SOHO svela i segreti del SoleUna nuova, potente sonda spaziale, il Solar and Heliospheric

Observatory, sta eseguendo osservazioni continue del Solee ha già fornito informazioni del tutto inedite sulla nostra stella

di Kenneth R. Lang

ad alzarsi e ad abbassarsi lentamente eritmicamente, con un periodo di circacinque minuti.

I moti oscillatori creati dalle ondesonore sono ovviamente impercettibilia occhio nudo, ma gli strumenti diSOHO li rilevano facilmente. Due diessi, il Michelson Doppler Imager(MDI) e il Global Oscillations at LowFrequencies (GOLF), misurano la velo-cità di oscillazione della superficie inmaniera notevolmente accurata, con unerrore di circa un millimetro al secon-do. Un terzo dispositivo rileva un altrocambiamento prodotto dalle onde sono-re: dato che queste vibrazioni perturba-no il gas delle regioni che emettono ra-

diazione luminosa, l'intero globo solarelampeggia a intermittenza. Il VIRGO(Variability of solar IRradiance andGravity Oscillations) registra questevariazioni di intensità, che corrispondo-no solo a una minuscola frazione dellaluminosità media del Sole.

Le oscillazioni della superficie sono

l'effetto combinato di circa 10 milionidi «note» (o frequenze) distinte, ognu-na delle quali ha una specifica traietto-ria di propagazione e definisce una se-zione ben precisa dell'interno solare.Perciò, per ricostruire il paesaggio fisi-co della nostra stella a tutte le profon-dità - dalla ribollente zona convettiva

Questa immagine composita, ottenuta da due strumenti di SOHO e unita in corri-spondenza del cerchio nero, rivela l'alta atmosfera solare dalla base della coronafino a milioni di chilometri al di sopra della superficie del Sole. Le strutture a raggiall'esterno del cerchio si evidenziano nella luce ultravioletta emessa dagli ioni ossi-

geno che si allontanano dal Sole con il vento solare. La componente ad alta velocitàdel vento ha origine nei fori coronali, visibili come regioni scure al polo nord (in al-to) e attraverso il disco solare.

a lontano, il Sole non sembraj i molto complesso: per un os-

servatore casuale non è altroche una sfera di gas liscia e uniforme.Uno sguardo ravvicinato mostra peròche la stella è in costante rivolgimento,fatto questo che è causa di svariatienigmi. Per esempio, gli scienziati nonsanno spiegare in che modo il Sole pro-duca i suoi campi magnetici, i quali so-no responsabili di gran parte dell'atti-vità solare, comprese le imprevedibiliesplosioni che causano tempeste ma-gnetiche e problemi nelle telecomuni-cazioni sulla Terra. Non sanno neppureperché questa attività magnetica si con-centri nelle macchie solari, «isole» scu-re sulla superficie del Sole che hanno ledimensioni della Terra e un campo ma-gnetico migliaia di volte più intenso diquello terrestre. Inoltre non si è ancoracompreso perché l'attività magneticasolare subisca nette oscillazioni, sce-mando e intensificandosi secondo unciclo di 11 anni.

Per chiarire questi misteri - e com-prendere meglio l'impatto che il Soleha sul nostro pianeta - la EuropeanSpace Agency e la National Aeronau-tics and Space Administration hannolanciato, il 2 dicembre 1995, un veicolodi due tonnellate, il Solar and Helio-spheric Observatory (SOH0). Il 14febbraio 1996 la sonda ha raggiunto lasua posizione strategica permanente,corrispondente a uno dei punti lagran-giani dell'orbita terrestre, nei quali vi èequilibrio fra l'attrazione gravitaziona-le terrestre e quella solare; il veicoloorbita perciò intorno al Sole così comefa il nostro pianeta. Le sonde preceden-ti destinate allo studio del Sole eranoposte in orbita intorno alla Terra, chequindi ostruiva periodicamente la vi-suale. Viceversa SOHO è in grado diosservare il Sole con continuità, rive-lando dettagli senza precedenti grazieai suoi 12 strumenti. La sonda invia pa-recchie migliaia di immagini al giorno,

32 LE SCIENZE n. 345, maggio 1997

attraverso le antenne della Deep SpaceNetwork della NASA, al SOHO's Ex-perimenters Operations Facility, pressoil Goddard Space Flight Center dellaNASA a Greenbelt nel Maryland.

