Nasa: “Buco nero gigante sul Sole, arriva la tempeste magnetica”. Scienziati preoccupati

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Diversi satelliti tra cui quello dell’Osservatorio Solar Dynamics della Nasa hanno scoperto una nuova macchia ‘gigante’ solare chiamata “AR2665”. E’ larga circa 120.000 chilometri, cioè quanto il pianeta Giove ed è abbastanza grande da essere vista dalla Terra. Tra qualche giorno la nuova gigantesca macchia solare, dicono gli esperti, arriverà al centro del disco e punterà verso la Terra. Preoccupati gli scienziati. Qui da noi potrebbe provocare tempeste magnetiche, innescare problemi alle comunicazioni satellitari e ai sistemi di navigazione..

Si estende per 125.000 chilometri ed è già studiata da numerosi telescopi, a partire dal satellite della NasaSdo (Solar Dynamics Observatory). Secondo gli scienziati potrebbe provocare sulla Terra tempeste magnetiche e innescare problemi alle comunicazioni satellitari e ai sistemi di navigazione. Il primo settembre 1859, quando ci fu la più potente tempesta solare mai registrata (nota come evento di Carrington), le aurore furono infatti visibili persino ai Caraibi. Lo ha detto all’Ansa Mauro Messerotti, dell’Osservatorio di Trieste dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (Inaf), consigliere per lo spaceweather della direzione scientifica dell’Inaf, e dell’università di Trieste.

Il Sole è la stella più vicina a noi, della quale possiamo pertanto ricavare in dettaglio informazioni dirette. Si trova al centro del Sistema solare ed è fonte di luce e di calore. L’energia prodotta proviene dalla fusione dei nuclei atomici dell’idrogeno, che dà luogo a nuclei di elio.Dista dalla Terra in media circa 150 milioni di chilometri, cioè 1 UA (Unità Astronomica), ha un diametro pari a circa 110 diametri terrestri, un volume che supera per più di un milione di volte quello terrestre e una massa che è circa 333.000 volte quella della Terra.

E costituito per circa tre quarti di idrogeno, un quarto di elio e per il resto da altri elementi chimici, tra cui carbonio e ossigeno. Ha un’età di circa 4,6 miliardi di anni e si trova nel braccio di Orione della Via Lattea, a una distanza di circa 10 kpc (circa 3-1017 km) dal centro galattico, e ruota intorno a questo punto con una velocità di 220-250 km/s, compiendo una rivoluzione completa in circa 250 milioni di anni.

Rispetto alle altre stelle della nostra galassia, il Sole non è particolarmente brillante e ha una massa né piccola né grande, per cui nel diagramma H-R occupa un posto intermedio. Si trova approssimativamente a metà della sua vita, in una fase di stabilità nella quale consuma abbastanza lentamente l’idrogeno del nucleo.

Nel 2010 è stato lanciato dalla NASA l’osservatorio spaziale SDO (Solar Dynamics Observatory), per lo studio della variabilità solare e dei suoi impatti sulla Terra e sui sistemi tecnologici umani. Gli obiettivi della missione includono la comprensione dei meccanismi che sono alla base dei cicli di attività solare, lo studio approfondito del campo magnetico solare e della sua correlazione con il vento solare e l’analisi dell’influenza della variabilità solare sul clima terrestre. Un’altra importante missione che ha come oggetto lo studio del Sole è SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory), lanciata nel 1995: si tratta di un satellite che ha a disposizione strumenti per l’osservazione del Sole in diverse lunghezze d’onda. SOHO esplora i flussi di gas sotto la superficie solare ed è in grado di individuare le macchie e le tempeste solari sul lato più remoto del Sole, altrimenti non visibili. In aggiunta, acquisisce spettacolari immagini della nostra stella. I dati fisici aggiornati del Sole possono essere consultati al seguente indirizzo web della NASA.

Movimenti reali e apparenti del Sole
Oltre al moto di traslazione che compie con tutto il Sistema solare (rispetto alle stelle circostanti, ha una velocità peculiare di 19,7 km/s diretta verso un punto della sfera celeste, detto apice solare, situato in prossimità della costellazione di Ercole), il Sole compie un moto di rotazione in direzione ovest-est intorno al proprio asse, che è quasi perpendicolare al piano dell’orbita terrestre.
La rotazione del Sole si può rilevare osservando lo spostamento delle macchie solari (v. oltre) sulla superficie del disco solare, come fece Galileo nel 1610, che la scoprì per primo notando come tali macchie comparissero da un bordo del disco solare e si spostassero poi gradualmente, scomparendo dal bordo opposto dopo 13-14 giorni. Nel 1630, C. Scheiner, avendo osservato come le macchie vicine all’equatore ruotassero più rapidamente di quelle poste a latitudini più elevate, propose che la rotazione del Sole non fosse rigida. Tuttavia, solo intorno alla metà del 19° sec. si stabilì con certezza che la velocità di rotazione del Sole diminuisce andando dall’equatore verso i poli, ossia che il Sole non ruota come un corpo compatto, ma ha velocità minima ai poi e massima all’equatore. Informazioni sulla rotazione degli strati interni del Sole sono state ottenute studiando le oscillazioni solari.
I moti reali di rotazione e rivoluzione della Terra fanno sì che il Sole compia sulla volta celeste due movimenti apparenti, diurno e annuo. Il primo ha periodicità di un giorno, mentre in conseguenza del secondo il Sole appare muoversi lungo l’eclittica da ovest
verso est, in media per 59″,1 ogni giorno, con piccole oscillazioni dovute alla differente velocità di rivoluzione della Terra lungo la sua orbita. Al fine di ottenere giorni di uguale lunghezza, si definiscono allora un Sole medio e un Sole fittizio che percorrono rispettivamente l’equatore celeste e l’eclittica con una velocità angolare uniforme. Il giorno solare medio, ossia quello segnato dagli orologi, è dato dall’intervallo di tempo che passa tra due culminazioni successive del Sole medio.

