Una corona es un tipo de " del plasma ; " de la atmósfera ; Sun o del otro cuerpo celeste, millones que extienden de los kilómetros en espacio, vistos lo más fácilmente posible durante un eclipse solar total, pero también observable en un coronagrafo . La raíz griega de la corona de la palabra significa la corona .
La temperatura alta de la corona le da el inusual las características espectrales de, que llevaron alguno a sugerir, en el siglo XIX, que contuvieran un elemento previamente desconocido, " " de Coronium ;. Estas características espectrales se han remontado desde entonces al hierro alto ionizado (el FE (XIV)) cuál indica una temperatura del plasma superior 106 al Kelvin .
Características físicas
La corona de The Sun es mucha más caliente (por un factor de casi 200) que la superficie visible del Sun: temperatura media de s de la fotosfera la 'es 5800 el Kelvin comparado a la corona un a tres millones de Kelvin. La corona es 10− 12 tan denso como la fotosfera, produce sin embargo, y tan sobre uno-millonésimo tanta luz visible. La corona es separada de la fotosfera por el relativamente bajo Chromosphere . El mecanismo exacto por el cual la corona es heated sigue siendo el tema de un cierto discusión, pero posibilidades probables incluye la inducción por el campo magnético del Sun y la presión acústica agita de debajo (este 3ultimo que es menos probable ahora que las coronas se saben para estar presentes en de tipo precoz, alto magnético Stars . Los bordes externos de la corona del Sun están siendo constantemente ausente transportado debido al flujo magnético abierto que genera el viento solar .La corona siempre no se distribuye uniformemente a través de la superficie del sol. Durante períodos de tranquilidad, la corona se confina más o menos a las regiones ecuatoriales, con el " holes" coronal; recubrimiento de las regiones polares . No obstante durante los períodos activos del Sun, la corona se distribuye uniformemente sobre las regiones ecuatoriales y polares, aunque es la más prominente de áreas con actividad de la mancha solar . El ciclo solar atraviesa aproximadamente 11 años, del mínimo solar al máximo solar, encima de donde el campo magnético solar se hiere continuamente (debido a una rotación diferenciada en el ecuador solar ; el ecuador gira más aprisa que los postes). La actividad de la mancha solar será más pronunciada en el máximo solar donde el campo magnético se tuerce a un máximo. Se asocian a manchas solares los lazos, lazos de la guirnalda del flujo magnético, corriente ascendente del interior solar. El flujo magnético aparta la fotosfera más caliente, exponiendo el plasma más fresca abajo, así creando los puntos de la obscuridad (cuando está comparado al disco solar).
Lazos coronales
Los lazos de la guirnalda son las estructuras básicas de la corona solar magnética. Estos lazos son los primos cerrado-magnéticos del flujo del flujo abrir-magnético que se puede encontrar en las regiones (polares) coronales y el viento solar del agujero . Lazos del pozo del flujo magnético para arriba del cuerpo y del terraplén solares con plasma solar caliente. Debido a la actividad magnética aumentada en estas regiones coronales del lazo, los lazos coronales pueden a menudo ser el precursor a las llamaradas solares y a las eyecciones totales coronales (CMEs). El plasma solar que alimenta estas estructuras es heated de debajo 6000K bien sobre 1×106K de la fotosfera, con la región de transición, y en la corona. A menudo, el plasma solar llenará estos lazos a partir de un punto del pie y escurrirá el otro (el sifón fluye debido a una diferencia de la presión, o al flujo asimétrico debido a alguÌn otro conductor). Esto se conoce como la evaporación cromoesférica y condensación chromosperic respectivamente. Puede también haber que simétricos fluyen de ambos puntos del pie del lazo, causando una acumulación de la masa en la estructura de lazo. El plasma puede refrescarse en esta región que crea los filamentos oscuros en las prominencias solares del disco o del miembro . Los lazos coronales pueden tener cursos de la vida en la orden de segundos (en el caso de acontecimientos de la llamarada), de minutos, de horas o de días. Los lazos generalmente coronales que duran por largos periodos del tiempo se conocen como el de estado estacionario del o lazos coronales quietos del, donde hay un equilibrio en las fuentes de energía y los fregaderos (ejemplo) del lazo.Los lazos coronales han llegado a ser muy importantes al intentar entender el problema coronal de la calefacción del actual. Los lazos coronales están irradiando alto fuentes de plasma y por lo tanto fácil observar por los instrumentos tales como RASTRO, son los laboratorios alto observables del para estudiar fenómenos tales como oscilaciones, actividad y solares Nanoflares de la onda. Sin embargo, sigue siendo difícil encontrar una solución al problema coronal de la calefacción mientras que estas estructuras se están observando remotamente, donde están presentes muchas ambigüedades (es decir las contribuciones de la radiación a lo largo LOS ). se requieren las medidas "in-situ" del antes de que una respuesta definitiva se pueda llegar, pero debido a las altas temperaturas en la corona, medidas "in-situ" del plasma del ser imposible (por lo menos para tiempo-ser).
