Sarà capitato un po’ a tutti di ammirare delle foto in cui vengono mostrate, in tutto il loro fascino senza pari, le aurore boreali; manifestazioni di quel fenomeno naturale che risulta fondamentale per l’equilibrio del nostro sistema planetario: il vento solare; l’argomento di oggi della rubrica settimanale dedicata alle curiosità astrofisiche.
In questo articolo verrà fornita una panoramica completa che spiega l’origine e gli effetti del vento solare; bando ad ulteriori indugi, allora. Iniziamo.
Composizione e origine del vento solare
Il vento solare è formato da plasma (ovvero quello stato di aggregazione della materia1 formato da gas ionizzato) caratterizzato da un flusso continuo di particelle cariche, composto da protoni ed elettroni, che viene emesso costantemente dall’atmosfera superiore del Sole (la corona) e che si diffonde in tutto lo spazio interplanetario.
La formazione del vento solare è causata dall’espansione continua della corona solare (lo strato più esterno dell’atmosfera del Sole) nello spazio interplanetario.
La corona, infatti, raggiunge temperature di milioni di kelvin2: valori molto più elevati rispetto a quelli raggiunti dalla superficie visibile del Sole (la fotosfera). A queste temperature, le particelle di plasma acquistano un’energia cinetica talmente elevata che la gravità del Sole non riesce a trattenerle, permettendo loro di sfuggire e di accelerare verso l’esterno.
Dato che i protoni (particelle cariche positive) e gli elettroni (particelle cariche negative), sono presenti in quantità uguale, il flusso di particelle risulta nel complesso elettricamente neutro.
Il protone, tuttavia, ha una massa notevolmente maggiore rispetto a quella dell’elettrone (di circa 1836 volte); e dato che l’energia cinetica di una particella è determinata dalla formula E k = ½ mv2 (dove m è la massa e v è la velocità della particella), risulta che sono proprio i protoni a trasportare la maggior parte dell’energia cinetica del vento solare; il contributo degli elettroni a questo bilancio energetico, invece è trascurabile.
L’energia cinetica media tipica di un singolo protone del vento solare è di circa 1 keV3, ma può aumentare nei flussi più veloci e durante le fasi di maggiore attività solare.
I valori di temperatura e velocità del flusso di particelle sono variabili nel tempo e con andamenti legati al ciclo undecennale4 dell’attività solare. La temperatura elevata della corona solare accelera le particelle, trasferendo loro ulteriore energia.
Le caratteristiche del vento solare
Il vento solare non è un flusso uniforme, poiché presenta notevoli variazioni in termini di velocità, densità e composizione.
È costituito principalmente da idrogeno ionizzato (protoni ed elettroni), con una percentuale minore di elio e tracce di ioni più pesanti di carbonio, ossigeno, silicio e ferro.
Ai margini dell’orbita terrestre, la velocità media è di circa 400 km/s (equivalenti a 1,44 milioni di km/h). Tuttavia, esistono flussi ancora più veloci che possono superare i 750-800 km/s e, in eventi estremi, anche i 1000 km/s.
Nelle vicinanze della Terra, il vento solare è estremamente rarefatto, con una densità media di appena 3-10 particelle per centimetro cubo; nonostante questa rarefazione, il plasma mantiene temperature elevatissime, stimate intorno ai 150.000 K all’altezza dell’orbita terrestre.
E non è finita qui: il vento solare è anche “magnetizzato”, poiché trasporta con sé il campo magnetico solare, che si avvolge a spirale a causa della rotazione del Sole.
La scoperta del vento solare: da un’ipotesi a una certezza
L’idea di una sorta di “vento” proveniente dal Sole ha richiesto decenni di studi e osservazioni.
Le prime intuizioni sulla sua esistenza risalgono agli anni ’50 del secolo scorso, quando l’astronomo tedesco Ludwig Biermann notò che le code delle comete puntavano sempre in direzione opposta al Sole, un fenomeno non spiegabile con la sola influenza della luce solare.
Nel 1951 Biermann ipotizzò che dovesse esistere un flusso di particelle in grado di “spingere” le code delle comete.
Nel 1958 il giovane fisico Eugene Parker dell’Università di Chicago formalizzò matematicamente l’idea di Biermann, dimostrando che la corona solare così calda e in espansione avrebbe dovuto produrre un flusso supersonico di particelle. Fu proprio Parker a coniare il termine “vento solare”. La sua teoria, inizialmente accolta con scetticismo, fu poi confermata dalle misurazioni dirette delle sonde spaziali a partire dai primi anni ’60.
Venne dimostrato quindi che il vento solare provoca alterazioni nei campi magnetici della Terra e degli altri pianeti, e che è in grado di “spingere” in direzione opposta al Sole stesso le code delle comete.
Gli effetti del vento solare
Gli effetti del vento solare sono molteplici e spaziano dalla bellezza naturale ai potenziali rischi per la tecnologia.
Aurore polari
Il fenomeno più affascinante, senza ombra di dubbio, è rappresentato dalle aurore polari. Le particelle cariche del vento solare, guidate dal campo magnetico terrestre verso i poli, interagiscono con gli atomi dell’atmosfera, creando le spettacolari luci danzanti delle aurore boreali e australi.
