Genova        
Numero 25, anno VII        
luglio 2007        

      di: Diego Rosa

Seconda parte

Abbiamo visto che il vento solare è costituito dal un flusso di particelle cariche, sostanzialmente protoni ed elettroni, provenienti dalla fotosfera e dalla corona solare del sole.

Tale flusso porta con se anche un campo magnetico che interagisce con il campo magnetico terrestre deformandolo e facendolgli assumere la forma di una cometa con la coda rivolta dalla parte opposta a quella del sole (fig. 1) .

Il flusso del vento solare corrisponde ad una perdita di massa del nostro astro di ca. 800 kg/s molto piccola rispetto a quella corrispondente all’energia irraggiata dedotta dall’ equazione eisteniana: e=mc2 con e=energia, m=massa e c=velocità della luce. In effetti tenendo dell’irraggiamento specifico ai confini dell’atmosfera (costante solare) pari a 1366 W/m2, la potenza emanata dal sole è di ca. 2,8 1026 W corrispondente ad una perdita di massa pari a 0,42 109 kg al secondo.

Il vento solare non è costante . Durante i così detti brillamenti solari dovuti a fenomeni di riconessione di campi magnetici che si formano sulla superfice dell’astro, il vento solare aumenta notevolmente di intensità ed una grande quantità di particelle cariche riesce a penetrare nell’alta atmosfera terrestre senza essere intrappolate nelle così dette fasce di Van Allen.

Le fasce di Van Allen

Abbiamo ancora visto precedetemente come una particella carica che si muova in un campo magnetico subisca una forza che agisce sempre perpendicolarmente alle linee del campo ed alla velocità istantanea della particella. Ciò ne determina una traiettoria spiraleggiante attorno alle linee del campo stesso. Il raggio r del cilindro ideale attorno cui essa si avvolge diminuisce all’aumentare dell’intensità del campo ed al diminuire della velocità giacchè, a regime, deve essere mantenuto l’equilibrio tra la forza cetrifuga e la forza magnetica

mv²/r =μ₀qv/ B

dove m è la massa della particella, v la sua velocità, B l’induzione magnetica, q la carica e μ₀ la permeabilità magnetica del vuoto.

Se l’induzione B non ha intensità costante ma aumenta lungo la direttrice del moto di traslazione della particella cioè se secondo la convenzione, le linee che rappresentano il campo si ravvicinano in quella direzione, la sua traiettoria diventa più complessa e la particella ad un certo punto può rimbalzare indietro ( formazione dello specchio magnetico), Fig. 2.

Tenendo conto dell’andamento delle linee del campo attorno alla terra (Fig. 3) che si avvicininano andando verso i poli magnetici, molte particelle sia provenienti dal sole che generate dall’interazione dei raggi cosmici con l’alta atmosfera, rimbalzano procedendo verso i poli in punti detti coniugati di riflessione e restano così intrappolate in due fascie toroidali chiamate fasce di Van Allen dal nome dello scopritore James Van Allen che le identificò nel 1958 utilizzando dei rivelatori posti a bordo dei satelliti artificiali Explorer 1 e 2.

Le fasce sono 2 : una più interna costituita essenzialmente da protoni ad alta energia.

(10-100 Mev) originate dall’iterazione dei raggi cosmici con l’atmosfera ed una seconda pù esterna composta sopratutto da elettroni di energia dell’ordine dei KeV (Mev e Kev risp. milioni e migliaia di elettronvolt)

L’aurora polare

L'aurora polare è prodotta da quelle particelle cariche di elettricità, per la gran parte costituite da protoni ed elettroni, costituenti il vento solare, che sfuggono all’intrappolamento magnetico e penetrano nell’alta atmosfera terrestre (tra 100 e 300 km) ove si scontrano con le molecole del gas (sostanzialmente azoto ed ossigeno) che la costituisce eccitandole , cioè portando alcuni elettroni atomici in orbite più esterne, di maggiore energia. Il ritorno degli elettroni alle loro orbite originarie provoca emissione di onde elettromagnetiche di frequenza proporzionale al salto energetico tra le due orbite. I colore rosso e verde sono dovuti all’interazione con l’ossigeno, il blu il viola ed il rosa all’iterazione con l’azoto.

Lo scontro avviene dove le linee del campo magnetico terrestre attorno cui spiraleggiano le particelle intersecano l’atmosfera, cioe nelle zone subpolari.

Esiste tuttavia un’altro fenomeno che concorre alla formazione della luce diffusa che sovente costituisce uno sfondo colorato e poco visibile dell’aurora vera e propria ; la corrente elettrica che si stabilisce nella ionosfera.

Il meccanismo preciso che genera le aurore è tuttavia molto più complesso ed ancora non completamente chiarito, ciò a causa della complicata interazione tra il campo magnetico trasportato del vento solare e quello terrestre

Le regioni ove con più frequenza si hanno le aurore polari costituiscono le cosidette zone aurorali od “auroral oval” che si dispongono ad anello attorno ai poli magnetici.

In tali zone le aurore si possono verificare in ogni periodo dell’anno con una frequenza maggiore attorno agli equinozi ed in corrispondenza del massimo dell’attività e della presenza delle macchie solari durante il loro ciclo di 11 anni. Esse si manifestano un giorno dopo il transito di macchie e brillamenti sul meridiano centrale del sole ritardo dovuto al tempo di percorrenza del tragitto terra - sole. La massima visibilità si ha intorno a mezzanotte e poco prima dell’alba.

ltre il 60° parallelo in Europa esse si osservano circa 100 giorni l’anno, ma durante le più violente tempeste solari possono apparire molto più a sud. Eccezionale è stata l’aurora osservata a Singapore il 25 settembre 1909.

Le aurore possono assumere forme diffuse oppure ad arco, a bande, a raggi, a drappeggi a corone, a bande.

Le forme diffuse somigliano a nubi, con indistinti colori, illuminate da luce mutevole.

Gli archi sono raggiati od omogenei, disposti normalmente al meridiano megnetico del sito con culmine sul meridiano stesso, verdi in alto, gialli nella parte mediana, rossi in fondo.I raggi sono disposti a ventaglio e talora sono pulsanti od effimeri.

I raggi singoli o a fasci, stabili o pulsanti, fissi oppure migranti, si orientano di regola come le linee del campo magnetico.

I dappeggi appaiono come cortine talora disposte a ventaglio.

Le corone presentano pennacchi che si irradiano dal punto in cui le linee del campo magnetico incontrano la volta celeste.

Le bande, omogenee o raggiate, hanno la direzione degli archi.

La luminosità va da quella della Via Lattea a quella della Luna piena (rapporto fotometrico di 3 decadi). Essa decresce con la distanza dai poli magnetici. I colori appaino distinti solo nelle manifestazioni di massima luminosità e sono sopratutto il verde, il violetto, il rosso, il giallo. Il grigio-viola può caratterizzare le alte aurore illuminate dal sole da sotto l’orizzonte.