Il Sole: la nostra stella
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Il Sole: la nostra stella

Il Sole è la stella del Sistema Solare, l'astro che regola i movimenti del nostro sistema planetario e che consente la vita sulla Terra. E' una stella e il suo funzionamento è oggi molto chiaro, tanto da conoscerne l'età e da conoscerne il destino. Restano comunque ancora molti le domande aperte

Generalità

Il Sole è una stella di sequenza principale di età stimata in circa 5 miliardi di anni che vivrà ancora per altrettanto tempo prima di terminare come nana bianca circondata da una nebulosa planetaria.

I numeri del Sole
Il Sole ripreso in H-alfa da Valeriano Antonini.
Il Sole ripreso in H-alfa attraverso Coronado SolarMax 60 II. Crediti Valeriano Antonini / AstronomiAmo

 

Tipo di stella Nana gialla di sequenza principale
Classe spettrale G2V
Semiasse Maggiore 26-28.000 a.l.
Periodo orbitale 2.25x108
Velocità orbitale 217 km/s
Diametro equatoriale 1.391x109 m
Diametro polare 1.3909x109 m
Diametro medio 1.39095x109 m
Schiacciamento 9x106
Superficie 6.0877x1018 m2
Volume 1.4122x1027 m2
Massa 1.9891c1030 km
Densità media
  • media 1.408x103 km/ms
  • nucleo 1.5x105 km/ms
  • fotosfera 2x10-4 km/ms
  • cromosfera 5x10-9 km/ms
  • Corona 10-12 km/ms
Accelerazione gravità 274.0 m/s2
Velocità di fuga 617.54 km/s
Rotazione
  • Equatore 24g6h36m
  • 30° lat: 28g 4h 48m
  • 60° lat: 30g 19h 12m
  • 75° lat: 31g 19h 12m
Velocità rotazione 1993 m/s (equatore)
Inclinazione su eclittica 7.25°
Inclinazione su piano galattico 67.23°
Temperatura sup. 5778 K
Temperatura corona 5x106 K
Temperatura nucleo 15.7x106 K
Luminosità 3.827x1026 W
Età 4.57x109 anni
Magnitudine apparente -26.8
Magnitudine assoluta .83
Diametro apparente
  • 32' 03'' medio
  • 31' 31'' afelio
  • 32' 35'' perielio

 

Il Sole è la stella posta al centro del sistema planetario che, proprio in virtù di questo, chiamiamo Sistema Solare.

Stella di sequenza principale , di età stimata intorno ai 4,5-5 miliardi di anni e con una vita sperata pari, più o meno, ad altri 5-6 miliardi di anni. Benché si presenti all'occhio osservativo umano come la stella più grande dell'universo, la sua grandezza è dovuta ovviamente alla vicinanza al nostro pianeta . In realtà, il Sole è una stella nana gialla, di medie dimensioni, come ce ne sono tante. Sebbene ci sembri grande quanto la Luna, si tratta in realtà di un effetto ottico dovuto essenzialmente ai circa 150 milioni di chilometri che lo separano da noi. Per una particolare coincidenza, infatti, il Sole ha un diametro più grande di 400 volte rispetto a quello lunare ma si trova ad una distanza di circa 400 volte maggiore, quindi i due dischi ci sembrano più o meno uguali prospetticamente.

Il Sole è la stella intorno alla quale orbita la Terra insieme agli altri corpi del Sistema Solare , una nana gialla di [V]sequenza principaleè/V]. Una palla di fuoco dal diametro di 1,5 milioni di chilometri (in confronto ai nostri circa 12.000 sono davvero tanti), una massa di 2.000 miliardi di miliardi di miliardi di chilogrammi posta a 150 milioni di chilometri dalla Terra, distanza presa come base per la scala delle Unità Astronomiche. La massa è stata calcolata basandosi sulla Legge di Gravitazione Universale di Newton: ponendo a zero la massa della Terra rispetto a quella del Sole (visto che in rapporto è davvero un numero infinitesimo) e prendendo in considerazione la distanza tra i due corpi (149.600.000 di chilometri circa, 1 UA ) ed il tempo impiegato dalla Terra a percorrere la propria orbita si ottiene una massa solare di 1,99*1030 kg, confermata anche dalle varie sonde che hanno effettuato altri tipi di calcoli. Noto il raggio solare, di circa 700.000 chilometri, la densità media risulta pari a circa 1,4 volte quella dell'acqua, quindi il Sole è più denso, ad esempio, di Saturno.

Non trattandosi di corpo solido, ma di gas, la rotazione solare è differente da quella dei pianeti rocciosi come la Terra. Si ha rotazione differenziale quando le diverse parti della superficie di un corpo non ruotano con la stessa velocità angolare ma a velocità differenti. Il Sole è quindi suddiviso in fasce orizzontali più o meno regolari ognuna con la propria velocità di rotazione, indipendente dalla velocità delle altre fasce. L'equatore del Sole ruota più velocemente rispetto ai poli solari ed una simile rotazione si riscontra anche in pianeti gassosi come Giove e Saturno. Il movimento di rotazione del Sole è a dire poco lento: 25 giorni all'equatore (2 km/s) e 34 giorni ai poli. La sonda SOHO ha studiato il fenomeno, ed i suoi dati sono riusciti a far capire come, andando in profondità, lo strato gassoso si faccia più denso ed il Sole inizi a comportarsi come un corpo più solido, con velocità angolari che tendono ad avvicinarsi fino a diventare uniformi.

I dati di Kepler su un campione di quaranta stelle con masse comprese tra 0.9 e 1.5 masse solari e con velocità di rotazione confrontabili hanno evidenziato risultati simili. La teoria dice che con velocità di rotazione via via più basse, la differente velocità tra equatore e poli dovrebbe diminuire fino a una controtendenza, con i poli in rotazione più rapida rispetto all'equatore. Tuttavia, misurare una rotazione lenta è molto difficile e la strumentazione non è riuscita a dare testimonianza empirica di questa previsione teorica ("Asteroseismic detection of latitudinal differential rotation in 13 Sun-like stars" - Science, 2018)

Il nostro Sole brilla di una luminosità variabile, anche se non ce ne accorgiamo. Un team di scienziati del Max Planck Institute for Solar System Research ha analizzato i dati di SDO e di SOHO (Nature, Agosto 2017), in un periodo temporale di 19 anni, per cercare di comprendere la variabilità del Sole, partendo dalla variabilità di pochi minuti a quella di anni, e soprattutto quali siano i processi che la determinano al fine di elaborare un modello previsionale da testare, innanzitutto, con le variazioni passate. I processi dominanti della variabilità solare sono essenzialmente due:

  • uno di breve periodo legato alla granulazione, quindi alle sacche di plasma che risalgono dall'interno caldissime, si raffreddano e sprofondano di nuovo nell'interno del Sole
  • uno di periodo superiore legato all'attività del campo magnetico che sfocia nella presenza di macchie solari più o meno grandi.

In entrambi i casi è la differente temperatura della granulazione e delle macchie a determinare quindi i processi che rendono il Sole una stella a luminosità variabile, seppure in misura ridotta. 

Questo è il Sole, il motivo della nostra vita, la cui distanza ci consente, ad oggi, di ottenere dettagli impensabili fino a pochi decenni fa. Gli unici dati che abbiamo sono quelli che viaggiano con la radiazione solare fino a noi o fino alle sonde che sono state dedicate allo studio di questa stella, a cominciare dal Parker Solar Probe, la sonda che più di tutte si è avvicinata alla stella. 

La formazione del Sole

Per quanto riguarda la formazione, il Sole ricade nella branca di astrofisica che si interessa della formazione delle stelle in generale, alla quale area si rimanda. Ciò che è possibile dire in particolare per il Sole è come il suo avvio non dovrebbe essere stato molto tranquillo, come sembrano raccontare dei cristalli blu intrappolati in meteoriti (Nature Astronomy - “High early solar activity inferred from helium and neon excesses in the oldest meteorite inclusions“ di L. Kööp et al.). Il Sole appena nato, al pari delle altre stelle, era un Sole molto più attivo di quanto non lo sia oggi, con flussi molto intensi di particelle cariche e sebbene non sia affatto semplice trovare materiale risalente a quei tempi, alcuni minerali del Fiel Museum potrebbero sicuramente essere tra i più antichi mai studiati. Hibonite è il nome dei cristalli di ghiaccio blu e la loro composizione porta i segni delle reazioni chimiche che si sarebbero verificate a quel tempo. Molti hanno dimensioni inferiori ai 100 micron di diametro ma nonostante questo hanno registrato benissimo l'ambiente di 4.5 miliardi di anni fa, intrappolandone i gas. Si tratta di cristalli che si sono formati al primo raffreddamento del disco di gas e polvere che avrebbe formato poi il Sole. Alcuni cristalli sono stati colpiti dalle particelle sparate dal giovane Sole e quando i protoni hanno colpito gli atomi di calcio e alluminio nei cristalli, gli atomi stessi si sono divisi in neon ed elio, rimasti poi intrappolati all'interno per miliardi di anni. Studiando questi cristalli con una nuova tecnologia svizzera (spettrometro di massa all'avanguardia con laser per sciogliere parte del cristallo) è stato possibile ottenere un segnale deciso in grado di mostrare la presenza di neon e elio: la prima prova concreta dell'attività del Sole primordiale. Il materiale primordiale del Sistema Solare, quindi, ha ricevuto una radiazione dal Sole che in seguito è andata spegnendosi. Si tratta di un comportamento noto per tutte le stelle, ma questa rappresenta la pistola fumante per il nostro Sole.