Struttura del Sole
Ciò che possiamo studiare del Sole sono le zone esterne e visibili. Informazioni riguardanti l’interno si ricavano applicando le leggi fondamentali della fisica a considerazioni di tipo teorico, per modo che si possa costruire un modello che sia adeguato ai dati a nostra disposizione. Secondo il modello attuale, il Sole è una sfera gassosa suddivisa in una serie di involucri concentrici, caratterizzati da specifiche condizioni fisiche. La temperatura e la densità crescono, come per qualsiasi altra stella, progressivamente verso l’interno e la pressione interna che deriva dalle reazioni termonucleari che fanno brillare l’astro controbilancia esattamente la pressione gravitazionale che tende a far collassare su sé stessa la massa, motivo per cui il Sole si trova in una situazione di stabilità, che continuerà, come detto, per circa 5 miliardi di anni, fino a che cioè non si sarà esaurita la scorta di idrogeno che brucia all’interno.
A partire dal centro, si distinguono tre regioni fondamentali. Il nucleo, ossia la parte più calda del Sole (la temperatura raggiunge 15 milioni di kelvin, 9 milioni in più rispetto alla superficie), che ha un raggio che è circa un quarto di quello complessivo ed è sede delle reazioni di fusione nucleare che riforniscono l’astro di energia; la pressione nel nucleo è di circa 265 milioni di bar e la densità è circa 150 volte quella dell’acqua liquida; in tali condizioni la materia perde le sue caratteristiche usuali e diventa un plasma, con i nuclei dei vari elementi separati dagli elettroni. La regione
radiativa, lo strato intermedio, compreso fra 0,25R e 0,7 raggi solari, dove l’energia, prodotta nel nucleo, viene trasmessa soprattutto per irraggiamento; in questa zona la materia è ancora allo stato di plasma. La regione convettiva, lo strato esterno, compreso fra 0,7 e 1 raggio solare, dove l’energia viene trasmessa soprattutto per convezione; lo strato è cioè interessato da movimenti ascendenti e discendenti di enormi masse di gas, che trasferiscono il calore dall’interno verso la superficie del Sole (un po’ come succede all’acqua che bolle in una pentola).

Al di sopra della superficie solare (la cui definizione verrà precisata più avanti), si estende l’atmosfera. Questa, a sua volta, viene divisa in tre zone: la fotosfera, uno strato sottile, avente uno spessore di circa 500 km, attraverso il quale la temperatura diminuisce da circa 7000 K, alla sua base, fino a un minimo di circa 4200 K; la cromosfera, avente uno spessore di circa 2500 km, caratterizzata da un rapido
aumento della temperatura, che raggiunge circa 106 K al confine con lo strato superiore; la corona, che si estende nello spazio interplanetario confondendosi con il vento solare (fig.3), nella quale la temperatura, dopo avere raggiunto un massimo di circa 2-106 K, decresce molto lentamente con la distanza (alla distanza di 1 UA il vento solare ha ancora una temperatura dell’ordine di 105 K); è costituita da gas fortemente ionizzati (i cui atomi sono ioni, cioè elettricamente carichi).

La massima parte della luce solare proviene dalla fotosfera, che, in condizioni normali, è l’unica regione visibile del Sole. La cromosfera e la corona sono osservabili soltanto durante le eclissi, sia naturali sia prodotte artificialmente con il coronografo, oppure a lunghezze d’onda al di fuori della banda visibile. La luce della corona è appena un milionesimo di quella della fotosfera e un centesimo del cielo attorno al Sole e ciò spiega perché senza qualche artificio o evento particolare sia impossibile vederla.
La fotosfera corrisponde al disco luminoso del Sole. La parte più superficiale di essa non è liscia né uniformemente luminosa, ma presenta zone più brillanti e più calde rispetto a quelle circostanti, dette granuli. Questi hanno un diametro dell’ordine di 1000 km e vita alquanto breve (scompaiono nel giro di pochi minuti): ognuno di essi corrisponde a una corrente ascendente che porta verso la superficie i gas caldi che provengono dalla zona convettiva, i quali cedono il loro calore, si raffreddano,
diventano più densi e ridiscendono verso gli strati sottostanti. Sono anche presenti le cosiddette macchie solari, ossia zone più scure e più fredde, di cui parleremo più avanti.

La cromosfera è l’involucro di gas incandescente che circonda il Sole, trasparente alla luce che proviene dalla sottostante fotosfera. Il suo colore rosso deriva dagli atomi di idrogeno, che alle basse pressioni di tale regione emettono radiazioni nelle lunghezze d’onda che corrispondono a tale colore. È caratterizzata da uno spessore irregolare ed è caratterizzata da imponenti fenomeni di turbolenza, le protuberanze e i brillamenti.
La corona è la parte più esterna dell’atmosfera solare, separata da una sottile zona di transizione dalla cromosfera. Diventa sempre più rarefatta con la distanza dal Sole ma non ha un limite definito, estendendosi per decine di milioni di chilometri. Lungo la parte esterna della corona, le elevate temperature imprimono grandi movimenti turbolenti ai gas ionizzati, che acquistano così velocità sufficienti per sfuggire all’attrazione gravitazionale del Sole. Tale flusso di particelle, costituito soprattutto da protoni ed elettroni, costituisce il vento solare, che pervade lo spazio interplanetario investendo anche l’atmosfera terrestre, dove vi arriva alla velocità di circa 400 km/s e interagisce con il campo magnetico terrestre. Le particelle del vento solare, interagendo con il campo magnetico terrestre, danno luogo al fenomeno luminoso delle aurore polari (v. oltre). L’espansione della corona sotto forma di vento solare delimita l’eliosfera, ossia la parte di spazio dominata dal Sole, oltre la quale inizia il mezzo interstellare.
Precisiamo meglio il concetto di superficie solare. Poiché il Sole è costituito da materia allo stato gassoso, non ha un confine ben determinato; come superficie solare si assume allora una superficie tale che l’intensità della radiazione elettromagnetica che essa emette viene ridotta a una frazione 1/e (e=2,178…) del suo valore dall’assorbimento dei gas sovrastanti. Gli strati del Sole che si trovano al di sopra della sua superficie prendono il nome di atmosfera solare e vengono suddivisi, come già detto, in fotosfera, cromosfera e corona.

