8
Capitolo 1
Immissione di radiazione elettromagnetica nell’Esosfera della Terra
1.1 Componente solare e componente galattica
L’atmosfera terrestre riceve continuamente radiazione elettromagnetica da sorgenti di origine solare
e galattica, che caratterizzano rispettivamente la componente solare e la componente galattica
dell’‖input‖ energetico in atmosfera. La componente dominante è quella solare, essendo il Sole la
stella più vicina alla Terra. E’ una componente ad un ampio spettro, la cui interazione con
l’atmosfera terrestre influisce sul clima e sulla Biosfera.
1.2 La stella Sole
Il Sole è una tipica stella ordinaria della nostra Galassia, che non esibisce particolari proprietà per
quanto riguarda massa e luminosità. Tuttavia è di particolare importanza, innanzitutto per la sua
vicinanza che la rende una sorgente fondamentale di energia, tale da assicurare le condizioni
necessarie alla vita sulla Terra, secondariamente perchè rappresenta un oggetto unico per lo studio
dei fenomeni stellari, dal momento che può essere studiata in maggior dettaglio rispetto a tutte le
altre stelle molto più lontane; infine perché funge da laboratorio remoto per lo studio del plasma e
dei campi magnetici, in condizioni impossibili da riprodurre nei laboratori terrestri.
1.2.1 Proprietà generali
Il Sole si è formato più di 4 miliardi e mezzo di anni fa assieme all’intero Sistema Solare, in
seguito al collasso gravitazionale di una nube interstellare di idrogeno molecolare. Successivamente
il Protosole è diventato una stella quando il suo nucleo ha raggiunto una temperatura
sufficientemente alta per innescare i processi di fusione nucleare.
Dal punto di vista astrofisica, il Sole è una stella nana gialla, classificata come tipo spettrale G2 e
classe spettrale V. Esso si trova infatti attualmente, nel corso della sua evoluzione, nella fase di
Sequenza Principale, una fase piuttosto tranquilla della vita di una stella, caratterizzata dal
bruciamento dell’Idrogeno nel suo nucleo. I parametri fisici della stella sono: - massa M
di circa
210
30
kg; - raggio del disco visibile R
di circa 6.96 10
8
m; - luminosità L
di 3.8 10
26
W; - età
t
di circa 4.6 10
9
anni. La distanza media d
T
tra Sole e Terra è detta Unità Astronomica (1 UA) e
assume il valore di 1.46 10
11
m; il diametro angolare solare medio osservato dalla Terra è dunque
pari a 1 920 secondi d’arco, corrispondenti a circa mezzo grado.
9
Le proprietà generali del Sole sono riassunte nella Tabella 1.1.
Tabella 1.1 - Proprietà generali del Sole
TIPO SPETTRALE G2 V
Raggio, R
(raggio del disco visibile o fotosfera)
6.9599 10
8
m = 109.3 R
T
(raggio terrestre, R
T
= 6.37 10
6
m )
Massa, M
1.989 10
30
kg = 3.33 10
5
m
T
(massa terrestre, m
T
= 10
24
kg)
Area superficiale, A
(4π R
2
) 6.087 10
18
m
2
Volume (4πR
3
/3) 1.412 10
27
m
3
Età, t
4.57 10
9
anni
Luminosità, L
3.846 10
26
W
Temperatura effettiva, T
eff
5770 K
Densità superficiale, ρ
sup
2.07 10
-5
kg/m
3
Composizione sup 70% H, 28% He, 2% (C, N, O…)
Temperatura centrale, T
c
1.56 10
6
K
Densità centrale, ρ
c
1.50 10
5
kg/m
3
Composizione centrale 35% H, 63% He, 2% (C, N, O…)
Densità media, ρ
m
1.40 103 g/m
3
Distanza media dalla Terra, d
T
1.50 10
11
m = 1 UA = 215 RS
Angolo medio sotteso dal disco solare =
π(R
/d
T
)
2
6.7635 10
-5
sr
Angolo medio sotteso dal diametro solare
rispetto alla Terra = 2tan
-1
(R
/d
T
)
0.532°
Gravità superficiale, g
sup
= GM
/R
2
274 m/s
2
(27 g
Terra
)
Velocità di fuga dalla superficie, v
fuga
6.18 10
5
m/s
Periodo di rotazione equatoriale
(rispetto alle Stelle fisse)
24.6 giorni
Periodo di rotazione equatoriale
27 giorni
10
(rispetto alla Terra)
Periodo di rotazione polare
(rispetto alle Stelle fisse)
38.6 giorni
Tasso di perdita di massa dal Vento solare 1.5 10
9
kg/s
11
1.2.1.1 Struttura interna
Al centro del Sole, dove la densità raggiunge un valore di 1.5 10
5
kg/m
3
e la temperatura è
elevatissima (1.56 10
7
K), si innescano le reazioni termonucleari, responsabili della produzione di
energia, che convertono ad ogni secondo 7 10
11
kg di nuclei di Idrogeno in nuclei di Elio,
producendo un’energia al secondo pari a circa 3.846 10
26
W.
