocurre durante los eclipses solares totales, ya que la luz del Sol es mil millones de veces más intensa que la de la corona.
En 1940, el científico Bengt Edlén, basándose en el trabajo de Grotrian (1939), descubrió que las líneas de luz que se veían en la corona (observadas desde 1869) provenían de metales que estaban muy cargados eléctricamente (ionizados). Esto demostró que la temperatura del plasma en la corona es de más de un millón de kelvin, ¡mucho más caliente que la superficie del Sol!
La luz que vemos de la corona viene de tres fuentes principales:
- La K-corona (K de "continuo" en alemán) se forma por la luz del Sol que se dispersa en los electrones libres.
- La F-corona (F de Fraunhofer) se crea cuando la luz del Sol rebota en pequeñas partículas de polvo.
- La E-corona (E de emisión) se debe a la luz que emiten los átomos cargados (iones) en el plasma de la corona. Esta es la fuente principal para saber de qué está hecha la corona.
Características físicas de la corona solar
La corona del Sol es mucho más caliente (entre 150 y 450 veces) que la superficie visible del Sol. Mientras que la superficie tiene una temperatura de unos 5800 kelvin, la corona puede alcanzar entre uno y tres millones de kelvin. Sin embargo, la corona es muy poco densa, lo que significa que tiene muy poca materia, y por eso emite muy poca luz visible. La corona está separada de la superficie por una capa más delgada llamada cromosfera.
Todavía se debate cómo se calienta la corona a temperaturas tan extremas. Algunas ideas incluyen la influencia del campo magnético del Sol y las ondas de energía que vienen de abajo. Los bordes exteriores de la corona están siempre liberando material, lo que forma el viento solar.
La corona no siempre se ve igual en toda la superficie del Sol. Cuando el Sol está tranquilo, la corona se concentra más cerca del ecuador, y hay "agujeros coronales" en las regiones polares. Pero cuando el Sol está muy activo, la corona se extiende más uniformemente, aunque es más brillante en las zonas donde hay manchas solares. El ciclo de actividad del Sol dura unos 11 años. Las manchas solares son más comunes cuando el campo magnético del Sol está más "retorcido". Cerca de las manchas solares, se forman los lazos coronales, que son bucles de campo magnético que salen del Sol.
Gracias a las fotos de alta resolución tomadas por satélites como el Skylab (en 1973) y el Yohkoh, sabemos que la estructura de la corona es muy variada y compleja. Los astrónomos han clasificado diferentes zonas:
Regiones activas: ¿Dónde ocurre la acción?
Las regiones activas son grupos de estructuras en forma de bucles que conectan puntos con polaridad magnética opuesta en la superficie del Sol. Suelen aparecer en dos bandas paralelas al ecuador solar. La temperatura en estas zonas es de entre dos y cuatro millones de Kelvin, y la densidad es de 109 a 1010 partículas por centímetro cúbico.
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En las regiones activas ocurren muchos fenómenos relacionados con el campo magnético, como las manchas solares y las fáculas en la superficie, las espículas y filamentos en la cromosfera, y las erupciones y eyecciones de masa coronal en la corona. Si las erupciones son muy fuertes, pueden incluso afectar la superficie del Sol.
En 2013, el Sensor de Imágenes de Alta resolución Coronal (Hi-C) mostró por primera vez "trenzas magnéticas" de plasma dentro de estas regiones activas.
Lazos coronales: Bucles de energía
Los lazos coronales son las estructuras más importantes de la corona magnética del Sol. Son como bucles cerrados de campo magnético que salen del Sol y se llenan de plasma solar muy caliente. Debido a la gran actividad magnética en estas zonas, los lazos coronales a menudo son el inicio de las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal.
El plasma dentro de estos bucles se calienta muchísimo, pasando de menos de 6000 K en la superficie a más de un millón de K en la corona. A veces, el plasma entra por un lado del bucle y sale por el otro. También puede haber un flujo de plasma desde ambos lados, lo que hace que se acumule masa en el bucle. Este plasma puede enfriarse rápidamente y formar filamentos oscuros o protuberancias.
Los lazos coronales pueden durar desde segundos (en el caso de erupciones) hasta minutos, horas o incluso días. Si hay un equilibrio entre la energía que entra y sale, pueden durar mucho tiempo.
Estudiar los lazos coronales es clave para entender por qué la corona está tan caliente. Son fáciles de observar con instrumentos como el TRACE. La misión NASA Solar Probe Plus se acercará mucho al Sol para hacer observaciones más directas.
Estructuras a gran escala: Arcos gigantes
Las estructuras a gran escala son arcos muy largos que pueden cubrir más de una cuarta parte del disco solar. Contienen plasma, pero menos denso que los lazos coronales de las regiones activas.
Se vieron por primera vez en 1968 durante un vuelo de cohete. La forma de estas estructuras cambia durante el ciclo solar de 11 años. Son más simples cuando el Sol está en su período de mínima actividad.
Interconexiones de regiones activas: Puentes entre zonas
Las interconexiones de las regiones activas son arcos que conectan zonas con campos magnéticos opuestos de diferentes regiones activas. A menudo, estas estructuras cambian mucho después de una erupción solar.