Interno del Sole
L’energia solare è prodotta dalla fusione nucleare dell’idrogeno in elio. Questo
processo può compiersi attraverso due cicli diversi di reazioni, detti, rispettivamente, ciclo CNO e ciclo protone- protone o p-p. Quest’ultimo ciclo si articola, a sua volta, in tre catene di reazioni, dette pp-I, pp-II e pp-Iir. in tutti i casi, il risultato finale è la fusione di 4 protoni in un nucleo di elio, 4He, con la liberazione, fra l’altro, di 2 neutrini e di un’energia di 26,7 MeV. Le reazioni dei due cicli sono descritte.

Lo svilupparsi dell’uno o dell’altro ciclo di reazioni in una stella dipende, oltre che dalla sua composizione chimica, dalla temperatura centrale: si trova che, in una stella di sequenza principale qual è il Sole, al di sopra di circa 20-106 K domina il ciclo CNO, mentre a temperature inferiori prevale quello p-p. Nel Sole, secondo la teoria comunemente accettata (detta del modello solare standard), la temperatura centrale si aggirerebbe intorno a 1,6-107 K e, di conseguenza, circa il 99% dell’energia verrebbe prodotta col ciclo p-p. Ci si aspetta anche che, nell’ambito di questo ciclo, la catena pp-I sia dominante, producendo da sola oltre il 90% dell’energia solare.
È importante sottolineare come la fusione nucleare dell’idrogeno, con qualunque modalità avvenga, assicuri al Sole un adeguato rifornimento di energia. Infatti, assumendo che il 10% della massa del Sole, costituito principalmente di idrogeno, possa convertirsi in elio, si trova che l’energia sviluppata nel processo di fusione può permettere all’astro di brillare con la luminosità attuale per 10 miliardi di anni, un tempo assai più lungo di quello trascorso dall’epoca della sua formazione (4,6 miliardi di anni).
L’energia liberata nei processi di fusione viene emessa sotto forma di fotoni di alta energia, che fluiscono verso l’esterno. Nella zona radiativa che sovrasta il nucleo il calore viene trasmesso per irraggiamento e le radiazioni viaggiano molto lentamente perché sono continuamente assorbite e riemesse dalle particelle presenti, tanto che per giungere alla superficie solare i fotoni impiegano diversi milioni di anni. Nella zona convettiva, dove pressione e temperatura si riducono, le correnti convettive trasportano l’energia fino alla superficie solare, che la irradia nello spazio esterno. La luce del Sole così emessa impiega circa 8 minuti per raggiungere la Terra. Il Sole che si osserva è pertanto quello di 8 minuti prima e la luce e il calore che riceviamo sono stati prodotti nel suo interno milioni di anni prima.
Quando l’idrogeno disponibile per la fusione sarà terminato, il Sole attraverserà una fase di instabilità: in mancanza dell’energia prodotta durante la fusione, il nucleo si contrarrà e si scalderà fortemente e il calore prodotto farà dilatare enormemente gli strati esterni, che ingloberanno Mercurio e Venere. Il Sole sarà diventato allora una gigante rossa.
Il modello solare standard parte dall’ipotesi che il Sole sia sfericamente simmetrico, che il nucleo ruoti abbastanza lentamente e i campi magnetici interni non siano più intensi di quelli superficiali, e consiste, in realtà, di una successione di modelli, che partono dalla descrizione della nube di gas primordiale, dalla quale il Sole trasse origine 4,6 miliardi di anni fa, fino a giungere al Sole attuale. Il modello finale deve soddisfare le proprietà osservabili del Sole, e cioè fornire valori corretti per la sua massa, luminosità e temperatura superficiale.

