Relazioni Sole-Terra…
… verso una meteorologia spaziale
Maurizio Candidi - Raffaella D'Amicis
Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario – IFSI
Istituto Nazionale di AstroFisica - INAF
Sommario
Prima parte
 struttura interna del Sole,
 atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona.
Seconda parte
 dalla corona al vento solare.
Terza parte
 descrizione della magnetosfera terrestre e sua interazione con
il vento solare.
Quarta parte
 meteorologia spaziale.
Il Sole
Raggio solare = 695990 km = 109 raggi terrestri
• Massa solare = 1.989⋅1030 kg = 333000 masse terrestri
• Luminosità solare = 3.846⋅1026 Watt oppure in 1 s, circa 1011 Megaton!
• Temperatura centrale = 15 milioni di °C
• Densità centrale = 150 g/cm3 = 8 volte la densità dell'oro
• Composizione centrale = 35% H, 63% He, 2% (C, N, O, ...) in massa
•Temperatura della superficie = 6000 °C
• Densità della superficie = 2.07⋅10-7 g/cm3 = 1.6⋅10-4 densità dell'aria
• Composizione della superficie = 70% H, 28% He, 2% (C, N, O, ...) in massa
• Età del Sole = 4.57⋅109 anni
•
• Il nostro Sole è una fra i 100 miliardi di stelle che si trovano nella nostra galassia. E' una
stella normale: ce ne sono di più grandi, di più luminose, di più vecchie e più giovani.
• A noi sembra la più grande e la più brillante perché è la più vicina. E' l'oggetto più grande
del nostro sistema solare. Contiene più del 99.8% della massa totale del sistema solare.
Perché studiamo il Sole?
Relazione con il clima
Il Sole come laboratorio di fisica
Il Sole come stella
Meteorologia spaziale
Sommario
Prima parte
 struttura interna del Sole,
 atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona.
Seconda parte
 dalla corona al vento solare.
Terza parte
 descrizione della magnetosfera terrestre e suoi effetti sulla
interazione con il vento solare.
Quarta parte
 meteorologia spaziale.
L'interno del Sole
L'interno del Sole è formato da quattro
regioni nelle quali si verificano
differenti processi fisici:
1- L'energia solare è generata nel
NUCLEO.
2 - Questa energia diffonde verso
l'esterno per radiazione attraverso la
ZONA RADIATIVA e
3 - per flussi convettivi attraverso la
ZONA CONVETTIVA più esterna.
4 - Si pensa che il campo magnetico
sia generato nello STRATO di
INTERFACCIA, uno strato sottile tra la
zona radiativa e la zona convettiva.
Zona
convettiva
Strato di interfaccia
Zona radiativa
Nucleo
L'interno del Sole:
il nucleo
NUCLEO
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• Il nucleo è la regione centrale dove è generata l'energia solare. Questa energia è il
risultato di processi di fusione nucleare che, a partire da nuclei di idrogeno, producono
nuclei di elio attraverso una catena di reazioni.
• La temperatura interna è approssimativamente di 15 milioni di °C e la densità 150
g/cm³ (10 volte la densità dell'oro o del piombo).
ZONA
radiativa
L'interno del Sole:
la zona radiativa
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• La zona radiativa si estende dal 25% della distanza della superficie fino al 70% di tale
distanza. La zona radiativa è caratterizzata dalla radiazione come metodo di trasporto
dell'energia. L'energia generata dal nucleo è trasportata dalla luce (i fotoni rimbalzano da
particella a particella attraverso la zona radiativa).
• La densità decresce da 20 g/cm³ (approx. la densità dell'oro) fino a 0.2 g/cm³ (meno della
densità dell'acqua) dal basso verso l'alto della zona radiativa. La temperatura decresce da 7
milioni di °C fino a circa 2 milioni di °C nella stessa distanza.
STRATO di
interfaccia
L'interno del Sole:
lo strato di interfaccia
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Questo sottile strato è stato oggetto di una intenso studio durante gli ultimi anni perché si
pensa che sia questo il luogo dove viene generato il campo magnetico solare da una
dinamo magnetica. In questo strato inoltre si verificano cambiamenti chimici improvvisi.
ZONA
convettiva
L'interno del Sole:
la zona convettiva
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 La zona convettiva si estende da circa 200000 km fino alla superficie visibile. Alla base
della zona convettiva la temperatura è intorno a 2 milioni di °C. La materia assorbe la
radiazione che arriva dalla zona radiativa, si riscalda e innesca moti convettivi (bolle).
