Buraco coronal

Quando observados em ultravioleta extremo, os buracos coronais aparecem como manchas relativamente escuras na coroa solar. Aqui, há um grande buraco coronal no hemisfério norte.

Buracos coronais são áreas onde a coroa solar é mais escura, fria, e possui uma densidade de plasma mais baixa do que a média da coroa (cerca de 100 vezes menos do que a média). Foram encontrados quando telescópios de raios X da Skylab revelaram a estrutura da coroa solar. Buracos coronais estão relacionados com concentrações unipolares de linhas de campo magnético abertas, sendo a região onde tais linhas estendem-se indefinitivamente no espaço, ao invés de retornarem para o Sol. Assim sendo, estas regiões permitem a saída de material da coroa solar para o espaço, razão pelo qual tais regiões são mais frias, escuras e menos densas que outras partes da coroa solar.

Características

Um buraco coronal refere-se a regiões da coroa com baixa emissão e fluxo magnético predominantemente aberto. Os buracos coronais polares são características grandes e estáveis que dominam durante os mínimos de manchas solares e persistem por meses ou anos nos polos do Sol, servindo como a principal fonte do vento solar rápido em regime estacionário. Em contraste, os buracos de latitude média e equatoriais surgem e decaem ao longo do ciclo solar e possuem características menores e mais transitórias. Um «buraco satélite» define-se como um buraco coronal de baixa latitude que preserva a conectividade magnética com um buraco polar, através de um corredor estreito de linhas de campo magnético de fluxo aberto. Esta distinção é importante para a previsão da meteorologia espacial, pois os buracos satélites podem produzir fluxos variáveis de vento solar rápido que varrem o plano orbital da Terra com mais frequência do que o vento polar constante.

Modelos de computador que utilizam extrapolações de superfície de fonte de campo potencial e simulações magnetohidrodinâmicas globais demonstram que os campos magnéticos enraizados dentro dos buracos coronais permanecem abertos e estendem-se radialmente para fora além de aproximadamente 2,5 R_☉ raios solares. No entanto, medições do campo magnético heliosférico a 1 UA indicam consistentemente mais fluxo magnético aberto do que a maioria dos modelos prevê, uma discrepância conhecida como o problema do fluxo aberto. As soluções propostas para este problema incluem a cobertura incompleta dos campos magnéticos polares nas observações e corredores abertos estreitos ao longo das fronteiras dos buracos coronais que permanecem não resolvidos em mapas de campo magnético de baixa resolução.^{[carece de fontes]}

As temperaturas dos eletrões nos buracos coronais polares variam de 0,7 a 1,0 megakelvin (MK) dentro de 1,1 R_☉, significativamente mais frias do que as temperaturas de aproximadamente 1,4 MK encontradas nos capacetes de fluxo (helmet streamers) adjacentes. As densidades eletrónicas em alturas semelhantes são aproximadamente metade das encontradas em regiões de Sol calmo. Observações espectroscópicas no ultravioleta revelam linhas de emissão com desvio para o azul (blueshifted) em faixas da rede magnética, indicando fluxos de saída de plasma nascentes. Análises de composição química mostram baixos estados de ionização e apenas ligeiros aumentos de elementos com baixo potencial de primeira ionização, características que refletem o breve tempo de residência coronal do plasma de vento rápido antes de escapar para o espaço interplanetário.

Formação e ciclo solar

Ver também: Ciclo solar

Um buraco coronal no polo norte do Sol observado em raios X moles

Os buracos coronais estão intimamente ligados ao ciclo solar porque o seu tamanho, número e localização mudam drasticamente à medida que o campo magnético do Sol evolui através do seu ciclo de 11 anos, sendo os buracos mais proeminentes e extensos durante os períodos de mínimo solar. Durante o máximo solar, os campos magnéticos polares do Sol invertem-se, fechando as linhas de campo magnético abertas existentes e gerando novo fluxo de polaridade oposta. Este processo reforma os buracos coronais polares durante a fase de declínio do ciclo solar e no mínimo solar. Durante os máximos solares, o número de buracos coronais diminui até que os campos magnéticos do Sol se invertam. Posteriormente, novos buracos coronais aparecem perto dos novos polos. Os buracos coronais aumentam então de tamanho e número, estendendo-se mais para longe dos polos à medida que o Sol se aproxima novamente de um mínimo solar.

Os buracos coronais de latitude média formam-se tipicamente quando o fluxo magnético de regiões ativas em declínio de uma polaridade se torna dominante sobre a polaridade oposta numa determinada área. Este fluxo magnético desequilibrado volta então a ligar-se com a heliosfera, criando uma região de campo aberto.

Ao longo das fronteiras dos buracos coronais, ocorre reconexão de intercâmbio entre linhas de campo magnético abertas e fechadas. Este processo transporta o fluxo magnético aberto através da superfície solar e gera fluxos de vento solar lento perto das bordas dos buracos coronais.