Flussi di materia dal Sole: quanto sono intensi?
Pubblicato il 21 Febbraio 2024
Pubblicato il 21 Febbraio 2024

– Nozioni scientifiche e considerazioni –

In questo articolo saranno accennati brevemente i vari tipi di emissioni di energia diciamo “più lenti”, quelli in cui avviene un trasferimento di materia “solida”. Seppure con parole e concetti prima di tutto semplificati e anche limitati alle conoscenze scientifiche terrestri attuali (le scoperte in ambito spaziale sono in continua evoluzione), capire cosa ci arriva dalla nostra stella è importante per capire poi cosa realmente può accadere alla nostra società tecnologica e (a mio personale avviso) in fragile equilibrio.

Il vento Solare

Il vento solare è un flusso di particelle cariche emesso dall’alta atmosfera del Sole: esso è generato dall’espansione continua nello spazio interplanetario della corona solare. Questo flusso è principalmente composto per il 95% da elettroni e protoni (in proporzione quasi uguale) e per il 5 % da particelle alfa (nuclei di atomi di elio), con tracce di nuclei di elementi più pesanti.
Il vento solare mostra temperature e velocità variabili nel tempo e con andamenti legati al ciclo undecennale dell’attività solare. Queste particelle sfuggono alla gravità del Sole per le alte energie cinetiche in gioco e l’alta temperatura della corona solare che le accelera, trasferendo loro ulteriore energia.

È un plasma tenuissimo, la cui velocità varia da 200 km al secondo a 900 km al secondo, mentre la sua densità varia da alcune unità a decine di particelle per centimetro cubo.
Tramite questo tipo di emissione è stato calcolato che ogni secondo la nostra stella perde una quantità di materia pari a 1 370 000 000 Kg; si tratta tuttavia di una perdita insignificante, poiché in un anno terrestre questa perdita in massa corrisponde a 0,000 000 000 002 18 volte la sua massa complessiva.

Il plasma del vento solare porta con sé il campo magnetico del Sole in tutto lo spazio interplanetario fino ad una distanza di circa 160 UA (Unità Astronomiche, la distanza media tra la Terra ed il Sole). Come abbiamo già accennato negli articoli precedenti, il continuo flusso di vento solare nello spazio origina l’eliosfera, quella regione che circonda il Sole nella quale la densità del flusso di particelle emesse dalla nostra stella è maggiore di quella della materia interstellare circostante; questa è come se fosse uno scudo contro le radiazioni cosmiche.

L’interazione del vento solare con il campo magnetico terrestre, grazie anche alle variazioni nel tempo della sua pressione dinamica, dell’intensità e orientamento del suo campo magnetico, perturbano in modo a volte drammatico il campo magnetico terrestre (la magnetosfera).

Tali perturbazioni, insieme con gli effetti di altri disturbi provenienti dal Sole, sono oggetto di studio da parte di una disciplina emergente, la cosiddetta “meteorologia spaziale“. Tra questi effetti vi sono, oltre ai noti fenomeni chiamati aurora boreale e australe, il danneggiamento delle sonde spaziali e dei satelliti artificiali.

Rappresentazione artistica ma reale dell’iterazione tra il vento solare e il campo magnetico terrestre. Si nota chiaramente la deformazione della magnetosfera del nostro pianeta causata dalla costante pressione del flusso di particelle e l’onda d’urto magnetica stazionaria.
(crediti immagine: ESA/AOES Medialab)

Le macchie solari

Una macchia solare è una regione della superficie del Sole (la fotosfera) che è distinta dall’ambiente circostante per una temperatura minore ed una forte attività magnetica. Anche se in realtà le macchie solari sono estremamente luminose, il contrasto per la differenza di emissività energetica rispetto alle regioni circostanti, le rende chiaramente visibili come macchie scure. Numerose macchie simili sono state osservate anche in stelle diverse dal Sole, e prendono il nome più generale di macchie stellari.

