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Vento solare, Eliosfera e Propagazione dei raggi cosmici

Prima di raggiungere la Terra, i raggi cosmici attraversano un complesso mezzo interstellare e interplanetario. Il numero di raggi cosmici rivelati al secondo a Terra (cioè il loro flusso) ed altre proprietà risentono dell’influenza dei campi magnetici incontrati dalle particelle. Il campo magnetico variabile del Sole, trascinato verso l’esterno dal vento solare, perturba la propagazione dei raggi cosmici all’interno dell'eliosfera introducendo variazioni su scale temporali che vanno da alcune ore a millenni.

La corona solare e l'Eliosfera

Dalle fotografie delle Eclissi (e dalle osservazioni della corona - ad esempio effettuate dall'esperimento LASCO su SOHO, ESA / NASA) sappiamo che il Sole si estende ben oltre la regione luminosa che siamo abituati a vedere, chiamata fotosfera. La corona solare è un gas tenue magnetizzato, con una temperatura media di circa (1-2)x10[sup]6[/sup] K, composto di particelle elettricamente cariche ed quasi completamente ionizzato. Tale gas ionizzato è chiamato plasma. La sola gravità non può trattenerlo nell’atmosfera solare e, a partire dagli anni cinquanta, sia dalle osservazioni che dalle considerazioni fisiche,si è dedotto che questo plasma deve espandersi supersonicamente allontanandosi dal Sole e pervadendo l'intero sistema solare.

Il vento solare è il plasma caldo che si espande dalla corona solare in tutte le direzioni, con velocità che vanno da valori leggermente inferiori a 300 fino a oltre 1000 km / s durante eventi transienti. In condizioni regolari il vento solare può essere caratterizzato da due regimi di plasma: il vento solare veloce proveniente da buchi coronali (coronal holes) con una velocità fino a 800 km / s, ed il vento solare lento proveniente da altre regioni della corona (in particolare da strutture di grandi dimensioni denominate coronal streamers, ben conosciute dalle fotografie dell’eclisse) con velocità fino a 400 km / s. il vento solare, come la corona, è composto principalmente da particelle cariche: protoni, elettroni, e una piccola parte (5%) di elio ionizzato e pochi ioni di elementi più pesanti. Il disegno schematico mostra alcune caratteristiche che possono essere viste nelle immagini coronali e nell’eclisse: streamers di grandi dimensioni, che danno contributo al vento solare lento, e coronal holes, da dove proviene il vento solare veloce. La corona, su scale più piccole, è anche un mezzo dinamico, con getti di plasma, onde d’urto (shocks) e perturbazioni del campo magnetico chiamate onde di Alfvén. Queste strutture e perturbazioni caratterizzano il mezzo interplanetario, e contribuiscono alla sua dinamica.

Il vento solare trasporta il campo magnetico del Sole nel mezzo interplanetario. Mentre vicino al Sole il campo magnetico è abbastanza intenso da trattenere il plasma e configurare la corona, a una certa distanza dalla superficie solare il plasma caldo domina il campo magnetico, e ne trascina le linee di forza all’esterno. La rappresentazione schematica in figura,sovrapposta ad un'immagine della corona registrata da SOHO nel 1996, indica le linee di campo che, a partire da una certa distanza, si allineano con il flusso del vento solare, che qui è assunto essere semplicemente radiale. Il piano equatoriale separa le linee del campo magnetico di orientamento opposto e questo improvviso cambiamento del campo magnetico comporta una corrente elettrica. Il sottile strato che separa i campi magnetici di opposto orientamento è chiamato heliospheric current sheet. che, in realtà, non è una semplice superficie piana, in quanto la corona solare non è simmetrica.

