OSCILACIONES EN BUCLES MAGNÉTICOS DE LA CORONA SOLAR : Observaciones y Modelos Teóricos

Abstract

Las distintas capas que conforman el Sol exhiben propiedades únicas que las caracterizan. A lo largo de la historia, el estudio del Sol ha revelado su naturaleza como un inmenso plasma suspendido en el espacio, generando grandes cantidades de energía desde su núcleo hasta la cima de su atmósfera exterior, conocida como la corona solar. Esta capa se manifiesta únicamente durante los eclipses solares totales, apareciendo como una tenue corona que envuelve las capas interiores de la atmósfera, la cromosfera y la fotosfera. Desde el descubrimiento de la corona solar, se han observado fenómenos intrigantes en esta región, como oscilaciones y el enigma del calentamiento coronal, cuyas respuestas aún no se han dado por completo. No obstante, se han logrado estimar magnitudes, como la intensidad del campo magnético. Los bucles coronales, que son más comunes en las zonas activas de la corona, se han clasificado en categorías como fríos, tibios y calientes. Sus oscilaciones se exploran a través de la teoría de las ondas magnetohidrodinámicas (MHD), que se basa en tres modos fundamentales de ondas: las ondas Alfvén y las ondas magnetoacústicas lentas y rápidas. El modelado basado en la teoría de las ondas magnetohidrodinámicas se apoya en el modelo estándar de los bucles coronales, que consiste en un tubo de flujo magnético lleno de plasma, en equilibrio con velocidades uniformes de Alfvén tanto en el entorno interno como en el externo. Por consiguiente, el estudio de las oscilaciones de los bucles coronales marca el inicio de la deducción de las propiedades del medio a través del cual se propagan las ondas, dando inicio a la rama de la sismología coronal.