A coroa estelar é a camada mais externa da atmosfera de uma estrela. Ela é composta de plasma.
A coroa do Sol, também chamada de coroa branca, coroa de Fraunhoffer ou corona, fica acima da cromosfera e se estende por milhões de quilômetros no espaço sideral. Ela é mais facilmente vista durante um eclipse solar total, mas também pode ser observada com um coronógrafo. As medições espectroscópicas indicam forte ionização na coroa e uma temperatura de plasma superior a 1.000.000 Kelvins, muito mais quente do que a superfície do Sol, conhecida como fotosfera.
Corona (latim para "coroa") é, por sua vez, derivado do grego antigo κορώνη (korṓnē) "guirlanda, coroa de flores".
Histórico
Johannes Kepler foi o primeiro a comentar cientificamente sobre a coroa solar. baseando-se em descrições de eclipses feitas por terceiros, ele sugeriu em 1605 que ela seria luz refletida por matéria ao redor do sol.
Em 1724, o astrônomo franco-italiano Giacomo F. Maraldi reconheceu que a aura visível durante um eclipse solar pertence ao Sol, e não à Lua. Em 1809, o astrônomo espanhol José Joaquín de Ferrer cunhou o termo "corona". Com base em suas próprias observações do eclipse solar de 1806 em Kinderhook (Nova York), de Ferrer também propôs que a coroa era parte do Sol e não da Lua.
O astrônomo inglês Norman Lockyer identificou o primeiro elemento desconhecido na Terra na cromosfera do Sol, chamado hélio. O astrônomo francês Jules Jenssen observou, depois de comparar suas leituras entre os eclipses de 1871 e 1878, que o tamanho e a forma da coroa solar mudam com o ciclo das manchas solares.
Em 1930, Bernard Lyot inventou o coronógrafo, que permite a visualização da coroa sem um eclipse total. Em 1952, o astrônomo americano Eugene Parker propôs que a coroa solar poderia ser aquecida por uma miríade de minúsculas "nanoerupções", brilhos em miniatura semelhantes a explosões solares que ocorreriam em toda a superfície do Sol.
Teorias históricas A alta temperatura da coroa do Sol confere a ela características espectrais incomuns, o que levou algumas pessoas no século XIX a sugerir que ela continha um elemento até então desconhecido, o "corônio". Em vez disso, essas características espectrais foram explicadas pelo ferro altamente ionizado (Fe-XIV, ou Fe13+). Bengt Edlén, seguindo o trabalho de Grotrian (1939), identificou pela primeira vez as linhas espectrais coronais em 1940 (observadas desde 1869) como transições de níveis metaestáveis baixos da configuração terrestre de metais altamente ionizados (a linha verde Fe-XIV do Fe13+ em 5.303 Å, mas também a linha vermelha Fe-X do Fe9+ em 6.374 Å).
Variabilidade da coroa
A coroa do Sol é muito mais quente (por um fator de 150 a 450) do que a superfície visível do Sol: a temperatura da coroa é de 1 a 3 milhões de Kelvins em comparação com a temperatura média da fotosfera - cerca de 5.800 Kelvins. A coroa é 10-12 vezes mais densa que a fotosfera e, portanto, produz cerca de um milionésimo da quantidade de luz visível. O corona é separado da fotosfera pela cromosfera, que é relativamente rasa. O mecanismo exato pelo qual a coroa é aquecida ainda é objeto de algum debate, mas as possibilidades prováveis incluem indução pelo campo magnético do Sol e ondas magnetohidrodinâmicas vindas de baixo. As bordas externas da coroa do Sol são constantemente transportadas devido ao fluxo magnético aberto e, portanto, geram o vento solar.
As variações na Coroa Solar devido à rotação do Sol, e das suas atividades magnéticas, fazem o vento solar ficar variável e instável exercendo influência nos gases ao redor da estrela e planetas próximos, as manchas solares e o seu ciclo também afetam o seu comportamento e dimensão.