 Questi moti convettivi trasportano il calore abbastanza rapidamente in superficie. Il
fluido si espande e si raffredda man mano che sale. Sulla superficie visibile la temperatura
decresce fino a 6000° C e la densità è soltanto 1/10000 della densità dell'aria al livello del
mare). I moti convettivi sono visibili sulla superificie in forma di granuli e supergranuli.
Sommario
Prima parte
 struttura interna del Sole,
 atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona.
Seconda parte
 dalla corona al vento solare.
Terza parte
 descrizione della magnetosfera terrestre e suoi effetti sulla
interazione con il vento solare.
Quarta parte
 meteorologia spaziale.
L'atmosfera solare
L'atmosfera solare è
formata da tre strati.
Iniziando dal più
interno, si ha:
• la FOTOSFERA,
• la CROMOSFERA,
• la CORONA.
LA FOTOSFERA
http://wwwssl.msfc.nasa.gov/
La fotosfera è la superficie visibile del Sole, uno strato spesso circa 100 km (molto sottile se
paragonato con il raggio solare che è di 700 mila km). La temperatura della fotosfera è
approssimativamente di 6000 °C.
Con un semplice telescopio è possibile osservare alcune caratteristiche della fotosfera: le
macchie solari, le facole e i granuli. Possiamo misurare il flusso di materia nella fotosfera
attraverso l'effetto Doppler e identificare in questo modo caratteristiche come i supergranuli.
La fotosfera
e
la rotazione solare
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Il Sole ruota intorno al suo asse in circa 27 giorni. In realtà, le regione equatoriale ruota più
velocemente (in circa 24 giorni) delle regioni polari (che ruotano in 30 giorni). Gli astronomi
stanno ancora studiando la sorgente di questa rotazione differenziale. Questa rotazione è
stata rivelata per la prima volta osservando il movimento delle macchie solari nella fotosfera.
Le macchie solari
4000° C
6000° C
Le macchie solari sono regioni caratterizzate da campi magnetici molto intensi. Il campo è
più intenso nella parte più scura, l'ombra, mentre è più debole nella parte più chiara, la
penombra. Le temperature al centro delle macchie hanno valori di circa 4000° C , mentre la
fotosfera, nelle vicinanze di una macchia ha temperature di circa 6000° C. Le macchie durano
tipicamente molti giorni, anche se quelle più grandi possono durare anche per settimane.
200
21
22
23
Sunspot number
150
Il ciclo delle
macchie solari
11 anni
100
50
0
1980
1985
1990
1995
2000
2005
year
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Minimo di
Maunder
1645-1715
Ripercussioni sul
clima terrestre:
piccola era
glaciale
Il diagramma a
farfalla
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Questo diagramma mostra che le macchie non appaiono in modo casuale sulla superficie
solare ma si concentrano in due bande latitudinali in entrambe le parti dell'equatore solare.
Le macchie appaiono dapprima a latitudini medie, si allargano e poi si muovono verso
l'equatore man mano che il ciclo progredisce.
LA CROMOSFERA
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La cromosfera è uno strato irregolare al di sopra della fotosfera dove la temperatura aumenta
da 6000 °C fino ad approx 20000 °C. A queste alte temperature, l'idrogeno emette luce che dà
un color rossastro (emissione H-alpha), da cui il nome di cromosfera (o sfera colorata).
Questa emissione può essere osservata nelle prominenze che sporgono dal bordo del Sole
durante le eclissi solari totali (a sinistra), oppure attraverso un filtro H-alpha (a destra).
La cromosfera
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Quando si guarda il Sole attraverso uno spettrografo o un filtro che isola l’emissione
H-alpha, è possibile vedere molte caratteristiche cromosferiche. Queste includono la
rete cromosferica degli elementi del campo magnetico, le brillanti plage intorno alle
macchie solari, i filamenti scuri sul disco e le prominenze sul bordo. La cromosfera è
anch'essa una regione attiva. Infatti, è possibile osservare il cambiamento nei
brillamenti solari, nelle prominenze e nei filamenti che avvengono in pochi minuti.
Filamenti,
prominenze e
plages
Le prominenze e i filamenti sono di fatto la
stessa cosa. Possono rimanere in uno stato
quieto o quiescente per giorni o settimane.
Tuttavia, appena l'arco magnetico cambia,
possono entrare in eruzione ed espandersi
enormemente in pochi minuti.
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I filamenti sono nubi di materia dense e
fredde sospese sopra la superficie solare
negli archi del campo magnetico. Le plages
(dal francese) sono zone luminose che
contornano le macchie e possono essere
meglio osservate in luce H-alfa.