Ultimo aggiornamento del: 24/11/2019 12:06:34

Struttura interna del Sole. Il nucleo

Il nucleo, o core, è la sede delle fusioni nucleari che trasformano idrogeno in elio liberando l'energia necessaria a brillare. Si tratta di una sezione del raggio di 150.000 chilometri

Il nucleo è la parte centrale del Sole dal raggio di 200.000 Km dove può stimarsi una pressione pari a mezzo miliardo di atmosfere (3 x 109) e una densità 100 volte maggiore di quella dell’acqua (160 g/cm3). Considerando che la pressione del gas dipende dalla densità e dalla temperatura , si ricava che quest’ultima deve essere dell’ordine di 15 milioni di gradi centigradi circa (15 x 106 Kelvin ). La pressione del gas inoltre deve essere sostenuta da una sorgente d'energia situata al centro della stella e, per evitare che la stessa esploda per un eccessivo accumulo, tutta l’energia deve poter essere dissipata all’esterno.

Equilibrio idrostatico, rappresentazione.
Equilibrio idrostatico, rappresentazione.

A temperatura e pressione del nucleo solare, la reazione avviene spontaneamente all'interno dello stesso.
Della fusione nucleare si è già parlato in tema di nascita stellare, relativamente alla catena protone-protone quindi per questa parte si rimanda a quanto già detto. L'idrogeno presente nel nucleo solare è sufficiente per almeno altri 5 miliardi di anni, dopodiché sarà trasformato interamente in elio ed allora sarà l'elio a fondersi in carbonio. Quando tutto il carbonio sarà trasformato in ossigeno, i processi si arresteranno ed il Sole sarà destinato a spegnersi lentamente. Attualmente, ogni secondo, il Sole trasforma 5,7*1011 kg di idrogeno in 5,6*1011 kg di elio liberando energia che, nel 97% dei casi, è formata da raggi gamma .

Le fusioni sono autoregolanti, il che consente al Sole di viaggiare tranquillo per miliardi di anni nella sua Sequenza Principale . La stella in pratica è in equilibrio tra pressione gravitazionale che spinge verso l'interno e pressione interna che spinge verso l'esterno. Se la produzione di energia aumenta, la pressione interna inizia a vincere ed il Sole si espande, il che fa diminuire la pressione e quindi la temperatura, riportando tutto allo stadio di partenza visto che le reazioni nucleari interne rallentano. Se, invece, le reazioni diminuiscono, vince la pressione gravitazionale che però fa aumentare la pressione interna e fa riprendere, quindi, le reazioni nucleari. Tutto questo, che va sotto il nome di equilibrio idrostatico, fa sì che il Sole resti sferico come lo vediamo senza che la propria atmosfera vada a fuggire nello spazio.

Quindi, gli elementi fondamentali per l’analisi della struttura interna del Sole sono:

  • la temperatura delle varie zone;
  • lo spessore;
  • la massa

Si tratta di fattori che già conosciamo e che si uniscono al fatto che stiamo parlando di una sfera di gas, o meglio, di plasma , e che quindi può essere studiato con la dinamica dei fluidi. Proprio a dar sostegno a questo, negli ultimi anni si è sviluppato un nuovo ramo della fisica basato sulle onde presenti sul Sole: attraverso l'eliosismografia è possibile infatti dedurre numerose informazioni riguardanti gli strati interni del Sole esattamente come dai sismi sui pianeti come il nostro è possibile ottenere informazioni circa la densità degli strati interni. 

All'interno del nucleo, quindi, si produce l'energia che spinge il Sole all'equilibio dall'interno. in sintesi: quattro protoni (nuclei di Idrogeno) si fondono insieme a formare 1 atomo di elio, che è più “leggero” di circa lo 0,7% rispetto alla massa globale dei 4 protoni di partenza. Considerando la relazione di Einstein  E=mc2, che esprime l’equivalenza tra l’energia E e la massa m, nella fusione nucleare dell’Idrogeno in Elio lo 0,7% della massa iniziale si trasforma in energia, che viene emessa dalla stella . Partendo dal nucleo l’energia (i fotoni) impiega 10.000 anni prima di raggiungere la superficie e soltanto 8,5 minuti per giungere sulla Terra. Dalla relazione di Einstein, dividendo l’energia emessa dal Sole in 1 secondo (3,82 x 1026 watt) per la velocità della luce al quadrato, si ricava immediatamente che la massa equivalente perduta dal Sole sotto forma di energia in 1 secondo è uguale a 4,24 milioni di tonnellate, che è pur sempre una frazione infinitesima della massa solare totale (1,99 x 1027 tonnellate).

I modelli stellari prevedono che il Sole si trovi a metà di una fase stabile della propria vita, nel corso della quale la composizione chimica del nucleo viene continuamente modificata dalle reazioni nucleari.
Infatti la percentuale di idrogeno si riduce gradualmente dal 75% iniziale al 35% e quella dell’ elio aumenta dal 23% al 63%, mentre gli elementi pesanti (metalli) rimangono invariati al 2%. In gergo astrofisico tale fase si definisce di bruciamento dell’idrogeno o fase di sequenza principale quando è riferita al [V]diagramma di Hertzsprung-Russell[/V]. Nel nucleo solare per ogni secondo si fondono 700.000.000 tonnellate di idrogeno in 695.000.000 tonnellate di elio e 5.000.000 tonnellate di energia che esce in forma di raggi gamma , i quali nel suo viaggio nell'interno del Sole verso la superficie si trasformano in:

  • 40% energia della parte visibile dello spettro elettromagnetico
  • 50% energia nell'infrarosso  e onde radio
  • 10% energia nell'ultravioletto ,  raggi X e gamma

L’emissione di raggi X e onde radio è molto bassa e aumenta solo nel caso che ci siano degli eventi solari esplosivi.

Il diametro del nucleo solare è di 417.600 Km, con una pressione di 340 miliardi di atmosfere terrestri. A queste condizioni, la produzione di energia solare è dovuta essenzialmente alla catena protone-protone (vedi dettagli e rami), con il percorso pp I a dominare la scena con il 91% e gli altri due a seguire con il 9% e lo 0.1% rispettivamente. 

La costante solare

L’energia che il Sole produce nel suo interno, dovuta alle reazioni nucleari, arriva alla Terra sotto la forma di fotoni che interagiscono con la nostra atmosfera e la superficie del pianeta . L'intensità della radiazione solare nel bordo esterno della nostra atmosfera, considerando la distanza media del Sole per unità di superficie terrestre, si chiama constante solare e il suo valore medio é di 1,37 x 106 erg/sec/cm2, o circa 2 cal/min/cm2. Le misure più recenti compiute dai satelliti forniscono un valore di 1366 W/m2. Di conseguenza, tenuto conto della superficie sferica del nostro pianeta, la potenza solare che viene indirizzata sulla Terra ha un valore di circa 174 × 1015 W, ossia di 174 milioni di gigawatt. Questa enorme quantità di energia non arriva tutta sulla superficie terrestre: circa il 40% della radiazione viene assorbita o riflessa dalle nubi ed il 15% viene assorbita dall'aria; arriva al suolo, quindi, circa il 45% della radiazione (78 miliardi di megawatt). La radiazione che arriva al suolo della Terra è nell'ordine di 900 W/m2 che equivale a 2000 volte il consumo energetico mondiale. La costante solare tuttavia non è affatto costante, ma varia a seconda dell'attività delle macchie solari. Essa è una delle cause principali di effetti climatici a lungo termine, mentre influisce in maniera relativamente piccola sui cambiamenti climatici a breve termine. La costante solare include tutti i tipi di radiazione solare, non soltanto quella nella banda visibile. Essa, assieme alla magnitudine apparente del Sole, è uno dei valori indicativi dello splendore apparente del Sole. Se consideriamo che il Sole emette più o meno 2 miliardi di volte la quantità di radiazione che riceve la Terra, possiamo dire che il Sole produce circa 3,86 × 1026W. 