Anche se i dettagli della formazione delle macchie solari sono ancora oggetto di ricerca, è abbastanza chiaro che esse sono la controparte visibile di linee di flusso magnetico nella zona convettiva del Sole, che vengono “arrotolate” dalla rotazione differenziale della stella.
Le linee di campo magnetico dovrebbero respingersi l’un l’altra, facendo quindi disperdere rapidamente le macchie solari, ma la vita di una macchia è in media di appena due settimane, un periodo troppo breve. Osservazioni recenti condotte dalla sonda SOHO, utilizzando le onde sonore che viaggiano nella fotosfera solare per formare un’immagine dell’interno del Sole, hanno mostrato che sotto ogni macchia solare vi sono potenti correnti di materiale dirette verso l’interno del Sole, che formano dei vortici che concentrano le linee di campo magnetico. Di conseguenza le macchie sono delle tempeste che si sostengono autonomamente, simili in alcuni aspetti agli uragani terrestri.

La superficie della nostra stella (la fotosfera) ruota attorno al proprio asse con diverse velocità, non essendo di consistenza solida ma di pura energia: all’equatore un periodo di rotazione completa è di circa 25 giorni terrestri, mentre ai poli è di almeno 38 giorni terrestri circa. Questo fa sì che, nella fascia dell’equatore stellare, una macchia solare o un gruppo di esse possono comparire dall’orizzonte di levante fino al suo centro in appena 6 giorni terrestri.

Una regione attiva sul sole – un’area di campi magnetici intensi e complessi, contraddistinta visivamente dalle macchie solari – cresce piuttosto rapidamente in questo video catturato dal Solar Dynamics Observatory della NASA tra il 5 e l’11 luglio 2017. Queste zone più buie rispetto alla superficie del Sole sembrano piccole, ma le dimensioni sono relative: il nucleo scuro di questa macchia solare è in realtà più grande della Terra (crediti: NASA SDO).

L’attività solare viene misurata dai ricercatori in base al numero di macchie solari che compaiono in maniera ciclica e più o meno intensa sulla superficie solare. Quando la superficie solare mostra un ampio numero di macchie, il Sole sta attraversando una fase di maggior attività ed emette maggior energia nello spazio circostante. Il numero medio di macchie solari presenti sul Sole non è costante, ma varia tra periodi di minimo e di massimo.
Il ciclo solare è il periodo, lungo in media 11 anni terrestri, che intercorre tra un periodo di minimo (o massimo) dell’attività solare e il successivo. La lunghezza del periodo non è strettamente regolare, ma può variare tra i 10 e i 12 anni.

Brillamenti ed espulsioni di massa coronale:
le violente emissioni di energia e materia dalla superficie solare

Un’espulsione di massa coronale (CME, Coronal Mass Ejection) è una significativa espulsione di materiale dalla corona solare nello spazio interstellare. In corrispondenza di un periodo di massimo solare, la nostra stella produce mediamente tre espulsioni di massa coronale al giorno, mentre nei periodi di minimo solare si ha in media una CME ogni cinque giorni.
Sono definite “violente” perché grandi quantità di plasma solare viene espulso nello spazio in pochi minuti e spesso traggono origine dall’instabilità magnetica localizzata dalla presenza di macchie solari o gruppi di queste.

Le CME sono spesso associate a brillamenti solari (Solar Flare) cioè intense emissioni di radiazione elettromagnetica o a qualche altra forma di intensa attività solare (anche se non è ancora stata stabilita una chiara relazione tra questi eventi).
Rendersi conto di quanto possa variare la loro emissione, i brillamenti solari sono classificati in cinque classi di potenza a seconda della loro luminosità nei raggi X, misurata a Terra in Watt per metro quadrato.
In ordine crescente di potenza sono A, B, C, M e X. Ogni classe è dieci volte più potente di quella precedente, con la più potente X pari a un flusso di 0,0001 W/m2, ulteriormente suddivisa linearmente in 9 classi (da 1 a 9).

