Coelum Astronomia 213 - 2017 - Page 87

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(URSS). La missione italiana era composta da Giorgio Abetti, Guglielmo Righini e Luigi Taffara. L’eclisse fu osservata con un spettrocoronografo doppio a prismi per le regioni visibile e violetta, uno spettrografo a reticolo per lo spettro della cromosfera, una camera fotografica a lungo fuoco per la fotografia della corona nel giallo e nel violetto.

La temperatura della corona

L’esistenza, ormai assodata, della corona fu subito un problema non semplice. Il fatto che nel suo spettro si osservassero righe brillanti (all’inizio attribuite a un elemento sconosciuto che fu chiamato coronio) e non di assorbimento, come nello spettro fotosferico, mostrava che la corona doveva essere composta di un gas rarefatto. Ma la forza di gravità del Sole non avrebbe permesso che la corona si estendesse fino a vari raggi dalla sua superficie. Quindi doveva esserci qualche forza antagonista.

La risposta venne intorno agli anni ‘40 del secolo scorso, quando, dopo vari tentativi e confronti con quanto si osservava nelle nebulose (vedi box di approfondimento nella rubrica Costellazioni di questo numero), le righe di emissione furono correttamente attribuite a transizioni proibite cioè “improbabilissime” perché provengono da transizioni tra uno stato metastabile (di lunga vita) a un altro di energia inferiore di atomi appartenenti a elementi ben noti e molto abbondanti, ma altamente ionizzati (transizioni possibili in ambienti estremamente rarefatti, nei quali gli urti tra atomi sono rari). La riga verde a 5303 Å, la più brillante dello spettro coronale, viene emessa dal Fe XIV, mentre la riga rossa a 6374 Å è dovuta al Fe X.

Ora, la ionizzazione aumenta con l’aumentare della temperatura, col diminuire della pressione e del potenziale di ionizzazione dell’elemento considerato. Ne conseguì anche che la “forza” antagonista della gravità era l’alta temperatura necessaria perché gli atomi coronali fossero così altamente ionizzati: 106 K e più. L’alta temperatura spiegava pure il fatto che lo spettro della corona interna presenti un continuo con la stessa distribuzione di quello solare ma senza righe di assorbimento le quali sono cancellate (allargate per effetto Doppler fino a perdersi nel continuo).

Ma se ciò rende conto delle osservazioni, se ne può dedurre che la corona, sostenuta dall’alta temperatura a cui si trova, non può nemmeno restare legata al Sole. Troppo “calda” per non “evaporare” nello spazio circostante (vento solare). Il che implica la domanda: come può il Sole, che al livello della fotosfera presenta una temperatura dell’ordine di 6000 K, riscaldare la corona portandone la temperatura fino a 1 e più milioni di gradi necessari per giustificare il suo spettro?

Un quadro d’insieme

Com’è naturale, le osservazioni si sono accumulate nel tempo. Benché quelle eseguite durante un’eclisse totale siano sempre state più valide e complete, la cromosfera (base della corona), le protuberanze, che in massima parte si sviluppano in ambiente coronale e la corona interna diventarono fenomeni osservati giornalmente, con spettroscopi a visione diretta, spettroeliografi, filtri interferenziali. In particolare, la corona interna è stata osservata giornalmente, fuori eclisse, col coronografo introdotto da Bernard Lyot nel 1939.

L’insieme di queste osservazioni produsse il quadro seguente.

La corona come appare durante un’eclisse totale è una specie di alone che circonda il Sole, e la cui forma varia con la fase del ciclo di attività solare: abbastanza regolarmente distribuita intorno al disco, nei tempi della cosiddetta massima attività