Relazioni Sole-Terra…
… verso una meteorologia spaziale
Maurizio Candidi
Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario – IFSI
Istituto Nazionale di AstroFisica - INAF
TELECOMUNICAZIONI
COMMERCIALI
MA ANCHE RETI PER
BANCOMAT E CARTE DI
CREDITO
QUEL MATCH NASCOSTO TRA TERRA E SOLE
NEW YORK
29-01-1997
Dimenticate i libri di fantascienza: questa e la cronaca vera del match di pugilato interspaziale tra
il Sole e la Terra seguito in diretta, e con qualche brivido, dagli astrofisici della NASA. Gong
iniziale: 10 gennaio. Alle 17 il satellite Soho, con cui NASA e Agenzia Spaziale Europea studiano la
meteorologia dello spazio, registra una immensa eruzione di particelle dalla corona solare.
"Fratello Sole si è svegliato" commentano scherzosamente (e in segreto) gli scienziati dei due
continenti, senza rendersi conto della portata dell'esplosione. Invece, una nube magnetica spessa 50
milioni di chilometri comincia da quell'istante a percorrere i 150 milioni di chilometri che separano
la stella dal suo pianeta. La Terra viene colpita due volte. "Il classico uno-due della boxe", spiega la
NASA nella conferenza stampa al termine della "partita". All'alba del 10 gennaio la tempesta
magnetica si infrange sul polo sud a un milione di migliaia all'ora, mettendo in tilt tutti i sistemi di
comunicazione e proseguendo per lo spazio interplanetario. Inaspettato e particolarmente violento,
il secondo pugno solare arriva l'11 gennaio. Una massa di "elettroni killer" dalla potenza distruttiva
maggiore dei raggi X si abbatte sulla Terra, come hanno potuto constatare trenta stazioni di
controllo e venti satelliti. Uno di essi, il Telstar 401, nuovo di zecca, mandato in orbita appena tre
anni fà dall'At&t e costato 300 miliardi di lire, si azzittisce improvvisamente, lasciando mezza
America senza programmi TV. Non si sveglia più, l'At&t ora lo considera "morto". Per fortuna la
stazione russa Mir e in orbita troppo bassa per subire gli effetti del pugno magnetico solare. Ma ciò
non toglie che la povera Terra, come era prevedibile, perda ai punti il match di boxe.
Stage
Tor Vergata, Roma, 11 Marzo 2009
LA METEOROLOGIA SPAZIALE
1) Argomento della presentazione
2) Origine del fenomeno sul Sole
3) Caratteristiche del vento solare
4) Interazione con il campo magnetico terrestre
5) Magnetosfera
6) Effetti nello spazio e a terra
LA CORONA SOLARE
Eclisse del 11.8.1999
La corona solare ha una
luminosità molto ridotta e
generalmente non è visibile a
causa della luminosità del
disco; appare alla vista durante
le eclissi totali di Sole, come
quella qui mostrata.
Questi eventi sporadici sono
stati usati per studi sulla
corona solare, fino a quando
non c’è stata la possibilità di
osservare con continuità la
corona durante eclissi artificiali,
mediante coronografi su veicoli
spaziali come SOHO, il SOlar
and Heliospheric Observatory
dell’ESA.
Questa immagine risulta dalla
composizione di osservazioni
dello strumento LASCO di SOHO
e
di
una
eclisse.
Mostra
chiaramente che la corona è
organizzata dal campo magnetico
solare, con grande complessità
alla base, dove i campi sono
molto intensi, e con struttura via
via più semplice man mano che ci
si allontana dalla superficie, con
una diminuzione dell’intensità del
campo
magnetico
e
una
predominanza del moto del
plasma,
della
sua
energia
cinetica.
Eclipse and LASCO-C2 coronagraph images
processed and merged by Serge Koutchmy
The huge solar mass ejection on July 14, 2000, observed by LASCO-C3.
The “snow shower” is due to particles, accelerated to extremely high speeds
during the ejection. They penetrate the instrument walls and let the CCD scintillate.
There is an endless discussion about the
relation between CMEs and flares.
A solar flare, as observed by TRACE
La
caratteristica
di
maggior rilievo per lo
“space weather” è la
CME
(Coronal
Mass
Ejection”.
