Fenomeni magnetici nella corona solare

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INTRODUZIONE 
 
Questo lavoro di tesi fornisce una rassegna su alcuni processi fisici alla base 
dei fenomeni magnetici che avvengono nella corona solare. 
Nel primo capitolo vengono descritte le caratteristiche generali della corona 
solare ed i relativi fenomeni magnetici. In particolare, viene messo in evidenza 
che il campo magnetico coronale è guidato da una dinamo interna. Questa 
dinamo modula il campo magnetico superficiale, l’attività solare, la luminosità 
coronale, la frequenza dei flare ed il vento solare con un ciclo di undici anni, 
durante il quale la polarità del campo magnetico solare globale si inverte. Un 
parametro chiave che caratterizza la dinamica del plasma nella corona solare è 
il parametro b , che fornisce una misura della pressione del plasma  rispetto a 
quella magnetica.  
Il secondo capitolo descrive alcune configurazioni del campo magnetico 
responsabili dei  fenomeni osservati in corona. 
Il campo magnetico coronale e le correnti elettriche ad esso associate vengono 
descritti dalle equazioni di Maxwell. I modelli 3D dei campi magnetici 
vengono quantificati in termini del campo potenziale, il quale caratterizza i 
campi dipolari nelle regioni attive, ed è spesso usato per calcolare il campo 
coronale globale. Il calcolo del campo magnetico coronale dai magnetogrammi 
fotosferici viene sviluppato, oltre che nel caso di campi potenziali, usando dei 
modelli di campo force-free lineari e non lineari. Viene messo in evidenza che 
nei campi magnetici coronali si osservano molto frequentemente delle 
singolarità, come ad esempio i nullpoint magnetici e le separatrix surfaces. 
Infine si accenna al fatto che uno dei pochi metodi per misurare il campo 
magnetico coronale è basato su osservazioni radio.   
Il terzo capitolo è dedicato ad alcuni concetti di magneto-idrodinamica (MHD), 
strumento chiave per capire l’idrodinamica dei plasmi completamente 
magnetizzati. La MHD viene utilizzata per studiare tutti i fenomeni osservati 
nella corona solare: loop, filamenti, protuberanze, flare CME, etc. Le equazioni 
di base della MHD includono l’equazione di continuità della massa, 
l’equazione della quantità di moto, l’equazione dell’energia e le equazioni di 
Maxwell.
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L’applicazione delle equazioni della MHD ai loop coronali risulta utile per 
studiare l’equilibrio della pressione in tubi di flusso nel caso statico, la forza di 
Lorentz vicino ai nullpoint magnetici, la forza di Lorentz nei loop, e la 
dinamica dei tubi di flusso attorcigliati. 
Attraverso simulazioni numeriche MHD si può riprodurre l’emersione di tubi 
di flusso magnetici dalla zona convettiva alla corona. Si mette in evidenza 
come l’evoluzione delle strutture coronali possa cambiare quando il plasma 
diventa localmente instabile (instabilità di interscambio, instabilità termica, 
instabilità resistiva ed instabilità current pinch). 
Un’altra applicazione della fisica della MHD riguarda i filamenti, che 
consistono in freddi lamine di plasma cromosferico immerse nel plasma 
coronale caldo. Si discute anche sulle configurazioni del loro campo 
magnetico, sulla loro formazione, acquisizione di massa ed evoluzione. 
Il quarto capitolo descrive il ruolo della riconnessione magnetica nello studio 
dei fenomeni coronali. Essa consiste nel fatto che alcune linee del campo 
magnetico si spezzano e si saldano con le linee adiacenti, con conseguente 
trasformazione di energia magnetica in altre forme di energia.  
Infine, nell’ultimo capitolo vengono trattati i flare, in termini delle cause 
relative alla loro formazione, la loro evoluzione ed i modelli adatti a 
descriverli. La dinamica di un flare e l’evoluzione termica associata consiste in 
una serie di processi sequenziali: riscaldamento del plasma coronale, 
riscaldamento del plasma cromosferico, evaporazione del plasma cromosferico 
sottoforma di flussi ascendenti di plasma caldo, e raffreddamento di post-flare 
loop.
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1. LA CORONA SOLARE 
1.1 Descrizione schematica della struttura interna e 
dell’atmosfera del Sole 
 
