Coroana solară

Corona solară în timpul unei eclipse

Coroana solară este partea exterioară a atmosferei Soarelui .

Formată din gaz (în special hidrogen ) și vapori care provin din straturile subiacente ale atmosferei solare , se extinde pe milioane de kilometri și este vizibilă, împreună cu cromosfera , în timpul eclipselor totale de soare sau cu ajutorul unui instrument special, coronograful . ^[1] : fiind extrem de fierbinte (până la milioane de grade Celsius ), materia pe care o conține este sub formă de plasmă ^[2] . Mecanismul care îl încălzește nu este perfect înțeles, dar un rol semnificativ îl joacă cu siguranță câmpul magnetic solar, în timp ce motivul invizibilității sale normale cu ochiul liber este că este extrem de slab.

Temperatura ridicată a coroanei determină liniile spectrale neobișnuite, care au condus la gândirea în secolul al XIX-lea că atmosfera solară conține un element chimic necunoscut, care a fost numit „ coronium ”. Aceste linii spectrale s-au datorat în schimb prezenței ionilor de fier care pierduseră 13 electroni externi ( Fe-XIV ), un proces de ionizare foarte puternic care poate avea loc doar la temperaturi ale plasmei peste 10 ⁶ kelvin . ^[3] Într-adevăr, faptul că Soarele avea o coroană la un milion de grade a fost descoperit pentru prima dată de Walter Grotrian în 1939 și de Bengt Edlén în 1941, în urma identificării liniilor coronale (observate din 1869) ca tranziții ale nivelurilor metastabile ale ionizării foarte ionizate. metale (linia verde a FeXIV la 5303 Å, dar și linia roșie a FeX la 6374 Å).

Caracteristici fizice

Solar CME. Sursa NASA

Corona solară este mult mai fierbinte (cu un factor de 200) decât suprafața vizibilă a Soarelui: temperatura reală a fotosferei este de 5777 K , în timp ce corona are o temperatură medie de un milion de kelvini , dar de fapt ar fi o cinetică temperatura. ^[4] ^[5] . Prin urmare, are o densitate medie calculată a fi de ^10-12 ori mai mare decât a fotosferei și produce o milionime din lumina vizibilă. Coroana este separată de fotosferă de cromosferă . Mecanismul exact al încălzirii face obiectul unei dezbateri științifice ^[6] .

Temperatura foarte ridicată și densitatea extrem de rarefiată a coroanei (contradicție aparentă a unui fenomen fizic încă puțin cunoscut și neexperimentat în mod obișnuit) oferă caracteristici spectrale neobișnuite , dintre care unele au sugerat în secolul al XIX-lea că conține un element necunoscut numit coronium ^{[ 7]} , totuși, s-a constatat că acestea derivă din elemente cunoscute într-o stare de ionizare ridicată a fierului, care poate exista doar la temperaturi de ordinul unui milion de grade.

Un desen care arată configurația fluxului magnetic în timpul ciclului solar.

Coroana nu este distribuită în mod echivalent în jurul suprafeței: în perioadele de odihnă este aproximativ limitată la regiunile ecuatoriale, cu așa-numitele găuri coronale în regiunile polare, în timp ce în perioadele de activitate solară este distribuită în jurul ecuatorului și polilor și este mai prezente în zonele de activitate ale petelor solare .

Ciclul solar durează aproximativ 11 ani, de la un minim solar la următorul. Datorită rotației diferențiale (ecuatorul se rotește mai repede decât polii), activitatea petelor solare va fi mai pronunțată în apropierea maximului solar atunci când câmpul magnetic este mai răsucit. Asociate cu petele solare sunt arcele coronare , inele de flux magnetic , care ies din interiorul soarelui.

De când primele imagini cu raze X de înaltă rezoluție au fost realizate de satelitul Skylab în 1973 și mai târziu de Yohkoh și alți sateliți, structura coroanei a fost văzută a fi foarte complexă și variată și a fost necesară clasificarea diferite zone caracteristice vizibile pe discul coronal ^[8] ^[9] ^[10] . În general, se disting diferite regiuni și apare următoarea imagine morfologică, descrisă pe scurt mai jos.

Regiuni active

Regiunile active sunt seturi de structuri de arc care conectează puncte de polaritate magnetică opusă în fotosferă, inelele coronare . În general, acestea sunt aranjate în două benzi de activitate paralele cu ecuatorul solar. Temperatura medie este cuprinsă între două și patru milioane de kelvini, în timp ce densitatea este între 10 ⁹ și 10 ¹⁰ particule pe cm³.

Protuberanță (PSF)

Regiunile active includ toate fenomenele legate direct de câmpul magnetic la care se face referire atunci când se vorbește despre activitatea solară și care apar la înălțimi foarte diferite pe suprafața Soarelui ^[11] : petele solare și faculae (în fotosferă), spiculele , filamentele și „plajă” (în cromosferă), protuberanțe (în cromosferă și în regiunea de tranziție, dar și în coroană) și flare . Acestea din urmă afectează de obicei coroana și cromosfera, dar dacă sunt foarte violente, ele pot perturba și fotosfera și chiar pot da naștere unui val Moreton , descris de Uchida. În contrast, protuberanțele sunt structuri extinse, reci, care sunt văzute în Hα ca dungi întunecate (filamente) pe discul solar, în formă de șarpe. Temperatura lor este de aproximativ 5000-8000 K și, prin urmare, sunt considerate structuri cromosferice.

Arcuri Coronale

Același subiect în detaliu: inelul coronar .

Arcuri coronare reprezentate de sonda TRACE cu un filtru de 171 Å .

Arcurile coronare sunt structurile de bază ale coroanei create de câmpul magnetic ^[12] . Aceste inele sunt structurile magnetice închise, analog cu structurile deschise, care pot fi găsite în găurile coronare din regiunile polare și în vântul solar . Aceste tuburi de flux magnetic ies de pe suprafața soarelui și sunt umplute cu plasmă foarte fierbinte. Datorită activității magnetice foarte mare în aceste regiuni active arcuri coronal pot fi de multe ori precursorii coronale rachete de semnalizare și ejections de masă .

Plasma solară care umple aceste structuri este încălzită de la 4400 K la peste 10 ⁶ K, începând de la fotosferă și cromosferă prin regiunea de tranziție la coroană. Adesea, plasma solară este împinsă în aceste arcuri de la un picior la altul printr-o diferență de presiune care se creează între cele două puncte de la bază și astfel se stabilește un debit sifon ^[13] sau, în general, un debit asimetric datorat unor altă cauză.

Când plasma crește de la picioare în sus, așa cum se întâmplă întotdeauna în timpul fazei inițiale a erupțiilor care nu modifică topologia câmpului magnetic, vorbim despre evaporarea cromosferică . Când plasma se răcește, poate apărea în schimb condensarea cromosferică .

De asemenea, poate exista un flux simetric de la ambele picioare ale arcului, ceea ce determină o creștere a densității în interiorul arcului. Plasma se poate răci foarte repede în această regiune (datorită instabilității termice) prin crearea de filamente întunecate pe discul solar sau umflături pe marginea discului. Arcurile coronale pot avea durate de viață de ordinul secundelor (în cazul rachetelor), minute, ore sau zile. Arcurile coronare care durează perioade lungi de timp se spune de obicei că se află într-o stare stabilă , în care există un echilibru energetic între puterea de intrare și puterea disipată.