Qui collaborano studiosi di tutto ilmondo, che osservano il Sole giornoe notte da una stanza completamentechiusa. Molte delle immagini ricevutevengono collocate quasi istantanea-mente nella home page di SOHO sulWorld Wide Web (http://sohowww.na-scom.nasa.gov ). Quando la sonda hacominciato a inviare le prime immagi-ni, il Sole era nella fase di minimo delsuo ciclo undecennale di attività. MaSOHO ha un'autonomia sufficiente percontinuare a funzionare per un decen-nio o più: potrà quindi continuare asorvegliare il Sole nel corso di tutte lesue tempestose stagioni, dall'attualeperiodo di quiete fino al prossimo mas-simo di attività, che dovrebbe verifi-carsi alla fine del secolo. Già fin d'ora,però, la sonda ci ha fornito osservazio-ni sorprendenti.

D er comprendere i cicli solari dob -biamo cercare in profondità nel-

l'interno della stella, dove viene gene-rato il magnetismo. Un modo peresplorare queste invisibili profondità èquello di studiare i rimescolamenti del-la superficie visibile del Sole, chiamatafotosfera (dal greco photos, «luce»). Leperturbazioni fotosferiche, che possonoavere un'altezza di decine di chilometrie propagarsi a una velocità di centinaiadi metri al secondo, sono prodotte daonde sonore che attraversano l'internodel Sole. Le onde sono intrappolatedentro il Sole, in quanto non possonopropagarsi nel vuoto quasi perfetto del-lo spazio. (E anche se raggiungesserola Terra, non sarebbero percepibili dal-l'orecchio umano.) Tuttavia, quandoincidono sulla superficie solare e «rim-balzano» all'indietro, queste onde per-turbano il gas fotosferico, inducendolo

Gli strumenti di SOHO

(corrispondente al 28,7 per cento piùesterno del raggio) fino alla zona radia-tiva e al nucleo - dobbiamo determinarel'esatta altezza di ciascuna nota.

Il fattore predominante che influiscesu un'onda sonora è la sua velocità, laquale a sua volta dipende dalla tempe-ratura e dalla composizione delle regio-ni solari attraversate. Gli scienziati diSOHO calcolano le velocità del suonopreviste tramite un modello numerico.Discrepanze relativamente piccole fra irisultati dei calcoli e le velocità osser-vate vengono poi utilizzate per miglio-rare il modello e stabilire la variazioneradiale di temperatura, densità e com-posizione del Sole.

Attualmente le previsioni teoriche e

Onde sonore, qui rappresentate dalle li-nee nere nella sezione, risuonano in tut-to il Sole. Vengono prodotte da gas cal-dissimo che ribolle nella zona di conve-zione, la quale giace sopra la zona ra-diativa e il nucleo solare. Le onde sono-re che si propagano verso il centro delSole accelerano e vengono respinte al-l'indietro. Nello stesso tempo, la superfi-cie solare riflette verso il basso le ondedirette all'esterno. Così l'intera stella èanimata da un moto di pulsazione, conregioni che oscillano verso l'interno (inrosso) e verso l'esterno (in blu).

le osservazioni effettuate con il telesco-pio MDI sono in ottimo accordo, conuna differenza massima dello 0,2 percento solamente. Anche il fatto che esi-stano discrepanze è significativo: esseindicano infatti che vi è mescolamentodi materia al margine esterno del nu-cleo (la regione dove viene generatal'energia solare) e anche appena al disotto della zona convettiva.

Da più di tre secoli, grazie all'osser-vazione delle macchie solari, gli astro-nomi sanno che la fotosfera ruota piùvelocemente all'equatore che non a la-titudini elevate, e che la velocità dimi-nuisce uniformemente andando versociascun polo. I dati di SOHO confer-mano che questo andamento differen-ziale si mantiene per tutto lo spessoredella zona di convezione. Scendendoancora, fino a circa un terzo del raggiodella stella, la velocità di rotazione di-venta uniforme da polo a polo: si haquindi una variazione netta alla basedella zona convettiva. Qui le partiesterne della regione radiativa, che ruo-ta solidalmente a una certa velocità, in-contrano la zona convettiva sovrastan-te, che ruota più velocemente nella suaparte equatoriale. Pensiamo ora chequesto strato sottile in cui si hanno ef-fetti di taglio a causa della rotazionedifferenziale possa essere la fonte delmagnetismo solare.

