miniaturadeimagen|Durante un eclipse solar total, la corona y las prominencias del Sol son visibles a simple vista. En astronomía, una corona (plural: coronas ) es la capa más externa de la atmósfera de una estrella, compuesta principalmente por plasma a altas temperaturas. Se encuentra por encima de la cromosfera y se extiende hacia el espacio, formando una región difusa que puede alcanzar millones de kilómetros desde la superficie estelar. Este fenómeno es común en estrellas como el Sol, cuya corona ha sido ampliamente estudiada. Es una región de plasma caliente pero relativamente tenue poblada por estructuras coronales intermitentes, como prominencias, bucles coronales y serpentinas de casco.
La corona del Sol se encuentra sobre la cromosfera y se extiende millones de kilómetros hacia el espacio exterior. La luz coronal generalmente está oscurecida por la radiación difusa del cielo y el resplandor del disco solar, pero se puede ver fácilmente a simple vista durante un eclipse solar total o con un coronógrafo especializado. Las mediciones espectroscópicas indican una fuerte ionización en la corona y una temperatura del plasma superior a 1000000 kelvin, mucho más caliente que la superficie del Sol, conocida como la fotosfera.
Corona (latín para 'corona') se deriva, a su vez, del griego antiguo κορώνη (kornnē) 'guirnalda, corona'.
Historia miniaturadeimagen|270x270px|Corona dibujada por José Joaquín de Ferrer durante el eclipse solar del 16 de junio de 1806 en Kinderhook, Nueva York. En 1724, el astrónomo franco-italiano Giacomo F. Maraldi reconoció que el aura visible durante un eclipse solar pertenece al Sol, no a la Luna. En 1809, el astrónomo español José Joaquín de Ferrer acuñó el término 'corona'. Basándose en sus propias observaciones del eclipse solar de 1806 en Kinderhook (Nueva York), de Ferrer también propuso que la corona era parte del Sol y no de la Luna. El astrónomo inglés Norman Lockyer identificó el primer elemento desconocido en la Tierra en la cromosfera del Sol, que se llamó helio(del griego helios 'sol'). El astrónomo francés Jules Jenssen señaló, después de comparar sus lecturas entre los eclipses de 1871 y 1878, que el tamaño y la forma de la corona cambian con el ciclo de las manchas solares. En 1930, Bernard Lyot inventó el "coronógrafo" (ahora" coronógrafo"), que permite ver la corona sin un eclipse total. En 1952, el astrónomo estadounidense Eugene Parker propuso que la corona solar podría calentarse mediante una miríada de diminutas 'nanoflares', iluminaciones en miniatura que se asemejan a las erupciones solares que ocurrirían en toda la superficie del Sol.
Teorías históricas La alta temperatura de la corona del Sol le da características espectrales inusuales, lo que llevó a algunos en el a sugerir que contenía un elemento previamente desconocido, el "coronium". En cambio, estas características espectrales han sido explicadas desde entonces por hierro altamente ionizado (Fe-XIV o Fe13+). Bengt Edlén, siguiendo el trabajo de Walter Grotrian en 1939, identificó por primera vez las líneas espectrales coronales en 1940 (observadas desde 1869) como transiciones desde niveles metaestables bajos de la configuración fundamental de metales altamente ionizados (la línea verde Fe-XIV de Fe13+ a 5303Å, pero también la línea roja Fe-X de Fe9+ a 6374Å).
Formación y estructura La corona está estructurada por el campo magnético estelar, que organiza el plasma en bucles coronales y otras formaciones dinámicas. Estas estructuras son visibles en estrellas activas gracias a telescopios que capturan imágenes en rayos X o ultravioleta.
El mecanismo exacto que calienta la corona a temperaturas tan altas sigue siendo un tema de investigación activa. Entre las teorías propuestas se encuentran las ondas magnetohidrodinámicas y los procesos relacionados con la reconexión magnética.
Componentes observables La corona solar tiene tres fuentes de luz reconocidas y distintas que ocupan el mismo volumen :la "corona F" (para "Fraunhofer"), la "corona K" (para "Kontinuierlich") y la" corona E "(para"emisión").
La "corona F" recibe su nombre del espectro Fraunhofer de líneas de absorción en la luz solar ordinaria, que se conservan por reflexión de pequeños objetos materiales. La corona F es débil cerca del Sol mismo, pero disminuye su brillo solo gradualmente lejos del Sol, extendiéndose a lo largo del cielo y convirtiéndose en la luz zodiacal. Se reconoce que la corona F surge de pequeños granos de polvo que orbitan alrededor del Sol; estos forman una nube tenue que se extiende a través de gran parte del sistema solar.
La "corona K" recibe su nombre por el hecho de que su espectro es un continuo, sin características espectrales importantes. Es la luz solar la que Thomson dispersa por electrones libres en el plasma caliente de la atmósfera exterior del Sol. La naturaleza continua del espectro surge del ensanchamiento Doppler de las líneas de absorción Fraunhofer del Sol en el marco de referencia de los electrones (calientes y, por lo tanto, de rápido movimiento). Aunque la corona K es un fenómeno de los electrones en el plasma, el término se usa con frecuencia para describir el plasma en sí mismo (a diferencia del polvo que da lugar a la corona F).
La "corona E" es el componente de la corona con un espectro de línea de emisión, ya sea dentro o fuera de la banda de longitud de onda de la luz visible. Es un fenómeno del componente iónico del plasma, ya que los iones individuales se excitan por colisión con otros iones o electrones, o por absorción de luz ultravioleta del Sol.
