IL VENTO SOLARE

1. IL VENTO SOLARE http://helios.gsfc.nasa.gov

2. Flusso di plasma ionizzato e di campo magnetico che ha origine sul Sole… e si propaga nello spazio interstellare per effetto della differenza di pressione: Pgas=4 mPa; Pint=10-13-10-12 Pa

3. Cenni storici e modelli teorici Configurazione e composizione del vento solare nello spazio interplanetario Interazione dinamica fra i fasci di vento veloce e lento

4. Cenni storici e modelli teorici • Fin dal 1950 osservazione di fenomeni interplanetaririconducibili all’esistenza del vento solare: • Fenomeni aurorali; • Coda ionica delle comete “via dal Sole”; • Piccole variazioni dell’attività geomagnetica.

6. Osservazione di fenomeni aurorali.

9. Orientazione “via dal Sole” della coda ionica delle comete

10. http://sohowww.nascom.nasa.gov/

11. variazioni dell’attività geomagnetica terrestre in connessione con l’attività solare

12. Inizio del 1950: primi modelli teorici Cosa si conosceva del Sole a quei tempi? www-istp.gsfc.nasa.gov/exhibit/index.html

13. Da misure ottiche della corona (spettri di assorbimento): Temperatura : T~ 106 K Composizione: miscuglio di gas e-- p mistura di ioni di altri elementi più pesanti Luce bianca: prodotta dallo scattering degli e- coronali con la luce fotosferica Densità: r ~ 108 - 109 cm-3 Conduttività: k = 8  108 erg/cm•s•deg (~ 20 volte quella del rame a Tambiente)

15. Modello di Chapman (1957):corona solare in equilibrio idrostatico • corona altamente conduttiva • sfericamente simmetrica • priva di sorgenti o perdite di calore http://wwwssl.msfc.nasa.gov/

16. La conduttività termica, dovuta principalmente agli elettroni più mobili, è: In presenza di un gradiente di temperatura, la velocità di conduzione del calore nel plasma coronale è: fc -Te Per una corona statica e sfericamente simmetrica, l’andamento della temperatura è: (es: a rTerra = 1.4  1013 cm e per T0=106 K si avrebbe: T 2.19  105 K) • L’alta conduttività del materiale coronale implica un piccolo gradiente di T e, quindi, un’estensione di alte T coronali ben oltre lo spazio interplanetario. All’equilibrio idrostatico: FORZA DI PRESSIONE = FORZA DI GRAVITA’

17. Pertanto, l’andamento della pressione e della densità sarà: (con densità: r= nm con n densità numerica ed m=mp+me massa di H; pressione: P= 2nKT assumendo Te=Tp=T) Secondo il modello di Chapman vicino alla Terra si avrebbe (r = 1 AU): n ~ 102-103/cm3 >> ninterplanetarie Pchapman= 10-5 dyne/cm2>> Pinterst= 10-13-10-12 dyne/cm2 DENSITA’ E PRESSIONI ELETTRONICHE NON RISCONTRATE NEL MEZZO INTERSTELLARE!

18. Modello di Parker (1958):corona solare in continua espansione “…forse non è possibile per la corona solare o, per l’atmosfera di qualsiasi stella, essere in completo equilibrio idrostatico a grandi distanze dal Sole…” http://wwwssl.msfc.nasa.gov/

19. Parker considerò una corona solare IN CONTINUA ESPANSIONE VERSO L’ESTERNO: per r  P0 Definì tale flusso “vento solare” http://wwwssl.msfc.nasa.gov/

20. Partendo dalle equazioni di conservazione della massa e del momento di un fluido ed imponendo: - flusso radiale, isotropo, isotermo, indipendente dal tempo, sfericamente simmetrico; - effetti di campo magnetico trascurabili (B = 0); egli ricavò l’equazione differenziale per la velocità v(r)

21. Poiché GMS/r² decresce con r più rapidamente di 4KBT/mr, il termine a destra dell’equazione cresce all’aumentare di r annullandosi per r = rc (rc  raggio critico ): • Quindi, se il termine a destra =0  termine a sinistra =0 • Tale annullamento avviene attraverso due distinti modi: che danno origine a quattro Classi di soluzioni per v(r):

22. Classi 1 e 4 per dv/dr=0: la funzione ha un massimo o un minimo. Classe 2 Per r  v lnr (asintotica): n(r) 0 e P 0 [Hundhausen, A. J., 1977] Classe 3 per dv/dr<0 e v=vc; Classe 2 per dv/dr>0 e v=vc Imponendo le condizioni al contorno, si determina quale fra queste soluzioni sia fisicamente accettabile.