Il telescopio MDI a bordo di SOHO

ha anche contribuito a una maggioreconoscenza degli strati esterni del Sole.Dato che si trova ben al di sopra del-l'atmosfera terrestre, e quindi sfugge aisuoi effetti perturbatori, lo strumentopuò risolvere con continuità dettagli fi-ni che non sempre sono visibili da ter-ra. Per questo motivo si è rivelato parti-colarmente utile nell'applicazione diuna nuova tecnica eliosismologica ilcui scopo è quello di rivelare il motodei gas immediatamente sottostanti lafotosfera. Il metodo è molto semplice:il telescopio registra ogni minutopiccole variazioni periodichenella lunghezza d'ondadella luce emessa da unmilione di punti situatisu tutta la superficie del So-le. Continuando a osservare que-sti punti, è possibile determinare iltempo occorrente perché le onde sono-re attraversino gli strati esterni del So-le. Questo tempo di percorrenza è indi-cativo sia delle variazioni di temperatu-ra sia del flusso del gas lungo il percor-so interno che collega due punti dellasuperficie solare visibile. Se la tempe-ratura in un certo punto è elevata, op-pure se le onde sonore si propagano so-lidalmente al gas in movimento, la lorovelocità aumenta.

Il telescopio MDI ha fornito tempi dipercorrenza per onde sonore che hannoseguito migliaia di traiettorie, collegan-do una miriade di punti sulla superficiesolare. Grazie a questi dati, gli scien-ziati di SOHO sono riusciti a ricostruirela struttura interna tridimensionale e ladinamica del Sole, più o meno allostesso modo in cui una scansione tomo-grafica computerizzata crea un'imma-gine del cervello. I dati di SOHO sonostati elaborati mediante supercalcolato-ri per ricavare temperature e direzionidi flusso lungo tutti questi percorsi chesi intersecano. Dopo una settimana in-tera passata a macinare numeri, le mac-chine hanno generato le prime mappeche mostrano le velocità dei flussi con-vettivi nell'interno di una stella. Questiflussi non sono moti globali, comequelli di rotazione, ma hanno scala piùpiccola e appaiono indipendenti l'unodall'altro. La loro velocità è però note-vole: può arrivare a circa un chilometroal secondo, ed è quindi superiore aquella di un jet supersonico.

Per osservare questi flussi mentreaffondano attraverso la zona convetti-va, il gruppo dell'MDI ha calcolato itempi di percorrenza per onde sonoreche discendono per circa 8000 chilo-metri nell'interno del Sole. Si è così os-servato che, come previsto, questa re-gione tumultuosa assomiglia a una pen-tola di acqua in ebollizione: la materiacalda risale attraverso di essa, mentre il

gas freddo scende. Moltidi questi flussi sono però sor-

prendentemente poco profondi. Ilgruppo di ricerca ha anche studiato imoti orizzontali a una profondità di cir-ca 1400 chilometri e li ha confrontaticon un'immagine magnetica, anch'essaottenuta dall'MDI. Si è visto così chel'attività magnetica tende a concentrar-si fortemente nelle regioni dove si haconvergenza del flusso di gas subsuper-ficiale. Con tutta probabilità, quindi, ilgas ribollente costringe i campi magne-tici ad avvicinarsi e a concentrarsi, so-vrastando la pressione magnetica diret-ta verso l'esterno che dovrebbe indur-re simili concentrazioni localizzate aespandersi e a disperdersi.

SOHO sta anche aiutando gli studio-si a comprendere meglio l'atmosferasolare, o corona. Il netto margine ester-no del Sole è un'illusione: esso indicasemplicemente il livello oltre il quale ilgas solare diventa trasparente. L'invisi-bile corona si estende fino al di là deipianeti e pone uno dei paradossi piùdifficili della fisica solare: è incredibil-mente calda, dato che raggiunge tempe-rature di oltre un milione di kelvin ap-pena al di sopra della fotosfera (la qua-le invece ha una temperatura di soli5780 kelvin). Ma il calore non può inalcun modo fluire da una regione piùfredda a una più calda: ciò violerebbe ilsecondo principio della termodinamica,oltre a essere controintuitivo. Deve esi-stere quindi un meccanismo che tra- 2a,sporta energia dalla fotosfera - o da una <3.

regione a essa sottostante - fino alla co-rona. Sia l'energia cinetica sia quellamagnetica possono trasferirsi da una S.zona calda a una fredda; i gas turbolen-ti e i campi magnetici possono quindiessere introdotti nella spiegazione del gfenomeno. "r7i

Per studiare la corona e identificareil suo elusivo meccanismo di riscalda-mento, è utile osservare la radiazione 2:,ultravioletta (UV), ultravioletta estrema ri(ELTV) e i raggi X. La materia molto a'.

calda (come quella della corona) emet-te infatti gran parte della propria ener- 5

Ricercatori di tutto il mondo stanno studiandoil Sole mediante i 12 strumenti installati a bor-do di SOHO. Tre di essi esaminano l'internodella stella, sei l'atmosfera e tre osservano ilvento che viene emesso dalla nostra stella.

