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La corona e il vento solare: i getti solari simili a girini visti dalla sonda IRIS della NASA

La Parker Solar Probe, la sonda della NASA lanciata per studiare il vento e l’atmosfera solare, ha appena conquistato un importante record: quando il 29 ottobre 2018 si è spinta a 42,73 milioni di km dalla nostra stella, è divenuta ufficialmente l’oggetto umano arrivato più vicino al Sole, nella storia dell’esplorazione spaziale. Il primato precedente apparteneva alla sonda tedesca e americana Helios 2, che nell’aprile 1976 era arrivata a 43 milioni di km dal Sole.

Questo record non è comunque destinato a rimanere tale per molto: la sonda continuerà a “superarsi” nelle 24 orbite intorno al Sole previste nei prossimi 7 anni, fino a che, nel 2024, si spingerà a 6,1 milioni di km dalla fotosfera (lo strato del Sole da cui proviene la maggior parte della radiazione luminosa).

Da quella posizione privilegiata potrà studiare la corona solare, lo strato più esterno dell’atmosfera solare, che fa registrare temperature di milioni di gradi – misteriosamente, molto più alte di quelle della fotosfera, che arriva “solo” a 6.000 °C.

solar parker probe
Nessun oggetto costruito dall’uomo si è mai avvicinato tanto al Sole! La Solar Parker ci aiuterà a comprendere meglio i venti solari!

La sonda sta anche i precedenti record di velocità per un veicolo spaziale in viaggio verso il Sole, che è di quasi 247 mila km orari relativamente alla superficie solare e che appartiene sempre alla Helios 2. Il team di missione misura periodicamente velocità e posizione precise della sonda inviando segnali al veicolo con la rete di radio-antenne Deep Space Network, e aspettando un riscontro.

La Parker Solar Probe studia in particolar modo come avvengono il riscaldamento della corona solare e l’accelerazione del vento solare, quella serie di particelle subatomiche che si spingono fino ai confini del nostro sistema planetario.

Per sopportare le temperature infernali Parker (che prende il nome da Eugene Parker, il fisico statunitense che scoprì l’esistenza del vento solare) è stata dotata di uno scudo termico a base di schiuma di carbonio spesso 2,4 metri, ricoperto di un rivestimento riflettente, capace di sopportare temperature fino a 1400 °C e mantenere gli strumenti a una temperatura di poco inferiore ai 30 °C.

A garanzia del fatto che la sonda non fonderà c’è anche la bassa densità dei gas nella corona solare. Una cosa sono le temperature (una misura di quanto velocemente si muovono le particelle di gas), un’altra è il calore (la quantità di energia trasferita da quei gas). Le particelle di gas possono muoversi molto velocemente, ma se ce ne sono poche perché il mezzo è poco denso, trasferiranno poco calore.

Per la sonda, viaggiare nella corona solare sarà paragonabile a essere investiti dal calore di un forno aperto, anziché scottarsi con acqua bollente. Nessuna delle due esperienze è da provare, ma la prima è più sopportabile, perché l’acqua è molto più densa di particelle che trasferiscono energia.

La corona solare e il vento solare

La corona solare è la parte più esterna dell’atmosfera del Sole, che si estende per milioni di km nello Spazio e raggiunge temperature di milioni di gradi (a questi livelli non fa molta differenza, se Kelvin o Celsius): benché i gas che la compongono siano a bassa densità, le sue temperature sono fino a 200 volte più alte di quelle della superficie solare – uno dei tanti misteri che circondano la nostra stella.

È qui che ha origine il vento solare, il flusso continuo di particelle cariche che dal Sole invade il resto del Sistema. Tuttavia, non è chiaro se esso diventi turbolento già all’interno del Sole, o durante il viaggio per raggiungerci. Se il vento solare ha origine nella corona, allora si dovrebbero notare in essa le strutture complesse che lo creano, ma nelle precedenti osservazioni non era emerso nulla di simile. La corona solare risultava liscia, senza alcun rimescolamento di fluido.

