O que é um buraco coronal?

Quando olhamos para as imagens solares do Observatório de Dinâmica Solar (SDO) da NASA em ultravioleta extremo em um comprimento de onda de 193 ou 211 Ångström, podemos ver as camadas externas quentes da atmosfera do Sol. Essa camada mais externa do Sol é chamada de coroa. O campo magnético do Sol desempenha um papel importante em termos do que vemos nessas imagens. As áreas brilhantes nessas imagens nos mostram um gás quente e denso que é capturado pelo campo magnético do sol. As áreas de aparência escura e vazia são lugares onde o campo magnético do Sol atinge o espaço para que esses gases quentes possam escapar. Essas áreas são caracterizadas por temperaturas muito mais baixas e densidades mais baixas em comparação com seus arredores, o que faz os orifícios coronais parecerem escuros. Os buracos coronais, portanto, não são buracos literais no Sol, apenas parecem em certos comprimentos de onda ultravioleta extremos!

O campo magnético de um buraco coronal é diferente do resto do sol. Em vez de retornar à superfície, essas linhas de campo magnético permanecem abertas e se estendem para o espaço. No momento, ainda não sabemos onde eles se reconectam. Em vez de manter o gás quente junto, essas linhas de campo magnético abertas causam a formação de um buraco coronal, onde o vento solar pode escapar em altas velocidades. Quando um buraco coronal é posicionado próximo ao centro do disco solar voltado para a Terra, esses gases quentes fluem em direção à Terra a uma velocidade maior do que o vento solar regular e causam distúrbios geomagnéticos na Terra com atividade auroral aumentada. Dependendo do tamanho e localização do orifício coronal no disco, mais ou menos atividade auroral pode ser esperada. Buracos coronais grandes geralmente resultam em vento solar mais rápido do que buracos coronais menores. Buracos coronais geralmente não são interessantes para observadores de aurora em latitudes médias e apenas ocasionalmente causam condições de tempestade geomagnética.

Buracos coronais podem se desenvolver em qualquer hora e local do sol. Os orifícios coronais nos pólos solares são os mais estáveis, especialmente nos anos próximos ao mínimo solar, mas raramente influenciam nosso planeta. Somente se esses buracos coronais crescerem e se expandirem em direção a latitudes mais baixas, às vezes experimentamos o fluxo do vento solar de alta velocidade vindo desses buracos coronais polares. Essas extensões para latitudes mais baixas às vezes podem se desconectar do orifício coronal polar e se tornar uma estrutura isolada por si só. Os buracos coronais geralmente persistem por semanas ou meses e mudam de forma e tamanho com o passar do tempo. Os orifícios coronais também podem se desenvolver isoladamente dos orifícios coronais polares, o que é mais comum nos anos imediatamente anteriores e posteriores ao mínimo solar.

Como faço para reconhecer um fluxo de buraco coronal?

Além de uma ejeção de massa coronal, uma corrente de alta velocidade de buraco coronal (CH HSS) chega lentamente com primeiro um aumento constante na densidade do vento solar ao longo de algumas horas. Esse aumento da densidade do vento solar ocorre porque o vento solar mais rápido agrupa as partículas mais lentas do vento solar à sua frente. Este fenômeno é freqüentemente referido como Região de Interação de Fluxo (SIR) ou Região de Interação Co-rotativa (CIR) e quase sempre está associado a um aumento na força total (Bt) do campo magnético interplanetário. Quando este limite comprimido do vento solar ultrapassar a Terra, veremos que a velocidade do vento solar começa a aumentar enquanto a força total (Bt) do campo magnético interplanetário e a densidade do vento solar diminuem.

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