MISURAZIONE

Il dispositivo Global Oscillations at LowFrequencies registra la velocitàdelle oscillazioni globali nel Sole

Lo strumento Variability of solar IRradianceand Gravity Oscillations misura le fluttua-zioni della luminosità solare, oltre alla suaesatta emissione di energia

Il Solar Oscillations Investigation/Michel-son Doppler Imager misura la velocità del-le oscillazioni prodotte da onde sonore in-trappolate nel Sole

Lo strumento Solar Ultraviolet Measure-ments of Emitted Radiation fornisce datisu temperatura, densità e velocità di varigas nella cromosfera e nella corona

Il Coronai Diagnostic Spectrometer registratemperatura e densità dei gas della corona

L'Extreme-ultraviolet Imaging Telescopefornisce immagini globali della cromosferae della corona

L'UltraViolet Coronagraph Spectrometermisura temperatura e velocità degli atomidi idrogeno, degli ioni ossigeno e di altriioni della corona

Il Large Angle Spectroscopic COronagraphfornisce immagini che rivelano attività,massa, quantità di moto ed energiadella corona

Lo strumento Solar Wind ANisotropies rile-va variazioni latitudinali e temporali nelvento solare

Il Charge, ELement and Isotope AnalysisSystem quantifica massa, carica, composi-zione e distribuzione di energia delle parti-celle del vento solare

COSTEP L'analizzatore COmprehensive Supra-Thermal and Energetic Particle determinala distribuzione di energia di protoni, ionielio ed elettroni

ERNE L'esperimento Energetic and RelativisticNuclei and Electron misura la distribuzionedi energia e la composizione isotopica diprotoni, altri ioni ed elettroni

STRUMENTO

GOLF

VIRGO

SOI/MDI

SUMER

CDS

EIT

UVCS

LASCO

SWAN

CELIAS

RESPONSABILEDELLA RICERCA

Alari H. Gabriel, Institutd'Astrophysique Spatiale,Francia

Claus Friihlich, Physico--MeteorologicalObservatory Davosand World RadiationCenter, Svizzera

Philip H. Scherrer,Stanford University, USA

Klaus Wilhelm,Max-Planck-Institutfúr Aeronomie,Germania

Richard A. Harrison,Rutherford AppletonLaboratory, UK

Jean-Pierre Delaboudinière,Institut d'Astrophysique

Spatiale, Francia

John L. Kohl,Smithsonian AstrophysicalObservatory, USA

Guenter E. Brueckner,Naval ResearchLaboratory, USA

Jean-Loup Bertaux,Service d'Aéronomie,Francia

Peter Bochsler,Università di Berna,Svizzera

Horst Kunow,Università di Kiel,Germania

Jarmo Torsti,Università di Turku,Finlandia

LE SCIENZE n. 345, maggio 1997 3534 LE SCIENZE n. 345, maggio 1997

La velocità delle onde sonore nel Sole dà qualche indicazione sulla densità e sullatemperatura di regioni differenti. Le aree in rosso corrispondono a velocità più ele-vate di quelle previste da un modello solare standard (in giallo), mentre quelle inazzurro corrispondono a velocità più basse. La caduta della velocità al limite delnucleo potrebbe essere dovuta a un qualche processo instabile di combustione cherimescola la materia in questa zona. L'aumento della velocità delle onde appena aldi sotto della regione convettiva potrebbe essere causato dalla turbolenza che in-sorge in seguito a variazioni nella velocità di rotazione di parti diverse del Sole. Levariazioni con la latitudine presso la superficie indicano probabilmente differenzedi temperatura.

o

100 000 200 000

300 000DISTANZA EST-OVEST (CHILOMETRI)

O

1000

2000

3000

4000

5000

6000

o

100 000

200 000

300 000

DISTANZA EST-OVEST (CHILOMETRI)

