L'ASTRONOMIA PER PASSIONE

  
  
  
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La cromosfera

DI ALESSANDRO GUATTERI

LA CROMOSFERA

 

La cromosfera, è uno strato di plasma dello spessore di circa 15.000 Km che sovrasta ed avvolge la fotosfera ed essendo circa mille volte più rarefatta di quest’ultima, possiamo dire che essa è una zona di transizione e l’inizio dell’atmosfera solare che si prolunga poi nella corona, ancora diecimila volte più rarefatta.  La cromosfera è una delle regioni più tenui della nostra stella. Composta da plasma, cioè gas i cui atomi hanno perduto in parte o del tutto, i loro elettroni, che sono stati ionizzati dall’azione della componente d'onda elettrica del loro stesso spettro elettromagnetico con il risultato che la componente magnetica prevale su quella , essa genera in sé un campo magnetico che tende a sommarsi ai campi magnetici già presenti negli strati sottostanti del Sole.
 
La cromosfera dunque è la zona in cui maggiormente si sviluppano e si intensificano tutta quella serie di fenòmeni che abbiamo visto nell’articolo "l’intensa attività solare di ottobre-novembre 2014"  
Nel corso di un’eclisse totale di Sole, essa appare infatti come un anello rossastro (da ciò il nome, in quanto “croma” significa “colore” in greco) Foto del 31 ottobre 2014 e mostra numerose fiammelle luminose d’idrogeno dette spicole o spiculae (vedi foto al lato), che si innalzano dalla bassa cromosfera, come lingue di fuoco con una velocità compresa fra 20 e 50 Km/ sec,  ed una durata media di 5-10 minuti, per poi ricadere all’indietro o svanire nello sviluppo della loro lunghezza.
Padre Angelo Secchi, grande astronomo reggiano, assiduo osservatore anche della fotosfera e della cromosfera del Sole, descrisse le spicole come “piccole fiammelle sotto l’azione del vento”, che danno alla cromosfera l’aspetto di una "prateria infuocata”.
Esse si osservano come un prolungamento della granulazione fotosferica, che in ogni modo è osservabile anche nella cromosfera sotto forma di macchie luminose, dette flocculi, situate alla base delle spicole.
 

LA RETE CROMOSFERICA

Osservata sul disco solare, la cromosfera appare come un sottile velluto rosso il cui elemento fondamentale che appare evidente all’osservazione, è una sorta di “rete cromosferica” con una fine struttura in continuo cambiamento: la “supergranulazione” costituita da vere e proprie “celle di supergranulazione” attorno alle quali si formano le spicole e si addensano i campi magnetici.Illustrazione delle celle di supergranulazione

Queste sono costituite da gruppi di celle con dimensioni dell’ordine di 30.000 Km, che durano in media 1-2 giorni e di fatto non sono altro che il prolungamento nella cromosfera della granulazione presente in fotosfera a sua volta sollecitata dai sottostanti moti convettivi che si sviluppano dal centro al bordo, nonché zona di localizzazione dei campi magnetici e moti verticali di gas lenti. Generalmente le spicole si dispongono lungo i bordi dei supergranuli, dove le temperature sono più alte ed i campi magnetici più intensi.
 
La rete cromosferica è costituita a sua volta da elementi di granulazione cromosferica (in inglese mottle) che appaiono a loro volta costituiti da sub-elementi (in inglese fine-mottles) aventi dimensioni dell’ordine dei mille per diecimila chilometri, e durata che varia da uno a dieci minuti. I mottle possono apparire in emissione, zone chiare (in inglese bright mottles), od in assorbimento, zone scure (in inglese dark mottles). Non è ancora sicuro se bright mottles e dark mottles costituiscano aspetti diversi dello stesso fenòmeno. Inoltre mentre sembra accertato che bright mottles e dark mottles osservati sul disco e bolle osservate sulla cromosfera al bordo, siano lo stesso fenòmeno, non si e ancora certi sull’identità fra spicole e dark mottles malgrado esistano spettacolari immagini della rete cromosferica che sembrerebbero dimostrare questa identità.

