Il vento solare

Sole e vento solare
Francesco Berrilli – Dipartimento di Fisica
Universita` di Roma Tor Vergata
http://www.fisica.uniroma2.it/solare/
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Indice
Materia, fasi e temperatura
Introduzione al quarto stato della materia: il plasma
Il plasma nel Sole
il nucleo
l’atmosfera
Il vento solare
Il clima nello spazio
La materia puo`
presentarsi in forme
distinte che chiamiamo
fasi (es. solido, liquido,
gas).
La forma dipende
dall’energia potenziale
delle forze atomiche che
tengono legate le particelle
tra loro e dall’energia
termica associata al moto
delle particelle.
Solidi cristallini: => ordinamento a grande scala. Gli atomi
sono impacchettati in reticoli e la loro energia termica non e`
sufficiente a farli muovere dal cristallo.
Solidi amorfi: non possiedono le simmetrie proprie dei cristalli.
Sono strettamente impacchettati e possiedono un buon
ordinamento, almeno su corto raggio (10-100 molecole).
Liquidi: quando il materiale e` scaldato, l’energia interna cresce
e gli atomi non sono piu` trattenuti nelle loro posizioni. Possono
muoversi tra loro ma rimangono strettamente impacchettati.
Gas: la materia e` ancora piu` scaldata. Si possono dissociare
le molecole – cioe` si disintegrano in singoli atomi – e questi si
separano muovendosi liberamente e ad alta velocita`.
A che velocita` (media) si muovono gli atomi? Esempio dell’elio (A=4)
Se T e` la temperatura assoluta del gas (0K=-273,15 °C) e A e` il peso atomico (massa
di un atomo di un dato elemento, 1uma=1,660 ⋅10-27 kg) della sostanza.
v = 1,3 ⋅10
4
T
298
4
⇒ 1,3 ⋅10
≈ 13000 ⋅ 75 ≈ 1,12 ⋅105 cms −1 = 1120ms −1
A
4
In figura la funzione di probabilita` di alcuni gas nobili alla temperatura di 298 K (25 °C).
Se T=0?
Cosa accade alle proprieta` di una sostanza se la si porta
ad una temperatura di diverse migliaia di gradi?
→ problemi pratici (un contenitore puo` arrivare ad una T Max
~ 3000-4000K)
→ nell’urto con particelle molto veloci uno degli elettroni piu`
esterni puo` essere strappato da un atomo che cosi` diventa
ionizzato (si forma uno ione positivo).
→ A temperature elevate un gas si compone di elettroni e ioni.
In quale proporzione troviamo atomi ionizzati e neutri?
Nel caso dell’idrogeno, neutro (HI) a basse temperature,
vediamo che alla temperatura di ~ 10000K e` praticamente tutto
ionizzato (HII).
Sulla superficie solare, che ha una temperatura di circa 5800 K,
meno di un atomo di idrogeno ogni 10000 risulta ionizzato.
NGC 604, una regione gigante di H II nella galassia Triangulum
Ma la “corteccia” elettronica
dell’atomo di idrogeno contiene un
solo elettrone.
Negli altri atomi la corteccia e` piu` complessa e l’energia di
legame con l’atomo e` varia. Solo gli elettroni che appartengono
agli strati piu` esterni si staccano con relativa facilita`.
Possiamo dire che:
Z ↑ → ne ↑ → L ↑
Dove Z e` il numero atomico del sistema di Mendeleev, ne e` il
numero di elettroni dell’atomo, L e il legame tra gli elettroni ed il
nucleo atomico.
La quasi-neutralita` del plasma
• Il plasma puo` avere una composizione assai complessa.
• Anche nel caso in cui il plasma si formi per ionizzazione di un
gas chimicamente semplice (es. solo Azoto o Ossigeno) i suoi
ioni possono possedere carica unitaria pari a 1, 2 ,3 o oltre.
Ognuna di queste concentrazioni, in generale, puo` avere una
propria concentrazione n e temperatura T.
ne = n1 + 2n2 + 3n3 +….
Questa relazione mostra che un plasma, nel suo complesso,
e` quasi-neutro, cioe` le cariche di un certo segno non sono
mai in eccesso rispetto alle cariche di segno opposto.
• Nel caso piu` semplice (es. idrogeno, Deuterio e Trizio)
avremo un plasma con tre componenti: ioni, elettroni e neutri.
• Quale che sia il processo che realizza il plasma, non e`
evidente in anticipo che il numero delle cariche negative
debba uguagliare quello delle cariche positive.