I brillamenti
solari
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Un brillamento solare si verifica quando l'energia
magnetica contenuta nell'atmosfera solare è
rilasciata improvvisamente. Questa energia è
decine di milioni di volte più grande dell'energia
rilasciata da un'esplosione vulcanica. D'altra
parte, è meno di un decimo dell'energia totale
emessa dal Sole ogni secondo.
Un brillamento solare si sviluppa in tre
fasi:
• lo stadio precursore,
• lo stadio impulsivo,
• lo estadio di decadimento.
La durata di queste fasi può essere
breve (pochi secondi) o lunga (un'ora).
Brillamenti e
campo
magnetico
“Riconnessione”
 La chiave per capire e predire i brillamenti solari è la struttura del campo magnetico
attorno alle macchie solari. Se questa struttura diventa attorcigliata allora le linee di campo
magnetico possono riconnettersi con il rilascio esplosivo di energia.
 Nell’immagine a destra le linee blu rappresentano le linee neutre tra le aree con campi
magnetici diretti in modo opposto. Normalmente il campo magnetico forma degli archi
proprio sopra queste linee che sono al di sopra di una regione attiva. I piccoli segmenti
mostrano intensità e direzione del campo magnetico locale. Il brillamento giace lungo una
riga neutra dove il campo magnetico è distorto in modo da essere allineato con essa invece
di attraversarla. Questo allineamento sembra essere un ingrediente chiave nella produzione
dei brillamenti solari.
LA CORONA SOLARE
La corona è più calda di un milione di
gradi. Come è possibile?
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La corona è lo strato più esterno dell'atmosfera solare. E' visibile durante le eclissi totali di
Sole come una chiara corona che circonda il Sole. La corona mostra una varietà di
caratteristiche che includono elmetti coronali, piume e archi. Queste caratteristiche cambiano
da eclisse ad eclisse e la forma della corona nel suo insieme varia con il ciclo delle macchie
solari. Tuttavia, durante i pochi minuti della totalità dell'eclisse, i cambiamenti sono pochi.
Archi coronali
 Durante le ore che seguono un brillamento solare si vedono spesso una serie di archi sopra la
superficie solare. Questi archi sono visibili con maggiore facilità quando osservati nella luce
emessa dall’idrogeno nella regione rossa dello spettro solare (emissione H-alpha).
 Gli archi coronali si trovano intorno alle macchie solari e nelle regioni attive. Queste
caratteristiche sono associate con linee di campo magnetico chiuse che connettono regioni
magnetiche sulla superficie solare. Molti archi coronali durano per giorni o settimane. Alcuni
archi, tuttavia, sono associati a brillamenti solari e sono visibili per periodi molto più corti.
Questi archi contengono materiale più denso di quello che li circonda.
Tornadi e twister
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Sono aree brillanti associate con piccole regioni magnetiche sulla superficie solare.
La corona ai raggi X
La corona brilla nei raggi X per la sua alta temperatura. D'altra parte, la fotosfera solare
“fredda” emette pochi raggi X e ci permette di osservare la corona su tutto il disco solare
senza che la luce fotosferica disturbi l'osservazione.
Buchi coronali
corona solare fotografata ai raggi X (Yohkoh)
I buchi coronali sono regioni dove la corona si presenta oscura. I buchi coronali sono
associati alle linee di campo magnetico aperte localizzate ai poli solari durante il minimo di
attività e a tutte le latitudini durante il massimo. Il vento solare veloce ha origine dai buchi
coronali.
Minimo solare
Massimo solare
Le caratteristiche coronali cambiano molto durante il ciclo solare. Durante il ciclo solare
l’attività dei raggi X aumenta notevolmente verso il massimo.
1990
1992
1993a
1993b
1994
Sommario
Prima parte
 struttura interna del Sole,
 atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona.
Seconda parte
 dalla corona al vento solare.
Terza parte
 descrizione della magnetosfera terrestre e suoi effetti sulla
interazione con il vento solare.
Quarta parte
 meteorologia spaziale.
Il vento solare
E’ un intenso flusso di
plasma, costituito
prevalentemente da protoni
ed elettroni, che ha origine
dalla corona solare.
Fin dal 1950 osservazione di fenomeni
interplanetari riconducibili all’esistenza del
vento solare:
• Fenomeni aurorali;
• Coda ionica delle comete “via dal Sole”;
• Piccole variazioni dell’attività
geomagnetica.