Caratteristica Misura
Temperatura 15.000.000 °C
Diametro 417.600 km
Pressione

340 miliardi di atmosfere
2.477x1011 bar

Idrogeno consumato 700.000.000 t/sec
Energia liberata 3,839 x 1033 erg/sec
Energia ricevuta in atmosfera terrestre 1,37 x 106 erg/sec/cm3
Densità  158 gr/cm3
Caratteristica del gas Plasma

La rotazione del nucleo

Secondo uno studio pubblicato su Astronomy and Astrophysics a Luglio 2017 a cura di Roger Ulrich di UCLA, il nucleo del Sole ruota circa quattro volte più velocemente rispetto alla superficie, il che lascia ipotizzare come il nucleo stesso abbia mantenuto la stessa rotazione posseduta al momento di formazione della stella . Il vento solare potrebbe quindi aver rallentato la rotazione delle parti esterne della stella. I ricercatori, per giungere al risultato, hanno studiato le onde acustiche superficiali dell'atmosfera solare, onde che possono penetrare negli strati più interni fino a interagire con le onde di gravità. Dalle osservazioni sono stati derivati i movimenti di scorrimento del nucleo solare e misurando attentamente le onde acustiche è stato possibile determinare con precisione quanto tempo fosse necessario al viaggio da superficie a nucleo e viceversa. Con 16 anni di osservazioni negli archivi di SOHO è stato possibile risalire alla velocità di rotazione del nucleo.                          

Ultimo aggiornamento del: 12/09/2019 12:00:43

La zona radiativa e la zona convettiva

Al di sopra del nucleo esistono due zone caratterizzata dalla modalità di propagazione della radiazione e quindi dalla densità in ballo. Si parla di zona radiativa e di zona convettiva.

La zona radiativa

Appena al di sopra del nucleo vi è la zona radiativa (o radiattiva), all'interno della quale l’energia è trasportata dai fotoni gamma che perdono gradualmente forza nel corso del loro cammino verso la superficie a causa dei continui assorbimenti e delle continue ri-emissioni da parte degli atomi del gas, trasparente a queste profondità.

Si parla in tal caso di trasporto di energia per radiazione, senza movimento di materia: un analogo fenomeno avviene quando s'avverte il calore emesso da una lampada a raggi infrarossi. In questa zona origina una diminuzione della temperatura , rispetto al nucleo, la quale scende a circa 4.000.000 di gradi centigradi circa (4 x 106 Kelvin ), pressione di 3x108 atm, densità di 2g/cm3 e spessore di circa 280.000 chilometri. 

Si tratta della zona, quindi, più vicina al nucleo solare. L'energia prodotta nel nucleo esce in forma di radiazione, che è una delle tre forme in cui può espandersi il calore (radiazione, convezione e conduzione). L'emissione di calore per radiazione si produce per il movimento dei raggi di luce (visibile, infrarosso , ultravioletto ). Questa emissione di energia si produce quando il gas è molto caldo, fra 1 e 7 milioni di gradi. L'energia di radiazione può propagarsi anche nel vuoto perchè non ha bisogno di alte densità e questa proprietà prende il nome di propagazione mediante irraggiamento.

Il trasporto di energia avviene tramite fotoni, i quali percorrono una piccola distanza prima di collidere con un atomo . Per ogni collisione il fotone perde energia, sottoforma di raggi gamma , raggi X ed ultravioletto estremo, fino ad emergere dalla superficie come luce visibile e infrarosso . Il viaggio può durare fra 10.000 e 1 milione di anni.

La zona radiativa copre il 32% del volume solare e il 48% della sua massa . Nella parte più interna la densità è di 22 gr/cm3 e la temperatura è di 8 milioni di gradi. La parte esterna della zona radiativa ha una densità di 0,2 gr/cm3 e la temperatura è di 2 milioni di gradi.

Zona radiativa
Caratteristica Misura
Temperatura da 8 a 2 milioni di °C
Altezza sopra il nucleo 278.400 Km
Densità  da 22 a 0,2 gr/cm3
Pressione 0,26 atmosfere
Gas prevalente Plasma

La zona convettiva

Al di sotto dei 400 chilometri di spessore che costituiscono la 
superficie” del Sole, cioè la fotosfera, e al di sopra della zona radiativa, si trova una zona di transizione chiamata Zona Convettiva. Questa zona è stata individuata come l'area dove si generano i campi magnetici per effetto dinamo.

La zona convettiva ha uno spessore di 200.000 chilometri, la pressione è di 10 ± 4 Atm e la densità media è di 6 x 10 ± 3 g /cm3. Si tratta della zona nella quale il gas è maggiormente opaco per effetto della diminuzione di temperatura , la quale dai 2.000.000 di gradi centigradi circa arriva a circa 6.000 gradi centigradi in fotosfera. S'innescano in questo modo dei moti turbolenti di rimescolamento, perché “celle di gas caldo” più leggero salgono e attraversano questa zona per giungere alla successiva, la fotosfera, dove cedono la propria energia sotto forma di luce visibile, raffreddandosi e scendendo di nuovo verso il basso. 

Questo modo di trasporto di energia, tramite spostamento di massa, si definisce convezione , ed è analogo a quello che avviene in una pentola piena d’acqua che bolle sul fuoco. Il ciclo convettivo distribuisce il calore dell’acqua uniformemente in tutta la pentola. Cambiamenti di velocità di flusso nel plasma attraverso questo strato possono infatti distorcere le linee di forza del campo magnetico e renderle più intense, ed è qua che si generano i cambiamenti magnetici che successivamente danno luogo ai fenomeni fotosferici. 

La rotazione differenziale del plasma all’interno di celle convettive fa si che questo si comporti come un corpo solido alla base ed in profondità e risalendo invece si comporta come un fluido. I campi magnetici poloidali allora si trasformano in toroidali provocando cosi l'inizio di un nuovo ciclo. I campi magnetici toroidali provocano, per pressione magnetica, la formazione di bolle di plasma di minore densità che risalgono verso la superficie convettiva e fotosferica, generando delle regione attive.

La zona convettiva, come dicevamo, è lo strato interno del Sole che è a contatto con la superficie chiamata fotosfera e che si trova sopra la zona radiativa. L’irraggiamento in questa zona è incapace di trasferire verso l’esterno tutta l’energia, perché nella parte alta della zona convettiva la temperatura è abbastanza bassa rispetto alla zona radiativa così da consentire agli ioni pesanti (C, N, O, Ca, Fe) di conservare alcuni elettroni, rendendoli quindi più opachi alla radiazione. Questo ostacolo all’irraggiamento è causa dell’instabilità del plasma, che è spinto dalla pressione di radiazione sottostante verso moti di convezione. I moti convettivi formano correnti circolari di convezione che riscalda il plasma in discesa, il quale dopo essere risalito sugli strati più alti, cede l’energia all’esterno emettendo fotoni nello spazio per poi raffreddarsi e ritornare all’interno del Sole. 

Questi moti convettivi trasportano il calore alla superficie molto rapidamente e sono visibili in superficie sotto forma di granuli e supergranuli. Misure effettuate dall’analisi Doppler delle righe spettroscopiche sulla granulazione fotosferica esprimono moti convettivi ascendenti con una velocità di 1 Km/s e i moti discendenti di 2 Km/s. Le zone intergranulari sono associate a moti verso il basso ed i granuli rappresentano il moto verso l’alto. 

La prima foto della granulazione è del 1877 e si deve all’astronomo francese J. Jansen. La dimensione della granulazione è dell’ordine di 1500-2000 chilometri ogni grano, e la sua vita media è dell’ordine di 10 minuti. La granulazione è un fenomeno fotosferico ma ha origine quindi nella zona convettiva.

I principi della termodinamica affermano che il calore ceduto da un sistema verso altri sistemi, al suo interno o all’ambiente circostante, è uguale a quello che l’altro riceve (conservazione dell’energia), e spontaneamente il calore viene ceduto dal sistema a maggior temperatura verso quello a minore temperatura. Il plasma caldo riscalda la cella che tende ad espandersi e, a causa della spinta di Archimede, sale essendo meno denso del fluido che lo circonda, che è più freddo; nello stesso tempo il fluido più freddo discende e prende il posto di quello più caldo che sale. Il movimento del plasma in questa zona è molto turbolento e complesso. Come sappiamo il Sole ruota su se stesso e quindi ruota anche la zona convettiva e con lei tutto il plasma provocando un effetto ancora più complesso chiamato effetto Coriolis

In più la rotazione solare è differenziale: la velocità di rotazione all'equatore è minore di quella ai poli, il che rende ancora più complesso il movimento del plasma. Un esempio comune si presenta sulla Terra: quando il suolo viene riscaldato dai raggi del Sole, per irraggiamento, il calore fa espandere l’aria che diventa meno densa e galleggia come una bolla verso l’alto, arrivando negli strati alti dell’atmosfera cedendo il proprio calore ad altre masse d’aria, ovvero allo spazio esterno. In tal modo si raffredda ed altre bolle che provengono dal basso la spingono di lato e comincia a scendere.