Exemplo do efeito do vento solar são as caudas cometárias, que têm sua orientação conduzida pela direção do vento solar que também influi nos campos magnéticos planetários, as magnetosferas, pois defletem as partículas, impedindo-as de chegar às superfícies dos planetas.
A coroa nem sempre é distribuída uniformemente pela superfície do Sol. Durante os períodos de quietude, a coroa fica mais ou menos confinada às regiões equatoriais, com buracos coronais cobrindo as regiões polares. Entretanto, durante os períodos ativos do Sol, a coroa é distribuída uniformemente nas regiões equatoriais e polares, embora seja mais proeminente em áreas com atividade de manchas solares. O ciclo solar dura aproximadamente 11 anos, desde o mínimo solar até o mínimo seguinte. Como o campo magnético solar é continuamente torcido devido à rotação mais rápida da massa no equador do Sol (rotação diferencial), a atividade das manchas solares será mais pronunciada no máximo solar, onde o campo magnético é mais torcido. Associados às manchas solares estão os anéis coronais, loops de fluxo magnético que afloram do interior solar. O fluxo magnético empurra a fotosfera mais quente para o lado, expondo o plasma mais frio abaixo, criando assim as manchas solares relativamente escuras.
Desde que a coroa solar foi fotografada em alta resolução na faixa de raios X do espectro pelo satélite Skylab em 1973 e, posteriormente, pelo Yohkoh e outros instrumentos espaciais seguintes, observou-se que a estrutura do coronavírus é bastante variada e complexa: diferentes zonas foram imediatamente classificadas no disco coronal. Os astrônomos geralmente distinguem várias regiões, conforme descrito a seguir.
Regiões ativas As regiões ativas são conjuntos de estruturas de anel que conectam pontos de polaridade magnética oposta na fotosfera, os chamados anéis coronais. Elas geralmente se distribuem em duas zonas de atividade, que são paralelas ao equador solar. A temperatura média está entre dois e quatro milhões de Kelvin, enquanto a densidade varia de 109 a 1010 partículas por cm3.
As regiões ativas envolvem todos os fenômenos diretamente ligados ao campo magnético, que ocorrem em diferentes alturas acima da superfície do Sol: manchas solares e fáculas ocorrem na fotosfera; espículas, filamentos de Hα e praias na cromosfera; proeminências na cromosfera e na região de transição; e erupções e ejeções de massa coronal (CME) ocorrem na coroa e na cromosfera. Se as chamas forem muito violentas, elas também podem perturbar a fotosfera e gerar uma onda de Moreton. Por outro lado, as proeminências quiescentes são estruturas grandes, frias e densas que são observadas como fitas de Hα escuras e "serpenteantes" (com aparência de filamentos) no disco solar. Sua temperatura é de cerca de 5.000 a 8.000 K e, portanto, são normalmente consideradas como características cromosféricas.
Em 2013, imagens do Imageador Coronal de Alta Resolução revelaram "tranças magnéticas" de plasma nunca antes vistas nas camadas externas dessas regiões ativas.
Anéis coronais
Os anéis coronais são as estruturas básicas da coroa solar magnética. Esses anéis são os primos de fluxo magnético fechado do fluxo magnético aberto que pode ser encontrado nos buracos coronais e no vento solar. Os anéis de fluxo magnético se elevam do corpo solar e se enchem de plasma solar quente. Devido à atividade magnética elevada nessas regiões de anéis coronais, os anéis coronais podem ser os precursores de explosões solares e CMEs.
O plasma solar que alimenta essas estruturas é aquecido de menos de 6.000 K a bem mais de 106 K a partir da fotosfera, passando pela região de transição e chegando à coroa. Muitas vezes, o plasma solar preenche esses anéis de um ponto e drena para outro, chamado de pontos de apoio (fluxo de sifão devido a uma diferença de pressão, ou fluxo assimétrico devido a algum outro fator).