Il vento solare si propaga dal Sole in tutte le direzioni a una velocità media di 450
km/s. Il vento veloce (800 km/s) proviene dai buchi coronali, mentre il vento lento
(400 km/s) proviene dalle zone equatoriali. Il vento solare non è uniforme in nessuno
dei suoi parametri: velocità, densità, temperatura e composizione variano con la
latitudine solare.
All'aumentare dell’attività solare le
emissioni coronali diventano sempre
più frequenti e sono presenti anche ad
alta latitudine eliografica.
Emissioni coronali di massa
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
 I getti coronali di tipo CME sono bolle enormi di gas permeate da linee di campo
magnetico solare. L’espulsione di questo plasma può durare parecchie ore. L'esistenza delle
CME è stata verificata solo durante l’era spaziale. La prima prova dell’esistenza di questo
fenomeno è venuta dalle osservazioni fatte con un coronografo montato sull’osservatorio
solare orbitante (OSO 7) 1971 - 1973. Un coronografo produce un'eclissi artificiale del sole
disponendo "un disco occultore" sopra l'immagine del sole.
 I getti coronali modificano il normale flusso del vento solare e producono disturbi
interplanetari che colpiscono la Terra con risultati a volte catastrofici soprattutto per le
telecomunicazioni e le reti di distribuzione di energia elettrica.
Emissioni coronali di
massa
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
La frequenza delle CME varia con il ciclo di attività del sole. Al minimo solare osserviamo
circa una CME alla settimana. Vicino al massimo solare osserviamo una media di 2 - 3 CME al
giorno.
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.
Sommario
Prima parte
 struttura interna del Sole,
 atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona.
Seconda parte
 dalla corona al vento solare.
Terza parte
 descrizione della magnetosfera terrestre e suoi effetti sulla
interazione con il vento solare.
Quarta parte
 meteorologia spaziale.
La Terra: un
grande magnete
science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/
Tutti gli oggetti magnetici producono invisibili linee di forza che si estendono tra i poli
magnetici dell'oggetto. La Terra si comporta come un grande magnete. Le linee invisibili di
questo campo magnetico possono essere evidenziate con una bussola.
Il Sole e la Terra sono collegati
science.nasa.gov/ssl/pad/sppb/
Il vento solare distorce il campo magnetico della Terra. Le linee del campo magnetico nel
lato verso il Sole (lato giorno) sono schiacciate mentre sono allungate nel lato opposto (lato
notte). Il plasma trasportato dal vento solare è costretto a fluire attorno alla magnetosfera
terrestre.
Il nostro campo magnetico è schiacciato
dal vento solare
La magnetosfera è quella regione che contorna un pianeta con un campo magnetico.
Poiché gli ioni nel plasma solare sono carichi, interagiscono con questi campi magnetici e
le particelle di vento solare sono deflesse dalla magnetosfera.
Prima evidenza ottica
della connessione vento
solare-magnetosfera
Dopo le due guerre mondiali, si cominciò ad inviare satelliti nello spazio per studiare la ionosfera e
la magnetosfera. Il primo satellite americano, Explorer 1, scoprì le cinture di radiazione. Da foto
come questa dell'aurora boreale, presa da satellite, gli scienziati si resero conto dell’esistenza
dell’interazione fra vento solare e magnetosfera.
Il vento solare brucerebbe
la nostra atmosfera se non
ci fosse il campo
magnetico terrestre.
Il vento solare passa attorno alla Terra a più di un milione di km/h. Grazie al campo
magnetico terrestre, il vento solare è bloccato e deflesso attorno alla Terra.
I raggi ultravioletti del Sole ionizzano l'alta atmosfera, creando la ionosfera che
rappresenta una sorgente di plasma per la magnetosfera. L' energia dal vento solare entra
nella magnetosfera, è qui immagazzinata e viene poi rilasciata in maniera esplosiva,
generando le tempeste magnetiche.
mezzo
interplanetario
plasmapausa
magnetopausa
coda geomagnetica
vento
solare
supersonico
Cuspide polare
plasmasfera
Analogia
con sasso
nel fiume
La magnetosfera
Dopo essere passato attraverso l'onda d’urto, il vento fluisce intorno alla magnetosfera e ne
allunga la coda. Tuttavia, alcune particelle solari del vento penetrano attraverso la barriera
magnetica e sono bloccate all'interno della magnetosfera. Le particelle solari inoltre, possono
scorrere attraverso delle aperture a forma di imbuto situate ai poli magnetici (cuspidi),
liberando una grossa quantità di energia quando colpiscono l'atmosfera. Le aurore sono la
prova di questo trasferimento di energia dal sole alla terra. Le particelle penetrate nella
magnetosfera seguono un percorso che gira intorno alla terra all’interno di una specie di
fodero (magnetosheath).