Le reazioni termonucleari che avvengono nel nucleo del Sole seguono prevalentemente la seguente
catena di reazioni nucleari, detta braccio I della catena protone – protone (catena p – p ):
1) p + p
2
D
+
+ e
+
+ ν
e
+ 0.42 MeV [1.1]
2)
2
D
+
+ p
3
He
2+
+ γ + 5.49 MeV
3)
3
He
2+
+
3
He
2+
4
He
2+
+ p + p+ 12.86 MeV
in cui e
+
, ν
e
, e γ rappresentano rispettivamente un positrone, un neutrino elettronico e un fotone
gamma. L’effetto netto è la conversione di quattro nuclei di Idrogeno (protoni), in un nucleo di Elio
(particella α) con una perdita di massa:
δm = 4 m
H
– m
He
= 0.029 u.m.a ,
(2)
[1.2]
corrispondente ad una produzione di energia:
δE = δmc
2
= 27 MeV = 4.3259 10
-12
J, [1.3]
dove c è la velocità della luce (3 10
8
m/s).
Per produrre una potenza di 3.846 10
26
W, devono avvenire N = L
/δE = 9 10
37
reazioni al
secondo. Dunque vengono consumati 4N protoni al secondo (3.6 10
38
protoni/s) equivalente ad un
consumo in massa di 6 10
11
kg/s, pari a 400 volte l’attuale tasso di perdita di massa attraverso il
Vento solare (1.5 10
9
kg/s), come si vedrà nella Sezione 3.1.1. Si può stimare stimare il tempo di
vita del Sole in base all’energia in massa disponibile per la luminosità oservata, ossia:
età = 0.1 0.007 M
c
2
/ L
= 10
10
anni, [1.4]
dove si assume che solo una parte equivalente al 10% della massa solare totale venga trasformata,
dato che solo il nucleo del Sole si trova alle condizioni fisiche richieste per mantenere il processo di
fusione. Inoltre il fattore 0.007 tiene conto del fatto che circa lo 0.7% della massa viene convertito
in radiazione, secondo l’equivalenza massa-energia di Einstein (E = mc
2
).
Una volta prodotta, l’energia è trasportata dal nucleo verso l’esterno, seguendo il gradiante di
temperatura, prima attraverso la zona radiativa (0.25 R
– 0.7 R
) per diffusione radiativa, dove i
fotoni gamma ed X prodotti impiegano circa 10
6
anni per emergere da questa regione, subendo
numerosi assorbimenti e diffusioni.
12
(2)
1 u.m.a = 1 unità di massa atomica = 1.66053886 10
27
kg, è definita come la dodicesima parte della massa di un atomo di
12
C.
Lo strato sovrastante è detto zona convettiva, poiché quivi sono realizzate le condizioni fisiche atte
al trasporto dell’energia mediante moti convettivi del plasma per un’estensione di circa 0.3 R
.
1.2.1.2 Rotazione interna e meccanismo della dinamo
Misure eliosismologiche rivelano che, mentre la parte centrale del Sole fino a 0.7 R
ruota come un
corpo rigido, lo strato più esterno esibisce una rotazione differenziale, dipendente dalla latitudine
eliocentrica, (vedi Figura 1.2 ). La regione di separazione tra questi due diversi regimi di rotazione è
detta ―tacoclina‖, posta alla base della zona convettiva tra 0.690 R
0.005 R
(Kosovichev,
1996) oppure 0.693 R
0.002 R
(Charbonneau et al., 1999). Questo strato molto sottile tra zona
convettiva e radiativa è estremamente importante, poiché qui sono originati e immagazzinati i
campi magnetici poloidali, sorgenti della dinamo solare, e qui ha origine l’inversione della polarità
magnetica con una periodicità di 22 anni (Ciclo magnetico di attività). Come si vedrà nel seguito,
questi campi magnetici giuocano un ruolo chiave nella variabilità solare.