Arcurile coronare au devenit foarte importante de când au încercat să înțeleagă problema actuală a încălzirii coronare. Inelele coronare sunt surse de plasmă care radiază foarte mult și, prin urmare, ușor de observat de instrumente precum TRACE ; acestea constituie laboratoare excelente de observat pentru a studia fenomene precum oscilațiile solare, propagarea undelor și nano-flare . Cu toate acestea, rămâne dificil de găsit o soluție la problema încălzirii coronale, deoarece aceste structuri sunt observate de departe, lăsând multe ambiguități de interpretare (de exemplu, contribuția radiației de-a lungul liniei de vedere). Sunt necesare măsurători in situ înainte ca un răspuns definitiv să poată fi dat; Următoarea misiune Solar Probe Plus a NASA, începând din 2018, va colecta date de la Soare la distanță mică.

Arcuri coronare care leagă regiuni de polaritate magnetică opusă (A) și câmp magnetic unipolar în gaura coronară (B)

Structurile la scară largă

Structurile pe scară largă sunt arcuri foarte mari care pot acoperi până la un sfert din discul solar și conțin plasmă mai puțin densă decât arcurile din regiunile active.

Au fost descoperite pentru prima dată pe 8 iunie 1968 în timpul observării unei flăcări făcute de o sondă spațială. ^[14]

Structura pe scară largă a coroanei se schimbă în timpul ciclului de 11 ani al activității solare și devine deosebit de elementară în perioada minimă, când câmpul magnetic solar este aproximativ cel al unui dipol (plus o componentă cvadripolară).

Interconectările regiunilor active

Interconectările regiunilor active sunt arcuri care conectează zone cu polaritate magnetică opusă, în diferite regiuni active. Schimbări semnificative în aceste structuri sunt adesea observate după o explozie.

Alte structuri de acest tip sunt serpentine de cască , panouri mari în formă de glugă cu vârfuri lungi care depășesc de obicei petele solare și regiunile active. Aceste panouri coronare sunt considerate sursele vântului solar lent. ^[15]

Cavitățile filamentului

Cavitățile filamentale sunt zone care apar întunecate în razele X și sunt regiuni deasupra cărora se observă filamente Hα în cromosferă.

Au fost observate pentru prima dată de cele două sonde spațiale din 1970, care au descoperit și prezența găurilor coronare . ^[14]

Cavitățile filamentale sunt nori de gaze mai reci, suspendate pe suprafața Soarelui de forțe magnetice. Regiunile de câmp magnetic intens apar întunecate în imagini, deoarece sunt sărace în gaz fierbinte. De fapt, suma presiunii magnetice și a presiunii plasmatice trebuie să fie constantă peste tot pe heliosferă pentru a avea o configurație de echilibru: acolo unde câmpul magnetic este mai mare, plasma trebuie să fie mai rece sau mai puțin densă. Presiunea plasmei $p$ ${\ displaystyle p}$ $p$ poate fi calculat din ecuația de stare pentru un gaz ideal $p=nK_{B}T$ ${\ displaystyle p = nK_ {B} T}$ $p = nK_ {B} T$ , unde este $n$ ${\ displaystyle n}$ $n$ este densitatea particulelor pe unitate de volum, $K_{B}$ ${\ displaystyle K_ {B}}$ $K_ {B}$ constanta Boltzmann e $T.$ ${\ displaystyle T}$ $T.$ temperatura plasmei. Este evident din ecuație că presiunea plasmatică scade atunci când temperatura plasmei scade în raport cu regiunile înconjurătoare sau când zona câmpului magnetic intens se golește. Același efect fizic face ca petele solare să se întunece în fotosferă .

Punctele strălucitoare

Punctele luminoase sunt mici regiuni active împrăștiate pe discul solar. Petele luminoase au fost observate pentru prima dată în raze X pe 8 aprilie 1969 de o sondă spațială. ^[14]

Fracțiunea suprafeței solare acoperită de petele luminoase variază în funcție de ciclul solar . Acestea sunt asociate cu mici regiuni bipolare ale câmpului magnetic . Temperatura lor medie variază de la 1,1 MK la 3,4 MK. Modificările de temperatură sunt adesea legate de modificările emisiilor de raze X ^[16].

Găurile coronare

Gaură coronară .

Găurile coronare sunt regiunile polare care apar întunecate în razele X, deoarece emit foarte puține radiații. ^[17] Sunt regiuni vaste ale Soarelui în care câmpul magnetic este unipolar și se deschide spre spațiul interplanetar. Vântul de mare viteză provine din aceste regiuni.

În imaginile UV ale găurilor coronale, alte structuri mici, alungite, asemănătoare bulelor, sunt adesea văzute plutind în vântul solar. Acestea sunt așa-numitele pene coronare . Mai exact, au forma unor serpentine lungi și subțiri care împing în afară din polii nordici și sudici ai Soarelui. ^[18]

Soarele liniștit

Regiunile solare care nu fac parte din regiunile active și găurile coronare sunt identificate în mod obișnuit ca parte a Soarelui fix.

Regiunea ecuatorială are o viteză de rotație mai mare decât zonele polare. Rezultatul rotației diferențiale a Soarelui este că regiunile active apar întotdeauna în două benzi paralele cu ecuatorul și extinderea lor crește în perioadele maxime ale ciclului solar, în timp ce acestea aproape dispar în fiecare perioadă minimă. Prin urmare, Soarele liniștit coincide întotdeauna cu zona ecuatorială, iar suprafața sa este mai mică în timpul maximului ciclului solar. Aproape de minim, extensia Soarelui liniștit crește până când acoperă întreaga suprafață a discului solar, cu excluderea polilor în care există găuri coronare și unele puncte luminoase.

Variabilitatea coroanei

Imagine preluată de la Solar Dynamics Observatory pe 16/10/2010. O cavitate filamentară foarte lungă este vizibilă în zona de sud a emisferei solare.

O imagine la fel de diferită de cea morfologică reiese dintr-o analiză a dinamicii principalelor structuri ale coroanei, care evoluează în timpuri foarte diferite. Studierea variabilității coronare în ansamblu nu este ușoară, deoarece timpii de evoluție ai diferitelor structuri pot varia până la șapte ordine de mărime. În mod similar, dimensiunile tipice ale regiunilor în care apar evenimente coronare variază, după cum se poate observa din următorul tabel:

Tipul evenimentului	Timp caracteristic	Dimensiune tipică (Km)
Explozie de regiune activă	de la 10 la 10.000 sec	10.000-100.000
Explozia punctelor luminoase cu raze X.	minute	1.000-10.000
Tranzitori în arce de regiune active	minute la ore	~ 100.000
Tranzitori în arcele de interconectare	minute la ore	~ 100.000
Coroana liniștită	ore până la luni	100.000-1.000.000
Gaură coronară	mai multe rotații	100.000-1.000.000

Flăcările

Același subiect în detaliu: Flare solară .

Filament care erup în timpul unei erupții, observat în EUV ( TRACE )

Flăcările au loc în regiunile active și dau naștere la creșteri bruște ale fluxului de radiații emise în regiuni limitate ale coroanei. Sunt fenomene foarte complexe, observabile în diferite benzi, afectează mai multe zone ale atmosferei solare și implică mai multe efecte fizice, termice și netermice, și uneori recombinații extinse ale câmpului magnetic și expulzarea materialului.

Acestea sunt fenomene impulsive, care durează în medie 15 minute, deși unele fenomene mai energetice pot dura câteva ore. Flăcările implică o creștere vizibilă și rapidă a densității și temperaturii.

