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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 está a temperaturas muy altas (normalmente a 1-2 millones de grados Kelvin en la mayoría de las regiones) por lo que está casi completamente en estado de plasma (artículas cargadas, fundamentalmente protones y electrones). Fuertes campos magnéticos se entretejen por toda la corona. Donde las líneas de fuerza magnéticas están cerradas, el campo magnético tiene la fuerza suficiente para atrapar el plasma solar y evitar que se escape. El plasma se acumula en estas regiones y forma unas atractivas estructuras llamadas cascos coronales que se ven durante los eclipses solares. Las protuberancias están muchas veces situadas debajo de los cascos coronales, y regiones activas también se producen debajo de los cascos cerca del ecuador (a veces llamadas regiones activas del casco). En algunas regiones, el campo magnético de la corona no puede atrapar al plasma, y este plasma se extiende hacia afuera, alcanzando velocidades supersónicas. Las regiones en el Sol con estas líneas de campos magnéticos abiertas (que 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, y por esto aparecen como regiones obscuras tanto en los rayos-x como en la luz blanca.

Los científicos tratan de entender al Sol (y otras cosas) desarrollando modelos matemáticos. Casi siempre las ecuaciones que representan al plasma solar son tan complicadas que una computadora debe ser usada para resolverlas. Las líneas del campo magnético en la imagen a la izquierda son de una simulación computarizada que resolvió las ecuaciones de la magnetohidrodinámica (MHD), que ofrecen una buena idea de los diferentes tipos de comportamientos del plasma.


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

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