b'\n_START_ARTICLE_\nCorona solar\n_START_PARAGRAPH_\nLa corona solar es la capa m\xc3\xa1s externa del Sol, est\xc3\xa1 compuesta de plasma y se extiende m\xc3\xa1s de un mill\xc3\xb3n de kil\xc3\xb3metros desde su origen sobre la cromosfera. Puede observarse desde la Tierra durante un eclipse solar total o utilizando dispositivos como el coron\xc3\xb3grafo. La densidad de la corona solar es mil millones de veces inferior a la de la atm\xc3\xb3sfera terrestre al nivel del mar y su temperatura es de _NEWLINE_10\xe2\x81\xb6 Kelvin.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Todos los detalles estructurales de la corona son debidas al campo magn\xc3\xa9tico del Sol.\n_START_SECTION_\nCorona solar\n_START_PARAGRAPH_\nSe trata de la parte m\xc3\xa1s externa de su atm\xc3\xb3sfera, con casi 1.000.000 de km. Aunque tenga una elevada temperatura de casi 2.000.000 grados, solo la podemos observar si ocultamos completamente el disco solar, que es mil millones de veces m\xc3\xa1s intensa. Esta ocultaci\xc3\xb3n se produce en los eclipses solares._NEWLINE_Bengt Edl\xc3\xa9n, siguiendo el trabajo de Grotrian (1939), identific\xc3\xb3 por primera vez las l\xc3\xadneas espectrales coronales en 1940 (observadas desde 1869) como las transiciones de niveles metaestables bajos de la configuraci\xc3\xb3n de metales altamente ionizados (la l\xc3\xadnea verde Fe-XIV a 5303 \xc3\x85, sino tambi\xc3\xa9n la l\xc3\xadnea roja Fe-X a 6374 \xc3\x85). Estos altos grados de ionizaci\xc3\xb3n indican una temperatura del plasma de m\xc3\xa1s de 1.000.000 kelvin,\xe2\x80\x8b mucho m\xc3\xa1s caliente que la superficie del Sol._NEWLINE_La luz de la corona proviene de tres fuentes primarias, del mismo volumen de espacio. El K-corona (K para kontinuierlich, "continuo" en alem\xc3\xa1n) es creado por la luz solar que dispersa electrones libres; El ensanchamiento Doppler de las l\xc3\xadneas de absorci\xc3\xb3n fotosf\xc3\xa9ricas reflejadas las extiende tan ampliamente que las oscurece completamente, dando la apariencia espectral de un continuo sin l\xc3\xadneas de absorci\xc3\xb3n. La F-corona (F para Fraunhofer) es creada por la luz solar rebotando en las part\xc3\xadculas de polvo, y es observable porque su luz contiene las l\xc3\xadneas de absorci\xc3\xb3n de Fraunhofer que se ven en la luz solar cruda; la corona F se extiende a \xc3\xa1ngulos de alargamiento muy altos desde el Sol, donde se llama la luz zodiacal. La E-corona (E para emisi\xc3\xb3n) se debe a l\xc3\xadneas de emisi\xc3\xb3n espectral producidas por iones presentes en el plasma coronal; se puede observar en l\xc3\xadneas de emisi\xc3\xb3n espectral amplia o prohibida o caliente y es la fuente principal de informaci\xc3\xb3n sobre la composici\xc3\xb3n de la corona.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nCaracter\xc3\xadsticas f\xc3\xadsicas\n_START_PARAGRAPH_\nLa corona del sol es mucho m\xc3\xa1s caliente (por un factor de 150 a 450) que la superficie visible del Sol: la temperatura media de la fotosfera es 5800 kelvin en comparaci\xc3\xb3n con la corona de uno a tres millones de kelvin. La corona es 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb9\xc2\xb2 veces tan densa como la fotosfera, y por lo tanto produce cerca de un millon\xc3\xa9simo de luz visible. La corona est\xc3\xa1 separada de la fotosfera por la cromosfera relativamente poco profunda. El mecanismo exacto por el cual se calienta la corona es todav\xc3\xada el tema de alg\xc3\xban debate, pero las posibles posibilidades incluyen la inducci\xc3\xb3n por el campo magn\xc3\xa9tico del Sol y las ondas magnetohidrodin\xc3\xa1micas desde abajo. Los bordes exteriores de la corona del Sol est\xc3\xa1n constantemente siendo transportados lejos debido al flujo magn\xc3\xa9tico abierto y por lo tanto generando