Emisiile de lumină albă sunt rareori observate, de obicei flăcările sunt văzute doar în benzile UV și X, caracteristice cromosferei și emisiilor coronale.

În coroană, morfologia flăcărilor care poate fi dedusă din observațiile în raze X moi și dure, în banda UV și în Hα este foarte complexă. Cu toate acestea, se pot distinge două tipuri de structuri ^[19] :

rachete compacte , în care fiecare dintre arcurile în care are loc evenimentul își menține structura nealterată: se observă doar o creștere a emisiilor fără variații morfologice semnificative. Energia emisă este de ordinul 10 ²² - 10 ²³ J.
rachete de lungă durată , asociate cu erupții de protuberanțe , tranzitorii în lumină albă și „ rachete cu două panglici ” ^[20] : în acest caz arcurile magnetice se reconfigurează în timpul evenimentului. Energiile emise în timpul acestor evenimente de proporții atât de vaste pot ajunge la 10 ²⁵ J.

Explozie din coroana solară

În ceea ce privește dinamica temporală, în general se disting trei faze diferite, de durată foarte diferită, care pot depinde și drastic de banda de lungime de undă în care se observă evenimentul:

o fază impulsivă inițială , a cărei durată este de ordinul minutelor, în care deseori există emisii mari de energie și în microunde, în EUV și în raze X dure.
o fază maximă .
o fază de descompunere , care poate dura câteva ore.

Uneori este de asemenea posibil să se distingă o fază care precede explozia, numită faza „ pre-flare ”.

Expulzări de masă coronară

Același subiect în detaliu: Ejecția de masă coronară .

„Tranzitorii” coroanei (numiți și ejecții de masă coronală sau CME) sunt cantități uriașe de material coronal care se deplasează de la Soare la mai mult de milioane de km / h și conțin de aproximativ 10 ori energia flarei care le provoacă. Unele ejectări majore pot emite sute de milioane de tone de materie în spațiu: atunci când ajung pe Pământ pot deteriora sateliții și pot perturba telecomunicațiile.

O furtună solară

Aceste videoclipuri au fost realizate de satelitul SOHO în decurs de două săptămâni între octombrie și noiembrie 2003. Imaginile au fost realizate simultan de diferitele instrumente de la bordul satelitului, MDI (care produce magnetograme), EIT (care fotografiază coroana în ultraviolet) și LASCO ( coronagraful ).

Primul videoclip din stânga sus (în gri) arată magnetogramele pe măsură ce timpul se schimbă. În partea dreaptă sus (în galben) este vizibilă fotosfera în lumină albă filmată de MDI.

În plus, EIT a filmat evenimentul în cele patru filtre sensibile la diferite lungimi de undă, care selectează plasma la temperaturi diferite. Imaginile în portocaliu (stânga) se referă la plasma regiunii de tranziție a cromosferei, în timp ce cele în verde (dreapta) către coroană.

În ultimul videoclip din centrul inferior, imaginile Soarelui în ultraviolet realizate de EIT au fost combinate cu cele realizate de coronograful LASCO.

Toate instrumentele au înregistrat furtuna, care este considerată a fi unul dintre exemplele de activitate solară crescută observată de SOHO și posibil de la apariția primelor observații solare din spațiu. Furtuna a implicat toată plasma din atmosfera solară de la cromosferă la coroană, așa cum se poate vedea în videoclipuri, care sunt ordonate de la stânga la dreapta, de sus în jos, în direcția în care crește temperatura soarelui: fotosfera ( galben), regiunea de tranziție a cromosferei (portocaliu), coroana interioară (verde) și coroana exterioară (albastră).

Coroana este vizibilă prin coronograful LASCO, care blochează lumina de pe discul luminos al soarelui, astfel încât chiar și radiația mult mai slabă din coroană poate fi văzută. În acest videoclip, coronograful intern (numit C2) este combinat cu coronograful extern (C3).

Pe măsură ce videoclipul progresează, putem observa o serie de structuri din Soarele activ. Pene lungi radiază spre exterior de la Soare și se leagănă ușor datorită interacțiunii lor cu vântul solar . Regiunile albe strălucitoare sunt vizibile datorită densității mari de electroni liberi care împrăștie lumina din fotosferă către observator. De asemenea, sunt prezenți protoni și alți atomi ionizați, dar nu sunt vizibili, deoarece nu interacționează cu fotonii la fel de frecvent ca electronii. Din când în când, se observă că ejecțiile de masă coronală sunt lansate de Soare. Unele dintre aceste jeturi de particule pot satura camerele cu un efect asemănător zăpezii.

De asemenea, vizibile în coronografe sunt stelele și planetele. Stelele sunt văzute mișcându-se încet spre dreapta, purtate de mișcarea relativă a Soarelui și a Pământului. Planeta Mercur este vizibilă ca un punct luminos care se mișcă din stânga Soarelui.

Coroane stelare

Alte stele în afară de Soare au coroane, care pot fi detectate de telescoapele cu raze X. Coroanele stelelor se găsesc în toate stelele secvenței principale a părții reci a diagramei Hertzsprung-Russell ^[21] . La stelele tinere, unele coroane pot fi mai strălucitoare decât cea a Soarelui. De exemplu, FK Comae Berenices este prototipul clasei FK Com de stele variabile . Aceștia sunt giganți din clasa spectrală G și K cu rotație rapidă neobișnuită și alte semne de activitate extraordinară. Coroanele lor sunt printre cele mai strălucitoare în raze X ( L _x ≥ 10 ³² erg · s ^-1 sau 10 ²⁵ W) și printre cele mai fierbinți dintre cele cunoscute cu temperaturi dominante de până la 40 MK. ^[21]

Observațiile astronomice efectuate cu Observatorul Einstein de Giuseppe Vaiana și grupul său ^[22] au arătat că stelele F, G, K și M au cromosfere și deseori coroanele într-un mod similar cu Soarele. Stelele OB, deși nu au zona de convecție, au o puternică emisie de raze X. Cu toate acestea, aceste stele nu au coroană, dar straturile stelare exterioare emit această radiație în timpul șocurilor datorită instabilităților termice care apar în bulele de gaz care se mișcă rapid. Stelele A nu au nici o zonă de convecție, dar nu emit în raze UV și X. Prin urmare, se pare că nu au nici cromosferă, nici coroană.

Fizica coroanei

Prinsă de Hinode la 12/01/2007 această imagine dezvăluie natura filamentară a structurilor coronare.

Materia care constituie partea cea mai exterioară a atmosferei solare se găsește în stare plasmatică , la o temperatură foarte ridicată (de câteva milioane de grade) și la o densitate foarte mică (de ordinul a 10 ¹⁵ particule pe metru cub). Prin definiție a plasmei, este un set aproape neutru de particule care prezintă un comportament colectiv.

Compoziția este aceeași cu cea din interiorul Soarelui, în esență hidrogen, dar complet ionizată, prin urmare protoni și electroni, plus o mică fracțiune din toți ceilalți atomi în aceleași procente prezente în fotosferă. Chiar și cele mai grele metale, cum ar fi fierul, sunt parțial ionizate și au pierdut o bună parte din electronii lor cei mai exteriori. Starea de ionizare a unui anumit element chimic depinde strict de temperatură și este reglată de ecuația Saha . Prezența liniilor de emisie ale stărilor extrem de ionizate ale fierului și ale altor metale a făcut posibilă determinarea cu precizie a temperaturii plasmei coronale și descoperirea faptului că coroana era mult mai caldă decât straturile cele mai interioare ale atmosferei cromosferei.