La materia fluisce attraverso il Sole sia verticalmente siaorizzontalmente, ed è possibile determinarne moti e tem-peratura mediante il Michelson Doppler Imager diSOHO. La sezione verticale (qui sopra) mostra le varia-zioni di flusso e temperatura nell'I per cento più esterno(i primi 8000 chilometri) del Sole. I colori indicano varia-zioni da temperature più fredde (in azzurro) a più calde(in arancione). La sezione orizzontale (a sinistra) è relati-vo a una profondità di 1400 chilometri ed è confrontatocon i campi magnetici superficiali (concentrazioni scure).In entrambi i casi le frecce indicano direzione e velocitàrelativa della materia, che raggiunge una velocità massi-ma di un chilometro al secondo.

60° LATITUDINE-

—-

O° LATITUDINE -

-

30° LATITUDI

32 —- NUCLEO

-ZONA RADIATI VA ZONA DI CONVEZIONE SUPERFICIE-

I I I i E i I I I I

0,6 0,8 1,0FRAZIONE DEL RAGGIO SOLARE

gia a queste lunghezze d'onda. Inoltrela fotosfera è troppo fredda per irradia-re intensamente a queste lunghezzed'onda, e quindi essa appare scura al disotto dei gas bollenti. Purtroppo questitipi di emissioni sono parzialmente ototalmente assorbiti dall'atmosfera ter-restre, e quindi per la loro osservazioneoccorrono telescopi con base nello spa-zio. SOHO sta misurando la radiazioneUV ed EUV mediante quattro strumen-ti: l'Extreme-ultraviolet Imaging Tele-scope (EIT), il Solar Ultraviolet Mea-surements of Emitted Radiation (SU-MER), il Coronal Diagnostic Spectro-meter (CDS) e l'UltraViolet Corona-graph Spectrometer (UVCS).

Per cartografare su tutto il disco delSole strutture le cui temperature varianoda 6000 a due milioni di kelvin, SOHOsi serve delle righe in emissione dello

spettro solare. Gli strumenti della sondasono in grado di determinare le tempe-rature delle diverse regioni esaminandole righe spettrali emesse dagli ioni chesi formano in quelle sedi. Quanto più ungas è caldo, tanto più i suoi atomi per-dono elettroni in seguito a collisioni e,quindi, tanto più intensamente si ioniz-zano. Dato che atomi ionizzati in gradodiverso emettono radiazione a diverselunghezze d'onda, dal tipo di radiazioneè possibile risalire alla temperatura. Èanche possibile ricavare la velocità del-la materia in moto in queste regioni dal-le variazioni di lunghezza d'onda causa-te dall'effetto Doppler nelle registrazio-ni spettrali di SOHO.

La radiazione ultravioletta ha recen-temente rivelato che il Sole è sede difenomeni violenti anche nell'attuale pe-riodo di relativa quiete del ciclo unde-

cennale di attività; questo fatto potreb-be contribuire a spiegare perché la co-rona sia così calda. L'intero disco sola-re sembra brillare di radiazione ultra-violetta emessa da punti luminosi loca-lizzati. Secondo le misurazioni diSOHO, questi diffusissimi punti caldisi formano a una temperatura di un mi-lione di kelvin e sembrano avere origi-ne in piccoli anelli magnetizzati di gascaldissimo che sono presenti su tutta lasuperficie del Sole, poli compresi. Al-cune di queste regioni esplodono eproiettano materia verso l'esterno a ve-locità di centinaia di chilometri al se-condo. Gli scienziati di SOHO stannoora studiando questi punti luminosi perstabilire se abbiano un ruolo importantenell'elusivo meccanismo di riscalda-mento della corona.

Per analizzare i cambiamenti che av-vengono a livelli più elevati nell'atmo-sfera solare, SOHO si affida all'UVCSe al Large Angle Spectroscopic COro-nagraph (LASCO); entrambi gli stru-menti utilizzano dischi opachi per cela-re la luminosità della fotosfera. LA-SCO rileva la luce visibile diffusa da-gli elettroni della corona. All'iniziodelle osservazioni esso ha mostratouna corona semplice, altamente sim-metrica e stabile; durante la stasi ma-gnetica del Sole, questa presentava forievidenti presso i poli nord e sud. (I foricoronali sono regioni estese, di bassadensità e temperatura, dove le emissio-ni EUV e X sono anormalmente scarseo assenti.)

