Tempesta magnetica ha investito la Terra, il Sole è super attivo: blackout radio ai poli

Nella mattinata del 6 agosto, il sole pare abbia prodotto due importanti eruzioni una delle quali e nello specifico la seconda, pare sia stata classificata come la più potente in oltre un decennio e nello specifico la prima e si è registrata alle ore 11:10 ora italiana ed è stata di categoria X2.2 ,  superata 3 ore più tardi, da un flare di classe X9.3,  ovvero la più mostruosa eruzione solare dal 2005; il più potente brillamento solare di cui si è a conoscenza, risale invece al 2003.

Sembra, dunque, essere in corso una vera e propria tempesta magnetica causata dall’ eruzione solare del 4 settembre;  nella giornata di ieri, la bolla di plasma iniziata dal sole pare abbia colpito la Terra, intorno alle ore 5:00 e la tempesta associata pare abbia disturbato le comunicazioni radio nelle regioni polari. Per quanto riguarda la giornata di domani, invece pare sia in arrivo la seconda nube di particelle emesse nella giornata di ieri dall’ eruzione solare che ricordiamo è stata la più intensa degli ultimi 11 anni e al momento si sta anche valutando se le onde radio emesse dal sole durante quest’ultima eruzione, stiano procurando dei problemi al GPS.

  Proprio a tal riguardo, è intervenuto Mauro Messerotti dell’Osservatorio di tris dell’Istituto Nazionale di Astrofisica, il quale ha dichiarato che quella in corso è una tempesta magnetica di moderata intensità che sta procurando dei problemi alle comunicazioni radio nelle regioni polari.  Il consigliere per il meteo spaziale della direzione scientifica del Lina e dell’Università di Trieste, ha ancora aggiunto che è stato confermato che anche un’intensa eruzione di ieri pare abbia scagliato nello spazio una bolla di plasma e il suo arrivo è previsto nella giornata di oggi.

Dunque, la tempesta magnetica della giornata di oggi pare sarà ancora più intensa rispetto a quella di ieri e secondo le previsioni dell’agenzia americana per l’atmosfera e gli oceani, quella prevista oggi dovrebbe essere di classe C3 nella scala che va da 1 a 5  e si prevedono problemi riguardanti le comunicazioni in radio e nelle regioni polari, ma anche quelle a latitudini più basse nonché problemi all’elettronica dei satelliti,  seppur problemi rilevanti visto che i satelliti sono abbastanza robusti.

L’eruzione solare chiamata anche per eruttamento, per chi non lo sapesse è una violenta eruzione di materia che esplode dalla fotosfera di una stella, dando vita delle spettacolari protuberanze che emettono dei Fasci di vento e le radiazioni che vengono liberate non possono che attraversare l’atmosfera terrestre e causare danni agli essere umani, ma possono creare comunque delle tempeste magnetiche in grado di disturbare le comunicazioni soprattutto quelle che utilizzano i segnali GPS. Cosa ci attenderà dunque nella giornata di oggi? Risentiremo di questi problemi e disturbi tecnologici?

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, 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.

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 magnetoidrodinamica (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  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).

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