miniatura|Abundància de plomalls coronals en un màxim solar miniatura|Plomalls coronals en un mínim solar
Els plomalls coronals o Helmet streamers són estructures brillants semblants a rínxols que es desenvolupen sobre regions actives del Sol. Es tracta de rínxols magnètics tancats que connecten regions de polaritat magnètica oposada. Aquests rínxols capturen els electrons i fan que llueixin molt brillants. Els vents solars allarguen aquests rínxols fins a fer-los punxeguts. S'estenen molt per sobre de les protuberàncies a la corona, i es poden observar fàcilment durant un eclipsi solar.
Els plomalls solars normalment es troben confinats al cinturó de plomalls (streamer belt en anglès) en les latituds mitjanes, i la seva distribució segueix el moviment de les regions actives durant el cicle solar. Petites gotes de plasma, o plasmoides es desprenen a vegades de les puntes dels plomalls coronals, i conformen una de les fonts del components lents del vent solar. Per contra, les formacions amb camps magnètics oberts s'anomenen forats coronals, són més foscos i són una font dels vents solars ràpids. Els plomalls coronals també poden crear ejeccions de massa coronal si un gran volum de plasma es desconnecta prop de la punta del plomall.
Estructura miniatura|Els plomalls coronals s'observen brillants en llum blanca en comparació amb el plasma coronal circumdant. Els plomalls coronals tenen bases en forma de cúspide que s'estrenyen radialment cap a l'exterior del Sol formant tija llargues. La base s'estén típicament fins a 1,5 radis solars per sobre de la superfície, mentre que la tija —estirada cap a fora pel vent solar— es pot estendre al llarg de molts radis solars.
Els plomalls coronals estan estructurats per camps magnètics tancats i se situen per sobre de les fronteres que separen la polaritat magnètica oposada a la fotosfera del Sol. Les seves tiges primes consisteixen en camps magnètics d'orientació oposada que formen làmines de corrent. Envoltant aquestes tiges hi ha camps magnètics oberts i d'orientació oposada que estan ancorats a forats coronals més avall en la corona.
Les emissions de llum blanca dels streamers de casc es deuen a l'alta densitat d'electrons del plasma confinat en comparació amb la corona circumdant. La llum de la fotosfera pateix una dispersió de Thomson a causa d'aquests electrons, i la intensitat de la llum dispersada depèn del nombre d'electrons al llarg de la línia de visió de l'observador.
De vegades s'alliberen petites gotes de plasma o «plasmoides» des de les puntes dels streamers de casc, i aquesta és una font de la component lenta del vent solar.
Cicle solar
Al voltant del mínim solar, el punt de mínima activitat solar durant el cicle solar d'11 anys, els plomalls coronals es troben generalment al voltant de l'equador heliogràfic en allò que s'anomena el cinturó de streamers. Al mateix temps, hi ha grans forats coronals als pols. A mesura que l'activitat solar augmenta a prop del màxim solar, els plomalls coronals apareixen de manera més simètrica al voltant del Sol.
Paper en les ejeccions de massa coronal miniatura|Mentre la Parker Solar Probe passava per la corona del Sol a principis del 2021, la nau espacial va volar al voltant de streamers coronals.
Quan es produeix l'erupció d'una ejecció de massa coronal (CME), el streamer de casc superposat es deforma i es converteix en el front d'atac de la CME. De la mateixa manera, la cavitat del streamer de casc es converteix en la cavitat de la CME i la prominència del streamer de casc es converteix en el nucli de la CME.
Pseudostreamers Les estructures de la corona similars a un plomall coronal, però que connecten forats de la mateixa polaritat magnètica, s'anomenen pseudostreamers. Van ser observades per primera vegada mitjançant coronògrafs espacials i anomenades «llàmines de plasma» (plasma sheets) per Hundhausen (1972). Més tard van ser reanomenades com a «streamers unipolars» per Zhao & Webb (2003) i, posteriorment, denominades «pseudostreamers» per Wang et al. (2007).50px Material was copied from this source, which is available under a Creative Commons Attribution 4.0 L'estructura dels pseudostreamers va ser observada el 2012 pel Solar Dynamics Observatory.
La topologia magnètica dels pseudostreamers es va descriure com a una estructura que «conté filaments bessons a la seva base. Aquests filaments bessons estan connectats topològicament, compartint un punt neutre i una cúpula separatriu. Aquest va ser un cas en què dues fronteres d'inversió de polaritat contenen entre elles camps amb una polaritat oposada a la de la configuració unipolar global que les envolta (pseudostreamer tripolar)».
Entre el 5 i el 10 de maig de 2013, l'instrument SWAP del satèl·lit PROBA2 va observar una estructura magnètica híbrida única formada per un doble streamer/pseudostreamer a la corona solar. Els investigadors van descriure la seva estructura: Consisteix en un parell de canals de filaments prop del pol sud del Sol. A la vora occidental de l'estructura, la morfologia magnètica per sobre dels filaments és la d'una doble flama de banda a banda, amb un camp obert entre els dos canals. A la vora oriental, la morfologia magnètica és la d'una pseudoflama coronal sense el camp obert central.
Referències
Categoria:Sol