Mappe elettroniche ed equazione di continuità: un approccio computazionale allo studio dei flare solari

I flare solari o brillamenti sono gli eventi esplosivi più energetici che avvengono all’interno del sistema solare. Associati ad un rapido rilascio di energia magnetica, precedentemente immagazzinata, i brillamenti di grandi dimensioni possono emettere energie dell’ordine di 1032 erg, nell’arco di pochi minuti e su un’area di emissione anche inferiore a 10¹⁸cm² (per un osservatore sulla Terra l’area di emissione corrisponde a 10 arcsec²).
Benché possa sembrare una quantità impressionante di energia, questo valore rappresenta solamente un quarantesimo della normale emissione radiativa del Sole in un secondo, in modo che, da un punto di vista bolometrico, i flare solari comportano un aumento difficilmente osservabile della luminosità totale del Sole. L’emissione di radiazione è solitamente associata all’iniezione di più di 10¹⁵g di materiale a velocità superiori ai 100 kms⁻¹.

L’energia viene immagazzinata su un periodo di ore o giorni grazie alla sollecitazione delle configurazioni di campo magnetico all’interno di zone definite come Regioni Attive; inoltre non è ancora chiaro se queste sollecitazioni avvengano prima o dopo che il flusso emerga dalla superficie del Sole. Nello sviluppo dei brillamenti solari possiamo distinguere quattro fasi successive in base al tipo di radiazione emessa e all’area della zona di emissione:
- la fase di pre-flare, con durata di dieci minuti circa, è caratterizzata da raggi X poco energetici (energie < 10 keV ) e viene seguita dal riscaldamento del plasma all’interno della corona solare;
- la fase impulsiva, con durata circa un minuto, è contraddistinta dalla forte accelerazione di elettroni e ioni e conseguente emissione di raggi X energetici e microonde;
- la fase di flash phase, della durata di cinque minuti, nella quale si osserva un aumento repentino dell’intensità delle radiazioni emesse e dell’area di emissione;
- la fase conclusiva di main phase, durante la quale si ha una lenta diminuzione dell’intensità di radiazione emessa ed è caratterizzata dalla durata variabile da un’ora a una giornata a seconda dell’entità dell’evento.

Sappiamo che i flare sono fenomeni quadri-dimensionali che evolvono in modo caotico e difficilmente prevedibile. Accanto a uno studio morfologico di ogni singolo evento, chi si occupa di costruire modelli di evoluzione dei flare parte dal concetto di un tubo di flusso isolato, o altrimenti detto loop. La modellizzazione dei flare solari si muove su due piani differenti. Attraverso un approccio diretto, viene adottata una configurazione di campo magnetico e del plasma solare nella condizione di pre-flare e vengono risolte le equazioni relative alla fisica del plasma, in modo da prevedere quali siano le configurazioni seguenti e i modelli relativi al rilascio energetico. L’approccio inverso consiste invece nel ricavare le caratteristiche relative ai fenomeni di rilascio energetico attraverso l’analisi delle osservazioni dei flare. All’interno della corona solare si possono distinguere due zone magnetiche dotate di differenti proprietà: regioni a campo aperto e regioni a campo connesso. Le regioni a campo aperto, sempre presenti nelle zone polari, possono estendersi anche a latitudini minori, connettendo la superficie solare a campi magnetici interplanetari.