IL VENTO SOLARE

17/04/2011

Astroparticelle.it

Il vento solare pur non facente parte strettamente dei raggi cosmici, è composto anch'esso di particelle che tuttavia posseggono una energia di qualche Mev o decine di Mev o comunque parecchio inferiori rispetto alle energie in gioco nella fisica delle astroparticelle. Nel campo delle astroparticelle il vento solare è considerato rumore in  quanto interferisce modulando i protoni primari stellari o extra galattici.

Ph. Cortesia NASA

Il Sole perde continuamente massa e questa perdita di massa è chiamata vento solare.

La composizione del vento solare è una miscela, composta di idrogeno ionizzato (elettroni e protoni) con una componente l'8% di elio (particelle alfa) e tracce di ioni pesanti e di nuclei atomici: C,  Ne,  Si,  Fe (ULYSSE SWICS)

SOHO ha anche individuato le tracce di alcuni elementi per la prima volta, come P, Ti, Cr, Ni e un assortimento di isotopi di vento solare identificati per la prima volta: Fe 54 e 56; Ni 58,60,62 (Galvin, 1996).

L' esistenza del vento solare fu suggerita per capire le tempeste magnetiche sulla Terra. Durante le tempeste magnetiche, le proprietà della ionosfera terrestre sono modificate e la comunicazione radio può diventare seriamente perturbata per qualche tempo (circa 36 ore) dopo l'osservazione sul sole di alcuni brillamenti violenti (flare).
Tale perturbazione non può essere causata da radiazioni elettromagnetiche provenienti dal Sole perché impiega 8 minuti per raggiungere la Terra. Pertanto è stato suggerito che il Sole emette particelle che provocano tempeste magnetiche, quando raggiungono le vicinanze della Terra.
In tale contesto è interessante notare che  Carrington  ha scoperto nel settembre del 1859 un grande brillamento di luce bianca e poi 4 ore dopo la mezzanotte si è avviata una grande tempesta magnetica.

Segnali dalle comete

Un altro suggerimento per l'esistenza del vento solare nasce da osservazioni delle code delle comete (questo è stato prima studiato da Biermann nel 1950). Queste sono prodotte quando le comete sono abbastanza vicino al Sole e le code puntano sempre verso la parte opposta del sole.
Originariamente, si riteneva che la pressione da radiazione producesse le code.
Il meccanismo è più complesso di quello che sembra, la cometa emette polvere e gas, quando piccole particelle assorbiranno radiazione dal sole, queste acquisteranno energia e quantità di moto, conseguentemente emetteranno radiazione, questa radiazione sarà isotropica in tutte le direzioni e questo porterà ad assenza di quantità di moto, a questo punto la materia sarà spinta via dalla radiazione solare e quindi ci sarà la formazione della coda.
Ma le osservazioni mostrano che esiste anche una coda di plasma composta da gas ionizzato.
Il sole emette un flusso continuo di plasma, il gas ionizzato solare (prevalentemente H⁺) colliderà con gli atomi della cometa, la quantità di moto viene trasferita  e ci sarà una reazione di scambio di carica: un elettrone sarà scambiato tra una particella in arrivo carica e una particella neutra della cometa producendo la coda di ioni.

Ph.M.Arcani

Siccome le paricelle cariche si muovono lungo un campo magnetico, la coda di ioni sarà allineata con il campo magnetico locale interplanetario.

Segnali dai satelliti

La prima misura in situ del vento solare è stata fatta nel 1962 dal Mariner 2,  In primo luogo vogliamo ricordare che oltre al satellite SOHO due missioni precedenti hanno fatto rilevamenti, Ulisse e ACE.
Ulisse è stato lanciato dallo Space Shuttle Discovery nel 1990.
Il veicolo spaziale ha raggiunto Giove, dove la gravità del pianeta ha spinto la navicella in una traiettoria che la portò nel Polo sud del sole nell'autunno del 1994 e nel suo polo nord durante l'estate del 1995.
Il passaggio successivo al polo sud avvenne nel 2000 e nel 2001 al polo nord e quindi di nuovo nel 2006.
Questi  passaggi orbitali hanno fornito le viste del vento solare vicino al minimo di attività solare e al massimo di attività solare.
E' stato rilevato che nel 2000 il polo sud magnetico è scomparso quasi completamente durante  il periodo di massimo solare. La velocità del vento solare, l'intensità del campo magnetico e la direzione e composizione sono state misurate.

Il satellite Advanced Composition Explorer (ACE) è stato lanciato  nel mese di agosto del 1997 e messo in orbita circa nell punto lagrangiano L1 tra la Terra e il Sole. ACE ha una serie di strumenti che monitorano il vento solare.

