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Il Sole radio

Il Sole è una delle sorgenti radio più forti in cielo: se la parte del Sole che emette maggiormente nelle lunghezze d’onda del visibile è detta fotosfera, le frequenze radio nascono nella cromosfera e nella corona quindi nell’atmosfera solare. La superficie solare presenta una temperatura di circa 6000K e, anche se gas a questa temperatura emettono maggiormente lunghezze d’onda nelle frequenze della luce visibile e dell’ultravioletto, grazie alla sua vicinanza possiamo registrarne anche l’emissione radio.

 

Il sole radio: Immagine radio del sole ottenuta dal VLA. Le regioni più luminose sono parti della corona vicine ma superiori alle macchie solari. Cortesia (NRAO/AUI) Il sole radio: Immagine radio del sole ottenuta dal VLA. Le regioni più luminose sono parti della corona vicine ma superiori alle macchie solari. Cortesia (NRAO/AUI)

 

Il Sole emette onde radio in quanto caldo (si dice che è una sorgente termica e quindi emette onde radio maggiormente ad elevata frequenza) ma si registra una forte emissione anche a frequenze più basse (nel campo delle sorgenti non termiche) per il meccanismo della radiazione di sincrotrone che deriva dal movimento ad elevata velocità di elettroni attorno al campo magnetico.

Se analizziamo la densità di flusso (semplificando, la quantità di onde radio che arrivano dal Sole) emessa in funzione della frequenza possiamo evidenziare una seconda peculiarità: a lunghezze d'onda superiori a 1 cm la curva si divide in due casi identificati come “Sole calmo” e “Sole disturbato”. Il primo è definito dall'attività normale del Sole mentre il secondo dipende dall'attività delle macchie solari.

 

Il sole radio: Spettro del Sole dall'ultravioletto alle onde radio (Da "Radio Astronomy, J. D. Kraus") Il sole radio: Spettro del Sole dall'ultravioletto alle onde radio (Da "Radio Astronomy, J. D. Kraus")

 

In riferimento all'emissione del “Sole calmo”, il disco solare presenta un diverso diametro in funzione della frequenza di studio.

  • A frequenze molto basse (<0,1GHz) e quindi lunghezze d’onda elevate (> 3m) il disco solare appare decisamente grande e più luminoso al centro; la sua luminosità diminuisce gradualmente e si annulla solo dopo diversi raggi solari.
  • Per frequenze comprese tra 0,1 GHz e 3 GHz, il Sole appare ancora più grande della controparte ottica e si nota un picco di intensità radio vicino al bordo chiamata limb brightening.
  • Per frequenze superiori a 3 GHz il Sole appare simile (anche se di dimensioni comunque maggiori) alla controparte visibile e la sua luminosità risulta uniforme.

Da queste considerazioni è possibile verificare che le onde radio a maggiore frequenza si originano vicino alla fotosfera, quelle a minore frequenza verso la corona che quindi conferisce al Sole una maggiore dimensione in cielo.

Nel caso del “Sole disturbato”, è invece possibile delineare una componente a bassa variabilità, con un periodo lungo da giorni a mesi, che è evidente a lunghezze d'onda dai 3 ai 60 cm e una componente ad alta variabilità caratterizzata da forti e missioni di radiazione in intervalli di tempo da secondi a ore. La prima componente è strettamente associata alla presenza di macchie solari anche quando non direttamente visibili in quanto dietro il bordo del Sole. Quindi questa emissione radio si origina in regioni superiori alla fotosfera.

La seconda componente (ad elevata variabilità) invece è legata a forti emissioni che seguono la comparsa di brillamenti (flare), violente esplosioni di materia inizialmente visibili nella banda del visibile nella riga dell’H-alfa (ad esempio con appositi telescopi solari). I brillamenti possono essere divisi in impulsivi o eruttivi. I primi hanno breve durata, dai secondi ai minuti, e si sviluppano solo nello strato inferiore dell’atmosfera solare. I secondi hanno durata maggiore, da minuti ad ore, e possono generare enormi quantità di energia e materia che viene espulsa nello spazio. I brillamenti si generano quando particelle cariche vengono improvvisamente accelerate. L’energia richiesta per tale accelerazione deriva dal campo magnetico attorno alle aree più attive della superficie solare. Durante la fase impulsiva del brillamento, si registra un veloce aumento dell’intensità di onde radio emesse, con lunghezza d’onda decimetriche o centimetriche. I più potenti brillamenti eruttivi emettono radiazione anche per diverse ore.

