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Zeeman-Doppler imaging: disegnare il campo magnetico stellare

Fotoni polarizzati e linee spettrali hanno permesso all’umanità di rappresentare uno dei fenomeni fisici più impressionanti dell’universo. Ciò ha permesso di svelare molto di ciò che ora conosciamo sulle stelle e sui complessi moti che avvengono al loro interno.

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Le stelle sono corpi celesti soggetti ad un forte dinamismo, caratterizzati da complessi movimenti interni che si ripercuotono su tutta la loro sfera di influenza. Il Sole ne è un esempio: il suo campo magnetico influenza tutto il Sistema Solare e scaturisce in fenomeni superficiali e coronali di eccezionale bellezza scientifica. Ed è proprio il campo magnetico uno dei fenomeni caratterizzanti delle stelle che può rivelare dettagli essenziali sulle loro attività interne, superficiali e coronali. Lo studio approfondito dei complessi campi magnetici stellari è stato possibile grazie alla loro rappresentazione e cartografia, ottenuta sfruttando la tecnica dello Zeeman-Doppler imaging.

Una questione di plasma

Zeeman imaging
Macchie solari osservate da DKIT. Credits: NSO, NSF, AURA

Il campo magnetico ha origine dai moti del plasma stellare all’interno della zona convettiva. Si tratta dello strato delle stelle caratterizzato da uno spostamento di massa e di energia termica dovuto a moti di circolazione del plasma interni alle stelle. Il plasma è formato da cariche elettriche, il cui moto genera un campo magnetico che a sua volta guida il flusso di particelle cariche, autosostenendosi e alimentandosi a vicenda. Il flusso magnetico che si genera è talvolta talmente intenso da scaturire con visibili effetti esterni, modificando sensibilmente l’ambiente spaziale vicino alle stelle.Un esempio molto importante di tali effetti sono le macchie solari: le stelle presentano in genere una rotazione di tipo differenziale, ossia non uguale a tutte le latitudini, che stira e aggroviglia i flussi magnetici. Questi forano la fotosfera e inibiscono la convezione nelle zone stesse, che si raffreddano apparendo come vere e proprie macchie scure.

Anelli ed eruzioni

Ulteriori effetti visibili del campo magnetico stellare sono gli anelli coronali: si tratta di strutture molto complesse, in cui il flusso magnetico uscente dalla superficie e aggrovigliato in nodi raggiunge la corona, intrappolando in un loop il plasma stellare. In questo modo l’energia del Sole viene traferita alla sua corona, processo che risulta perciò molto localizzato nelle aree di presenza degli anelli.

Zeeman imaging
Anelli coronali del Sole ripresi dal telescopio TRACE. Credits: NASA

Ben più violenti sono i fenomeni di brillamento, noti come eruzioni solari. Nei plasmi fortemente conduttivi come quelli stellari, esistono zone di riconnessione delle linee di campo magnetico, dove zone diverse di magnetizzazione uniforme si incontrano. In questi punti, l’energia del campo magnetico si riversa nelle particelle come energia cinetica e termica, accelerandole. Questo risulta in esplosioni di plasma nella fotosfera, così pericolosa da mettere in pericolo la salute degli astronauti in certe zone dove il campo magnetico terrestre non è sufficiente a proteggerli, addirittura disturbando le comunicazioni radio terrestri e danneggiando alcuni satelliti.

La tecnica Zeeman-Doppler imaging

La possibilità di cartografare i campi magnetici stellare è dovuta al lavoro del fisico olandese Pieter Zeeman, premio Nobel per la fisica.

La tecnica che permette di rappresentare tali campi è la Zeeman-Doppler imaging, che sfrutta proprio l’Effetto Zeeman. Si tratta di un fenomeno fisico che coinvolge l’interazione degli elettroni con i campi magnetici esterni. Normalmente esistono negli atomi livelli elettronici degenerati, ossia livelli differenti in cui gli elettroni possiedono la stessa energia. Quando un elettrone passa su diversi livelli energetici emette un fotone ad una certa frequenza proporzionale al salto di energia, che viene assorbita dagli atomi dell’atmosfera stellare. Questo produce una linea spettrale, ossia una linea nera che indica il posizionamento di tale fotone assorbito nello spettro di frequenze possibili. Nel momento in cui agisce un campo magnetico, i livelli elettronici degenerati cambiano lievemente la loro energia, formando nuove linee spettrali molto vicine. In sostanza, la degenerazione dei livelli energetici viene eliminata dalla presenza del campo magnetico.

Polarizzazione e Zeeman-Doppler imaging

I campi magnetici delle stelle hanno un ulteriore effetto sui fotoni, che consiste nell’orientarne la polarizzazione. Ciò significa che riescono ad indirizzare in una particolare direzione l’oscillazione dell’onda elettromagnetica a cui sono associati. Dati questi particolari fenomeni fisici, è possibile misurare il campo magnetico stellare attraverso la combinazione tra spettrografo e polarimetro. Iterando durante l’intera rotazione, è possibile così ricostruire le linee del campo magnetico della stella conoscendone la direzione e l’intensità.

Rappresentazione del campo magnetico tramite Zeeman-Doppler imaging. Credits:Aip, INAF

Molte rappresentazioni sarebbero compatibili con tali ricostruzioni, ma quella che viene indicata è generalmente la più semplice.

A cura di Luigi Marchese

FONTI VERIFICATE

-J. H. Piddington, “On the origin and structure of stellar magnetic fields”.

-David H. Hathaway, “Solar Flares”, solarscience.msfc.nasa.gov, NASA.

-“Sunspots”, Enciclopedia Britannica.

-Jean François Donati, “Stellar tomography: when medical imaging helps astronomy”.

-P. Zeeman, “On the influence of Magnetism on the Nature of the Light emitted by a Substance”.

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