Figura 1.1 - Frequenza Ω/2π della rotaziona interna solare in funzione della profondità e della
latitudine solari. R è il raggio solare e Ω è la velocità angolare. La linea tratteggiata indica la
tacoclina a 0.69 R. (da Thompson et al., 2003).
Tali campi magnetici sono molto intensi ed in prossimità della tacoclina posono assumere intensità
dell’ordine di 10 T.
13
Le linee di forza del campo magnetico vengono deformate dai moti fluidi del plasma dovuti alla
rotazione differenziale fino a dar origine ad intensi campi magnetici a topologia toroidale. Questi
tubi di flusso magnetico, localizzati sotto la superficie solare su piani di simmetria paralleli
all’equatore solare, si espandono ed emergono in superficie (Fotosfera) per galleggiamento dando
origine alle ―Regioni Attive‖. La manifestazione in superficie di una regione attiva sono le
―macchie solari‖, sezione dei tubi di flusso magnetico emersi, dove l’intensità B = 0.1 T; dalle
macchie il campo magnetico si estende nell’atmosfera solare (Cromosfera e Corona) formando loop
coronali con intensità B = 10
-2
T alla base in fotosfera e 10
-3
T ad altezze coronali.
Le macchie solari sono visibili sul disco solare come regioni più scure della Fotosfera circostante e
permettono di tracciare la rotazione differenziale, seguendone il moto. Il tasso di rotazione
differenziale siderea media è
Ω = 14.522 - 2.84 sin
2
Φ gradi/giorno
dove Φ è la latitudine eliocentrica e Ω è la velocità angolare.
1.2.1.3 La Fotosfera solare
Il Sole è una sfera di plasma ed è quindi impossibile definire una vera e propria superficie, come nel
caso dei corpi condensati quali i pianeti di tipo terrestre. Tuttavia, si assume convenzionalmente
come superficie la cosiddetta Fotosfera, definita come la regione di emissione della luce visibile, da
cui i fotoni riescono a sfuggire, poiché il loro cammino libero medio è molto grande. La Fotosfera è
caratterizzata da una profondità ottica che varia nell’intervallo 0.1< η < 3.
In Fotosfera le temperature variano tra 8 000 K e i 4 200 K, con un valore medio prossimo a 6 000
K. La temperatura superficiale effettiva, definita come la temperatura di un corpo nero che irradia
un flusso pari a quello del Sole integrato su tutto lo spettro solare, è T
eff
= 5 880 K.
La Fotosfera presenta la ―granulazione‖, manifestazione dei moti convettivi sottostanti, più calda e
brillante nelle zone ove il gas caldo emerge (―granuli‖) rispetto alle zone circostanti, dove il gas
raffreddatosi ridiscende in profondità (―zone intergranulari‖).
Concentrazioni di campi magnetici in Fotosfera
creano una gerarchia di strutture di diversa
dimensione, intensità del campo e fattore di
riempimento. Le concentrazioni più importanti
Figura 1.2 Immagine in luce bianca della Fotosfera
solare. Sono visibili le macchie solari come zone più
scure. (da Lean , 1997)
14
sono le macchie solari (Figura 1.2), che appaiono come aree scure variabili per forma e per numero,
nelle quali si distingue una zona centrale (―ombra‖), circondata da una regione leggermente più
luminosa (―penombra‖); nella fase embrionale, che non sempre evolve verso lo stadio di macchia
complessa, si osservano i ―pori‖, piccole regioni scure prive di penombra. L’astronomo George
Ellery Hale scoprì nel 1908 che le macchie solari sono strutture da dove emergono intensi campi
magnetici generati nella zona convettiva. Tali intensi campi magnetici inibiscono il moto convettivo
dalla zona convettiva verso l’alto, per cui in corrispondenza delle macchie viene trasportata meno
energia. Ciò spiega, come si vedrà nel seguito, la variabilità dell’irradianza solare. Esse
rappresentano quindi delle "zone fredde" della Fotosfera, con temperature medie di 4 200 K, ovvero
1 800 K meno della Fotosfera quieta, e si manifestano come delle zone scure, che spiccano rispetto
al fondo luminoso. Una macchia solare tipica ha un campo magnetico di intensità pari a 0.25 T,
circa 10 000 volte più intenso di quello terrestre. Le macchie solari compaiono di rado isolate, ma
generalmente si manifestano a coppie o in grandi gruppi. In una coppia il campo magnetico ha
polarità opposta, cioè una macchia ha un campo magnetico positivo, mentre l’altra negativo.