Lunghezza (schermatura) di Debye
Un gas ionizzato possiede una certa quantità di
cariche libere che possono muoversi in presenza di
forze elettro-magnetiche
Lunghezza (schermatura) di Debye
Le particelle cariche libere si muoveranno quando una
perturbazione di carica (o una differenza di potenziale
imposta) viene introdotta nel gas ionizzato.
IL FUOCO E` UN PLASMA?
Fiamma di una candela sotto l’influenza di una campo elettrico.
Ma per deflettere la fiamma di una candela (plasma freddo)
occorre un campo elettrico di tra 100 kV/m e 1MV/m range.
Credit: Prof. Emeritus Stanisław Gorgolewski, Faculty of Physics, Astronomy and Informatics, Nicolaus Copernicus University
Lunghezza (schermatura) di Debye
Effetto di schermatura: le cariche libere si muoveranno verso
la carica perturbante per produrre, a sufficiente distanza, una
quasi neutralizzazione del campo elettrico.
E
E~0
Lunghezza (schermatura) di Debye
In realta` le cariche libere in un gas hanno temperatura finita
(non nulla) e quindi saremo in presenza di un moto termico
degli ioni e degli elettroni con una associata energia cinetica
media.
Ecinetica
3
= K BT
2
Lunghezza (schermatura) di Debye
• Ad una certa distanza dalla carica perturbante l’energia
potenziale elettrica uguagliera` l’energia (cinetica) termica.
• Questa distanza puo` essere definita come distanza di
schermatura, i.e. abbastanza distante dalla carica
perturbante per sentire l’ effetto di schermaggio e sfuggure
alla buca di potenziale
• Questo effetto di schermaggio e` detto schermaggio di
Debye
• Puo` essere definita una lunghezza di Debye:
ε 0 k BT
λDe =
nqe2
con
Plasma: Caratterizzazione Quantitativa
Se L e` la dimensione tipica di un gas ionizzato, condizione
affinche` questo sia quasi-neutro e` :
L > λD
Effetti collettivi del plasma sono dominanti se il numero di
particelle contenute in un volume delle dimensioni
caratteristiche paria alla lunghezza di Debye (sfera di Debye)
e` grande:
4 3
N D = n πλD >> 1
3
ND e` detto “parametro di plasma” e queste sono le condizioni
affinche` un gas ionizzato sia detto plasma.
Plasma: Caratterizzazione Quantitativa
In altre parole
Ecinetica
Eelettrostatica
3 2 ⋅ K BT
=
>> 1
2 13
en
P, e- liberi: densita` n[cm-3], d=n-1/3
Per il Sole e le stelle 103 T=15×106 K d=10-8cm
Indice
Materia, fasi e temperatura
Introduzione al quarto stato della materia: il plasma
Il plasma nel Sole
il nucleo
l’atmosfera
Il vento solare
Il clima nello spazio
Le condizioni fisiche del plasma solare: la densita`
media e` di 1 g cm-3, mentre nel nucleo abbiamo
160 g cm-3. T varia da 5780K in fotosfera a 15⋅ 106
nel nucleo
The golden age of solar science
Quale processo fisico permette al Sole di
produrre energia?
• 1672: dimensione e distanza (G.D. Cassini) (lucciole per
lanterne!)
• 1837: misura della costante solare (Hershel & Puillet)
• Reazioni chimiche?
• Contrazione gravitazionale del Sole (Von Helmohltz)
• Ipotesi meteorica (Lord Kelvin)
• 1920: composizione terrestre? Annichilazione p-e (Eddington)
• 1925: Il sole e` fatto di H – Cecilia Payne
• 1928: Effetto Tunnel (G. Gamow)
• Costruzione di elementi pesanti (Oppenheimer, Teller, Landau)
• 1936: La catena protone-protone (Bethe & Critchfield)
Fusione nucleare nel Sole
Immaginiamo di trovarci in
un laboratorio di Fisica al
centro del Sole:
• T ~ 15.000.000 K
• <ρ> 160 volte piu`densa
dell’acqua
• Tutti gli elementi sono
dissociati e molti atomi
hanno perso i loro elettroni.
• Ci sono H, e, Neutroni ed
He che si muovono a
~100-1000 km/s.
Condizioni necessarie per la fusione nucleare
Barriera elettrica
Il punto chiave e` la competizione tra la forza forte nucleare
e quella elettrica. Alle scale atomiche, misurate in fermi
(10−15 m, pari al diametro di un protone), le forze elettriche
sono molto maggiori delle forze nucleari.
Solo quando le particelle si trovano alla distanza di circa un
fermi la forza forte puo` superare quella elettrica e produrre
la fusione.
Tuttavia non si tratta di un esercizio banale !
