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Su questa pagina troverete una panoramica di cosa sia la meteorologia spaziale. Per una spiegazione più dettagliata con immagini e altri strumenti utili vi invitiamo a cliccare sui collegamenti che troverete sotto ogni paragrafo. Se avete ancora una domanda scottante, siete pregati di lasciare un post sui nostri forum e faremo del nostro meglio per aiutarvi.

Basi di Meteorologia Spaziale

La meteorologia spaziale inizia sul Sole. Il Sole è molto più che una sfera incandescente e brillante nel mezzo del nostro sistema solare. Il Sole è molto dinamico e gioca un ruolo chiave nell'intero Sistema Solare.

La prima cosa che dobbiamo comprendere è che lo spazio non è così vuoto come potrebbe sembrare. Lo spazio è pieno di flussi costanti composti da particelle altamente cariche (elettroni) che provengono dal Sole. Questo flusso è ciò che chiamiamo vento solare. Il campo magnetico circostante al nostro pianeta si assicura che tutti coloro che vi vivano siano protetti da questo vento solare. Se non avessimo un campo magnetico intorno al nostro pianeta, la Terra sarebbe esattamente come Marte: un pianeta sterile senza un'atmosfera dove gli umani non potrebbero sopravvivere. Mentre è una gran cosa che abbiamo questo campo magnetico intorno al nostro pianeta per proteggerci, il nostro campo magnetico non è impermeabile al 100%. Il vento solare può ancora penetrare la nostra atmosfera vicino ai punti deboli in una forma ovale intorno ai poli magnetici del nostro pianeta. Il vento solare vi collide con gli atomi di ossigeno e idrogeno che compongono la nostra atmosfera ad un'altitudine principalmente tra gli 80 e i 600 chilometri. Quando il vento solare collide con questi atomi, gli atomi nella nostra atmosfera ricevono temporaneamente un potenziamento energetico. Quest'energia causa il rilascio temporaneo di fotoni a questi atomi nella nostra atmosfera, una forma di energia che vediamo come luce. Questi atomi emettono tale luce finché non si calmano. La luce che questi atomi emettono è l'aurora che vediamo nel cielo notturno.

Il vento solare è il primo pezzo del puzzle che dobbiamo conoscere per comprendere completamente di cosa tratta la meteorologia spaziale. Il secondo pezzo del puzzle ha a che fare con il campo magnetico del Sole. Questo è ciò che chiamiamo campo magnetico interplanetario. Il campo magnetico interplanetario è trasportato per il sistema solare dai venti solari e le sue proprietà cambiano continuamente. Il campo magnetico interplanetario cambia costantemente sia in forza che in direzione. Per l'aurora vogliamo che la forza totale del campo magnetico interplanetario sia più alta possibile (indicata con Bt) e che il componente Z (Bz) del campo magnetico interplanetario sia diretto a sud. Sul grafico che potete trovare sul nostro sito vedrete un valore negativo quando il componente Z (Bz) del campo magnetico interplanetario è diretto verso sud.

Ma perché è così importante per noi che il componente Z del campo magnetico interplanetario si rivolga a sud? In realtà è abbastanza facile da capire se avete mai giocato con i magneti a barra. Se prendete due magneti a barra ordinari e provate a mettere insieme entrambi i poli del nord (o del sud), vedrete che i magneti vogliono allontanarsi tra loro. Si repellono. Se mettete i poli nord e sud insieme vedrete che si attraggono! Le polarità opposte si attraggono! Esattamente lo stesso principio si verifica nello spazio dove il campo magnetico interplanetario e il campo magnetico terrestre si incontrano come linee del campo magnetico dal punto della Terra da sud a nord. Questo è il componente Z del campo magnetico terrestre e punta sempre a nord. Quando il componente Z del campo magnetico interplanetario punta anch'esso a nord vedremo che proprio come nei magneti a barre che abbiamo a casa, il vento solare viene respinto e non riesce a connettersi con il campo magnetico terrestre, rendendo più difficile l'entrata nella nostra atmosfera.

Ora pretendiamo che il componente Z (Bz) del campo magnetico interplanetario si sia rivolto a sud. Sappiamo ora che poiché il campo magnetico della Terra punta a nord, il campo magnetico interplanetario con un componente Z verso sud riesce molto più facilmente a connettersi con il campo magnetico del nostro pianeta. Pensa ai magneti a barre! Sud e nord si attraggono! Con questa connessione, sarà molto più facile per il vento solare entrare nella nostra atmosfera. Sul grafico che potete trovare sul nostro sito vogliamo vedere un valore negativo. Ciò significa che il componente Z (Bz) del campo magnetico interplanetario punta a sud.