Tempeste geomagnetiche
Il vento solare, purtroppo, non fornisce soltanto spettacoli meravigliosi come le aurore polari, ma può avere anche effetti negativi: quando è particolarmente intenso (a causa di eruzioni solari o buchi coronali), può disturbare la magnetosfera terrestre, dando origine a tempeste geomagnetiche. Queste possono causare:
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Interferenze alle comunicazioni – Disturbi alle trasmissioni radio, televisive e telefoniche, in particolare alle alte frequenze e nelle regioni polari.
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Danni alle infrastrutture – Forti correnti indotte possono sovraccaricare le reti elettriche, causando blackout, e accelerare perfino la corrosione degli oleodotti.
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Rischi per i satelliti e la navigazione – Le particelle energetiche possono danneggiare i sistemi elettronici dei satelliti e disturbare i segnali GPS/GNSS.
Formazione dell’eliosfera
Il vento solare crea e modella l’eliosfera, un’enorme “bolla” di plasma che avvolge il Sole e tutti i pianeti, proteggendoci dalle radiazioni cosmiche provenienti dallo spazio interstellare e modulandone il flusso.
Nell’eliosfera la densità del vento solare è maggiore di quella della materia interstellare circostante.
L’eliosfera, essendo continuamente “gonfiata” dal vento solare, non è centrata sul Sole, per cui i suoi confini hanno una forma irregolare che dipende dalla distribuzione e dall’intensità del vento che a sua volta dipende dall’attività solare. Assume un aspetto molto simile a quello di una cometa con una coda allungata nel senso opposto al moto del Sole nella galassia.
La protezione dell’eliosfera contro le radiazioni cosmiche è molto simile all’azione esercitata dalle magnetosfere planetarie. Il termine “eliosfera” è stato probabilmente coniato da Alexander J. Dessler, a cui si attribuisce nel 1967 il primo uso nella letteratura scientifica.
Dell’importanza delle magnetosfere si è già ampiamente discusso in alcuni articoli precedenti; in particolare si è visto come l’assenza di uno scudo magnetico si è rivelata fatale per Marte, che non ha avuto la stessa sorte del suo “lontano parente”: la Terra, la quale per fortuna ha questa protezione.
E sarà proprio il campo magnetico della Terra il prossimo argomento della rubrica.
Sperando di essere riusciti a suscitare il vostro interesse, vi diamo appuntamento quindi al prossimo sabato.
A presto!
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Glossario
1 Con stato di aggregazione della materia si intende una classificazione convenzionale degli stati che può assumere la materia a seconda delle proprietà meccaniche che manifesta. I principali stati della materia sono:
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Solido – la materia ha un volume e una forma propria.
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Liquido – la materia ha un volume proprio, ma acquisisce la forma del recipiente che la contiene;
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Aeriforme – la materia non ha né volume né forma propria, ma si espande fino a occupare tutto lo spazio disponibile. Le sostanze aeriformi si dicono gas a temperatura e pressione ambiente, invece i vapori si formano da sostanze liquide o solide a seguito di somministrazione di calore.
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Plasma – gas ionizzato elettricamente neutro (formato da un insieme di ioni positivi ed elettroni liberi di muoversi, la cui carica elettrica totale è nulla) che si trova spesso, ma non esclusivamente, a temperature molto elevate.
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Condensato di Bose-Einstein – particolare stato in cui un gruppo di particelle (chiamate bosoni) viene raffreddato a temperature vicinissime allo zero assoluto (circa -273,15 °C). In questa condizione gli atomi perdono energia e finiscono tutti nello stesso “stato quantistico” di minima energia; così iniziano a muoversi e a vibrare all’unisono, come se fossero un unico grande “super-atomo” descritto da un’unica onda. Non si trova spontaneamente in natura: è stato realizzato in laboratorio per la prima volta solo nel 1995 da un esperimento condotto da Eric Cornell e Carl Wieman.
2 Il k (kelvin) è l’unità di misura base della temperatura termodinamica nel Sistema Internazionale di unità di misura. La scala parte da 0 K (zero assoluto), che corrisponde a -273,15 °C, il limite inferiore teorico della temperatura in cui cessa l’agitazione termica molecolare. Un k equivale a -272,15 gradi celsius.
3 Il keV (kiloelettronvolt) è un’unità di misura dell’energia, pari a 1000 elettronvolt, comunemente usata nella fisica atomica, nucleare e delle particelle.
4 Il ciclo solare è la variazione periodica dell’attività magnetica del Sole, con una durata media di circa 11 anni.
L’attività magnetica del Sole viene misurata in base al numero di macchie solari che appaiono in modo ciclico e più o meno intensamente sulla superficie solare. Quando la superficie solare mostra una grande quantità di macchie, significa che il Sole sta attraversando una fase di maggior attività e emette maggior energia nello spazio circostante. Il numero medio di macchie solari presenti sul Sole non è costante, bensì varia tra periodi in cui si registrano valori di minimo e di massimo. Ogni ciclo intercorre tra un periodo di minimo (o di massimo) dell’attività solare e il successivo. Occorre precisare che la durata del ciclo non è esattamente regolare, poiché può variare tra i 10 e i 12 anni.
Riferimenti a studi scientifici
Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields.
- Autore: Eugene Parker.
- Rivista: Astrophysical Journal.
- Volume/Articolo: vol. 128, p.664.
- Periodo di Pubblicazione: novembre 1958.
- DOI: 10.1086/146579.
Fonti
Wikipedia – Vento solare.