(È possibile selezionare sottotitoli in italiano per questo video)
Il 18 luglio 2012, una piccola esplosione di luce è stata generata dal lembo inferiore destro del Sole. Tali brillamenti spesso sono accompagnati da un’eruzione associata di materiale solare, ma in questo caso no. Otto ore dopo, il 19 luglio, la stessa regione divampò nuovamente. Questa volta la connessione della corda di flusso magnetico con il Sole è stata interrotta e i campi magnetici sono fuggiti nello spazio, trascinando con sé miliardi di tonnellate di materiale solare per il viaggio: una classica eruzione solare. In questo video viene mostrato pienamente cosa sia un brillamento solare (flare) e un’espulsione di massa coronale (CME) (crediti: NASA Goddard Space Flight Center)

Nelle CME il materiale espulso, sotto forma di plasma, analogamente al vento solare, è costituito principalmente da elettroni e protoni (oltre a piccole quantità di elementi più pesanti come elio, ossigeno e ferro) e viene trascinato dal campo magnetico della corona del Sole.
Quando questa nube di particelle altamente energetiche raggiunge la Terra, può disturbare la nostra magnetosfera comprimendola nella regione illuminata dal Sole ed espandendola nella regione non illuminata.
In questa fase si generano migliaia di miliardi di watt di potenza diretti verso l’atmosfera terrestre superiore, che provocano aurore polari particolarmente intense (dette anche Luci del Nord nell’emisfero boreale e Luci del Sud nell’emisfero australe).

Le espulsioni di massa della corona assieme ai brillamenti possono disturbare le trasmissioni radio, creare interruzioni di energia, danneggiare i satelliti e le linee di trasmissione elettriche. La più grande tempesta solare venne misurata con uno strumento collocato presso il complesso botanico dei Kew Gardens e coincise con la prima osservazione senza i moderni strumenti di un brillamento nel 1859 da parte di Richard Christopher Carrington.
Fu per questo chiamato “evento di Carrington” e sarà analizzato approfonditamente più avanti.

Cliccando sull’immagine sopra si può vedere un video dove viene mostrato con uno straordinario dettaglio la nascita e l’espulsione di un’eruzione di massa coronale, originata da una macchia solare. Sono immagini del 06 febbraio 2024 e sono è state ottenute tramite il satellite SDO, in varie lunghezze d’onda nell’ultravioletto. Video poi assemblato da Jorge Álvarez. (crediti: NASA, SDO, Jorge Álvarez)

Andrea Macchiarini

21 Febbraio 2024

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IMPORTANTE: con riferimento ai siti en.wikipedia.org e it.wikipedia.org, queste fonti di seguito riportate sono state menzionate esclusivamente per questioni di semplicità: sono solo raccolte di nozioni e informazioni. All’interno di essi, in base all’argomento trattato, sono comunque sempre presenti i riferimenti per andare a controllare e trovare il sito web o la risorsa da cui le informazioni sono state prese e ripubblicate.

Fonti: https://it.wikipedia.org/wiki/Sole
https://it.wikipedia.org/wiki/Vento_solare
https://it.wikipedia.org/wiki/Eliosfera
https://it.wikipedia.org/wiki/Raggi_cosmici
https://it.wikipedia.org/wiki/Plasma_(fisica)
https://it.wikipedia.org/wiki/Campo_magnetico_solare
https://it.wikipedia.org/wiki/Magnetosfera
https://it.wikipedia.org/wiki/Meteorologia_spaziale
https://it.wikipedia.org/wiki/Macchia_solare
https://it.wikipedia.org/wiki/Solar_and_Heliospheric_Observatory
https://it.wikipedia.org/wiki/Rotazione_solare
https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_rotation
https://it.wikipedia.org/wiki/Ciclo_undecennale_dell%27attivit%C3%A0_solare
https://it.wikipedia.org/wiki/Espulsione_di_massa_coronale
https://it.wikipedia.org/wiki/Brillamento
https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_flare

Immagini: https://www.nasa.gov/missions/soho/winner-of-sohos-birthday-image-contest/
https://www.eoportal.org/satellite-missions/cluster#polar-power

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