Prin urmare, coroana apare ca un gaz foarte fierbinte, dar foarte ușor: credeți-vă că presiunea din fotosferă este de obicei de numai 0,1-0,6 Pa, în timp ce pe Pământ presiunea atmosferică este de aproximativ 100 kPa, adică de aproape un milion de ori mai mare decât pe suprafața solară. Cu toate acestea, nu este pe deplin adevărat că este un gaz, deoarece este format din particule încărcate, în esență protoni și electroni, care se mișcă la viteze diferite. Presupunând că, în medie, aceștia au aceeași energie cinetică (prin teorema echipartiției energetice ), electronii au o masă de aproximativ 1800 de ori mai mică decât protonii, astfel că dobândesc o viteză mai mare. Ionii metalici sunt întotdeauna cei mai lenti. Acest fapt are consecințe fizice considerabile atât asupra proceselor de radiații, care în coroană sunt foarte diferite de cele din fotosferă, cât și asupra conducerii termice. În plus, prezența sarcinilor electrice induce generarea de curenți electrici și câmpuri magnetice intense. Undele magnetohidrodinamice se pot propaga și în această plasmă ^[23] , deși nu este încă clar cum pot fi transmise sau generate în coroană.

Radiații

Același subiect în detaliu: Pierderile radiative ale coroanei solare .

Coroana emite radiații în principal în raze X care pot fi observate doar din spațiu.

Plasma coroanei este transparentă la propria radiație și la cea din alte regiuni, deci se spune că este optic subțire . De fapt, gazul este foarte rarefiat și calea liberă medie a fotonilor depășește cu mult toate celelalte lungimi implicate, inclusiv dimensiunile structurilor coronare.

Diferite procese de radiații intervin în emisie, care este determinată în principal de procesele de coliziune binară dintre particulele care alcătuiesc plasma, în timp ce interacțiunile cu fotonii provenind din regiunile subiacente sunt foarte rare. Deoarece emisia este controlată de procesele de coliziune între ioni și electroni, energia radiată de o unitate de volum în unitatea de timp este proporțională cu pătratul numărului de particule pe unitate de volum sau, mai exact, cu produsul densitatea electronilor pentru densitatea protonilor.

Procesele de emisie continuă sunt bremstrahlung ( radiația de frânare ) și contribuția la radiația rezultată din recombinarea ionilor cu electronii . Mai mult, pentru determinarea pierderilor radiative, este necesar să se ia în considerare toate liniile de emisie ale elementelor chimice care alcătuiesc atmosfera solară, care se formează în regiunea de tranziție și în coroană, și se suprapun emisiilor continue. Aceste linii constituie contribuția dominantă până la temperatura de 30 MK; dincolo de această valoare, cel mai important proces de emisie devine bremstrahlungul electronilor, care radiază atunci când încetinesc, deoarece sunt afectați de forța electrică de atracție a protonilor și își pierd o parte din energia cinetică. De asemenea, foarte importante sunt procesele cu doi fotoni ^[24] , care apar în urma excitării unui nivel metastabil într-un atom cu o configurație similară hidrogenului sau heliului, cu emisia a doi fotoni.

Conductia termica

O compoziție de imagini în EUV-uri luate de STEREO 1l 04/12/2006. Aceste culori false arată atmosfera solară la diferite temperaturi. În sensul acelor de ceasornic, din stânga sus: 1 milion de grade C (171 Å - albastru); 1,5 milioane ° C (195 Å - verde), 60.000 - 80.000 ° C (304 Å - roșu) și 2,5 milioane ° C (286 Å - galben).

În coroană, conducerea termică are loc de la exteriorul mai cald la straturile interioare mai reci. Cei responsabili pentru procesul de difuzie a căldurii sunt electronii, care sunt mult mai ușori decât ionii, se mișcă mai repede, așa cum s-a explicat mai sus.

În prezența unui câmp magnetic, conductivitatea plasmei devine mai mare în direcția paralelă cu liniile câmpului, mai degrabă decât în direcția perpendiculară ^[25] . O particulă încărcată care se mișcă perpendicular pe câmpul magnetic suferă forța Lorentz care este normală pentru planul identificat de viteză și câmpul magnetic. Această forță îl forțează să se deplaseze de-a lungul spiralelor în jurul liniilor de câmp, la frecvența ciclotronului . În general, deoarece particulele au și o componentă a vitezei de-a lungul câmpului magnetic, efectul forței Lorentz este de a le forța să spiraleze în jurul liniilor câmpului. Dacă coliziunile dintre particule sunt foarte frecvente, acestea sunt deviate de la traiectoria lor și statistic se desfășoară aleator în toate direcțiile. Așa se întâmplă în fotosferă, unde plasma este cea care trage câmpul magnetic cu el în mișcare. În coroană, pe de altă parte, calea liberă medie a electronilor este de ordinul unui kilometru și chiar mai mult și, prin urmare, fiecare electron poate face multe spirale în jurul liniilor de câmp înainte de a fi deviat în urma unei coliziuni. Prin urmare, transmisia căldurii este favorizată de-a lungul liniilor câmpului magnetic și inhibată în direcția perpendiculară.

În direcția longitudinală către câmpul magnetic, conductivitatea termică a coroanei este dată de ^[25] .

$k=20\left({\frac {2}{\pi }}\right)^{3/2}{\frac {\left(k_{B}T\right)^{5/2}k_{B}}{m_{e}^{1/2}e^{4}\ln \Lambda }}\approx 1.8~10^{-10}~{\frac {T^{5/2}}{\ln \Lambda }}~Wm^{-1}K^{-1}$ ${\ displaystyle k = 20 \ left ({\ frac {2} {\ pi}} \ right) ^ {3/2} {\ frac {\ left (k_ {B} T \ right) ^ {5/2} k_ {B}} {m_ {e} ^ {1/2} e ^ {4} \ ln \ Lambda}} \ approx 1,8 ~ 10 ^ {- 10} ~ {\ frac {T ^ {5/2}} {\ ln \ Lambda}} ~ Wm ^ {- 1} K ^ {- 1}}$ $k = 20 \ left ({\ frac {2} {\ pi}} \ right) ^ {{3/2}} {\ frac {\ left (k_ {B} T \ right) ^ {{5/2} } k_ {B}} {m_ {e} ^ {{1/2}} e ^ {4} \ ln \ Lambda}} \ approx 1,8 ~ 10 ^ {{- 10}} ~ {\ frac {T ^ { {5/2}}} {\ ln \ Lambda}} ~ Wm ^ {{- 1}} K ^ {{- 1}}$

unde este $k_{B}$ ${\ displaystyle k_ {B}}$ $k_ {B}$ este constanta lui Boltzmann , $T.$ ${\ displaystyle T}$ $T.$ este temperatura în kelvin , $m_{e}$ ${\ displaystyle m_ {e}}$ $eu insumi}$ masa electronului, $Și$ ${\ displaystyle e}$ $Și$ sarcina electrică a electronului,

$\ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)$ ${\ displaystyle \ ln \ Lambda = \ ln \ left (12 \ pi n \ lambda _ {D} ^ {3} \ right)}$ $\ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)$

il logaritmo di Coulomb, con

$\lambda _{D}={\sqrt {\frac {k_{B}T}{4\pi ne^{2}}}}$ $\lambda _{D}={\sqrt {\frac {k_{B}T}{4\pi ne^{2}}}}$ $\lambda _{D}={\sqrt {{\frac {k_{B}T}{4\pi ne^{2}}}}}$

la lunghezza di Debye del plasma di densità $n$ ${\displaystyle n}$ $n$ di particelle per unità di volume. Il logaritmo di Coulomb $\ln \Lambda$ $\ln \Lambda$ $\ln \Lambda$ vale circa 20 in corona, per una temperatura media di 1 MK ed una densità di 10 ¹⁵ particelle per m ³ , e circa 10 in cromosfera, laddove la temperatura è di circa 10 kK e la densità è dell'ordine di 10 ¹⁸ particelle per m ³ , ed in pratica può essere assunto costante.

