didattica

Rivista Ligure di Meteorologia – n° 25 anno VII
DIDATTICA
Di: Diego Rosa
Aurore polari
Seconda parte
I più affascinanti fenomeni ottici dell’atmosfera sono senza dubbio le aurore polari, boreali od
australi. Si verificano alle alte latitudini dell’emisfero N e a quelle basse dell’emisfero Sud. La
zona artica di massima frequenza corre su una linea che partendo dalla parte nord della
Norvegia, tocca la nuova Zemlia, la costa N della Siberia, l’Alaska, la Baia di Hudson, il
Labrador e l’ Islanda. Esse sono generate dall’urto delle particelle cariche (elettroni, protoni,
ioni) costituenti il così detto vento solare, con la parte più alta dell’atmosfera formata da
particelle ionizzate (ad una altezza normalmente compresa tra i 90 ed i 300 Km) complice il
campo magnetico terrestre che deviandole le concentra in una fascia circumpolare abbastanza
ristretta.
Esaminiamo separatamente questi due fattori: il magnetismo terrestre ed il vento solare e poi
la loro iterazione.
Il magnetismo terrestre
I cinesi alcuni secoli prima di Cristo ed in seguito i Greci avevano notato che alcune rocce
contenti ossidi di ferro avevano la proprietà di attirare limatura o pezzetti di ferro esercitando
una forza misteriosa che in Occidente venne detta magnetica dalla città di Magnesia dove
erano presenti giacimenti di tali minerali.
Fig. 1 - Deformazione del campo magnetico terrestre
ad operadel vento solare
Il flusso del vento solare corrisponde ad una perdita di massa del nostro astro di ca. 800 kg/s
molto piccola rispetto a quella corrispondente all’energia irraggiata dedotta dall’ equazione
eisteniana: e=mc2 con e=energia, m=massa e c=velocità della luce. In effetti tenendo
dell’irraggiamento specifico ai confini dell’atmosfera (costante solare) pari a 1366 W/m2, la
potenza emanata dal sole è di ca. 2,8 1026 W corrispondente ad una perdita di massa pari a
0,42 109 kg al secondo.
Il vento solare non è costante . Durante i così detti brillamenti solari dovuti a fenomeni di
riconessione di campi magnetici che si formano sulla superfice dell’astro, il vento solare
aumenta notevolmente di intensità ed una grande quantità di particelle cariche riesce a
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penetrare nell’alta atmosfera terrestre senza essere intrappolate nelle così dette fasce di Van
Allen.
Le fasce di Van Allen
Abbiamo ancora visto precedetemente come una particella carica che si muova in un campo
magnetico subisca una forza che agisce sempre perpendicolarmente alle linee del campo ed
alla velocità istantanea della particella. Ciò ne determina una traiettoria spiraleggiante attorno
alle linee del campo stesso. Il raggio r del cilindro ideale attorno cui essa si avvolge diminuisce
all’aumentare dell’intensità del campo ed al diminuire della velocità giacchè, a regime, deve
essere mantenuto l’equilibrio tra la forza cetrifuga e la forza magnetica
mv2/r =μ0qv/ B
dove m è la massa della particella, v la sua velocità, B l’induzione magnetica, q la carica e μ 0 la
permeabilità magnetica del vuoto.
Se l’induzione B non ha intensità costante ma aumenta lungo la direttrice del moto di
traslazione della particella cioè se secondo la convenzione, le linee che rappresentano il campo
si ravvicinano in quella direzione, la sua traiettoria diventa più complessa e la particella ad un
certo punto può rimbalzare indietro ( formazione dello specchio magnetico), Fig. 2.
.
Fig. 2 - Traiettoria di una particella
carica generata dall’interazione dei
raggi cosmici con l’alta atmosfera
Tenendo conto dell’andamento delle linee del campo attorno alla terra (Fig. 3) che si
avvicininano andando verso i poli magnetici, molte particelle sia provenienti dal sole che
generate dall’interazione dei raggi cosmici con l’alta atmosfera, rimbalzano procedendo verso i
poli in punti detti coniugati di riflessione e restano così intrappolate in due fascie toroidali
chiamate fasce di Van Allen dal nome dello scopritore James Van Allen che le identificò nel
1958 utilizzando dei rivelatori posti a bordo dei satelliti artificiali Explorer 1 e 2.
Le fasce sono 2 : una più interna costituita essenzialmente da protoni ad alta energia.