Viceversa, le regioni equatoriali era-no circondate da «getti» rettilinei epiatti di materia diretta verso l'esterno.E il campo magnetico solare a determi-nare la forma dei getti. Alla loro base,materia elettricamente carica è concen-trata in anelli magnetizzati strettamenteassociati alla fotosfera. Più all'esterno,nella corona, i getti si assottigliano e siallungano per decine di milioni di chi-lometri nello spazio. Queste protube-ranze sequestrano materia a temperatu-re di circa due milioni di kelvin entro iloro confini magnetici, creando una fa-scia di gas molto caldo che si estendetutto attorno al Sole.

I getti si comportano esattamentecome indica il loro nome: la materiasembra fluire con continuità lungo i lo-ro campi magnetici aperti. Di tanto intanto i coronografi rilevano dense con-centrazioni di materia che si muovonoentro un getto altrimenti immutato: ècome vedere foglie che galleggianosulla corrente di un ruscello. E qualchevolta immani eruzioni si sovrappongo-no momentaneamente al flusso costan-te verso l'esterno. Questi fenomeniviolentissimi proiettano nello spaziointerplanetario miliardi di tonnellate di

tete-UJ2O

ooccO 200 000

o(n

E

gas avente una temperatura di milionidi kelvin, a una velocità di centinaia dichilometri al secondo. Questa materiaspesso impiega solo due o tre giorni araggiungere la Terra. Suscitando lostupore generale, LASCO ha indivi-duato eruzioni equatoriali prodottesi asole poche ore di intervallo su lati op-posti del Sole.

I coronografi possono esaminare so-lo ciò che accade ai due lati del Sole,mentre la materia in moto lungo la li-nea di vista è per loro pressoché invisi-bile. Ma, in base a quello che si osser-

24

o 26oLU

O

28

occE

Oo 30O

04

bilmente finiscono per far sì che l'inte-ra fascia esploda in un'eruzione mas-siccia. Questo processo è con tutta pro-babilità correlato a una riorganizzazio-ne a grande scala del campo magneticosolare.

L'atmosfera caldissima e turbolentadel Sole si espande continuamente

in tutte le direzioni, riempiendo il siste-ma solare di un flusso incessante - ilvento solare - che contiene elettroni, io-ni e campi magnetici. La corona, con lasua elevatissima temperatura, crea unapressione diretta verso l'esterno che su-pera l'attrazione gravitazionale del So-le, consentendo l'emissione continua dimateria solare. Il vento accelera nell'al-lontanarsi dal Sole, come fa l'acquaquando supera una barriera. Via via chela corona si disperde, deve essere rein-tegrata da gas che risale dal basso peralimentare il vento. Misurazioni prece-denti, come quelle eseguite dalla sondaUlysses (lanciata nel 1990), hanno di-mostrato che nel vento solare vi sonodue componenti, una lenta e una velo-

La velocità di rotazione dell'interno delSole a latitudini di zero, 30 e 60 gradi èstata calcolata dai dati ottenuti dal Mi-chelson Doppler Imager. Dalla superfi-cie fino alla base della zona di conve-zione le regioni polari ruotano più len-tamente di quelle equatoriali. Più al disotto, sembra che la rotazione unifor-me sia la norma, sebbene non sia stataancora determinata la velocità di rota-zione del nucleo solare.

va, possiamo dedurre che le eruzionimassicce sono perturbazioni globali,che si estendono tutto attorno al Sole.Di fatto, regioni solari inaspettatamenteampie sembrano scuotersi convulsa-mente nel corso delle eruzioni massic-ce, almeno durante il minimo del cicloundecennale di attività. Inoltre il coro-nografo di SOHO ha rivelato che, alcu-ni giorni prima delle eruzioni, la fasciadi getti diventa più luminosa, facendopensare che in essa si stia accumulandomateria. La pressione e la tensione do-vute a questa materia in eccesso proba-

36 LE SCIENZE n. 345, maggio 1997

LE SCIENZE n. 345, maggio 1997 37

'/,,,,Itel n i nnnnnnnnn 110 000

1000

100

N

a

e

Mg

`<:E"ooce

ooo

<C1

ce

L'idrogeno

Il vento solare trasporta numerosi ele-menti: gli strumenti di SOHO sono riu-sciti a evidenziare zolfo, argo e calcio,distinguendoli da specie con numero dimassa simile quali silicio e ferro. Ancheazoto, carbonio e ossigeno vengono fa-cilmente identificati. SOHO sta inoltrerivelando elementi rari, fra cui fosforo,cloro, potassio, titanio, cromo, manga-nese e nichel.

ce; la prima si propaga a circa 400 chi-lometri al secondo, mentre l'altra havelocità circa doppia.