Le linee di campo che si estendono nello spazio interplanetario rimangono connesse al Sole e ruotano con esso. Il flusso radiale del vento solare è simile al flusso di acqua emesso da un irrigatore che ruota in giardino e la traiettoria delle gocce d'acqua è curvata dalla rotazione dell’ irrigatore. Seguendo una particella di vento solare un osservatore sul Sole vedrebbe la stessa cosa con il campo magnetico allineato con questa traiettoria. È per questo che le linee del campo magnetico nel mezzo interplanetario sono curve. Queste linee, osservate dal polo nord del Sole, hanno la forma di una spirale di Archimede, chiamata anche spirale di Parker, dopo che Eugene Parker, nel 1958 sviluppò il primo modello idrodinamico del vento solare con il campo magnetico “congelato” (frozen-in) in esso . Come si vede nella Figura, la linea del campo magnetico a spirale di Parker collega la Terra con un punto localizzato nell'emisfero ovest del Sole a destra del centro del disco solare.




Le particelle cariche che vengono accelerate sul Sole ed espulse ad alte energie nello spazio interplanetario, devono viaggiare lungo il campo magnetico interplanetario e se è descritto da una spirale di Parker, ci aspettiamo di rivelare a Terra particelle energetiche provenienti dall'emisfero ovest del Sole. Le osservazioni dei neutron monitors confermano in senso statistico questa previsione: l'istogramma a destra mostra la distribuzione in longitudine solare (longitudine eliografica) dei brillamenti associati con gli eventi di particelle. Il massimo della distribuzione è nell’iintervallo 30°-60° di longitudine ovest, come previsto se le particelle energetiche si propagano lungo le linee a spirale di Parker. Tuttavia, ci sono eccezioni notevoli, come ad esempio particelle energetiche provenienti dall'emisfero est del Sole o associate a possibili brillamenti localizzati in una parte del limbo ovest del sole. La spirale di Parker fornisce un semplice modello di una configurazione media del campo magnetico, ma non necessariamente la configurazione reale in ogni singolo evento.



Parametri del vento solare misurati dalla sonda vicino alla Terra

  Vento Fast Vento Slow
Velocità di 500-800 km/s 250-400 km/s
Densità 3x10[sup]6[/sup] m[sup]-3[/sup] 10x10[sup]6[/sup] m[sup]-3[/sup]
Temperatura Proton 2x10[sup]5[/sup] K 4x10[sup]4[/sup] K
Temperatura Electron 1.2x10[sup]5[/sup] K 1.5x10[sup]5[/sup] K
Campo magnetico 2-10 nT 2-10 nT
  • Unità di intensità del campo magnetico: 1 nT (nano Tesla) =10[sup]-9[/sup] Tesla
  • Le temperature di protoni ed elettroni sono diverse, come è tipico di un gas a bassa densità (questo è anche il caso di un tubo al neon)

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Eliosfera e le sue perturbazioni

Il campo magnetico solare a grande scala e la Eliosfera

L’Eliosfera è la regione in tre dimensioni intorno al Sole, che viene riempita dal vento solare e il suo campo magnetico associato (frozen-in). Il vento solare supersonico incontrando il mezzo interstellare subisce una transizione verso una velocità subsonica in corrispondenza dell’onda d’urto terminale termination shock, mentre per il vento interstellare questa transizione dovrebbe avvenire in corrispondenza del bow shock eliosferico (immagine: http://www.nasa.gov/centers/ames/images/content/72408main_ACD97-0036-1.jpg).

La dimensione dell’ eliosfera è stata stimata a circa 100 UA (1 UA è la distanza tra il Sole e la Terra = Unità Astronomica 1.5x10[sup]8[/sup] km), sulla base di misure delle variazioni temporali del flusso dei raggi cosmici galattici registrate dai neutron monitors (vedi sotto). Il limite dell’eliosfera è stato direttamente osservato dalle due sonde Voyager quando nel 2007 e 2008 hanno attraversato il termination shock eliosferico.

