LA CONOSCENZA BASE DEL SOLE 7) LA CORONA SOLARE.

La cromosfera si fonde gradualmente con la corona, lo strato piú esterno e piú rarefatto della atmosfera solare. La corona é l´alone di luce bianca che appare attorno al Sole nelle occasioni delle eclissi totali, perché anche se ha una brillantezza equivalente a quello della luna piena, lei resta oscurata quando la fotosfera é visibile. In questo esteso strato atmosferico possiamo distinguere la corona interna che si estende fino a circa 2 raggi solari oltre il bordo solare, e la corona esterna che si estende oltre la prima.

Immagine della corona solare durante l´eclisse solare totale dell´11 luglio 1991.

Lo studio della radiazione emessa dalla corona in tutte le specie delle radiazioni elettromagnetiche, permette di mostrare che la sua temperatura é molto piú elevata della cromosfera: é dell´ordine del milione di gradi. La temperatura passa brutalmente da 20 mila a 500 mila Kelvins in una zona di tansizione il cui spessore é inferiore ai 1000 Km e culmina con 1,5 milioni di gradi K nella corona interna e si mantiene nel milione di gradi nella corona esterna. Questa temperatura elevata é responsabile dell’ estensione della corona fino ad una decina di raggi solari e ha origine dallo stesso processo fisico che riscalda la cromosfera: trasporto di energia per correnti elettriche indotte da campi magnetici variabili.

Nel Sole la temperatura scende dal centro fino alla cromosfera dove arriva ai 4300°; dopo comincia a salire, prima lentamente nella parte alta della cromosfera, dopo brutalmente passando dai 10.000 a 1 milione di gradi K in meno di 1 000 Km, in una stratta zona di transizione. Si assiste simultaneamente ad una brusca caduta della densitá. Nella corona la densitá diminuisce molto lentamente e la temperatura si mantiene praticamente costante.

La densitá del gas solare, che nella fotosfera dimuiva con l´altitudine, nella corona diminuisce lentamente. Conseguentemente la densitá media che é attorno ai 108 atomi/cm3 a una distanza di 4 raggi solari oltre il bordo.
Come é facile indovinare le differenze di brillantezza delle diverse strutture osservate nella corona, densitá e temperatura presentano grandi deviazioni in relazione ai loro valori medi. Cosí, nelle condensazioni coronali, osservate come regioni piú brillanti in tutti le gamme d´onda, la densitá puó arrivare a 1010 atomi/cm3 e la temperatura ultrapassare i 3 milioni di Kelvin.

Questa immagine dei gas a 1.500.000°C della fina atmosfera solare esterna (corona) é stata ottenuta il 13 marzo 1996 dal Extreme Ultraviolet Imaging Telescope a bordo della nave spaziale dell´Osservatorio SOHO. (Fonte: ESA/NASA)

Questa enorme temperatura, assieme alla densitá molto debole, spiega le strane proprietá della corona. La corona ha circa la stessa composizione chimica della fotosfera, peró gli atomi si trovano fortemente ionizzati. A misura che la temperatura si alza nella zona di transizione, questi atomi perdono progressivamente i propri elettroni, diventando molti di loro ridotti al nucleo come é il caso dell´idrogeno e dell´elio.

Dovuto alle alte temperature gli atomi perdono progressivamente i suoi elettroni.

La corona, lungi dall´essere un involucro sferico omogeneo, contiene un gran numero di strutture caratteristiche, molto variate. Le strutture piú spettacolari sono i grandi getti di gas, che presentano una base a forma di bolla arrotondata, che dopo si stringono in una estesa porta in direzione a 3 o 4 raggi solari, per dopo allungarsi sotto forma di una coda radiale fino ad una dozzina di raggi solari. Nella coda, la materia coronale si allontana dal Sole con una velocitá di espansione supersonica. Altre proiezioni di massa, piú modeste, posseggono appena la base a forma di bolla che culmina a 2 o 3 raggi solari. Queste eiezioni di gas chiamate anche FLARES, le prime e PROMINEZE le seconde, hanno un tempo di vita distinta: alcuni mesi nel caso delle prominenze e alcune settimane nel caso dei flares. Queste eiezioni avvengono quando una quantitá significativa di plasma piú freddo o gas ionizzato scappa dai campi magnetici solari deboli, normalmente chiusi e confinati e sono espulsi verso lo spazio interplanetario o eliosfera. Eruzioni di questo genere possono produrre gravi problemi nell´ambiente piú prossimi alla Terra, colpendo le telecomunicazioni, sistemi di navigazione e anche i sistemi di distribuzione elettrica. Quando osservate contro il disco solare, le prominenze appaioni come macchie piú scure, passandosi a chiamare FILAMENTI.