Le spicole sarebbero regioni della cromosfera attraverso cui s’incanalerebbe la maggior parte del flusso magnetico che scorre nella direzione del loro asse e tende ad impedire la rapida dispersione del plasma nell’ambiente coronale.Le spicole hanno un diametro di circa 800/1.000 Km, un’ altezza intorno agli 8.000/10.000 Km, temperature variabili dai 10.000 ai 20.000 °K , crescenti dal basso verso l’alto e con densità di una decina di volte inferiori a quella della bassa cromosfera.
Le condizioni della regione interspiculare, sopra le celle di supergranulazione, sono invece meno note: sembra che le temperature siano cento volte maggiori e le densità cento volte minori di quelle della cromosfera. Ad una certa altezza però le condizioni delle regioni interspiculari sembrano essere diverse a seconda che ci si trovi al centro od ai bordi delle celle di supergranulazione. 

Limbo solare con getti che si innalzano. Credit: Telescopio solare svedese dell'Osservatorio Roque de los Muchachos

Limbo solare con getti che si innalzano. Credit: Telescopio solare svedese dell'Osservatorio Roque de los Muchachos

La combinazione di osservazioni e simulazioni al computer ha consentito di giungere a un modello in grado di evidenziare la presenza di gas neutro in grado di facilitare la penetrazione dei campi magnetici attraverso la superficie solare dando vita alle spicole (Science, Ottobre 2017, University of La Laguna). Ogni istante, più di 10 milioni di "serpenti" di materiale solare lascia la superficie del Sole (spicole) ma nonostante questa abbondanza ancora non è ben compreso il ruolo di questi oggetti nel riscaldamento esterno e sul vento solare. Le osservazioni per lo studio provengono dallo spettrografo IRIS a 20 cm nella banda ultravioletta con risoluzione a 240 chilometri e dallo Swedish Solar Telescope of the Roque de los Muchachos Observatory a La Palma, in grado di osservare gli strati più bassi dell'atmosfera solare, dove le spicole si formano, tra cromosfera e regione di transizione.Il modello si basa sulla dinamica del plasma solare: le prime versioni prendevano la regione di mezzo come uniforme o completamente carica, ma gli scienziati hanno colmato questa assunzione semplificata della realtà osservando proprio le spicole e inserendole nella simulazione che ha accompagnato le osservazioni. La chiave sta nelle particelle neutre: nelle regioni più fredde del Sole, come quelle di interfaccia tra regioni, il plasma non è affatto uniforme. Alcune particelle sono ancora neutre e non soggette, quindi, cai campi magnetici. Ipotizzando la sola presenza di particelle cariche, i campi magnetici risultavano bloccati e non potevano consentire passaggi verso la superficie ma l'inserimento di particelle neutre ha rotto l'empasse e ha lasciato i campi magnetici liberi di muoversi. I campi magnetici possono quindi risalire e liberare plasma e energia, producendo spicole e alimentando calore esterno e vento solare. In questo modo, le spicole si presentano frequentemente e in modo naturale. Non basta: questa sostanziale innovazione del modello rivela anche che i processi sono abbastanza energetici da generare onde di Alfvén, un tipo di onde, molto potenti, che possono essere la chiave per la comprensione del riscaldamento della corona solare e il rilascio del vento solare. 

Un' altra incognita posta dalla cromosfera, che attende di essere rivelata, risiede nel fenòmeno di aumento della temperatura procedendo verso l’esterno, nelle zone coronali, sappiamo che va diminuendo sistematicamente dall’interno del Sole, nel Nucleo (10-15 milioni di gradi Kelvin), dove si ha la produzione di energia, oltre, passando dalla Zona Radiativa (4 milioni di gradi Kelvin), alla Zona Convettiva (600.000 di gradi Kelvin), ed infine la fotosfera, dove il valore minimo è di circa 4.000 per le zone maculari, ed i 6.000 gradi Kelvin circa della restante regione.
Sembra ormai definitivamente accertato che questa inversione sia dovuta ai molteplici moti oscillatori che si manifestano negli stati subfotosferici e fotosferici, i quali, per diversi motivi su cui sarebbe troppo lungo soffermarsi, tendono a depositare la loro energia, sia in cromosfera che in corona.