La validità del modello standard può essere verificata misurando il flusso dei neutrini generati nel nucleo che, a causa della loro debolissima interazione con la materia, fuoriescono dal Sole praticamente indisturbati e rendono possibile lo studio dell’interno del Sole, non accessibile all’osservazione diretta, dato che la radiazione elettromagnetica emessa dall’astro proviene soltanto dai suoi strati più esterni. Le misure effettuate sembrano contraddire il modello: il flusso dei neutrini più energetici, prodotti nelle catene pp-II e pp-III del ciclo p-p, risulta infatti nettamente inferiore a quello atteso. Poiché l’efficienza delle catene pp-II e pp-III diminuisce fortemente al decrescere della temperatura, il disaccordo sembrerebbe implicare che il nucleo del Sole sia più freddo di quanto predetto dal modello standard. Sono stati allora sviluppati modelli solari non standard, che, abbandonando alcune delle ipotesi sopra citate, riescono a ottenere temperature centrali più basse, sanando così la discrepanza con le osservazioni dei neutrini. Tali teorie appaiono tuttavia poco plausibili, perciò si tende ad accettare il modello standard e a ricercare la soluzione del problema dei neutrini nell’ambito della fisica della propagazione di queste particelle.
Attività solare
Gli strati gassosi visibile del Sole sono caratterizzati da improvvise variazioni locali di temperatura e luminosità. Le più evidenti manifestazioni di tale attività sono le macchie solari, zone fredde della fotosfera che compaiono con una certa periodicità.
La loro scoperta viene attribuita a Galileo, che le osservò la prima volta al telescopio nel 1610. Consistono di una zona centrale più scura (detta ombra) e di una zona periferica (penombra). Ci appaiono scure soltanto perché la loro temperatura scende a circa 4000 K rispetto ai 6000 K della fotosfera e si ha quindi una minore emissione energetica rispetto alle aree circostanti. Si pensa che la bassa temperatura delle macchie sia legata agli intensi campi magnetici da cui esse sono permeate, i quali avrebbero l’effetto di bloccare o, almeno, di rallentare le correnti convettive che circolano nella regione sottostante la fotosfera, trasportando in superficie il calore generato nel nucleo del Sole. Le macchie si presentano di solito in gruppi o in coppie e la loro durata non supera in genere 30-60 giorni. Il numero varia, nel corso del tempo, con un periodo caratteristico di circa 11 anni, corrispondente al ciclo di attività solare. A ogni ciclo la polarità delle macchie si inverte, forse a causa dell’inversione del campo magnetico solare.

Il campo magnetico generale del Sole, osservabile soltanto nelle regioni polari, ha una struttura dipolare, che si inverte periodicamente. Esso compare subito dopo un massimo di attività con una data polarità (per es., linee di forza che escono dal polo nord ed entrano nel polo sud), si annulla al massimo di attività successivo e quindi ricompare con polarità invertite (linee di forza che escono dal polo sud ed entrano nel polo nord). Il ciclo magnetico ha un periodo di circa 22 anni. Si pensa che il campo magnetico del Sole sia generato con il meccanismo di una dinamo autoeccitata. Nelle zone attive e turbolente della fotosfera si possono osservare altri fenomeni. Le facole sono zone della fotosfera solare caratterizzate da una luminosità accentuata e da intensi campi magnetici. Sono più facilmente osservabili in vicinanza del bordo del disco, dove, essendo minore la luminosità della fotosfera, hanno maggior risalto per contrasto sul fondo. Si risolvono in una serie di punti luminosi (detti punti facolari), aventi diametri di circa 200 km. A quanto sembra, ciascun punto facolare rappresenta la sezione di un tubo magnetico, che emerge dalla superficie del Sole. La durata di una facola è relativamente lunga: essa può rimanere osservabile, sia pure con intensità ridotta, per oltre 100 giorni, quando le macchie e i brillamenti sono ormai scomparsi dalla regione attiva.
Le protuberanze sono nubi di gas che si protendono dalla parte più bassa della cromosfera solare fino ad altezze variabili e in alcuni casi anche considerevoli entro la corona solare, da poche decine di migliaia di kilometri fino a diverse centinaia di migliaia di kilometri. Osservate al bordo del Sole sono luminose, mentre sul disco solare, per contrasto con il fondo della cromosfera, più luminoso, si proiettano come linee oscure e sottili e si denominano allora filamenti. Possono essere classificate in base a vari criteri: tipo spettrale, durata, movimento, aspetto morfologico, connessione con l’attività solare. I tipi principali sono le quiescenti, che possono mantenere il loro aspetto per molti giorni, e le eruttive, che sono a rapida evoluzione, salgono a grande velocità e ricadono in poche ore.
I brillamenti (in inglese, flares) sono improvvise liberazioni di energia da una regione localizzata del Sole sotto forma di radiazione elettromagnetica e, usualmente, anche di particelle energetiche. Si verificano nelle regioni attive del Sole, soprattutto nelle zone di confine fra macchie solari di polarità magnetica opposta; la loro frequenza varia durante il ciclo solare, in modo simile al numero delle macchie. Lo studio dei brillamenti è importante anche per la geofisica, in quanto le radiazioni elettromagnetiche e corpuscolari, emesse dal Sole nel corso di questi eventi, hanno effetti perturbativi sull’ambiente terrestre (tempeste geomagnetiche, aurore polari, disturbi alle radiocomunicazioni ecc.), e anche per il disturbo che possono arrecare agli equipaggi delle missioni spaziali.
Molti fenomeni terrestri sono collegati direttamente con l’attività solare. Le tempeste magnetiche sono alterazioni del campo magnetico terrestre dovute alle particelle cariche del vento solare e si verificano in seguito ai brillamenti. Le aurore polari sono fenomeni luminosi dell’alta atmosfera, che si manifestano con forme diverse: archi, bande, raggi, cortine, corone, luci diffuse.

Prendono il nome di aurora boreale nell’emisfero nord e di aurora australe nell’emisfero sud. Alcune immobili e invarianti di forma, altre ondeggianti, possono avere varie colorazioni (tipica quella verdastra). Dipendono dall’interazione del vento solare con il campo magnetico terrestre: le particelle, dotate di alta velocità, si avvolgono spiralizzando attorno alle linee di forza del campo riflettendosi nelle regioni polari dove l’intensità di questo è maggiore e le linee di forza tendono a convergere. La luce aurorale è emessa dagli atomi e dalle molecole dell’alta atmosfera eccitati nelle collisioni con le particelle del vento solare.
Composizione chimica del Sole
Le regioni del Sole osservabili direttamente, e delle quali è quindi possibile determinare la composizione chimica, sono la fotosfera, la cromosfera e la corona. Il maggiore interesse è rivestito dalla composizione della fotosfera, perché essa dovrebbe rispecchiare quella della nube di gas primordiale dalla quale trasse origine il Sole. Le abbondanze fotosferiche degli elementi si ottengono dallo spettro di Fraunhofer, attraversato da un numero elevato di righe nere.

