Antiche catastrofiche tempeste solari

Un team di ricercatori formato da scienziati delle Università svedesi di Lund e di Uppsala ha pubblicato su Nature Communications uno studio secondo il quale la terra sarebbe stata colpita più di mille anni fa da due tempeste solari di proporzioni catastrofiche. Le tempeste solari sono legate alle eruzioni solari, che provocano l’emissione di grandi quantità di particelle. Se colpiscono la Terra tali particelle interagiscono con il campo magnetico terrestre che le guida verso le aree polari, in cui sono alla base di fenomeni spettacolari come le aurore boreali e australi. Negli ultimi anni la Terra è stata interessata da grandi tempeste solari, che nei casi più violenti hanno portano ad interruzioni nella distribuzione di corrente elettrica, come quella dell’ottobre 2003 in Svezia e del marzo 1989 in Canada. L’Ultimo “allarme” tempesta solare lo abbiamo avuto lo scorso 22 ottobre, quando il sole ha prodotto un lunghissimo brillamento, durato oltre tre ore. Allarme che fortunatamente si è concretizzato in nulla di più che qualche spettacolare fenomeno di aurora, visibile a chi si trovasse ai Poli. Ma le tempeste solari di cui gli scienziati ora hanno ora trovato le tracce nei ghiacci estratti in Groenlandia e Antartide sono stati almeno dieci volte più grandi per intensità rispetto a quello osservato negli ultimi decenni. Dalle evidenze riscontrate i ricercatori giungono alla conclusione che i due eventi studiati sono stati di una potenza maggiore di quanto fino ad oggi si fosse ipotizzato tali fenomeni potessero giungere. «Se eventi di questa intensità colpissero oggi il nostro pianeta avrebbero effetti devastanti sui nostri sistemi di comunicazione, sui satelliti e gli impianti elettrici» dice Raimund Muscheler del Dipartimento di Geologia dell’Università di Lund. I ricercatori di questo ateneo, insieme a colleghi dell’Università di Uppsala, così come ricercatori di Danimarca e Stati Uniti sono da tempo a “caccia” delle tracce lasciate dalle tempeste solari nei ghiacci della Groenlandia e dell’Antartide. Alcuni anni fa i ricercatori hanno trovato tracce di un rapido aumento del carbonio radioattivo nei tronchi di alberi in corrispondenza di anelli risalenti al 774/775 e al 993/994 d.C., e le ragioni di tale innalzamento erano ancora non chiare e assai dibattute. «Nello studio, che viene oggi pubblicato, abbiamo puntato a lavorare in modo sistematico per cercare di scoprire quale fosse la causa di tali eventi ed ora abbiamo l’evidenza dello stesso aumento di carbonio radioattivo nei campioni di ghiaccio corrispondenti agli stessi periodi storici. Grazie a questi nuovi dati è possibile stabilire che la causa di questo misterioso innalzamento del livello di carbonio radioattivo è stato proprio legato a due grandi tempeste solari», aggiunge Muscheler. Lo studio, inoltre, fornisce per la prima volta una valutazione affidabile dei flussi di particelle legate a questi eventi, e Muscheler sottolinea l’importanza di questo dato per la futura pianificazione di sistemi elettronici affidabili: «Queste tempeste solari hanno di gran lunga superato ogni fenomeno analogo ad oggi noto e che si è potuto osservare e misurare sulla Terra. I risultati dovrebbero portare a una nuova valutazione dei rischi connessi con le tempeste solari», aggiunge Muscheler. Su questo nuovo lavoro e sulle tempeste solari in generale abbiamo raccolto un commento di Mauro Messerotti, fisico solare dell’INAF presso l’Osservatorio Astronomico di Trieste. «Le misure dirette dello spettro delle particelle energetiche solari che hanno dato origine ad impatti sul geospazio, ovvero sui sistemi tecnologici e biologici, sono relativamente recenti, poiché possibili solamente da osservatori spaziali in orbita nelle ultime decine di anni. Vi sono indicatori indiretti – come i radioisotopi di varie specie atomiche – la cui interpretazione è però molto complessa e non sempre univoca. Per questo motivo è molto difficile, ad esempio, stabilire se la tempesta solare di Carrington (1859) sia stata la più intensa in epoche recenti oppure se quella del 1921 l’abbia superata in intensità di impatto, come evidenziato da vari team di ricerca. Attualmente la progettazione dei veicoli spaziali impiega dei livelli di resistenza alle particelle che sono basati sulle misure attuali, alle quali si applica un fattore moltiplicativo di sicurezza per il valore massimo atteso. In questo ambito lo studio considerato indica che gli eventi a particelle del 774/775 e del 993/994 d.C. presentano dei livelli di gran lunga superiori a qualsiasi evento estremo di space weather sino ad oggi conosciuto. Assumendo che eventi di questo tipo possano verificarsi al giorno d’oggi, e non vi è nessuna indicazione scientifica che ciò non possa avvenire, l’impatto sarebbe devastante per la funzionalità di tutti i sistemi tecnologici basati a terra e nello spazio, sia per applicazioni civili che militari. Questo apre un nuovo scenario che obbliga a riconsiderare le peggiori condizioni dell’ambiente di radiazioni nel geo spazio e degli effetti che tali condizioni possono determinare. Sarà pertanto opportuno, per quanto si tratti di possibilità remote, riconsiderare le procedure di protezione civile per far fronte agli impatti sulla società, come anche le soglie di sicurezza nella progettazione dei satelliti e nell’effettuazione delle missioni spaziali. Infatti eventi estremi a bassissima probabilità possono, qualora si verifichino, avere effetti devastanti a lungo periodo. Poche nazioni al mondo hanno la consapevolezza di questo aspetto e sono preparate ad affrontare le situazioni conseguenti».
di Francesca Aloisio (INAF)

