Il magnetismo solare

Il magnetismo è uno dei principali aspetti della fisica solare e il aspetto più studiato in quanto si ritiene che esso sia alla base della maggior parte dei fenomeni solari.
I campi magnetici sul sole sono stati scoperti nel 1908 nelle macchie solari grazie a osservazioni di tipo spettropolarimetrico. Si sa che in tutto il sole la materia se trova ionizzata. La ionizzazione provoca un elevato valore della conducibilità elettrica. In un plasma (gas ionizzato) valgono le equazioni della magneto-idrodinamica in particolare il teorema di Alfvèn: “Le linee di forza del campo magnetico sono congelate nel plasma”  vuol dire che le linee di forza sono rigidamente connesse al plasma in moto. Il teorema di Alfvèn vale per una superficie arbitraria.
Se chiama B al valore del campo magnetico in gauss (G) che può realizzarsi entro una struttura isolata immersa in un plasma avente pressione P il suo valore è dato da:

Negli strati più profondi della fotosfera solare dove la pressione ha un valore di 200.000 barie(circa 1/5 della pressione atmosferica che misura 1,013 bar, 1 Bar= 1.000.000 barie) B prende un valore di 2200G , queste valore coincide abbastanza con i valori misurati nelle macchie solari più grandi dove il campo magnetico e dell’ordine di 3000G.
In una macchia il campo magnetico esercita una forza verso l’esterno che tende a espandere la macchia. La pressione al esterno della macchia e maggiore e cosi si ottiene l’equilibrio. Dentro la macchia il plasma solare ha una densità minore rispetto a quella fotosferica.
Si ritiene che sia proprio la presenza del campo magnetico a inibire la convezione negli strati più profondi della macchia. Quindi risulta più fredda perchè il trasporto di energia è meno efficiente che nella fotosfera. La temperatura della macchia è di circa 4000ºK e nella fotosfera la temperatura è di 5800ºK e ne risulta un contrasto di circa un fattore 10 che fa apparire la macchia come scura per contrasto con la fotosfera.(Figura 1).

Figura 1: Immagine di una macchia della sonda HINODE (Solar-B)

La presenza di forti campi magnetici in regioni più vaste viene chiamato regione attive. Le regione attive appaiono più brillanti in contrasto con la fotosfera. Si vedono sopra tutto nei bordi del sole dove l’oscuramento aiuta a vedere più chiare queste zone. In generale le macchia sono associati alla presenza di queste zona attive in maniera molto complessa. La agenzia americana NOAA (National Oceanic and atmospheric administration) provvede a catalogare le regione attive assegnando loro un numero d’ordine. Il numero uno c’e stato assegnato a una regione attiva del 5/1/1972 e prosegue da tale data, oggi siamo gia con un valore vicino a 11000. Con una media di 300 regione attiva all’anno.

Figura 2: Immagine della sonda soho del 1/4/08 dove si vede la regione attiva 10987

Quando a partire del 1908 si cominciarono a misurare i campi magnetici emersero dei nuovi fatti sull’magnetismo solare, racchiusi nelle cosiddette leggi di Hale:
1º Legge di Hale: si riferisce a sistemi bipolari di macchie e dice:  “la macchia che precede (p) ha polarità opposta rispetto alla macchia che segue (f) e che, inoltre, la polarità della macchia che precede in un sistema bipolare nell’emisfero nord ha polarità opposta rispetto alla macchia che precede in sistema bipolare nell’emisfero sud.”
2º Legge di Hale: dice: “La polarità delle macchie si inverte in cicli successivi”  Cosi una macchia che precede ha polarità positiva nell’emisfero Nord e negativa nell’emisfero Sud, nel prossimo ciclo sarà negativa nell’emisfero Nord e positiva nell’emisfero Sud. Per questo se dice che un ciclo solare dura 22 anni e non 11.

Fabio A. Mariuzza