Corona solare
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La corona solare è la parte più esterna dell'atmosfera del Sole.
Si estende per centiaia di migliaia di chilometri ed è visibile, assieme alla cromosfera, durante le eclissi solari totali, o con l'ausilio di un apposito strumento, il coronografo.
È formata da gas (soprattutto idrogeno) e vapori provenienti dagli strati sottostanti dell'atmosfera solare. Essendo estremamente calda (fino a milioni di gradi celsius), la materia in essa contenuta è sotto forma di plasma.
Il motivo della sua normale invisibilità è che è estremamente tenue. Il meccanismo che la riscalda non è perfettamente compreso, ma una parte rilevante è sicuramente giocata dal campo magnetico solare.
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[modifica] Caratteristiche fisiche
La corona solare è molto più calda (di una fattore 200) della superficie visibile del Sole: la temperatura media della fotosfera è di 5800 K, mentre la corona ha una temperatura di 3 milioni di K. Tuttavia essa è 10−12 densa della fotosfera e produce un milionesimo della luce visibile. La corona è separata dalla fotosfera dalla cromosfera. Il meccanismo esatto di riscaldamento è un tema di dibattito scientifico, ma le principali ipotesi includono l'induzione del campo magnetico solare e le onde di pressione sonica (l'ultima possibilità è meno probabile ora che si è scoperta la presenza di corone nelle stelle primordiali). La corona è dispersa dal vento solare nelle sue estremità.
Essa non è equivalentemente distribuita attorno alla superficie: durante i periodi di quiete è approssimativamente confinata nelle regioni equatoriali, con "buchi" nelle regioni polari, mentre durante i periodi di attività solare essa è distribuita attorno all'equatore e ai poli ed è maggiormente presente nelle aree di attività delle macchie solari.
L'altissima temperatura della corona fornisce delle caratteristiche spettrali insolite, alcune delle quali suggerirono nel 19° secolo che contenesse un elemento allora sconosciuto chiamato "coronium", tuttavia è stato appurato che derivano da elementi conosciuti in uno stato di alta ionizzazione.
[modifica] Transienti
I "transienti" della corona (detti anche espulsioni di massa della corona solare) sono enormi quantità di materiale della corona che viaggiano dal sole a più di milioni di km/h, e contenenti circa 10 volte l'energia del flare che li provoca. Alcune espulsioni maggiori possono emettere centinaia di milioni di tonnellate nello spazio: quando raggiungono la Terra possono danneggiare i satelliti e disturbare le telecomunicazioni.
[modifica] Altre stelle
Altre stelle oltre al Sole possiedono corone, che possono essere rilevate dai telescopi a raggi X. Nelle stelle giovani alcune corone possono essere più luminose di quella del Sole.
[modifica] Problema del riscaldamento
Il problema del riscaldamento della corona si riferisce alla spiegazione delle alte temperature della corona rispetto alla superficie. Queste richiedono un trasporto di energia dall'interno del sole alla corona attraverso processi non termici, perché la seconda legge della termodinamica impedisce che il calore fluisca direttamente dalla fotosfera solare a circa 5800 K verso la corona molto più calda a circa 1-3 milioni K (alcune zone possono raggiungere anche i 10 milioni K). Si può calcolare facilmente l'ammontare di energia richiesto per riscaldare la corona, circa 1 KW per metro quadro di superficie solare, circa 1/40000 dell'insieme di energia luminosa emessa.
Sono attualmente emerse due teorie per spiegare il fenomeno: il riscaldamento attraverso le onde e la riconnessione magnetica. Anche se negli scorsi 50 anni nessuna delle due ha potuto fornire una risposta, alcuni fisici pensano che la soluzione consista in una qualche combinazione delle due teorie.
[modifica] Teoria delle onde
La teoria del riscaldamento attraverso le onde venne proposta nel 1949 da Evry Schatzman e ipotizza che onde trasportino energia dall'interno del sole alla cromosfera e alla corona. Il Sole è costituito da plasma, che permette l'attraversamento di varie tipi di onde, analogamente alle onde sonore nell'aria. I tipi di onde più importanti sono le onde magnetoacustiche e le onde di Alfvén. Le prime sono onde sonore modificate dalla presenza di un campo magnetico mentre le ultime sono simile alle onde radio ULF modificate dall'interazione con il plasma. Entrambi i tipi possono essere generate dalla turbolenza della granulazione e della supergranulazione nella fotosfera solare, ed entrambe possono trasportare energia per una certa distanza attraverso l'atmosfera solare prima di diventare onde d'urto e dissipare la loro energia in calore.
Un problema di questa teoria consiste nel trasporto del calore nel luogo appropriato. Le onde magnetoacustiche non possono trasportare energia sufficiente attraverso la cromosfera verso la corona a causa della bassa pressione presente nella cromosfera e a causa della tendenza ad essere riflesse indietro nella fotosfera. Le onde di Alfvén possono trasportare abbastanza energia, ma non si dissipano velocemente nella corona. Le onde che sono presenti nel plasma sono difficili da capire e da descrivere analiticamente, ma simulazioni al computer effettuate da Thomas Bogdan e dai suoi colleghi nel 2003 sembrano mostrare che le onde di Alfvén possano tramutarsi in altre onde alla base della corona, fornendo un percorso per il trasporto di grandi quantità di energia dalla fotosfera nella corona e dissiparsi una volta entrate in essa sotto forma di calore.
[modifica] Teoria della riconnessione magnetica
Questa teoria si riferisce alle induzioni di correnti elettriche nella corona da parte del campo magnetico solare. Queste correnti collasserebbero immediatamente, rilasciando energia sotto forma di calore e onde nella corona. Questo processo viene chiamato "riconnessione" per il comportamento particolare dei campi magnetici nel plasma (o in un qualunque fluido conduttore come il mercurio o l'acqua di mare). In un plasma le linee del campo magnetico sono normalmente collegate a elementi di materia, in modo che la topologia del campo magnetico rimane la stessa: se una particolare coppia di poli magnetici nord e sud sono collegati da una linea di campo, allora anche se il plasma o i magneti si muovono, quella linea di campo continuerà a connettere quei particolari poli. La connessione viene mantenuta dalle correnti elettriche indotte nel plasma. Sotto certe condizioni queste correnti possono collassare, permettendo al campo magnetico di "riconnettersi" ad altri poli magnetici e rilasciare energia sotto forma di calore e onde.
La riconnessione magnetica è il fenomento che provoca i flare solari, le più grandi esplosioni nel sistema solare. Inoltre, la superficie del sole è coperta da milioni di piccole regioni magnetizzate di 50-1000 km che si muovono costantemente sotto l'effetto della granulazione. Il campo magnetico nella corona dovrebbe quindi essere soggetto a costanti riconnessioni per adattarsi al movimento di questo "tappeto magnetico", e l'energia rilasciata da questo processo è una candidata come fonte del calore della corona, forse sotto forma di "microflare", ognuno dei quali produrrebbe un contributo di energia.
Questa teoria fu sostenuta da Eugene Parker negli anni '80, ma è ancora controversa. In particolare, i telescopi TRACE e SOHO/EIT sono in grado di osservare singoli microflare come piccole luminosità nella luce ultravioletta, e ne sono stati rilevati troppo pochi per giustificare l'energia della corona. Una porzione di essa potrebbe essere sotto forma di onde, o da un processo di riconnessione magnetico talmente graduale da fornire energia in modo continuativo e non essere rilevato dai telescopi. Attualmente si stanno effettuando delle ricerche su varianti di questa teoria come ipotesi su altre cause di stress del campo magnetico o di produzione di energia.