Credit ESA/M.Castillo-Fraille

Credit ESA/M.Castillo-Fraille
 

Durante l'eclisse totale di Sole di Agosto 2017 una spedizione di ESA è riuscita a catturare lo spettro della cromosfera solare, da Casper in Wyoming. Durante una eclisse di Sole, quando la Luna oscura temporaneamente la luce della fotosfera solare, gli astronomi possono portare a termine misurazioni uniche compresa l'analisi di quello che normalmente è invisibile, e cioè l'alone rosso della cromosfera solare, lo strato del Sole posto sopra la turbolenta fotosfera. Una immagine simile è ottenibile con l'ultima e la prima luce del limbo solare proprio prima e dopo la totalità, rispettivamente, e prende il nome di "chromosphere flash spectrum". "Flash" è dovuto al fatto che l'immagine va effettuata in pochissimi secondi. L'emissione del Sole viene splittata nei suoi colori mostrando la firma degli elementi chimici. Il caso dell'immagine in alto propone il limbo solare appena terminata la totalità, con esposizione di 1/30 secondi. 

L'emissione più forte è dovuta all'idrogeno, compresa la riga dell'idrogeno alfa nel rosso più a destra. Nel mezzo, il giallo brillante corrisponde all'elio. 

I fenòmeni peculiari che interessano la cromosfera sono molti poiché questa parte bassa dell’atmosfera solare, è una zona in cui avvengono dei notevoli cambiamenti nelle condizioni fisiche del gas. Questo passa dai 5.800 gradi Kelvin della fotosfera, ai 100.000 dell’alta cromosfera, su una distanza esigua, pari al 2% del raggio solare, mentre la densità decresce al crescere dell’altezza. I fenòmeni decisamente più spettacolari che possiamo però osservare nella cromosfera e soprattutto ai bordi del Sole, sono le protuberanze solari.
 

LE PROTUBERANZE SOLARI

Questi fenòmeni si osservano ai lembi del disco solare solo nelle condizioni di eclisse totale oppure con apposito filtro che lascia passare la luce nella lunghezza d’onda di 656,28 nanometri, chiamata anche luce H-alfa, che permette di vedere la cromosfera solare. Le protuberanze sono giganteschi getti di plasma che fuoriescono da questa regione sotto la spinta dei campi magnetici del Sole, allontanandosi dalla superficie solare per migliaia di chilometri nella corona solare. Spesso la forza di gravità solare li fa ricadere sulla cromosfera e cosi si formano le tipiche protuberanze ad arco, altre volte si staccano dalla superficie e viaggiano nello spazio raffreddandosi e dissolvendosi.
Le protuberanze mostrano nella maggior parte dei casi una struttura grosso modo ad arco diretta lungo i paralleli solari, le loro dimensioni tipiche sono dell’ordine di 200.000 Km di lunghezza e 5.000 Km nel senso trasversale. L’arco è ancorato alla fotosfera ai suoi estremi chiamati piedi e si innalza con altezze tipiche dell’ordine di 30.000 Km.
Le prime fotografie di protuberanze vennero eseguite durante l’eclisse del 1860; e nell’eclisse del 1868 venne introdotta la tecnica spettroscopica e si scoprirono le righe in emissione Ha, Hb; Hg del idrogeno e la D3 dell' elio. Risultò così possibile osservare il Sole fuori eclisse osservando in quelle lunghezze d’onda.
Queste tecniche permettono di studiare le protuberanze anche in proiezione sul disco, dove si osservano delle strutture oscure (dette anche filamenti) che corrispondono alle protuberanze viste sulla superficie solare. Invece le protuberanze al bordo del disco si vedono brillanti sullo sfondo della corona molto più oscura. Le protuberanze non devono essere confuse con le spicole, che si elevano anch’esse dai bordi solari ma con altezze inferiori all’ 1% del raggio solare. Inoltre le protuberanze che si trovano a latitudini eliografiche inferiori ai 40º sono dette equatoriali mentre le restanti sono chiamate polari. Questa divisione viene fatta perché le regioni attive si sviluppano entro quelle latitudini.
In generale le protuberanze polari sono quiescenti.
L’analisi spettroscopica delle protuberanze mostra che il plasma è relativamente "freddo", con temperature cinetiche dell’ordine di 10.000ºK, e relativamente denso rispetto al plasma coronale circostante.
Le protuberanze possono rimanere sospese nella corona perchè esistono delle forze che sono in relazione diretta con il campo magnetico e sono dotate di densità di corrente che fluisce nella protuberanza, questa forza viene chiamata forza di Lorentz ed è in stretta relazione con il campo magnetico.

