Moving radio bursts associated with solar flares detected by XSM onboard Chandrayaan-2

Immaginate il Sole non come una sfera statica e luminosa, ma come un gigante magnetico irrequieto che lancia costantemente ippidi. Quando i suoi campi magnetici aggrovigliati si spezzano e si riconnettono, scatenano enormi esplosioni chiamate brillamenti solari. Pensate a questi brillamenti come alla versione solare di un petardo che esplode, ma su una scala tale da poter friggere i satelliti e disturbare i segnali radio sulla Terra. Mentre possiamo vedere il "lampo" di queste esplosioni nei raggi X, il Sole urla anche attraverso le onde radio. Questi burst radio sono come i boati sonici o lo statico scoppiettante che accade subito dopo l'esplosione. Gli scienziati sanno da tempo che questi segnali radio sono indizi di quanto velocemente le particelle vengano accelerate e di come le onde d'urto si propaghino attraverso l'atmosfera del Sole. Comprendere la tempistica tra il lampo (il brillamento) e il boato (il burst radio) è come cercare di capire esattamente quanto velocemente viaggi un'onda d'urto dopo che una bomba è esplosa; questo ci aiuta a prevedere quando il Sole potrebbe inviarci una tempesta pericolosa.

Questo articolo è un storia investigativa scritta da Abhishek Potdar e Anshu Kumari, che hanno agito come cronometristi cosmici. Hanno utilizzato una speciale telecamera a raggi X chiamata XSM, a bordo della sonda indiana Chandrayaan-2, per osservare i brillamenti solari, mentre ascoltavano contemporaneamente le "grida" radio dai telescopi terrestri. Il loro obiettivo era vedere quanto strettamente la tempistica dei burst radio corrispondesse alla tempistica dei brillamenti. Si sono concentrati su due tipi specifici di burst radio: i "Tipo II" e i "Tipo IVm". Potete pensare ai burst di Tipo II come alle onde d'urto che si muovono attraverso l'atmosfera solare, e ai burst di Tipo IVm come al bagliore residuo dell'energia intrappolata. Osservando 36 eventi specifici tra la fine del 2019 e la fine del 2022, hanno scoperto una relazione molto stretta tra i brillamenti e i burst, ma con alcuni affascinanti colpi di scena a seconda di quanto fosse grande l'esplosione.

I ricercatori hanno scoperto che i burst radio e i brillamenti sono migliori amici in termini di tempistica. Quando hanno tracciato i tempi di inizio dei burst radio rispetto ai tempi di inizio dei brillamenti, la connessione era incredibilmente forte, con un punteggio di correlazione di circa 0,99. È quasi un match perfetto, il che suggerisce che ogni volta che un brillamento inizia, un burst radio è quasi garantito che lo segua rapidamente. Tuttavia, la velocità con cui il burst radio inizia dopo il brillamento dipende fortemente dalle dimensioni del brillamento stesso.

È qui che la storia si fa interessante. Quando il Sole lancia un piccolo e debole capriccio (un brillamento di "classe B"), l'onda d'urto radio (Tipo II) si prende il suo tempo, manifestandosi circa 27,6 minuti dopo. È come un lento che arriva con calma alla festa. Ma quando il Sole lancia un capriccio massiccio ed energico (un brillamento di "classe C" o "classe M"), il burst radio arriva molto più velocemente, apparendo in soli 5 o 6 minuti circa. Ciò suggerisce che i brillamenti più grandi ed energetici creano onde d'urto che si formano e corrono verso l'esterno quasi istantaneamente.

La storia diventa ancora più strana guardando quando i burst radio terminano. Per i burst di Tipo II, essi terminavano in realtà prima che il brillamento a raggi X finisse di svanire. Più grande era il brillamento, prima terminava il burst radio. Per i brillamenti di classe "M", i più forti, il burst radio terminava ben 26,8 minuti prima che il brillamento stesso fosse concluso. È come se l'onda d'urto finisse il suo lavoro e svanisse, lasciando che il brillamento si spenga da solo. Questo implica che i brillamenti più energetici creano onde d'urto così potenti e veloci da fare il loro lavoro e svanire rapidamente, forse perché l'ambiente attraverso cui viaggiano cambia mentre si allontanano dal Sole.

I burst di Tipo IVm, che sono più simili al bagliore residuo dell'energia intrappolata, si sono comportati in modo un po' diverso. Sono iniziati circa 14,4 minuti dopo il brillamento, indipendentemente dal fatto che si trattasse di un brillamento di media intensità ("classe C") o forte ("classe M"). Ciò suggerisce che il processo di intrappolamento degli elettroni per creare questo bagliore richiede un tempo costante. Tuttavia, una volta iniziati, i brillamenti più forti mantenevano questo bagliore per molto più tempo. I brillamenti di "classe M" hanno mantenuto il segnale radio vivo per circa 68,8 minuti dopo l'inizio del brillamento, mentre quelli di "classe C" l'hanno mantenuto per soli 31,2 minuti. Questo ci dice che i brillamenti più grandi creano "contenitori" migliori per trattenere gli elettroni energetici per un tempo più lungo.

Infine, gli autori hanno esaminato quanto tempo occorreva affinché i brillamenti raggiungessero la loro massima luminosità. Hanno scoperto che la maggior parte dei brillamenti raggiunge il picco entro 20 minuti dall'inizio. Questa è una scoperta cruciale per la previsione. Suggerisce che se vediamo un brillamento solare iniziare, abbiamo una finestra di circa 20 minuti per prevedere se sarà seguito da un evento esplosivo maggiore, come un'espulsione di massa coronale (una gigantesca nube di plasma solare). L'articolo conclude che, sebbene l'energia del brillamento sia importante, la tempistica non riguarda solo la potenza; è influenzata anche dall'ambiente magnetico locale e dalle condizioni del plasma intorno al Sole. Quindi, anche se non possiamo prevedere perfettamente gli sbalzi d'umore del Sole, ora abbiamo un cronometro migliore per misurare quanto velocemente si sventano i suoi capricci.