Sistemi di correnti presenti nella magnetosfera
L'attività magnetica sulla superifcie
terrestre è prodotta da correnti
elettriche generate nella
magnetosfera e nella ionosfera:
in particolare, gli elettrogetti
aurorali e la corrente ad anello.
Riconnessione e
tempeste
magnetiche
Le tempeste magnetiche possono produrre energia equivalente a quella rilasciata dalla
bomba atomica che distrusse Hiroshima nel 1945. Esse si manifestano quando il campo
magnetico del vento solare è diretto verso sud. Questa orientazione è opposta al campo
magnetico terrestre sul lato giorno della magnetosfera (che punta verso il nord), di
conseguenza il campo magnetico terrestre si interconnette con il campo magnetico del
vento solare. Funziona, cioè, come un interruttore, permettendo al vento solare di entrare
nella magnetosfera.
Le aurore
Ovale aurorale
Il plasma spaziale che entra
nella nostra magnetosfera
produce le aurore.
Le aurore
Sommario
Prima parte
 struttura interna del Sole,
 atmosfera solare: fotosfera, cromosfera e corona.
Seconda parte
 dalla corona al vento solare.
Terza parte
 descrizione della magnetosfera terrestre e suoi effetti sulla
interazione con il vento solare.
Quarta parte
 meteorologia spaziale.
Meteorologia Spaziale
Così come il Sole influisce sul clima della
Terra, nello stesso modo è responsabile delle
condizioni fisiche dello spazio interplanetario
che ci circonda.
Le tempeste magnetiche producono
effetti notevoli sulla Terra.
Effetti su strumenti e satelliti nello spazio
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
I granuli
http://wwwssl.msfc.nasa.gov/
I granuli sono piccole celle (grandi approx. 1000 km) che coprono l'intera superficie del Sole
eccetto quelle aree coperte dalle macchie solari. Queste caratteristiche sono la parte superiore
delle celle di convezione dove il plasma molto caldo sale verso l'alto nell'interno delle aree
brillanti, si espande attraverso la superficie, si raffredda e scende verso il basso attraverso la
rete intergranulare (più scura in figura). I singoli granuli durano per circa 20 minuti soltanto.
La granulazione è in continua evoluzione poiché i vecchi granuli sono spinti via dai nuovi
emergenti.
I supergranuli
http://wwwssl.msfc.nasa.gov/
I supergranuli sono versioni molto più grandi dei granuli (con una dimensione di circa 35000
km) ma sono ben visibili nelle misure di "spostamento Doppler" dove la luce proveniente da
materia che si muove verso di noi è spostata verso la luce blu mentre la luce che si muove
lontano da noi è spostata verso il rosso. Anche queste caratteristiche coprono l’intero Sole e
la struttura è in continua evoluzione. I singoli supergranuli durano un giorno o due e hanno
flussi di velocità di circa 0.5 km/s (1800 km/h). I flussi di fluido osservati nei supergranuli
trasportano intensi fasci di campi magnetici verso i bordi delle celle, producendo la rete
cromosferica.
Elmetti coronali
Gli elmetti coronali sono grandi strutture della corona con picchi aguzzi che ricoprono solitamente
le macchie e le regioni attive. Spesso troviamo una prominenza o un filamento che si trova alla
base di queste strutture. Gli elmetti sono costituiti da una rete di archi magnetici che collegano le
macchie nelle regioni attive e contribuiscono a sospendere il materiale della prominenza sopra la
superficie solare. Le linee chiuse del campo magnetico intrappolano i gas della corona per formare
queste strutture relativamente dense. I picchi sono costituiti dall'azione del vento solare che
fuoriesce via dal sole fra un elmetto e l’altro.
Il vento durante il minimo di attività solare
Gli elmetti coronali
Sono la sorgente del vento solare
di bassa velocità.
La forma caratteristica è dovuta
all'espansione del vento veloce
che fluisce ai suoi lati.
http://sohowww.nascom.nasa.gov/
2
Moto delle
particelle intorno
alla terra
3
1
1
2
3
Una rotazione veloce attorno alle
linee di campo magnetico
(migliaia di volte al secondo).
Un lento andirivieni lungo la linea
di campo (1/10 di secondo).
Una deriva attorno all’asse magnetico
della Terra, da una linea di campo alla
successiva (pochi kminuti).