Què és un forat coronal?

Quan observem les imatges solars de l’Observatori de Dinàmiques Solars (SDO en anglès) de la NASA en ultraviolats extrems a una longitud d’ona de 193 o 211 Ångström, podem veure les calentes capes externes de l’atmosfera del Sol. Aquesta capa més externa del Sol s’anomena corona. El camp magnètic del Sol té un paper important pel que fa al que veiem en aquestes imatges. Les zones brillants d’aquestes imatges ens mostren un gas calent i dens que és captat pel camp magnètic del Sol. Les zones fosques i d’aspecte buit són llocs on el camp magnètic del Sol arriba a l’espai per a que puguin escapar aquests gasos calents. Aquestes zones es caracteritzen per tenir unes temperatures molt més baixes i densitats més baixes en comparació amb el seu entorn que fan que els forats coronals apareguin foscos. Els forats coronals no són, doncs, forats literals en el Sol, només és tal com es veu a certes longituds d’ona ultraviolades extremes!

El camp magnètic d’un forat coronal és diferent de la resta del Sol. En lloc de tornar a la superfície, aquestes línies de camp magnètic es mantenen obertes i s’estenen a l’espai. De moment encara no sabem on es tornen a connectar. En lloc de mantenir el gas calent junt, aquestes línies de camp magnètic obert fan que es formi un forat coronal, on el vent solar pugui escapar a gran velocitat. Quan un forat coronal es col·loca a prop del centre del disc solar orientat cap a la Terra, aquests gasos calents flueixen cap a la Terra a una velocitat superior a la del vent solar regular i provoquen pertorbacions geomagnètiques a la Terra amb una alta activitat auroral. Depenent de la mida i la ubicació del forat coronal del disc, es pot esperar més o menys activitat auroral. Els forats coronals grans solen produir un vent solar més ràpid que els forats coronals més petits. Els forats coronals no solen ser interessants per als observadors d’aurores a les latituds mitjanes i només ocasionalment provoquen condicions de tempesta geomagnètica.

Es poden desenvolupar forats coronals en qualsevol moment i lloc del Sol. Els forats coronals als pols solars són els més estables, especialment durant els anys al voltant del mínim solar, però poques vegades influeixen en el nostre planeta. Només si aquests forats coronals creixen i s’expandeixen cap a latituds inferiors, de vegades experimentem el flux de vent solar d’alta velocitat que prové d’aquests forats coronals polars. Aquestes extensions cap a latituds inferiors de vegades poden desconnectar-se del forat coronal polar i convertir-se en una estructura aïllada per si mateixa. Els forats coronals solen persistir durant setmanes o mesos i canvien de forma i mida a mesura que passa el temps. Els forats coronals també es poden desenvolupar aïlladament dels forats coronals polars, cosa que és més freqüent en els anys just abans i després del mínim solar.

Com puc reconèixer un flux d'un forat coronal?

A part d’una expulsió de massa coronal, un corrent d’alta velocitat de forat coronal (CH HSS en anglès) arriba lentament amb un augment constant de la densitat del vent solar al llarg d’un parell d’hores. Aquest augment de la densitat del vent solar es produeix perquè el vent solar més ràpid agrupa les partícules de vent solar més lentes que hi ha al davant. Aquest fenomen es denomina sovint regió d’interacció de corrent (SIR en anglès) o regió d’interacció co-rotativa (CIR en anglès) i gairebé sempre s’associa amb un augment de la força total (Bt) del camp magnètic interplanetari. Quan aquest límit del vent solar comprimit hagi passat la Terra, veurem que la velocitat del vent solar comença a augmentar mentre la força total (Bt) del camp magnètic interplanetari i la densitat del vent solar disminueixen.

<< Ves a la pàgina anterior