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Las líneas de una simulación computarizada del campo magnético de la corona solar muestran parte de la complejidad del campo magnético del Sol. Los colores en la superficie del Sol muestran la intensidad del campo magnético (amarillo es más intenso).
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Cascos Coronales y la Estructura del Campo Magnético de la Corona Solar

El gas en la corona solar tiene temperaturas muy altas (típicamente 1-2 millones de grados Kelvin en la mayoría de las regiones) por lo que está casi completamente en estado de plasma (partículas cargadas, principalmente protones y electrones). Fuertes campos magnéticos se entretejen por toda la corona. Donde las líneas de fuerza magnéticas se cierran, el campo magnético mantiene la fuerza suficiente para atrapar el plasma solar y evitar que se escape. El plasma se acumula en estas regiones y forma unas llamativas estructuras llamadas cascos coronales que pueden ser vistos durante los eclipses solares. Las protuberancias están muchas veces situadas debajo de los cascos coronales, y regiones activas también se forman debajo de los cascos cerca del ecuador (a veces llamadas regiones activas de los cascos). En algunas regiones, el campo magnético de la corona no puede atrapar al plasma, y este se expande, alcanzando velocidades supersónicas. Las regiones del Sol donde las líneas de campos magnéticos están abiertas (y se extienden bien lejos en el sistema solar) corresponden a huecos coronales y son la fuente del viento solar, el cuál se acelera alejándose del Sol y llena el espacio interplanetario. Los electrones en el hueco de plasma de la corona son casi siempre más fríos y menos densos que los cascos coronales, y por esto aparecen como regiones obscuras en los rayos-x y en luz blanca.


Última modificación el 10 de mayo de 2010 por Randy Russell.

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