I Flares solari sono esplosioni tremende nella superfecie del Sole. In pochi minuti, il materiale é riscaldato fino a vari milioni di gradi e si liberano di tanta energia come miliardi di megatoni di TNT. Avvengono vicino alle macchie solari, normalmente lungo la linea che separa aree opposte del campo magnetico.

Altre strutture caratteristiche, le piume, sembrano uscire radialmente dalle regioni polari e disegnare le linee di forza di una barra magnetizzata. Di fatto, getti e piume riproducono molto fedelmente la configurazione del campo magnetico coronale.

Questa immagine fatta dalla stazione spaziale Skylab mostra una delle piú spettacolari eruzioni solari mai registrate e che allontandosi dal Sole propulsionata dalle forze magnetiche si estende fino ad oltre 588 000 km dalla superfície solare.

Tale come la corona esterna, la corona interna appare alla stessa maniera molto etorogenea. Il campo magnetico riesce, a sua volta, sorreggere per lunghi periodi il gas, dando origine ad archi che si alzano fino a 100.000 Km sopra i bordi.

Le immagini della corona del Sole nello estremo ultravioletto indicano che la maggior parte del riscaldamento della corona avviene nella bassa corona ad appena 16000 km di altezza, nelle basi degli archi coronali e no lungo tutto l´arco magnetico. Questa immagine mostra degli agglomerati di archi coronali caldi con dimensione di 60 o piú raggi terrestri.

In generale, l´evoluzione delle forme coronali segue lo sviluppo dei campi magnetici attraverso il ciclo solare ed é associata alla attivitá solare. Le immagini, principalmente quelle a raggi X, rivelano anche la presenza di cavitá oscure da dove non esce nessuna luce e a cui si dá il nome di BUCHI CORONALI (CH). In queste si distinguono vari punti brillanti (circa un centinaio) isolati, il cui tempo di vita é di alcune ore.

Questa immagine del SOHO, artificialmente colorita, ci mostra un buco coronale, la zona scura della superficie del Sole. Normalmente i buchi coronali stanno situati nelle regioni polari, ma questi, uno dei maggiori mai incontrato si estende dal Polo Sud fino a parte dell´emisfero Nord.

Dalla corona esce il vento solare, un flusso continuo di particelle emesse a partire dalla corona a velocitá supersóniche. Queste particelle attraversano tutto il sistema solare in tutte le direzioni arrivando fino agli spazi interstellari. È possibile non solo osservare la emissione di questo vento dal Sole, ma anche il suo effetto in tutto il sistema solare, dovuto alla maniera di come interagisce con i pianeti, comete e asteroidi.

SAND-RIO

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22 pensieri su “LA CONOSCENZA BASE DEL SOLE 7) LA CORONA SOLARE.

  1. Alessio :

    Bernardo Mattiucci :
    Michele… che software usi per controllare questi allineamenti? Sempre se ne usi uno?
    Per gli altri (amministratori, programmatori etc…), ho un’idea in testa… ovvero realizzare una simulazione sul web (magari in php) che mostri in tempo reale gli allineamenti, i cicli solari, il numero di terremoti, eruzioni e temperatura terrestre… tutto coordinato. Secondo voi e’ fattibile?

    Secondo me è fattibile ma il lavoro affinchè sia cosa buona deve essere un minimo suddiviso..
    Ora non so bene ma s ci fosse una sorgente testuale delle posizioni dei pianeti aggiornata quotidianamente, dalla quale si possa ricavare un grafico delle orbite e poi trovare una base dati per i vulcani e terremoti… e’ proprio quello che ho già in mente di fare una sezione di Nia dedicata alla raccolta dati di appassionati ben articolata e di facile ricerca.. la quale rimane da base dati , che comprende anche i link a leyma’s e Nia’s…
    Sarebbe una figata!! una volta abbozzato su questo server ben cambiassero le leggi di qualsiasi tipo su internet , inserendo il tutto in un server privato può continuare!!!!

    Alessio, per il server non ci sono problemi… c’e’ il mio (server Linux)… con tanto spazio a disposizione.
    Penso sia necessario affrontare il problema per step… ovvero… realizzando la simulazione grafica dei vari parametri in modo “indipendente”… per poi sovrapporli in una vista globale.
    Magari potremmo iniziare con la temperatura mondiale… andando a prendere, da qualche parte, la temperatura delle 1500 centraline con le quali la NASA e la NOAA intendono misurare la temp. media mondiale.
    Magari in contemporanea possiamo abilitare l’inserimento in colonna di altre centraline private (ce ne sono tantissime)…
    Poi… ci si potrebbe concetrare sul come visualizzare su un grafico 2D la posizione degli allineamenti planetari. Personalmente credo che il tutto si possa ridurre ad un numero… che tende ad X se l’allineamento e’ favorevole per una coppia di pianeti rispetto al Sole… e 0 se non lo e’. Ovviamente… la X aumenta in funzione dei pianeti allineati… 🙂

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