Astron. Aureola alrededor del Sol durante los eclipses totales.
Se sugiere leer también la definición de: corona2º artículo
Gran halo, bastante uniforme, de luz pálida y blanca, que rodea al Sol y se hace visible a simple vista durante un eclipse total (v. Eclipse). Es, en efecto, en los breves momentos de un eclipse total de Sol por la Luna cuando resaltan espectacularmente dos de los elementos característicos de la atmósfera solar: protuberancias y corona. Sólo en tiempos relativamente recientes han podido afirmar los astrónomos con seguridad en qué consisten y por qué aparecen en la forma en que lo hacen. En realidad no se probó hasta fines del siglo pasado de manera concluyente que dichos dos elementos fueran apéndices del Sol y no de la Luna. Véase Cromosfera.
La corona y las protuberancias difieren notablemente en el aspecto y la constitución física. Las protuberancias son de forma irregular, nubes rosadas de hidrógeno, helio, calcio vaporizado y otros gases. En cambio, la corona rodea completamente al Sol como un halo, más bien uniforme, de luz blanca y pálida. En las partes exteriores de la corona se pueden ver a menudo filamentos de delicados matices que llegan a alcanzar varias veces el diámetro del Sol. Hasta 1940 aproximadamente la constitución de la corona continuaba siendo un misterio absoluto, pero las fotografías y las observaciones visuales de los eclipses han revelado a los astrónomos las interesantes características del contorno de la corona y los cambios que ésta experimenta de manera regular de eclipse a eclipse, que concuerdan, más o menos, con los bien conocidos de las manchas solares. Véase Mancha solar.
W. J. S. Lockyer clasificó los tipos de coronas dentro de una serie de variantes escalonadas entre el tipo «polar», que se produce unos dos años antes de que la actividad de las manchas solares alcance su máximo, y el tipo «ecuatorial», que se produce unos dos años antes de llegar a la actividad mínima, en su fluctuación cíclica semirregular de once años. El tipo polar consiste en una aureola general con largos filamentos que irra
dian del Sol de latitudes elevadas y medianas, las cuales dan a menudo a la corona un aspecto cuadrangular. El ecuatorial consiste principalmente en un halo general con largos filamentos que parten desde una zona reducida, próxima al ecuador solar. Los filamentos que proceden de las zonas norte y sur cercanas al ecuador parecen unirse frecuentemente. En las épocas de corona ecuatorial aparecen a menudo pequeños penachos de gases coronales en la vecindad de los polos solares.
El coronio.
Durante el siglo xix los astrónomos dirigieron sus espectroscopios hacia la corona durante los eclipses y encontraron gran número de líneas espectrales brillantes superpuestas al espectro continuo más débil de la corona en el momento de la observación (v. Espectro; Espectroscopio). En 1936 se habían ya medido exactamente las longitudes de onda de más de tales 10 líneas, pero ninguna de ellas podía ser identificada al compararla con las obtenidas en los espectrogramas de elementos químicos conocidos. Los astrónomos dieron el nombre de «coronio» al elemento hipoténico cuya presencia podría en definitiva explicar las líneas del espectro de la corona. El verdadero origen del coronio se convirtió en uno de los problemas más importantes y apasionantes de la astrofísica.
Entretanto, de 1929 a 1930, inventó Bernard Lyot en Francia un nuevo tipo de telescopio astronómico, el coronógrafo, con el objeto específico de estudiar la corona del Sol cualquier día claro en lugar de hacerlo precisamente durante un eclipse (v. Coronógrafo). Con este instrumento averiguó Lyot que la corona cambia rápidamente día a día y que sus rasgos participan, por lo menos de un modo aproximado, de la rotación del Sol. Lyot probó además que los cambios aparentes de un día a otro se debían principalmente a la rotación solar, pues la corona parece más bien estable si se la contemplaba de semana en semana, aunque durante un periodo de algunos meses pueden ocurrir cambios en sus manifestaciones débiles y brillantes de los focos de emisión.
En 1941 anunció el sueco Bengt Edlén que el coronio no era sino una mezcla de hierro, níquel y calcio en condiciones de alta ionización (v. Hierro; Átomo, El átomo de Bohr). Edlén afirmó que esta ionización era resultado de la temperatura increíblemente elevada de la corona, que se aproximaba a los 2 000 000 °C. Semejante temperatura era tan superior a la de la superficie solar, 6000 °C, que se planteó un nuevo problema, el de explicar la temperatura extrema de la corona. Algunos astrónomos creen encontrar la explicación de tan elevadas temperaturas en las protuberancias que avanzan a través de la corona a velocidades supersónicas.
La corona y la radiocomunicación.
A medida que el tiempo transcurre se encuentran más pruebas evidentes de que dicha temperatura realmente existe. Se sabe, por ejemplo, que afecta al funcionamiento de los equipos de radar y de radio de onda corta. Durante la II Guerra Mundial adquirieron extraordinaria importancia los equipos de radiocomunicación de onda corta, detección y navegación. Se averiguó que el Sol era la principal causa del frecuente mal funcionamiento de los dispositivos de la radio. A finales de la guerra, la radio misma se empleó con fines de investigación solar. El funcionamiento de los aparatos de radio se ha relacionado con las fluctuaciones diarias de la corona, manchas solares y fáculas solares (v. Sol, Características de su superficie). Existen pruebas de que ciertos tipps de cambios meteorológicos de gran amplitud son consecuencia del desencadenamiento de fuertes emisiones en determinadas regiones de la corona. Durante el Año Geofísico Internacional (1957-58) los astrónomos planearon una gran cadena mundial de estaciones corono-gráficas que recogió datos exactos diarios de todas las características de la emisión de la corona. Hoy en día se tiene la convicción de que la corona se extiende hasta más allá de la órbita de la Tierra.