Ma … non è così: quello che ci mancava era studiarla in modo più dettagliato. Una campagna di tre giorni di osservazioni di STEREO-A (Solar and Terrestrial Relations Observatory-A), ha rivelato che i pennacchi coronali considerati sorgenti del vento solare – strutture a forma di cappuccio che spesso sovrastano le regioni attive, anche chiamati helmet streamers – sono in realtà formati da miriadi di filamenti più piccoli e dinamici.

corona solare
In verde in questi dati delle sonde STEREO, i pennacchi coronali dai quali si pensa abbia origine il vento solare. Il nuovo lavoro di STEREO-A permette di comprenderne le sottostrutture.

Un’altra rivelazione è che la cosiddetta superficie di Alfven, un limite teorico oltre al quale il vento solare si “disconnette” dall’influenza del Sole stesso, non è un confine preciso ma piuttosto una zona dai “bordi” non del tutto definibili. Una terza sorpresa è che alla distanza di 10 raggi solari dalla superficie – più o meno quella a cui si spingerà la sonda Parker – queste microstrutture rivelate da STEREO-A non risultano più distinguibili, salvo ritornare tali a distanze maggiori. Come se ci fosse un’area la cui fisica non comprensibile agli strumenti della sonda.

Onde di Alfvén: come la corona solare si scalda fino a milioni di gradi

Da quando sono state teorizzate, circa settant’anni fa, le onde di Alfvén hanno catalizzato l’attenzione dei fisici solari di tutto il mondo. Sarebbe infatti l’energia trasportata da queste onde a contribuire in modo decisivo al riscaldamento della corona solare – lo strato più esterno dell’atmosfera del Sole – fino a milioni di gradi, rispetto alla più “fredda” e interna zona visibile, che raggiunge valori di circa 6.000 gradi.

La corona e il vento solare: i getti solari simili a girini visti dalla sonda IRIS della NASA 1
Gli pseudo-shock a forma di girino, mostrati in una scatola bianca tratteggiata, vengono espulsi da regioni altamente magnetizzate sulla superficie solare. Crediti: Abhishek Srivastava IIT (BHU) / Joy Ng, Goddard Space Flight Center della NASA

Oggi un team internazionale coordinato Gerard Doyle (Armagh Observatory, UK), a cui ha partecipato Marco Stangalini (Istituto Nazionale di Astrofisica, Inaf), annuncia in un lavoro in pubblicazione nell’ultimo numero della rivista Scientific Reports (High-frequency torsional Alfvén waves as an energy source for coronal heating) la scoperta di onde torsionali di Alfvén di alta frequenza, con periodo di circa 30 secondi, in sottili tubi di flusso magnetici nell’atmosfera del Sole.

Onde di Alfvén
Le immagini di IRIS mostrano i getti a forma di girino contenenti pseudo-urti che si propagano dal sole. Crediti: Abhishek Srivastava IIT (BHU) / Joy Ng, Goddard Space Flight Center della NASA

Queste onde trasportano una grande quantità di energia negli strati più esterni dell’atmosfera della nostra stella e agiscono da sorgente di energia non solo per il riscaldamento della corona, ma anche per l’accelerazione del vento solare.

I fenomeni che avvengono nell’atmosfera solare sono dominati dai meccanismi che coinvolgono i campi magnetici del Sole che, nelle loro complesse evoluzioni dinamiche, possono attorcigliarsi tra loro come giganteschi, invisibili elastici, trasportando enormi accumuli di energia. Questa energia può essere rilasciata in modo impulsivo, come nel caso dei brillamenti solari, o in modo più graduale attraverso il processo di riscaldamento dovuto all’energia trasportata dalle loro oscillazioni, ovvero le onde di Alfvén.

 

Onde di Alfvén
Simulazione numerica che mostra la presenza di oscillazioni di Alfvén torsionali in un tubo di flusso magnetico solare, in accordo con le osservazioni (clicca sull’immagine per avviare l’animazione).

Grazie alla combinazione di sofisticate simulazioni numeriche e immagini ad altissima risoluzione spaziale, ottenute dal telescopio solare svedese SST (La Palma, Isole Canarie), il team di ricercatori è infine riuscito a identificare le onde di Alfvén nell’atmosfera solare e quindi la possibile origine del riscaldamento coronale.

