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LA CORONA SOLAR Y LA HELIOSFERA | Radioaficion Ham Radio

LA CORONA SOLAR Y LA HELIOSFERA

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La corona solar y la Heliosfera

Sabemos a partir de las fotografías de eclipses (y a partir de las observaciones con coronógrafos, por ejemplo, el experimento de LASCO en SOHO, ESA/NASA) que el Sol se extiende mucho más allá de la región brillante que vemos, llamada fotosfera. La corona solar es un gas tenue y magnetizado, con una temperatura media alrededor de (1-2) x 106 °K. Está casi totalmente ionizada, y compuesta de partículas eléctricamente cargadas. Un gas ionizado se denomina plasma. La gravedad no pued e por si sola retenerlo. En 1950 se concluyo a partir de observaciones y consideraciones teóricas, que este plasma debe estar expandiéndose de forma supersónica desde el Sol y ocupando todo el sistema solar.

El viento solar es el plasma caliente que se expande en todas direcciones desde la corona a velocidades comprendidas entre 300 hasta 1000 km/s durante sucesos transitorios. Dos regímenes pueden ser distinguidos en el viento solar regular; viento solar rápido emanando desde los agujeros coronales a una velocidad de hasta 800 km/s, y el viento solar lento desde otras regiones de la corona (especialmente desde las grandes estructuras llamadas corrientes coronales, famosas por las fotografías de eclipses) con una velocidad de hasta 400 km/s. Como la corona, el viento solar está formado principalmente por partículas cargadas: protones, electrones, y una pequeña cantidad de He ionizado (5%) y trazas de iones de elementos más pesados. El dibujo esquemático muestra algunas características que pueden se observadas en imágenes coronográficas o durante eclipses: corrientes de gran escala, que contribuyen al viento solar neutro, y agujeros coronales, desde los cuales emana el viento solar rápido. La corona es también un medio dinámico a escalas más pequeñas, con chorros de plasma, ondas de choque y perturbaciones del campo magnético llamadas ondas de Alfven. Estas estructuras y perturbaciones dan forma al medio interplanetario, y contribuyen a su dinámica.
El viento solar transporta el campo magnético solar a través del sistema solar. Mientras que cerca del Sol el campo magnético es suficientemente fuerte para retener el plasma y dar forma a la corona, a alguna distancia sobre la superficie solar el plasma caliente domina al campo magnético, y arrastra las líneas de campo magnético. La figura esquemática superpuesta a una imagen de SOHO de la corona en 1996, muestra las líneas de campo las cuales, comenzando a cierta distancia, se alinea con el viento solar, el cual aquí se asume como puramente radial. El plano ecuatorial separa regiones de campo magnético con orientaciones opuestas. Este cambio repentino en el campo magnético implica la existencia de una corriente eléctrica. La estrecha capa entre los campos de polaridad opuesta se denomina lámina de corriente heliosférica. En realidad no es una estructura plana y simple, porque la corona no es simétrica.

Las líneas de campo que se extienden por el medio interplanetario permanecen conectadas con el Sol, y rotan con él. El viento solar radial que emana del Sol se parece al agua que sale de un aspersor en un jardín - la trayectoria de las gotas de agua está curvada por la rotación del aspersor. Un observador sobre el Sol siguiendo una parcela del del viento solar vería justo lo mismo. Y el campo magnético está alineado con esta trayectoria, Esta es la razón de porqué las lineas magnéticas en el medio interplanetario están curvadas. Cuando las miramos desde un punto sobre el polo norte solar, tienen la forma de una espiral de Arquímedes, la cual es también llamada espiral de Parker, después de que Eugene Parker desarrollara en 1958 el primer modelo hidrodinámico del viento solar y el campo magnético que transporta. Como se ve en la figura, la línea de campo magnético a lo largo de la espiral de Parker conecta a la Tierra con un punto hacia la derecha del centro del disco solar, en el hemisferio oeste solar.

Cuando las partículas cargadas son aceleradas en el Sol y eyectadas a grandes energías hacia el medio interplanetario, deben viajar a lo largo del campo magnético. Si éste es descrito por la espiral de Parker, esperaríamos detectar partículas en la Tierra cuando la aceleración ocurre en el hemisferio oeste solar. Observaciones realizadas con monitores de neutrones confirman este punto desde un punto de vista estadístico: el histograma de la derecha muestra la distribución en longitud sobre el Sol (longitud heliográfica) de las fulguraciones asociadas con sucesos de partículas. La distribución es máxima en el rango de 30º-60º longitud oeste, como se esperaría con sucesos de partículas que se propagan a lo largo de la espiral de Parker. Sin embargo, existen notables excepciones, tales como partículas energéticas llegando desde el hemisferio este solar o asociadas con el cara oculta del Sol. La espiral de Parker aporta un modelo simple para un campo medio, pero no necesariamente la verdadera configuración de cada suceso particular.

Parámetros del viento solar medidas por naves espaciales cerca de la Tierra
Viento rápido Viento lento
Velocidad 500-800 km/s 250-400 km/s
Densidad 3x106 m-3 10x106 m-3
Temperatura de protón 2x105 K 4x104 K
Temperatura de electrón 1.2x105 K 1.5x105 K
Campo magnético 2-10 nT 2-10 nT
  • Unidad de intensidad de campo magnético: 1 nT (nano Tesla) =10[sup]-9[/sup] Tesla
  • Las temperaturas de protones y electrones son diferentes, como es característicos en gases de baja densidad (esto también ocurre en el tubo de neón)


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