Características físicas miniaturadeimagen|270x270px|Configuración del flujo magnético solar durante el ciclo solar La corona del Sol es mucho más caliente (por un factor de 150 a 450) que la superficie visible del Sol: la temperatura de la corona es de 1 a 3 millones de kelvin en comparación con la temperatura promedio de la fotosfera, alrededor de 5800 kelvin. La corona es mucho menos densa que la fotosfera, y produce aproximadamente una millonésima parte de luz visible. La corona está separada de la fotosfera por la cromosfera relativamente superficial. El mecanismo exacto por el cual se calienta la corona aún es objeto de cierto debate, pero las posibilidades probables incluyen liberaciones episódicas de energía del campo magnético omnipresente y ondas magnetohidrodinámicas desde abajo. Los bordes exteriores de la corona del Sol se transportan constantemente, creando el flujo magnético "abierto" arrastrado por el viento solar.
La corona estelar está formada por plasma extremadamente caliente, con temperaturas que pueden oscilar entre 1 y 3 millones de kelvin. A pesar de su alta temperatura, su densidad es muy baja, lo que hace que emita menos luz visible en comparación con las capas internas de la estrella, como la fotosfera.Astromia: Corona solar
Esta región es responsable de emitir radiación en longitudes de onda como los rayos X y el ultravioleta extremo, lo que permite su estudio mediante telescopios especiales y observatorios espaciales.Wikipedia: Corona (astronomy)
La corona no siempre se distribuye uniformemente por la superficie del Sol. Durante los períodos de tranquilidad, la corona está más o menos confinada a las regiones ecuatoriales, con agujeros coronales que cubren las regiones polares. Sin embargo, durante los períodos activos del Sol, la corona se distribuye uniformemente sobre las regiones ecuatoriales y polares, aunque es más prominente en áreas con actividad de manchas solares. El ciclo solar abarca aproximadamente 11 años, desde un mínimo solar hasta el siguiente mínimo. Dado que el campo magnético solar se enrolla continuamente debido a la rotación más rápida de la masa en el ecuador del Sol (rotación diferencial), la actividad de las manchas solares es más pronunciada en el máximo solar, donde el campo magnético está más retorcido. Asociados con las manchas solares hay bucles coronales, bucles de flujo magnético, surgencias del interior solar. El flujo magnético empuja la fotosfera más caliente a un lado, exponiendo el plasma más frío debajo, creando así las manchas solares relativamente oscuras.
Las imágenes de rayos X de alta resolución de la corona solar fotografiadas por Skylab en 1973, por Yohkoh en 1991-2001 y por instrumentos espaciales posteriores revelaron que la estructura de la corona era bastante variada y compleja, lo que llevó a los astrónomos a clasificar varias zonas en el disco coronal. Los astrónomos suelen distinguir varias regiones, como se describe a continuación.
Regiones activas
Las regiones activas son conjuntos de estructuras de bucle que conectan puntos de polaridad magnética opuesta en la fotosfera, los llamados bucles coronales. Generalmente se distribuyen en dos zonas de actividad, que son paralelas al ecuador solar. La temperatura promedio es de entre dos y cuatro millones de kelvin, mientras que la densidad va de 109 a 1010 partículas por centímetro cúbico. miniaturadeimagen|280x280px|Prominencias solares y manchas solares Las regiones activas involucran todos los fenómenos directamente relacionados con el campo magnético, que ocurren a diferentes alturas sobre la superficie del Sol: las manchas solares y las fáculas ocurren en la fotosfera; espículas, filamentos de Hα y playas en la cromosfera; prominencias en la cromosfera y la región de transición; y las llamaradas y eyecciones de masa coronal (CME) ocurren en la corona y la cromosfera. Si las llamaradas son muy violentas, también pueden perturbar la fotosfera y generar una onda de Moreton. Por el contrario, las prominencias inactivas son estructuras grandes, frías y densas que se observan como cintas de Hα oscuras, "similares a serpientes" (que parecen filamentos) en el disco solar. Su temperatura es de aproximadamente 5000-8000K, por lo que generalmente se consideran características cromosféricas.
En 2013, las imágenes del Generador de Imágenes Coronales de Alta Resolución revelaron "trenzas magnéticas" de plasma nunca antes vistas dentro de las capas externas de estas regiones activas.
Bucles coronales izquierda|miniaturadeimagen|260x260px|Imagen de TRACE a una longitud de onda de 171 Å (ultravioleta extremo) que muestra bucles coronales Los bucles coronales son las estructuras básicas de la corona solar magnética. Estos bucles son primos del flujo magnético cerrado del flujo magnético abierto que se puede encontrar en los agujeros coronales y en el viento solar. Bucles de flujo magnético brotan del cuerpo solar y se llenan con plasma solar caliente. Debido a la mayor actividad magnética en estas regiones de bucles coronales, los bucles coronales a menudo pueden ser los precursores de erupciones solares y CME.
El plasma solar que alimenta estas estructuras se calienta desde menos de 6000 K hasta más de 106 K desde la fotosfera, a través de la región de transición y hacia la corona. A menudo, el plasma solar llenará estos bucles de un punto y drenará a otro, llamados puntos de pie (flujo de sifón debido a una diferencia de presión, o flujo asimétrico debido a algún otro impulsor).
Cuando el plasma se eleva desde los puntos del pie hacia la parte superior del bucle, como siempre ocurre durante la fase inicial de una llamarada compacta, se define como evaporación cromosférica. Cuando el plasma se enfría rápidamente y cae hacia la fotosfera, se denomina condensación cromosférica. También puede haber flujo simétrico desde ambos puntos del pie del bucle, lo que provoca una acumulación de masa en la estructura del bucle. El plasma puede enfriarse rápidamente en esta región (por inestabilidad térmica), sus filamentos oscuros son obvios contra el disco solar o las prominencias del oscurecimiento del limbo.