SOHO svela i segreti del Sole

La potente sonda spaziale, il Solar and Heliospheric Observatory, sta eseguendo osservazioni continue del Sole ha già fornito informazioni del tutto inedite sulla nostra stella

di Kenneth R. Lang articolo da Le Scienze nr345

Da lontano, il Sole non sembra molto complesso: per un osservatore casuale non è altro che una sfera di gas liscia e uniforme e al di fuori della Via Lattea non è che una comune stella. Uno sguardo ravvicinato mostra però che la stella è in costante rivolgimento, fatto questo che è causa di svariati enigmi. Per esempio, gli scienziati non sanno spiegare in che modo il Sole produca i suoi campi magnetici, i quali sono responsabili di gran parte dell'attività solare, comprese le imprevedibili esplosioni che causano tempeste magnetiche e problemi nelle telecomunicazioni sulla Terra. Non sanno neppure perché questa attività magnetica si concentri nelle macchie solari,  sulla superficie del Sole che hanno le dimensioni della Terra e un campo magnetico migliaia di volte più intenso di quello terrestre. Inoltre non s'è ancora compreso perché l'attività magnetica solare subisca nette oscillazioni, scemando e intensificandosi secondo un ciclo di 11 anni. Per chiarire questi misteri - per comprendere meglio l'impatto che il Sole ha sul nostro pianeta - la European Space Agency e la National Aeronautics and Space Administration hanno lanciato, il 2 dicembre 1995, un veicolo di due tonnellate, il  Solar and Heliospheric Observatory (SOHO). Il 14 febbraio 1996 la sonda ha raggiunto la sua posizione strategica permanente, corrispondente a uno dei punti lagrangiani dell'orbita terrestre, nei quali vi è equilibrio fra l'attrazione gravitazionale terrestre e quella solare; il veicolo orbita perciò intorno al Sole così come fa il nostro pianeta. Le sonde precedenti destinate allo studio del Sole erano poste in orbita intorno alla Terra, e quindi ostruiva periodicamente la visuale. Viceversa SOHO è in grado di osservare il Sole con continuità, rivelando dettagli senza precedenti grazie ai suoi 12 strumenti. La sonda invia parecchie migliaia di immagini al giorno, attraverso le antenne della Deep Space Network della NASA, al SOHO's Experimenters Operation Facility, presso il Goddard Space Flight Center della NASA nel Maryland. Qui collaborano studiosi di tutto il mondo, che osservano il Sole giorno e notte da una stanza completamente chiusa. Molte delle immagini ricevute vengono collocate quasi istantaneamente nella home page di SOHO (http://sohoWWW.nascom.nasa.gov). Quando la sonda ha cominciato inviare le prime immagini, il Sole era nella fase di minimo del suo ciclo undecennale di attività. Ma SOHO ha un'autonomia sufficiente per continuare a funzionare per un decennio o più: potrà quindi continuare a sorvegliare il Sole nel corso di tutte le sue tempestose stagioni, dall'attuale periodo di quiete fino al prossimo massimo di attività, che dovrebbe verificarsi alla fine del secolo. Già fin d'ora però, la sonda ci ha fornito osservazioni sorprendenti. Per comprendere i cicli solari dobbiamo cercare in profondità nell'interno della stella, dove viene generato il magnetismo. Un modo per esplorare queste invisibili profondità è quello di studiare gli rimescolamenti della superficie visibile del Sole, chiamata fotosfera. Le perturbazioni fotosferiche, che possono avere un'altezza di decine di chilometri di propagarsi a una velocità di centinaia di metri al secondo, sono prodotte da onde sonore che attraversano l'interno del Sole. Le onde sono intrappolate dentro il Sole, in quanto non possono propagarsi nel vuoto quasi perfetto dello spazio. (E anche se raggiungessero la Terra, non