Perturbazioni dell’ Eliosfera

Le sonde spaziali danno la possibilità di misurare direttamente i parametri fisici fondamentali del vento solare. Il vento solare non è un flusso di gas tranquillo: infatti continue fluttuazioni del campo magnetico (onde di Alfvén) sono prodotte da moti turbolenti del gas sul Sole per poi propagarsi nell’eliosfera. Le discontinuità del campo magnetico e le onde d'urto sono prodotte dalla collisione di flussi di vento solare veloce e lento (regione di interazione co-rotante; CIR) e da eruzioni nella corona solare quali emissioni di massa coronale (CME) e brillamenti solari. Le emissioni di massa coronale si propagano attraverso il sistema solare, e possono essere misurate nello spazio interplanetario vicino alla Terra (ICMEs). Alcune di esse sono chiamate nuvole magnetiche (magnetic clouds). In particolare quando sono abbastanza veloci, possono sostenere un’onda d'urto davanti a loro - come un aereo che vola più veloce del suono nell'atmosfera terrestre.

La figura a sinistra mostra un esempio di un intenso brillamento solare e l'espulsione di massa coronale, i quali perturbano considerevolmente l’eliosfera. Le quattro istantanee del Sole sono state prese il 28 ottobre 2003 da vari strumenti a bordo della sonda SOHO (ESA / NASA): gruppi di macchie solari (in alto a sinistra) indicano un'attività intensa con complessi campi magnetici sulla superficie solare. Nella più grande e più complessa di queste regioni si è verificato un brillamento molto intenso, come osservato, per esempio, dal Extreme Ultraviolet Telescope (EIT; figura in alto a destra) e, pochi minuti dopo, una espulsione veloce e di grandi dimensioni di massa coronale è stata vista dal coronagraphs LASCO (figure in basso), mentre si propagava nella corona ad una velocità superiore a 1000 km / s.

Le osservazioni di una sonda hanno mostrato che questa veloce CME arrivava a Terra, un giorno più tardi, il 29 ottobre. La figura qui sotto mostra un disegno schematico (Y. Liu et al., J. Geophys. Res.., 111, A09108) della struttura del campo magnetico espulso dalla corona (linea di campo in rosso) e che perturba il campo magnetico eliosferico (linee di campo in blu ). Il plasma del vento solare non può penetrare nella ICME e pertanto è compresso, e con esso il campo magnetico, o deviato nella regione intorno la ICME che sta propagandosi verso l’esterno, come indicato dalle due frecce blu. La forma delle linee di campo è cambiata. All’interfaccia tra la ICME ed il vento solare ambiente il campo magnetico può diventare turbolento. In questa eliosfera perturbata la propagazione dei raggi cosmici solari e galattici avverrà in condizioni del tutto diverse rispetto ad una situazione tranquilla dell’ eliosfera.

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Trasporto dei raggi cosmici nell’ Eliosfera

I raggi cosmici penetrando nell’eliosfera interagiscono con il vento solare. Le particelle cariche molto energiche non risentiranno dell’effetto del vento solare, in quanto per esse è come se non ci fosse. Al contrario i raggi cosmici ad energie moderata, diciamo fino a qualche decina di GeV, risentono della sua influenza, ma non attraverso collisioni, dal momento che il gas è troppo diluito perché possano esserci collisioni dirette tra una particella dei raggi cosmici con una particella del vento solare, ma per il fatto che il campo magnetico variabile rende la traiettoria dei raggi cosmici, con energie moderate, fortemente diversa da una linea retta.

Questo è possibile comprenderlo utilizzando la descrizione elementare della propagazione di una particella carica in un campo magnetico uniforme. Quando il campo magnetico varia nel tempo, la particella incontra, lungo la sua traiettoria, le direzioni delle linee di forza del campo magnetico in rapida evoluzione e quindi avrà direzioni di propagazione che cambiano con il tempo. Si dice perciò che la particella è diffusa dalle irregolarità del campo magnetico.


Modulazione solare dei raggi cosmici galattici

Le particelle dei raggi cosmici galattici sono diffuse dalle irregolarità magnetiche che si propagano con il vento solare. Il numero di tali irregolarità varia con la periodicità di 11 anni dell'attività solare. Il ciclo di attività solare è chiaramente dimostrato dal numero di macchie solari (curva verde). Il monitoraggio di lungo periodo effettuato con la rete mondiale di neutron monitor s rivela che il flusso dei raggi cosmici galattici ha una variazione analoga (curva rossa): quando il numero di macchie solari è elevata, il flusso dei raggi cosmici galattici è basso, e viceversa.