Tipicamente la macchia principale, ovvero la macchia situata in testa rispetto alla direzione della
rotazione solare, è caratterizzata da un campo di intensità pari a tre volte quella della macchia
successiva.
In ciascun emisfero le macchie solari compaiono in una
fascia di latitudini eliocentriche tipicamente inferiori a
40°. Nel 1843 Schwabe rilevò l’esistenza di un ciclo di
11 anni nel numero delle macchie, definito ―ciclo di
Schwabe‖. Come si può vedere nella Figura 1.3,
all’inizio del ciclo le macchie compaiono ad alte
latitudini, poi nel corso del ciclo migrano verso
l’equatore, dando origine al cosiddetto ―diagramma a
farfalla di Maunder‖ (Legge di Spörer).
E’ stato identificato anche un altro ciclo, detto ―ciclo di Hale‖, di durata pari al doppio della durata
del ciclo delle macchie (ovvero 22 anni), in cui si verificano due successive inversioni di polarità in
ciascun emisfero. Ciò significa che la macchia di testa di un gruppo bipolare nell’emisfero Nord ha
Figura 1.3 - Diagramma a farfalla delle
macchie solari. (da American Sunspot
Program di Peter Taylor, NOAA/SEC)
15
polarità positiva e quella di coda polarità negativa, la stessa topologia magnetica si potrà osservare
ogni 22 anni, poiché ogni 11 anni essa si inverte. Data la loro stretta connessione con intensi campi
magnetici sede di energia magnetica, le macchie solari rappresentano dei buoni indicatori
dell’Attività Solare.
Esistono altre regioni fotosferiche, caratterizzate dall’emersione di tubi di flusso di diametro minore
e di intensità del campo magnetico di 0.15 T con un fattore di riempimento minore del 25%, che si
chiamano ―facole‖. Esse appaiono come regioni luminose, perchè sede di maggior emissione di
energia e quindi con maggior temperatura rispetto alla Fotosfera circostante ed in particolare
rispetto alle macchie in prossimità delle quali vengono spesso osservate. La temperatura effettiva
delle facole è circa 100 K più alta rispetto alle regioni fotosferiche circostanti.
Le regioni della superficie solare esterne alle Regioni Attive sono dette ―regioni quiete‖.
Tabella 1.2 – Caratteristiche fisiche delle macchie solari e delle facole
1.2.1.4 L’Atmosfera solare
L’Atmosfera solare, visibile durante un’eclisse solare totale oppure mediante un coronografo
(strumento che simula un’eclisse occultando la luminosissima Fotosfera), è suddivisa in diverse
regioni situate ad altezze crescenti e di estensione diversa, rispettivamente la Cromosfera, la
Regione di transizione e la Corona.
Poiché l’atmosfera è caratterizzata da forti gradienti di temperatura, pressione e densità, in base a
tali parametri fisici è possibile definire queste regioni.
In Figura 1.4 è riportato l’andamento della temperatura in funzione dell’altezza nell’atmosfera
solare. Sono evidenti i gradienti in base ai quali vengono definite le varie regioni.
Proprietà Macchie solari Facole
Temperatura superficiale 4 100 K 5 920 K
Campo magnetico, B 0.1 – 0.3 T 0.1 T
Raggio, r 10 000 km < 100 km
Tempo di vita < 100 gg 1 ora
Filling factor dell’emisfero solare
al max di attività [%]
0.3% 3%
16
Figura 1.4 - Andamento della temperatura in atmosfera solare.