Non si sa esattamente dove abbiaorigine la componente lenta, né che co-sa dia una spinta aggiuntiva alla com-ponente veloce, ma proprio SOHO do-vrebbe fornire le risposte. La compo-nente lenta è associata alle regioni e-quatoriali del Sole, ora sotto osserva-zione da parte di LASCO e UVCS. Lacomponente ad alta velocità fuoriesceinvece dai fori coronali polari. (Qui icampi magnetici aperti consentono alleparticelle cariche di sfuggire all'attra-zione gravitazionale e magnetica del

missione spettrale dei protoni e dell'os-sigeno fortemente ionizzato nelle regio-ni dove la corona viene riscaldata e ilvento solare accelera. Questi profilispettrali hanno sorprendentemente rive-lato che vi è una profonda differenzanelle velocità a cui si muovono gli ioniidrogeno e ossigeno. Nei fori coronalipolari, dove ha origine il vento solaread alta velocità, l'ossigeno - che è piùpesante - ha un'energia di moto circa60 volte superiore; al di là di due raggisolari dal centro della nostra stella l'os-sigeno raggiunge la sua velocità massi-ma, che si avvicina a 500 chilometri alsecondo. L'idrogeno, d'altra parte, simuove a soli 250 chilometri al secon-do. Viceversa, nelle regioni equatoriali- dove inizia la componente lenta delvento - l'idrogeno si muove più veloce-mente dell'ossigeno, come ci si aspette-rebbe nel caso il vento fosse alimentatotermicamente.

Si sta ora cercando di determinareperché gli ioni ossigeno si propaghinocosì velocemente nei fori coronali. Leinformazioni più utili sui processi di ri-scaldamento e accelerazione si possonopresumibilmente ricavare proprio daifori coronali perché, a causa della bassadensità, le collisioni fra ioni ed elettro-ni sono rare. Gli urti più frequenti neigetti ad alta densità potrebbero invececancellare ogni traccia dei processi checi interessano.

Un altro strumento collocato a bordo

Due massicce eruzioni coronali (inbianco) avvenute sui lati est e ovest delSole sono state registrate nello stessogiorno, a poche ore di intervallo, dauno dei coronografi di SOHO. I dischidi occultazione neri bloccano la lumi-nosità del Sole, il cui bordo visibile èrappresentato qui dal cerchio bianco.

di SOHO, il Solar Wind ANisotro-pies (SWAN), analizza gli atomi diidrogeno interstellare che attraver-

te. Le particellescindono gli atomi di idrogeno; èper questa ragione che, quando ilvento passa attraverso la nube diidrogeno interstellare, crea una ca-vità oscura nella sua scia. La lu-minosità ultravioletta rivelata daSWAN delinea quindi la forma delvento solare. Finora queste misura-zioni indicano che il vento è più in-tenso nel piano equatoriale del So-le che non ai poli.

del vento solare

nelle vicinanzedella Terra, SOHO può individuare leparticelle potenzialmente pericoloseprima che ci raggiungano. Attualmen-te il Charge, ELement and Isotope A-nalysis System (CELIAS) misura leabbondanze di elementi e isotopi rariche in precedenza non erano osservabi-li. Il loro confronto ci permette di rag-giungere varie conclusioni sulle condi-zioni dell'atmosfera solare. Due altristrumenti, l'analizzatore Comprehensi-ve SupraThermal and Energetic Parti-de (COSTEP) e l'esperimento Energe-tic and Relativistic Nuclei and Electron(ERNE), hanno già effettuato misura-zioni dirette in situ di elettroni, protonie nuclei di elio di energia molto eleva-ta che si avvicinano alla Terra, e nehanno ricondotto l'origine a violenteeruzioni solari individuate da EIT. Si-mili eventi diverranno senza dubbiopiù numerosi all'avvicinarsi del prossi-mo massimo di attività solare. SOHOpotrà osservare queste eruzioni mentre

VIRGO, stanno per accumulare datisufficienti sulle oscillazioni solari perdeterminare la temperatura e la rotazio-ne nel centro del Sole. Oltre a ciò, neiprossimi anni la turbolenza interna del-la nostra stella e l'attività magnetica aessa associata - che può influire diretta-mente sulla nostra vita quotidiana - su-biranno un aumento. SOHO dovrebbeallora fornire risultati ancora più pre-ziosi dal punto di vista scientifico, de-terminando in che modo insorgono leminacciose eruzioni e i caldissimi ventisolari e forse prevedendo ciò che av-verrà nell'atmosfera solare.