Otras características similares son las "banderas de casco", que son grandes estructuras coronales con forma de gorro y puntas largas, que suelen estar sobre las manchas solares y las regiones activas. Se cree que estas corrientes coronales son la fuente del viento solar lento.
Cavidades de filamento: Zonas oscuras y frías
Las cavidades de filamento son zonas que se ven oscuras en las imágenes de rayos X. Se encuentran por encima de las regiones donde se observan filamentos de Hα en la cromosfera. Se descubrieron por primera vez en 1970.
Las cavidades de filamento son como nubes más frías de gas (plasma) que flotan sobre la superficie del Sol, sostenidas por fuerzas magnéticas. Las regiones con un campo magnético muy fuerte se ven oscuras en las imágenes porque no tienen plasma caliente. Esto ocurre porque donde el campo magnético es más fuerte, el plasma debe ser más frío o menos denso para mantener el equilibrio.
Puntos brillantes: Pequeñas zonas activas
Los puntos brillantes son pequeñas regiones activas que se encuentran en el disco solar. Los puntos brillantes de rayos X se detectaron por primera vez en 1969.
La cantidad de superficie solar cubierta por puntos brillantes cambia con el ciclo solar. Están asociados con pequeñas regiones bipolares del campo magnético. Su temperatura promedio está entre 1.1 y 3.4 millones de K. Los cambios de temperatura suelen estar relacionados con cambios en la emisión de rayos X.
Agujeros coronales: De donde sale el viento solar rápido
Los agujeros coronales son las regiones polares que se ven oscuras en las imágenes de rayos X porque no emiten mucha radiación. Son grandes zonas del Sol donde el campo magnético se abre hacia el espacio entre los planetas. El viento solar de alta velocidad sale principalmente de estas regiones.
En las imágenes ultravioleta de los agujeros coronales, a menudo se ven pequeñas estructuras parecidas a burbujas alargadas, que parecen flotar en el viento solar. Estas son las plumas coronales, que son como flámulas largas y delgadas que se proyectan desde los polos norte y sur del Sol.
El Sol tranquilo: Las zonas menos activas
Las regiones del Sol que no son regiones activas ni agujeros coronales se conocen como el Sol tranquilo.
La región ecuatorial del Sol gira más rápido que las zonas polares. Debido a esta rotación diferente, las regiones activas siempre aparecen en dos bandas paralelas al ecuador y se hacen más grandes durante los períodos de máxima actividad solar, mientras que casi desaparecen durante los mínimos. Por lo tanto, el Sol tranquilo siempre coincide con la zona ecuatorial y es menos activo durante el máximo del ciclo solar. Cuando el Sol se acerca a su mínimo de actividad, el Sol tranquilo se extiende hasta cubrir casi toda la superficie, excepto algunos puntos brillantes y los polos, donde están los agujeros coronales.
¿Cómo se observa la corona solar?
La forma más sencilla de ver la corona solar es cuando la Luna cubre completamente el disco del Sol durante un eclipse solar. En ese momento, la corona aparece desde la oscuridad sin la interferencia del brillo del Sol. Como mirar directamente al Sol es muy peligroso, existen diferentes maneras de observarla de forma segura, ya sea con instrumentos especiales o con filtros muy oscuros.
Observación directa con instrumentos
Algunos telescopios profesionales tienen un instrumento llamado coronógrafo. Es un disco metálico que oculta el disco del Sol para poder ver la corona. Un ejemplo de este tipo de telescopio es el LASCO. Si quieres observar el Sol directamente, siempre debes usar filtros especiales, como los de tipo MYLAR, para proteger tus ojos.
Observación indirecta
Esta forma de observación es muy popular entre los astrónomos aficionados. Consiste en proyectar la imagen captada por un telescopio o binoculares sobre una superficie. De esta manera, la observación se hace de forma indirecta, evitando que nuestros ojos se expongan directamente a la peligrosa radiación solar.
Un poco de historia sobre el estudio de la corona
La primera observación registrada de la corona solar fue el 22 de diciembre de 1870, durante un eclipse solar. Charles August Young organizó una expedición en Jerez de la Frontera, España. Al observar la luz de la corona, identificó una línea verde cuyo origen no pudo explicar. En ese momento, se pensó que podría ser un elemento químico desconocido que no existía en la Tierra.
A principios del siglo XX, se llegó a sugerir que estas manifestaciones eran de un nuevo elemento químico llamado "coronio". Hasta 1930, la única forma de ver la corona era cuando la Luna eclipsaba totalmente el Sol. Pero en 1930, se inventó un aparato ingenioso para crear eclipses artificiales, llamado coronógrafo. Esto hizo que estudiar la corona solar fuera mucho más fácil.
Con el avance de la espectroscopia, en 1940 se demostró que esas líneas de luz no eran de un elemento desconocido. Edlen y Grotrian probaron que las líneas verdes eran el resultado de la luz emitida por átomos de elementos comunes en la Tierra, como el hierro, que estaban muy cargados eléctricamente (ionizados). Sin embargo, no fue hasta la llegada de telescopios espaciales especializados, como el SOHO, que pudimos observar la corona solar en todo su esplendor.