«Questo nuovo risultato fornisce una risposta a un enigma di lunga data riguardante il riscaldamento della corona solare, la scoperta di questo meccanismo di riscaldamento della corona fornirà un nuovo orizzonte per la comprensione dei processi fisici nell’atmosfera solare, che sarà oggetto di studio sia delle prossime missioni spaziali sia delle grandi infrastrutture di Terra, come il telescopio solare europeo (EST), attualmente in fase avanzata di progettazione, che fornirà immagini con un dettaglio senza precedenti, riuscendo a identificare strutture di 25-30 km sulla superficie del Sole.» » afferma Stangalini

Il lavoro rappresenta un passo importante nella comprensione dei processi fisici alla base del trasporto di energia nell’atmosfera della nostra stella e suggerisce la necessità di spingere la risoluzione spaziale oltre i limiti attuali, per studiare processi di fisica del plasma su scale spaziali molto piccole. Queste indagini sulle onde di Alfvén, inoltre, possono avere importanti ricadute in una serie di ambiti di ricerca che vanno ben oltre la fisica solare, a partire da una migliore comprensione dei meccanismi di confinamento magnetico utilizzati nella fusione nucleare controllata.

Onde di Alfvén
Filmato ad altissima risoluzione spaziale e cadenza temporale (3,9 s) con riprese dello Swedish 1-m Solar Telescope che mostra la presenza di oscillazioni torsionali nel tubo di flusso magnetico interpretabili come onde di Alfvén (clicca sull’immagine per avviare l’animazione).

Elementi di fisica del plasma: Dal punto di vista fisico, un’onda di Alfvén è una perturbazione ondulatoria del plasma che si propaga tramite l’oscillazione di ioni all’interno di un campo magnetico. La densità di massa degli ioni è all’origine dell’inerzia, mentre la tensione delle linee del campo magnetico dà luogo alla forza di ripristino.

L’onda si propaga in direzione del campo magnetico, sebbene le onde esistano anche con un’incidenza obliqua, trasformandosi però in onde magnetosoniche quando la propagazione è perpendicolare al campo magnetico. Il moto degli ioni e la perturbazione del campo magnetico avvengono nella stessa direzione, mentre risultano trasversali alla direzione di propagazione dell’onda.

In presenza di campi magnetici molto intensi o di piccole densità ioniche, la velocità dell’onda di Alfvén si approssima a quella della luce; di conseguenza, l’onda di Alfvén assume i connotati di una vera e propria onda elettromagnetica.

Il teorema di Alfvén: afferma che in un fluido conduttore con resistività nulla (o molto piccola), le linee di campo magnetico rimangono congelate in un dato volume del fluido (in inglese, frozen in). Questo teorema spiega una certa varietà di fenomeni nella magnetosfera e nei plasmi.

Il teorema stabilisce quindi che le linee di campo magnetico non sono indipendenti dall’evoluzione della velocità del fuido: questo è un vincolo molto restrittivo sulla topologia delle linee di campo, e ne limita grandemente le possibili configurazioni.

I fluidi conduttori in generale e i plasmi in particolare sono quindi associati a intensi fenomeni magnetici: esempi sono le violente emissioni di vento solare associate ai brillamenti solari (dai quali spesso si propagano le cosiddette onde di Alfvén, delle perturbazioni ad alta velocità che si propagano lungo le linee del campo magnetico solare trasportando energia verso l’esterno) e i fenomeni di disturbo delle telecomunicazioni legati alle aurore polari, note come tempeste geomagnetiche. Lo stesso campo magnetico terrestre è prodotto di un fluido conduttore in movimento (il nucleo terrestre).

 

Riferimenti e approfondimenti

  1. J.P. Freidberg, Ideal Magnetohydrodynamics, Plenum Press, New York, 1987, p.50
  2.  Mara Johnson-Groh  Goddard Space Flight Center della NASA, Greenbelt, Md.
  3. H. Alfvén. Cosmic Plasma. Holland. 1981.
  4. H. Alfvén. (1942) Existence of electromagnetic-hydrodynamic waves. Nature 150, 405
  5. W. K. Berthold, A. K. Harris, H. J. Hope (1960). World-Wide Effects of Hydromagnetic Waves Due to Argus. Journal of Geophysical Research. 65, 2233
  6. W. H. Bostick, M. A. Levine (1952). Experimental Demonstration in the Laboratory of the Existence of Magneto-Hydrodynamic Waves in Ionized Helium. Physical Review. 87, 4; 671-671
  7. The Astrophysical Journal Letters, “Strong Preferential Ion Heating is Limited to within the Solar Alfvén Surface”, di Justin C. Kasper e Kristopher G. Klein

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