Il paso doble delle correnti di Birkeland

Le correnti di Birkeland devono il loro nome allo scienziato ed esploratore norvegese Kristian Birkeland che nei primi anni del secolo per primo azzeccò la spiegazione di come si producono le aurore polari, ipotizzando che la causa del fenomeno fosse da attribuire alla interazione tra particelle cariche emesse dal Sole ed il campo magnetico terrestre. Oggi sappiamo che quando il vento solare impatta a velocità supersonica con il campo magnetico terrestre si verifica una potente connessione elettrica che genera una corrente dell’intensità anche di milioni di ampere, il cui flusso guida il divampare multicolore delle aurore polari. Inizialmente osteggiata, la teoria di Birkeland venne confermata molto tempo dopo la sua morte e quindi a lui intitolate queste particolari correnti elettriche, allineate al campo magnetico terrestre, che collegano la ionosfera alla magnetosfera e incanalano l’energia del vento solare verso la parte più alta dell’atmosfera terrestre. A volte, tempeste solari di particolare intensità possono rilasciare raffiche più intense di vento solare, che causano correnti di Birkeland molto forti, a loro volta potenzialmente in grado di sovraccaricare le reti elettriche in determinate zone del globo terrestre, nonché di interferire con le comunicazioni e la navigazione aerea. Si capisce, dunque, l’interesse di misurare con precisione e in maniera continua le correnti di Birkeland. Cosa che gli scienziati ora riescono a fare con uno strumento davvero particolare, lo Active Magnetosphere and Planetary Electrodynamics Response Experiment (o, in breve, AMPERE), basato sulla costellazione di 66 satelliti Iridium, il noto servizio di telecomunicazione satellitare globale. Analizzando i dati raccolti da AMPERE per capire come la Terra “risponda” all’insorgenza del vento solare, un gruppo di ricercatori statunitensi e australiani ha scoperto che questa risposta il nostro pianeta la fornisce in due fasi distinte. In uno studio pubblicato su Geophysical Research Letters, gli scienziati spiegano che le correnti primacompaiono nelle regioni polari dell’emisfero diurno, dove rimangono costanti per circa mezz’ora. Poi inizia la seconda fase, quando forti correnti insorgono nell’emisfero notturno, correnti che alla fine si uniscono a quelle iniziali nel lato verso il Sole. Un fatto particolarmente rilevante è che lamaggior parte dell’energia del vento solare è depositata nell’atmosfera polare da processi avviati nella seconda fase. Gli autori concludono il loro studio domandandosi come la discontinuità di questopaso doble – il ritardo tra la prima e la seconda fase – possa costituire un efficace sistema di allerta a breve termine sul verificarsi di imminenti sconvolgimenti meteorologici spaziali. Sarebbe un altro contributo per prepararsi alla super tempesta solare che, un giorno o l’altro, potrebbe mettere alla prova le nervature elettriche ed elettroniche sulla Terra.
di Stefano Parisini (INAF)