Pertanto, se si indica con $q$ ${\displaystyle q}$ $q$ la densità di corrente termica espressa in W m ⁻³ , la legge di Fourier della conduzione, da calcolare soltanto lungo la direzione $r_{B}$ $r_{B}$ $r_{B}$ del campo magnetico, diviene:

$q=0.9~10^{-11}~{\frac {\partial ^{2}T^{7/2}}{\partial r_{B}^{2}}}$ $q=0.9~10^{-11}~{\frac {\partial ^{2}T^{7/2}}{\partial r_{B}^{2}}}$ $q=0.9~10^{{-11}}~{\frac {\partial ^{2}T^{{7/2}}}{\partial r_{B}^{2}}}$

Calcoli numerici hanno dimostrato che la conducibilità della corona è paragonabile a quella del rame.

Sismologia della corona

La sismologia della corona è un nuovo modo di studiare il plasma della corona solare con l'uso delle onde magnetohidrodinamiche (MHD).

La magnetoidrodinamica studia la dinamica dei fluidi conduttori (elettricamente) — in questo caso il fluido è il plasma coronale.

Da un punto di vista filosofico, la sismologia coronale è simile alla sismologia terrestre, all'eliosismologia, alla spettroscopia del plasma di laboratorio. In tutti questi campi, onde di vario tipo sono usate per indagare su un mezzo.

Le potenzialità della sismologia nella determinazione dei campi magnetici coronali, della scala di altezza della densità, della struttura fine e del riscaldamento è stata dimostrata da diversi gruppi di ricerca.

Problema del riscaldamento

Il problema del riscaldamento della corona si riferisce alla spiegazione delle alte temperature della corona rispetto alla superficie. Queste richiedono un trasporto di energia dall'interno del sole alla corona attraverso processi non termici, perché la seconda legge della termodinamica impedisce che il calore fluisca direttamente dalla fotosfera solare a circa 5800 K verso la corona molto più calda a circa 1-3 milioni K (alcune zone possono raggiungere anche i 10 milioni K). Si può calcolare facilmente l'ammontare di energia richiesto per riscaldare la corona, circa 1 kW per metro quadro di superficie solare, circa 1/40000 dell'insieme di energia luminosa emessa. Questa quantità di energia deve bilanciare leperdite radiative della corona solare ed il calore condotto dagli elettroni liberi lungo le linee di campo verso gli strati più freddi ed interni, attraverso la ripidissima regione di transizione , fino a dove la temperatura non raggiunge il valore minimo di 4.400 K in cromosfera . Questa sottile regione in cui la temperatura aumenta rapidamente dalla cromosfera alla corona è conosciuta come la zona di transizione e può estendersi da dieci a centinaia di chilometri.

Per fare un esempio, è come se una lampadina riscaldasse l'aria circostante rendendola più calda della superficie del vetro. La seconda legge della termodinamica sarebbe violata.

Sono attualmente emerse due teorie per spiegare il fenomeno: il riscaldamento attraverso le onde e la riconnessione magnetica (o nanobrillamenti ) ^[26] . Anche se negli scorsi 50 anni nessuna delle due ha potuto fornire una risposta, alcuni fisici pensano che la soluzione consista in una qualche combinazione delle due teorie, sebbene non siano ancora chiari i dettagli.

La missione della NASA Solar Probe + prevede di avvicinarsi al Sole a una distanza di circa 9.5 raggi solari per studiare il riscaldamento coronale e l'origine del vento solare. Nel 2012 utilizzando i dati del Solar Dynamics Observatory, Sven Wedemeyer-Böhm Institute of Theoretical Astrophysics dell'Università di Oslo ei suoi collaboratori hanno individuato migliaia di Tornado Magnetici che trasportano l'energia termica dagli strati più interni del sole a quelli più esterni. ^[27]

**Meccanismi di riscaldamento competitivi**
Modelli di riscaldamento
Idrodinamici	Magnetici
Nessun campo magnetico Stelle che ruotano lentamente	Correnti continue ( riconnessione )	Correnti alternate ( onde )
Nessun campo magnetico Stelle che ruotano lentamente	Tensioni di campo B Eventi di riconnessione brillamenti - nanobrillamenti Riscaldamento uniforme e stazionario	Moto dei piedi degli archi in fotosfera propagazione di onde MHD Elevato flusso di onde di Alfvén Riscaldamento non-uniforme
Non il nostro Sole!	Teorie competitive

Teoria delle onde

La teoria del riscaldamento attraverso le onde venne proposta nel 1949 da Évry Schatzman e ipotizza che onde trasportino energia dall'interno del sole alla cromosfera e alla corona. Il Sole è costituito da plasma , che permette l'attraversamento di varie tipi di onde, analogamente alle onde sonore nell'aria. I tipi di onde più importanti sono le onde magnetoacustiche e le onde di Alfvén . Le prime sono onde sonore modificate dalla presenza di un campo magnetico mentre le ultime sono simile alle onde radio ULF modificate dall'interazione con il plasma. Entrambi i tipi possono essere generate dalla turbolenza della granulazione e della supergranulazione nella fotosfera solare, ed entrambe possono trasportare energia per una certa distanza attraverso l'atmosfera solare prima di diventare onde d'urto e dissipare la loro energia in calore.

Un problema di questa teoria consiste nel trasporto del calore nel luogo appropriato. Le onde magnetoacustiche non possono trasportare energia sufficiente attraverso la cromosfera verso la corona a causa della bassa pressione presente nella cromosfera ea causa della tendenza ad essere riflesse indietro nella fotosfera. Le onde di Alfvén possono trasportare abbastanza energia, ma non si dissipano velocemente nella corona. Le onde che sono presenti nel plasma sono difficili da capire e da descrivere analiticamente, ma simulazioni al computer effettuate da Thomas Bogdan e dai suoi colleghi nel 2003 sembrano mostrare che le onde di Alfvén possano tramutarsi in altre onde alla base della corona, fornendo un percorso per il trasporto di grandi quantità di energia dalla fotosfera nella corona e dissiparsi una volta entrate in essa sotto forma di calore.

Un altro problema con la teoria del riscaldamento basata sulle onde era la completa assenza, fino alla fine degli anni novanta, di qualsiasi evidenza diretta di onde che attraversano la corona solare. La prima osservazione di onde che si propagano nella corona è stata compiuta nel 1997 con il satellite SOHO , la prima piattaforma spaziale in grado di osservare il Sole nei raggi EUV per lunghi periodi di tempo con fotometria stabile. Quelle erano onde magneto-acustiche alla frequenza di circa 1 millihertz (che corrispondono a un periodo d'onda di circa 1.000 secondi) che trasportavano soltanto il 10% dell'energia richiesta per riscaldare la corona. Molte osservazioni esistono di fenomeni dovuti a onde localizzate in alcune regioni coronali, come onde di Alfvén emesse da brillamenti solari, ma si tratta di eventi transienti che non possono spiegare il riscaldamento uniforme della corona.