La repulsione elettrica a questa distanza e` pari a ~ 2.5 x 10 -13
Joule (Mp1,6726231 × 10-27 kg) .
Affinche` le particelle raggiungano una tale energia cinetica la
temperatura deve raggiungere 3/2 k T ~ 2.5 x 10-13 Joule, cioe`
T ~ 17 × 109 K.
Ma abbiamo detto che la temperatura al centro del Sole e`
solo di 15 × 106 K, molto al di sotto del limite richiesto.
E allora?
Deve intervenire un processo della meccanica quantistica
detto Tunneling
Ma allora, quanto vivra` il Sole?
L= 3,8 × 1033 erg, M = 1.99×1030 kg
L’energia nucleare a disposizione del sole e`:
Enuc = γ × 0,1 × M × c2
γ e` la frazione di massa che puo` convertirsi in energia (nel caso
di 4 H → 1 He γ = 0,007. Il fattore 0,1 tiene conto che solo 0,1 M 
in idrogeno puo` convertirsi in He.
La sua vita sara` pari τ = Enuc / L ~ 1010 anni. Poiche` l’eta`
stimata e pari a 4.57 × 109 anni, siamo a meta` della sua vita ;-)
Come e` la superficie del sole ad alta risoluzione? Lo decide
convenzione turbolenta, fisica dei plasmi e MHD.
n [m-3]
1020
T [K] 5780
LD[m] 10-6
Il campo magnetico solare lega l’interno del Sole con il
plasma fotosferico (che forma la superficie visibile del Sole)
e con il plasma che si trova in cromosfera e corona.
Nelle regioni piu` esterne e` responsabile dei processi di
riscaldamento anomalo e dei fenomeni eruttivi.
La corona solare
n [m-3]
1012
T [K] >106
LD[m] 10-1
Effetti del campo magnetico nella CORONA
June 1/2 1998 LASCO C3
movie of two sun-grazing
comets followed by a coronal
mass ejection and
prominence.
Il vento solare
Il Sole emette 1 millione di tonnellate di materia nello spazio
ogni secondo.
Questo flusso continuo prende il nome di vento solare.
Le particelle viaggiano nello spazio interplanetario alla velocita`
di 3 milioni km/h.
Queste particelle si propagano oltre l’orbita di Plutone e non
rallentano fino al TERMINATION SHOC ai confini dell’eliosfera,
la regione dello spazio interstellare influenzata dalla nostra
stella.
Voyager 1 e` ora a piu` di 14 miliardi di chilometri (94 AU) dal Sole
L’eliosfera e` l’immensa bolla magnetica che contiene il nostro sistema solare, il vento
solare, e l’intero campo magnetico solare. Si estende molto al di la` dell’orbita di Plutone.
Il vento solare
Il plasma del vento solare
ha una densita`
estremamente bassa,
vicino alla Terra e` di 6
particelle per centimetro
cubo (aria 1019
molecole/cm3).
Sebbene viaggi a velocita`
SUPER, non ha effetti
sulla nostra atmosfera
(anche grazie alla
magnetosfera!).
Ma produce altri effetti!,
Comprendere il sole
variabile ed i suoi
effetti sul sistema
solare
Il vento solare e` un flusso di particelle cariche emesso da Sole in tutte le
direzioni ad una velocita` di circa 3 milioni km/h.
Sebbene la nostra stella sia attualmente poco attiva, il numero di flare di
eruzioni solari crescera` fino a raggiungere un nuovo massimo nel 2013
Il campo magnetico della Terra, o magnetosfera, ci protegge
dal continuo vento solare
Il clima nello spazio
Immense fratture nel campo magnetico della Terra possono
aprirsi per ore permettendo al vento solare di entrare nelle
regioni circumterrestri e provocare tempeste magnetiche
(space weather).
Gli astronauti nella
Space Station non
sono in immediato
pericolo per l’orbita,
relativamente bassa,
di questa missione.
Devono piuttosto fare
attenzione a non
accumulare troppa
radiazione durante le
passeggiate spaziali.
Sulla Terra c'e` il rischio di un nuovo Evento
di Carrington che fu la più grande tempesta
geomagnetica o solare mai registrata.
Avvenne il primo settembre 1859 ed il flare
che la scatebno` fu visto da Richard
Carrington
…. o su Marte.
Si ritiene che un viaggio
di andata e ritorno per
Marte possa portare,
per gli astronauti, ad un
rischio a lungo termine
elevato di contrarre il
cancro.
Credits
NASA, ESA, JAXA, Wikipedia, jsc.nasa.gov, NSO, EST Team