Transeúntes
Generado por las llamaradas solares o el " solar del de las prominencias grande; transients" coronal; (también llamado el las eyecciones totales coronales se lanzan a veces. Éstos son lazos enormes del material coronal que viajan hacia fuera del Sun en sobre millón de kilómetros por hora, conteniendo áspero 10 veces la energía de la llamarada solar o de la prominencia que las accionaron. Algunas eyecciones más grandes pueden propulsar centenares de millones de toneladas de material adentro al espacio en áspero millón de millas por hora.
Otras estrellas
Las estrellas con excepción del Sun tienen coronas, que se pueden detectar usar los telescopios de la radiografía algunas coronas estelares, particularmente en estrellas jovenes, son mucho más luminosas que el Sun.
Problema coronal de la calefacción
El problema coronal de la calefacción del en la física solar se relaciona con la cuestión de porqué la temperatura de la corona del Sun es millones de Kelvin más arriba que el de la superficie. Las temperaturas altas requieren energía ser llevadas del interior solar a la corona por procesos non-thermal, porque la ley segundo de la termodinámica evita que el calor fluya directo de la fotosfera solar, o superficie, aproximadamente 5800 Kelvin, a la corona mucho más caliente aproximadamente 1 3 al MK (las partes de la corona pueden incluso alcanzar 10 MK). La cantidad de energía requerida para calentar la corona solar puede ser calculada fácilmente. Es cerca de 1 kilovatio para cada metro cuadrado de superficie el Sun, o 1/40000 de la cantidad de energía ligera que escape el Sun.Esta región fina de aumento de la temperatura del chromosphere a la corona se conoce como La región de transición y puede extenderse de diez a los centenares de kilómetros densamente. Una analogía de esto ser una bombilla que calienta el aire que la rodea más caliente que su superficie de cristal. La ley segundo de la termodinámica estaría infringida. Así pues, qué mecanismo está calentando ¿el plasma coronal tenue a estas temperaturas?
Se han propuesto muchas teorías coronales de la calefacción, pero ha seguido habiendo dos teorías como los candidatos más probable del, la calefacción de la onda del y la reconexión magnética del (o los nanoflares del ). Con la mayor parte de los últimos 50 años, ninguna de las dos teorías ha podido explicar las temperaturas coronales extremas. La mayoría de los físicos solares ahora creen que una cierta combinación de las dos teorías puede explicar probablemente la calefacción coronal, aunque los detalles no sean todavía completos.
Teoría de la calefacción de la onda
La teoría de la calefacción de la onda del, propuesta en 1949 por el Evry Schatzman, propone que las ondas lleven energía del interior solar al chromosphere y a la corona solares. The Sun se hace del plasma algo que el gas ordinario, así que apoya varios tipos de ondas análogas a las ondas acústicas en aire. Los tipos más importantes de onda son las ondas magneto-acústicas y las ondas magneto-acústicas de las ondas de Alfvén son las ondas acústicas que han sido modificadas por la presencia de un campo magnético, y las ondas de Alfvén son similares a las ondas de radio ULF que han sido modificadas por la interacción con la materia en el plasma. Ambos tipos de ondas se pueden poner en marcha por la turbulencia de la granulación y de la granulación estupenda en la fotosfera solar, y ambos tipos de ondas pueden llevar la energía para una cierta distancia a través de la atmósfera solar antes de dar vuelta en las ondas expansivas que disipan su energía como calor.Un problema con la calefacción de la onda es entrega del calor al lugar apropiado. Las ondas magneto-acústicas no pueden llevar suficiente energía hacia arriba a través del chromosphere a la corona, debido a la presión baja presente en el chromosphere y porque tienden a ser reflejados de nuevo a la fotosfera. Las ondas de Alfvén pueden llevar bastante energía, pero no disipan esa energía rápido bastante una vez que entran en la corona. Las ondas en plasmas son notorio difíciles de entender y de describir analítico, pero las simulaciones de computadora, realizadas por el Thomas Bogdan y colegas en 2003, parecen a la demostración que las ondas de Alfvén pueden convertirse en otros modos de onda en la base de la corona, proporcionando un camino que pueda llevar granes cantidades de energía de la fotosfera en la corona y después disiparlas como calor.
