La cromosfera solare

 

Sopra la fotosfera si trova la cromosfera, un sottile strato di gas che si estende fino a 15.000 km (più di un diametro terrestre) di quota ed è trasparente alla luce bianca. Può però essere osservato in dettaglio in luce monocromatica alle lunghezze d'onda delle righe di assorbimento più intense dello spettro solare, come la riga rossa dell'idrogeno neutro, chiamata H-alfa, e le righe H e K del calcio ionizzato. Nel corso di un'eclisse totale di Sole essa appare come un anello rossastro (da ciò il nome, in quanto "croma" significa "colore" in greco) e mostra numerose punte luminose dette spicule, che si muovono in altezza come lingue di fiamma con una velocità compresa fra 20 e 50 km/s ed una durata di 5-10 minuti. Le spicole hanno un diametro di circa 1000 km ed un'altezza intorno ai 10.000 km.. Padre Angelo Secchi descrisse le spicule come "piccole fiammelle sotto l'azione del vento", che danno alla cromosfera l'aspetto di una "prateria infuocata". Esse si osservano come un prolungamento della granulazione fotosferica, che comunque è osservabile anche nella cromosfera sotto forma di macchie luminose, dette flocculi situate alla base delle spicole. Esiste inoltre una "supergranulazione", costituita da gruppi di celle con dimensioni dell'ordine di 32.000, che durano in media da 1-2 giorni. Generalmente le spicole si dispongono lungo i bordi dei supergranuli. I fenomeni peculiari che interessano la cromosfera sono molti, poiché questa parte bassa dell'atmosfera solare è una zona in cui avvengono dei drastici cambiamenti nelle condizioni fisiche del gas, come ad esempio il forte gradiente di temperatura la quale passa dai 5800 gradi della fotosfera ai 100.000 gradi dell'alta cromosfera su una distanza esigua pari al 2% del raggio solare, mentre la densità decresce al crescere dell'altezza. Parleremo qui solamente i tre fenomeni più caratteristici: le facole cromosferiche, le protuberanze e i brillamcnti.

Facole

Le facole cromosferiche sono osservabili su tutto il disco solare nelle righe H-alfa e K del calcio ionizzato e si presentano come zone brillanti molto più estese delle corrispondenti facole fotosferiche visibili in luce bianca. Come queste ultime anch'esse sono collegate ai gruppi di macchie ma possono sussistere anche indipendentemente.

Le protuberanze

Le protuberanze sono visibili al bordo del disco solare in luce monocromatica ed appaiono come getti luminosi di gas di forma arcuata, che interessano anche la bassa corona; sul disco hanno invece l'aspetto di "filamenti", oscuri perché il gas è più freddo e denso di quello delle zone circostanti. L'altezza può arrivare a 40.000 km, per cui il fenomeno interessa anche la corona, ma in casi eccezionali tale valore può essere anche dieci volte tanto. La temperatura è dell'ordine de 20.000 gradi e la velocità di ascesa del gas può raggiungere 700 km/s. A seconda dell'aspetto e delle modalità con cui si sviluppano vengono denominate "stazionarie", con una durata fino a 10 mesi; "eruttive", a sviluppo molto rapido; "a getto" (surge); "a macchie". Il gas che forma le protuberanze è sostenuto dai campi magnetici locali che ne determinano anche il movimento, la forma ed in generale l'evoluzione. Esiste fra la cromosfera e la corona un sottilissimo strato di gas, che viene chiamato strato di transizione. Le osservazioni spettroscopiche indicano uno spessore di appena 30 km ed è perciò osservabile solo in alcune righe spettrali in emissione nella banda dell'estremo ultravioletto (EUV), quindi dallo spazio, poiché tale radiazione è assorbita dall'atmosfera terrestre. Infatti, preziose informazioni sono state ricavate nel corso della missione Skylab, il laboratorio orbitante dotato di un vero e proprio Osservatorio solare. Si è così potuto accurare che nello spaziò di qualche decina di chilometri la temperatura del gas sale dai valori cromosferici (10.000-100.000 gradi) a quelli coronali (1-2 milioni di gradi), dando origine ad uno dei grandi problemi aperti della fisica solare: qual è il meccanismo che riscalda la corona?

I brillamenti solari.