el viento solar._NEWLINE_La corona no siempre est\xc3\xa1 uniformemente distribuida a trav\xc3\xa9s de la superficie del Sol. Durante per\xc3\xadodos de silencio, la corona est\xc3\xa1 m\xc3\xa1s o menos confinada a las regiones ecuatoriales, con orificios coronales que cubren las regiones polares. Sin embargo, durante los per\xc3\xadodos activos del Sol, la corona se distribuye uniformemente sobre las regiones ecuatoriales y polares, aunque es m\xc3\xa1s prominente en \xc3\xa1reas con actividad de manchas solares. El ciclo solar dura aproximadamente 11 a\xc3\xb1os, desde el m\xc3\xadnimo solar hasta el m\xc3\xadnimo siguiente. Puesto que el campo magn\xc3\xa9tico solar se enrolla continuamente debido a la rotaci\xc3\xb3n m\xc3\xa1s r\xc3\xa1pida de la masa en el ecuador del sol (rotaci\xc3\xb3n diferencial), la actividad de la mancha solar ser\xc3\xa1 m\xc3\xa1s pronunciada en el m\xc3\xa1ximo solar donde el campo magn\xc3\xa9tico es m\xc3\xa1s torcido. Asociados con las manchas solares son los lazos coronales, bucles de flujo magn\xc3\xa9tico, surgiendo desde el interior solar. El flujo magn\xc3\xa9tico empuja la fotosfera m\xc3\xa1s caliente a un lado, exponiendo el plasma m\xc3\xa1s fr\xc3\xado por debajo, creando as\xc3\xad las manchas solares relativamente oscuras._NEWLINE_Dado que la corona ha sido fotografiada a alta resoluci\xc3\xb3n en el rango de rayos X del espectro por el sat\xc3\xa9lite Skylab en 1973 y posteriormente por Yohkoh y los otros instrumentos espaciales siguientes, se ha visto que la estructura de la corona es bastante variada y compleja: diferentes zonas han sido inmediatamente clasificadas en el disco coronal.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b Los astr\xc3\xb3nomos suelen distinguir varias regiones,\xe2\x80\x8b como se describe a continuaci\xc3\xb3n.\n_START_SECTION_\nRegiones activas\n_START_PARAGRAPH_\nLas regiones activas son conjuntos de estructuras de bucles que conectan puntos de polaridad magn\xc3\xa9tica opuesta en la fotosfera, los llamados bucles coronales. Generalmente se distribuyen en dos zonas de actividad, que son paralelas al ecuador solar. La temperatura media es de entre dos y cuatro millones de kelvins, mientras que la densidad va de 109 a 1010 part\xc3\xadculas por cm\xc2\xb3._NEWLINE_Las regiones activas implican todos los fen\xc3\xb3menos directamente relacionados con el campo magn\xc3\xa9tico, que ocurren a diferentes alturas por encima de la superficie del Sol:\xe2\x80\x8b manchas solares y f\xc3\xa1culas, se producen en la fotosfera, esp\xc3\xadculas, filamentos H\xce\xb1 y playas solares en la cromosfera, protuberancias cromosf\xc3\xa9ricas y en las regiones de transici\xc3\xb3n, y las erupciones y las eyecciones de masa coronal ocurren en la corona y la cromosfera. Si las llamaradas son muy violentas, tambi\xc3\xa9n pueden perturbar la fotosfera y generar una onda de Moreton. Por el contrario, las prominencias quiescentes son estructuras densas y grandes, densas, que se observan en forma de filas H\xce\xb1 oscuras y "serpentinas" (que aparecen como filamentos) en el disco solar. Su temperatura es de aproximadamente 5000-8000 K, y por lo tanto se consideran generalmente como caracter\xc3\xadsticas cromosf\xc3\xa9ricas._NEWLINE_En 2013, las im\xc3\xa1genes del Sensor de Im\xc3\xa1genes de Alta resoluci\xc3\xb3n Coronal revelaron nunca antes vistas "trenzas magn\xc3\xa9ticas" de plasma dentro de las capas externas de estas regiones activas.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nLazos coronales\n_START_PARAGRAPH_\nLos lazos coronales son las estructuras b\xc3\xa1sicas de la corona solar magn\xc3\xa9tica. Estos bucles son los parentes de flujo magn\xc3\xa9tico cerrado del flujo magn\xc3\xa9tico abierto que se pueden encontrar en las regiones del agujero coronal (polar) y el viento solar. Los bucles de flujo magn\xc3\xa9tico emergen del cuerpo solar y se llenan de plasma solar caliente.