E’ una emissione di
massa da una regione
specifica
di
plasma
denso che emerge con
velocità
superiore
a
quella
normale,
e
trasporta strutture di
campo magnetico.
A unique observation by LASCO-C2.
Note the helical structure of the prominence filaments!
La corona solare è un plasma
•
•
•
•
•
Un plasma è un gas che ha una temperatura tale, alla densità alla quale si trova, da essere
fortemente ionizzato
E’ quindi una miscela di elettroni e ioni positivi
L’universo è, in proporzione estrema, composto da materia allo stato di plasma, c’è chi dice al
99,99%. Nei corpi freddi come la Terra e gli altri pianeti questo non è vero, anche se vi sono
zone nell’alta atmosfera terrestre, come la ionosfera, che è costituita da plasma di densità
dell’ordine del 1% della densità dei neutri. Quindi la ionosfera è un plasma debolmente
ionizzato
La corona solare, e il vento solare che origina da essa, sono invece completamente ionizzati.
Le particelle cariche sentono la forza di Lorentz, e quindi il comportamento del plasma è
fortemente influenzato dai campi magnetici. Campi magnetici intensi determinano il moto del
plasma; campi deboli sono invece influenzati dal plasma. I due sono comunque fortemente
legati l’uno all’altro.
Le equazioni che governano lo “space weather”: MHD
(MagnetoHydroDynamics)
• Le equazioni di Maxwell
• L’equazione del moto del plasma
• L’equazione di induzione


E 

B
xE  
t
 B  0
E
xB   J   
t
DV
 p  JxB  

Dt
g
B
 x(VxB)    B
t
2
Effetti MHD
• Plasma e campo magnetico sono strettamente legati dalla forza di Lorentz e
si comportano in modo correlato ed autoconsistente
• Il campo magnetico è congelato nel plasma se la densità di energia del
plasma è maggiore di quella del campo (corona e vento solare)
• Il plasma viaggia lungo le linee di forza del campo magnetico, quando la
densità di energia del plasma è minore di quella del campo magnetico
(Superficie del Sole e magnetosfera)
• E’ importante il fenomeno della riconnessione del campo magnetico in vari
posti nel sistema Sole-Terra (Flares, Magnetopausa, Coda geomagnetica)
MODELLO
SOLARE:
DI
BRILLAMENTO
Campo magnetico emergente da
macchie, plasma solare che si
muove lungo le linee di forza,
evoluzione del campo magnetico
sotto l’effetto della pressione del
plasma.
Due caratteristiche notevoli:
-Riconnessione:
responsabile
riscaldamento del plasma
del
-Campi magnetici elicoidali: che
compariranno più avanti in relazione
alle polarità del campo magnetico
interplanetario
Parker, 1963
Helios at 60 Rs
60
Speed profiles of the slow solar wind,
as determined from „leaves in the wind“
Sheeley et al., 1997
The solar activity cycle
Minimum
X-rays
Magnetic flux
The magnetic
flux at the solar
surface varies
quasi-periodically
in the 11-year
solar cycle.
The short-wave
radiation varies
strongly through
the activity cycle:
from a factor 2 in
the UV (<100 nm)
up to a factor 100
in X-rays.
La Terra è immersa nell’atmosfera estesa del Sole, protetta dal suo campo magnetico e dalla
sua atmosfera.
Dal Sole emergono onde elettromagnetiche e flussi di particelle cariche (vento solare); queste
ultime investono la Terra con il suo campo magnetico e generano complessi fenomeni che
possono rappresentare un pericolo per i sistemi tecnologici e per la vita umana.
Perturbazione
magnetica che si
propaga dal Sole;
dov’è la Terra?
Seguiamo lo zoom.
La Terra rappresenta
un ostacolo minuscolo
nel flusso del vento
solare, come un piccolo
sasso nella piena del
fiume.
La riconnessione magnetica è favorita
quando la polarità dei campi che si
incontrano è opposta. Il campo magnetico
terrestre, alla separazione con lo IMF,
presenta
polarità
positiva,
con
una
componente verticale diretta verso Nord.
Quando quindi si presenta un IMF con una
componente verticale negativa, verso Sud, si
hanno le migliori condizioni per la
riconnessione fra IMF e campo terrestre. Si
formano in particolare due punti neutri.
