Perdite radiative della corona solare

In astronomia e in astrofisica, per perdite radiative della corona solare si intende il flusso di energia irradiato dall'atmosfera esterna del Sole (che si divide tradizionalmente in cromosfera, regione di transizione e corona), ed in particolare l'insieme della produzione di radiazione elettromagnetica proveniente dalla corona solare e dalla regione di transizione, dove il plasma è otticamente sottile. In cromosfera, invece, al di sotto del punto minimo di temperatura di 4400 K, cioè nella zona in cui la temperatura decresce verso l'esterno a partire dal valore fotosferico di circa 6000 K, la profondità ottica è dell'ordine di 1 e la radiazione emessa è termica.

La corona si estende per diversi raggi solari oltre la fotosfera e appare molto complessa ed eterogenea nelle immagini riprese dai satelliti nei raggi X. La struttura e la dinamica della corona sono dominate dal campo magnetico. Ci sono forti evidenze che anche il meccanismo di riscaldamento, responsabile della sua alta temperatura di milioni di gradi, sia legato al campo magnetico del Sole.

Il flusso di energia irradiato dalla corona varia nelle regioni attive, nel Sole quieto e nei buchi coronali; in effetti, parte dell'energia viene irradiata verso l'esterno, ma approssimativamente la stessa quantità di energia è condotta verso la cromosfera, attraverso la ripida regione di transizione. Nelle regioni attive il flusso di energia è di circa 10⁷ erg cm⁻² s⁻¹, nel Sole quieto, è di circa 8 10⁵ - 10⁶ erg cm⁻² s⁻¹, e nei buchi coronali 5 10⁵ - 8 10⁵ erg cm⁻² s⁻¹, incluse le predite dovute al vento solare^[1]. La potenza richiesta è una piccola frazione del flusso totale irradiato dal Sole, ma questa energia è sufficiente a mantenere il plasma alla temperatura di milioni di gradi, dato che la densità è molto bassa ed i processi di radiazione sono diversi da quelli che si verificano nella fotosfera, come è illustrato in dettaglio nel prossimo paragrafo.