Coelum Astronomia 213 - 2017 - Page 88

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solare quando i fenomeni avvengono alle medie latitudini; chiaramente schiacciata sull’equatore solare, con lunghi pennacchi radiali, durante la fase di minima attività, quando i fenomeni hanno luogo alle basse latitudini.

La radianza della corona decresce con la distanza dal Sole e varia con l’angolo di posizione. I risultati dell’analisi spettrale e polarimetrica della radiazione coronale si possono riassumere come segue:

a) La bassa corona, la parte più vicina al lembo del

Sole (corona K, dal tedesco Kontinuum), è bianca (ed è questa che varia di forma con la fase del ciclo di attività), cioè presenta uno spettro continuo come quello fotosferico, privo, però, delle righe di assorbimento. Su questo spettro sono presenti, invece, varie righe in emissione. La radiazione della corona K (sia nel continuo che nelle righe) è notevolmente polarizzata. La polarizzazione diminuisce con la distanza dal lembo.

b) Le righe brillanti diventano rapidamente più

deboli con l’aumentare della distanza dal lembo fino a scomparire, mentre compaiono, sul continuo (indebolito) le righe di Fraunhofer (corona F) che, dapprima meno profonde che nello spettro fotosferico, aumentando la distanza dal lembo, assumono le profondità fotosferiche.

Dunque, si osservano tre componenti, sovrapposte per effetto prospettico: uno spettro continuo, uno spettro di righe di emissione e uno spettro fotosferico.

Lo spettro continuo della corona K si spiega, come s’è detto, con lo scattering della radiazione fotosferica dovuto agli elettroni liberi, alla cui alta velocità (alta temperatura) è dovuto anche l’allargamento (fino alla scomparsa) per effetto Doppler delle righe di Fraunhofer.

Lo spettro di righe della corona F, invece, non appartiene alla corona bensì alla polvere interplanetaria diffusa sul piano dell’eclittica che produce la luce zodiacale. Le righe di Fraunhofer nella “bassa” corona F non sono profonde quanto

nello spettro fotosferico, perché al continuo fotosferico (diffuso dalla polvere) si aggiunge quello della corona K, ma man mano che, con la distanza dal Sole, questo si indebolisce quello fotosferico prevale finché, sostanzialmente, rimane il solo visibile.

Ciò significa che il vero spettro della corona è costituito dal continuo della corona K e dalle righe in emissione che lo solcano. Pertanto è necessario liberare i dati di osservazione dal contributo della corona F. Ciò si può fare sia pure con qualche margine d’errore.

Comunque, corona K e corona F non hanno confini netti. Continuano sempre più deboli nello spazio fin oltre l’orbita terrestre. La densità del flusso di materiale coronale (vento solare; come s’è notato la corona “evapora” continuamente e si riforma con ritmo giornaliero), alla distanza di un’unità astronomica è di 10 ioni/cm3 con velocità di

Sopra. B. Lyot, nato a Parigi nel 1897, morì nel 1952 in Egitto durante la spedizione per l’eclisse totale di Sole di quell'anno. Entrato nel 1930 all’Osservatorio di Meudon, si dedicò allo studio della polarizzazione della luce riflessa da Luna e pianeti, progettando a tal fine uno strumento in grado di mascherare la luce solare, il coronagrafo.