Fisica solare ed eliosferica

Lo strato più esterno dell’ atmosfera solare, la corona, è un plasma caldo, quasi completamente ionizzato, che non essendo confinato gravitazionalmente si espande supersonicamente nel vento solare. L’ Eliosfera è la bolla di plasma generata dal vento solare nel mezzo interstellare. La fisica del plasma eliosferico, che coinvolge problemi di turbolenza, dinamica non-lineare, accelerazione di particelle, ha assunto un ruolo importante nell’ astrofisica moderna sia per la comprensione di una ben più vasta classe di fenomeni naturali (pulsar, dischi di accrescimento, accelerazione dei raggi cosmici) che per motivi più contingenti riguardanti l'influenza dell' attività magnetica solare sulla terra e la sua magnetosfera, aspetto quest'ultimo che viene acquisendo sempre più rilevanza con la sempre maggiore integrazione dei sistemi di comunicazione satellitare, al punto da avere acquisito un nome proprio, la cosiddetta meteorologia spaziale o 'space weather'.

La Corona Solare La corona solare è un plasma tenue magnetizzato che ha una temperatura di circa 2x106 K. Per poter mantenere tale temperatura, a causa delle perdite radiative e conduttive, la fotosfera deve fornire fino a 107 erg/cm2/s per le regioni più attive. Il trasporto di tale flusso in corona avviene tramite il campo magnetico solare e si manifesta anche con fenomeni dinamici molto violenti come i brillamenti solari, che sprigionano energia fino a 1033 erg in pochi minuti. La comprensione del riscaldamento solare, come la comprensione del fenomeno dei brillamenti, è uno degli argomenti di ricerca del gruppo. In figura: immagine X della corona (telescopio EIT del satellite SOHO).

Il Vento Solare Il plasma coronale si espande dal sole con velocità che possono raggiungere i 900 km/s. Grazie alle sonde spaziali abbiamo la possibilità di misurare direttamente i suoi parametri fisici fondamentali. Lungi dall'essere uniforme in esso sono presenti fluttuazioni continue del campo magnetico (onde di Alfvén) e altri fenomeni come discontinuità del campo magnetico e onde d'urto. Il vento solare è un ambiente in cui la turbolenza è pienamente sviluppata. La figura mostra la velocità di espansione del vento solare in funzione della latitudine misurata per l'esperienza SWOOPS a bordo della sonda ULYSSES

Ai confini dell’Eliosfera Dopo aver viaggiato attraverso lo spazio per più di 26 anni, la sonda Voyager 1 sembra stia per attraversare il confine dell’eliosfera. Le più recenti osservazioni della sonda sembrano indicare che essa possa aver già attraversato lo shock terminale dove il plasma del vento solare confluisce nel mezzo interstellare.

Magnetoidrodinamica (MHD) La dinamica di un plasma magnetizzato può essere descritta con la magnetoidrodinamica (MHD), un sistema di equazioni nonlineari alle derivate parziali. La natura non lineare delle equazioni e la complessità delle topologie magnetiche osservate nell'eliosfera, rendono la simulazione numerica uno strumento essenziale per la comprensione dei fenomeni osservati.

Onde d’urto MHD intorno a punti a X Le onde MHD svolgono un ruolo fondamentale nel riscaldamento della corona e nell'accelerazione di particelle (raggi cosmici solari e non). A causa della bassa resisitività del plasma della corona, la dinamica delle onde porta alla formazione di strutture su scale molto piccole, che prendono la forma di onde d’urto o di strati di corrente (Current Sheets). In figura la formazione di treni di onde d’urto da parte di onde MHD propagantisi in vicinanza di punti neutri (a X) del campo magnetico medio.

Simulazioni eliosferiche: dominio numerico in espansione La vasta gamma di scale presenti nella dinamica del vento (dalle dimensioni dell’eliosfera, 100 AU, al raggio di Larmor dei singoli ioni, 1 km) rende impossibile un modello numerico globale. Un modo per semplificare il problema è di mettersi nel riferimento del plasma che si espande sfericamente. In figura, simulazioni numeriche dell’instabilità di Kelvin Helmholtz che si sviluppa in prossimità dello shock eliosferico.

Riscaldamento della corona solare e micro-brillamenti I moti fotosferici convettivi immettono energia nel campo magnetico coronale per induzione, trascinando con sé le linee di campo magnetico. Le correnti indotte in corona in questo modo si concentrano in piccoli strati di corrente, dove dissipano mediante riscaldamento ohmico ed accelerazione di particelle. Osservativamente, la statistica dell’emissione X solare mostra una distribuzione di eventi che scalano in legge di potenza con l’energia. Il gruppo di Firenze è stato il primo a mostrare come tali leggi di potenza sono consistenti con gli eventi dissipativi legati alla dissipazione di strati di corrente. . In figura, un’istantanea dell’intensità di corrente in una sezione piana della corona. Si riconoscono le correnti legate agli archi magnetici o loops (cerchi), e alle current sheet (filamenti chiari).