Altra caratteristica della zona convettiva è quella di produrre dei tubi di flusso magnetici che vengono involti dalla rotazione differenziale, e se questi tubi superano certi limiti rimbalzano come elastici e forano la superficie solare producendo così uno dei fenomeni più conosciuti: le macchie solari. In questi punti in cui i campi magnetici attraversano la superficie, la convezione non può operare, il flusso di energia che arriva dall'interno del Sole si riduce, e la temperatura di conseguenza scende, ed è per questo che vediamo le macchie come zone scure. Ma questo fenomeno fa parte della fotosfera con origine nella zona convettiva. 

Nel 1955 si è scoperto che lo strato esterno della zona convettiva oscilla, provocando piccole contrazioni ed espansioni del Sole di alcune decine di chilometri, con un periodo di 5 minuti e altri più lunghi.  Lo studio di questi fenomeni è chiamato eliosismologia e aiuta a comprendere la struttura interna solare. 

Zona convettiva
Caratteristica Misura
Periodo di rotazione 27 giorni
Spessore 208.000 Km
Densità da 1 a 10-6 gr/cm3
Temperatura da 2.000.000 a 5700°K 
Gas prevalente Plasma

 

Ultimo aggiornamento del: 12/09/2019 12:21:40

La fotosfera e i suoi fenomeni: macchie, facule, granulazione

La fotosfera è la superficie del Sole che riusciamo a vedere in luce bianca, dominata dai granuli della convezione e sede delle famose macchie solari, il numero delle quali indica il livello di attività solare.

Appena al di sopra rispetto alla zona convettiva, a separare la zona interna da quella esterna del Sole, v'è uno strato di plasma di soli 400 chilometri di spessore chiamato fotosfera. La temperatura di questo strato, che costituisce ciò che i nostri occhi riescono a vedere in luce bianca, è dell'ordine di 6.000 gradi centigradi (circa 6x103 K) con una pressione di 10-8 atmosfere ed una densità di 8x10-8 g/cm3. La distanza dal centro del Sole è di 696.000 chilometri.

La luce che ci proviene dal Sole ha origine proprio in questo sottile strato nel quale, a differenza delle regioni interne, l'opacità tende a zero con la conseguente possibilità per i fotoni di fuggire nello spazio. Naturalmente la sorgente dell'energia rilasciata non è nella fotosfera, ma risiede nelle reazioni nucleari che si sviluppano nel nucleo dove si producono i raggi gamma ad alta energia i quali - a causa dei continui assorbimenti e remissioni che debbono subire nella materia opaca dell'interno solare - impiegano qualcosa come 11.000 anni per giungere in superficie. Questo lunghissimo cammino fa perdere energia ai fotoni e li trasforma in energie corrispondenti alla luce visibile, la quale emerge in fotosfera, abbandona il Sole e giunge ai nostri occhi 8,3 minuti dopo, il tempo di percorrere l'Unità Astronomica che ci separa dalla stella .

In fotosfera si possono osservare tre tipi di fenomeni caratteristici: la granulazione, le macchie solari e le facole fotosferiche.

Granulazione

Granulazione sulla fotosfera solare. Crediti NASA
Granulazione sulla fotosfera solare. Crediti NASA

La granulazione è un fenomeno dovuto ai moti convettivi presenti nello strato fotosferico, o meglio derivanti dallo strato convettivo sottostante e che trovano come vetta proprio la fotosfera. Si presenta in forma di granuli luminosi, solitamente tondeggianti o esagonali, rappresentanti sezioni delle correnti convettive presenti con dimensioni dell'ordine di circa 700 chilometri e una temperatura da 100 a 200 gradi superiore a quella circostante. I granuli compaiono e si dissolvono con una vita media di 9 minuti. Sono particolarmente evidenti nei periodi di minimo dell'attività solare, e rappresentano la sommità delle “celle di convezione” sottostanti la fotosfera, le quali trasportano in modo turbolento l'energia verso l'alto, dalle regioni più interne del Sole, esattamente come le bolle che si notano nell'acqua portata allo stato di ebollizione in una pentola. 

Le zone intergranulari più scure, invece, rappresentano regioni di plasma più freddo, che scende verso l'interno. Si stima che ad ogni istante siano presenti almeno 4 milioni di granuli sulla superficie del Sole. Esistono a ogni modo anche dei moti turbolenti su scala più ampia, che danno origine alla cosiddetta supergranulazione.

Supergranulazione in diagramma Doppler. Crediti NASA
Supergranulazione in diagramma Doppler.
Crediti NASA/SOHO

Immagini della sonda SOHO hanno reso possibile apprezzare la configurazione dinamica della supergranulazione solare. I colori non indicano l'intensità dell'emissione luminosa, ma la velocità in avvicinamento (i colori scuri) o in allontanamento (quelli chiari), in base a effetto Doppler . Ai bordi il campo di velocità è ben definito, perché quello che lo strumento registra è la velocità di scorrimento orizzontale della materia emersa in fotosfera, mentre al centro del disco la situazione è più confusa: la componente della velocità nella direzione dell'osservatore terrestre è infatti molto prossima a 0. E' possibile studiare l'evoluzione della granulazione, ed è affascinante osservare questo ribollimento della fotosfera che mostra i moti dinamici cui è soggetto il gas.  
Attraverso la granulazione è possibile dedurre molte caratteristiche di una stella, quali gravità superficiale, temperatura, raggio e metallicità (abbondanza di elementi più pesanti di elio e idrogeno), sebbene il ruolo della metallicità sia nettamente più complesso da scoprire. Uno studio pubblicato su arXiv a firma di E.Corsaro di INAF ha evidenziato, a luglio 2017, i risultati sulla granulazione e la metallicità di 60 giganti rosse appartenenti a stessi ammassi stellari (NGC 6791, 6819 e 6811), in modo da omogeneizzare composizione chimica (e appunto metallicità) ed età.  Quattro anni di osservazione di Kepler unitamente a survey spettroscopica di Apogee e alle evidenti oscillazioni in grado di calcolare al meglio la gravità superficiale hanno consentito di isolare in maniera abbastanza precisa il ruolo giocato dalla metallicità. Proprio la metallicità sembra avere un ruolo decisamente preponderante tra tutte le altre grandezze in gioco: all'aumentare della metallicità aumenta l'ampiezza del segnale della granulazione e diminuisce la frequenza , a indicare un rallentamento nella granulazione stessa. Altro risultato mostra come gli effetti non dipendano dall'età stellare, legando la granulazione esclusivamente alle condizioni atmosferiche e non a quelle interne. 

Le celle convettive possono essere di diverse dimensioni e un caso molto lampante è quello della stella p1 Gruis, osservata in dettaglio dal Very Large Telescope di ESO grazie allo strumento Pionier. La stella è 350 volte più grande del Sole ma la sua massa è appena 1,5 volte quella della nostra stella, con la conseguenza che si tratta di una gigante rossa molto rarefatta. Sulla sua superficie sono state osservate poche bolle convettive, ciascuna delle dimensioni di 120 milioni di chilometri, quasi un quarto della superficie stellare. A cosa sia legata la possibilità di raggiungere tali dimensioni è un mistero ma la bassa densità stellare potrebbe giocare un ruolo importante. Intorno alla stella sono presenti gusci di materia a 0.9 anni luce, espulsi circa 20 mila anni fa. 

Stella P1 Gruis. Crediti VLT ESO
Stella P1 Gruis con granulazione limitata ma di dimensioni gigantesche. Crediti VLT ESO

Le macchie solari

Le macchie solari, osservabili nella lunghezza di onda del visibile, e quindi anche attraverso un filtro per schermarne la fortissima e pericolosissima luce, sono punti o macchie scure sul disco del Sole e sono costituite da una zona scura centrale con una temperatura di 4.600 Kelvin (inferiore dunque ai 6.000 K della fotosfera) chiamata “ombra” circondata da una regione più chiara, detta “penombra”, di luminosità intermedia fra ombra e fotosfera, che presenta una struttura di filamenti a raggiera chiamati “fibrille”. La macchia solare è dunque una zona tranquilla rispetto alla fotosfera turbolenta, perché l'intenso campo magnetico ad essa associato inibisce la convezione della sottostante zona convettiva.

