Corona solar | definición de corona solar

Un halo grande y bastante uniforme de luz blanca pálida que rodea al Sol y es visible a simple vista durante un eclipse total (ver Eclipse). Es, de hecho, durante los breves momentos de un eclipse total de Sol por la Luna cuando dos de los elementos característicos de la atmósfera solar destacan de forma espectacular: las protuberancias y la corona. Sólo hace relativamente poco tiempo los astrónomos han podido decir con certeza en qué consisten y por qué aparecen tal y como aparecen. En realidad, no se demostró de forma concluyente hasta finales del siglo pasado que estos dos elementos eran apéndices del Sol y no de la Luna. Véase Cromosfera.

La corona y golpes difieren mucho en aspecto y físico. Las protuberancias son nubes rosadas de hidrógeno, helio, calcio vaporizado y otros gases de forma irregular. En cambio, la corona envuelve completamente el Sol como un halo bastante uniforme de luz blanca pálida. En las partes exteriores de la corona se pueden ver a menudo filamentos de tonos delicados que llegan a un diámetro de muchas veces el diámetro del Sol. Hasta alrededor de 1940 la constitución de la corona permaneció un misterio absoluto, pero las fotografías y observaciones visuales de los eclipses han revelado a los astrónomos las características interesantes del perfil de la corona y los cambios que sufre regularmente de eclipse a eclipse. , que coinciden, sea o no, con las famosas manchas solares. Ver mancha solar.

WJS Lockyer ha clasificado los tipos de corona en una serie de variantes escalonadas entre el tipo «polar», que se produce unos dos años antes del pico de actividad de las manchas solares, y el tipo «ecuatorial», que se produce unos dos años antes de que se alcance la actividad mínima. en la fluctuación cíclica semiregular de once años. El tipo polar consiste en un halo general con largos filamentos errantes

dian del Sol de latitudes altas y medias, que a menudo dan a la corona un aspecto cuadrangular. El ecuatorial consta principalmente de un halo general con filamentos largos que parten de un área pequeña, cercana al ecuador solar. Los filamentos de las zonas del norte y del sur cerca del ecuador parecen fusionarse con frecuencia. En las épocas coronales ecuatoriales a menudo aparecen pequeñas plumas de gas coronal cerca de los polos solares.

la Corona

Durante el siglo XIX, los astrónomos dirigieron sus espectroscopios a la corona durante los eclipses y encontraron un gran número de líneas espectrales de luz superpuestas en el espectro continuo más débil de la corona en el momento de la observación (ver Espectro ; Espectroscopio). En 1936 se habían medido con exactitud las longitudes de onda de más de 10 de estas líneas, pero ninguna de ellas pudo identificarse respecto a las obtenidas a partir de espectrogramas de elementos químicos conocidos. Los astrónomos han dado el nombre de «coroni» al elemento hipoténico cuya presencia podría explicar las líneas del espectro de la corona. El verdadero origen de la corona se convirtió en uno de los problemas más importantes y emocionantes de la astrofísica.

Entre tanto, de 1929 a 1930, Bernard Lyot inventó un nuevo tipo de telescopio astronómico en Francia, el corógrafo, con el propósito específico de estudiar la corona del Sol en un día claro y no precisamente durante un eclipse (véase Corógrafo). Con este instrumento Lyot descubrió que la corona cambia rápidamente de un día a otro y que sus características participan, al menos de forma aproximada, en la rotación del Sol. Lyot también demostró que los cambios aparentes de un día a otro se deben principalmente. en la rotación solar Dado que la corona parece bastante estable cuando se ve de semana a semana, se pueden producir cambios en sus tenues y brillantes manifestaciones de emisión de fuegos incluso en pocos meses.

En 1941, el sueco Bengt Edlén anunció que el coroni no era más que una mezcla de hierro, níquel y calcio en condiciones altamente ionizadas (ver Hierro; Átomo, átomo de Bohr). Edlén afirmaba que esa ionización era el resultado de la temperatura increíblemente alta de la corona, que se acercaba a los 2.000.000 °C. Esta temperatura era tan superior a la de la superficie solar, 6000 °C, que surgió un nuevo problema, el de explicar el extremo. temperatura de la corona. Algunos astrónomos creen que la explicación de estas altas temperaturas reside en las protuberancias que se mueven a través de la corona a velocidades supersónicas.

La corona y la comunicación por radio.

A medida que pasa el tiempo, se encuentran más pruebas de que esta temperatura existe realmente. Se sabe, por ejemplo, que afecta al funcionamiento del radar y los equipos de radio de onda corta. Durante la Segunda Guerra Mundial, los equipos para radiocomunicaciones de onda corta, topografía y navegación adquirieron una importancia extraordinaria. Se encontró que el sol era la principal causa del mal funcionamiento frecuente de los dispositivos de radio. Al término de la guerra, la propia radio se utilizó para la investigación solar. El funcionamiento de los dispositivos de radio se ha correlacionado con las fluctuaciones diarias de la corona, las manchas solares y las fáculas solares (ver Sol, Características de su superficie). Existen pruebas de que algunos tipos de cambios meteorológicos a gran escala resultan de la activación de fuertes emisiones en determinadas regiones de la corona. Durante el Año Geofísico Internacional (1957-58), los astrónomos diseñaron una vasta cadena mundial de estaciones coronarias que recopilaban datos diarios precisos sobre todas las características de la emisión coronal. Hoy se cree que la corona se extiende más allá de la órbita terrestre.