L’attività radio legata a tali fenomeni viene classificata (Wild, Smerd, Weiss, 1963) in funzione delle caratteristiche di questa emissione:

  • Tipo I: brevi eventi che si presentano in grande numero associati ad una emissione continua (durata: da ore a giorni)
  • Tipo II: forti eventi con spostamento in frequenza da valori alti a valori più bassi (durata: minuti)
  • Tipo III: forti eventi di breve durata con spostamento in frequenza da valori alti a bassi (durata: secondi)
  • Tipo IV: emissione continua (durata: da ore a giorni)
  • Tipo V: emissione continua associata al tipo III, registrata a frequenza inferiori a 100 MHz (durata: 1-2 minuti)

Le caratteristiche di queste tipologie vengono bene illustrate quando si considerano gli eventi che seguono un brillamento solare.

 

Il sole radio: Rappresentazioni delle due fasi che seguono un brillamento solare (da: Wild, Smerd, Weiss – Solar Bursts, Ann. Rev. Astron. Astrophys., vol. 1, 1963) Il sole radio: Rappresentazioni delle due fasi che seguono un brillamento solare (da: Wild, Smerd, Weiss – Solar Bursts, Ann. Rev. Astron. Astrophys., vol. 1, 1963)

 

Nella fase 1 si registra una forte emissione del tipo III subito dopo la comparsa di un brillamento visibile nella riga dell’H-alfa. Si registra una emissione radio molto forte e netta che finisce velocemente che, si ritiene, derivi dalle oscillazioni del plasma associato all’espulsione di fasci di elettroni in seguito al brillamento. A volte, soprattutto a frequenze inferiori ai 100 MHz, il brillamento è associato ad una emissione più continua e duratura nel tempo, quella del tipo V. Le onde elettromagnetiche di questo tipo sono generate dall’accelerazione di elettroni lungo le linee di campo magnetico nella corona.

Negli eventi più forti, cioè in quelli eruttivi, si registra anche la fase 2 che inizia con brevi e netti picchi di segnali che spesso presentano anche una seconda ripetizione (armonica). Questa emissione deriva dall’onda d’urto anteriore alla nube di gas sopra al brillamento. A volte, subito dopo si registra un più debole ma continuo segnale che può durare da ore a giorni e che viene definito di tipo IV. Quest’ultimo è legato all’emissione di sincrotrone proveniente dai gas sopra al brillamento e può presentare brevi e forti picchi di segnale classificato come tipo I.

Tra i burst radio di tipo IV ne esiste una specie, detta "mu-bursts tipo IV", in cui il segnale viene emesso con lunghezze d’onda da 30 cm ad 1 cm, quindi anche sopra i 10 GHz. Questo ci permette di capire come il radiotelescopio Spider230 può essere usato anche per gli studi di questi fenomeni dell’atmosfera solare, magari associato ad un telescopio solare H-alfa per studiare contemporaneamente le diverse componenti dello spettro elettromagnetico in arrivo dallo stesso fenomeno, cioè da un brillamento.

 

Il sole radio: Spettro radio di un evento intenso legato a brillamenti (da: Wild, Smerd, Weiss – Solar Bursts, Ann. Rev. Astron. Astrophys., vol. 1, 1963) Il sole radio: Spettro radio di un evento intenso legato a brillamenti (da: Wild, Smerd, Weiss – Solar Bursts, Ann. Rev. Astron. Astrophys., vol. 1, 1963)

 

A volte, durante i fenomeni più intensi, vengono emesse dal Sole particelle cosmiche a così alta energia che, quando incontrano il campo magnetico terrestre, generano tempeste magnetiche ed aurore.