Il 10 settembre 1859 l'astronomo inglese Richard Carrington stava osservando le macchie solari in luce bianca, quando comparve sul Sole un punto intensamente luminoso, che scomparve dopo circa cinque minuti. La prima interpretazione che egli diede del fenomeno fu la caduta di un meteorite sulla superficie solare, ma in realtà egli aveva osservato per la prima volta l'evento principe dell'attività solare: il "brillamento". Non solo, ma si trattava anche di un evento piuttosto eccezionale, perché solo certi brillamenti tra i più energetici sono visibili in luce bianca, cosa che si verifica molto di rado. Solitamente, infatti, questi aumenti di intensità luminosa si osservano in cromosfera solo con l'impiego dei costosi filtri H- alfa.. Una possibile spiegazione fisica del fenomeno venne fornita molto più tardi, quando si svilupparono la fisica del plasma e le teorie sul campo magnetico. A tutt'oggi comunque non esiste ancora una teoria soddisfacente tra tutte quelle proposte e questo fenomeno, il più energetico dell'attività solare, presenta ancora molti punti oscuri e costituisce quindi una sfida per i fisici solari teorici. Il dato certo è che i brillamenti avvengono principalmente in strutture magnetiche complesse, in prossimità di gruppi di macchie. Le osservazioni indicano che se l'area di un gruppo aumenta velocemente è ragionevole aspettarsi la produzione di uno o più brillamenti a causa di una modifica nella configurazione magnetica della regione attiva. La classificazione secondo Mclntosh tien conto in modo dettagliato dell'evoluzione dei gruppi in base a tali constatazioni sperimentali e quindi si presta stimarne la produttività in termini di brillamenti.

Classificazione e cause dei brillamenti

Esiste inoltre una classificazione magnetica delle regioni attive, basata sulla disposizione e sulla polarità dei campi magnetici delle macchie. Più precisamente si distinguono quattro classi, indicate con le prime quattro lettere dell'alfabeto greco in ordine di complessità crescente: alfa -regione unipolare; beta - bipolare; gamma - complessa; delta -esistono ombre di polarità opposta entro una penombra in gruppi di tipo beta e gamma. Il nocciolo di tutti i modelli proposti per spiegare questa sorta di "esplosione" di energia è la riconfigurazione del campo magnetico, cioè un suo repentino cambiamento di struttura. Nel plasma solare le linee di forza del campo, che connettono macchie di polarità opposta, si comportano come degli elastici, che vengono trascinati dal moto del gas. Un elastico in tensione possiede una certa quantità di energia, che rilascia quando ritorna allo stato normale ed un processo simile si verifica nel corso di un brillamento. Due tubi di flusso magnetico di polarità opposta possono venire "a contatto " per diversi motivi; per esempio, un nuovo tubo di flusso emerge dalla fotosfera in seguito allo sviluppo di nuove macchie e durante la sua estensione verso l'alto viene a contatto con un tubo magnetico preesistente. Nella ristretta zona di "contatto", le linee di forza relative a macchie vicine di polarità magnetica opposta tendono a spezzarsi per ricollegarsi immediatamente in una diversa configurazione ed il campo magnetico locale si annichila: durante questo fenomeno, chiamato appunto riconnessione, viene impressa una tensione enorme ai nostri elastici ideali, che dapprima vengono caricati di energia e poi la possono rilasciare in modo esplosivo quando ritornano allo stato di riposo.

Potenza e dimensioni dei brillamenti

L'energia del campo magnetico viene così spesa per riscaldare il plasma nella zona in cui avviene il brillamento fino a temperatura di 50 milioni di Kelvin e per accelerarlo fino a formare onde d'urto che, partendo dalla zona di accelerazione, si propagano in cromosfera e corona originando altri fenomeni secondari. Parte dell'energia magnetica viene inoltre acquisita dalle particelle del gas sotto forma di energia cinetica: protoni, elettroni e ioni sono perciò accelerati al punto da poter sfuggire dal Sole e raggiungere la Terra. Si osserva anche l'espulsione rapida di masse di gas dell'ordine di 10 alla 13 di Kg. L'energia complessivamente rilasciata nel corso di un brillamento può assumere valori compresi tra 10 alla 21 e 10 alla 25 Joule, che corrispondono a 220 mila Mt e a 2,2X10 alla 9 Mt rispettivamente. Un megaton (Mt) rappresenta l'energia liberata nell'esplosione di i milione di tonnellate di tritolo (1 Mt = 4,5x10 alla 15 Joule). Se ricordiamo la terrificante potenza distruttiva delle bombe atomiche di Hiroshima e Nagasaki, che erano di circa 0,02 Mt, possiamo renderci conto dell'imponenza dei fenomeni solari, essendo i meno intensi 10 milioni di volte ed i più intensi 100 miliardi di volte più potenti. L'estensione tipica dei brillamenti va da 10 alla 4 a 10 alla 5 km ed il fenomeno si manifesta con emissioni che interessano praticamente tutto lo spettro elettromagnetico, dai raggi gamma alle onde radio. L'evoluzione temporale è molto rapida ed avviene su una scala di tempo compresa tra 1,5 minuti e 15 minuti circa, ma dopo la fase esplosiva si può osservare una fase graduale di rilascio di lunga durata, talvolta anche di ore. A causa della complessità e molteplicità di aspetti del fenomeno, la fisica dei brillamenti è ancora poco conosciuta e progressi in questo campo si potranno conseguire solo con l'impiego di strumenti di osservazione più sofisticati ad alta risoluzione temporale, spaziale ed in lunghezza d'onda, come quelli che si stanno costruendo.

 

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