Tempeste solari e brillamenti (senza dimenticare l’Evento di Carrington)

Il ciclo solare (o ciclo dell’attività magnetica solare) è il “motore” dinamico e la sorgente energetica alla base di tutti i fenomeni solari. L’attività solare viene misurata in base al numero di macchie solari che compaiono in maniera ciclica e più o meno intensa sulla superficie solare. Quando la superficie solare mostra un ampio numero di macchie, il Sole sta attraversando una fase di maggior attività e emette maggior energia nello spazio circostante. Il numero medio di macchie solari presenti sul Sole non è costante, ma varia tra periodi di minimo e di massimo. Il ciclo solare è il periodo, lungo in media 11 anni, che intercorre tra un periodo di minimo (o massimo) dell’attività solare e il successivo. La lunghezza del periodo non è strettamente regolare ma può variare tra i 10 e i 12 anni.Durante il periodo di minimo dell’attività possono passare anche settimane intere senza che sia visibile alcuna macchia sul disco del Sole, mentre durante il massimo è possibile osservare la presenza contemporanea di diversi grandi gruppi di macchie.Questo ciclo nella variazione del numero delle macchie solari venne intuito per primo dall’astronomo danese Christian Pedersen Horrebow ma il fenomeno fu riconosciuto solo nel 1845 sulla base delle osservazioni, estese su decine di anni, compiute dall’astrofilotedesco Heinrich Schwabe. Il ciclo venne poi esaminato in maniera più sistematica negli anni 50 dell’Ottocento dall’astronomo svizzero Rudolf Wolf, che introdusse il numero di Wolf per la caratterizzazione dell’attività solare. Questo numero viene calcolato moltiplicando per 10 il numero di gruppi di macchie presenti sul disco solare aggiungendovi poi il numero di macchie presenti in tutti i gruppi. Questo numero viene poi rinormalizzato per tenere conto delle differenti prestazioni degli strumenti utilizzati dai vari osservatori.L’attività solare si manifesta in svariati modi e oltre alla variazione del numero di macchie solari, molti fenomeni osservabili del sole manifestano variazioni cicliche undecennali, tra cui la frequenza di brillamenti solari, espulsioni di massa coronali, come pure la frequenza di aurore sulla terra.