IMF
Come detto, lo IMF è modulato con strutture a
“flux rope”, nelle quali campi positivi sono
seguiti da campi negativi, o viceversa.
LA MAGNETOSFERA TERRESTRE
Il flusso del plasma del vento solare incontra l’ostacolo del campo
magnetico terrestre, intenso rispetto alla densità di energia del
vento solare, e gli gira attorno formando una cavità, la
“magnetosfera”, dalla quale è escluso, in linea di principio.
All’interno della magnetosfera il plasma interno segue moti di
convezione dominati dalla struttura del campo elettrico e magnetico
terrestre. Si formano correnti elettriche di varia natura, alla
magnetopausa, ad anello nelle fasce di radiazione, allineate al
campo nelle regioni polari e lungo l’ovale aurorale nella ionosfera
polare, attraverso la coda.
-E•J 0
JB
JB
Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario – CNR
1991, June 4, 0:00 - June 8, 0:00
Dst, nT
0
-100
-200
0:00
12:00
0:00
12:00
0:00
12:00
0:00
12:00
0:00
J. Burch
EFFECTS on SATELLITES
•
•
•
•
•
PHANTOM COMMANDS: Differential Surface Charging changes ground reference;
charging and arcing affects vulnerable circuits.
PROTON EVENTS: Coronal Mass Ejections send streams of high-energy protons,
alpha particles and heavier ions Earthward.
POWER PANEL OUTPUT LOSS - high energy protons damage active elements of
solar power panels.
SINGLE EVENT UPSETS (SEUs): Internal Charge Penetration - high energy ions.
Protons or heavier ions burn tracks through chips or change internal charge.
BULK CHARGING (Deep Dielectric) - Energetic electrons (Ee>1MeV) charge surface
or interior dielectrics faster than discharge processes until arcs to lower potential may
damage vulnerable circuit or part
• Magnetic Storms & Substorms affect Navigation Satellites in outer trapping
region (half-geostationary altitude). Ambient fields & currents disturb
frequency/time standards. Drag affects orbits.
ACTIVITY in GEOSPACE: What
Causes Problems ?
• Electromagnetic Radiation: Flare X-rays and UV affect
ionosphere/communications.
• Energetic particles (ions) form shock wave, move
magnetosphere inside GEO, enhance radiation belts, and
cause geomagnetic storms & substorms.
• Geomagnetic storm disturbed fields & current systems,
surface charging.
• Auroral Substorm current systems and fields affect
satellites directly.
• Killer Electrons: increase at GEO after low level
magnetic storm, last for weeks.
Gli effetti sull’ambiente terrestre sono generati principalmente dalle
tempeste geomagnetiche, risultanti da disturbi nel vento solare, e
dall’aumento del flusso di particelle energetiche e di radiazione
elettromagnetica.
Effects on Humans
• All ground-based effects are important for impact
on humans.
• High altitude aircraft radiation effects and all
airborne technology effects are impact on humans.
• Astronauts directly affected by high energy
protons and heavier ions.
Effetti sui satelliti artificiali:
Caricamento elettrico superficiale dovuto a plasma di bassa energia;
SEU (eventi singoli di disturbo) dovuti a particelle di alta energia;
Frenamento aerodinamico variabile con modifica delle orbite basse
Correnti Geomagneticamente Indotte (GICs)
Intense correnti ionosferiche possono generarsi ad alta latitudine durante le tempeste
geomagnetiche.
Queste inducono correnti simili a terra ad esempio nei cavi per la distribuzione della
energia elettrica o negli oleodotti.
Geomagnetic Effects
Electric Power Grid
J. Kappenman, Metatech
Il programma internazionale ILWS (International Living With a Star;
Convivere con una stella) mira a coordinare tutte le attività di studio e
ricerca sul Sole, sul vento solare, sulla magnetosfera terrestre, sulla
ionosfera e sugli effetti sui sistemi tecnologici umani a terra e nello
spazio, condotte da vari paesi
Living With a Star
CAWSES
Climate and Weather of the Sun-Earth System
A SCOSTEP Program
Il programma CAWSES:
lo SCOSTEP (Scientific
Committee for Solar
Terrestrial
Physics)
propone il programma
quadriennale di studio
dello space weather.
