Raffigurazione schematica di un tubo di flusso magnetico che emerge per galleggiamento sulla superficie del Sole dando luogo a due strutture scure (le macchie solari), intersezione del tubo di flusso con la superficie della stella. Un tubo di flusso magnetico può essere immaginato come un insieme di elastici che nell’emergere si aggrovigliano per effetto dei moti del plasma superficiale
Le macchie solari sono la manifestazione più evidente del magnetismo della nostra stella: sono gigantesche strutture magnetiche che appaiono sul disco solare come regioni scure, e la cui frequenza di apparizione segue un periodo di circa 11 anni. Esse appaiono più scure delle zone circostanti perché l’intenso campo magnetico che le costituisce (fino a 2000-3000 Gauss) inibisce il trasporto di energia dagli strati più profondi della stella, con un conseguente raffreddamento della struttura (circa 4000 gradi Kelvin, rispetto ai 5700 gradi Kelvin della superficie del Sole) e una diminuzione della loro emissività luminosa.
Esse sono la manifestazione dell’emersione superficiale di tubi di flusso magnetici prodotti negli strati più interni della stella per effetto dinamo. Per effetto dell’intenso campo magnetico che costituisce questi tubi di flusso, il plasma viene confinato all’esterno degli stessi, rendendoli più leggeri del mezzo circostante. Ciò consente loro di galleggiare e affiorare in superficie. Le macchie solari altro non sono, quindi, che la sezione trasversale di questi tubi di flusso in affioramento sulla superficie.
La più grande macchia solare a oggi mai registrata (su pellicola) è AR 14886 ed è stata osservata il 7 aprile 1947. Misurava ben 142984 km, più del diametro di Giove.
Spesso, a causa di complesse interazioni con i flussi di plasma, i campi magnetici che costituiscono le macchie hanno una struttura geometrica “disordinata”. Ciò conferisce loro una notevole complessità topologica. Come in un insieme di elastici attorcigliati tra loro dall’azione forzante dei moti del plasma, questi campi magnetici immagazzinano sempre più energia. Al raggiungimento di un certo “carico di rottura” questi campi magnetici, in analogia agli elastici che possono spezzarsi, possono riconfigurarsi rapidamente dando luogo a fenomeni impulsivi di rilascio di energia anche noti come brillamenti solari. Questi fenomeni sono alla base delle tempeste solari, e le strutture magnetiche superficiali che li generano vengono anche dette “regioni attive”.
Studi in corso e domande aperte
Il campo magnetico impartisce una polarizzazione della luce. Ciò significa che, attraverso l’analisi della polarizzazione della luce emergente a diverse quote dell’atmosfera solare, è possibile ricostruire e studiare la strutturazione tridimensionale del campo magnetico stesso (intensità, inclinazione,…) e la sua evoluzione temporale. Questo concetto è alla base delle moderne tecniche di spettro-polarimetria su cui si basano gran parte dei più recenti studi scientifici nel settore. Attraverso queste tecniche avanzate, è possibile quindi studiare i processi alla base del meccanismo di emersione delle macchie solari, della eccitazione e propagazione di onde lungo il campo magnetico, e dei processi fisici di interazione tra campo magnetico e plasma in condizioni difficilmente riproducibili in laboratorio.
A sinistra: immagine ad altissima risoluzione di una macchia solare ripresa nella riga del Fe 617.3 nm nella fotosfera solare a circa 300 km dalla superficie del Sole. Al centro: mappa della polarizzazione della luce. Il grado di polarizzazione è proporzionale all’intensità del campo magnetico. A destra: stessa regione osservata simultaneamente nella banda del Ca II 854.2 nm a circa 1000 km di quota nell’atmosfera solare. I più piccoli dettagli visibili nelle immagini hanno dimensioni dell’ordine di 150 km. Le immagini sono state acquisite con lo spettro-polarimetro italiano IBIS installato presso il Dunn Solar Telescope (New Mexico, Usa) nel maggio 2016.
Uno degli aspetti più importanti sul quale si focalizza l’attenzione di molti recenti studi è legato inoltre allo studio della dinamica delle regioni magnetiche attive e, in particolare, ai processi dinamici che portano al rilascio impulsivo di grandi quantità di energia. Tali processi danno origine alle tempeste solari, e la loro previsione è di primaria importanza per mitigare i possibili effetti su numerosi sistemi e infrastrutture critiche spaziali e terrestri (sistemi di telecomunicazione, navigazione,…).
Il coinvolgimento dell’Istituto nazionale di astrofisica
L’Inaf è coinvolto nello studio del magnetismo solare acquisendo e sfruttando dati sinottici e ad altissima risoluzione spaziale, temporale, e spettrale ripresi dai maggiori strumenti a Terra e nello spazio. L’Inaf partecipa inoltre alla progettazione del Telescopio solare europeo (Est) che, grazie al suo diametro di 4 metri, permetterà di studiare il magnetismo solare con un grado di dettaglio di 25-30 km sulla superficie del Sole.
L’autore: Marco Stangalini è ricercatore Inaf all’Osservatorio astronomico di Roma.
Su Media Inaf potrai trovare, mano a mano che verranno pubblicate, tutte le schede della rubrica dedicata a Voci e domande dell’astrofisica, scritte dalle ricercatrici e dai ricercatori dell’Istituto nazionale di astrofisica.