Non si sa ancora esattamente quanta energia trasportata dalle onde possa essere resa disponibile per riscaldare la corona. I risultati pubblicati nel 2004 usando i dati di TRACE sembrano indicare che ci sono onde nell'atmosfera solare alla frequenza addirittura di 100 mHz (corrispondente a un periodo di circa 10 secondi). Le misure di temperatura di ioni diversi nel vento solare con lo strumento UVCS su SOHO hanno fornito una forte evidenza indiretta della presenza di onde alla frequenza persino di 200 Hz, che cade nell'intervallo di udibilità dell'orecchio umano. Queste onde sono molto difficili da individuare in circostanze normali, ma i dati raccolti durante le eclissi solari dal gruppo di Williams College suggeriscono la presenza di tali onde tra 1–10 Hz.

Recentemente, moti alfvénici sono stati trovati nella parte più bassa dell'atmosfera solare ^[28] ^[29] nel Sole quieto, nei buchi coronali e nelle regioni attive con osservazioni compiute con l'AIA su Solar Dynamics Observatory ^[30] . Queste oscillazioni di Alfvén hanno una potenza considerevole, e sembrano essere connesse alle oscillazioni di Alfvén precedentemente registrate con il satellite Hinode ^[31] .

Teoria della riconnessione magnetica

Lo stesso argomento in dettaglio: Riconnessione magnetica .

Lo stesso argomento in dettaglio: Nanobrillamenti .

Regione attiva osservata nei raggi EUV da Solar Dynamics Observatory (SDO)

Questa teoria si riferisce alle induzioni di correnti elettriche nella corona da parte del campo magnetico solare ^[32] . Queste correnti collasserebbero immediatamente, rilasciando energia sotto forma di calore e onde nella corona. Questo processo viene chiamato "riconnessione" per il comportamento particolare dei campi magnetici nel plasma (o in un qualunque fluido conduttore come il mercurio o l'acqua di mare). In un plasma le linee del campo magnetico sono normalmente collegate a elementi di materia, in modo che la topologia del campo magnetico rimanga la stessa: se una particolare coppia di poli magnetici nord e sud sono collegati da una linea di campo, allora anche se il plasma oi magneti si muovono, quella linea di campo continuerà a connettere quei particolari poli. La connessione viene mantenuta dalle correnti elettriche indotte nel plasma. Sotto certe condizioni queste correnti possono collassare, permettendo al campo magnetico di "riconnettersi" ad altri poli magnetici e rilasciare energia sotto forma di calore e onde.

La riconnessione magnetica è il fenomeno che provoca i brillamenti solari, le più grandi esplosioni nel sistema solare. Inoltre, la superficie del sole è coperta da milioni di piccole regioni magnetizzate di 50–1000 km che si muovono costantemente sotto l'effetto della granulazione. Il campo magnetico nella corona dovrebbe quindi essere soggetto a costanti riconnessioni per adattarsi al movimento di questo "tappeto magnetico", e l'energia rilasciata da questo processo è una candidata come fonte del calore della corona, forse sotto forma di "microbrillamenti" o di nanobrillamenti , ognuno dei quali produrrebbe un contributo di energia.

Questa teoria fu sostenuta da Eugene Parker negli anni ottanta, ma è ancora controversa. In particolare, i telescopi TRACE e SOHO/EIT sono in grado di osservare singoli microbrillamenti come piccole luminosità nella luce ultravioletta ^[33] , e ne sono stati rilevati troppo pochi per giustificare l'energia della corona. Una porzione di essa potrebbe essere sotto forma di onde, o da un processo di riconnessione magnetica talmente graduale da fornire energia in modo continuativo e non essere rilevato dai telescopi. Attualmente si stanno effettuando delle ricerche su varianti di questa teoria come ipotesi su altre cause di stress del campo magnetico o di produzione di energia.

Spicole (di tipo II)

Per decenni, i ricercatori hanno creduto che le spicole potessero fornire calore alla corona. Tuttavia, l'attività di ricerca svolta nel campo osservativo negli anni ottanta aveva trovato che il plasma delle spicole non raggiungeva le temperature coronali, e pertanto la teoria era stata scartata.

Secondo quanto dimostrato da studi effettuati nel 2010 al National Centre for Atmospheric Research nel Colorado , in collaborazione con i ricercatori del Lockheed Martin's Solar and Astrophysics Laboratory (LMSAL) e dell' Università di Oslo , una nuova classe di spicole (di TIPO II) scoperta nel 2007, che viaggiano più velocemente (fino a 100 km/s) e hanno durata più breve, possono risolvere il problema. ^[34] ^[35] Questi getti portano plasma caldo nell'atmosfera esterna del Sole. Così, d'ora innanzi, ci si potrà aspettare una maggiore comprensione della corona e progressi nella conoscenza dell'influenza del Sole sulla parte più esterna dell'atmosfera terrestre. Per verificare questa ipotesi, sono stati utilizzati lo strumento Atmospheric Imaging Assembly sul satellite Solar Dynamics Observatory , recentemente lanciato dalla NASA , e il Focal Plane Package per il Solar Optical Telescope sul satellite giapponese Hinode . L'elevata risoluzione spaziale e temporale degli strumenti più recenti rivela questo flusso di massa coronale.

Queste osservazioni rivelano una connessione biunivoca tra il plasma che è riscaldato a milioni di gradi e le spicole che inseriscono questo plasma nella corona. ^[35]

