Coelum Astronomia 213 - 2017 - Page 89

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Sopra. La corona solare alle Svalbard. La corona solare, tra le caratteristiche del Sole che si rendono visibili durante le eclissi totali, è sicuramente quella più attesa dagli osservatori. La sua forma varia notevolmente da un’eclisse all’altra, mostrandosi simmetrica nei periodi in cui il ciclo undecennale delle macchie è intorno al massimo, e più appiattita quando il Sole è al minimo. Questa splendida ripresa è stata realizzata alle Isole Svalbard con una Nikon d810 al fuoco di un Tele-Apotessar Hasselblad da 8/500 millimetri a 700 mm usando un tele converter APO 1,4X. Di Patricio Calderari.

300 km/s) e deve finire con un’onda d’urto stabile in una zona compresa tra 50 e 100 unità astronomiche, dove la pressione diventa più o meno uguale a quella del gas interstellare.

Per quanto riguarda la temperatura di 1-2 milioni di gradi della corona K, è necessario precisare che si tratta della cosiddetta temperatura cinetica degli elettroni (un “indice” della distribuzione delle loro velocità) che è necessario ammettere perché questi, per diffusione, possano cancellare lo spettro di Fraunhofer. Tale valore della temperatura, come abbiamo visto, spiega anche la natura delle righe di emissione.

L’energia necessaria per portare la temperatura ai livelli propri della corona K dovrebbe venire (come hanno mostrato Albrecht Unsöld nel 1955 e Cornelis de Jager e M. Kuperus nel 1961) da onde d’urto prodotte dal moto ascensionale del grande numero (all’ingrosso, circa 5x 105) di spiculae di cui è composta la cromosfera. Il mantenimento dell’alto valore della temperatura, poi, è una conseguenza dell’inefficienza del meccanismo di raffreddamento radiativo in un gas fortemente ionizzato, avente una densità molto bassa (meno di 5 x 109 ioni/cm3).

Dall’osservazione nell’X e nell’UV (dallo spazio) sono venute anche altre possibili spiegazioni (legate alla rotazione e all’età delle stelle), ma, tenendo in mente il titolo dell’articolo, su queste non insisteremo.