Il gruppo di macchie ripreso il 7 aprile 1947 da Monte Wilson e Monte Palomar
Il gruppo di macchie ripreso il 7 aprile 1947 da Monte Wilson
e Monte Palomar. Il più grande gruppo mai registrato in fotosfera
e denominato Greenwich 1488603

Le dimensioni di una macchia singola possono raggiungere i 10.000 chilometri (quasi un diametro Terrestre) ma un gruppo, un aggregato di macchie, può arrivare fino a oltre 100.000 chilometri d'estensione. Da 50.000 chilometri in su sono osservabili anche ad occhio nudo, specialmente nei periodi di massima attività solare e sempre attraverso un filtro od un vetro oscurato come quello delle maschere da saldatore. L'unità di misura di estensione dei gruppi di macchie solari in fotosfera è il milionesimo di emisfero solare (1 mesv = 3 milioni di chilometri quadrati). 

Le macchie sono relativamente immobili rispetto alla fotosfera e prendono parte alla rotazione solare. Misure spettroscopiche basate sull'effetto Zeeman confermano l'esistenza in esse d'intensi campi magnetici (da un centesimo fino a diversi decimi di Tesla, in altre parole, da qualche centinaio a più di 10.000 volte il campo magnetico della Terra), la cui intensità è correlata con l'area. Questo significa che le macchie solari sono le sezioni di un tubo di flusso magnetico emergente in fotosfera dalle zone sottostanti. I forti campi magnetici tendono a sopprimere i moti convettivi, impedendo al gas di muoversi perpendicolarmente alle linee di forza: il gas caldo ascendente non può fluire orizzontalmente per poi ridiscendere, una volta raffreddatosi, e completare il ciclo convettivo. Le macchie sono regioni relativamente calme nella fotosfera turbolenta, proprio perché la convezione è inibita. Mancando la convezione, il trasporto dell'energia avviene per radiazione ed è quindi meno efficace: per questo la macchia appare oscura. Il flusso emesso dalla macchia è circa il 40% di quello emesso dalla fotosfera.

Essendo dunque legate ai flussi e campi magnetici, la presenza delle macchie solari, il loro numero e la quantità media sulla fotosfera, rappresenta uno degli indicatori diretti, in quanto facilmente visibili, dell'attività solare in un determinato periodo. Le zone delle macchie solari, ognuna a sé stante, hanno poi una loro evoluzione:

  • nascita della macchia;
  • suo sviluppo con la formazione di una seconda macchia di polarità opposta alla precedente (ricordiamoci sempre che sono generate da campi magnetici sottostanti)
  • formazione di altre macchie, più o meno numerose, vicino alle due principali, costituendo dunque un gruppo;

Col tempo assisteremo al processo inverso cioè il declino del gruppo con conseguente scomparsa delle varie macchie, ed infine la completa chiusura del poro che non lascia alcuna traccia sulla fotosfera. Naturalmente più il gruppo sarà grande e ricco di macchie, più a lungo nel tempo durerà il suo processo evolutivo

Da lunghi periodi di osservazione, si è anche riscontrata l'evoluzione della struttura del gruppo, tanto che il professor M. Waldmeier, direttore dell'Osservatorio Astronomico di Zurigo, nel 1955 ha ritenuto utile suddividere i vari gruppi caratteristici in nove classi, attribuendovi lettere dell'alfabeto: (A, B, C, D, E, F, G, H, J) per rappresentare i vari stadi degli stessi; tale metodologia è nota come “Classificazione di Zurigo modificata”: Solo il 2% dei gruppi raggiunge lo stadio evolutivo F.

Oltre alla classificazione in gruppi sopraccitata, l'attività solare fotosferica può essere quantificata con un “dato” o “numero” giornaliero, che, raccolto nel tempo, ci indicherà l'entità dell'attività solare. Il numero di Wolf (Z), calcolabile con una semplice formula introdotta nel 1948 dall'astronomo di Berna Rudolf Wolf (1816 - 1893), è appunto un dato abbastanza significativo dell'attività solare, anche se non determinante poichè, mentre noi stiamo calcolando il numero di Wolf sul lato del Sole osservabile in quel momento, nel calcolo ipotizziamo uno scarso numero di macchie presenti sul lato non osservabile del Sole.

Le medie di Z che tengono conto invece della rotazione del Sole, come quelle mensili o meglio ancora quelle annuali, indicano invece esattamente l'andamento dell'attività solare. Il numero di Wolf si calcola con la seguente formula:    

Z = ( 10 g + s) KS

dove

  • per g si intende il numero dei gruppi di macchie osservabili sul Sole (considerando che una macchia isolata classe A1, fenomeno - come abbiamo detto - non raramente osservabile, va considerata come un gruppo composto da una macchia);
  • per b (spot) si intende il numero delle macchie complessivamente osservabili (nell'esempio precedente 10x1+1 = 11);
  • il “10” è un peso arbitrariamente dato da Wolf al numero dei gruppi, dato che ha maggiore importanza come indicatore di attività;
  • K è il coefficiente di correzione  relativo al diametro dello strumento usato e vale 1 quando questo ha un diametro di 80mm (tale strumento era quello utilizzato da Wolf), ed aumenta con il diminuire del diametro e diminuisce in caso contrario;
  • S è il fattore di correzione che tiene invece conto delle condizioni del cielo al momento dell'osservazione e di un'eventuale costante personale dell'osservatore. E' opportuno inserire questa correzione in osservazioni di particolare rilievo, ma in generale basta indicare com'era il seeing al momento del calcolo di Z.

E' dallo studio di 34 mila stelle, osservate dal telescopio spaziale Kepler, che un team di astronomi è riuscito a calcolare la rotazione di 2244 stelle i cui periodi sono compresi tra 9.5 e 20.5 giorni terrestri. Dai dati è stato possibile osservare il comportamento delle macchie solari e crearne tre categorie in base alla persistenza. Una delle conseguenze dedotte è che il nostro Sole non è una stella insolitamente calma, ma è anche stato dedotto come le macchie più grandi siano quelle più longeve e come le macchie presenti sulle stelle più fredde vadano a calare in maniera più lenta. Le osservazioni sono in linea con i modelli esistenti sebbene una validazione migliore potrà venire da campioni più ampi.

Le facole fotosferiche

Nelle regioni circostanti la macchia vi è spesso un aumento della convezione , che compensa parzialmente la diminuzione di flusso energetico entro la macchia. Compaiono allora le facole fotosferiche, regioni appunto più luminose visibili solo al lembo del disco solare, frequentemente intorno ai gruppi di macchie più consistenti. La loro temperatura è di qualche centinaio di gradi superiore a quella fotosferica, mentre il flusso è mediamente maggiore di quello fotosferico solamente per un 10%.

Le facole fotosferiche e le macchie solari possono coesistere, ma si osservano anche zone facolari isolate, un po’ come per la cromosfera, anche se meno evidenti rispetto a quelle di quest’ultima regione. Nelle zone focolari fotosferiche viene emessa anche parte di quell’energia che non ha potuto essere emessa sotto forma di radiazione luminosa all’interno della macchia a causa della soppressione della convezione, mentre la restante parte di energia viene trasportata sotto forma di onde e può dare un contributo alla generazione delle eruzioni cromosferiche: i cosiddetti brillamenti.

Ultimo aggiornamento del: 24/11/2019 12:04:42

La cromosfera e i fenomeni cromosferici

La cromosfera è uno strato di plasma dello spessore di circa 15.000 Km che sovrasta ed avvolge la fotosfera e che si configura come una zona di transizione tra questa e corona solare

La cromosfera è uno strato di plasma dello spessore di circa 15.000 Km che sovrasta ed avvolge la fotosfera e,  essendo circa mille volte più rarefatta di quest’ultima, si configura come una zona di transizione tra fotosfera e l’inizio dell’atmosfera solare, la quale sfocia poi nella corona, diecimila volte ancora più rarefatta.  

La cromosfera solare ripresa durante una eclisse. Crediti Wikipedia
La cromosfera solare ripresa durante una eclisse. Crediti Skylook.net

La cromosfera è una delle regioni più tenui della nostra stella . Composta da plasma, 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 una serie di fenomeni che vanno sotto il nome di attività solare.

Durante una eclisse totale, la cromosfera appare come un anello rossastro (da ciò il nome, in quanto “croma” significa “colore” in greco). costellato di numerose "fiammelle" luminose d’idrogeno dette spicole o spiculae, le quali si innalzano dalla bassa cromosfera con una velocità compresa fra 20 e 50 Km/sec e una durata media di 5-10 minuti prima di 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”. Le spicole 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 stesse.

All'origine delle spicole, note fin dal 1877, è la riconnessione magnetica e una prova osservativa può venire dal Goode Solar Telescope, testimone di un'area superficiale del Sole con campo magnetico invertito rispetto all'area circostante che da lì a breve avrebbe ospitato una spicola. La riconnessione magnetica si candida quindi come probabile processo di creazione di spicole, processo che consente scontri tra regioni a campo magnetico opposto e in grado di convertire energia cinetica e calore. Il fenomeno, confrontato con i dati del Solar Dynamics Observatory (SDO), è stato accompagnato a un bagliore di atomi di ferro carichi, apparsi proprio sopra la posizione della nuova spicola. Un bagliore simile indica una temperatura di almeno un milione di gradi e questo può legare la riconnessione magnetica alle spicole fino al surriscaldamento della corona solare.

