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Se trata de la parte más externa de su [[atmósfera]], 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 más intensa. Esta ocultación se produce en los eclipses solares. |
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[[Bengt Edlén]], siguiendo el trabajo de [[Grotrian]] (1939), identificó por primera vez las líneas espectrales coronales en 1940 (observadas desde 1869) como las transiciones de niveles metaestables bajos de la configuración de metales altamente ionizados (la línea verde Fe-XIV a 5303 Å, sino también la línea roja Fe-X a 6374 Å). Estos altos grados de ionización indican una temperatura del plasma de más de 1.000.000 kelvin, mucho más caliente que la superficie del Sol. |
[[Bengt Edlén]], siguiendo el trabajo de [[Grotrian]] (1939), identificó por primera vez las líneas espectrales coronales en 1940 (observadas desde 1869) como las transiciones de niveles]] metaestables bajos de la configuración de metales altamente ionizados (la línea verde Fe-XIV a 5303 Å, sino también la línea roja Fe-X a 6374 Å). Estos altos grados de ionización indican una temperatura del plasma de más de 1.000.000 kelvin, mucho más caliente que la superficie del Sol. |
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La luz de la corona proviene de tres fuentes primarias, del mismo volumen de espacio. El K-corona (K para kontinuierlich, "continuo" en alemán) es creado por la luz solar que dispersa electrones libres; El [[ensanchamiento Doppler]] de las líneas de absorción fotosféricas reflejadas las extiende tan ampliamente que las oscurece completamente, dando la apariencia espectral de un continuo sin líneas de absorción. La F-corona (F para Fraunhofer) es creada por la luz solar rebotando en las partículas de polvo, y es observable porque su luz contiene las líneas de absorción de Fraunhofer que se ven en la luz solar cruda; la corona F se extiende a ángulos de alargamiento muy altos desde el Sol, donde se llama la luz zodiacal. La E-corona (E para emisión) se debe a líneas de emisión espectral producidas por iones presentes en el plasma coronal; se puede observar en [[Línea espectral|líneas de emisión espectral]] amplia o [[Línea prohibida|prohibida]] o caliente y es la fuente principal de información sobre la composición de la corona. |
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== La observación de la corona == |
== La observación de la corona == |
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Revisión del 17:59 13 sep 2017
La corona solar es la capa más externa del Sol, está compuesta de plasma y se extiende más de un millón de kilómetros desde su origen sobre la cromosfera. Puede observarse desde la tierra durante un eclipse solar total o utilizando dispositivos como el coronógrafo. La densidad de la corona solar es un mil millón de veces inferior a la de la atmósfera terrestre al nivel del mar y su temperatura de 106 Kelvin.[1]
Todos los detalles estructurales de la corona son debidas al campo magnético del Sol.
Corona solar
Se trata de la parte más externa de su atmósfera, 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 más intensa. Esta ocultación se produce en los eclipses solares.
Bengt Edlén, siguiendo el trabajo de Grotrian (1939), identificó por primera vez las líneas espectrales coronales en 1940 (observadas desde 1869) como las transiciones de niveles]] metaestables bajos de la configuración de metales altamente ionizados (la línea verde Fe-XIV a 5303 Å, sino también la línea roja Fe-X a 6374 Å). Estos altos grados de ionización indican una temperatura del plasma de más de 1.000.000 kelvin, mucho más caliente que la superficie del Sol.
La luz de la corona proviene de tres fuentes primarias, del mismo volumen de espacio. El K-corona (K para kontinuierlich, "continuo" en alemán) es creado por la luz solar que dispersa electrones libres; El ensanchamiento Doppler de las líneas de absorción fotosféricas reflejadas las extiende tan ampliamente que las oscurece completamente, dando la apariencia espectral de un continuo sin líneas de absorción. La F-corona (F para Fraunhofer) es creada por la luz solar rebotando en las partículas de polvo, y es observable porque su luz contiene las líneas de absorción de Fraunhofer que se ven en la luz solar cruda; la corona F se extiende a ángulos de alargamiento muy altos desde el Sol, donde se llama la luz zodiacal. La E-corona (E para emisión) se debe a líneas de emisión espectral producidas por iones presentes en el plasma coronal; se puede observar en líneas de emisión espectral amplia o prohibida o caliente y es la fuente principal de información sobre la composición de la corona.
La observación de la corona
La forma más sencilla de observación 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 observación directa, existen diferentes métodos de observación, ya sea con instrumentos ópticos o con filtros de una opacidad especial.
Observación directa
Algunos telescopios profesionales, disponen de un instrumento llamado coronógrafo. Se trata de un disco metálico que oculta el disco solar para poder observar la corona. Un ejemplo de este tipo de telescopio es el LASCO. Si se quiere hacer una observación directa al sol, tienen que utilizarse filtros especiales como los de tipo MYLAR.
Observación indirecta
Este tipo de observación está muy extendida entre los astrónomos aficionados. Se basa en reflejar la imagen captada por un instrumento óptico sobre una superficie, de manera que la observación se hace indirectamente, evitando la exposición de nuestros ojos directamente a las radiaciones solares.
Un poco de historia
La primera observación de la que se tiene constancia, se remonta al eclipse ocurrido el 22 de diciembre de 1870 durante un eclipse. Charles August Young organizó una expedición en el olivar de Buenavista, en Jerez de la Frontera.[2] Para la observación del espectro de luz de la corona identificó un trazo verde cuyo origen no pudo ser explicado. Entre las hipótesis que circularon en la época se habló de un supuesto elemento químico desconocido que no estaría disponible en la Tierra.
A comienzos del Siglo XX, se llegó a sugerir, que estas manifestaciones eran producto de un nuevo elemento químico que se denominó coronio. Hasta 1930 la única forma de observar la corona era posible cuando la Luna eclipsaba el Sol totalmente. Gracias a la invención, en 1930 de un ingenioso dispositivo para producir eclipses artificiales, los llamados coronógrafos, se pudo estudiar de forma más accesible el fenómeno de la corona solar.
Con la aparición en 1940 de la espectroscopia, se demostró que tal fenómeno no era más que un conjunto de átomos altamente ionizados. Edlen y de Grotrian demostraron que las rayas verdes no eran producidas por el espectro de materiales desconocidos sino de átomos altamente ionizados de elementos disponibles en la Tierra como el hierro. No obstante, hasta la aparición de telescopios especializados, como el SOHO, no ha sido posible observar la corona solar en todo su esplendor.
Enlaces externos
Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Corona solar.- Observación de eclipses solares
- Instituto de astrofísica de Canarias
- Información e imágenes de las coronas solares
Referencias
- ↑ Aschwanden, M. J. (2004). Physics of the Solar Corona. An Introduction. Praxis Publishing Ltd. ISBN 3-540-22321-5.
- ↑ http://www.jerezsiempre.com/index.php/Eclipse_de_Sol_observado_desde_Jerez_en_1870