Note

^ Teodoro Roca Cortés, LA CORONA SOLAR ESPECIAL SOL-TIERRA , su iac.es , Instituto de Astrofísica de Canarias.
^ La corona solare , su bo.astro.it , consultato il 17/03/2009. URL consultato il 17 marzo 2009 (archiviato dall' url originale il 17 febbraio 2009) .
^ MJ Aschwanden, Physics of the Solar Corona. An Introduction , Praxis Publishing Ltd., 2004, ISBN 3-540-22321-5 .
^ John Gribbin, Astronomia e Cosmologia , Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
^ MSN Encarta , su it.encarta.msn.com , consultato il 17/03/2009 (archiviato dall' url originale il 15 giugno 2009) .
^ Il calore della corona solare , su lescienze.espresso.repubblica.it , Le Scienze, 29 maggio 2003. URL consultato il 17 marzo 2009 .
^ Technology through time issue #43: Coronium , su sunearthday.nasa.gov , National Aerounatics And Space Administration. URL consultato il 17 marzo 2009 .
^ Vaiana, GS, Krieger, AS, Timothy, AF, Solar Physics , vol. 32, 1973, pp. 81-116.
^ Vaiana, GS, Tucker, WH, Solar X-Ray Emission in "X-Ray Astronomy" ed. by R. Giacconi and H. Gunsky , 1974, p. 169.
^ Vaiana, GS, Rosner, R., Recent advances in Coronae Physics , in Ann. Rev. Astron. Astrophysics , vol. 16, 1978, pp. 393-428.
^ EG Gibson, The Quiet Sun , National Aeronautics and Space Administration, Washington DC, 1973.
^ Katsukawa, Yukio; Tsuneta, Saku, Magnetic Properties at Footpoints of Hot and Cool Loops , in The Astrophycal Journal , vol. 621, 2005, pp. 498-511.
^ Betta, R., Orlando, S., Peres, G., Serio, S., On the Stability of Siphon Flows in Coronal Loops , in Space Science Reviews , vol. 87, 1999, pp. 133-136.
^ ^a ^b ^c Riccardo Giacconi, GS Vaiana memorial lecture in Proceedinds of Physics of Solar and Stellar Coronae: GS Vaiana Memorial Symposium , ed. by JF Linsky and S.Serio , Kluwer Academic Publishers-Printed in the Netherlands, 1992, pp. 3–19, ISBN 0-7923-2346-7 .
^ Leon Ofman, Source regions of the slow solar wind in coronal streamers , in Geophysical Research Letters , vol. 27, n. 18, 2000, pp. 2885-2888.
^ Kariyappa, R.; Deluca, EE; Saar, SH; Golub, L.; Damé, L.; Pevtsov, AA; Varghese, BA, Temperature variability in X-ray bright points observed with Hinode/XRT , in Astronomy & Astrophysics , vol. 526, 2011.
^ Ito, Hiroaki; Tsuneta, Saku; Shiota, Daikou; Tokumaru, Munetoshi; Fujiki, Kenichi, Is the Polar Region Different from the Quiet Region of the Sun? , in The Astrophysical Journal , vol. 719, 2010, pp. 131-142.
^ Del Zanna, G.; Bromage, BJI; Mason, HE, Spectroscopic characteristics of polar plumes , in Astronomy & Astrophysics , vol. 398, 2003, pp. 743-761.
^ Pallavicini, R., Serio, S., Vaiana, GS, The Astrophysical Journal , vol. 216, 1977, p. 108.
^ Golub, L.; Nystrom, G.; Herant, M.; Kalata, K.; Lovas, I., Sub-arcsecond observations of the solar X-ray corona , in Nature , vol. 344, 1990, pp. 842-844.
^ ^a ^b Güdel M, X-ray astronomy of stellar coronae ( PDF ), in Astron Astrophys Rev , vol. 12, 2004, pp. 71–237, DOI : 10.1007/s00159-004-0023-2 (archiviato dall' url originale l'11 agosto 2011) .
^ Vaiana, GS, et al., The Astrophysical Journal , vol. 245, 1981, p. 163.
^ Alan Jeffrey, Magneto-idrodinamica , CREMONESE - ROMA, 1969.
^ R. Mewe, The Astronomy and Astrophysics Rev. , vol. 3, 1991, p. 127.
^ ^a ^b L. Spitzer, Physics of fully ionized gas , Interscience tracts of physics and astronomy, 1962.
^ Malara, F., Velli, M., Observations and Models of Coronal Heating in Recent Insights into the Physics of the Sun and Heliosphere: Highlights from SOHO and Other Space Missions , Proceedings of IAU Symposium 203, edited by Pål Brekke, Bernhard Fleck, and Joseph B. Gurman , Astronomical Society of the Pacific, 2001, pp. 456-466, ISBN 1-58381-069-2 .
^ Sven's Homepage .
^ Alfven Waves - Our Sun Is Doing The Magnetic Twist , su science20.com , consultato il 6/1/2011.
^ Jess, DB, Mathioudakis, M., Erdélyi, R., Crockett, PJ, Keenan, FP, Christian, DJ, Alfvén Waves in the Lower Solar Atmosphere , in Science , 323 no 5921, 2009, pp. 1582-1585.
^ McIntosh, SW; de Pontieu, B.; Carlsson, M.; Hansteen, VH; The Sdo/Aia Mission Team, Ubiquitous Alfvenic Motions in Quiet Sun, Coronal Hole and Active Region Corona , in American Geophysical Union, Fall Meeting 2010 , abstract #SH14A-01, 2010.
^ Sun's Magnetic Secret Revealed , su space.com , consultato il 6/1/2011.
^ Eric Priest, Solar Magneto-hydrodynamics , D.Reidel Publishing Company, Dortrecht, Holland, 1982.
^ Patsourakos, S., Vial, JC, Intermittent behavior in the transition region and the low corona of the quiet Sun , in Astronomy and Astrophysics , vol. 385, 2002, pp. 1073-1077.
^ Mystery of Sun's hot outer atmosphere 'solved' , su rediff.com , Reddif News, 7 gennaio 2011. URL consultato il 24 giugno 2011 .
^ ^a ^b ( EN ) De Pontieu, B., McIntosh, SW, Carlsson, M., Hansteen, VH, Tarbell, TD, Boerner, P., Martinez-Sykora, J., Schrijver, CJ and Title, AM, The Origins of Hot Plasma in the Solar Corona , in Science , vol. 331, n. 6013, 2011, pp. 55–58, DOI : 10.1126/science.1197738 .

Ulteriori approfondimenti

Thorsten Dambeck: Seething Cauldron in the Suns's Furnace , MaxPlanckResearch, 2/2008, p. 28 - 33
BN Dwivedi and AK Srivastava Coronal heating by Alfvén waves CURRENT 296 SCIENCE, VOL. 98, NO. 3, 10 FEBRUARY 2010, pp. 295–296

Voci correlate

STEREO -Prime immagini animate

Altri progetti

Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su corona solare

Collegamenti esterni

( EN ) Corona solare , su Enciclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
NASA description of the solar corona , su solarscience.msfc.nasa.gov . URL consultato il 6 gennaio 2011 (archiviato dall' url originale il 23 febbraio 2010) .
Coronal heating problem at Innovation Reports , su innovations-report.com .
NASA/GSFC description of the coronal heating problem , su imagine.gsfc.nasa.gov .
FAQ about coronal heating , su solar-center.stanford.edu .
Solar and Heliospheric Observatory, including near-real-time images of the solar corona , su sohowww.nascom.nasa.gov .
Coronal x-ray images from the Hinode XRT , su xrt.cfa.harvard.edu .
nasa.gov Astronomy Picture of the Day July 26, 2009 - a combination of thirty-three photographs of the sun's corona that were digitally processed to highlight faint features of a total eclipse that occurred in March 2006
Animated explanation of the core of the Sun Archiviato il 10 agosto 2011 in Internet Archive . (University of Glamorgan)
Animated explanation of the temperature of the Corona Archiviato il 10 agosto 2011 in Internet Archive . (University of Glamorgan)
Space, time, matter and vacuum: The Solar Corona. A sign of Quantum Gravity?(Spanish) ( PDF ) ^{[ collegamento interrotto ]} , su ingenieria.cl .
Sun's Magnetic Secret Revealed: Alfvén waves in the corona , su space.com .
Our Sun Is Doing The Magnetic Twist , su science20.com .
Alfvén waves may heat the Sun's corona , su blogs.physicstoday.org . URL consultato il 6 gennaio 2011 (archiviato dall' url originale il 10 luglio 2011) .
New Clue May Solve Solar Mystery , su news.discovery.com .
The Origins of Hot Plasma in the Solar Corona , su sciencemag.org .

Controllo di autorità	Thesaurus BNCF 49476 · LCCN ( EN ) sh85130465 · BNF ( FR ) cb11979695n (data) · NDL ( EN , JA ) 00566641

Portale Sistema solare

Portale Stelle

[1] Teodoro Roca Cortés, LA CORONA SOLAR ESPECIAL SOL-TIERRA , su iac.es , Instituto de Astrofísica de Canarias.

[2] La corona solare , su bo.astro.it , consultato il 17/03/2009. URL consultato il 17 marzo 2009 (archiviato dall' url originale il 17 febbraio 2009) .

[Aschwanden-3] MJ Aschwanden, Physics of the Solar Corona. An Introduction , Praxis Publishing Ltd., 2004, ISBN 3-540-22321-5 .

