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livello elementare
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ARGOMENTO: ASTRONOMIA
PERIODO: XXI SECOLO
AREA: DIDATTICA
parole chiave: tempeste solari, clima, magnetosfera
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La NASA osserva costantemente il Sole con un insieme di sonde spaziali che studiano l’attività della sua atmosfera, le particelle e i campi magnetici dello spazio che circondano la Terra. Un’attività non fine a se stessa in quanto le emissioni elettromagnetiche causate da una emissione solare possono perturbare la vita sul nostro pianeta causando non pochi danni. Recentemente, il 5 maggio 2025, la nostra stella ha avuto un’importante emissione, definita tecnicamente brillamento solare, che ha perturbato la nostra ionosfera, causando temporanei blackout radio (della durata di circa 10′ in Medio Oriente).
Ma cos’è un brillamento solare?
Si tratta di un’emissione di radiazioni elettromagnetiche a largo spettro (dalle onde radio ai raggi gamma) che avviene durante i cosiddetti cicli solari 1. Il fenomeno è complesso ed avviene quando l’energia magnetica, immagazzinata nell’atmosfera solare, accelera le particelle presenti nel plasma circostante, provocando l’emissione di radiazioni elettromagnetiche. Queste emissioni generano il vento solare che, viaggiando nello spazio, raggiunge anche la magnetosfera terrestre 2.
Il campo magnetico terrestre fa da scudo alla superficie della Terra dalle particelle cariche del vento solare. È compresso dal lato del Sole (si estende per 60.000 km) a causa della forza delle particelle in avvicinamento, mentre è esteso dal lato opposto (oltre 250.000 km) Magnetosphere rendition.jpg – Wikimedia Commons
Grazie alla magnetosfera solo parte delle emissioni solari (raggi ultravioletti e X) viene assorbita dalla ionosfera e non raggiunge la superficie terrestre … ma ne aumenta temporaneamente la ionizzazione, fattore che, come vedremo, può interferire con le comunicazioni radio.
Schema della magnetosfera. Il flusso del vento solare viene in gran parte deviato dalla magnetosfera terrestre e alcune particelle cariche (plasma) si accumulano nella fascia di Van Allen, una zona toroidale all’interno della magnetosfera.
structure of the magnetosphere – it. svg – Wikimedia Commons
I brillamenti solari si verificano in regioni del Sole attive, spesso attorno alle macchie solari 3, e sono alimentati dal rilascio improvviso (da minuti a decine di minuti) dell’energia magnetica immagazzinata nella parte più esterna dell’atmosfera del Sole, ovvero la corona 4. In particolare, si verificano quando particelle cariche accelerate, principalmente elettroni, interagiscono con il mezzo plasmatico. A volte possono verificarsi negli archi coronali 5. La frequenza dei brillamenti varia in relazione allo stato di attività del Sole, da molti al giorno a circa uno alla settimana quando è in uno stato di “quiete”. Le onde d’urto risultanti viaggiano lateralmente attraverso la fotosfera e verso l’alto attraverso la cromosfera 6 e la corona, a velocità dell’ordine di milioni di chilometri all’ora.
Le macchie solari sono le regioni più scure visibili sulla superficie del Sole e rappresentano il più importante indicatore dell’attività solare. Queste “macchie” non sono altro che aree più fredde, dove l’intenso campo magnetico solare inibisce il flusso di calore dalla profondità. Cicli solari del XX secolo (rappresentati dal numero di macchie per anno) – Fonte La scoperta del ciclo solare – INGV ambiente
A seconda della loro intensità i brillamenti solari sono definiti da lettere in ordine crescente di potenza: A, B, C, M e X in cui ogni classe è dieci volte più potente di quella precedente con la più potente designata X. Ogni lettera è ulteriormente suddivisa linearmente in 9 classi, numerate da 1 a 9. Per capire: un brillamento M5 è la metà di un brillamento M10, che equivale a un X1 che è a sua volta la metà di un brillamento X2. Oltre la classe X9, la più alta, la numerazione prosegue linearmente. Brillamenti di tale entità sono rari, come quelli del 16 agosto 1999 e del 2 aprile 2001 che raggiunsero una potenza X20, cioè due volte maggiore di un X10, il fondo scala della classe X. Statisticamente, anche se non è una regola, i brillamenti di classe X (più intensi) si verificano in media circa otto volte per ciclo solare, mentre i brillamenti di classe M si verificano circa 2000. Mantenere una sorveglianza continua dell’attività solare è quindi importantissimo per valutare possibili conseguenze.
Un’immagine a disco intero del Sole, nell’ultravioletto estremo multi-lunghezza d’onda, scattata dall’SDO il 30 marzo 2010. I falsi colori tracciano diverse temperature dei gas. I rossi sono relativamente freddi (circa 60.000 Kelvin, ovvero 107.540 °F); i blu e i verdi sono più caldi (oltre 1 milione di Kelvin, ovvero 1.799.540 °F) – Fonte NASA – Goddard
Ultiwave length extreme ultraviolet sun.jpg – Wikimedia Commons
Gli effetti dei brillamenti sul pianeta
Come premesso, sebbene la magnetosfera e l’atmosfera forniscano una adeguata protezione a livello del suolo, il vento solare rilascia intense particelle ad alta energia che possono generare radiazioni dannose anche per gli esseri umani; in particolare per gli astronauti nello spazio che, esposti a queste particelle possono subire un danneggiamento fisico a livello cromosomico con conseguenze anche fatali. Tra le particelle più pericolose i protoni che danno avvio ad una catena di reazioni che producono particelle leggere, quali elettroni e neutroni, attraverso meccanismi di ionizzazione e interazioni nucleari. Essi possono produrre problemi di radiazioni pericolose anche a bordo dei voli di linea alle elevate altitudini. Sebbene questo rischio sia relativamente basso, il monitoraggio delle emissioni solari consente di far modificare in tempo le rotte aeree che potrebbero essere interessate dall’emissione. Biologicamente queste variazioni elettromagnetiche influenzano il sistema di orientamento di molti animali migratori come gli uccelli ed i cetacei che possono perdere il riferimento sulle linee del magnetismo terrestre.