Le osservazioni mostrano che la temperatura varia dal valore di 5 800 K in Fotosfera, alla base
dell’atmosfera, fino a 2 10
6
K nello strato più esterno. La densità diminuisce da 4 10
-4
kg m
-3
nell’atmosfera interna, fino a 10
-14
kg m
-3
negli strati più esterni, mentre la pressione diminuisce da
10
4
N / m
2
fino a 6 10
-1
N / m
2
in corona. Ogni strato in atmosfera, caratterizzato da diversi valori
di questi parametri, emette radiazione in diversi intervalli spettrali, considerati nella Sezione 1.2.3.
1.2.1.4.1 La Cromosfera
La Cromosfera è lo strato atmosferico più basso, estendendosi fino ad altezze di circa 2 000 km al
di sopra della fotosfera. Qui la densità di idrogeno diminuisce con l’altezza di ben 6 ordini di
grandezza, mentre la temperatura, raggiungendo un valore minimo in Fotosfera, aumenta in
Cromosfera lentamente, fino a raggiungere un valore di circa 9 000 K ad un’altezza di 2 000 km. La
radiazione ottica emessa dalla Fotosfera è di gran lunga superiore all’emissione estremamente
debole di tutta l’atmosfera solare, mascherandone la visibilità. Infatti, la Cromosfera è visibile da
Terra solo con opportuni filtri e durante le eclissi totali di Sole. Essa mostra la presenza sul disco di
regioni brillanti, visibili con filtri a banda stretta nella riga spettrale Hα dell'idrogeno (656.3 nm) o
nella riga K del Ca II (393.4 nm). Inoltre si osservano ―protuberanze‖ luminose, che si estendono
dal lembo del Sole nella Corona e che si osservano come ―filamenti‖ scuri quando osservate sul
disco. Tali strutture, pur esibendo proprietà geometriche diverse, corrispondono allo stesso
17
fenomeno fisico legato a condensazioni di gas più freddo, modellate dal campo magnetico, che si
estendono nell'atmosfera solare. Esse si sviluppano e possono rimanere visibili per alcuni giorni e
più (protuberanze quiescenti) oppure possono essere soggette ad eruzione (espansione rapida in
corona; protuberanze eruttive).
La fenomenologia cromosferica si può riassumere come segue.
Proprietà cromosferiche
Network cromosferico: Struttura formata da linee di forza del campo magnetico
collegato ai ―supergranuli‖, estensione della granulazione fotosferica.
Plage: Regioni di emissione osservabili nella riga Hα, dovute all’emergere di
intensi campi magnetici verticali.
Protuberanze/Filamenti: Dense regioni di plasma sostenuto al di sopra della
superficie del Sole da loop magnetici, dette protuberanze quando osservate al
lembo del Sole, oppure filamenti quando osservate sul disco. Tali strutture sono
caratterizzate da spessore dell’ordine di 5 10
3
km, altezza di 5 10
4
km e
lunghezze dell’ordine di 2 - 5 10
5
km, temperature di 1 – 2 10
4
K, centinaia di
volte inferiori alle temperatura coronali tipiche.
Spicole: Piccole eruzioni a getto, con T = 10 000 K, che si innalzano fino ad
altezze di 10 000 km nella bassa corona con velocità di circa 20 km/s nel network
cromosferico e che durano solo pochi minuti. Esse trasportano un flusso massimo
pari a 100 volte quello trasportato dal Vento solare in bassa Corona.
Flare: Liberazioni impulsive localizzate di energia magnetica (―brillamenti‖), che
avvengono su tempi scala tipiche di minuti (vedi Sezione 1.2.2.2.1).
In un’estensione di 500 km al di sopra della Cromosfera, la temperatura subisce un repentino
aumento, caratterizzando la cosiddetta ―regione di transizione‖. Vengono raggiunti valori prossimi a
4 10
5
K ad un’altezza di circa 3 000 km rispetto alla base della Fotosfera.
1.2.1.4.2 La Corona
La Corona solare è lo strato più esterno dell’atmosfera solare, per la quale non è possibile fissare un
limite esterno definito. Essa può raggiungere estensioni fino a 30 raggi solari. È visibile solamente
durante un’eclisse solare totale o con appositi strumenti detti coronografi, in quanto la sua brillanza
18
è molto bassa, circa 6 ordini di grandezza minore rispetto alla brillanza fotosferica, rendendo
alquanto difficili le osservazioni da terra.
