Vento solare: nemico della tecnologia nello spazio

A cura di Andrea Bellome

L’ambiente spaziale è senza dubbio affascinante e di grandissima bellezza, ma è anche ostile e pericoloso. Conoscerne i meccanismi significa progettare missioni più sicure, evitare malfunzionamenti a bordo dei satelliti e danni agli astronauti.

In questo articolo proveremo a capire quali sono i fenomeni principali che interessano il vento solare, una delle fonti principali di particelle che compongono i plasmi che occupano le regioni della magnetosfera terrestre. Questi hanno notevole importanza nella progettazione delle missioni spaziali, in quanto sono tra le principali fonti di radiazioni nello spazio che causano problemi all’elettronica di bordo e sugli astronauti. Immaginiamo di percorrere un itinerario in cui partiamo dal Sole, ci spostiamo verso l’esterno, lo spazio interplanetario, e arriviamo in prossimità della Terra: come si comporta il vento solare?

L’atmosfera solare

Della nostra stella più vicina, il Sole, ci sono ancora misteri da svelare: quale è la causa dell’altissima temperatura della corona solare? Cosa accelera il vento solare da subsonico a supersonico?

Il profilo di temperatura dell’atmosfera solare è decisamente singolare: nella regione della fotosfera, la regione più interna, la temperatura raggiunge un minimo che scende sotto i 5000 gradi Kelvin, per poi risalire in modo repentino nella zona della cromosfera e della corona solare: qui le temperature possono arrivare a circa 1-2 milioni di gradi Kelvin. L’atmosfera solare è talmente calda che i gas che la compongono si trovano in uno stato di plasma, dove gli elettroni atomici non sono legati al loro nucleo e dunque il gas è composto da particelle cariche altamente sensibili al campo magnetico solare.

La corona è caratterizzata da zone, dei veri buchi coronali, in cui le linee di campo sono aperte e il plasma fuoriesce nello spazio interplanetario raggiungendo velocità supersoniche, che vanno dai 400 agli 800 km/s. Questo flusso prende il nome di vento solare: esso comincia a partire da circa 4000 km sopra la superficie visibile del Sole e si estende per tutto lo spazio interplanetario. Esso è un flusso elettricamente neutro, con una densità di circa 5-8 elettroni-particelle α/cm³.

Il vento solare

Proviamo a descrivere la dinamica del vento solare: si deve partire dal considerare l’atmosfera solare non idrostatica, per soddisfare la condizione al contorno che prevede che la pressione del vento sia nulla a grande distanza dal Sole. Alcune ipotesi semplificative permettono di trattare le equazioni del moto in modo piuttosto intuitivo: quattro classi di soluzioni possono essere identificate, delle quali solo una corrisponde al vento solare, ed è quella fisicamente accettabile.

1. La prima, chiamata soluzione brezza solare, prevede che il flusso parta subsonico, acceleri fino ad una distanza-soglia dalla superficie solare, rimanendo subsonico, e quindi deceleri, assumendo velocità nulla all’infinito e dunque pressione diversa da zero.
2. La seconda soluzione, il vento solare appunto, è caratterizzata anch’essa da un flusso inizialmente subsonico, nella zona in cui gli effetti gravitazionali sono predominanti, per poi diventare supersonico.
3. Le altre due soluzioni sono fisicamente inaccettabili in quanto una corrisponde ad un flusso che parte supersonico e diventa subsonico in corrispondenza della soglia, e una ad un flusso sempre supersonico fin dalla partenza.

Il congelamento e il campo magnetico interplanetario

Ma che cosa comporta il flusso del vento solare nello spazio? Sostanzialmente quello che prende il nome di Campo Magnetico Interplanetario (IMFda Interplanetary Magnetic Field).

Il plasma solare può essere considerato un superconduttore, un mezzo a conducibilità elettrica infinita. Questa caratteristica fa sì che le linee di campo magnetico solare vengano bloccate all’interno del flusso per un fenomeno che prende il nome di condizione di congelamento: in un fluido magnetizzato superconduttore il flusso del campo magnetico che si muove con esso è costante.

Il vento solare, trasportando il campo magnetico solare, forma l’IMF che spinge via il campo magnetico interstellare, creando una sorta di bolla in cui risiedono il Sole e i suoi pianeti: è questa l’eliosfera, e il confine tra lo spazio dominato dall’influenza solare e lo spazio interstellare è detto eliopausa. Nessuno sa a che distanza si trovi precisamente questa zona: per dare un’idea, potrebbe trattarsi di circa 100 AU. Il trasporto delle linee di campo determina la peculiare struttura del campo magnetico solare. Essa è data da due effetti sovrapposti: la rotazione del Sole e il trasporto delle linee di campo da parte del vento solare. Il risultato è un modello ad irrigatore: le linee di campo magnetico solare si dipanano a spirale a partire dal Sole.

Le interazioni con la magnetosfera terrestre

Arriviamo dunque nelle vicinanze della Terra e alle conseguenze che il vento ha sulla magnetosfera terrestre. Questa rappresenta un ostacolo al flusso del vento solare. Essa sente una pressione da parte del vento che comprime le linee di campo, con conseguente aumento del valore del campo magnetico terrestre, insieme ad uno stiramento delle stesse linee che vanno a formare la coda della magnetosfera nella parte non illuminata dal Sole.

Due fenomeni incorrono a questo punto: la convezione magnetica, per cui le linee di campo solari scivolano su quelle terrestri, e la riconnessione magnetica, in cui le linee dei due campi si riconnettono. Questo fenomeno è alla base dell’insorgere delle aurore, nella zona dell’ovale aurorale. Particelle provenienti dalla coda della magnetosfera possono quindi precipitare e, eccitate, emettere la luce tipica delle aurore. Questa pioggia di particelle è ovviamente dannosa per i sistemi a bordo dei satelliti e causa di anomalie e malfunzionamenti ed è quindi imperativo tenere in considerazione questo tipo di fenomeni in fase di design e progettazione.