\xe2\x80\x8b Debido a la actividad magn\xc3\xa9tica aumentada en estas regiones del lazo coronal, los lazos coronal pueden ser a menudo el precursor a las llamaradas solares ya las eyecciones de masa coronal (CMEs)._NEWLINE_El plasma solar que alimenta estas estructuras se calienta de menos de 6000 K a m\xc3\xa1s de 10\xe2\x81\xb6 K desde la fotosfera, a trav\xc3\xa9s de la regi\xc3\xb3n de transici\xc3\xb3n, y en la corona. A menudo, el plasma solar llena estos bucles de un punto y drena a otro, llamado puntos de pie (flujo de sif\xc3\xb3n debido a una diferencia de presi\xc3\xb3n,\xe2\x80\x8b o flujo asim\xc3\xa9trico debido a alg\xc3\xban otro conductor)._NEWLINE_Cuando el plasma se eleva desde los puntos de pie hacia la parte superior del bucle, como ocurre siempre durante la fase inicial de una llamarada compacta, se define como evaporaci\xc3\xb3n cromosf\xc3\xa9rica. Cuando el plasma se enfr\xc3\xada r\xc3\xa1pidamente y cae hacia la fotosfera, se llama condensaci\xc3\xb3n cromosf\xc3\xa9rica. Tambi\xc3\xa9n puede haber un flujo sim\xc3\xa9trico desde ambos puntos del pie del bucle, causando una acumulaci\xc3\xb3n de masa en la estructura del bucle. El plasma puede enfriarse r\xc3\xa1pidamente en esta regi\xc3\xb3n (para una inestabilidad t\xc3\xa9rmica), en sus filamentos oscuros o en protuberancias de la extremidad del Sol._NEWLINE_Los bucles coronales pueden tener vidas en el orden de segundos (en el caso de eventos de bengalas), minutos, horas o d\xc3\xadas. Donde hay un equilibrio en las fuentes de energ\xc3\xada del lazo y los fregaderos, los lazos coronal pueden durar por per\xc3\xadodos de tiempo largos y se conocen como el estado estable o los lazos coronales quiescentes. (ejemplo)._NEWLINE_Los lazos coronales son muy importantes para nuestra comprensi\xc3\xb3n del problema actual de calentamiento coronal. Los bucles coronales son fuentes de plasma altamente radiales y por lo tanto son f\xc3\xa1ciles de observar con instrumentos como TRACE. Una explicaci\xc3\xb3n del problema de calentamiento coronal permanece como estas estructuras se observan a distancia, donde muchas ambig\xc3\xbcedades est\xc3\xa1n presentes (es decir, las contribuciones de radiaci\xc3\xb3n a lo largo de la l\xc3\xadnea de mira). Se requieren mediciones in situ antes de que se pueda obtener una respuesta definitiva, pero debido a las altas temperaturas plasm\xc3\xa1ticas en la corona, las mediciones in situ son, en la actualidad, imposibles. La pr\xc3\xb3xima misi\xc3\xb3n de la NASA Solar Probe Plus se acercar\xc3\xa1 al Sol muy de cerca permitiendo observaciones m\xc3\xa1s directas.\n_START_SECTION_\nEstructuras a gran escala\n_START_PARAGRAPH_\nLas estructuras a gran escala son arcos muy largos que pueden cubrir m\xc3\xa1s de un cuarto del disco solar pero que contienen plasma menos denso que en los bucles coronales de las regiones activas._NEWLINE_Fueron detectados por primera vez en la observaci\xc3\xb3n de la llamarada del 8 de junio de 1968 durante un vuelo con cohete.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La estructura a gran escala de la corona cambia durante el ciclo solar de 11 a\xc3\xb1os y se hace particularmente simple durante el per\xc3\xadodo m\xc3\xadnimo, cuando el campo magn\xc3\xa9tico del Sol es casi similar a una configuraci\xc3\xb3n dipolar (m\xc3\xa1s un componente cuadrupolar).