Ai danni “biologici” va aggiunto il disturbo dei sistemi di comunicazioni che utilizzano la ionosfera per riflettere i segnali radio su lunghe distanze. Altri impianti disturbati sono i sistemi radar degli aeroporti civili e militari e le linee telegrafiche, ove esistenti, che sono ancora soggette agli effetti delle tempeste magnetiche. Per la navigazione navale, aerea e terrestre sistemi satellitari come GPS, GLONASS, e altri similari, possono subire interruzioni e malfunzionamenti. Questo è dovuto al fatto che le emissioni ultraviolette, colpendo la parte alta dell’atmosfera, ne causano un riscaldamento ed espansione; in pratica gli strati di aria più calda si alzano e la densità alla quale orbitano i satelliti (circa 1000 km), aumenta significativamente, causando un cambio dell’orbita gravitazionale dei satelliti. Non ultimo, l’oscillazione della corrente generata dalle variazioni del campo magnetico agisce su tutte le linee elettriche lunghe (di almeno 1-10 km). Questo effetto è più frequente negli USA, Canada e in Australia mentre le reti europee, basandosi su linee di trasmissione più corte e per lo più interrate, sono mediamente meno vulnerabili.
Osservazioni recenti condotte dalla sonda SOHO hanno mostrato che sotto ogni macchia solare vi sono potenti correnti di materiale dirette verso l’interno del Sole, che formano dei vortici che concentrano le linee di campo magnetico. Di conseguenza possiamo immaginare le macchie come delle tempeste che si sostengono autonomamente, simili in alcuni aspetti agli uragani terrestri – Fonte NASA, 2011 sunspots 1302 Sep 2011 by NASA.jpg – Wikimedia Commons
Esistono rapporti causa-effetto tra i brillamenti solari e le variazioni climatiche?
Sin dal 1851, quando l’astronomo Heinrich Schwabe osservò per la prima volta che l’attività solare variava secondo un ciclo di undici anni, con periodi di massimi e minimi, l’attenzione verso il nostro Sole non è mai mancata. Sebbene se ne parli poco, questi cicli periodici a volte subiscono dei momenti di stasi e se ne accorse per primo l’astronomo E.W. Maunder; lo scienziato scoprì che, tra il 1645 e il 1715, il Sole aveva interrotto il suo usuale ciclo undecennale, un fenomeno che aveva influenzato il clima terrestre. Da analisi interdisciplinari, ci sono stati sei minimi solari simili a quello di Maunder dal minimo egizio dell’anno 1300 a.C., con intervalli fra i minimi che variano tra i 180 e i 1100 anni e con una durata media di 115 anni. Quando ci sarà il prossimo non è prevedibile ma l’osservazione della nostra stella ci consentirà di poter valutare anche l’eventuale entrata in un nuovo periodo di stasi che potrebbe influire sul clima globale. Un discorso ancora molto complesso che implica l’interazione di numerosi fattori tra cui l‘influenza degli Oceani. A tal riguardo c’è un comune accordo tra gli scienziati che i picchi solari abbiano una intima relazione con due importanti fenomeni collegati al clima: La Niña e El Niño, originati dai cambiamenti della temperatura delle acque superficiali del Pacifico orientale. Ma questa è un’altra storia di cui parleremo in un altro articolo.
immagini NASA, NOOA
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Note
1. un ciclo solare è un periodo di circa 11 anni durante il quale le attività del Sole in cui avvengono emissioni di diversa intensità e l’inversione del campo magnetico, in genere prima di iniziare un altro ciclo.
2. La magnetosfera è la regione di spazio circostante un corpo celeste entro la quale il campo magnetico da esso generato domina il moto delle eventuali particelle cariche presenti. Nel caso terrestre possiamo immaginarci come una bolla protettiva che ci salvaguarda da alcune delle particelle di energia create dalle onde cosmiche. Va compreso che la sua forma è variabile e dipende dalle interazioni con il flusso del vento solare.3. Una macchia solare è una regione della superficie del Sole (chiamata fotosfera) che è distinta dall’ambiente circostante per una temperatura minore ed una forte attività magnetica. Anche se la formazione delle macchie solari è ancora oggetto di ricerca, gli scienziati ipotizzano che siano generati da movimenti interni al Sole di flussi magnetici che “forano” la fotosfera.
4. La corona solare è la parte più esterna dell’atmosfera del Sole ed è formata da gas (soprattutto idrogeno) e vapori provenienti dagli strati sottostanti dell’atmosfera solare, estendendosi per milioni di chilometri.
Struttura schematica del Sole Sun poster.svg – Wikimedia Commons
5. Se osservato nelle bande X e UV, il Sole appare disomogeneo e cosparso da archi magnetici brillanti – chiamati archi coronali – nei quali è confinato plasma a milioni di gradi – che appaiono più numerosi, compatti, caldi e brillanti in regioni chiamate regioni attive: regioni che si sviluppano attorno le macchie solari, dove il campo magnetico è più intenso. Questo spiega anche perché i brillamenti solari eruttano tipicamente nelle regioni del Sole dove i campi magnetici sono molto più intensi.
6. La cromosfera è un sottile strato dell’atmosfera del Sole, al di sopra della fotosfera, spesso circa 2000 km, sostanzialmente trasparente rispetto al resto dell’atmosfera solare.
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