Il Sole emette tutte le radiazioni elettromagnetiche, cioè emette uno spettro continuo, ma parte di esse sono assorbite dagli atomi presenti negli strati esterni e le diverse righe scure nello spettro solare indicano l’assenza di determinate radiazioni. Poiché ciascun atomo assorbe soltanto fotoni con specifica energia e in modo dipendente dalle condizioni fisiche in cui si trova, l’analisi delle righe di assorbimento permette di individuare gli elementi chimici e le condizioni di temperatura della parte esterna del Sole. I gas fotosferici non si limitano tuttavia ad assorbire la radiazione proveniente dagli strati sottostanti, ma, a loro volta, la riemettono: tenendo conto di ciò, la ragione per cui le righe di Fraunhofer appaiono oscure è che la radiazione a tali lunghezze d’onda, alle quali l’atmosfera solare è più opaca, proviene dagli strati più alti della fotosfera i quali, essendo più freddi, emettono con minore efficienza.
In linea di principio, dall’analisi di ciascuna riga dello spettro di Fraunhofer si può risalire all’abbondanza dell’elemento che l’ha prodotta: allo scopo, si confronta la sua intensità con il valore dato da una curva teorica (detta curva di crescita), che descrive come ‘cresce’ l’intensità della riga, all’aumentare del numero di atomi assorbenti. Si incontrano, tuttavia, varie difficoltà: per es., il calcolo della curva di crescita richiede la conoscenza delle condizioni fisiche della fotosfera (densità, temperatura ecc.), sulle quali esistono notevoli incertezze. Inoltre, le righe vicine spesso si sovrappongono fra loro, sicché diventa necessario analizzare non già una singola riga, ma un’intera porzione dello spettro determinando simultaneamente le abbondanze di tutti gli elementi che contribuiscono all’assorbimento della radiazione in quell’intervallo di lunghezze d’onda.