Spicole e loro formazione.
Spicole e loro formazione. 

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.

Questa rete è costituita 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) o in assorbimento, zone scure (in inglese dark mottles). Non è ancora sicuro se bright mottles e dark mottles costituiscano aspetti diversi dello stesso fenomeno. Inoltre, mentre sembra accertato che bright mottles e dark mottles osservati sul disco e bolle osservate sulla cromosfera al bordo, siano lo stesso fenomeno, 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 chilometri, 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. 

Un' altra incognita posta dalla cromosfera, che attende di essere rivelata, risiede nel fenomeno di aumento della temperatura procedendo verso l’esterno, nelle zone coronali. Sembra ormai definitivamente accertato che questa inversione nell'andamento della temperatura, che dal nucleo verso la cromosfera cala per poi aumentare repentinamente, sia dovuta ai molteplici moti oscillatori che si manifestano negli strati subfotosferici e fotosferici, i quali, per diversi motivi molti dei quali ignoti, tendono a depositare la loro energia, sia in cromosfera che in corona. 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 spicole lasciano la superficie del Sole ma nonostante questa abbondanza ancora non è ben compreso il ruolo di questi oggetti sul riscaldamento esterno e sul vento solare. 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, ai 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 come i processi siano abbastanza energetici da generare onde di Alfvén, un tipo di onde, molto potenti, che può rappresentare la chiave per la comprensione del riscaldamento della corona solare e il rilascio del vento solare. 

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. 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. L'emissione più forte tra quelle osservate è stata provocata dall'idrogeno, compresa la riga dell'idrogeno alfa. Nel mezzo, il giallo brillante corrisponde all'elio. 

Lo spettro ripreso durante l'eclisse totale del 2017.
Lo spettro ripreso durante l'eclisse totale del 2017.

I fenomeni 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 fenomeni decisamente più spettacolari che possiamo però osservare nella cromosfera e soprattutto ai bordi del Sole sono le protuberanze solari.

Le protuberanze solari

Questi fenomeni si osservano ai lembi del disco solare solo nelle condizioni di eclisse totale oppure con apposito filtro che lascia passare la luce nella lunghezza di onda di 656,28 nanometri, chiamata anche luce H-alfa, la quale permette di osservare la cromosfera solare.

Una gigantesca protuberanza solare
Una gigantesca protuberanza 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 chilometri di lunghezza e 5.000 chilometri 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 chilometri. 

Le prime fotografie di protuberanze vennero eseguite durante l’eclisse del 1860 mentre in quella del 1868 venne introdotta la tecnica spettroscopica scoprendo 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 anziché ai bordi. 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.

Filamenti solari
Filamenti solari

L’analisi spettroscopica delle protuberanze mostra che il plasma è relativamente "freddo", con temperature cinetiche dell’ordine di 10.000º K, 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 quale distingue tra protuberanze quiescenti (QRF) ed attive (ARF). Ciascuna tipologia è inoltre suddivisa in due classi distinte.

QRF Classe I (da sottoclasse A a sottoclasse E) e ARF Classe II (da sottoclasse F a sottoclasse I): tutte le ARF e la QRF E possono essere correlate a emissioni di materia cromosferica o coronale (CME - Coronal Mass Ejection) in grado di interagire con il mezzo interplanetario e il campo geomagnetico, generando disturbi elettromagnetici e aurore polari intense. Questa classificazione presenta il vantaggio di essere applicabile all’intera protuberanza, e può inoltre rivelare un reale legame fisico con l’attività cromosferica.

QRF Classe I di lunga durata: possono durare da qualche giorno a sette-otto mesi, con media di 3 mesi. Al loro nascere sono generalmente orientate nella direzione nord-sud lungo i meridiani e col passare del tempo tendono ad orientarsi nella direzione nord-est/sud-ovest nell’emisfero nord e nella direzione nord-ovest/sud-est nell’emisfero sud, per passare infine 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. Quelle polari, invece, 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 chilometri al secondo in un fenomeno chiamato SD (Sudden 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.

ARF Classe II 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 
  • B - Curtain, Flame, Fan o tenda, fiamma, ventaglio
  • C - Arch o a forma di arco
  • D - Cap, irregular Arch o a forma di berretto o arco irregolare. 

Nella classe II troviamo:

  • E - Disparition brusque o brusca dissaparizione
  • F - Eruptive
  • G - Surge o aumento improvviso
  • H - Spray o a forma di spruzzo
  • I  - Flare Loop

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. 

Spesso 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.

Uno 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 (SDO), 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 C/2014 A1 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 una stessa 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). 

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.

Ultimo aggiornamento del: 24/11/2019 12:10:38

La corona solare, i brillamenti e le Coronal Mass Ejections

La corona è la parte più esterna del Sole, non ha un confine netto e si estende fino a che non sfuma nel gas interplanetario, che raggiunge sotto forma di vento solare. La sua temperatura raggiunge il milione di gradi.

Zone intermedie

Il passaggio tra cromosfera e corona non è netto così come la definizione possa far pensare, trattandosi di due zone con temperature non uniformi né statiche. Esistono infatti fenomeni e strutture che rilasciano energia in quantità notevole e in modo repentino e alcuni di questi fenomeni sono gli hot pockets (sacche o UV bursts), presenti nelle zone più interne del atmosfera solare e che possono arrivare a temperature pari a un milione di gradi, quindi cento volte la temperatura media della cromosfera che le ospita. La fotosfera aveva già manifestato nei dati di IRIS delle sacche con temperature di centomila gradi, con zone localizzate in poche centinaia di chilometri. In particolare, una tasca ha evidenziato una temperatura di un milione di gradi.  Questi UV bursts sono fenomeni caratterizzati da piccole esplosioni visibili in ultravioletto legati a campi magnetici in continua interazione. Un mix, quindi, tra le proprietà del plasma tipiche della cromosfera in termini di densità e temperature tipiche della corona. Dal momento che anche il riscaldamento della corona è legato a riconnessioni magnetiche, si tratta di aspetti differenti di uno stesso fenomeno più complesso e ancora da definire al meglio (The Astrophysical Journal - “IRIS Observations of Magnetic Interactions in the Solar Atmosphere between Preexisting and Emerging Magnetic Fields. II. UV Emission Properties“ - Salvo L. Guglielmino et al. - 2019) 

La corona solare

Una eruzione solare. Crediti NASA/SDO
Una eruzione solare. Crediti NASA/SDO

Visibile tramite coronografo o durante le eclissi totali di Sole, proprio come la cromosfera, la corona solare rappresenta l'alta atmosfera della stella. Uno strato di plasma che si estende per milioni di chilometri fino a sfumare nel mezzo interplanetario e la cui temperatura raggiunge e supera il milione di gradi, a rappresentare uno dei maggiori problemi aperti dell'astrofisica solare dei nostri giorni dal momento che non sono noti i processi che portano il plasma da 5700 Kelvin della superficie solare (e in trend di diminuzione dal nucleo verso l'esterno) a salire fino a milioni di gradi. La sua densità, bassissima, si stima in milionesimi di microgrammi per centrimetro cubico e proprio questa estrema rarefazione rende la corona normalmente invisibile. La composizione è la stessa dell'interno del Sole, con ampia dominanza di idrogeno ma totalmente ionizzato. 

L'elevatissima temperatura fu scoperta, nel XIX secolo, attraverso righe spettrali mai osservate in precedenza (5303 Å e 6374 Å) e che furono inizialmente assegnate a un elemento ancora sconosciuto che venne chiamato "coronio". Soltanto in seguito, nel 1939 con Walter Grotrian e nel 1941 con Bengt Edlén, si comprese come le righe fossero legate, invece, a ioni di ferro ionizzati ben tredici volte (Fe-XIV), una situazione possibile soltanto a temperature superiori al milione di gradi. Proprio queste temperatura consente alla corona di emettere nello spettro dei raggi X , una emissione legata essenzialmente alla collisione tra particelle del plasma. 

La distribuzione della corona solare varia in base ll'attività del Sole: durante i periodi di quiete appare presente nelle sole zone equatoriali e quindi in forma decisamente asimmetrica, per poi estendersi ai poli e nelle regioni coincidenti con le macchie solari (laddove vengono a crearsi archi coronali) durante i periodi di maggiore attività, durante i quali la corona appare più simmetrica. Nelle fasi di quiete, la mancanza di corona in alcune zone del Sole crea l'effetto del così detto buco coronale. 

