La corona solare

Al di sopra della cromosfera inizia la corona solare lo strato più esterno e maggiormente esteso dell'atmosfera del Sole. Il gas che la costituisce ha una densità che è almeno 10 milioni di volte inferiore a quella del gas fotosferico e che decresce con continuità all'aumentare della distanza dalla stella. Anche la corona perciò possiede una luminosità intrinseca molto bassa e, come la cromosfera, risulta invisibile se non in condizioni particolari come le eclissi totali di Sole o tramite l'impiego di strumenti specifici come i coronografi. In entrambi i casi l'effetto che si realizza (naturalmente, quando durante le eclissi la Luna si interpone tra il Sole e la Terra, ed artificialmente con un dischetto occultatore nei coronografi) è quello di mascherare la preponderante quantità di luce proveniente dalla fotosfera, che, con la sua intensità 10 milione di volte maggiore, predomina totalmente grazie anche alla diffusione operata dall'atmosfera terrestre. Nel corso di un'eclissi la corona appare come un alone evanescente di debole luminosità che circonda il Sole e che non ha facilitato l'interpretazione della sua origine: secondo gli antichi infatti poteva trattarsi dell'atmosfera del Sole, ma anche di quella della Luna o addirittura della Terra.

Tre regioni

E' interessante ricordare che ha questo proposito come Klepero avesse attribuito questo bagliore alla combustione dell'etere, una sostanza che si credeva permeasse tutto il Sistema Solare. Padre Angelo Secchi effettuo le prime fotografie della corona durante la eclissi del 1851 e studiò le protuberanze ; quando nel 1868 l'astronomo francese P.J.C. Janseen stabilì stabili con uno studio spettroscopico che le protuberanze erano getti di idrigeno, si consolidò l'idea che la corona fosse un involucro gassoso, che circondava il Sole. In base alla sua estensione si possono identificare nella corona tre regioni: la corona interna, che si estende dalla cromosfera fino a 1,3 Rs (Rs = raggio solare) sopra la fotosfera (estensione: 890.000 Km); la corona intermedia, da 1,3 a 2,5 Rs (estensione: 835.000 Km) e la corona esterna, da 2,5 a 24 Rs, che giunge quindi fino a 17 milioni di Km cioè quasi 1/3 della distanza media tra il Sole e Mercurio. In realtà, la corona si spinge addirittura molto oltre l'orbita terrestre assumendo il nome di mezzo interplanetario. Infatti la densità del gas decresce con continuità dalla base della corona fino alla corona esterna in correlazione con l'aumentare

Strutture coronali

In base ad osservazioni spettroscopiche anche la radiazione della corona si può suddividere in tre componenti: la corona K, che presenta uno spettro continuo originato dalla diffusione della radiazione fotosferica da parte degli elettroni coronali; la corona E, in realtà radiazione fotosferica diffratta dalla polvere interpianetaria e quindi di origine non propriamente coronale e la corona E (o in emissione) costituita dall'emissione totale delle righe coronali, uno spettro di circa 30 righe in emissione di elementi fortemente ionizzati come ad esempio la riga rossa del ferro, nove volte ionizzato. Queste vengono chiamate righe proibite perché non si osservano in laboratorio, e richiedono alte temperature e basse pressioni e densità per essere prodotte. Da esse si deduce che la temperatura cinetica del gas coronale è molto elevata: dell'ordine di 1 milione di gradi assoluti. Nonostante quindi la temperatura decresca costantemente dal centro del Sole alla sua superficie come ci si aspetta, in corona essa aumenta nuovamente dando origine ad un'inversione di tendenza che deve trovare una spiegazione fisica. Probabilmente tale elevata temperatura è dovuta alla dissipazione di una grande quantità di energia proveniente dai moti convettivi che avvengono nella fotosfera: la corona non riesce ad irradiarla tutta verso l'esterno e quindi si riscalda. Molte osservazioni condotte dallo spazio nei raggi X e nell'ultravioletto hanno fornito preziose informazioni fisiche sulla corona, sulla sua struttura e sui fenomeni che la interessano. La struttura coronale infatti si è rivelata molto complicata ed evidenzia formazioni caratteristiche come i pennacchi coronali, strutture costituite da un bulbo alla base con un collo che si estende fino a 2-3 Rs ed uno stelo che può arrivare fino a 10 Rs, associate alle protuberanze quiescenti; oppure gli archi coronali sopra regioni perturbate; i raggi polari, che si osservano appunto in prossimità delle regioni polari, con curvatura simile alle linee di forza di un dipolo magnetico ed i raggi facolari, diritti. Tutte le strutture coronali sono modellate dai campi magnetici che impediscono la difitsione della materia in direzione normale alle linee di forza, costringendola così a seguirne l'andamento. Si osservano inoltre i buchi coronali, zone oscure ben evidenti nei raggi X. Non solo i fenomeni locali ma neanche la forma generale della corona è determinata dalla struttura dei campi magnetici. Essi assume infatti un aspetto quasi simmetrico al massimo di attività solare ed una forma appiattita ai poli quando il Sole è al minimo di attività.