Le relazioni Sole - Terra

Onde elettromagnetiche e particelle di diversa energia investono la Terra continuamente in funzione dello stato di attività del Sole. Oltre ad influenzare le condizioni fisiche globali del pianeta (per esempio, la radiazione riscalda l'atmosfera), i fenomeni che essi producono interessano direttamente le attività umane terrestri e spaziali e vengono perciò accuratamente studiati per cercare, se possibile, di prevederli e per capire meglio i meccanismi che ne sono la causa.

Si è così sviluppata una branca di ricerca squisitamente multidisciplinare, poiché coinvolge la Fisica solare, la Fisica terrestre, la Geofisica, la Meteorologia, la Biologia, la Medicina ed altre ancora, che prende il nome di Fisica delle relazioni Sole-Terra. Il processo di identificazione delle relazioni Sole-Terra iniziò nella seconda metà dell'Ottocento, ma la conferma definitiva si ebbe quasi 90 anni dopo, con l'avvento dell'era spaziale. Infatti nel 1860 il fisico inglese Richard C. Carrington mise in evidenza la correlazione fra il verificarsi di brillamenti solari ed aurore polari sulla Terra e successivamente venne identificata anche quella esistente fra il numero delle macchie solari e le perturbazioni del campo magnetico terrestre. Due studiosi norvegesi, Stormer e Birkeland, stabilirono che la causa di entrambi i fenomeni era da attribuirsi a particelle cariche espulse dal Sole, che interagivano nel primo caso con l'atmosfera e nel secondo con il campo geomagnetico. Karl F. Gauss suggerì inoltre che le correnti elettriche presenti nell'alta atmosfera potessero influire sulle perturbazioni geomagnetiche e nel 1880 Baifour Stewart sviluppò l'idea di Gauss, specificando come venti atmosferici di alta quota dessero origine a correnti elettriche in base ad un effetto dinamo, poiché sospingevano un mezzo conduttore, il plasma atmosferico, nel campo geomagnetico.

Nel 1901 Guglielmo Marconi realizzò con successo un esperimento di propagazione delle onde radio attraverso l'Oceano Atlantico, aggirando problemi posti dalla curvatura della Terra grazie alla presenza di uno strato conduttore nell'alta atmosfera che agiva da specchio e rifletteva le radioonde. Nel 1924 Appleton e Barnett, ricercatori inglesi, e Breit e Tuve, americani, registrarono l'eco di onde radio trasmesse verticalmente verso l'alta atmosfera e provarono in tal modo l'esistenza di uno strato conduttore ionizzato, la ionosfera, situato ad altezze superiori a 50 km. Non era chiaro però l'agente che ionizzava questo strato atmosferico costituito da particelle cariche e si pensò che potesse essere la radiazione ultravioletta (UV) del Sole, sufficientemente energetica per rendersi responsabile del meccanismo. Ciò venne confermato solo dalle prime misure effettuate dal NavaI Research Laboratory statunitense, che lanciò nel 1946 un razzo V2 dotato di uno spettrometro UV ed effettuò il primo spettro UV della radiazione solare mettendo anche in evidenza l'assorbimento dei raggi UV operato dallo strato di ozono. Accurate misure a Terra e dallo spazio mostrano che il nostro pianeta possiede un campo magnetico di debole intensità (31 microTesla all'equatore, poco più di 1/16.000 del campo pii intenso rilevato nelle macchi solari), la cui esistenza è connessa con un nucleo interno di ferro e nichel e con la rotazione de nucleo esterno elettricamente conduttore, che dà origine ad un effetto dinamo. In assenza del vento solare, le linee di forza de campo geomagnetico si disporrebbero in modo simmetrico rispetto ai poli magnetici, tracciando così la tipica configurazione dipolare. Però il continuo flusso di ioni ed elettroni provenienti dal Sole comprime il campo dalla parte rivolta verso di esso: il campo è però "schiacciato" dal lato esposto alla radiazione ed "espanso" in quello in ombra. Le particelle, deviate in direzione perpendicolare alle linee magnetiche sono costrette a defluire intorno al campo, che fa, per così dire, da "scudo" al vento solare; si crea così un fronte d'urto "di prua" man mano che il campo geomagnetico fende il vento solare. Le linee di forza del campo interplanetario da esso trasportato si richiudono al di là della Terra, dando origine ad una regione di forma asimmetrica chiamata magnetosfera, ove agisce il campo magnetico terrestre, delimitata da un sottile confine definito magnetopausa. La magnetopausa si trova a 10-12 Rt (1 Rt = 1 raggio terrestre = 6378 km) in direzione del Sole ed a circa 1000 Rt in quella opposta, dove campo geomagnetico e campo interplanetario sono indistinguibili.

Come indica il monitoraggio continuo a cui è sottoposto, il campo geomagnetico non è costante, ma subisce delle variazioni in intensità e direzione a causa di molti fattori concomitanti, di cui quello predominante è di origine solare. Quando esse sono particolarmente intense si parla di tempeste geomagnetiche, che consistono in diminuzioni considerevoli della componente orizzontale del campo (fino a parecchi decimi di microTesla) in coincidenza con l'arrivo di plasma solare ad alta velocità prodotto da un brillamento; le tempeste geomagnetiche possono durare da alcune ore a parecchi giorni. Le particelle energetiche possono penetrare inoltre nel campo fino ad una distanza di 2 raggi terrestri, prevalentemente in prossimità dei poli, e vengono intrappolate nelle regioni di Van Allen (quelle "n-terne", tra 1,2 e 4,5 RT, o quelle esterne ,tra 4,5 e 6,0 RT), dove possono rimanere per mesi ed anni rimbalzando da un polo all'altro: esse infatti percorrono traiettorie a spirale intorno alle linee di forza, che si concentrano nei poli, dove il campo è più intenso, e fungono da specchio, dando origine ad una "bottiglia magnetica". Le particelle del vento solare deviate dal campo vengono inoltre accumulate nella "coda" della magnetosfera nel corso di processi di riconnessione delle linee di forza del campo interplanetario con quello geomagnetico. Tale processo viene interrotto dalle sub-ztempeste magnetosferiche, diminuzioni del campo geomagnetico, della durata di 1-3 ore, legate a variazioni che avvengono nel sistema di correnti elettriche della ionosfera (correnti di Birkeland). Conseguentemente, le particelle accumulate vengono liberate ed iniettate nell'alta atmosfera terrestre vicino ai poli, dove inducono negli atomi e nelle molecole quei fenomeni di fluorescenza (cioè eccitazione e successiva diseccitazione con emissione di luce) noti come "aurore polari". Le aurore avvengono ad altezze comprese tra 70 e 1200 km, interessando così la mesosfera, la ionosfera e la termosfera con drappeggi di colore verde e arancio dovuti all'ossigeno, rossi e blu all'idrogeno, violetti all'azoto.