Archi (o anelli) coronali

Le regioni attive si manifestano con archi che connettono zone fotosferiche di polarità magnetica opposta. La temperatura degli archi va da 2 a 4 milioni di gradi Kelvin mentre la densità è compresa tra 109 e 1010 particelle per centimetro quadrato. Regioni attive, collegate cioè al campo magnetico solare, si manifestano ad altezze differenti sulla superficie del Sole e possono andare dalla fotosfera (macchie solari e facule, come visto) fino alla cromosfera (protuberanze) e ancora più in alto, nella corona solare (protuberanze, ancora, brillamenti).

Archi coronali e attività solare. Crediti NASA/SDO
Archi coronali e attività solare. Crediti NASA/SDO

Fenomeni che si sviluppano in alta atmosfera stellare e che si propagano fino alla fotosfera producono le così dette Onde di Moreton (da Gail Moreton, che le descrisse insieme a Harry Ramsey): si tratta del segno lasciato sulla cromosfera da un'onda d'urto coronale di grandi dimensioni come quella generata da un flare e che spesso va sotto il nome di tsunami solare. La velocità delle onde di Moreton arriva a 500-1500 km/s e gli effetti sono osservabili nella banda dell'idrogeno ionizzato (H-alfa).

Onda di Moreton che si propaga sulla superficie solare. Crediti NSO/AURA/NSF/USAF Research Laboratory
Onda di Moreton che si propaga sulla superficie solare.
Crediti NSO/AURA/NSF/USAF Research Laboratory

Gli archi coronali sono la base, la zona più bassa, della corona solare e derivano dal flusso attorcigliato del campo magnetico della nostra stella . Generalmente si presentano sopra una macchia solare (ma possono essere presenti anche nelle zone di quiete del Sole) e da qui si ergono al di sopra della fotosfera e della zona di transizione, giungendo alla corona. Gli anelli possono essere

  • freddi (cold loops) se la loro temperatura è inferiore al milione di Kelvin
  • caldi (hot loops) se superano questa soglia
  • tiepidi o temperati (warm loop) se la temperatura è intorno al milione di Kelvin

Affinché un flusso possa dirsi anello coronale, tuttavia, occorre che venga saturato dal plasma cromosferico: le strutture vuote non rappresentano un anello coronale. Questo significa che gli anelli coronali sono ancorati alla fotosfera, vengono alimentati dal plasma della cromosfera e sfociano nella zona di transizione prima e nella corona poi, dove si manifestano con temperature elevatissime. Se gli anelli sono legati alle macchie solari possono dar vita a fenomeni come flare e eruzioni di massa coronale (CME - Coronal Mass Ejection) mentre le zone di apparente quiete sono comunque sede di processi minori che danno origine a brillamenti, nanoflare e espulsioni minori, fondamentali anch'essi per spiegare la temperatura elevatissima della corona.

Un arco coronale può durare qualche secondo ma può arrivare a una vita di giorni (questi ultimi definiti "in stato stazionario"). Alcuni archi, definiti a grande scala, possono abbracciare zone fino a un quarto del disco solare e contengono un plasma meno denso. La prima osservazione di archi a grande scala è datata 8 giugno 1968. Gli archi che connettono zone di polarità opposta vengono definiti interconnessioni di regioni attive. Da strutture a forma di pennacchio, poste sopra le macchie solari e chiamate helmet streamers, invece, dovrebbe avere origine il vento solare lento ma l'origine di questa tipologia di vento è ancora un mistero e si attendono i dati del Parker Solar Probe per saperne di più. I primi tre incontri ravvicinati della sonda NASA hanno portato già a sorprese, osservando la struttura magnetica coronale e derivando una origine del vento solare a partire da piccoli buchi coronali, osservando attività impulsiva, grandi getti e tornanti che dovrebbero essere collegati proprio all'origine del vento solare. Ciò che sulla Terra arriva quindi come un flusso quasi costante di particelle ha una origine ben più complessa e instabile, una situazione fatta di inaspettate inversioni del campo magnetico, fino a 180° e riposizionamento alla situazione di partenza, nonché improvvisi getti di materia che dovrebbero essere proprio la causa delle inversioni. Le inversioni possono arrivare a dirigere di nuovo il getto verso il Sole, prima di cambiare di nuovo moto e dirigersi nuovamente verso lo spazio (switchback). Questi "riccioli" nel vento solare sono stati contati nell'ordine delle migliaia e potrebbero dipendere da fenomeni localizzati interni al Sole. Il vento solare giunge a noi in maniera radiale, diretta, eppure viene emesso da un corpo in rotazione quindi deve esistere un punto in cui avviene una transizione tra flusso rotazionale e flusso radiale: per la prima volta il Parker Solar Probe ha osservato il vento solare ancora in fase rotazionale, a una distanza tra 30 e 150 milioni di chilometri dal Sole, con velocità di rotazioni tra 35 e 50 km/s. Il Sole potrebbe quindi perdere energia in modo maggiore rispetto a quanto stimato fino a oggi, visto che la velocità è molto maggiore di quella stimata fino alle osservazioni (“Alfvénic velocity spikes and rotational flows in the near-Sun solar wind” - J. C. Kasperet al.).

Le onde di tipo switchback. Crediti NASA/Goddard SPace Flight Center/Conceptual Image Lab/adriana Manrique Gutierrez
Le onde di tipo switchback. Crediti NASA/Goddard SPace Flight Center/Conceptual Image Lab/adriana Manrique Gutierrez

Buchi coronali

I buchi coronali sono linee di campo aperte, poste generalmente intorno alle regioni polari della stella e note per dare origine al vento solare veloce, la cui frequenza va da 500 a 1000 chilometri al secondo.  Appaiono scure in raggi X a causa della bassissima emissione di radiazione e sono caratterizzate da un campo magnetico unipolare aperto verso lo spazio interstellare. Proprio da questa apertura avrebbe origine il vento solare veloce. Gli incontri ravvicinati del Parker Solar Probe hanno portato la sonda a trovarsi su buchi coronali per settimane intere, osservando lo scorrere di particelle di vento solare lungo le linee del campo magnetico ben oltre la sonda stessa e fornendo una visione senza precedenti della superficie solare sottostante. La mappatura ultravioletta operata da STEREO ha consentito di collegare il vento ai campi magnetici e ai buchi coronali e proprio questi buchi potrebbero essere la fonte anche del vento solare lento (Highly structured slow solar wind emerging from an equatorial coronal holeNature - 2019).

Il problema del riscaldamento coronale

Dall'inizio degli anni Duemila, saltuariamente, esiste un titolo ricorrente nella divulgazione astronomica che recita, con qualche variazione "Finalmente risolto il problema della temperatura coronale". In realtà ad oggi il problema è ancora aperto e quelle che saltuariamente vengono pubblicate sono possibili soluzioni molto parziali che potrebbero concorrere al riscaldamento della corona, senza tuttavia essere sufficienti né sicure. La missione Parker Solar Probe della NASA e la futura missione solare dell'ESA potranno sicuramente fornire le risposte tanto attese.

Il problema è essenzialmente legato ai processi che portano la corona a milioni di gradi, dopo che la radiazione prodotta nel nucleo solare si è raffreddata fino a 5700 Kelvin durante il viaggio verso la superficie. I processi devono essere, forzatamente, di tipo non termico visto che la seconda legge della termodinamica vieta a una fotosfera di 5700 K di riscaldare la corona fino a milioni di gradi. L'energia proveniente dal basso deve andare, quindi, a far salire la temperatura a milioni di gradi tenendo anche conto dell'energia persa dalla corona. I calcoli portano alla necessità di 1 kW per metro quadrato di superficie solare. In attesa dei dati delle sonde solari, i processi indiziati come causa del riscaldamento riguardano essenzialmente le riconnessioni magnetiche legate alla dissipazione di corrente e la presenza di onde magneto-idrodinamiche sul Sole.

Riconnessioni magnetiche

Questo filone di studio vede l'apporto di corrente elettrica nella corona a opera del campo magnetico solare: le correnti collassano immediatamente rilasciando energia sotto forma di calore e onde nella corona. Si parla di riconnessione a indicare il comportamento dei campi magnetici nel plasma: le linee del campo sono collegate alla materia e uniscono due poli magnetici di diversa carica in modo stabile. Sotto alcune condizioni, le correnti possono collassare consentendo al campo magnetico di riconnettersi ad altri poli magnetici, rilasciando energia come calore o onde. La superficie solare è coperta da milioni di piccole regioni magnetizzate, con dimensioni tra 50 e 1000 chilometri, smosse costantemente dalla granulazione. Le riconnessioni, dalle quali si generano i brillamenti (enormi fonti di energia), dovrebbero quindi essere continue e numerosissime ma allo stato attuale gli strumenti non riescono a scendere così in dettaglio da mostrarcele. L'energia legata a queste micro-riconnessioni, tuttavia, potrebbe essere enorme tanto da rappresentare la maggior candidata al riscaldamento della corona tramite nanoflares. La teoria fu avanzata per la prima volta negli anni Ottanta del secolo scorso da Eugene Parker.