La fenomenologia primaria tipica della Corona è rappresentata dalle ―Regioni Quiete‖, dalle
―Regioni Attive‖, dai ―Buchi Coronali‖ e dai ―Pennacchi Coronali‖:
Le Regioni Attive sono regioni ove si concentrano intensi campi magnetici, visibili come
macchie alle lunghezze d’onda del visibile. La natura instabile e la dinamica di tali campi si
manifestano in fenomeni come il riscaldamento del plasma coronale, i brillamenti e le
eiezioni di massa dalla Corona (―Coronal Mass Ejection‖, CME).
Le Regioni Quiete coronali circondano le Regioni Attive; in realtà tali regioni non sono
proprio quiete ma si rilevano osservativamente processi dinamici su piccola scala come
―nanoflare‖, eventi esplosivi, punti luminosi, getti visibili a raggi X fino ad archi coronali.
I Buchi Coronali sono tipicamente situati nella zone polari, dominati da linee aperte del
campo magnetico, e sono sorgente del Vento solare ad alta velocità. Osservabili in
particolare nella banda X, appaiono più scuri rispetto al disco coronale e sono sede di un
meccanismo efficiente di trasporto, che permette un continuo fluire di plasma verso
l’esterno.
I Pennacchi Coronali (―streamer‖) sono strutture di plasma coronale a larga scale, che si
presentano con un bulbo alla base, sede di topologia magnetica chiusa, dal quale di diparte
un lungo stelo, caratterizzato da topologia magnetica aperta, che si estende per parecchi
raggi solari.
La Corona è caratterizzata da una elevatissima temperatura dell’ordine di 10
6
K, cosicchè tutti gli
atomi sono ionizzati, e ciò spiega la presenza nello spettro solare coronale di righe (come ad
esempio la riga del Calcio ionizzato 14 volte).
Inoltre a tale temperatura, le particelle possono raggiungere velocità confrontabili con la velocità di
fuga e sfuggire quindi all’attrazione gravitazionale del Sole. Questo flusso di gas coronale è il ―
Vento solare‖ che si dettaglierà nella Sezione 2.1.1.
Le proprietà dell’atmosfera solare sono riassunte in Tabella 1.3 (da Tohmatsu, 1990).
19
Tabella 1.3 - Proprietà dell’atmosfera solare
STRATO
ALTEZZA AL DI SOPRA
DELLA FOTOSFERA
[KM]
TEMPERATURA
[K]
DENSITÀ IN
NUMERO
[M
-3
]
Fotosfera
(4)
-56
0
136
278
420
560
8 100
6 430
5 140
4 640
4 370
4 180
1.6 10
23
1.5 10
23
6.6 10
22
2.0 10
22
5.8 10
21
1.6 10
21
Cromosfera
840
1 004
1 580
2 000
5 280
5 750
7 150
9 000
1.2 10
20
2.5 10
19
4.1 10
17
1.0 10
17
Corona
7 000 = 0.01 R
70 000 = 0.1 R
280 000 = 0.4 R
10
6
10
6
10
6
1.6 10
23
1.6 10
23
1.6 10
23
Spazio
interplanetario
3 R
20 R
215 R
= 1 UA
10
6
-
2 x 10
5
2.8 10
11
2.0 10
9
5.0 10
5
(4)
La Fotosfera viene talvolta considerata parte dell’atmosfera solare. Qui se ne riportano i parametri fisici per confronto.
20
1.2.2 L’Attività Solare
Il Sole non è solo un sistema autogravitante, termonucleare e stabile, ma esibisce una varietà di
fenomeni dinamici a diverse scale spaziali e temporali, che prende il nome di ―Attività Solare‖.
L’Attività Solare è legata al magnetismo solare ed esibisce un comportamento periodico a diverse
scale temporali. Essendo alla base dell’aumentata emissione di energia sotto forma di radiazione
elettromagnetica e di particelle accelerate, la comprensione della sua origine e la descrizione della
fenomenologia che la caratterizza sono due aspetti fondamentali per la valutazione dei livelli di
energia disponibili alla distanza della Terra e la loro variazione nel tempo.