sarebbero percepibili dall'orecchio umano.) Tuttavia, quando incidono sulla superficie solare e <<rimbalzano>> all'indietro, queste onde perturbano il gas fotosferico, inducendo ad alzarsi e di abbassarsi lentamente e ritmicamente, con un periodo di circa 5 min. I moti oscillatori creati dalle onde sonore sono ovviamente impercettibili a occhio nudo, ma agli strumenti di SOHO li rilevano facilmente. Due di essi, il Michelson Doppler Imager (MDI) e il Global  Oscillation at Low Frequencies (GOLF), misurano la velocità di oscillazione della superficie in maniera notevolmente accurata, con un errore di circa 1 mm al secondo. Un terzo dispositivo rileva un altro cambiamento prodotto dalle onde sonore: dato che queste vibrazioni perturbano il gas delle regioni che emettono radiazione luminosa, l'intero globo solare lampeggia a intermittenza. Il VIRGO (Variability of solar IRadiance and Gravity Oscillation) registra queste variazioni di intensità, che corrispondono solo a una minuscola frazione della luminosità media del Sole. Le oscillazioni della superficie sono l'effetto combinato di circa 10 milioni di <<note>> (dico io: Keplero sarebbe felice di questo strumento) o frequenze distinte, ognuna delle quali ha una specifica traiettoria di propagazione e definisce una sezione ben precisa dell'interno solare. Perciò, per ricostruire il paesaggio fisico della nostra stella a tutte le profondità -dalla ribollente zona convettiva (corrispondente al 28,7% più esterno del raggio) fino alla zona radiativa e al nucleo - dobbiamo determinare l'esatta altezza di ciascuna nota. Il fattore predominante che influisce su un'onda sonora è la sua velocità, la quale a sua volta dipende dalla temperatura e dalla composizione delle regioni solari attraversate. Gli scienziati SOHO calcolano e le velocità del suono previste tramite un modello numerico. Discrepanze relativamente piccole fra i risultati dei calcoli e le velocità osservate vengono poi utilizzate per migliorare il modello e stabilire la variazione radiale di temperatura, densità e composizione del Sole. Attualmente le previsioni teoriche e le osservazioni effettuate con il telescopio MDI sono in ottimo accordo, con una differenza massima dello 0,2% solamente. Anche il fatto che esistano discrepanze è significativo: esse indicano infatti che vi è mescolamento di materia al margine esterno del nucleo ( la regione dove viene generata l'energia solare ) e anche appena al di sotto della zona convettiva. Da più di tre secoli, grazie all'osservazione delle macchie solari, gli astronomi sanno che la fotosfera ruota più velocemente all'equatore che non a latitudini elevate, e che la velocità diminuisce uniformemente andando verso ciascun polo. I dati di SOHO confermano che questo andamento differenziale si mantiene per tutto lo spessore della zona di convezione. Scendendo ancora, fino a circa un terzo del raggio della stella, la velocità di rotazione diventa uniforme da polo a polo: si ha quindi una variazione netta alla base della zona convettiva. Qui le parti esterne della regione radiativa, che ruota solidalmente a una certa velocità, incontrano la zona convettiva sovrastante, che ruota più velocemente nella sua parte equatoriale. Pensiamo ora che questo strato sottile in cui si hanno effetti di taglio a causa della rotazione differenziale possa essere la fonte del magnetismo solare. Il telescopio MDI a bordo di SOHO ha anche contribuito a una maggiore conoscenza degli strati esterni del Sole. Dato che si trova ben al di sopra dell'atmosfera terrestre, e quindi sfugge ai suoi effetti perturbatori, lo strumento può risolvere con continuità dettagli fini che non sempre sono visibili da Terra.