Attività solare e variazioni del clima terrestre

Da sempre la comunità scientifica ha riconosciuto nel Sole l’elemento che fornisce la quasi totalità dell’energia che muove le dinamiche climatiche terrestri (venti, piogge, correnti oceaniche, movimenti delle nuvole e delle masse d’aria ecc.) Più complicato è stato trovare quanto e come l’attività del Sole influisca oggi sulle variazioni del clima terrestre. Fino a qualche anno fa la quasi totalità della comunità scientifica internazionale, sulla base della ricostruzione del clima da parte dei modelli, aveva maturato la convinzione che da sole le variazioni più o meno periodiche nella intensità della radiazione solare, non riuscirebbero a giustificate il forte riscaldamento attuale perché al più potevano provocare fluttuazioni di non più di 0.2 °C nel clima terrestre nell’arco di qualche decennio. Tuttavia oggigiorno molti studiosi fanno notare che l’influenza del Sole sul clima della Terra si esplica, non tanto attraverso le fluttuazioni – modeste – della quantità di energia solare in arrivo sul pianeta, quanto piuttosto attraverso un meccanismo più complesso legato all’attività solare. L’attività del Sole, infatti, viene misurata non in base alla quantità di energia irradiata nello spazio dalla nostra stella ma quanto piuttosto dal numero di macchie solari (Sunspot Number) che compaiono sulla sua superficie e che raggiungono un valore massimo ogni 11-12 anni. Approfonditi studi portati a termine nel 2009 da scienziati statunitensi e tedeschi del National Center for Atmospheric Research (NCAR) a Boulder, Colorado, avvalendosi di più di un secolo di osservazioni meteorologiche e delle tecnologie più avanzate attualmente disponibili, sono riusciti a dimostrare come avviene tale legame tra attività solare e fluttuazione del clima terrestre, spiegando in dettaglio la complessa interazione tra la radiazione solare, l’atmosfera e l’oceano. I risultati degli studi, pubblicati sul Journal of Climate e su Science, dimostrano come anche un piccolo aumento di attività solare influenza in maniera determinante l’area tropicale e le precipitazioni di tutto il globo terrestre. In particolare gli effetti di una maggiore attività solare si fanno sentire in maniera forte nel riscaldamento della troposfera tropicale (dove aumenta la quantità di ozono prodotta dai raggi UVA), nell’aumento della forza dei venti alisei, nell’aumento dell’evaporazione nella zona equatoriale e nell’aumento dell’annuvolamento e delle precipitazioni. Lo studio rileva come ci sia una indubbia associazione fra il periodico picco dell’attività solare e lo schema delle precipitazioni e della temperatura superficiale delle acque del Pacifico. Il modello messo a punto dai ricercatori mostra anche le influenze che i picchi solari hanno con due importanti fenomeni collegati al clima: La Niña e El Niño che sono originati da eventi associati ai cambiamenti nella temperatura delle acque superficiali del Pacifico orientale. In particolare l’attività solare risulta influire su La Niña e El Niño, rafforzandoli o contrastandoli. Molti climatologi ritengono che, al fine di comprendere meglio i meccanismi legati ai cambiamenti climatici e per rendere più affidabile gli scenari climatici futuri, tali studi sono importanti per capire la base naturale della variabilità climatica e per comprendere come la variabilità climatica naturale, in tempi diversi, sia significativamente influenzata dal sole.

Tempeste solari

Una tempesta geomagnetica è un disturbo della magnetosfera terrestre, di carattere temporaneo, causato dall’attività solare e rilevabile dai magnetometri in ogni punto della Terra. Durante una tempesta solare il Sole produce forti emissioni di materia dalla sua corona che generano un forte vento solare, le cui particelle ad alta energia vanno ad impattare il campo magnetico terrestre dalle 24 alle 36 ore successive all’emissione di massa coronale. Ciò accade soltanto qualora le particelle del vento solare viaggino in direzione della Terra. La pressione del vento solare cambia in funzione dell’attività solare e tali cambiamenti modificano le correnti elettriche presenti nella ionosfera. Le tempeste magnetiche generalmente durano dalle 24 alle 48 ore, anche se alcune possono durare per diversi giorni. Nel 1989, una tempesta elettromagnetica si verificò sui cieli del Québec, causando un’aurora boreale visibile fino in Texas.

Radiazioni pericolose

Il vento solare rilascia intense particelle ad alta energia che possono generare delle radiazioni dannose per gli esseri umani, allo stesso modo delle radiazioni nucleari a bassa energia. L’atmosfera e la magnetosfera terrestri agiscono fornendo una adeguata protezione a livello del suolo, ma gli astronauti nello spazio sono soggetti a dosi potenzialmente letali di radiazioni ionizzanti. La penetrazione di particelle ad alta energia nelle cellule può causare il danneggiamento cromosomico, il cancro ed altri problemi di salute. Alte dosi potrebbero essere fatali. I protoni solari con energia superiore ai 30 MeV sono particolarmente pericolosi. Nel mese di ottobre del 1989, il Sole produsse particelle tanto energetiche da poter causare la morte di un astronauta che si fosse trovato sulla Luna con la sola protezione della tuta spaziale. I protoni solari possono produrre problemi di radiazioni anche a bordo di voli di linea alle elevate altitudini. Sebbene questi rischi siano bassi, il monitoraggio delle emissioni solari consente di valutare un eventuale cambio del piano di volo.