[Gribbin-4] John Gribbin, Astronomia e Cosmologia , Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .

[5] MSN Encarta , su it.encarta.msn.com , consultato il 17/03/2009 (archiviato dall' url originale il 15 giugno 2009) .

[6] Il calore della corona solare , su lescienze.espresso.repubblica.it , Le Scienze, 29 maggio 2003. URL consultato il 17 marzo 2009 .

[7] Technology through time issue #43: Coronium , su sunearthday.nasa.gov , National Aerounatics And Space Administration. URL consultato il 17 marzo 2009 .

[8] Vaiana, GS, Krieger, AS, Timothy, AF, Solar Physics , vol. 32, 1973, pp. 81-116.

[9] Vaiana, GS, Tucker, WH, Solar X-Ray Emission in "X-Ray Astronomy" ed. by R. Giacconi and H. Gunsky , 1974, p. 169.

[10] Vaiana, GS, Rosner, R., Recent advances in Coronae Physics , in Ann. Rev. Astron. Astrophysics , vol. 16, 1978, pp. 393-428.

[Gibson-11] EG Gibson, The Quiet Sun , National Aeronautics and Space Administration, Washington DC, 1973.

[12] Katsukawa, Yukio; Tsuneta, Saku, Magnetic Properties at Footpoints of Hot and Cool Loops , in The Astrophycal Journal , vol. 621, 2005, pp. 498-511.

[13] Betta, R., Orlando, S., Peres, G., Serio, S., On the Stability of Siphon Flows in Coronal Loops , in Space Science Reviews , vol. 87, 1999, pp. 133-136.

[Giacconi-14] Riccardo Giacconi, GS Vaiana memorial lecture in Proceedinds of Physics of Solar and Stellar Coronae: GS Vaiana Memorial Symposium , ed. by JF Linsky and S.Serio , Kluwer Academic Publishers-Printed in the Netherlands, 1992, pp. 3–19, ISBN 0-7923-2346-7 .

[15] Leon Ofman, Source regions of the slow solar wind in coronal streamers , in Geophysical Research Letters , vol. 27, n. 18, 2000, pp. 2885-2888.

[16] Kariyappa, R.; Deluca, EE; Saar, SH; Golub, L.; Damé, L.; Pevtsov, AA; Varghese, BA, Temperature variability in X-ray bright points observed with Hinode/XRT , in Astronomy & Astrophysics , vol. 526, 2011.

[17] Ito, Hiroaki; Tsuneta, Saku; Shiota, Daikou; Tokumaru, Munetoshi; Fujiki, Kenichi, Is the Polar Region Different from the Quiet Region of the Sun? , in The Astrophysical Journal , vol. 719, 2010, pp. 131-142.

[18] Del Zanna, G.; Bromage, BJI; Mason, HE, Spectroscopic characteristics of polar plumes , in Astronomy & Astrophysics , vol. 398, 2003, pp. 743-761.

[19] Pallavicini, R., Serio, S., Vaiana, GS, The Astrophysical Journal , vol. 216, 1977, p. 108.

[20] Golub, L.; Nystrom, G.; Herant, M.; Kalata, K.; Lovas, I., Sub-arcsecond observations of the solar X-ray corona , in Nature , vol. 344, 1990, pp. 842-844.

[Gudel-21] Güdel M, X-ray astronomy of stellar coronae ( PDF ), in Astron Astrophys Rev , vol. 12, 2004, pp. 71–237, DOI : 10.1007/s00159-004-0023-2 (archiviato dall' url originale l'11 agosto 2011) .

[Vaianaetal81-22] Vaiana, GS, et al., The Astrophysical Journal , vol. 245, 1981, p. 163.

[Jeffrey-23] Alan Jeffrey, Magneto-idrodinamica , CREMONESE - ROMA, 1969.

[24] R. Mewe, The Astronomy and Astrophysics Rev. , vol. 3, 1991, p. 127.

[Spitzer-25] L. Spitzer, Physics of fully ionized gas , Interscience tracts of physics and astronomy, 1962.

[26] Malara, F., Velli, M., Observations and Models of Coronal Heating in Recent Insights into the Physics of the Sun and Heliosphere: Highlights from SOHO and Other Space Missions , Proceedings of IAU Symposium 203, edited by Pål Brekke, Bernhard Fleck, and Joseph B. Gurman , Astronomical Society of the Pacific, 2001, pp. 456-466, ISBN 1-58381-069-2 .

[27] Sven's Homepage .

[28] Alfven Waves - Our Sun Is Doing The Magnetic Twist , su science20.com , consultato il 6/1/2011.

[29] Jess, DB, Mathioudakis, M., Erdélyi, R., Crockett, PJ, Keenan, FP, Christian, DJ, Alfvén Waves in the Lower Solar Atmosphere , in Science , 323 no 5921, 2009, pp. 1582-1585.

[30] McIntosh, SW; de Pontieu, B.; Carlsson, M.; Hansteen, VH; The Sdo/Aia Mission Team, Ubiquitous Alfvenic Motions in Quiet Sun, Coronal Hole and Active Region Corona , in American Geophysical Union, Fall Meeting 2010 , abstract #SH14A-01, 2010.

[31] Sun's Magnetic Secret Revealed , su space.com , consultato il 6/1/2011.

[32] Eric Priest, Solar Magneto-hydrodynamics , D.Reidel Publishing Company, Dortrecht, Holland, 1982.

[33] Patsourakos, S., Vial, JC, Intermittent behavior in the transition region and the low corona of the quiet Sun , in Astronomy and Astrophysics , vol. 385, 2002, pp. 1073-1077.

[34] Mystery of Sun's hot outer atmosphere 'solved' , su rediff.com , Reddif News, 7 gennaio 2011. URL consultato il 24 giugno 2011 .

[Pontieu-35] ( EN ) De Pontieu, B., McIntosh, SW, Carlsson, M., Hansteen, VH, Tarbell, TD, Boerner, P., Martinez-Sykora, J., Schrijver, CJ and Title, AM, The Origins of Hot Plasma in the Solar Corona , in Science , vol. 331, n. 6013, 2011, pp. 55–58, DOI : 10.1126/science.1197738 .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[ 7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16].

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

V · D · M Atmosfera
Atmosfera stellare	Cromosfera · Zona di transizione · Corona
Atmosfere di pianeti e pianeti nani	Venere · Terra · Marte · Giove · Saturno · Urano · Nettuno · Plutone
Atmosfere dei satelliti naturali	Io · Europa · Ganimede · Callisto · Titano · Tritone
Progetto:Astronomia

V · D · M Sole
Struttura	Nucleo · Zona radiativa · Tachocline · Zona convettiva · Fotosfera · Atmosfera ( Cromosfera · Zona di transizione · Corona )
Struttura estesa	Vento · Campo magnetico ( IMF · Corrente eliosferica diffusa ) · Eliosfera · Termination shock · Eliopausa · Elioguaina · Bow shock
Fenomeni	Macchie · Facule · Granuli · Supergranulazione · Spicule · Anelli coronali · Brillamento · Protuberanze · Espulsioni di massa coronali · Onde di Moreton · Buchi coronali · Ciclo solare ( Massimo · Minimo ) ·Perdite radiative della corona solare · Nanobrillamenti
Voci correlate	Sistema solare · Attività · Dinamo · Radiazione · Rotazione · Eclissi · Esplorazione · Osservazione · Eliosismologia · Paradosso del Sole giovane debole · Problema dei neutrini solari · Modello Solare Standard