Effetti del vento solare

Non dobbiamo dimenticare poi che il vento solare è artefice di fenomeni spettacolari visibili a latitudini molto elevate, stiamo parlando delle bellissime aurore polari ,che si manifestano sia nelle latitudini australi (aurore australi) che in quelle boreali (aurore boreali). Esse consistono in macchie di luce che possono assumere forme più svariate, da archi a drappeggi fluttuanti che si estendono nell’alta atmosfera, ad una quota compresa tra i 100 e i 1000 Km. Nel vento solare, abbiamo appena visto, è presente un certo quantitativo di particelle cariche, nel momento in cui queste particelle intercettano le linee del campo magnetico in corrispondenza dei poli, lì dove il campo è più debole, sfuggono e urtando con le particelle dell’alta atmosfera li ionizzano. Siccome le particelle ionizzate presentano un livello energetico elevato tendono a strappare uno o più elettroni dagli atomi neutri circostanti. Quando gli elettroni si ricombinano con gli ioni, la molecola formatosi passa ad un livello energetico più basso ed emette un fotone. Ovviamente la lunghezza d’onda del fotone dipende dal tipo di molecole cui è avvenuta la ricombinazione, ecco perché i colori principali delle aurore sono verdastro e rossastro, proprio perché vengono coinvolti rispettivamente l’ossigeno e l’azoto, i gas principali della nostra atmosfera.

(una sorprendente immagine di un'aurora)

(analisi spettrale del Sole e di un'aurora)

Un altro interessante aspetto della radiazione solare è quella di rendere in alcuni casi ricurva la coda di una cometa. Da un punto di vista elettromagnetico una generica onda non trasporta materia ma solo energia, ce ne accorgiamo quando immersi in mare veniamo investiti dalle onde; quello che accade, trascurando le correnti marine responsabili dello spostamento orizzontale, e che l’unico movimento cui siamo soggetti è un movimento verticale che segue l’andamento delle creste delle onde sopra citate. Ma oltre a trasferire energia l’onda può trasferire, quantità di moto. Ciò significa che è possibile esercitare una pressione su un oggetto illuminandolo. Il motivo per cui non risentiamo di questa pressione, nota come pressione di radiazione, quando siamo illuminati dal Sole è molto semplice: questa pressione ha livelli molto trascurabili rispetto a tutte le forze che entrano in gioco durante la nostra vita quotidiana.

Analiticamente la pressione di radiazione si esprime come:

P_R = I/c                per superfici completamente assorbenti

P_R = 2I/c                per superfici completamente riflettenti

Dove I indica l’intensità dell’onda elettromagnetica che può essere espressa come il rapporto tra la potenza P₀ della sorgente cui nascono le onde e la superficie cui agisce tale potenza;  c è l’onnipresente velocità della luce, quindi, considerando per semplicità superfici completamente assorbenti:

P_R = (P₀/4pR²) × 1/c

Dove 4pR²  è l’area della superficie di una sfera di raggio R, dato che, siccome la sorgente irradia uniformemente, il luogo dei punti nello spazio dove ritroviamo la stessa intensità, è proprio una sfera.

Tornando al discorso della cometa, possiamo scrivere una relazione tra la forza gravitazionale del Sole (forza di tipo attrattiva) e forza dovuta dalla pressione di radiazione solare (forza di tipo repulsiva). Una generica particella di polvere cometaria è soggetta contemporaneamente a queste due forze, risente quindi della pressione di radiazione poiché la particella ha dimensioni molto piccole, è non possiamo trascurare questa forza che imprime sulla suddetta particella.

Consideriamo ora una situazione di equilibrio, ovvero quando le due forze si bilanciano, cioè:

F_G = F_R

Sappiamo che la forza gravitazionale F_G = GmM₀/R²

Dove G è la costante gravitazionale, m è la massa della particella di polvere, M₀ è la massa del Sole e R è la distanza Sole – particella. Possiamo scrivere m in termini di densità. Per densità s’intende massa su volume, la massa quindi è pari al volume × densità.

Densità = r = m/V , m = rV , per volume intendiamo il volume di una particella quindi ad una sfera di raggio r, quindi m = r4/3pr³ sostituendo otteniamo:

F_G = (Gr4/3pr³M₀) × 1/R²

La forza attribuita alla pressione di radiazione è:

F_R = P₀pr²/4pR²c

Dove questa volta abbiamo moltiplicato la pressione calcolata in precedenza per la superficie cui agisce tale forza (sezione della particella di raggio r  S = pr²), visto che ci interessa calcolare la forza e non la pressione.

Uguagliando F_G e F_R e semplificando i termini otteniamo:

Gr4/3pr³M₀ = P₀r²/4c

Se ci ricaviamo da questa equazione r otterremo quel valore di raggio della particella cui viene soggetta equamente dalle due forze, di conseguenza la particella percorrerà un tragitto rettilineo. Valori maggiori di r significa considerare particelle che risentono maggiormente della forza gravitazionale poiché quest’ ultima cresce con andamento r³ , di conseguenza la particella tenderà ad avvicinarsi di più verso il Sole curvando quindi la sua traiettoria. Viceversa, per valori minori di r, la particella risentirà maggiormente della forza di radiazione e quindi tenderà ad allontanarsi dal Sole. La combinazione di queste traiettorie dà come risultato il caratteristico pennacchio.

(le "diverse" code delle comete plasmate dal vento solare)