Il vento solare e il campo magnetico interplanetario non sono costanti nella loro forza, direzione, densità e velocità. Questi valori possono essere drammaticamente differenti da momento a momento. Il vento solare qui sulla Terra ha una velocità di circa 300km/s durante condizioni normali. Tuttavia, questa velocità può aumentare drasticamente grazie a certi eventi sul Sole a 1000km/s o talvolta persino di più! La densità del vento solare (numero di particelle del vento solare per centimetro quadrato) può anche essere totalmente differente da momento a momento. Anche il campo magnetico interplanetario può aumentare drasticamente in forza, il che può a sua volta causare una risposta molto più drammatica quando interagisce con il campo magnetico interplanetario. Con un'alta velocità e densità del vento solare e un campo magnetico interplanetario forte diretto a sud possiamo vedere che il campo magnetico della Terra viene sopraffatto dal vento solare, a sua volta causando il raggiungimento dell'atmosfera da sempre più particelle del vento solare. L'aurora diventa più luminosa e l'ovale aurorale si espanderà a latitudini inferiori al normale. Quando questo si verifica parliamo di una tempesta geomagnetica. Torneremo a questo più tardi perché prima dobbiamo imparare cosa causa queste condizioni meteorologiche spaziali aumentate. Per trovarne la causa, dobbiamo ovviamente concentrarci un'altra volta sul Sole. Abbiamo due fenomeni distinti di cui dobbiamo imparare: i fori coronali e le espulsioni di massa coronale.

Fori coronali

Iniziamo con i fori coronali. Un foro coronale è un'area sul Sole dove le linee del campo magnetico del Sole si distendono per lo spazio. Questo causa la formazione di un foro nella corona, lo strato più esterno del nostro Sole. Questi fori coronali sono aree sul Sole dove il vento solare può evadere a velocità superiori del normale. Quando tale area è rivolta verso la Terra, il vento solare di tale foro coronale inizierà a raggiungere il vento solare normale, spesso considerevolmente più lento del vento solare proveniente da un foro coronale. Questo causa la formazione di un'onda d'urto dove il vento solare ha una densità maggiore e inoltre che trasporta con sé un campo magnetico interplanetario molto più forte. Quando l'onda d'urto è passata vedremo che la densità e la forza del campo magnetico interplanetario diminuiscono e che la velocità dei venti solari aumenta. I fori coronali sono spesso la sorgente di tempeste geomagnetiche da minori a moderate sulla Terra.

Espulsioni di massa coronale

Gli effetti meteorologici spaziali più drammatici provengono dalle cosiddette espulsioni di massa coronale. Un'espulsione di massa coronale (o CME in breve) è fondamentalmente una nuvola gigante di plasma solare intrisa di linee del campo magnetico solare che è espulsa dal Sole durante eventi drammatici come brillamenti solari ed eruzioni di filamenti. In seguito daremo un'occhiata a cosa siano esattamente brillamenti solari ed eruzioni di filamenti, ma è saggio ricordare questi due termini poiché li sentirete nelle nostre analisi!

Ma diamo uno sguardo più approfondito alle espulsioni di massa coronale. Un'espulsione di massa coronale è un'enorme nuvola di particelle del vento solare che è spesso più veloce e densa del vento solare ambientale. Il campo magnetico interplanetario entro questa espulsione di massa coronale è anch'esso molto più forte. Il campo magnetico interplanetario ha una forza totale (Bt) di circa 6 nanoTesla qui sulla Terra ma all'interno di essa può aumentare a 40nT o persino di più! Potete immaginarvi che il campo magnetico della Terra possa rispondere violentemente quando la forza del campo magnetico interplanetario aumenta così tanto!

Una cosa importante che dobbiamo capire è che le espulsioni di massa coronale sono lanciabili in ogni direzione. Più spesso che non saranno dirette lontano dalla Terra. Se siamo fortunati del fatto che molte nuvole di plasma vengono verso il nostro pianeta, allora con un po' di fortuna potremo goderci delle fantastiche comparse aurorali spesso a latitudini molto inferiori del normale.