Nell’ultimo secolo abbiamo accumulato un’enorme quantità di conoscenze sulla nostra stella, il Sole, e sulla grande varietà di fenomeni che si verificano a partire dal suo interno – grazie alla nascita di una nuova disciplina, l’eliosi- smologia – fino agli strati più esterni della sua atmosfera, la corona solare. Il merito di questi notevoli avanzamenti va ascritto da una parte allo sviluppo tecnologico, che ha permesso la costruzione di strumenti in grado di osservare il Sole a tutte le lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico non solo da Terra, ma anche dallo spazio, eliminando così ogni effetto legato alla presenza dell’atmosfera terrestre, e dall’altra ovviamente all’impegno in termini di energie umane spese da centinaia di ricercatori che hanno lavorato per interpretare le osservazioni e sviluppare assieme teorie, modelli e simulazioni in grado di riprodurle. Queste conoscenze sono state la base di partenza per lo sviluppo di tutti i modelli di evoluzione stellare, oltre a permettere la nascita stessa della fisica dei plasmi.
La cosa che più ha sorpreso e che continua tutt’oggi a sorprendere i fisici solari è la natura estremamente dinamica della nostra stella: il Sole può apparire relativamente tranquillo se osservato nella luce visibile, ma le osservazioni nell’UltraVioletto Estremo (EUV) hanno dimostrato al contrario che cambiamenti sul Sole avvengono a tutte le scale temporali. Tra i vari fenomeni osservati, i più violenti sono i brillamenti solari: in un singolo brillamento può essere rilasciata un’energia pari a ~1025 J (pari a circa 120 miliardi di bombe atomiche di Hiroshima) su tempi scala dell’ordine dei ~5 minuti (la cosiddetta fase di flash). L’energia rilasciata viene distribuita in emissione elettromagnetica dalle onde radio fino ai raggi-X duri, onde d’urto interplanetarie e accelerazione di particelle (elettroni, protoni e nuclei pesanti) relativistiche e sub-relativistiche. I brillamenti solari sono spesso associati a espulsioni coronali di massa (CMEs, note anche come tempeste o eruzioni solari e costituite da enormi bolle di plasma (diametro spesso superiore a un diametro solare, circa 1,4×106 km) che si espandono a velocità dell’ordine dei 1000 km/s trasportando una massa di 1014-1016 g di plasma (confrontabile con quella dell’intera corona solare) alla temperatura tipica coronale (~106 K). Quando un’eruzione solare investe la Terra può provocare una tempesta geomagnetica nel corso della quale, oltre alle splendide aurore polari, si possono verificare molti fenomeni che influiscono direttamente sulla nostra vita come il danneggiamento dei satelliti per telecomunicazioni e sistemi Gps, blackout di intere regioni a causa delle intense correnti indotte e disturbi dei segnali radio a causa delle variazioni ionosferiche. Anche per questi motivi, comprendere quali siano i processi fisici all’origine delle tempeste solari può essere fondamentale per prevederle, cosa attualmente impossibile, e allertare in tempo l’umanità del loro arrivo.
Purtroppo però non è ancora noto quale sia la causa ultima dei brillamenti e delle tempeste solari. Sappiamo per certo che i principali responsabili sono in qualche modo gli intensi campi magnetici presenti sulla superficie del Sole (la fotosfera), che in corrispondenza delle macchie solari possono raggiungere anche i 2000-4000 G (rispetto al debole campo terrestre dell’ordine di 0,3-0,6 G -. A questa conclusione si arriva con semplici considerazioni energetiche: considerando l’energia trasportata ed emessa da una tipica
tempesta solare nelle sue varie forme (potenziale, cinetica, termica, di radiazione, il tutto pari a ~1025 J) e il volume tipico coinvolto (~1024 m3) si ottiene una densità di energia dell’ordine di 10 J/ m3. Nella fotosfera una densità di energia confrontabile è posseduta solo dal campo magnetico: un campo già solo dell’ordine dei 100 G possiede una densità di energia pari a ~40 J/m3, mentre le densità di energia termica, cinetica o gravitazionale fotosferiche sono ordini di grandezza più basse. L’enorme energia rilasciata nei brillamenti può provenire quindi solo dai campi magnetici; ma quali processi fisici sono responsabili di questo rilascio e conversione di energia magnetica in energia cinetica, termica e di radiazione?
Si ritiene oggi che questa conversione dell’energia magnetica avvenga attraverso un processo fisico noto come riconnessione magnetica. Le modalità di funzionamento di questo processo lasciano però ancora molte questioni in sospeso e del resto la storia che ha portato alla sua formulazione è abbastanza travagliata, oltre che piuttosto recente. È solo dopo la nascita nei primi anni ’40 della ma- gnetoidrodinamica (MHD – la disciplina che studia la dinamica dei fluidi elettricamente carichi, come i plasmi solari) e dopo i fondamentali lavori di R. Giovanelli e di J. Dungey, che nei primi anni ’50 fu coniato il termine stesso di riconnessione magnetica. Si capì poi che questo fenomeno non poteva verificarsi nell’approssimazione di una ma- gnetoidrodinamica «ideale», cui si ricorre spesso per trattare il plasma coronale che, in condizioni tipiche, può essere approssimato come un fluido con resistività elettrica p = 0. Nella MHD ideale infatti la topologia delle linee di campo magnetico non può cambiare, ossia le linee di campo possono deformarsi, ma (forzando un po’ i termini) non possono mai essere «tagliate» e «incollate» tra loro, come avviene invece con la riconnessione. Per avere riconnessione e spiegare i brillamenti era necessario abbandonare localmente l’ipotesi della MHD ideale (p * 0).
Usando la stima della resistività «classica» pc del plasma calcolata nei primi anni ’60 fu proposto un primo modello di riconnessione detto di Sweet e Parker. Questo modello considera una regione di spazio in cui si affacciano linee di campo con orientazione opposta (Figura 3) caratterizzata per la legge di Ampère da elevata densità di corrente e denominata foglio di corrente (o current sheet, CS). Si suppone che la riconnessione avvenga in una regione centrata sul foglio di corrente caratterizzata
da lunghezza L e spessore l, con L»l, detta regione di diffusione (diffusion region – DR), al di fuori della quale si distinguono una zona di afflusso (inflow) e una di efflusso (outflow) del plasma che viene riscaldato e accelerato dalla riconnessione.
Questo modello sembrò inizialmente funzionare; pochi anni dopo si capì però che il tasso di riconnessione così ottenuto era troppo basso, ordini di grandezza inferiore rispetto a quanto osservato nei brillamenti. Fu quindi Petschek a proporre di aumentare drasticamente il tasso di riconnessione sino a circa di 3 ordini di grandezza assumendo una regione di diffusione molto più compatta (lunghezza L’ ~ l) rispetto al modello di Sweet e Parker. Come si scoprì poco più di venti anni dopo, grazie alle simulazioni numeriche di Bi- skamp, la soluzione proposta non era compatibile però con una resistività pc spazialmente uniforme: l’unico modo per ottenere una soluzione stazionaria era assumere nella regione di diffusione una resistività p* (detta resistività anomala) molto più alta della pc. Alcuni anni dopo è stato inoltre dimostrato che per una resistività classica uniforme il modello di Petschek si riduce matematicamente al modello di Sweet e Parker; in ogni caso, l’espressione per la pc non è probabilmente applicabile nei brillamenti solari, dove i campi elettrici coinvolti possono superare un valore limite di validità della pc detto campo di Dreicer.