Brillamento solare

In astronomia, un brillamento solare o più esattamente brillamento stellare o anche eruzione solareeruzione stellare, è una violenta eruzione di materia che esplode dalla fotosfera di una stella, con un’energia equivalente a varie decine di milioni di bombe atomiche. I brillamenti delle stelle creano delle spettacolari protuberanze solari ed emettono fasci di vento solare molto energetico; in particolare la radiazione emessa da questi fenomeni nel Sole può rappresentare un pericolo per le navi spaziali al di fuori della magnetosfera terrestre, e che interferisce con le comunicazioni radio sulla Terra. I brillamenti sono spesso associati alle macchie solari e sono probabilmente causati dal rilascio di energia in occasione del fenomeno di riconnessione delle linee di campo magnetico.Questi fenomeni furono osservati per la prima volta nel 1859 dall’astronomo britannico Richard Christopher Carrington, e recentemente sono anche stati osservati su varie altre stelle. La frequenza dei brillamenti varia: da molti al giorno quando il Sole è particolarmente “attivo”, a circa uno alla settimana quando invece è “quieto”. Essi impiegano molte ore o anche giorni per “caricarsi”, ma l’eruzione solare vera e propria impiega pochi minuti per rilasciare la sua energia. Le onde d’urto risultanti viaggiano lateralmente attraverso la fotosfera e verso l’alto attraverso la cromosfera e la corona, a velocità dell’ordine di 5.000.000 di chilometri all’ora (ovvero 1.389 km/s, contro i 300.000 chilometri al secondo della velocità della luce).I brillamenti solari sono classificati in cinque classi di potenza a seconda della loro luminosità nei raggi X, misurata a Terra in Watt/m2 e nella banda tra 0,1 e 0,8 nm. In ordine crescente di potenza sono A, B, C, M e X. Ogni classe è dieci volte più potente di quella precedente, con la più potente X pari a un flusso di 10-4 W/m2, ed è ulteriormente suddivisa linearmente in 9 classi, numerate da 1 a 9. Per esempio un brillamento M5 è la metà di un brillamento M10, cioè X1, a sua volta la metà di un brillamento X2. Un brillamento X2 è pertanto 4 volte più potente di un M5 e 10 volte più potente di un evento M2. Oltre la classe X9, la più alta, la numerazione prosegue linearmente. Brillamenti di tale entità sono rari, come quelli del 16 agosto 1999 e del 2 aprile 2001, di potenza X20, cioè due volte più potenti di un X10, il fondoscala della classe X. Il record del più potente flare mai registrato è detenuto dall’evento del 4 novembre 2003, inizialmente stimato in X45 e successivamente corretto in X28. L’attività solare di routine si trova compresa tra le classi A e C, mentre la classe M è raggiunta solo in prossimità e durante il massimo del ciclo undecennale del Sole. I brillamenti X si concentrano quasi esclusivamente nei periodi di picco dell’attività e sono quindi relativamente rari, poche decine per ogni ciclo solare. Brillamenti come quello del 4 novembre 2003 sono ancora più rari, e avvengono solo poche volte per secolo, come l’evento di Carrington. La regione di macchie solari 486 che produsse il brillamento del 2003 era la più turbolenta mai osservata.Le particelle energetiche emesse da questi fenomeni solari sono le prime responsabili dell’aurora boreale e di quella australe.Il rischio posto dalle radiazioni da esse emesse è uno dei problemi maggiori per le missioni umane su Marte attualmente in discussione. Occorrerà un qualche tipo di scudo fisico o magnetico.La navetta Hinode chiamata originariamente Solar B, è stata inviata nel settembre 2006 dalla Agenzia Spaziale Giapponese con lo scopo di osservare e studiare in maniera più dettagliata le eruzioni del sole. La missione si è concentrata soprattutto sulla osservazione dei potenti campi magnetici solari, individuati secondo la teoria più accreditata come la fonte del fenomeno.

