La fisica delle magnetosfere
Ermanno Amata
Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario
C.N.R.
Febbraio-Marzo 2003
Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario
Argomenti da trattare
1. La magnetosfere sono regioni dominate dal campo magnetico
di un corpo celeste: loro caratteristiche comuni e specifiche.
2. Le magnetosfere stellari (non le tratteremo in particolare).
3. Le magnetosfere planetarie (da Mercurio ai pianeti esterni).
4. L’interazione del vento solare con oggetti celesti non dotati
di campo magnetico proprio. Il caso della cometa di Halley.
5. La magnetosfera terrestre e le relazioni Terra-Sole.
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La magnetosfera terrestre e le sue regioni principali.
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La regione di interazione del vento solare
con il campo geomagnetico.
Da sinistra:
Il vento solare
L’onda d’urto stazionaria
La regione di transizione
La magnetopausa
Le linee di dipolo compresse
Le cuspidi polari
La coda geomagnetica e le linee stirate
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Cometa di Halley
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Vento solare e IMF
velocità di emissione radiale vr
+
rotazione del sole
Spirale di Archimede
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Vento solare e IMF
velocità di emissione radiale vr variabile
+
velocità angolare di rotazione solare c costante
Spirale di Archimede più o meno evidente sul piano dell’eclittica
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Vento solare
 Il VENTO SOLARE è un plasma di protoni liberi ed elettroni.
È un flusso di materia in allontanamento dal Sole fino a 100 UA a
velocità superalfvéniche.
 Campo magnetico interplanetario generato alla base della corona.
 Elevata conducibilità elettrica --> congelamento delle linee di forza
nel vento solare, che le trasporta via dal Sole.
vA 
B

Velocità di Alfvén: velocità di propagazione
delle onde caratteristiche dei plasmi, le onde
di Alfvén.
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Parametri del vento solare all’orbita
terrestre (1U.A.)






vr  400 km/s (200-1000 km/s)
B  2  10 nT
n  1  10 cm-3
Tp  2*104  2*105 K
Te  6*104  3*105 K
vA  30  150 km/s
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La magnetosfere sono regioni dominate dal campo magnetico di un
corpo celeste in presenza di un flusso di plasma in moto relativo
rispetto ad esso.
I fenomeni fisici che caratterizzano le magnetosfere non sono intuitivi,
poiché il plasma non fa parte della nostra esperienza quotidiana.
 D  ( 0 kTe / ne 2 )1 / 2
N D  4n3D / 3
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E. Amata, IFSI/CNR
Relazioni Sole-Terra
Vento solare
Magnetosfera
Sole
Scambio
di plasma
Correnti
allineate
UV
Ionosfera
Effetto
Joule
Radiazione e.m.
Proiezione di
E lungo B
Interazioni
ioni-neutri
Atmosfera
Accademia dei Lincei, 10 ottobre 2002.
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Una macchia solare
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E. Amata, IFSI/CNR
Vento solare lento e veloce
Buchi coronali
Linee di B
chiuse
Vento veloce (alla Terra):
700 km/s, 3 cm-3, 2 ·105 K
Vento lento (alla Terra):
400 km/s, 8 cm-3, 4 ·104 K
Il vento solare
visto da Ulisse
(09/1994 – 07/1995)
Accademia dei Lincei, 10 ottobre 2002.
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Avvicinandosi nuovamente al
minimo solare Ulisse osserva
il ricostituirsi della regione di
vento veloce ad alta latitudine
eliosferica.
Al minimo solare Ulisse osserva
ampie regioni di vento veloce
ad alta latitudine eliosferica.
Al massimo solare Ulisse non
osserva il vento veloce ad alta
latitudine eliosferica..
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E. Amata, IFSI/CNR
Onda d’urto stazionaria
Magnetopausa
Coda geomagnetica
Vento
solare
Foglio di corrente
Dipolo geomagnetico
Regione di transizione
Accademia dei Lincei, 10 ottobre 2002.