Per questo motivo si è rivelato particolarmente utile nell'applicazione di una nuova tecnica eliosismologica il cui scopo è quello di rivelare il moto del gas immediatamente sottostanti la fotosfera. In è molto semplice: il telescopio registra ogni minuto piccole variazioni periodiche nella lunghezza d'onda della luce emessa da un milione di punti situati su tutta la superficie del Sole. Continuando osservare questi punti, è possibile determinare il tempo occorrente perché le onde sonore attraversino gli strati esterni del Sole. Questo tempo di percorrenza indicativo sia delle variazioni di temperatura sia del flusso del gas lungo il percorso interno che collega due punti della superficie solare visibile. Se la temperatura in un certo punto è elevata, oppure se le onde sonore si propagano solidalmente al gas in movimento, la loro velocità aumenta. Il telescopio MDI ha fornito tempi di percorrenza per onde sonore che hanno seguito migliaia di traiettorie, collegando una miriade di punti sulla superficie solare. Grazie questi dati, gli scienziati di SOHO sono riusciti a ricostruire la struttura interna tridimensionale e la dinamica del Sole, più o meno allo stesso modo in cui una scansione tomografica computerizzata crea un'immagine del cervello. I dati di SOHO sono stati elaborati mediante supercalcolatori per ricavare temperature e direzioni di flusso lungo tutti questi percorsi che si intersecano. Dopo una settimana intera passata macinare numeri, le macchine hanno generato le prime mappe che mostrano le velocità de i flussi convettivi nell'interno di una stella. Questi flussi non sono moti globali, come quelli di rotazione, ma hanno scala più piccola e appaiono i indipendenti l'uno dall'altro. La loro velocità è però notevole: può arrivare a circa 1 km al secondo, ed è quindi superiore a quella di un jet supersonico. Per osservare questi flussi mentre affondano attraverso la zona convettiva, il gruppo dell'MDI ha calcolato i tempi di percorrenza per onde sonore che discendono per circa 8000 km all'interno del Sole. Si è così osservato che, come previsto, questa regione tumultuosa assomiglia a una pentola di acqua in ebollizione: la materia calda riciale attraverso di essa, mentre il gas freddo scende. Molti di questi flussi sono però sorprendentemente poco profondi. Il gruppo di ricerca ha anche studiato i moti orizzontali a una profondità di circa 1400 km e li ha confrontati con un'immagine magnetica, anch'essa ottenuta dall'MDI. Si è visto così che l'attività magnetica tende a concentrarsi fortemente nelle regioni dove sia convergenza del flusso di gas subsuperficiale. Con tutta probabilità, quindi, il gas ribollente costringe i campi magnetici ad avvicinarsi e a concentrarsi, sovrastando la pressione magnetica diretta verso l'esterno che dovrebbe indurre e simili concentrazioni localizzate a espandersi e a disperdersi. SOHO sta anche aiutando gli studiosi a comprendere meglio l'atmosfera solare, o corona. Il netto margine esterno del Sole è un'illusione: esso indica semplicemente il livello oltre il quale il gas solare diventa trasparente. L'invisibile corona si estende fino al di là dei pianeti e pone uno dei paradossi più difficili della fisica solare: è incredibilmente calda, dato che raggiunge temperature di oltre un milione di Kelvin appena al di sopra della fotosfera (la quale invece ha una temperatura di soli 5780 Kelvin).  Ma il calore non può in alcun modo fluire da una regione più fredda a una più calda: ciò violerebbe il secondo principio della termodinamica, oltre a essere controintuitivo. Deve esistere quindi un meccanismo che trasporta energia dalla fotosfera - o da una regione ha il suo sottostante - fino alla corona. Sia l'energia cinetica sia quella magnetica possono trasferirsi da una zona calda a una fredda; il gas e turbolenti e i campi magnetici possono quindi essere introdotti nella spiegazione del fenomeno. Per studiare la corona e identificare il suo elusivo meccanismo di riscaldamento, è utile osservare la radiazione ultravioletta, ultravioletta estrema e i raggi X.. Ma materia molto calda (come quella della corona) e mette infatti gran parte della propria energia a queste lunghezze d'onda. Inoltre la fotosfera è troppo fredda per irradiare intensamente a queste lunghezze d'onda, e quindi essa appare oscura al di sotto dei gas bollenti. Purtroppo questi tipi di emissioni sono parzialmente o totalmente assorbiti dall'atmosfera terrestre, e quindi per la loro osservazione occorrono telescopi con base nello spazio. SOHO sta misurando la radiazione UV ed EUV mediante quattro strumenti:l'Extreme-ultraviolet Imaging Telescope (EIT), il Solar Ultraviolet Measurement of Emitted Radiation (SUMER), il Coronal Diagnostic Spectrometer (CDS) e l'UltraViolet Coronagraph Spectrometer (UVCS). Per cartografare su tutto il disco del Sole strutture e le cui temperature variano da 6000 a 2 milioni di Kelvin, SOHO si serve delle righe in emissione dello spettro solare. Gli strumenti della sonda sono in grado di determinare le temperature delle diverse regioni esaminando le righe spettrali emesse dagli ioni che si formano in quelle sedi. Quanto più un gas è caldo, tanto più i suoi atomi perdono elettroni in seguito a collisioni, e quindi, tanto più intensamente si ionizzano. Dato che atomi ionizzati in grado diverso emettono radiazione a diverse lunghezze d'onda, dal tipo di radiazione è possibile risalire alla temperatura. È anche possibile ricavare la velocità della materia in moto in queste regioni dalle variazioni di lunghezza d'onda causate dall'effetto Doppler nelle registrazioni spettrali di SOHO.