\n_START_SECTION_\nInterconexiones de regiones activas\n_START_PARAGRAPH_\nLas interconexiones de las regiones activas son arcos que conectan zonas de campo magn\xc3\xa9tico opuesto, de diferentes regiones activas. Las variaciones significativas de estas estructuras se ven a menudo despu\xc3\xa9s de una llamarada._NEWLINE_Algunas otras caracter\xc3\xadsticas de este tipo son banderas de casco - grandes estructuras coronales con forma de tapa con picos largos y puntiagudos que generalmente se superponen a las manchas solares y a las regiones activas. Las corrientes coronales se consideran fuentes del viento solar lento.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nCavidades del filamento\n_START_PARAGRAPH_\nLas cavidades de filamento son zonas que parecen oscuras en los rayos X y est\xc3\xa1n por encima de las regiones donde se observan filamentos de H\xce\xb1 en la cromosfera. Se observaron por primera vez en los dos vuelos de cohetes de 1970, que tambi\xc3\xa9n detectaron agujeros coronales.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Las cavidades de filamento son nubes m\xc3\xa1s fr\xc3\xadas de gases (plasma) suspendidas por encima de la superficie del Sol por fuerzas magn\xc3\xa9ticas. Las regiones de intenso campo magn\xc3\xa9tico parecen oscuras en las im\xc3\xa1genes porque est\xc3\xa1n vac\xc3\xadas de plasma caliente. De hecho, la suma de la presi\xc3\xb3n magn\xc3\xa9tica y de la presi\xc3\xb3n del plasma debe ser constante en todas partes de la heliosfera para tener una configuraci\xc3\xb3n de equilibrio: donde el campo magn\xc3\xa9tico es m\xc3\xa1s alto, el plasma debe ser m\xc3\xa1s fr\xc3\xado o menos denso. La presi\xc3\xb3n de plasma  puede calcularse mediante la ecuaci\xc3\xb3n de estado de un gas perfecto , donde  es el n\xc3\xbamero de part\xc3\xadcula densidad,  la constante de Boltzmann y  la temperatura del plasma. Es evidente a partir de la ecuaci\xc3\xb3n que la presi\xc3\xb3n del plasma disminuye cuando la temperatura del plasma disminuye con respecto a las regiones circundantes o cuando la zona de campo magn\xc3\xa9tico intenso se vac\xc3\xada. El mismo efecto f\xc3\xadsico hace que las manchas solares aparentemente oscuras en la fotosfera.\n_START_SECTION_\nPuntos brillantes\n_START_PARAGRAPH_\nLos puntos brillantes son peque\xc3\xb1as regiones activas que se encuentran en el disco solar. Los puntos brillantes de rayos X se detectaron por primera vez el 8 de abril de 1969 durante un vuelo con cohete.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_La fracci\xc3\xb3n de la superficie solar cubierta por puntos brillantes var\xc3\xada con el ciclo solar. Se asocian con peque\xc3\xb1as regiones bipolares del campo magn\xc3\xa9tico. Su temperatura media oscila entre 1.1x10\xe2\x81\xb6 K y 3.4x10\xe2\x81\xb6 K. Las variaciones de temperatura se correlacionan a menudo con cambios en la emisi\xc3\xb3n de rayos X.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nAgujeros coronales\n_START_PARAGRAPH_\nLos agujeros coronales son las regiones polares que parecen oscuras en los rayos X ya que no emiten mucha radiaci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b Estas son amplias zonas del Sol donde el campo magn\xc3\xa9tico es unipolar y se abre hacia el espacio interplanetario. El viento solar de alta velocidad surge principalmente de estas regiones._NEWLINE_En las im\xc3\xa1genes UV de los agujeros coronales, algunas peque\xc3\xb1as estructuras, similares a las burbujas alargadas, se ven a menudo como estaban suspendidas en el viento solar. Estos son los penachos coronales. M\xc3\xa1s exactamente, son fl\xc3\xa1mulas largas y delgadas que se proyectan hacia fuera desde los polos norte y sur del Sol.