SOHO / SWAN (Solar Wind anisotropie) misura la Lα radiazione che viene diffusa da atomi di idrogeno, che confluiscono nel sistema solare. Questa radiazione diffusa è chiamata radiazione interplanetaria  alfa Lyman, e Swan osserva questa radiazione interplanetaria  Lyman alpha in tutte le direzioni del cielo.
Questi Atomi di idrogeno si scontrano con i protoni del vento solare e si ionizzano. Questo produce una cavità di ionizzazione intorno al sole, ma la forma e la sostanza di questa cavità  dipendono dal vento solare.
Pertanto la misura della luce UV interplanetaria Lα permette di determinare la distribuzione latitudinale del vento solare. Se il vento solare fosse isotropo, la distribuzione di idrogeno e l'emissione Lyman alpha sarebbe assiale-simmetrica intorno alla direzione in cui l'idrogeno interplanetario fluisce nel sistema solare. Tuttavia, questo non accade.

E' interessante indagare circa la composizione del vento solare, in quanto abbiamo solo qualche accenno di come sia circa l'origine e la sorgente. La cosa più importante è che la composizione è piuttosto differente da quella della superficie del sole, e le variazioni dimostrano essere correlate con l'attività solare e le caratteristiche solari (Bochsler, 2001).

Sono state osservate anche nubi magnetiche nel vento solare, prodotte da eruzioni (brillamenti e protuberanze con emissione di massa) di materia inglobanti un proprio campo magnetico. Queste nubi magnetiche possono essere rilevate nel vento solare attraverso osservazioni delle caratteristiche del vento solare -  velocità, densità e intensità del campo magnetico e la direzione.
Referimenti sulle nuvole magnetiche possono essere trovate in Burlaga et al. (1981).

Circa la metà di tutte le nubi magnetiche hanno (e portano) un superflusso o shock interplanetario o ripidi impulsi di pressione , che in molti casi posseggono grandi energie . Quando un tale fronte di pressione incontra la magnetosfera della terra, la schiaccia causando una riconfigurazione dei propri margini misurabile a terra circa 5-10 ore prima dell'inizio della fase principale della tempesta magnetica.
(Lepping, 2001).

STRUTTURA

La struttura globale del vento solare dal minimo solare al massimo solare è stata rivista da Gibson (2001).

Ci sono diversi tipi di vento solare, Il vento solare varia in forza durante il ciclo dell'attività solare. Ha una velocità media sulla Terra di circa 400 km / s. La perdita di massa totale è di circa 10^-14Mo(Masse solari) / Anno.
Circa 1 milione di tonnellate di materiale solare gettata fuori nello spazio ogni secondo. Se il vento solare era lo stesso nel passato, allora oggi la massa totale persa dal Sole da quel periodo ad ora sarebbe nell'ordine dei 10^-4Mo(Masse solari).

Il vento solare scorre lungo le linee aperte (il termine linee aperte del campo magnetico non implica monopoli magnetici, ma significa che sono chiusi molto lontano dal Sole nello spazio interplanetario) del campo magnetico che passano attraverso buchi coronali.
Inoltre, il Sole perde anche massa coronale per espulsioni (CME). Alcuni di loro, ma non tutti sono accompagnati da eruzioni solari. Il vento a bassa velocità è di dubbia provenienza ma potrebbe provenire nei punti in cui potenti campi magnetici si scontrano (physicworld 2008) mentre il vento ad alta velocità proviene da buchi coronali. Tuttavia, se un lento flusso è seguito da un flusso rapido di materiale più veloce , questo interagirà con esso. Questa interazione produce onde d'urto in grado di accelerare le particelle a velocità molto elevate.

Siccome il Sole ruota questi vari flussi ruotano anch'essi (co-rotazione) e prodcono uno schema nel vento solare molto simile a quello di un  irrigatore rotante su un prato.
All'orbita della Terra, una unità astronomica (UA) o circa 1,5 × 10⁸ km dal Sole, il campo magnetico interplanetario  forma un angolo di circa 45 gradi rispetto alla direzione radiale.
Il campo magnetico del Sole, che si sviluppa nello spazio interplanetario è chiamato campo magnetico interplanetario IMF.

Ph. Cortesia NASA

Le linee del campo interplanetario sono congelate nel plasma. A causa della rotazione del Sole, il IMF come il vento solare viaggia fuori in un percorso a spirale. Questo può essere paragonato al modello di acqua spruzzata da un irrigatore rotante in un prato . L'avvolgimento del campo magnetico si chiama spirale di Parker dopo che lo scienziato per primo descrisse questo.

Inoltre, possono essere identificati settori (in genere quattro) con alternate direzioni del campo magnetico. A seguito dell'espansione del vento solare, la densità decresce con l'inverso del quadrato della distanza (dal sole). A una certa distanza abbastanza grande dal Sole (in una regione conosciuta come eliopausa), il vento solare non può più "respingere"  le particelle del mezzo interstellare locale e il vento solare rallenta da 400 km / s a forse 20 km / s. .

Ph. Cortesia NASA

Bibliografia:
THE SUN AND SPACE WEATHER by ARNOLD HANSLMEIER
University of Graz, Institute of Physics/ IGAM, Austria
Springer

Reference:
http://physicsworld.com/cws/article/news/33758