La radiazione ultravioletta ha recentemente rilevato che il Sole è sede di fenomeni violenti anche nel periodo di relativa quiete del ciclo undecennale di attività; questo fatto potrebbe contribuire a spiegare perché la corona sia così calda. L'intero disco solare sembra brillare di radiazione ultravioletta emessa da punti luminosi localizzati. Secondo le misurazioni di SOHO, questi diffusissimi punti caldi si formano a una temperatura di un milione di Kelvin e sembrano avere origine in piccoli anelli magnetizzati di gas caldissimo che sono presenti su tutta la superficie del Sole, poli compresi. Alcune di queste regioni esplodono e proiettano materia verso l'esterno a velocità di centinaia di chilometri al secondo. Gli scienziati di SOHO stanno ora studiando questi punti luminosi per stabilire se abbiano un ruolo importante nell'elusivo meccanismo di riscaldamento della corona. Per analizzare i cambiamenti che avvengono a livelli più elevati nell'atmosfera solare, SOHO si affida all'UVCS e al Large Angle Spectroscpic Coronagraph (LASCO); entrambi gli strumenti utilizzano dischi opachi per celare la luminosità della fotosfera. LASCO rileva la luce visibile diffusa dagli elettroni della corona. All'inizio delle osservazioni esso ha mostrato una corona semplice, altamente simmetrica e stabile; durante la stasi magnetica del Sole, questa presentava evidenti fori e verso i poli nord e sud. (I poli coronali sono regioni estese, di bassa densità di temperature, dove le emissioni EUV e X sono anormalmente scarse o assenti). Viceversa, le regioni equatoriali erano circondate da <<getti>> rettilinei i piatti di materia diretta verso l'esterno. È il campo magnetico solare a determinare la forma dei getti. Alla loro base, materia elettricamente carica è concentrata in anelli magnetizzati strettamente associati alla fotosfera. Più all'esterno, nella corona, i getti si assottigliano e si allungano per decine di milioni di chilometri nello spazio. Queste protuberanze sequestrano materia a temperatura di circa 2 milioni di Kelvin entro i loro confini magnetici, creando una fascia di gas molto caldo che si estende tutto intorno al Sole. I getti si comportano esattamente come indica il loro nome: ma materia sembra fluire con continuità lungo i loro campi magnetici aperti. Di tanto in tanto i coronografi rilevano dense concentrazioni di materia che si muovono entro un certo altrimenti immutato: è come vedere foglie che galleggiano sulla corrente di un ruscello. E qualche volta immani eruzioni si sovrappongono momentaneamente al flusso costante verso l'esterno. Questi fenomeni violentissimi proiettano nello spazio interplanetario miliardi di tonnellate di gas avente una temperatura di milioni di Kelvin, a una velocità di centinaia di chilometri al secondo. Questa materia spesso impiega solo due o tre giorni a raggiungere la Terra. Suscitando lo stupore generale, LASCO ha individuato eruzioni equatoriali prodottesi al Sole poche ore di intervallo su lati opposti del Sole. I coronografi possono esaminare solo ciò che accade ai due lati del Sole Mentre la materia in moto lungo la linea di vista è per loro pressoché invisibile. Ma, in base quello che si osserva, possiamo dedurre che le eruzioni massicce sono perturbazioni globali, che si estendono tutto attorno al Sole. Di fatto, regioni solari inaspettatamente ampi sembrano scuotersi convulsamente nel corso delle eruzioni massicce, almeno durante il minimo del ciclo undecennale di attività. Inoltre il coronografo di SOHO ha rivelato che, alcuni giorni prima delle eruzioni, la fascia di getti diventa più luminosa, facendo pensare che in essa si stia accumulando materia. La pressione e la tensione dovute a