L’Evento di Carrington fu la più grande tempesta geomagnetica o solare mai registrata. Fu visualizzata il primo settembre 1859 e deve il suo nome a Richard Carrington, un astronomo inglese che, grazie al suo studio delle macchie solari, fu precursore anche della Legge di Spörer. L’evento produsse i suoi effetti su tutta la Terra dal 28 agosto al 2 settembre. La tempesta provocò notevoli disturbi all’allora recente tecnologia del telegrafo, causando l’interruzione delle linee telegrafiche per 14 ore e produsse un’aurora boreale visibile anche a latitudini inusuali (es. Roma, Giamaica,Hawaii e Cuba). Ebbe un indice DST pari a -850 nanotesla.  L’indice DST significa disturbance by storm e misura l’intensità di una tempesta magnetica (ad una maggiore intensità corrisponde un numero più basso). Giovedì 1º settembre 1859 alle ore 11,18 in una mattinata serena priva di nuvolosità, mentre era dedito all’osservazione del Sole attraverso un telescopio che ne proiettava l’immagine su uno schermo,Richard Carrington, allora all’età di 33 anni, accentrò la sua attenzione su un paio di luci accecanti apparse improvvisamente dentro una formazione di macchie solari che stava studiando; avevano una strana forma a fagiolo ed eguagliavano, se non superavano addirittura, la stessa luminosità della nostra stella. Agitatissimo, comprendendo di essere testimone di un evento straordinario, corse a cercare qualcuno che avallasse la sua scoperta; ma purtroppo quando ritornò, con sua grande sorpresa s’accorse che l’intensità di quelle luci si era alquanto affievolita fino a scomparire. Il giorno successivo, poco prima dell’alba, i cieli nei pressi delle latitudini di Cuba, Bahamas, Giamaica, El Salvador ed Hawaii si colorarono di rosso sangue a causa di intense e variopinte aurore, la cui causa era da riportare a quelle luci che Carrington la mattina precedente aveva avuto la fortuna di poter osservare, ed altro non erano che flare, esplosioni magnetiche che avvenivano sulla superficie solare.

