O geocorona é a parte luminosa da região mais externa da atmosfera da Terra, a exosfera. Visto de maneira principal através de extrema luz ultravioleta luz que é espalhada a partir de hidrogênio neutro. Ela se estende por menos 15,5 raios terrestres. O geocorona foi estudado a partir do espaço por satélite Astrid e a sonda Galileo. A coroa é tipo de plasma da “atmosfera” do dom ou outro corpo celeste que se estende a milhões de quilômetros no espaço, mais facilmente visto durante o total eclipse solar, mas também observável em coronógrafo. A palavra “corona” em si derivada do latim, que significa corona.
Temperatura Quente na Corona
A alta temperatura da corona são características espectrais que levaram alguns a sugerir, no século XIX, que continha elemento previamente desconhecido, “coronium”. As características espectrais já foram rastreadas para ferro ionizado (Fe-XIV), que indica temperatura alta de plasma. A luz da corona vem de três fontes primárias, chamadas por nomes diferentes, embora todas compartilhem o mesmo volume de espaço.
O K-corona é criado por luz solar espalhada em livres elétrons. Alargamento Doppler das linhas de absorção refletidas, dando a aparência espectral de linhas de absorção. O F-corona (F para Fraunhofer) pode ser gerado por luzes solares saltando para fora das partículas de poeira. Observável porque a luz contém as linhas de Fraunhofer de absorção que são vistas à luz do sol.
O F-corona se estende a elevados alongamentos de ângulos do Sol onde está a luz zodiacal. O E-corona (E para emissão) acontece nas linhas de emissão espectrais produzidas por íons que estão presentes no plasma coronal, observados em amplas ou proibidas linhas de emissão quente como principal fonte de informação sobre a composição da corona.
Características Físicas
A coroa solar é mais quente do que a superfície visível do Sol: Temperatura média de 5800kelvin em comparação à coroa com menos dez ou doze em densidade da fotosfera. A coroa é separada da fotosfera na cromosfera. O mecanismo exato pelo qual a coroa é aquecida representa objeto de debate, mas possibilidades prováveis incluem indução do Sol por campo magnético e sonoras ondas de pressão (sendo esta última menos provável que coronas conhecidas por estarem presente em massa). As bordas exteriores da coroa solar são transportadas para fora e abrem o fluxo magnético, gerando o vento solar.
A coroa não é sempre distribuída por toda a superfície do sol. Durante os períodos de silêncio a coroa está mais ou menos restrito às regiões equatoriais, com buracos coronais cobrindo as polares regiões. No entanto, durante períodos ativos do Sol, a coroa é distribuída de maneira uniforme sobre as regiões equatoriais e polares, embora seja mais proeminente em áreas com manchas solares.
O ciclo solar se estende por onze anos. O campo magnético do sol está enrolado (devido à rotação diferencial no equador que mais rápido do quê os polos). Atividade solar máxima está associada com as manchas solares e laços coronais. Fluxo magnético empurra calor quente à fotosfera e gera exposição do refrigerador plasma abaixo, criando assim pontos escuros.
A coroa tem alta resolução em raios-X por satélite Skylab no ano de 1973. Mais tarde por Yohkoh e outros instrumentos de verificaram a estrutura complexa da corona. Diferentes zonas foram classificadas no disco coronal.
Reações Ativas do Geocorona
As regiões ativas são conjuntos de estruturas de laço que ligam os pontos de polaridade magnética oposta na fotosfera, os chamados laços coronais. Eles distribuem duas zonas de atividade, que são paralelas à linha do equador solar. A temperatura média está entre dois e quatro milhões de Kelvin, enquanto que a densidade vai de 10,9 a 10,10 partículas por cm3.
Proeminência (PSF)
As regiões ativas envolvem todos os fenômenos ligados ao campo magnético, que ocorrem em diferentes alturas na superfície do Sol. Manchas solares acontecem na fotosfera, espículas, filamentos e cromosfera.
Labaredas e ejeções de massa coronal acontecem na coroa e cromosfera. Não se pode ignorar o fato de que as chamas são muito violentas e podem perturbar também fotosfera, gerando ondas de Moreton. Ao contrário, as proeminências quiescentes são grandes estruturas frescas densas observáveis como Trevas. Sua temperatura é de cerca de 5000-8000K, e assim são considerados como características cromosféricas.
Laços Coronais
Laços coronais são as estruturas básicas da corona magnética solar. São primos fechados em fluxo magnético aberto que pode ser encontrado em buraco coronal (polar) e regiões do vento solar. Loops de fluxo magnético bem acima do corpo solar enchem o plasma quente solar. Por causa do aumento da atividade magnética nas regiões com laço coronais, loops muitas vezes podem ser precursores de erupções solares e ejeções de massa coronal.
Plasma solar alimenta as estruturas aquecidas a partir de menos de 6000K a bem mais de 01 x 10,6K da fotosfera, através da zona de transição e para a coroa. Muitas vezes, o plasma solar irá preencher os loops de um ponto de drenagem a partir do outro (sifão de fluxo, por causa da diferença de pressão, ou assimétrica do fluxo, por causa do outro condutor).
Quando o plasma passa para cima a partir ao topo do arco, como sempre ocorre durante a fase inicial de um alargamento compacto, é definido como evaporação cromosférica. No momento em que o plasma esfria caindo para a fotosfera acontece a condensação. Também pode haver simétrica do fluxo de ambos os pontos no pé do laço, provocando acumulação de massa na estrutura de malha. O plasma pode arrefecer na região de maneira rápida (instabilidade térmica), criando escuros filamentos no disco solar.
Laços coronais podem ter tempos de vida na ordem de segundos (no caso de os eventos de queima), minutos, horas ou dias. Laços coronais duram por longos períodos de tempo conhecidos como estado estacionário ou quiescentes laços coronais, onde existe equilíbrio das fontes de energia de laço e pias.
Laços coronais se tornam importante quando tentam entender o atual problema de aquecimento coronal. Laços coronais irradiam as fontes de plasma e por isso são fáceis de serem observado por instrumentos disponíveis em laboratórios observáveis para estudar fenômenos, tais como oscilações solares.
Artigo escrito por Renato Duarte Plantier