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Fig. 3 - Le fasce di Van Allen
(10-100 Mev) originate dall’iterazione dei raggi cosmici con l’atmosfera ed una seconda pù
esterna composta sopratutto da elettroni di energia dell’ordine dei KeV (Mev e Kev risp. milioni
e migliaia di elettronvolt)
L’aurora polare
L'aurora polare è prodotta da quelle particelle cariche di elettricità, per la gran parte costituite
da protoni ed elettroni, costituenti il vento solare, che sfuggono all’intrappolamento magnetico
e penetrano nell’alta atmosfera terrestre (tra 100 e 300 km) ove si scontrano con le molecole
del gas (sostanzialmente azoto ed ossigeno) che la costituisce eccitandole , cioè portando
alcuni elettroni atomici in orbite più esterne, di maggiore energia. Il ritorno degli elettroni alle
loro orbite originarie provoca emissione di onde elettromagnetiche di frequenza proporzionale
al salto energetico tra le due orbite. I colore rosso e verde sono dovuti all’interazione con
l’ossigeno, il blu il viola ed il rosa all’iterazione con l’azoto.
Lo scontro avviene dove le linee del campo magnetico terrestre attorno cui spiraleggiano le
particelle intersecano l’atmosfera, cioe nelle zone subpolari.
Esiste tuttavia un’altro fenomeno che concorre alla formazione della luce diffusa che sovente
costituisce uno sfondo colorato e poco visibile dell’aurora vera e propria ; la corrente elettrica
che si stabilisce nella ionosfera.
Fig. 4 - Aurora boreale con colorazione rossa dovuta alla
diseccittazione dell'ossigeno atomico
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Il meccanismo preciso che genera le aurore è tuttavia molto più complesso ed ancora non
completamente chiarito, ciò a causa della complicata interazione tra il campo magnetico
trasportato del vento solare e quello terrestre
Le regioni ove con più frequenza si hanno le aurore polari costituiscono le cosidette zone
aurorali od “auroral oval” che si dispongono ad anello attorno ai poli magnetici.
Fig. 5 - Le zone arorali attorno ai poli
In tali zone le aurore si possono verificare in ogni periodo dell’anno con una frequenza
maggiore attorno agli equinozi ed in corrispondenza del massimo dell’attività e della presenza
delle macchie solari durante il loro ciclo di 11 anni. Esse si manifestano un giorno dopo il
transito di macchie e brillamenti sul meridiano centrale del sole ritardo dovuto al tempo di
percorrenza del tragitto terra - sole. La massima visibilità si ha intorno a mezzanotte e poco
prima dell’alba.
ltre il 60° parallelo in Europa esse si osservano circa 100 giorni l’anno, ma durante le più
violente tempeste solari possono apparire molto più a sud. Eccezionale è stata l’aurora
osservata a Singapore il 25 settembre 1909.
Le aurore possono assumere forme diffuse oppure ad arco, a bande, a raggi, a drappeggi a
corone, a bande.
Le forme diffuse somigliano a nubi, con indistinti colori, illuminate da luce mutevole.
Gli archi sono raggiati od omogenei, disposti normalmente al meridiano megnetico del sito con
culmine sul meridiano stesso, verdi in alto, gialli nella parte mediana, rossi in fondo.I raggi
sono disposti a ventaglio e talora sono pulsanti od effimeri.
I raggi singoli o a fasci, stabili o pulsanti, fissi oppure migranti, si orientano di regola come le
linee del campo magnetico.
I dappeggi appaiono come cortine talora disposte a ventaglio.
Le corone presentano pennacchi che si irradiano dal punto in cui le linee del campo magnetico
incontrano la volta celeste.
Le bande, omogenee o raggiate, hanno la direzione degli archi.
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La luminosità va da quella della Via Lattea a quella della Luna piena (rapporto fotometrico di 3
decadi). Essa decresce con la distanza dai poli magnetici. I colori appaino distinti solo nelle
manifestazioni di massima luminosità e sono sopratutto il verde, il violetto, il rosso, il giallo. Il
grigio-viola può caratterizzare le alte aurore illuminate dal sole da sotto l’orizzonte.
Fig. 6 - Aurora boreale sopra Cortina d’Ampezzo
il 20/11/2003.
Foto di Diego Gaspari Bondion
Fig. 7 - Aurora Boreale ad arco raggiato a Cortina d’Ampezzo il 20/11/2003 dal rifugio
Scoiattoli verso la Tofana di Roces. Autore: Giuseppe Menardi
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Fig. 8 - Splendida immagine di un’aurora boreale
ripresa da un satellite
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