Là dove si formano le spicole solari

(ASI) – Nella parte più bassa dell’atmosfera solare, chiamata cromosfera, è possibile trovare delle protuberanze che prendono il nome di spicole. Le spicole sono getti di plasma che spingono la materia fino alla corona, raggiungendo velocità pari a 150 km al secondo. La loro origine è rimasta a lungo un mistero, ma grazie a uno studio uscito sull’ultimo numero di Science, oggi conosciamo un modello che spiega la loro formazione. I risultati potranno inoltre aiutare gli scienziati a comprendere come il plasma solare possa riscaldarsi raggiungendo i milioni di gradi osservati nella corona.

La scoperta delle spicole risale a più di un secolo fa, quando nel 1877 Padre Secchi le vide per la prima volta dall’Osservatorio del Collegio Romano. Da allora non abbiamo mai smesso di studiarle, scoprendo che se ne verificano diverse migliaia ogni giorno. Nonostante il lungo monitoraggio, sono molti gli aspetti di queste strutture filamentose che sono rimasti a lungo oscuri.

Per comprendere meglio la formazione e l’evoluzione delle spicole, Juan Martinez-Sykora del Bay Area Environmental Research Institute, insieme a un gruppo di colleghi, ha sviluppato modelli e simulazioni che ne hanno riprodotto il comportamento. Fino ad ora nessun modello era riuscito a spiegare tutte le caratteristiche fisiche osservate. I risultati teorici sono stati confrontati con i dati raccolti dal satellite Interface Region Imaging Spectograph e dal Telescopio Solare Svedese a La Palma mostrando una buona concordanza.

Lo studio dimostra che le spicole si verificano quando la tensione magnetica delle linee di campo viene amplificata e trasportata verso l’alto dall’interazione tra particelle cariche e neutre. Tale tensione viene rilasciata in maniera impulsiva e ha l’effetto di indirizzare i flussi, riscaldare il plasma e generare onde di Alfvén. I ricercatori hanno scoperto che uno degli ingredienti chiave per garantire la formazione di spicole lungo tutta la superficie del Sole è richiedere strutture magnetiche su larga scala (fino a circa 50 mila chilometri) e tener conto degli effetti dovuti alla presenza di particelle cariche e neutre che interagiscono.

La formazione di una spicola, spiegano gli scienziati, richiede una serie di passaggi. Innanzitutto occorre che i moti convettivi nella fotosfera distorcano le linee di campo magnetico nei pressi di intensi flussi verticali. In secondo luogo, questa regione ad alta tensione magnetica deve spostarsi verso l’alto, e per farlo deve sfruttare il processo fisico chiamato diffusione ambipolare. La diffusione ambipolare deriva dallo scivolamento tra ioni e particelle neutre e permette al campo magnetico di muoversi. Infine, è necessario che il campo magnetico rilasci la propria tensione rimodellandosi, come accade durante la riconnessione magnetica. In questo modo, attraverso gradienti di pressione, si produce una forte accelerazione del plasma verso l’alto.

Nell’immagine a destra sono visibili (dall’alto verso il basso) un’immagine della superficie solare raccolta dall’osservatorio spaziale Interface Region Imaging Spectograph, un modello numerico che simula i getti (in mezzo), e un’immagine scattata con il Telescopio Solare Svedese a La Palma.

Là dove si formano le spicole solari