questa materia in eccesso probabilmente finiscono per far sì che l'intera fascia esploda un'eruzione massiccia. Questo processo è con tutta probabilità correlato a una riorganizzazione a grande scala del campo magnetico solare. L'atmosfera caldissima e turbolenta del Sole si espande continuamente in tutte le direzioni, riempiendo il sistema solare di un flusso incessante - il vento solare - che contiene elettroni, ioni e campi magnetici. La corona, con la sua elevatissima temperatura, crea una pressione diretta verso l'esterno che supera l'attrazione gravitazionale del Sole, consentendo l'emissione continua di materia solare. Il vento accelera nel allontanarsi dal Sole, come fa l'acqua quando supera una barriera. Via via che la corona si disperde, deve essere reintegrata da gas che risale dal basso per alimentare il vento. Misurazioni precedenti, come quelle seguite dalla sonda Ulysses (lanciata nel 1990), hanno dimostrato che nel vento solare vi sono due componenti, una lenta e una veloce; la prima si propaga a circa 400 km al secondo, mentre l'altra a velocità circa doppia. Via via che la nostra civiltà diventa sempre più dipendente da sofisticati sistemi di comunicazione basati nello spazio, le perturbazioni originate dall'attività del Sole rischiano di provocare danni di sempre maggiore gravità. Per esempio, le grandi eruzioni coronali possono dare origine a intense aurore nei cieli polari e danneggiare o distruggere i satelliti in orbita. Altre massicce eruzioni, i cosiddetti brillamenti solari, producono particelle di alta energia che possono rappresentare una minaccia per gli astronauti e distruggere i circuiti elettronici dei satelliti. Se sapessimo quali alterazioni del magnetismo solare precedono questi fenomeni violenti, SOHO potrebbe costituire un sistema di preallarme in grado di aiutarci ad alleviare i loro effetti. Essendo collocato nelle vicinanze della Terra, SOHO può individuare le particelle potenzialmente pericolose prima che ci raggiungono. Attualmente il Charge, Element and Isotope Analysis system (CELIAS) misura le abbondanze di elementi e isotopi rari che in precedenza non erano osservabili. SOHO ha già ottenuto risultati davvero straordinari. Ha rivelato caratteristiche misteriose del Sole che finora non erano mai state osservate, e ha fornito nuovi elementi per risolvere i problemi fondamentali ancora in sospeso, dall'interno del Sole fino agli estremi limiti del vento solare.

Le immagini riprese da SOHO sono disponibili nel sito Internet http://sohowww.nascom.nasa.gov/

Onde sonore, qui rappresentate dalle linee nere della sezione, risuonano in tutto il Sole. Vengono prodotte da gas caldissimo che ribolle nella zona di convezione, la quale giace sopra la zona radiativa e il nucleo solare. Le onde sonore che si propagano verso il centro del Sole accelerano e vengono respinte all'indietro. Nello stesso tempo, la superfice solare riflette verso il basso le onde dirette all'esterno. Così l'intera stella è animata da un moto di pulsazione, con regioni che oscillano verso l'interno. (in rosso) e verso l'esterno (in blu).

La velocità delle onde sonore nel Sole da qualche indicazione sulla densità e sulla temperatura su regioni differenti. Le aree in rosso corrispondono a velocità più elevate di quelle previste da un modello solare standard (in giallo), mentre quelle in azzurro corrispondono a velocità più basse. L'aumento della velocità delle onde appena al di sotto della regione convettiva potrebbe essere causato dalla turbolenza che insorge in seguito a variazioni nella velocità di rotazione di parti diverse del Sole. Le variazioni con la latitudine presso la superfice indicano probabilmente differenze di temperatura.