Insomma: era quasi tutto da rifare.
Negli ultimi anni per risolvere questi problemi sono state proposte principalmente due teorie alternative: la prima cerca di giustificare l’esistenza della resistività anomala invocando la turbolenza del plasma contenuto nella regione di diffusione.
La teoria magnetoidrodinamica prevede infatti l’esistenza di numerosi processi di instabilità che possono verificarsi all’interno di un foglio di corrente in grado di portare alla formazione di moti turbolenti che aumenterebbero localmente il tasso di riconnessione. Una seconda teoria, più recente, propone invece di spiegare gli elevati tassi di riconnessione osservati nei brillamenti tenendo conto di un termine non dissipativo – detto termine di Hall – presente nella legge di Ohm generalizzata; termine che produrrebbe la cosiddetta resistività di Hall più elevata della classica e una riconnessione «alla Petschek» sufficientemente veloce. Non è noto però quale di queste teorie sia la più corretta.
Per risolvere veramente il problema l’unica via che abbiamo è confrontare tra loro teoria e dati sperimentali. Attualmente abbiamo solo due metodi per studiare sperimentalmente il comportamento in natura dei plasmi: il primo consiste nella costruzione di laboratori di fisica del plasma, dove con particolari tecniche di confinamento magnetico, ad esempio come avviene nei tokamak, è possibile osservare e studiare direttamente il comportamento dei plasmi. Benché questi studi abbiano prodotto risultati fondamentali è evidente che i fenomeni ad altissima energia osservati nei brillamenti solari e in altri campi dell’astrofisica non possono in alcun modo essere riprodotti in laboratorio. Il secondo metodo consiste quindi nell’osservazione diretta di questi fenomeni sul Sole e nell’universo e negli
ultimi decenni moltissimi strumenti sono stati progettati e costruiti a questo scopo. Data la sua vicinanza alla Terra, il Sole è chiaramente il più adatto per essere utilizzato come vero e proprio laboratorio naturale dove poter approfondire le nostre conoscenze di fisica dei plasmi.
Tra le numerose missioni spaziali dedicate all’osservazione del Sole, sono stati raggiunti recentemente successi inattesi dalla sonda SOHO (SOlar & Helio- spheric Observatory). Questa sonda ancora oggi operativa è stata lanciata a fine 1995, con una collaborazione tra Esa e Nasa, ed essendo localizzata in orbita attorno al punto Lagrangiano L1 tra la Terra e il Sole, ha permesso per la prima volta un’osservazione ininterrotta del Sole e della corona solare dall’ultravioletto estremo fino alla luce visibile. Tra i 12 strumenti a bordo del satellite il coronografo spettrometro UVCS ( UV Corona- graph Spectrometer) ha permesso un’osservazione continua degli spettri coronali nell’ultravioletto estremo fornendo informazioni uniche sulle proprietà di ioni ed elettroni coronali. Grazie a questo strumento, sviluppato in parte dal gruppo di fisica solare dell’Osservatorio Astronomico di Torino, sono state scoperte caratteristiche tutt’ora inspiegate della corona solare e sono stati fatti notevoli passi avanti nella comprensione del riscaldamento coronale, dell’accelerazione del vento solare, delle caratteristiche dei pennacchi coronali e infine delle eruzioni solari. In particolare, gli studi sulle espulsioni coronali di massa, basati sui dati di questo spettrometro, hanno fornito elementi unici sulla loro densità, temperatura, sulle loro velocità di espansione nello spazio tridimensionale, sulla composizione dei plasmi di cui sono costituite e infine sull’origine degli intensi segnali radio associati agli eventi più violenti.
Oltre a diversi studi relativi alle osservazioni nell’ultravioletto estremo, negli ultimi anni sono stati pubblicati anche alcuni lavori basati su dati relativi all’evoluzione coronale osservata dopo il transito delle eruzioni solari. Queste osservazioni sono molto importanti: gli attuali modelli magnetoidrodinamici prevedono infatti che dopo un’eruzione la riconnessione magnetica «richiuda» le linee di campo magnetico coronale dietro all’eruzione, formando nella bassa corona delle arcate (o loops, ben osservate nei raggi X e nell’ultravioletto estremo) e nella corona estesa un foglio di corrente che connette la base della bolla di espulsione – in espansione nello spazio interplanetario – con le arcate coronali stesse . Tuttavia i modelli magnetoidrodinamici e la teoria si scontrano con i risultati osservativi almeno in due punti: anzitutto l’inattesa persistenza di queste strutture (fino ad alcuni giorni dopo le eruzioni, in contrasto con i modelli che prevedono una rapida erosione del foglio di corrente a causa della riconnessione. Inoltre, la teoria prevede che la riconnessione avvenga nella corona su scale spaziali molto piccole (dell’ordine del raggio di Larmor protonico, ~1 – 10m), mentre le osservazioni mostrano dopo le eruzioni fogli di corrente con spessori dell’ordine dei 104 – 105 km. Lo studio dei fogli di corrente post eruzione tramite lo spettrometro
UVCS è quindi fondamentale proprio per colmare queste lacune e spiegare come avvenga il processo di riconnessione magnetica al loro interno, processo che come abbiamo visto non è ancora stato compreso. Tuttavia, osservazioni di questo tipo sono molto rare data l’impossibilità di prevedere questi eventi (ci sono infatti solo cinque lavori pubblicati sull’argomento).