 

CLASSIFICAZIONE DELLE PROTUBERANZE

Il primo tentativo di classificazione fu proposto nel 1969 da Völker che analizzò le protuberanze in funzione dell’aspetto (ad arco, estese o a barra) e dell’altezza (“s” piccola, “l” grande, “xl” particolarmente grande); applicandolo ad ogni singola struttura risultando pertanto dispendioso e poco attendibile da un punto di vista fisico.
La classificazione più diffusa e accettata è stata introdotta da Harold Zirin. La distinzione principale è tra protuberanze quiescenti (QRF) ed attive (ARF). Ciascuna tipologia è inoltre suddivisa in 2 classi distinte :

Classe I per le protuberanze QRF (dalle sottoclassi da A a E)Classe II per le ARF (dalle sottoclassi da F a I)
Rappresentano (fisicamente) un possibile “problema” tutte le tipologie ARF e la E (QRF) in quanto ad esse possono essere correlate emissioni di materia cromosferica o coronale (CME) che può efficacemente interagire con il mezzo interplanetrio e il campo geomagnetico, generando distrurbi elettromagnetici e aurore polari.
Questa classificazione presenta il vantaggio di essere applicabile all’intera protuberanza, inoltre può rivelare un reale legame fisico con l’attività cromosferica.

 

Classe I: Protuberanze quiescenti (QRF) di lunga durata
Possono durare da qualche giorno a sette-otto mesi, la media è di 3 mesi. Al loro nascere sono generalmente orientate nella direzione nord-sud lungo i meridiani e col passare del tempo esse tendono ad orientarsi nella direzione nord-est / sud-ovest nell’emisfero nord e nella direzione nord-ovest / sud-est nell’emisfero sud e successivamente nella direzione est-ovest lungo i paralleli.
Questa tendenza è dovuta alla rotazione differenziale che determina un avanzamento della parte più vicina all’equatore rispetto a quella più vicina al polo.
Le protuberanze quiescenti equatoriali possono manifestarsi sia entro una singola Regione Attiva (con o senza macchie), sia tra due Regione Attive; invece quelle polari si manifestano tra la parte seguente delle Regione Attive ed i campi magnetici diffusi polari. In tutti i casi le protuberanze quiescenti si dispongono lungo le linee neutre del campo magnetico, lungo i punti in cui la componente verticale del campo magnetico è nulla.  Le protuberanze quiescenti possono attivarsi ed esplodere allontanandosi con velocità di diverse centinaia di Km/ sec, questo fenòmeno è chiamato SD (Sodden Disappearance, cioè sparizione improvvisa) ed è osservato molto bene nelle protuberanze di classe E ai bordi. Di solito dopo un SD le protuberanze tendono a formarsi di nuovo con le stesse caratteristica di prima. Le SD sono associate a brillamenti oppure a variazione delle strutture magnetica, in questo ultimo caso è molto probabile che la protuberanza non tornino a formarsi.

 

Classe II: Attive o eruttive (ARF) di corta durata
Le protuberanze eruttive o a rapida evoluzione sono in generale più piccole delle quiescenti, durano solo qualche ora e mostrano elevate velocità (50-1000 Km/ sec) e frequenti variazioni di brillanza. Se la velocità della protuberanza è minore di 670 Km/ sec il plasma ricadrà sul Sole, invece se la sua velocità è superiore ai 670 Km/ sec il plasma si disperde nello spazio interplanetario.