Otro problema con la calefacción de la onda ha sido la ausencia completa, hasta el finales de los 90, de cualquier evidencia directa de las ondas que propagaban a través de la corona solar. La primera observación directa de las ondas que propagaban en y a través de la corona solar fue hecha en 1997 con el observatorio solar space-borne SOHO, la primera plataforma capaz de observar el Sun en el ultravioleta extremo por largos periodos del tiempo con la fotometría estable . Ésas eran las ondas magneto-acústicas con una frecuencia de cerca de 1 millihertz (megaciclo, correspondiendo a un segundo período de la onda 1.000), que llevan el solamente cerca de 10% de la energía requerida para calentar la corona. Muchas observaciones existen de fenómenos localizados de la onda, tales como ondas de Alfvén lanzadas por las llamaradas solares, pero esos acontecimientos son transitorios y no pueden explicar el calor coronal uniforme.
Todavía no se sabe exactamente cuánto energía de onda está disponible calentar la corona. Los resultados publicaron en 2004 usar datos de la nave espacial del RASTRO parecen indicar que hay ondas en la atmósfera solar en las frecuencias de hasta 100 megaciclos (segundas partes 10). Las medidas de la temperatura de diversos iones en el viento solar con el instrumento UVCS a bordo de SOHO dan evidencia indirecta fuerte que hay ondas en las frecuencias de hasta 200 hertzios, bien en la gama de audiencia humana. Estas ondas son muy difíciles de detectar bajo circunstancias normales, pero la evidencia recogida durante eclipses solares por los equipos de la universidad de Williams sugiere las presencias de tales ondas en el 1– 10 hertzios de gama.
Teoría magnética de la reconexión
La teoría magnética de la reconexión confía en el campo magnético solar para inducir corrientes eléctricas en la corona solar. Las corrientes entonces se derrumban repentinamente, lanzando energía como calor y energía de onda en la corona. Este proceso se llama " reconnection" debido a la manera peculiar que los campos magnéticos se comportan en un plasma (o cualquie líquido eléctricamente conductor tal como mercurio o agua de mar ). En un plasma, las líneas del campo magnético se atan normalmente a los pedazos individuales de materia, de modo que la topología del campo magnético siga siendo igual: si un polo magnético particular del norte y sur es conectado por una sola línea de campo, después incluso si se revuelve el plasma o si los imanes se mueven alrededor, que la línea de campo continuará conectando esos postes particulares. La conexión es mantenida por las corrientes eléctricas que se inducen en el plasma. Bajo ciertas condiciones, las corrientes eléctricas pueden derrumbarse, permitiendo el campo magnético al " reconnect" a los otros polos magnéticos y calor del lanzamiento y energía de onda en el proceso.La reconexión magnética se presume para ser el mecanismo detrás de llamaradas solares, las explosiones más grandes de nuestra Sistema Solar. Además, la superficie de Sun cubierta con millón de las pequeñas regiones magnetizadas 50– 1.000 kilómetros a través. Estos pequeños polos magnéticos son golpeados y batidos por la granulación constante. El campo magnético en la corona solar debe experimentar la reconexión casi constante para emparejar el movimiento de este " carpet" magnético;, así que la energía lanzada por la reconexión es un candidato natural al calor coronal, quizás como serie de " microflares" eso proporciona individualmente energía muy pequeña pero junta explica la energía required.
La idea que las llamaradas micro pudieran calentar la corona fueran propuestas por el Eugene Parker en los años 80 pero es todavía polémica. Particularmente, los telescopios ultravioletas tales como RASTRO y SOHO/EIT pueden observar que individual micro-señala por medio de luces como pequeños brightenings en luz ultravioleta extrema, pero parece haber demasiados pocos de estos pequeños acontecimientos para explicar la energía lanzada en la corona. La energía adicional no explicada se podría componer por energía de onda, o por la reconexión magnética gradual que lanza energía más suavemente que micro-señala por medio de luces y por lo tanto no aparece bien en los datos del RASTRO. Las variaciones en la hipótesis micro de la llamarada utilizan otros mecanismos para tensionar el campo magnético o para lanzar la energía, y son un tema de la investigación activa en 2005.
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