Timeline of Significant STP Discoveries and Programs of the 20th Century
Italian activities in Solar terrestrial physics
Ground observations of the Sun (optical and radio
telescopes)
Space observations of the Sun ( SOHO)
Solar wind observations (WIND, ULYSSES, CLUSTER)
Observations of the Earth magnetosphere (CLUSTER)
Ground observations of the Earth ionosphere (ionosondes,
riometers, all-sky cameras, SuperDARN radars)
Ground magnetic field measurements (observatories)
Cosmic ray monitors
Theory and data analysis
Grazie dell’attenzione
Two small comets are evaporating near the sun.
A few hours later a huge ejection occurs. Coincidence?
A unique observation by LASCO-C2.
Note the helical structure of the prominence filaments!
A very fast halo CME on June 5, 2000.
We predicted a strong geomagnetic storm for June 7/8.
We were right!
The sun as a “ballerina”, according to Alfvén, 1977.
Scheme of the radial evolution
of a CIR
The “Parker spiral”.
The curvature depends strongly
on the solar wind speed
In case fast wind follows slow wind,
a corotating interaction region (CIR) forms,
where the plasma is compressed and deflected
Effects of the energy transfer
Field Dipolarization
Aurorae
Particle
energization
Currents Intensification
La densità di energia trasportata dal
vento solare è un milionesimo di
quella trasportata dalla radiazione
elettromagnetica.
La superficie sulla quale viene
raccolta però è molto maggiore, dato
che l’ostacolo rappresentato dalla
magnetosfera ha dimensioni lineari
dell’ordine di 50 raggi terrestri.
Quindi l’energia che il vento solare
deposita sul sistema è solo mille volte
inferiore. Una frazione di questa
energia sfugge verso la coda, ma il
resto viene convogliata a terra,
Se il trasporto di questa energia è dovuto alle particelle, queste sono costrette a muoversi lungo le linee di forza del campo
magnetico e quindi l’energia viene convogliata verso le regioni polari, con un fattore di concentrazione che rispecchia il
rapporto fra i campi magnetici delle regioni da cui le particelle provengono e quello a poche centinaia di Km di altezza;
questo rapporto può essere anche 1000. Tutto ciò per dire che il flusso di energia trasportata dal vento solare, che finisce
sulle regioni polari, può essere sostanziale in rapporto al flusso di energia che vi giunge per illuminazione diretta.
La parte della regione polare che le particelle raggiungono ha una forma ad anello, attorno al polo magnetico, che varia di
raggio al variare della attività geomagnetica; questo ovale aurorale quindi giace attorno alle latitudini di 80° per bassa
attività, e può scendere fino a medie latitudini magnetiche per attività elevata.
Radiation Belts and the ISS
Effetti sugli esseri umani nello spazio
Effetti sui sistemi sociali
 Corrosione delle tubature di gas o petrolio
 Scintillazione del segnale elettromagnetico
 Perturbazione delle telecomunicazioni via cavo
 Radiazione a cui sono sottoposti i passeggeri negli aerei
 Perturbazione o rottura delle reti elettriche
 Perturbazioni delle onde radio
 Malfunzionamenti di satelliti artificiali
Effetti delle
tempeste spaziali
science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/
Le tempeste spaziali possono essere dannose per le reti di energia elettrica sulla superficie
della terra. Una grande tempesta spaziale nel 1989 indusse correnti elettriche che causarono
gravi guasti nel sistema di distribuzione dell’energia elettrica del Quebec. Ciò impedì a 6
milioni di persone nel Canada e negli Stati Uniti di avere elettricità per oltre 9 ore.
Pagine web
http://helios.gsfc.nasa.gov/
http://wwwssl.msfc.nasa.gov/
http://www-spof.gsfc.nasa.gov/
http://www-istp.gsfc.nasa.gov/istp/
http://science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/edu/
http://fusedweb.pppl.gov/
http://FusEdWeb.llnl.gov/CPEP/
http://www.spacescience.org/Education/
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
http://sohowww.estec.esa.nl/
http://www.esa.int/
http://www.noao.edu/education/
http://solar-center.stanford.edu/
http://rigel.rice.edu/~dmb/spwea.html
http://www.coseti.org/
http://map.gsfc.nasa.gov/
http://www.spacescience.org/ExploringSpace/PlasmaStateOfMatter/1.html
Previsioni per oggi
http://www.windows.ucar.edu/spaceweather/
http://www.spaceweather.com