corona

corona

coróna [Der. del gr. koròne, lat. corona, ornamento per il capo] [GFS] C. atmosferica: fenomeno ottico atmosferico che si presenta come una serie di cerchi biancastri formanti un'aureola intorno al disco del Sole (c. solare) o della Luna (c. lunare): v. ottica atmosferica: IV 359 b. ◆ [ALG] C. circolare: la figura costituita dai punti compresi fra due circonferenze complanari concentriche, di raggi diversi R₁ e R₂>R₁; l'area vale š(R₂2-R₁2). ◆ [ASF] C. solare: la parte esterna dell'atmosfera del Sole: v. Sole: V 326 a. La c. è invisibile a occhio nudo, tranne che durante le eclissi totali di Sole, a causa della sua scarsa luminosità (che è oltre un miliardo di volte minore di quella del disco solare) e soprattutto a causa della diffusione della luce nell'atmosfera terrestre, per cui essa risulta completamente mascherata dalla luce della fotosfera. La struttura e la luminosità della c., diretta e diffusa, dipendono strettamente dal ciclo generale dell'attività solare. Al minimo di attività la struttura tipica è caratterizzata da estesi pennacchi equatoriali, mentre nelle regioni polari la luminosità è ridotta e sono presenti caratteristici filamenti, la cui forma ricorda quella delle linee di forza di un campo di dipolo. Al massimo di attività la differenza di luminosità tra regioni equatoriali e polari è meno marcata. In generale, comunque, la luminosità della c. scende a valori confrontabili con quelli della luce di fondo del cielo a distanza dal Sole dell'ordine di 4 raggi solari. La c. è costituita da plasma (elettroni, protoni e, in minore misura, particelle alfa), la cui densità decresce al crescere della distanza dal centro del Sole, e che, sia pur tenuemente, riempie in pratica tutto lo spazio interplanetario (alla distanza di 1 UA la densità elettronica è dell'ordine di qualche elettrone a cm3): all'azione del campo magnetico solare sulle particelle di tale plasma è dovuta la mutevole struttura della c., e in partic. la caratteristica forma dei filamenti polari. La temperatura della c. cresce rapidamente dal valore superficiale di 5600 K a circa 106 K (questo plasma caldissimo è all'origine del vento solare), con un meccanismo ancora non ben chiarito. La luminosità della c. è ascritta a tre cause diverse, che danno luogo a tre diversi componenti. La prima causa (che dà luogo alla c. K) è costituita dalla diffusione della luce solare a opera di elettroni del plasma coronale interno; la seconda causa (c. F) è costituita dalla diffusione della luce solare a opera delle particelle di polvere interplanetaria costituenti la c. esterna; queste due componenti sono caratterizzate da uno spettro continuo, simile a quello solare e nell'insieme costituiscono la cosiddetta c. bianca. La terza causa, infine, è un'emissione propria del plasma coronale (c. di emissione, o c. E), caratterizzata da uno spettro a righe, di cui due molto intense, centrate su 530.3 e 637.4 nm (sono state identificate 27 righe, tra 332.0 e 108.0 nm). L'origine di tale emissione rimase a lungo misteriosa (si ipotizzò l'esistenza di un elemento non esistente sulla Terra, il coronio), sinché B. Edlen ne identificò l'origine (1941) in transizioni tra livelli di struttura fine di atomi più volte ionizzati (la riga 530.3 nm è emessa da Fe ionizzato 14 volte; il più alto grado di ionizzazione accertato è quello corrispondente alla riga 360.1 nm, emessa da Ni ionizzato 16 volte). Un'importante causa di variabilità dell'emissione della c. sono i buchi coronali, regioni ove le linee spettrali e il continuo radio sono molto più deboli. Con l'invenzione del coronografo (B. Lyot, 1930) l'osservazione della parte interna della c. (sino a distanze dell'ordine di 0.3 raggi solari a partire dal bordo del Sole) si è resa possibile anche fuori eclissi; in apposite stazioni di alta montagna (Pic du Midi nei Pirenei, Arosa in Svizzera, Climax negli Stati Uniti, ecc.) se ne osserva sistematicamente il comportamento nel campo visibile, integrate da quelle nel campo radio (radiocorona), infrarosso, ultravioletto e X, effettuate da razzi e satelliti artificiali. ◆ [ASF] C. stellari: la parte più esterna delle stelle, simile a quella del Sole: v. atmosfere stellari: I 269 d. ◆ [EMG] Effetto c., o scarica a c.: carica elettrica debolmente luminosa che si manifesta nell'aria immediatamente vicina a un conduttore a tensione relativ. alta: si produce un effluvio il quale ionizza lo strato d'aria attorno al conduttore e lo rende luminescente (da ciò il nome). L'effluvio si manifesta al di sopra di una certa tensione critica che diminuisce al diminuire della densità e al crescere del-l'umidità dell'aria e aumenta con il raggio di curvatura della superficie del conduttore (a parità di tensione, l'effetto è quindi più vistoso in vicinanza di punte e di spigoli sulla superficie del conduttore): v. anche conduzione elettrica nei gas: I 687 c. L'effetto c. è causa di apprezzabili perdite nelle linee di trasmissione ad alta tensione e viene ridotto aumentando il diametro dei conduttori e la distanza tra di essi. Se d è il diametro di un conduttore filiforme, in cm, e la pressione è quella normale, la tensione critica per la quale compare l'effetto c. in aria secca è all'incirca 70 d kV.