Questa cosiddetta modulazione solare dei raggi cosmici galattici è dovuta alla propagazione delle particelle energetiche in un ambiente dinamico della eliosfera. Il campo magnetico nell’ Eliosfera è molto variabile durante i periodi di alta attività, vale a dire quando il numero di macchie solari, ma anche di brillamenti e di emissioni di massa, è alto. Il campo magnetico interplanetario turbolento devia quindi i raggi cosmici in modo molto più efficiente che in periodi di bassa attività, quando il campo magnetico è più regolare. Le forti fluttuazioni del campo magnetico non solo riducono il numero di raggi cosmici che raggiungono l'interno dell’Eliosfera e la Terra, ma cambiano anche il loro spettro di energia (perché le particelle di energia più bassa sono influenzate più fortemente rispetto a quelle molto più energetiche) e la loro direzione di propagazione (anisotropia).

Una volta che abbiamo notato la somiglianza tra le storie temporali del numero delle macchie solari e del flusso dei raggi cosmici galattici, è interessante notarne la differenza: in due cicli di attività solare successivi l'evoluzione temporale del flusso dei raggi cosmici sulla Terra è diversa,. In uno la curva ha raggiunto il picco, con un massimo chiaro (nel 1987, per esempio), mentre è molto più piatta al massimo successivo (1997). Ciò è dovuto al fatto che il ciclo dell'attività solare ha in realtà una periodicità di 22 anni, piuttosto che 11 anni. Ogni 11 anni il campo magnetico globale del Sole inverte la polarità, e questo incide fortemente sulla propagazione delle particelle cariche attraverso la Eliosfera.

Oltre che per il suo ciclo di attività, il Sole influenza anche la propagazione dei raggi cosmici in relazione alla posizione delle regioni attive. Questo crea variazioni di minore ampiezza, in genere con durate relative periodo di rotazione solare di 27 giorni. Le variazioni di lungo periodo dei raggi cosmici, fino a scale temporali di millenni, lasciano impronte sulla Terra, che si evidenziano soprattutto nei sondaggi dei ghiacci polari. Attualmente stiamo assistendo ad un particolare periodo in cui persiste una debole e prolungata attività solare: a partire dal maggio 2009 non sappiamo se il minimo di attività è dietro di noi o ancora avanti - questo significa che sono trascorsi, dall’ultimo minimo del 1996, 13 anni , invece che, in media, 11 anni ! La modulazione dei raggi cosmici lo conferma, in quanto il loro flusso è attualmente più elevato che nei passati minimi di attività solare.


Diminuzioni di Forbush

Le configurazioni del campo magnetico che si propagano nell’ Eliosfera, come quelle connesse alle emissioni di massa coronale (ICMEs), riducono anche il flusso dei raggi cosmici galattici. La figura mostra una osservazione nel mese di aprile 2001 dell’insieme di dati di NMDB. I livelli di conteggio prima dell'inizio dell’evento sono stati sottratti, Le curve mostrano la percentuale del tasso di conteggio rispetto alla media dei valori misurati prima dell'inizio dell’evento. Le depressioni possono raggiungere valori del 20%. Esse sono chiamate diminuzioni di Forbush dal nome del fisico dei raggi cosmici Scott Forbush. Le diminuzioni del flusso dei raggi cosmici sono attribuite allo schermo prodotto dalla struttura complessa e turbolenta del campo magnetico, dentro e intorno alla ICME, e all'onda d'urto che tale perturbazione ha davanti a sè e che sostiene durante la sua propagazione.

Se si desidera guardare altre variazioni in diminuzione Forbush, vai al motore di ricerca di eventi NMDB. Scegli il numero della diminuzione di Forbush e la stazione le cui osservazioni si vuole stampare, quindi premere "Invio".

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