Un insieme unico di osservazioni è stato acquisito dallo spettrometro UVCS a bordo di SOHO nel novembre del 2002: in particolare, a seguito di un’eruzione solare verificatasi in questo mese, lo strumento ha seguito l’evoluzione degli spettri coronali nell’ultravioletto estremo in modo continuativo per più di due giorni. L’unicità di questi dati consiste proprio nella loro eccezionale durata temporale, che ha permesso di studiare l’intera evoluzione del foglio di corrente: in altri casi infatti difficilmente si è osservato un simile fenomeno per più di alcune ore. La caratteristica più interessante di questi spettri era la persistenza per tutto il periodo di osservazione di un’intensa emissione in una riga dello ione Fe+17 , osservata molto raramente nella corona, date le elevatissime temperature (circa 5×106 K) di massima formazione di questo ione, più alte persino delle tipiche temperature coronali (~1×106 K). Prima di queste osservazioni si prevedeva che la riconnessione magnetica riscaldasse il plasma all’interno dei fogli di corrente, ma come spiegare il riscaldamento continuativo osservato per più giorni (un processo quindi pressoché stazionario) dopo l’espulsione coronale di massa? Inoltre lo spettrometro ha osservato questa emissione ad alta temperatura a un’altezza di 0,7 raggi solari dalla superficie, ma il plasma era riscaldato dalla riconnessione localmente a quest’altezza, oppure veniva riscaldato più in basso ed espulso poi verso l’esterno? Quali informazioni è possibile poi ricavare sul processo di riconnessione all’origine del riscaldamento osservato?
Per rispondere a queste domande, in un primo lavoro abbiamo utilizzato questi dati per studiare l’evoluzione di densità e temperatura elettronica all’interno del foglio di corrente, studio che ha sfruttato le tecniche di diagnostica del plasma coronale sviluppate negli ultimi venti anni in parte anche dal gruppo dell’Osservatorio Astronomico di Torino. I nostri risultati hanno dimostrato per la prima volta che nel corso dei due giorni successivi all’eruzione il plasma del foglio di corrente si raffredda progressivamente da una T iniziale di più di 8×106 K ad una T finale di circa 3×106 K, tendendo alla T coronale. Inoltre fluendo dalla corona esterna all’interno del foglio il plasma subisce
una compressione che ne aumenta la densità di un fattore ~7, pressoché costante nel tempo. Da qui si deduce che il riscaldamento atteso per compressione adiabatica è inizialmente inferiore al riscaldamento osservato, quindi altri processi fisici sono responsabili delle elevate temperature osservate. Ma, qualunque sia la natura di questi processi, verso la fine delle osservazioni il riscaldamento dalla sola compressione adiabatica è sufficiente per giustificare la temperatura finale osservata: l’efficacia di questi processi – teoricamente ignoti – decade quindi progressivamente nel tempo.
Questi risultati fondamentali sono stati il punto di partenza di un secondo lavoro nel quale chi scrive ha invece cercato di investigare la natura dei processi che riscaldano il plasma del foglio di corrente. Il lavoro parte dallo studio dell’evoluzione del profilo della riga Fe XVIII 974À, mai indagato precedentemente in nessuno dei lavori pubblicati. Questo profilo mostra una larghezza molto maggiore di quanto atteso dalla temperatura di massima formazione dello ione Fe+17 e dalle temperature elettroniche osservate, una larghezza corrispondente a 2×107 K all’inizio delle nostre osservazioni, ossia di un fattore 20 più alto della temperatura tipica coronale. Un allargamento del genere può essere spiegato in termini di moti turbolenti del plasma, a causa dei quali ogni singolo ione emette un profilo «spostato» verso il rosso o il blu per effetto Doppler, generando un profilo totale osservato allargato. La misura dell’allargamento consente una stima della velocità media con la quale avvengono questi moti: ne risulta che nel corso dei due giorni di osservazione la velocità di turbolenza all’interno del foglio di corrente decade progressivamente da circa 60 km/s iniziali fino a 30 km/s finali. È questa la prima volta che si è osservata e stimata direttamente la turbolenza del plasma in un foglio di corrente post-eruzione. Questa misura fondamentale suggerisce quindi che l’elevata resistività anomala richiesta dalle attuali teorie di riconnessione può essere collegata all’esistenza di turbolenza nel plasma del foglio e non alla presenza di resistività di Hall.
Ma è possibile spiegare grazie alla turbolenza anche l’elevata persistenza di questa struttura e il suo spessore molto maggiore di quanto previsto dalle teorie di riconnessione? Come ho verificato, sembra proprio di sì: esistono infatti numerosi modelli di riconnessione magnetica turbolenta che prevedono la formazione di una struttura frattale all’interno del foglio di corrente «macroscopico» (M-CS), al cui interno la riconnessione avverrebbe in modo auto-simile su tutte le scale, formando bolle di plasma di dimensioni sempre più piccole fino a raggiungere appunto le scale microscopiche attese dalla teoria (Figura 6). Assumendo in particolare l’esistenza di un elevato numero di fogli di corrente microscopici (m-CS, di dimensioni inferiori alla risoluzione di qualunque telescopio, quindi non osservabili) è possibile dimostrare
che l’allargamento turbolento stimato a partire dalle velocità di turbolenza osservate è in ottimo accordo con lo spessore osservato del foglio di corrente macroscopico. Inoltre, imponendo la conservazione dell’energia e il bilancio di pressione tra il plasma coronale esterno al M-CS ed il plasma interno al M-CS, è possibile dimostrare che il processo procede in modo stazionario e che le elevate temperature osservate sono dovute sia a compressione adiabatica, sia a riconnessione magnetica che avviene nei fogli di corrente microscopici. Con l’andare del tempo però la frazione di energia magnetica che viene convertita in energia termica dalle riconnessioni locali in questi ultimi diminuisce progressivamente, mentre l’afflusso di plasma dall’esterno avviene a tasso costante: ne risultano le progressive diminuzioni osservate della temperatura del plasma contenuto a livello della struttura macroscopica e della sua velocità di turbolenza.
Questo lavoro non ha quindi dimostrato l’esistenza di tali strutture a piccola scala, attualmente inosservabili, ma ha mostrato che assumerne l’esistenza permette comunque di risolvere i problemi attualmente esistenti tra la teoria della riconnessione magnetica e l’osservazione dei fogli di corrente che si formano dopo le eruzioni solari. È importante osservare tra l’altro che l’esistenza di simili strutture a piccola scala è già stata invocata per spiegare l’evoluzione osservata nel segnale radio e dei raggi-X proprio nel corso dei brillamenti (riconnessione intermittente o bursty). Sembra quindi avverarsi la frase profetica pronunciata da E. Parker: «Abbiamo una teoria per tutto ciò che non può essere risolto con un telescopio». A questo punto l’unica possibilità che abbiamo per dirimere la matassa e risolvere il problema della riconnessione è di spingere al limite delle nostre possibilità lo sviluppo di nuove strumentazioni che permettano di osservare scale spaziali mai raggiunte prima e di verificare se queste riconnessioni a piccola scala esistano o meno. Un’opportunità importante potrebbe essere fornita dalla missione Solar Orbiter – a cui partecipa anche l’Osservatorio di Torino – che prevede la messa in orbita nel 2017 di una sonda che si avvicinerà fino a soli 0,25 unità astronomiche dal Sole al perielio, implicando già un aumento di un fattore 4 della risoluzione spaziale rispetto agli attuali telescopi localizzati a 1 unità astronomica. Tuttavia non sarà sufficiente: quindi, per osservare le piccole scale richieste, sarà anche fondamentale progettare e sviluppare nel prossimo futuro nuove strumentazioni in grado finalmente di vincere la sfida della riconnessione magnetica.

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