Quando o plasma sobe dos pontos de apoio em direção ao topo do anel, como sempre ocorre durante a fase inicial de uma chama compacta, isso é definido como evaporação cromosférica. Quando o plasma esfria rapidamente e cai em direção à fotosfera, isso é chamado de condensação cromosférica. Também pode haver fluxo simétrico de ambos os pontos de apoio do anel, causando um acúmulo de massa na estrutura do anel. O plasma pode esfriar rapidamente nessa região (para uma instabilidade térmica), seus filamentos escuros são óbvios contra o disco solar ou proeminências fora do limbo do Sol.
Os anéis coronais podem ter vida útil da ordem de segundos (no caso de eventos de chamas), minutos, horas ou dias. Quando há um equilíbrio entre as fontes e os sumidouros de energia do anel, os anéis coronais podem durar longos períodos de tempo e são conhecidos como estado estacionário ou anéis coronais quiescentes (exemplo). Os anéis coronais são muito importantes para nossa compreensão do atual problema de aquecimento coronal. Os anéis coronais são fontes de plasma altamente radiantes e, portanto, fáceis de serem observados por instrumentos como o TRACE. Uma explicação do problema de aquecimento coronal permanece, pois essas estruturas estão sendo observadas remotamente, onde muitas ambiguidades estão presentes (ou seja, contribuições de radiação ao longo da propagação da linha de visão). São necessárias medições no local antes que uma resposta definitiva possa ser determinada, mas devido às altas temperaturas do plasma na coroa, as medições no local são, no momento, impossíveis. A próxima missão da Parker Solar Probe da NASA se aproximará muito do Sol, permitindo observações mais diretas.
Estruturas de grande escala As estruturas de grande escala são arcos muito longos que podem cobrir mais de um quarto do disco solar, mas contêm plasma menos denso do que nos anéis coronais das regiões ativas.
Elas foram detectadas pela primeira vez na observação da explosão de 8 de junho de 1968, durante um voo de foguete.
A estrutura em larga escala da coroa muda ao longo do ciclo solar de 11 anos e se torna particularmente simples durante o período mínimo, quando o campo magnético do Sol é quase semelhante a uma configuração dipolar (mais um componente quadrupolar).
Interconexões de regiões ativas
As interconexões de regiões ativas são arcos que conectam zonas de campo magnético oposto, de diferentes regiões ativas. Variações significativas dessas estruturas são frequentemente vistas após uma erupção.
Algumas outras características desse tipo são os helmet streamers - estruturas coronais grandes, semelhantes a calotas, com picos longos e pontiagudos que geralmente cobrem manchas solares e regiões ativas. As serpentinas coronais são consideradas fontes do vento solar lento.
Cavidades de filamentos
As cavidades de filamentos são zonas que parecem escuras nos raios X e estão acima das regiões onde os filamentos de Hα são observados na cromosfera. Elas foram observadas pela primeira vez nos dois voos de foguetes de 1970, que também detectaram buracos coronais.
As cavidades de filamentos são nuvens mais frias de plasma suspensas acima da superfície do Sol por forças magnéticas. As regiões de campo magnético intenso parecem escuras nas imagens porque estão vazias de plasma quente. De fato, a soma da pressão magnética e da pressão do plasma deve ser constante em todos os lugares da heliosfera para que haja uma configuração de equilíbrio: onde o campo magnético é maior, o plasma deve ser mais frio ou menos denso. A pressão do plasma pode ser calculada pela equação de estado de um gás perfeito: https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f82d02993e9c9f5574a0c5752fa24d2e57a20447, onde é a densidade do número de partículas, https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/70f38f7b73e53fd7b5d9ca64bec3a1438cc0eade a constante de Boltzmann e a temperatura do plasma. Fica evidente na equação que a pressão do plasma diminui quando a temperatura do plasma diminui em relação às regiões vizinhas ou quando a zona de campo magnético intenso se esvazia. O mesmo efeito físico torna as manchas solares aparentemente escuras na fotosfera.
Pontos brilhantes Os pontos brilhantes são pequenas regiões ativas encontradas no disco solar. Os pontos brilhantes de raios X foram detectados pela primeira vez em 8 de abril de 1969, durante um voo de foguete.