 

Nella classe I troviamo:

A - Hedgerow o forma di siepe 
Siepe 24 Ottobre 2014



















B - Curtain, Flame, Fan o tenda, fiamma, ventaglio
Foto del 21 Novembre 2014
 
 
C - Arch o a forma di arco
Foto del 24 Ottobre 2014 
 
 
D - Cap, irregular Arch o a forma di berretto o arco irregolare (vedi foto in alto)
 
Nella classe II troviamo:

E
- Disparition brusque o brusca dissaparizione
Foto del 14 Novembre 2014

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
F - Eruptive (vedi foto grande in alto, alla lettera F)
 
G - Surge o aumento improvviso 
Regressione di una G-Surge con a fianco una B-Fiamma


H - Spray o a forma di spruzzo
Foto del 30 Ottobre 2014


                                       






























  I  - Flare Loop
  Foto del 24 Ottobre 2014
 
Classificazione delle protuberanze. Crediti Astrophysics of the Sun di H.Zirin
 
 
Il ruolo del campo magnetico
Il 30 settembre 2014 diverse strumentazioni orbitali e terrestri della NASA stavano osservando il Sole proprio nel momento in cui iniziavano ad apparire filamenti di denso materiale solare, spesso associati alle eruzioni. Anziché eruttare, però, il Sole ha "spento" il filamento distruggendolo attraverso invisibili forze magnetiche. A distanza di tre anni, a Luglio 2017 un articolo pubblicato su Astrophysical Journal rivela quale sia stato il processo in grado di interrompere una eruzione solare. Dozzine di lunghezze d'onda diverse sono state necessarie al lavoro di tracciamento dell'eruzione nell'atmosfera solare e fondamentale è stato il ruolo soprattutto di VAULT2.0, un satellite sub-orbitale utilizzato per riprendere dati per soli 5 minuti in un'area attiva del Sole, la più attiva a quel momento. Lo scopo era osservare l'eruzione, ma il campo magnetico del Sole ha impedito l'evento e i modelli sviluppati hanno cercato di comprenderne il motivo.
 
 
Il modello mostra come la forma delle strutture evolva nel tempoo: quando le strutture solari con opposte direzioni magnetiche collidono, tipicamente rilasciano energia magnetica che scalda l'atmosfera portando a flare e eruzioni come CME. Il filamento in questione, invece, è stato scaraventato contro una struttura magnetica molto complessa dando come risultato una sorta di tubo iperbolico, un nodo di quattro campi magnetici alternati la cui riconnessione ha intrappolato l'energia rilasciata. 
Piogge coronali. Credit NASA/SDOSpesso si osservano piogge di plasma (piogge coronali) originate da frammenti che vengono persi durante eruzioni solari, frammenti che ricadono sul Sole subendo l'interazione tra plasma e campo magnetico. Questa interazione fa sì che i frammenti non seguano le linee del campo magnetico ma "cadano" sul Sole. 
Il motivo di questa pioggia risiede nella direzione del plasma rispetto al campo magnetico, secondo un esperimento condotto simulando il moto del plasma a 200 km/s in un campo magnetico di 30 gauss, prima in senso diretto e poi in modo disallineato. 
Nel primo caso non c'è alcuna frammentazione del plasma mentre quando questo si muove in senso disallineato rispetto alle linee del campo magnetico si assiste a frammentazione e pioggia coronale.
 

Seguire una CME

CME del 14 ottobre 2014Uno dei modi migliori per prevedere lo space weather è inseguire una esplosione solare in tutto il suo tragitto ed è proprio quanto è stato fatto dall'ottobre 2014 a marzo 2016, sfruttando il lavoro di dieci osservatori diversi. 
Tutto ha avuto inizio il 14 ottobre 2014 quando il Solar Dynamics Observatory, come al suo solito, ha segnalato un evento di CME in provenienza dal Sole. Il 16 marzo lo stesso evento ha investito Stereo-A per poi giungere su Marte dove analisi dell'interazione sono state effettuate da Curiosity, dal Mars Odissey, dal Mars Express e da MAVEN, tutti in attesa della cometa Siding Springs. Non finisce qui visto che gli effetti della CME sono stati catturati poi un mese dopo dalla sonda Rosetta in orbita intorno alla cometa 67P e il 12 novembre 2014 dalla sonda Cassini in orbita sul sistema Saturno. 
Più incerte sono le detection operate dalla New Horizons, a febbraio 2015 in viaggio verso Plutone, e dalla Voyager 2, a marzo 2016, in uscita dal Sistema Solare. 
Un simile atto di stalking di uno stesso CME ha consentito di stimare un raggio di azione di 116°, di valorizzare la velocità del plasma in funzione della distanza e di misurare l'influenza del campo magnetico (Journal of Geophysical Research). 