23. Soluzione “speciale” di Parker v(r) = cost Per r   v  cost n(r) 0 P 0 [Hundhausen, A. J., 1977] ro 1.4RS rc5 RS v(r>rc)> cs vento supersonico rA10 RS v(r>rA)> cA vento super-Alfvénico VENTO SOLARE COROTANTE VENTO EMESSO RADIALMENTE

24. Questo “flusso continuo” di particelle si diffonde nello spazio interplanetario interagendo con il nostro pianeta.

25. Era missioni spaziali • 1959: fu possibile confermare con • missioni “in situ” (Lunik III, Venus I) • l’esistenza del vento solare! • 1962: inizio di uno studio dettagliato • delle proprietà del vento solare • (Mariner III, missioni Venus)

27. La natura a “flusso continuo” della soluzione di Parker non cambia nei modelli più complessi sviluppati nei successivi 30 anni di ricerca sul vento solare……

28. Perché ancora oggi continua la ricerca sul vento solare?

29. Relazioni Terra-Sole Il vento solare è influenzato dall’attività solare e trasmette tale influenza a pianeti, comete, polveri di particelle e raggi cosmici in esso immersi. Tale interazione può produrre in concomitanza dei massimi di attività solare (es. tempeste magnetiche), seri danni alle apparecchiature montate su satelliti e disturbi a Terra (es. radiocomunicazioni)

30. http://www.windows.ucar.edu/

31. Processi fisici Il vento solare durante la sua formazione ed espansione dalla corona calda fino alle regioni più fredde e meno dense delle parti più esterne del sistema solare subisce varie trasformazioni nelle sue proprietà (le collisioni fra e- o ioni sono frequenti nella corona ma rare nello spazio interplanetario: meno di 1 collisione ogni 3 AU). La Fisica di questo plasma può essere studiata attraverso una gran varietà di condizioni, molte delle quali non riproducibili in laboratorio!

32. Cenni storici e modelli teorici Composizione e configurazione del vento solare nello spazio interplanetario Interazione dinamica fra i fasci di vento veloce e lento

33. Densità protonica Flusso di Protoni 3108 cm-2s-1 7 cm-3 Densità elettronica Flusso di Massa 610-16 gcm-2s-1 7 cm-3 Componente radiale del momento 2.610-9 Pascal Densità He2+ 0.3 cm-3 Flusso di Energia cinetica 0.6 ergcm-2s-1 Velocità di flusso 450 kms-1 Flusso di Energia termica 0.02 ergcm-2s-1 Temperatura protonica 1.2105 K Flusso di Energia magnetica 0.01 ergcm-2s-1 Temperatura elettronica 1.4105 K Flusso magnetico radiale 510-9 T Intensità del campo magnetico 7 nT (1nT=10-5 Gauss) Densità medie di flusso del vento solare osservate ad 1 AU

34. Protoni 8.41035 s-1 Massa 1.61012 gs-1 Componente radiale del momento 7.31014 Nw Energia cinetica 1.71027 ergs-1 Energia termica 0.051027 ergs-1 Energia magnetica 0.0251027 ergs-1 Flusso magnetico radiale 1.41015 Weber Integrando su di una sfera di raggio 1AU si ha il flusso totale: nP = densità protonica nP vP = flusso di protoni nP mP vP = densità del flusso di protoni Etotal = energia totale n/np = rapporto Helio-protoni

35. Il vento solare è un plasma perfettamente conduttore (s ) e per esso vale il teorema di Alfvén di campo congelato: In un fluido perfettamente conduttore in moto in un campo magnetico, il flusso magnetico attraverso una superficie in moto con il fluido è costante. B(t1) B(t2) S(t1) S(t2)

36. Per r   v  cost n(r) 0 P 0 [Hundhausen, A. J., 1977] ro 1.4RS rc5 RS v(r>rc)> cs vento supersonico rA10 RS v(r>rA)> cA vento super-Alfvénico VENTO SOLARE COROTANTE VENTO EMESSO RADIALMENTE Il campo magnetico, essendo congelato nel plasma, viene trascinato nello spazio interplanetario dal flusso di vento solare. Per r > rA, infatti, la velocità del vento diviene super-Alfvènica, l’energia cinetica del plasma supera quella magnetica ed il vento si separa dalla rotazione del Sole trascinando con sé le linee di campo magnetico.