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Cuspide esterna
Cuspide
Polare
settentrionale
Correnti nella
magnetopausa
Mantello
Ionosfera
Lobo settentrionale
Entry Layer
Plasma sheet
Plasmasfera
LLBL
PSBL
Vento
solare
Correnti
allineate
Corrente nella
magnetopausa
Magnetopausa
Corrente ad anello
Cuspide polare meridionale
Corrente del
foglio neutro
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LLBL
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La magnetopausa
La magnetopausa è una superficie 3D, grosso modo un paraboloide di rotazione intorno alla retta Terra-Sole.
Essa racchiude la magnetosfera in cui è, in prima approssimazione, confinato il campo geomagnetico.
Il suo punto subsolare, sua intersezione con la retta Terra-Sole,
si trova in media a 10 RT dal centro della Terra. La sua posizione
esatta si calcola eguagliando la pressione totale del vento solare
all’esterno con quella all’interno di essa.
Lo spessore della magnetopausa è dell’ordine del raggio di Larmor dei protoni, ………………
La magnetopausa sulle cuspidi è incavata verso l’interno per la presenza di una regione
di plasma del vento solare accumulato nella cosiddetta “cuspide esterna”.
Alla magnetopausa si ha la riconnessione del campo magnetico del vento solare con quello terrestre.
In conseguenza della riconnessione alla magnetopausa, si formano regioni sulla magnetopausa, soprattutto
nelle regioni polari, attraverso cui le linee di forza del campo geomagnetico si estendono nel vento solare.
Il plasma che, in vario modo, penetra attraverso di essa crea immediatamente al suo interno:
il mantello, lo strato di ingresso (Entry Layer), il Low Latitude Boundary Layer (LLBL).
Analogamente, plasma magnetosferico, e.g. fasci di O+ ionosferico, penetra in modo intermittenente attraverso
di essa nel vento solare della regione di transizione e ne viene trasportato via.
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Struttura della magnetopausa
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Le cuspidi polari
Le cuspidi polari sono due regioni a forma di imbuto che, nel piano meridiano contenente la retta
Terra-Sole, separano le linee di forza del settore giorno da quelle del settore notte.
In corrispondenza delle cuspidi, la magnetopausa è incavata verso l’interno per la presenza di una regione
di plasma del vento solare accumulato nella cosiddetta “cuspide esterna”, limitata da una
discontinuità nel flusso della regione di transizione di natura ancora oggetto di studio.
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Sistema di correnti elettriche
e linee di forza del campo magnetico
alla magnetopausa
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L’aurora vista da terra …
… e dallo spazio.
E. Amata, IFSI/CNR
La riconnessione alla magnetopausa e nel foglio neutro della coda
Bz < 0
Bz > 0
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Densità di alcune specie ionosferiche
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La ionosfera
La ionosfera è così detta perché le sue
molecole sono ionizzate in misura tale da
essere dominata da fenomeni
elettromagnetici.
Convezione del plasma con V = E x B
Correnti di Hall e Pedersen
perpendicolari a B
Fattori ionizzanti
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E. Amata, IFSI/CNR
nin << gi
Gli ioni
subiscono il
trascinamento
E x B come gli
elettroni
 convezione
del plasma
nen < < ge
Gli elettroni subiscono il trascinamento E x B
 corrente di Hall fino a che nin << gi poi convezione
nin ~ gi
Gli ioni non
girano intorno a
B e seguono E^
(corrente di
Pedersen)
nin > > gi
Gli ioni non girano intorno a B né
riescono a seguire E^
ma seguono i neutri
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Alcuni collegamenti a siti www su argomenti connessi.
Da questi siti si può facilmente arrivare a qualunque altro sito che tratti tali argomenti.
http://www.oulu.fi/~spaceweb/textbook/
http://sci.esa.int/home/spacetopics/index.cfm
http://lws.gsfc.nasa.gov/
http://ilws.gsfc.nasa.gov/ilws_resources.htm
http://superdarn.jhuapl.edu/
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Fine
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