21
1.2.2.1 Origine dell’Attività Solare
L’origine dell’Attività Solare non è ancora del tutto chiara. Si ritiene che essa sia associata ad una
―dinamo magnetoidrodinamica‖ (MHD) legata alla presenza di intensi campi magnetici. Come
anticipato nella Sezione 1.2.1.3, i campi magnetici sono generati da correnti elettriche, secondo la
legge di Ampere, alla profondità della tacoclina, lo strato situato alla base della zona convettiva.
L’intensità e struttura dei campi magnetici solari dipendono da due fattori principali: la rotazione
differenziale (Sezione 1.2.1.3) e la convezione turbolenta. La rotazione differenziale, interagendo
con campi poloidali pre-esistenti, genera campi toroidali o azimutali molto intensi (circa 0.3 T).
Infatti, a seguito della rotazione differenziale, la zona convettiva equatoriale ruota con un periodo di
25.5 giorni, contro un periodo di 34 giorni per le regioni polari, comportando un allungamento delle
linee di forza del campo magnetico lungo la direzione parallela all’equatore. Tale processo viene
definito effetto Ω .
L’allungamento delle linee di forza implica un’amplificazione del campo magnetico stesso.
Quando l’intensità supera un valore soglia (10 T secondo D’Silva & Choudhuri, 1993), il campo
magnetico diventa instabile ed emerge in superficie, in conseguenza alla spinta idrostatica, dando
origine alle Regioni Attive con intensità dell’ordine di 0.1 – 0.2 T, minore rispetto agli intensi
campi interni di 1 – 10
T .
Come conseguenza della circolazione meridionale nella zona convettiva, le Regioni Attive che
emergono inizialmente a latitudini minori di 40°, migrano gradualmente verso l’equatore.
La dinamo solare presenta un altro effetto, detto effetto α, dovuto al fatto che i moti radiali nella
zona convettiva provocano un attorcigliamento del campo magnetico toroidale sotto l’azione della
forza di Coriolis, generando una componente di campo poloidale. Tale componente presenta un
comportamento ciclico con periodo 11 anni.
Riassumendo le principali proprietà della dinamo solare:
i. La dinamo solare è la sorgente di variabilità del Sole; è caratterizzata da due
componenti interagenti e variabili: i campi magnetici poloidali e quelli toroidali.
ii. La componente toroidale è responsabile della comparsa delle macchie solari e altre
Regioni Attive, da cui la variabilità nell’irradianza ultravioletta (UV). Un indice
descrittore per questa componente è il Numero di macchie R.
iii. La componente poloidale è responsabile dell’emissione di plasma magnetizzato
coronale. Un indice descrittore è il tasso di deposizione di radionuclidi cosmogenici.
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iv. La migrazione delle Regioni Attive verso l’equatore è conseguenza della circolazione
meridionale nella zona convettiva.
Tabella 1.4 Intensità dei campi magnetici di strutture solari
Caratteristiche solari Intensità dei campi magnetici
Macchie solari 0.3 T
Campo polare 10
-4
T
Network cromosferico 0.0025 T
Regioni Attive Effimere 0.0020 T
Plage cromosferiche 0.02 T
Protuberanze 10
-3
– 10
-2
T
Terra (per confronto) 7 10
-5
T
1.2.2.2 Fenomeni di Attività Solare
L’Attività Solare comprende una varietà di fenomeni caratterizzati da variabilità in tempi scala
differenti, presenti sia al livello della superficie solare sia nelle regioni più esterne dell’atmosfera.
La Tabella 1.5 (Messerotti, 2001) riporta le caratteristiche fondamentali dell’Attività Solare:
Tabella 1.5 - Caratteristiche fondamentali dell’Attività Solare
Fenomenologia Caratteristiche della struttura Manifestazioni caratteristiche
Variabile su
Scala spaziale
Scala temporale
Scala di energia
Interessa
Fotosfera
Cromosfera
Corona
Vento solare
Macchie solari
Flare
Coronal Mass Ejection
Fast Streamer
Caratterizzata da
Riscaldamento
Accelerazione di particelle
Emissione di radiazione
Formazione di plasmoidi
Questi fenomeni presentano una periodicità dell’ordine di 11 anni, che si osserva ad esempio nella
comparsa delle macchie in Fotosfera (―ciclo delle macchie‖ o ―di Schwabe‖), di 22 anni, che si
osserva nell’inversione della polarità magnetica (―ciclo magnetico‖ o ―di Hale‖), dovuto al fatto che
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