ELEMENTI C N O

Ne Na Mg Al Si P S CI Ar K Ca

Ti Cr Mn Fe

Ni

ISOTOPI

Ne Mg Si S CI Ar

Ca CrFe

Ni

10 14 18

22 26 30 34 38 42 46

50 54 58 62

UNITÀ DI MASSA ATOMICA

Sole.) SOHO sta ora cercando di deter-minare se i pennacchi polari - lunghestrutture che partono dalla fotosfera esi estendono nei fori coronali - contri-buiscano a generare questo vento sola-re ad alta velocità.

L'UVCS di SOHO ha esaminato l'e-

nascono, al di sotto della superficie vi-sibile del Sole, e si propagano nellasua atmosfera fino a interagire con laTerra e il resto del sistema solare.

SOHO ha già ottenuto risultati dav-vero straordinari. Ha rivelato caratteri-stiche misteriose del Sole che finoranon erano mai state osservate (o alme-no non così chiaramente), e ha fornitonuovi elementi per risolvere problemifondamentali ancora in sospeso, dal-l'interno del Sole fino agli estremi limi-ti del vento solare. Alcuni dei suoi stru-menti sembrano ora sul punto di risol-vere altri misteri. Due di essi, GOLF e

Via via che la nostra civiltà di-

venta sempre più dipendenteda sofisticati sistemi di comunica-zione basati nello spazio, le pertur-bazioni originate dall'attività delSole rischiano di provocare dannidi sempre maggiore gravità. Peresempio, le grandi eruzioni coro-nali possono dare origine a intenseaurore nei cieli polari e danneggia-re o distruggere i satelliti in orbita.Altre massicce eruzioni, i cosid-detti brillamenti solari, produconoparticelle di alta energia che pos-sono rappresentare una minaccia pergli astronauti e distruggere i circuitielettronici dei satelliti. Se sapessimoquali alterazioni del magnetismo solareprecedono questi fenomeni violenti,SOHO potrebbe costituire un sistemadi preallarme in grado di aiutarci ad al-leviare i loro effetti.

Essendo collocato

interstellare nella Via Lattea splende nella luce ultravioletta della rigaspettrale Lyman-alfa, a una lunghezza d'onda di 121,6 nanometri. Le regioni diffusecorrispondono a nubi interstellari di gas, mentre i punti luminosi sono dovuti a stellecalde. Il Sole si muove attraverso una nube a una velocità di 26 chilometri al secondo, eil vento solare crea un'asimmetria nella luminosità ultravioletta diffusa.

KENNETH R. LANG è professore di astronomia alla Tufts University; ha scrittooltre 150 articoli scientifici e cinque libri su argomenti astronomici, tradotti in settelingue.

LANG KENNETH R., Sun, Earth and Slcy, Springer-Verlag, 1995.FLECK BERNHARD, DOMINGO V10ENTE e POLAND ARTHUR I. (a cura), The SOHO

Mission, sezione speciale di «Solar Physics», 162, nn. 1-2, 1995.LANG KENNETH R., Unsolved Mysteries of the Sun, parti I e 2, in «Sky and Tele-

scope», 92, nn. 2-3, agosto e settembre 1996.NESME-RIBES ELIZABETH, BALIUNAS SALLIE L. e SOKOLOFF DMITRY, La dinamo

stellare, in «Le Scienze» n. 338, ottobre 1996.Immagini riprese da SOHO sono reperibili nel sito Internet http://sohowww.na-

scom.nasa.gov/

E Elementi e isotopi osservatiper la prima volta in situ da SOHO

Fesano il sistema solare provenendo 100 200 300 400 500 600 700 800

Si W Elementi e isotopi normalmentenon osservati da esperimenti

dall'esterno. La radiazione ultra-violetta del Sole illumina questo

INTENSITÀ DELLA RIGA LYMAN-ALFA IN CONTEGGI PER SECONDO PER GRADO QUADRATO

convenzionali sul vento solare Eu_o

gas, esattamente come un lampionestradale rischiara la foschia di not-

38 LE SCIENZE n. 345, maggio 1997

LE SCIENZE n. 345, maggio 1997 39