Macchie, eruzioni e filamenti solari

Ora sappiamo cosa sia un'espulsione di massa coronale ma come fa il Sole a espellere queste enormi nuvole di plasma? Ovviamente per questo rivolgiamo un'altra volta la nostra attenzione al Sole. Le più forti espulsioni di massa coronale sono quasi sempre il risultato di brillamenti solari. I brillamenti solari sono esplosioni intensi sul Sole che si verificano alle regioni di macchie solari complesse. Un brillamento solare è così incredibilmente potente che è difficile immaginarci la loro forza. Un brillamento solare equivale alla potenza di milioni di bombe nucleari. Queste esplosioni possono spezzare le linee del campo magnetico vicino a una regione di macchie solari ed espellere una parte dell'atmosfera solare (la corona) nello spazio. Il plasma che viene espulso e inizia il suo viaggio per lo spazio interplanetario è ciò che chiamiamo un'espulsione di massa coronale.

But more about those sunspots because without sunspots, we will not have any solar flares. Sunspots are darker and cooler areas on the solar surface where strong magnetic field lines come up from the interior of the Sun through the solar surface. When these magnetic field lines become entangled with each other and snap, they release a huge amount of energy which we call a solar flare. Sunspots are however not something we can always find on our Sun, the Sun follows a pattern of about 11 years where the Sun goes from pretty much no sunspots to very many sunspots, and back to no sunspots again. This is what we call a solar cycle.

Anche le cosiddette eruzioni di filamenti possono lanciare espulsioni di massa coronale nello spazio. I filamenti sono nuvole di gas ionizzati che si formano sulle superfici solari tra le aree di polarità magnetiche opposte. Quando un filamento diviene instabile, spesso collassa e viene riassorbito dal Sole. Un'altra possibilità è che erutti e riesca a scappare dalla gravità del Sole, la nuvola di plasma risultante è detta… senza dubbio lo avrete indovinato... un'espulsione di massa coronale.

Gli eventi solari violenti come i brillamenti solari e le eruzioni di filamenti talvolta espellono grandi quantità di particelle cariche nello spazio. Le particelle più importanti sono i protoni che possono causare danno ai satelliti e rendere difficili o persino impossibili le comunicazioni radio ad Alta Frequenza alle latitudini polari. Quando questi protoni eccedono una certa soglia parliamo di una tempesta di radiazioni solari.

Aurora

Okay, ora sappiamo molto sulla meteorologia spaziale. Ricapitoliamo: sappiamo che la meteorologia spaziale inizia sul Sole, dove un flusso costante di particelle altamente cariche dette venti solari evadono il Sole. Occasionalmente, vediamo un aumento drastico nella quantità di venti solari che lasciano il Sole: i flussi di venti solari dei fori coronali e le espulsioni di massa coronale. Il vento solare porta con sé il campo magnetico del Sole, che chiamiamo campo magnetico interplanetario. Quando il componente Z (Bz) del campo magnetico interplanetario si dirige a sud (negativo), questo causa una buona connessione con il campo magnetico della Terra che a sua volta rende più facile la penetrazione dei venti solari nella nostra atmosfera. Quando tutti i pezzi del puzzle vanno a posto vedremo un aumento drammatico nell'attività aurorale che a sua volta rende visibile l'aurora dalle latitudini più basse del normale. Questo è ciò che chiamiamo tempesta geomagnetica.

Una tempesta geomagnetica è dunque il risultato di un flusso del vento solare dei fori coronali o un'espulsione di massa coronale che arriva alla Terra. Quando sappiamo che ci potrebbe essere una possibilità di maggiore attività aurorale è tempo di dare un'occhiata a cosa i magnetometri ci stiano dicendo. I magnetometri sono sensori davvero sensibili che si trovano intorno al globo e misurano il disturbo del campo magnetico intorno al nostro pianeta. Possiamo trovare molti grafici su internet di magnetometri intorno al mondo e se combiniamo tutti questi dati possiamo intuire abbastanza bene quanto sia forte la tempesta geomagnetica in questo momento e a quali latitudini potremmo vedere l'aurora. Con i dati di questi magnetometri, potete dare un certo valore Kp al disturbo geomagnetico. L'indice Kp inizia a 0 e arriva a 9. Le tempeste geomagnetiche iniziano a un Kp di 5, equivalente a una tempesta geomagnetica minore e arrivano a Kp9, che sarebbe una tempesta geomagnetica estrema. L'indice Kp è dunque un modo basilare di dirci quanto sia grande l'ovale aurorale e quanto sia forte l'aurora.

I computer provano anche a stimare quale sarà l'indice Kp nel futuro prossimo usando i dati dei venti solari e dell'IMF. Questo non è sempre affidabile al 100%, ma per i principianti è uno strumento eccellente per fare predizioni grezze se ci sarà la possibilità di un'aurora nelle ore a venire. Per un aiuto più dettagliato vi invitiamo a leggere gli articoli sotto.

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