Il Sole (stella di sequenza principale di tipo spettrale G2) è una sfera di gas 
ionizzato, con un diametro di 1.4 milioni di km, costituita principalmente da 
idrogeno ed elio. Una stella di 1
Q M , prima di esaurire completamente tutto il 
suo combustibile, permane sulla sequenza principale per circa 10 miliardi di 
anni, ed attualmente il Sole ha un’età stimata in circa 4.5 miliardi di anni.  
Nel nucleo, dove la temperatura raggiunge i 15 milioni di Kelvin e la densità è 
di circa 
3
10 150 · 3
/ m kg , le reazioni di fusione nucleare convertono ogni 
secondo 700 milioni di tonnellate di idrogeno in elio, rilasciando un’energia di 
~ 386 miliardi di miliardi di megawatts. Questa energia è pari ad una massa di 
5 milioni di tonnellate (le altre 695 vengono convertite in elio). 
Tuttavia, l’energia prodotta in questa “centrale nucleare” risale verso la 
superficie del Sole lentamente, impiegando circa 10 milioni di anni. 
Il 97% dell’energia prodotta è inizialmente sotto forma raggi gamma, i quali si 
propagano attraverso una regione interna chiamata ‘zona radiativa’. Il 3% 
dell’energia (~0.6 Mev), invece, è trasportata dai neutrini, che in 2.5 secondi 
raggiungono la superficie del Sole. 
I raggi gamma vengono più volte assorbiti e successivamente riemessi, a 
energie inferiori, dalla materia che incontrano lungo il loro cammino.   
Nel subire questi processi, i fotoni gamma perdono energia, fino a quando 
quest’ultima diviene uguale all’energia termica della materia solare, e si dice 
allora che materia e radiazione sono in equilibrio. Procedendo verso regioni 
esterne più fredde, la materia diventa opaca rispetto alla radiazione, 
ostacolandone sempre più efficacemente il cammino. A ~ 500000 km dal 
centro del Sole, diventa importante il fenomeno della convezione. Adesso 
materia e radiazione interagiscono in modo tale che quest’ultima non riesce a 
filtrare, perciò buona parte dell’energia che fluisce verso l’esterno è trasportata 
dalla materia.
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Qui ci troviamo nella cosiddetta ‘zona convettiva’, dove i gas, riscaldati dalla 
radiazione proveniente dalla regione sottostante, si espandono salendo verso la 
superficie del Sole, rilasciando l’energia assorbita.  
La superficie luminosa del Sole viene chiamata ‘fotosfera’ e segna il confine 
tra la densa ed opaca massa gassosa, che costituisce l’ “interno” del Sole, e il 
materiale più sottile e trasparente, che si trova all’esterno. All’esterno della 
fotosfera troviamo la ‘cromosfera’, di colore rossastro e composta 
essenzialmente da idrogeno. Sopra la cromosfera si estende la ‘regione di 
transizione’, che emette prevalentemente nell’ultravioletto. Lo strato più 
esterno del Sole è la ‘corona’, un involucro costituito da gas molto tenue 
(densità dell’ordine di 
3 14 12
/ 10 10 4 m kg
- - - · ), con una temperatura di ~ 
K
6 5
10 2 10 · ‚ che si estende per milioni di chilometri nello spazio.  
 
 
Figura 1: Struttura interna ed atmosfera del Sole. 
 
 
Nonostante sia normalmente visibile solo durante un’eclissi, la corona  può 
essere osservata nel visibile anche grazie all’impiego di uno strumento 
chiamato coronografo, che simula un’eclissi totale. 
La corona solare appare molto più brillante della fotosfera al di fuori dello 
spettro visibile, cioè nella banda X, nell’EUV, e nel radio.
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 Spessore
(km) 
  
a Temperatur
(K) 
             
Densità 
(
3
/ m kg ) 
FOTOSFERA
 
2
10 
4300 6000 ~ - 
5 3
10 8 10 4
- - · - · 
CROMOSFERA
 
3
10 
5
10 4300 - 
12 5
10 4 10 8
- - · - · 
CORONA - 
6 5
10 2 10 · - 
14 12
10 10 4
- - - · 
 
Tabella 1: Valori dello spessore, della temperatura e della densità media dei vari livelli 
dell’atmosfera solare.  
 
1.2 Nomenclatura dei fenomeni coronali 
 
Usualmente si suddivide la corona in tre zone: 1) regioni attive; 2) regioni  
quiete; 3) buchi coronali. 
Regioni attive: sono localizzate in regioni di campo magnetico più intenso 
(~
3
10 G in fotosfera) rispetto alle regioni circostanti (1-2 G), e coprono solo una 
piccola parte di tutta la superficie solare. Esse possono essere osservate in 
concomitanza con la presenza di gruppi di macchie o attraverso 
magnetogrammi, vale a dire mappe della distribuzione del campo magnetico 
solare. Ciascun gruppo di macchie è costituito, nel caso più semplice, da una 
regione bipolare, cioè da una parte in cui il campo magnetico è 
prevalentemente positivo ed un’altra adiacente, in cui il campo magnetico è 
negativo. In fotosfera, nelle zone adiacenti alle macchie solari, si osservano 
delle regioni, dette facole, caratterizzate da una luminosità maggiore della 
fotosfera indisturbata.  
Regioni  quiete: sono esterne alle regioni attive e non presentano una rilevante 
attività magnetica. Fenomeni che riguardano tali regioni sono il network, i 
nanoflare, gli eventi esplosivi, i punti brillanti, i soft X-ray jets ed i loop 
transequatoriali. Le regioni  quiete comprendono tutte le regioni di campo 
magnetico chiuse, delimitando il territorio di queste dai buchi coronali, i quali 
comprendono regioni di campo magnetico aperte (figura 2).