37. Il campo B superficiale è trascinato via nello spazio interplanetario dal flusso di vento solare… e le sue linee di campo assumono la tipica configurazione 

38. Le componenti del campo magnetico sono: Le componenti del campo magnetico possono essere calcolate applicando il teorema di solenoidalità (B = 0) ad un tubo di flusso di B che, trasportato dal plasma, si espande radialmente con simmetria sferica: essendo si avrà con Bo intensità del campo (radiale) alla base del tubo di flusso. / / dA(r) B(r) B0 base della corona ad r = Rs r A causa della rotazione solare il campo magnetico assumerà una componente azimuthale, per cui: dA0

40. In un sistema di riferimento inerziale il flusso del plasma è radiale. In un sistema di coordinate (r,j,q) corotante con il Sole (q = 0 lungo l’asse di rotazione  colatitudine), il plasma acquista una componente azimuthale, per cui: w rsinq r q con wS velocità angolare di rotazione solare:

41. Il cammino percorso dalle particelle del plasma in questo sistema di riferimento è una linea di flusso determinata dall’equazione differenziale: (con q costante). Dall’integrazione di quest’equazione, ponendo v (r) = v = cost e j(r = RS) = jo (posizione iniziale sulla corona), si ricava: che, per q = 90 (lungo il piano dell’equatore solare), è proprio la formula della spirale di Archimede.

42. La configurazione del flusso del plasma in un sistema di riferimento che ruota col Sole è, dunque, quella di una spirale (spirale dinamica), la cui apertura dei bracci è funzione unicamente della velocità del plasma. [Hundhausen, A. J., 1977]

43. RIASSUMENDO:A causa della rotazione solare, le linee di flusso del campomagnetico “congelate” nel plasma hanno una configurazione a spirale di Archimede (spirale magnetica).Nel sistema corotante col Sole, le linee di forza di v ||B(spirale dinamica). SISTEMA DI RIFERIMANTO STAZIONARIO SISTEMA DI RIFERIMANTO COROTANTE [Hundhausen, A. J., 1977]

44. Nel sistema corotante col Sole le linee di v sono allineate con B e la spirale dinamica coincide con quella magnetica (see the animation: the sun\shock.gif)

45. Orbite missioni Helios 1 e 2 [Hundhausen, A. J., 1977] [Tesi S. De Amicis,, Tor Vergata]

46. Sistemi di riferimento più comunemente usati per misure di plasma e campo magnetico nello Spazio Interplanetario Quando si definisce un sistema di coordinate, si sceglie la direzione di un asse ed un piano perpendicolare ad esso sul quale definire i restanti due assi. Uno dei restanti assi viene posto perpendicolare ad una data direzione. RTN - Radiale Tangenziale Normale N E’ un sistema di riferimento che ha l’origine centrata nel satellite. R è il vettoreunitario orientato dal sole al satellite e positivo via dal sole T risulta dal prodotto wR /|wR| dove wè l’asse di spin del sole. N= RT completa la terna destrorsa w T R

47. SSE – Solare Eclittico È un sistema di riferimento che ha l’origine centrata nel satellite. X è il vettoreunitario orientato dal satellite al Sole Y giace sul piano dell’Eclittica ed è orientato in senso opposto rispetto al moto di rivoluzione dei pianeti. Z=XY ed è quindi normale al piano dell’Eclittica (positiva verso Nord) Z  Eclittica X w Y  Equatore celeste 

48. Modello di Pneuman e Koop (1971) • Primo modello MHD di espansione di corona isoterma: • alte latitudini: linee di campo aperte (buchi coronali) • basse latitudini: linee di campo chiuse (elmetti coronali) [Hundhausen, A. J., 1977]

49. Le due linee di campo aperte, emesse ad una colatitudine di circa q 45 dai lati opposti del dipolo equatoriale (e che si estendono dalla cima della regione di campo chiusa fino alle basse latitudini, per rimanere poi parallele al piano dell’equatore solare), delimitano un “foglio magneticamente neutro” o, neutral sheet:•B = 0 Questa superficie è caratteristica per l’alta densità di corrente che scorre al suo interno; per questo motivo è anche detta “foglio di corrente interplanetaria” o, interplanetary current sheet: j = (1/m)B con j –alla base della corona- normale al piano della figura e circolante lungo il piano equatoriale nella direzione della corrente del dipolo. NB: Il campo magnetico B è considerato “primario” mentre la corrente elettrica ed il campo elettrico come secondari. [Hundhausen, 1977]

50. L’effetto della rotazione solare su questa configurazione magnetica dipolare, unito all’espansione del vento nello spazio interplanetario, fa assumere al current sheet una forma tipica, definita da Alfvén come “il gonnellino di una ballerina”, inclinata di un angolo a rispetto all’asse di rotazione solare. Quest’angolo a (che rappresenta l’inclinazione dell’asse del dipolo rispetto all’asse di rotazione solare o, equivalentemente, l’angolo fra il current sheet interplanetario ed il piano dell’equatore solare) mostra una chiara dipendenza dal ciclo solare: esso è circa nullo ai minimi solari (mostrando una configurazione quasi dipolare), mentre arriva fino a  30 durante i massimi (caratterizzati da una configurazione magnetica molto più complessa). [Hundhausen, 1977] [Marsch and Schwenn, 1995]