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nEl Sol tranquilo\n_START_PARAGRAPH_\nLas regiones solares que no forman parte de las regiones activas y los orificios coronales se identifican com\xc3\xbanmente como el Sol tranquilo._NEWLINE_La regi\xc3\xb3n ecuatorial tiene una velocidad de rotaci\xc3\xb3n m\xc3\xa1s r\xc3\xa1pida que las zonas polares. El resultado de la rotaci\xc3\xb3n diferencial del Sol es que las regiones activas siempre surgen en dos bandas paralelas al ecuador y su extensi\xc3\xb3n aumenta durante los per\xc3\xadodos de m\xc3\xa1ximo del ciclo solar, mientras que casi desaparecen durante cada m\xc3\xadnimo. Por lo tanto, el Sol silencioso siempre coincide con la zona ecuatorial y su superficie es menos activa durante el m\xc3\xa1ximo del ciclo solar. Aproxim\xc3\xa1ndose al m\xc3\xadnimo del ciclo solar (tambi\xc3\xa9n llamado ciclo de la mariposa), la extensi\xc3\xb3n del Sol silencioso aumenta hasta cubrir toda la superficie del disco excluyendo algunos puntos brillantes del hemisferio y los polos, donde est\xc3\xa1n los agujeros coronales.\n_START_SECTION_\nLa observaci\xc3\xb3n de la corona\n_START_PARAGRAPH_\nLa forma m\xc3\xa1s sencilla de observaci\xc3\xb3n de la corona solar, es cuando el disco lunar, oculta por completo el disco solar. Es en ese momento cuando la corona solar surge de la oscuridad, sin interferencias del disco solar. Dada la peligrosidad de su observaci\xc3\xb3n directa, existen diferentes m\xc3\xa9todos de observaci\xc3\xb3n, ya sea con instrumentos \xc3\xb3pticos o con filtros de una opacidad especial.\n_START_SECTION_\nObservaci\xc3\xb3n directa\n_START_PARAGRAPH_\nAlgunos telescopios profesionales, disponen de un instrumento llamado coron\xc3\xb3grafo. Se trata de un disco met\xc3\xa1lico que oculta el disco solar para poder observar la corona. Un ejemplo de este tipo de telescopio es el LASCO._NEWLINE_Si se quiere hacer una observaci\xc3\xb3n directa al sol, tienen que utilizarse filtros especiales como los de tipo MYLAR.\n_START_SECTION_\nObservaci\xc3\xb3n indirecta\n_START_PARAGRAPH_\nEste tipo de observaci\xc3\xb3n est\xc3\xa1 muy extendida entre los astr\xc3\xb3nomos aficionados. Se basa en reflejar la imagen captada por un instrumento \xc3\xb3ptico sobre una superficie, de manera que la observaci\xc3\xb3n se hace indirectamente, evitando la exposici\xc3\xb3n de nuestros ojos directamente a las radiaciones solares.\n_START_SECTION_\nUn poco de historia\n_START_PARAGRAPH_\nLa primera observaci\xc3\xb3n de la que se tiene constancia, se remonta al 22 de diciembre de 1870 durante un eclipse solar. Charles August Young organiz\xc3\xb3 una expedici\xc3\xb3n al olivar de Buenavista, en Jerez de la Frontera.\xe2\x80\x8b La observaci\xc3\xb3n del espectro de luz de la corona le permiti\xc3\xb3 identificar un trazo verde cuyo origen no pudo ser explicado. Entre las hip\xc3\xb3tesis que circularon en la \xc3\xa9poca se habl\xc3\xb3 de un supuesto elemento qu\xc3\xadmico desconocido que no estar\xc3\xada presente en la Tierra._NEWLINE_A comienzos del siglo XX se lleg\xc3\xb3 a sugerir que estas manifestaciones eran producto de un nuevo elemento qu\xc3\xadmico que se denomin\xc3\xb3 coronio. Hasta 1930 la \xc3\xbanica forma posible de observar la corona era cuando la Luna eclipsaba el Sol totalmente. Gracias a la invenci\xc3\xb3n, en 1930, de un ingenioso dispositivo para producir eclipses artificiales, los llamados coron\xc3\xb3grafos, se pudo estudiar de forma m\xc3\xa1s accesible el fen\xc3\xb3meno de la corona solar._NEWLINE_Con el desarrollo de la espectroscopia, en 1940 se demostr\xc3\xb3 que tal fen\xc3\xb3meno no era m\xc3\xa1s que el resultado de la luz generada por un conjunto de \xc3\xa1tomos altamente ionizados. Edlen y de Grotrian demostraron que las rayas verdes no eran producidas por el espectro de materiales desconocidos, sino que son el producto de la radiaci\xc3\xb3n electromagn\xc3\xa9tica producida por \xc3\xa1tomos altamente ionizados de elementos disponibles en la Tierra como el hierro. No obstante, hasta la aparici\xc3\xb3n de telescopios especializados, como el SOHO, no ha sido posible observar la corona solar en todo su esplendor.'