Vento solare

Il vento solare è un flusso di particelle cariche emesso dall’alta atmosfera del Sole: esso è generato dall’espansione continua nello spazio interplanetario della corona solare. Questo flusso è principalmente composto da elettroni e protoni con energie normalmente compresi tra 1.5 e 10 keV. Il flusso di particelle mostra temperature e velocità variabili nel tempo e con andamenti legati al ciclo undecennale dell’attività solare. Queste particelle sfuggono alla gravità del Sole per le alte energie cinetiche in gioco e l’alta temperatura della corona che accelera, trasferendo ulteriore energia, le particelle. Negli anni trenta, gli scienziati avevano determinato che la temperatura della corona solare doveva essere di un milione di gradi Celsius a causa della maniera in cui risaltava nello spazio (quando vista durante un’eclissi totale). Studi eseguiti con lo spettroscopio confermarono questo livello di temperatura. A metà degli anni cinquanta il matematico britannico Sydney Chapman calcolò le proprietà che doveva avere un gas a quella temperatura e determinò che era un conduttore di calore tale che doveva estendersi grandemente nello spazio, ben oltre l’orbita della Terra. Sempre negli anni ’50 lo scienziato tedesco Ludwig Biermann studiò le comete e il fatto che la loro coda puntava sempre in direzione opposta al Sole. Biermann postulò che ciò avvenisse a causa dell’emissione da parte del Sole di un flusso costante di particelle in grado di spingere lontano alcune particelle ghiacciate della cometa, formandone la coda. Eugene Parker capì che il flusso di calore dal sole nel modello di Chapman e la coda della cometa soffiata via dal sole nell’ipotesi di Biermann dovevano essere il risultato dello stesso fenomeno. Parker dimostrò che sebbene la corona solare fosse fortemente attratta dalla forza di gravità del sole, era un tale buon conduttore di calore che era ancora molto calda a grandi distanze. Poiché la forza di gravità si indebolisce con il quadrato della distanza dal Sole, la corona solare esterna sfugge nello spazio interstellare L’opposizione all’ipotesi di Parker sul vento solare fu forte. L’articolo che sottopose all’Astrophysical Journal nel 1958 venne rifiutato dai due revisori. Venne salvato dal correttore di bozze Subrahmanyan Chandrasekhar (meglio noto come Chandra, che nel 1983 ricevette il Premio Nobel per la fisica). Negli anni sessanta l’ipotesi venne confermata mediante osservazioni dirette da satellite del vento solare. Comunque l’accelerazione del vento solare non è ancora chiara e non può essere spiegata dalla teoria di Parker. Il vento solare è un plasma tenuissimo, la cui componente di ioni è formata, normalmente, per il 95% da protoni ed elettroni (in proporzione circa uguale) e per il 5 % da particelle alfa (nuclei di elio) con tracce di nuclei di elementi più pesanti. Vicino alla Terra, la velocità del vento solare varia da 200 km/s a 900 km/s, mentre la sua densità varia da alcune unità a decine di particelle per cm cubo. La velocità del vento solare è nettamente superiore allavelocità di fuga di tutti i pianeti del sistema solare, essendo la più alta (quella di Giove) pari a soli 59.54 km/secondo: il moto prosegue in linea retta, non deviato dalle orbite dei pianeti. Pertanto, il vento solare impiega da 2 a circa 9 giorni per percorrere i 149.600.000 km che mediamente separano la Terra dal Sole. Il Sole perde circa 800 milioni di kg di materiale al secondo eiettandolo sotto forma di vento solare (rispetto alla massa del Sole questa perdita è del tutto insignificante). Il plasma del vento solare porta con sé il campo magnetico del Sole in tutto lo spazio interplanetario fino ad una distanza di circa 160 unità astronomiche (una unità astronomica rappresenta la distanza media tra la Terra ed il Sole). Poiché le linee di forza del campo magnetico del vento solare rimangono collegate alla loro origine nella fotosfera, l’espansione radiale del vento solare dal Sole e la rotazione di questo (periodo 28 giorni) fanno sì che le linee del campo magnetico si curvino in modo da formare una spirale. Il vento solare interagisce con il campo magnetico terrestre e lo confina in una regione di spazio detta magnetosfera. Le variazioni nel tempo della pressione dinamica del vento solare e dell’intensità e orientazione del suo campo magnetico perturbano in modo a volte drammatico la magnetosfera terrestre. Tali perturbazioni, insieme con gli effetti di altri disturbi provenienti dal Sole, sono oggetto di studio da parte di una disciplina emergente, la cosiddetta “meteorologia spaziale”. Tra tali effetti vi sono, ad esempio, il danneggiamento delle sonde spaziali e dei satelliti artificiali e la ben nota aurora boreale e quella australe. Altri pianeti con campi magnetici simili a quelli della Terra hanno anch’essi le loro aurore. Il vento solare crea una “bolla” nel mezzo interstellare (che è composto dal gas rarefatto di idrogeno ed elio che riempie la galassia), che prende il nome di eliosfera. Il bordo più esterno di questa bolla è dove la forza del vento solare non è più sufficiente a spingere indietro il mezzo interstellare. Questo bordo è conosciuto come eliopausa, ed è spesso considerato come il confine esterno del sistema solare. La distanza dell’eliopausa non è conosciuta con precisione. Probabilmente è molto più piccola sul lato del sistema solare che si trova “davanti” rispetto al moto orbitale del sistema solare nella galassia. Potrebbe anche variare a seconda della velocità del vento solare al momento, e a seconda della densità locale del mezzo interstellare. Si sa che è ben oltre l’orbita di Plutone. Le sonde spaziali Voyager 1 e Voyager 2, dopo aver terminato la loro esplorazione planetaria, si stanno dirigendo verso l’esterno del sistema e si spera che arrivino fino all’eliopausa. La correlazione tra vento e macchie solari è stata smentita dal confronto fra il comportamento del sole durante il minimo di attività elettromagnetica del 1996, e quella molto più elevata del 2008. In modo più evidente, si è manifestata a gennaio 2012 con la maggiore tempesta solare registrata da sette anni, in corrispondenza di un numero di giorni senza precedenti in assenza di macchie solari. L’indice KP è un indicatore dell’attività geomagnetica del pianeta, calcolato come media delle misure effettuate dell’indice K presso 13 osservatori in tutto il mondo. Fu introdotto da Bartels nel 1949 ed è stato calcolato, fin da allora, presso l’Istituto di Geofisica dell’Università di Gottinga in Germania (Institut für Geophysik of Göttingen Universty). Lo storico dei valori parte dal 1932. Nel 1951 è stato ufficialmente adottato come indice geomagnetico dalla IAGA (International Association of Geomagnetism and Aeronomy).
Tratto da Wikipedia