Pioggia coronale in scala con la Terra. Crediti NASA/SDO
Pioggia coronale in scala con la Terra. Crediti NASA/SDO

Dai loop coronali il plasma ricade verso la superficie dando vita a quella che viene definita pioggia coronale. Proprio questa pioggia è stata oggetto di continue osservazioni da parte del Goddard Space Flight Center della NASA, scoprendo come il plasma che emerge come loop magnetico dalla superficie solare, condensando in altezza, torni a "piovere" verso la superficie. La pioggia coronale si verifica esclusivamente laddove il calore venga applicato alla base del loop, nel primo 10% di altezza. In tali circostante, la presenza di loop è un indizio dei luoghi nei quali avviene il riscaldamento della corona e proprio sugli archi coronali è andato a convergere lo studio principale. Contro ogni previsione, la pioggia coronale non è legata ai loop maggiori ma a quelli più piccoli, a quelli che raggiungono una altezza di circa il 2% rispetto a quelli maggiori. Anche stavolta, non è chiaro il motivo né il processo ma è dimostrato come l'aumento di calore sia legato alle piogge coronali nei loop più piccoli, e proprio qui occorre concentrare gli sforzi. Altra stranezza che va contro le previsioni è la presenza di pioggia coronale anche in presenza di rchi aperti, il che potrebbe trovare una giustificazione che tira in ballo anche il vento solare lento: la pioggia di plasma avrebbe inizio su un loop chiuso ma potrebbe passare tramite riconnessione magnetica anche a loop aperti. Il fenomeno appare frequentemente sul Sole, dove loop chiusi vanno a fondersi con loop aperti. Immediatamente, il plasma super-riscaldato del loop chiuso si ritrova su una linea aperta e parte del plasma si espande rapidamente, si raffredda e piove sul Sole. Altra parte può invece fuggir via, dando vita - forse - al vento solare lento, rappresentando quindi una ulteriore possibilità per lo sviluppo di questo tipo di vento ( E. I. Mason et al. Observations of Solar Coronal Rain in Null Point Topologies, The Astrophysical Journal - 2019).

Onde di Alfvén

Riscaldamento del plasma solare e surriscaldamento della corona sono legati teoricamente, fin dal 1942, agli studi di Hannes Alfvén, Nobel per la Fisica nel 1970 per gli studi condotti nel campo della magnetoidrodinamica. Accanto a lui, una teoria del riscaldamento tramite onde venne proposta anche da Evry Schatzaman nel 1949. Le onde che portano il nome di Alfvén si generano nel plasma in presenza di campo magnetico e determinano un innalzamento della temperatura , ma osservarle è decisamente complicato. Soltanto nel 2017 le osservazioni hanno raggiunto livelli decisamente ottimali e attraverso il lavoro congiunto di SDO (Solar Dynamics Observatory) della NASA e di Ibis installato sul Dunn Solar Telescope in New Mexico è stato possibile analizzare i maggiori campi magnetici delle macchie solari dimostrando come le onde riescano in effetti a generare il calore osservato nell'atmosfera solare. Se la generazione di calore da parte delle onde di Alfvén è oramai concetto assodato e dimostrato, ciò che manca è ancora il meccanismo alla base del passaggio di energia fino alla corona, meccanismo per il quale sono necessarie osservazioni a scale più ridotte e quindi strumenti più sensibili o più vicini.

Rappresentazione concettuale delle Onde di Alfvén. Crediti Michigan Engineering
Rappresentazione concettuale delle Onde di Alfvén. Crediti Michigan Engineering

Le onde di Alfvén sono quindi onde magnetoidrodinamiche, caratteristiche di un fluido carico elettricamente come il plasma, create da oscillazioni di particelle all'interno di un campo magnetico. Le osservazioni dettagliate da parte del Parker Solar Probe dovrebbero avvenire in momenti ben precisi, infatti particelle diverse verrebbero riscaldate a temperature differenti, con gli ioni più pesanti a raggiungere temperature anche dieci volte superiori a quelle degli ioni di idrogeno coronale. Il limite di queste zone di riscaldamento si dovrebbe muovere insieme alla superficie di Alfvén, quella entro la quale il plasma è intrappolato dalle onde. Il Parker Solar Probe dovrebbe passare in queste zone nel 2021 e se i risultati andranno a combaciare con le ipotesi, allora il modello potrà dirsi valido ( The Astrophysical Journal Letters - “Strong Preferential Ion Heating is Limited to within the Solar Alfvén Surface” - Justin C. Kasper e Kristopher G. Klein).

Accanto alle onde di Alfvén vengono prese in considerazione le onde magnetoacustiche, ovvero onde sonore modificate dal campo magnetico solare. Le prime onde osservate sul Sole sono datate 1997 e sono opera del satellite SOHO della NASA: si tratta proprio di onde magneto-acuestiche con frequenza di un millihertz in grado di trasportare, tuttavia, soltanto il 10% dell'energia richiesta al riscaldamento.

La generazione di entrambe le tipologie di onda potrebbe provenire dalla turbolenza della granulazione, ma le onde di Alfvén appaiono sicuramente più efficienti nel trasporto di energia a lunga distanza, sebbene non siano in grado di dissiparsi velocemente nella corona. Proprio queste onde potrebbero tramutarsiin altre tipologie di onde una volta giunte alla base della corona, aumentando di efficienza. In tal senso si è pronunciata una simulazione del 2003. Oggi Onde di Alfvén sono state riscontrate anche nell'atmosfera più bassa del Sole in stato di quiete e nei buchi coronali a opera del Solar Dynamics Observatory (SDO).

Ma perché queste onde acquisiscono forza allontanandosi dalla superficie? Un consorzio di esperti chiamato Waves in the Lower Solar Atmosphere (WaLSA) ha utilizzato osservazioni ad alta risoluzione del Dunn Solar Telescope della National Science Foundation esaminando il comportamento di alcuni elementi della tavola periodica nell'atmsofera solare tra i quali il silicio, che si forma vicino la superficie, calcio e elio, che si formano nella cromosfera dove l'onda si amplifica maggiormente. Le variazioni negli elementi hanno consentito di scoprire le velocità del plasma solare e di confrontare le scale temporali di evoluzione. I dati sono poi stati affidati a supercomputer, scoprendo come il processo di amplificazione delle onde possa essere attribuito alla formazione di una risonanza acustica, dove cambiamenti significativi della temperatura tra superficie solare e corona vanno a creare confini parzialmente riflettenti intrappolando le onde, le quali ultime si intensificano e aumentano in modo drastico. Lo spessore della cavità di risonanza è uno dei principali attori nelle caratteristiche del moto ondoso, un po' come l'onda generata da una corda di chitarra vada a cambiare in base ala forma della chitarra cava stessa (Queen's University di Belfast).

Pseudo-shock

Al fianco di questi due filoni di studio, tra fine 2018 e inizio 2019 nuovi dati ottenuti da IRIS (Interface Region Imaging Spectrometer) mostrano la presenza di pseudo-shock intorno a una macchia solare, elementi in grado di imprimere una fonte di energia aggiuntiva in grado - a sua volta - di raggiungere la corona solare, riscaldandola (Nature Astronomy - “Confined pseudo-shocks as an energy source for the active solar corona“, di Abhishek Kumar Srivastava et al.): si tratta infatti di grumi di plasma che vengono scagliati a oltre centomila chilometri orari dalla fotosfera verso l'alta atmosfera, con conseguente trasferimento di energia in un processo chiamato - appunto - pseudo-shock.

Animazione di uno pseudo-shock. Crediti IRIS/NASA
Animazione di uno pseudo-shock. Crediti IRIS/NASA

Un fenomeno simile, quindi, si traduce in proiettili di plasma spediti in direzione della corona solare a partire da regioni attive solari. Da queste nascono getti allungati la cui energia, stando alle simulazioni, potrebbe essere in grado di giustificare - almeno parzialmente - il riscaldamento della corona solare.

Animazione ottenuta dalle immagini di IRIS che riporta la pallottola di plasma. Crediti IRIS/NASA
Animazione ottenuta dalle immagini di IRIS che riporta la pallottola di plasma. Crediti IRIS/NASA

Particolare stupore ha destato la presenza di una grande quantità di polvere a ogni perielio affrontato dalla sonda Parker Solar Probe: polvere composta da particelle inferiori al micron e probabili detriti di asteroidi o comete avvicinatisi troppo al Sole. Questa polvere, tuttavia, va scomparendo in prossimità del Sole, risultando totalmente assente tra 3 e 5 milioni di chilometri dalla superficie in seguitoa vaporizzazione.

Ultimo aggiornamento del: 08/12/2019 12:22:25