L'impatto dei CME su Mercurio.Una spia sul cruscotto del Sistema Solare, in grado di prevedere meglio l'arrivo di CME sulla Terra, potrebbe essere rappresentata dall'atmosfera, seppur debole al limite dell'esosfera, di Mercurio: l'emissione di sodio intorno al pianeta, osservato da Terra, può essere indicatrice di space weather. Le osservazioni in questione sono state portate avanti tra il 2012 e il 2013 dal telescopio solare Themis a Tenerife e dalla sonda Messenger, ancora in orbita di Mercurio. I dati mostrano due picchi polari, derivanti dalle precipitazioni delle particelle solari nelle zone di convergenza del campo magnetico del pianeta. Questo segnale diventa più diffuso in presenza di impatti con le CME e sembra non si tratti di pura coincidenza: le emissioni di sodio sembrano derivare dalle particelle solari che precipitano sul pianeta in modo differente in base alle condizioni di space weather. 

Modello 3D del CME

Modello 3D del CME

Uno dei modi migliori per prevedere l'impatto sulla Terra dei CME consiste nel comprendere la struttura di shock e il suo sviluppo, una misurazione difficile in assensa di una serie di sensori presenti nello spazio. Le simulazioni partono da osservazioni di due diverse tipologie di eruzione portate avanti da tre sonde: SOHO della NASA e le due STEREO sempre della NASA. Le eruzioni studiate sono datate Marzo 2011 e Febbraio 2014 e hanno consentito di sviluppare un modello tridimensionale di CME e di onde d'urto. Il modello ha confermato previsioni teoriche che vedono un forte shock in direzione del "naso" della CME e uno shock minore in prossimità dei lati. Il modello ha anche ricostruito il viaggio nello spazio del plasma il che consente di ottenere informazioni di space weather.

Il 19 settembre 2017, un articolo su Journal of Geophysical Research a firma della Embry-Riddle Aeronautical University rivela la prima dettagliata descrizione del meccanismo con il quale le fluttuazioni del vento solare possano modificare le proprietà degli uragani spaziali, esercitando influenza sul modo in cui il plasma viene trasportato nel guscio magnetico terrestre. Questi uragani sono formati dal fenomeno di instabilità di Kelvin-Helmholtz (KH): quando il plasma solare si muove lungo il perimetro magnetico terrestre può provocare vortici (da 10 mila a 40 mila chilometri di diametro) lungo lo strato di confine. Questi uragani o onde di KH sono uno dei modi principali con i quali il vento solare trasporta energia, massa e momento nella magnetosfera e le fluttuazioni nel vento solare (plasma appunto) influenzano molto il modi di crescere dell'onda KH. Quando il vento solare è più veloce le fluttuazioni sono più potenti e alimentano uragani (spaziali) maggiori in grado di trasportare più plasma. Lo studio consente ovviamente una migliore comprensione dello space weather e aumenta le possibilità di previsione dello stesso, anche perché il vento solare può eccitare le onde a frequenza ultra-bassa innescando l'instabilità KH, la quale può energizzare le particelle della fascia radiativa. Processi simili possono essere alla base del riscaldamento della corona solare. 

L'articolo e le foto sono di Alessandro Guatteri, membro dell' Associazione Reggiana di Astronomia (A.R.A.)


Fonti:
Giovanni Godoli - Campi Magnetici nelle macchie solari - l'Astronomia n°48 pg.6 - Edizioni Media Presse s.r.l. - Milano - Ottobre 1985
Mauro Messerotti - Astronomia: Dalla Terra ai confini dell'Universo - Gruppo  Editoriale Fabbri - 1991
Il nostro Sole - protuberanze - friulinelweb - 2005
ASTRONOMIA  ALLA SCOPERTA DEL CIELO pg.515-518 - Armando Curcio Editore - Roma
Programma osservativo H-alfa - Trad. Maurizio Locatelli to Jan Janssens


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